ŽEŇ OBJEVŮ 2014

• 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. Kentauři a Trojané
    • 1.2.3. Planetky hlavního pásu
    • 1.2.4.Křížiči (NEO)
    • 1.2.5. Komety
    • 1.2.6. 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 vlastnosti prahvězd
  • 2.4. Osamělé hvězdy
  • 2.5. Těsné dvojhvězdy a vícenásobné soustavy
  • • 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. Planetární mlhoviny a 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 záření rentgenového a gama
  • 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
  • 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
  • 5.10. Kupy a nadkupy galaxií
• 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 doc. RNDr. Jiřího Boušky, CSc. (^*1925) z Astronomického ústavu UK v Praze, doc. RNDr. Josipa Kleczka, DrSc. (^*1923) z Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově a RNDr. Stanislava Štefla, CSc. (^*1955) z Evropské jižní observatoře v Chile.

"Správné rozhodnutí vyplývá ze zkušenosti, ale zkušeností nabýváme ze špatných rozhodnutí."
Theodor von Kármán (1881-1963), průkopník kosmonautiky

Úvodem

V r. 2014 vrcholila úspěšná mise sondy MESSENGER, která získala komplexní údaje o planetě Merkur, planetu Mars zkoumala stále početnější flotila kosmických sond i dvě vozítka na jejím povrchu, kosmická sonda Rosetta zaparkovala na oběžné dráze kolem komety Čurjumov-Gerasimenková a neúnavné sondy Voyager posílaly průběžně údaje ze vzdáleností až 130 au od Slunce. Vytrvalá družice Kepler identifikovala již 1 tisíc exoplanet během své více než čtyřleté činnosti na heliocentrické dráze a zahájila nový program K2 sledování exoplanet podél ekliptiky. Astronomům se podařilo pozorovat na vhodně vzdálených interstelárních mračnech prachu světelné ozvěny výbuchů hmotné a svítivé proměnné hvězdy η Carinae, které proběhly mezi lety 1840-1860, a rekonstruovat světelné křivky, a dokonce i spektra supernov, jež vybuchly v letech 1572, 1680 a 1987. Záhadný prachoplynový oblak G2 proletěl vcelku bez úhony pericentrem své protáhlé eliptické dráhy kolem černé veledíry v jádře naší Galaxie a gigantický výpočetní program ILLUSTRIS dokončil zatím nejrozsáhlejší hydrodynamický výpočet vývoje vesmíru od 12 mil. let po velkém třesku až do současnosti.

Během roku byly zveřejněny výsledky měření fluktuací a polarizace reliktního záření dosud nejpřesnější družicí Planck, což vedlo ke zlepšení znalosti kosmologických parametrů i prvnímu zmapování průběhu siločar magnetických polí v naší Galaxii. Hubbleův kosmický teleskop začal využívat mezilehlých kup galaxií jako zesilujících gravitačních čoček pro zobrazení extrémně vzdálených galaxií a přitom se podařilo objevit supernovu Refsdal, jejíž rozštěpené obrazy zmíněnou čočkou přicházejí přicházejí k Zemi opakovaně vícekrát za sebou. To jsou některé hrozinky z čím dál tím většího a výživnějšího koláče astronomických objevů roku 2014, z něhož v následujícím rozsáhlém textu lze stejně postihnout jen několik málo procent skvělých výsledků soudobé pozorovací i teoretické astronomie a astrofyziky.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

A. Verma aj. zkombinovali pozemní radarová měření vzdáleností Merkuru za období let 1960-1998 s měřením poloh Merkuru při pěti průletech kosmické sondy Mariner 10 v 70. letech minulého století s nejnovějšími údaji získávanými kosmickou sondou a oběžnicí Merkuru MESSENGER od března 2008 do podzimu 2009. Výsledkem je výrazné zpřesnění efemerid poloh těles Sluneční soustavy a potvrzení řady jemných vlivů obecné teorie relativity na dráhu této planety nejbližší ke Slunci, když střední chyba měření poloh Merkuru se zlepšila o plné dva řády na současnou chybu jen ±9 m! Na daném stanovišti Merkuru vychází Slunce vždy po 176 dnech, protože Merkur se během dvou oběhů kolem Slunce otočí třikrát kolem své osy. Jelikož jeho dráha kolem Slunce je silně výstředná (e = 0,21), dosahuje povrchová teplota na přivrácené polokouli Merkuru v přísluní až 700 K, zatímco v odsluní jen 500 K.

E. Aspaugh a A. Reufer proto upozornili, že vznik Merkuru musel být velmi komplexním procesem, v němž hrály roli lehké srážky s menšími tělesy, jež při tečných kolizích dokázaly otrhat Merkur o jeho původní plášť, protože jinak nelze vysvětlit, že v současnosti tvoří 70 % hmotnosti planety železné jádro. Těmito srážkami lze pak vysvětlit i mimořádně velkou výstřednost dráhy Merkuru, suverénně nejvyšší mezi všemi osmi planetami Sluneční soustavy.

S. Nayakshin uvedl, že na povrchu Merkuru zůstal poměrně těkavý draslík, což znamená, že při svém vzniku nebyl povrch Merkuru vystaven příliš vysokým teplotám. Zato se zřejmě vypařily silikáty, kdežto nejodolnější vůči teplotám až 1,2 kK byla zrnka železa. Merkur se utvořil ještě před rozplynutím sluneční pramlhoviny a smršťoval se vlivem slapů. Poznatky o gigantickém železném jádru Merkuru mohou být zajímavé i pro pravděpodobnou existenci kovových jader Uranu a Neptunu. P. Byrne aj. uvedli, že povrch Merkuru je tvořen jedinou tektonickou deskou, která je ovšem silně zprohýbaná vinou poměrně velkého smršťování planety, jejíž poloměr se od vzniku Merkuru zmenšil o plných 7 km.

N. Chabotová aj. zjistili z podrobného rozboru snímků polárního impaktního kráteru Prokofjev, že ledové vrstvy na jeho dně jsou mladší než kráter, což znamená, že buď se tam vytvořily později vyvržením podpovrchovým zásob ledu při dopadu jiných kosmických projektilů, popřípadě vodu dodaly komety, které se s Merkurem srazily až po vzniku zmíněného kráteru.

Zatímco původní specifikace sondy předpokládala zhotovení 2 tisíc snímků, v dubnu 2014 jich bylo pořízeno již 200 tisíc. Z dnešního pohledu šlo přitom o docela levnou sondu v ceně 448 mil. dolarů

Podle rozhodnutí IAU z počátku roku 2014 získala řada impaktních kráterů na Merkuru jména po umělcích a česká hudební scéna je tam zastoupená krátery Janáček a Dvořák.

1.1.2. Venuše

C. Shalygin aj. nalezli pomocí aparatur na sondě Venus Express (ESA) na úbočí obří štítové sopky Maat Mons tři skvrny s teplotami 530 – 830 °C, takže jde buď o proud žhavého magmatu, anebo o sérii kuželů žhavé škváry. Průměrná teplota povrchu Venuše dosahuje totiž jen 480 °C. Lávové pole vyplňuje trhlinu Ganiki Chasma dlouhou 25 km. Vědci předpokládají, že samotná sopka vznikla před 10 – 20 mil. let. Velmi úspěšná sonda byla během léta 2014 navedena na nízké průlety atmosférou Venuše mezi 250 km nad severním pólem až na 130 km nad pólem jižním kvůli vyzkoušení aerodynamického brzdění sondy. Tento manévr zčásti prodloužil životnost sondy, která už dávno překročila původní očekávání, ale vedl nakonec ke ztrátě ovládání jejího pohybu koncem listopadu 2014. Sonda zanikla v atmosféře Venuše patrně koncem ledna 2015.

1.1.3. Země - Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

D. Morton shrnul současné údaje o astronomických vlivech na změnu klimatu na Zemi. Nejnovější soustavné měření změn sluneční konstanty pomocí družice SORCE (SOlar Radiation and Climate Experiment; NASA) vypuštěné počátkem roku 2003 na kruhovou dráhu skloněnou k rovníku pod úhlem 40° ve výši 645 km nad Zemí dalo do r. 2014 střední hodnotu (1360,8 ±0,5) W/m², jenže klimatické modely užívají hodnoty (1365,4 ±1,3) W/m². Kolísání sluneční konstanty během celého slunečního cyklu nepřevyšuje ±0,12 %, což svědčí o vynikající zpětné vazbě stability produkce termonukleární energie ve slunečním nitru. Produkce řetězce proton-proton totiž závisí na 4. mocnině teploty (teplota v centru Slunce se odhaduje na 15,7 MK), takže i nepatrné zvýšení teploty vede k rozepnutí centrální oblasti a tím i rychlému poklesu teploty a snížení energetického výkonu. Podobně malý pokles teploty vede k velkému poklesu produkce energie a následnému stlačení centrální oblasti gravitací, a tím k opětnému zvýšení teploty a růstu výkonu. Zmíněné kolísání slunečního výkonu se proto na Zemi projeví kolísáním průměrné teploty nanejvýš o ±0,1 °C.

Závažnější astronomický vliv na zemské klima odhalil M. Milankovič ve svých pracích z let 1912-1941. Zemské rotační osa vykonává precesní pohyb v periodě 26 tis. let, ale osa zemské dráhy kolísá v opačném směru v periodě 112 tis. let, takže výsledkem je perioda oslunění Země dlouhá 22 tis. let. Sklon ekliptiky k rovníku kolísá v periodě 41 tis. let a výstřednost zemské dráhy má dvě periody: 100 a 413 tis. let. Samo Slunce kolísá ve své poloze vůči barycentru Sluneční soustavy v periodě 2,4 tis. let. To vše má přirozeně jednoduchý geometrický vliv na ozáření Země, který může být různý pro severní a jižní polokouli.

Moderní analýza však ukazuje, že Milankovičovými cykly lze vysvětlit jen asi 20 % naměřeného kolísání střední teploty Země. V letech 250 př. n.l. až 400 n.l., jakož i ve středověku (950-1250) bylo na Zemi nadprůměrně teplo, zatím mezi lety 1430-1850 se na severní polokouli projevovala malá ledová doba. Dlouhodobé zvyšování sluneční konstanty dané postupně vyšší účinností termonukleárních reakcí s rostoucím stářím Slunce se může projevit až za 800 mil. let.

Soudobé klimatické modelování není navzdory výkonnějším počítačům nijak zvlášť úspěšné. Podle modelů měla od r. 1998 do r. 2013 vzrůst průměrná teplota povrchu Země o (0,21 ±0,03) °C. Jak uvedli J. Fyfe aj., ve skutečnosti dosáhl tento růst jen (0,05 ±0,08) °C, což znamená, že se prakticky zastavil. Koncem r. 1997 totiž zeslábly tropické pasátové větry v Pacifiku, což vyvolalo přibližně dekadický jev zvaný El Niňo, takže Tichý oceán zůstává stále velkou neznámou v klimatickém modelování. Dlouhodobé působení efektu El Niňo za léta 1948-2013 popsali O. de Viron aj. Během jevu se ohřívá východní část Pacifiku, což vyvolá silné gradienty tlaku vzduchu nad Andami. Tím se zpomalí zemská rotace o >0,1 ms. Naproti tomu ohřev centrálního Pacifiku způsobí o polovinu nižší rychlost brzdění zemské rotace. Obnovení jevu El Niňo v r. 2014 se již začalo projevovat většími variacemi počasí po celé zeměkouli. Například Antarktida a přilehlý oceán byly podle měření z družic počátkem října 2014 zaledněny na rekordní ploše 20,1 mil. km², což je rekord za dobu sledování zalednění pomocí družic, jak uvedla zpráva amerického Národního centra pro sníh a led (NSIDC). Současně však rekordním tempem klesla v témže roce ledová pokrývka Arktidy.

Podle S. Woodarda aj. byla na konci pliocénu průměrná teplota Země o 2 – 3 °C vyšší než dnes, ale před 2,7 mil. let začala klesat, což vedlo k rozsáhlému zaledňování severní polokoule. V té době totiž byly teploty na dně severního Pacifiku o 4° C nižší než teplota dna severního Atlantiku. Zvyšující se zalednění severní polokoule zmenšilo tento rozdíl k nule, což dokazuje, že mezi oběma oceány docházelo k přenosu tepla. Za tento úkaz byl zřejmě odpovědný pokles hladiny oceánů, který začal již před 3,15 mil. let a skončil před 2,75 mil. let. Pokles měl za následek drastickou změnu hlubokomořské cirkulace vodních mas.

X. Chen a K. K. Tung tvrdí, že zpomalení či zastavení globálního oteplení na povrchu je vyrovnáváno vyšším ohřevem hlubin Atlantiku i Jižního oceánu, což může trvat možná až 35 let, než se opět zvedne povrchová teplota Země. Podle K. Kintische však k zastavení tempa globálního oteplování mohl přispět jak Pacifik, tak také vliv stínění atmosféry Země aerosoly z průmyslových továren.

T. Gart a A. Rietbrock objevili, že při zemětřeseních se voda severozápadního Pacifiku dostává až do zemského pláště. I když se pak částečně vrací na povrch Země zásluhou sopečných výbuchů, autoři odhadli, že v zemském plášti se tak během existence Země ukrylo množství vody minimálně 3,5krát větší než dnes vykazují všechny oceány dohromady! Objev nezávisle potvrdili D. Pearson aj. studiem stlačeného minerálu olivínu, jenž se se vyskytuje v hloubkách 410 – 660 km. Využili k tomu vzorků diamantů z Mato Grosso, jež obsahují inkluze ringwooditu (silně stlačená fáze olivínu) vzniklé pod vysokým tlakem v uvedených hloubkách. Vyšlo jim, že ve svrchním plášti Země se nachází minimálně tolik vody, jako ve všech současných povrchových oceánech světa. Tento závěr potvrdili B. Schmandt aj. v laboratoři vysokých tlaků, když ukázali, že v uvedených hloubkách pod povrchem ringwoodit taje a mění se na perovskit, takže v přechodné zóně pod 660 km vznikají velké zásoby tekuté vody.

S překvapujícím objevem týkajícím se dodávky uhlíku do zemské atmosféry přišli L. Gatti aj., když zjistili, že v obdobích sucha není oblast Amazonie v Brazílii dodavatelem kyslíku, ale naopak uhlíku do zemské atmosféry. Mohou za to lesní požáry v suchém období, jak ukázalo srovnání suchého roku 2010 s vlhkým rokem 2011. Amazonie proto ročně uloží jen 3 – 6.10¹¹ kg uhlíku do své zelené biomasy, která představuje plných 40 % pozemní biomasy zeměkoule. Zelená biomasa celého světa dokáže ročně zpracovat 2,6.10¹² kg uhlíku, takže do atmosféry uniká 9.10¹² kg ročně. Většinu z tohoto množství produkují cementárny a spalování fosilních paliv.

Jak uvedl Q. Schiermeier, podle studie panelu IPCC (Intergovernmental Panel on Climate Change) přispívá lidstvo ke globálnímu oteplování nejvíce vinou zemědělství (24 %), průmyslu (21 %), stavebnictví (18 %) a dopravy (14 %). V r. 2010 jsme tak dodali do atmosféry ekvivalent 49 Gt CO₂. Naproti tomu se zvyšuje ochlazování povrchu Země rostoucí sopečnou činností. Jak ukázali D. Ridley aj., aerosoly ze sopek odrážejí zpět do vesmíru sluneční záření již ve výškách 15 km, takže od r. 2010 do r. 2013 způsobily aktivní sopky snížení průměrné teploty Země o 0,05 – 0,12 °C.

R. Dorn na základě čtvrt století trvajícího pokusu na šesti místech v Arizoně a Texasu srovnával větrání silikátových minerálů v hloubce půl metru pod povrchem v holých půdách, a v půdách, kde žijí mravenci a termiti. Ukázal, že tam, kde žijí mravenci a termiti, případně i další hmyz, se tvoří větráním zmíněných minerálů až 300krát více vápence, jenž vzniká pohlcováním CO₂ z atmosféry než v půdách bez tohoto hmyzu. Jelikož s rostoucí teplotou tohoto hmyzu přibývá, může jít pravděpodobně o zápornou zpětnou vazbu, která zabrání příliš vysokému tempu globálního oteplování v budoucnu.

Ke skleníkovým plynům však patří, jak známo, také methan. Podle E. Nisbeta aj. asi pětina přírůstku methanu v zemské atmosféře od r. 1750 spadá na vrub lidské činnosti (pěstování skotu a rýže), ale tento růst se zpomalil po r. 1990 a zcela ustal v periodě let 1999-2006. načež však začal znovu výrazně růst. Nikdo však zatím není schopen zjistit, co je příčinou tak výrazných výkyvů oběma směry. Nepříznivým důsledkem globálního oteplování je podle D. Rompse aj. nárůst počtu blesků. V USA se v současnosti vyskytne 25 mil. úderů blesků do země ročně a tento počet by stoupl o 12 %, kdyby se střední teplota zemské atmosféry zvýšila o 1 °C, resp. o 50 % v průběhu tohoto století.

T. Lyons aj. ukázali, že molekul kyslíku v zemské atmosféře začalo přibývat před 2,5 mld. let po dobu půl miliardy let. Pak se však růst zastoupení kyslíku v oceánech zastavil a obnovil se až před 600 mil. lety, kdy dosáhl současného podílu. Kyanobakterie a eukaryota se však vyskytovala již před 2,7 mld. let.

A. Ukhorskiy aj. objevili pomocí dvojice Van Allenových sond vypuštěných koncem srpna 2012 ve vnitřním radiačním pásu Země elektrony s energiemi až 250 keV urychlené na třetinu rychlosti světla, které se vyskytují jakoby v zebřích pruzích ve vzdálenostech 1 – 3 R_Z od zemského povrchu. Takto energetické elektrony představují vážné riziko pro elektroniku umělých družic, které prolétají zmíněnými zebřími pruhy zabijáckých elektronů. Riziko roste během geomagnetických bouří, protože magnetický moment Země není rovnoběžný se zemskou rotační osou, takže vinou indukce vzniká silné elektrické pole.

Tři družice ESA Swarm vypuštěné v listopadu 2013 potvrdily, že indukce magnetického pole Země zeslábla o 5 % za poslední století. Údaje z prvního pololetí r. 2014 potvrdily, že severní magnetický pól se přesouvá z Kanady přes Arktidu směrem na Sibiř.

J. Valley aj. objevili v metamorfovaném pískovci v západní Austrálii vzorky minerálu zirkonu staré 4,374 mld. let. To znamená, že k tuhnutí zemské kůry došlo již 100 mil. let po srážce Praměsíce se Zemí. Magmatický oceán vzniklý na Zemi následkem srážky je tedy starý 4,5 mld. let. N. Sleep a D. Lowe ukázali, že jihoafrické sedimenty se změnily na kapalinu před 3,3 mld. let vinou nárazu obří planetky o průměru asi 50 km. To vyvolalo obří seismické vlny trvající stovky sekund a neméně ničivé tsunami na oceánech.

Zajímavý pokus zapojit do studia následků přírodních katastrof jako jsou zemětřesení, sopečné výbuchy a záplavy podnikla B. Simmonsová, když využila principu sdíleného počítání Zoouniverse pro zcela praktickou aplikaci. Zhruba 1,2 milionu dobrovolníků se probírá archivními lodními deníky s popisy aktuálního počasí, ale také skenuje úlomky starých textů a astronomické fotografie s cílem postihnout co nejlépe náhle změny počasí, ale i vývoj klimatu v historii člověka. Současně využili satelitních snímků Filipín před tajfunem z počátku listopadu 2013 a po něm ke kvalifikovanému odhadu rozsahu a intenzity poškození. Protože jsou k dispozici podrobné snímky dronů, které zasaženou oblast na Filipínách zobrazily s vysokým rozlišením, posloužil tento úkaz jako trénovací množina pro řádově 100 tis. dobrovolníků. Ti by pak v případě budoucích pohrom mohli využít snímků družic společnosti Planet Labs, jež bude od r. 2016 snímkovat celou Zemi každých 24 h s rozlišením <5 m.

1.1.3.2. Kosmické katastrofy na Zemi

Podle E. Olivera aj. bílá sluneční erupce z 1. září 1859, kterou pozorovali R. C. Carrington a R. Hodgson, byla zcela mimořádným úkazem, který by podle současné stupnice erupcí dosáhl čísla X45, což odpovídá vyzářené energii 2.10²⁶ J. D. Baker aj. zjistili dodatečně, že podobnou energii měla sluneční erupce, resp. koronální výtrysk hmoty z 23. 7. 2012, který naštěstí nezasáhl Zemi, ale trefil se do kosmické sondy STEREO-A. Carringtonova erupce způsobila polární záře viditelné až téměř k rovníku a ohrozila fungování tehdejších telegrafů. Elektřina ještě nebyla příliš rozšířená, ale kdyby byl úkaz v r. 2012 zasáhl Zemi, mělo by to katastrofální následky pro všechny elektrické přístroje zapojené v té době do elektrických rozvodných sítí, anebo pro elektroniku na družicích.

Podle P. Rileyho mají při běžných geomagnetických bouřích poruchy zemského magnetického pole na rovníku amplitudu <50 nT a jsou pro většinu pozemšťanů neškodné. Nejhorší magnetická bouře v éře kosmonautiky se odehrála v březnu 1989 a způsobila rozsáhlé výpadky elektrického proudu na území Kanady a severní části USA. Tehdy činila amplituda kolísání geomagnetického pole 600 nT a odhady amplitud pro Carringtonův úkaz se pohybují v rozmezí 800 – 1 750 nT! D. Baker aj. odhadli, že kdyby koronální výtrysk z r. 2012 trefil Zemi, způsobil by kolísání geomagnetického pole 1 200 nT, a ekonomické ztráty by byly dosáhly 2 biliónů dolarů! P. Riley odhaduje, že koronální výtrysk o podobné mohutnosti se může během nejbližšího desetiletí opakovat s pravděpodobností 12 %.

E. Oliver aj. však objevili v záznamech z letokruhů stromů v r. 775 n. l. ještě dramatičtější sluneční úkaz - sluneční protonový jev, který znamenal, že Země byla bombardována relativistickými protony z gigantické sluneční erupce, která podle jejich odhadu odpovídala intenzitě X230, tj. energii 9.10²⁶ J ! Zdá se navíc, že alternativní vysvětlení úkazu srážkou Země s kometou nebo s obřím meteoritem jsou bezpečně vyloučena díky studiím starých čínských kronik J. Chapmanem. Podobně je zřejmě vyloučené, že by tehdy byla Země ozářena blízkou novou nebo dokonce supernovou, jak ukázali na základě arabských kronik R. Neuhäuser a P. Kunitsch.

J.-F. Wotzlaw aj. našli geologické důkazy o daleko mocnějších vulkanických explozích, než byl výbuch sopky Tambora v Indonézii v r. 1815, kdy se vylilo na povrch magma o objemu 160 km³. Z jejich studie vyplývá poměrně brzké (≈500 let) riziko vulkanické superexploze na severozápadě USA mezi pláněmi u řeky Snake a plató Yellowstone. K poslednímu velkému výbuchu tam došlo před 4,5 milióny lety v kaldeře Heise, kdy se tam vylilo magma o objemu 1,8 tis. km³. Magma je pod povrchem uloženo v řadě pláství, které se však mohou náhle propojit a tím se prudce zvýší jejich vztlak, což způsobí gigantickou supererupci.

F. Fang a C. Bailer-Jones zjistili, že Zemi nehrozí téměř žádné nebezpečí od komet z Oortova oblaku komet. Minimální interval mezi srážkami Země s kometami Oortova oblaku činí totiž asi 250 mil. let. Ve vnějším Oortově mračnu navíc není žádné obří kometární jádro. Z tohoto hlediska zůstávají potenciálním rizikem pouze planetky Sluneční soustavy a četnost takto doložených impaktů v posledních 250 mil. let existence Země soustavně roste, což vede k domněnce, že se Země postupně setkává z úlomky nějaké větší planetky.

1.1.3.3. Bolidy a meteority

J. Madiedo aj. spočítali heliocentrické dráhy dvou superbolidů, jež byly snímkovány na sedmi španělských bolidových stanicích fotograficky, ale i pomocí videa. První superbolid Sierra Nevada z noci 25. 9. 2010 dosáhl v maximu jasnosti -18 mag a vstoupil do atmosféry Země vysokou rychlostí 58 km/s, čemuž odpovídala heliocentrická rychlost 41 km/s. Druhý superbolid Valencia de la Torres (-17 mag) zazářil 23. 8. 2012 a jeho vstupní rychlost činila sice jen 25 km/s, ale heliocentrická rychlost dokonce 42 km/s. Z drah superbolidů v atmosféře Země se podařilo určit elementy jejich heliocentrických drah. Vysoké excentricity po řadě (0,88 ±0,02) a (0,99 ±0,01) a zmíněné heliocentrické rychlosti jednoznačně svědčí o tom, že jde o úlomky komet, z nichž Valencia de la Torres souvisí dokonce s dlouhoperiodickou kometou s oběžnou dobou ≈700 let. Za těchto okolností je téměř vyloučené, že by se na Zemi našly nějaké úlomky; křehký kometární materiál se téměř určitě v atmosféře zcela rozprášil.

K. Obernberger aj. vybudovali v Novém Mexiku poblíž známého rádiového interferometru VLA soustavu 260 zkřížených dipólových antén, která pracuje na frekvencích 10 – 88 MHz (vlnové délky (3,4 – 30 m). Během 11 tis. h pozorovacího času aparatura zaznamenala 49 rádiových signálů s trváním až 10 s. Z těchto přechodných zdrojů odpovídá deset současnému výskytu jasných bolidů v daném směru. To představuje příjemné překvapení, protože bolidy se dosud dařilo zachytit pouze v pásmech vysokých a extrémně vysokých frekvencí. Nově objevené dekametrové signály jsou vyvolány netepelnými procesy podél dráhy bolidů a mohou být velmi užitečné pro monitorování bolidů při zatažené noční obloze, a ovšem také ve dne, nezávisle na počasí.

N. Sleep a D. Lowe uveřejnili důkazy o tom, že před 3,26 mld. let se Země srazila rychlostí asi 20 km/s s kosmickým projektilem (planetkou) o průměru 37 – 58 km, jenž vytvořil impaktní kráter o průměru ≈500 km. Náraz vyvolal zemětřesení o síle 10,8 Richterovy stupnice a gigantické tsunami v oblasti dnešní jižní Afriky (Barberton) a přilehlého oceánu, v němž začala voda vřít a odpařené horniny se vracely po balistických drahách jako horké kapky zpět na pevninu i do moře. Ničivé seismické vlny se šířily po celé zeměkouli a trvaly asi půl hodiny. Náraz dokonce rozlámal velkou tektonickou desku pod tehdejší pevninou a tím paradoxně přispěl k rozvoji života, který byl v té době stále ještě na úrovni výhradně archeí a baktérií. Časově se úkaz shoduje s epochou pozdního velkého bombardování ve Sluneční soustavě, která je dobře doložena na povrchu Měsíce.

J. Anfinogenov aj. studovali vlastnosti balvanu nazvaného Johnův kámen, jenž byl nalezen v r. 1972 v permafrostu v blízkosti epicentra výbuchu Tunguského meteoritu z r. 1908. Autoři tvrdí, že z fyzikálně-chemických rozborů i polohy vyplývá, že šlo skutečně o velký úlomek meteoritu, který dopadl do sibiřské tajgy rychlostí minimálně 0,5 km/s.

T. Kohout aj. zveřejnili výsledky mineralogického a fyzikálního studia 67 úlomků meteoritu s rodokmenem Košice (28. 2. 2010). Jde o chondrit typu H s hustotou zrnek 3,8x voda a střední hustotou úlomků 3,4x voda, což je dáno porézností materiálu v rozsahu 4 – 19 %. Z měření magnetické susceptibility pak vyplývá, že meteorit byl podobně jako jiné chondrity této třídy homogenní, tj. neobsahuje stopy cizorodých příměsí.

P. Jenniskens aj. uveřejnili obsáhlou studii o meteoritu Novato, jenž zazářil jako jasný bolid nad Kalifornií 17. října 2012 a byl zaznamenám kamerami bolidové sítě Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS). Meteorit byl sledován od výšky 95 km do 46 km, kde se začal štěpit a jeho úlomky byly pozorovány až do výšky 22 km nad zemí. Díky tomu se podařilo najít řadu úlomků brekcie chondritu typu L6. Meteoroid měl při vstupu do zemské atmosféry překvapivě malé rozměry (350 ±50) mm a hmotnost jen (90 ±35 kg), což ukazuje, že úlomky tak malých objektů mohou nakonec dopadnout na povrch Země a stát se meteoritem s rodokmenem. Zmíněné úlomky však vykazovaly nadprůměrnou odolnost proti statickému tlaku až o řád vyšší než je průměr pro chondrity L6 a průměrnou hustotu 3,4krát vyšší než voda. Z radiochronologie a termoluminiscence pak vyplynulo, že meteorit byl součástí většího objektu vzniklého srážkou před 470 Mr.

Do téže rodiny planetky (1272) Gefion patrně patří také meteority Jesenice a Innisfree. Planetka se vyznačuje rezonancí s oběžnou periodou Jupiteru 5:2. Předchůdce meteoritu Novato pak zřejmě prodělal další srážku před ≈100 tis.lety. Na čerstvých řezech úlomků byly kupodivu nalezeny i organické sloučeniny.

Několik významných prací se týkalo skvěle dokumentovaného pádu meteoritu Čeljabinsk z 15. 2. 2013. Hlavní úlomek vytvořil při pádu do zamrzlého jezera Čerbakul (80km na sever od Čeljabinska) otvor v ledu o průměru 8 m a byl vytažen ze dna jezera 16. 10. téhož roku. Nepravidelný balvan o hmotnosti 654 kg měl typický rozměr kolem 1 m a oddělil se od tělesa meteoritu při fragmentaci ve výšce 25 km nad Zemí. Meteorit měl při vstupu do zemské atmosféry střední průměr 19 m hmotnost asi 12 kt. Kinetická energie exploze odpovídala ekvivalentu 500 kt TNT, tj. zhruba 30násobku ničivé energie atomové pumy svržené na Hirošimu. Ve skutečnosti je však ničivý účinek větší, protože se odehrává podél celé dráhy meteoritu, pokud letí nadzvukovou rychlostí, na rozdíl od atomové nebo vodíkové pumy, která ničí tepelnou a rázovou vlnou stále tutéž oblast.

T. Kohout aj. se věnovali mineralogickým a fyzikálním charakteristikám úlomků meteoritu Čeljabinsk, jenž patří mezi chondrity typu LL5. Systematickému hledání úlomků se věnovali pracovníci Uralské univerzity a Meteoritické laboratoře Vernadského ústavu Ruské akademie věd, ale řadu z nich nalezli také místní lidé. První úlomky tak byly nalezeny už dva dny po impaktu. Šlo většinou o drobnější kusy; nejhmotnější z nich měl jen 3,4 kg (Čerbakul nebyl do výzkumu zahrnut) a úhrnná hmotnost úlomků nasbíraných ještě před intenzivním sněžením, anebo pak po jarním tání sněhu, dosáhla hodnoty >100 kg. Materiál úlomků bylo možné podle vzhledu rozlišit do tří skupin: lehce zbarvené, sytě zbarvené a impaktem natavené. Vesměs však obsahovaly více kovového železa než ostatní známé chondrity téhož typu. Z petrografického rozboru vyplynulo, že vzorky se před rekrystalizací ohřály na teploty až 750 °C. Autoři z toho odvodili, že meteorit Čeljabinsk musel být úlomkem podstatně většího a hmotnějšího objektu Sluneční soustavy. Hustoty i poréznost lehce a sytě zbarvených vzorků se příliš nelišily. Lehce zbarvené vzorky měly hustotu 3,5krát vyšší voda, kdežto sytě zbarvené 3,4krát vyšší než voda.

V. Reddy aj. uvedli, že složení úlomků meteoritu Čeljabinsk i jejich spektrální charakteristiky i difrakční rentgenografie prokazují, že původní meteoroid byl součástí rodiny planetky (8) Flora, která se ovšem překrývá s rodinou planetky (298) Baptistina. Úlomky meteoritu Čeljabinsk mají tytéž spektrální charakteristiky jako povrchy členů této rodiny, takže tím lze vysvětlit odchylné spektrální charakteristiky této rodiny, na rozdíl od rodiny Flora. Oddělení obou rodin nárazem třetího tělesa se pak projevilo zmíněnými změnami charakteristik, vyvolanými vysokými tlaky a teplotami během srážky.

M. Beech shrnul pozorování elektrofonických zvuků v průběhu průletu meteoroidu Čeljabinsk. Zvuky byly slyšitelné až na vzdálenost 100 km od okamžité polohy meteoroidu. V dlouhovlnné oblasti rádiového spektra dosáhl výkon meteoroidu >600 W a účinnost přeměny energie meteoroidu na elektrofonické zvuky 0,1 %. Mechanismus vzniku elektrofonických zvuků objasnil v sérii prací z let 1980-1992 C. Keay. V turbulentní brázdě za meteoroidem vznikají rádiové vlny o extrémně vysokých frekvencích, které v blízkosti člověka indukují audiosignály na suchých listech rostlin, resp. na lidských vlasech, ale i obroučkách brýlí. Zvuky však mohou vznikat i díky nízkofrekvenční složce rádiového záření, jak ukázali Beech a L. Foschini v pracích z let 1999 a 2001. Oba mechanismy se vskutku podíleli na zvukových projevech meteoroidu Čeljabinsk (tyto zvuky vznikají současně se světelnými projevy meteoroidu, protože rádiové signály se k pozorovateli blíží rychlostí světla). Naproti tomu mocná tlaková rázová vlna dospěla k zemskému povrchu až 2,5 minuty po přeletu superbolidu.

C. a R. de la Fuente Marcos připomněli, že Země urazí svůj střední průměr (12 742 km) při oběhu kolem Slunce zhruba za 7,1 min a odtud i z revize elementů dráhy meteoritu Čeljabinsk (a = 1,625 au; e = 0,532; i = 4,0°; OMEGA = 326,4°; omega = 109,7°) usoudili, že patřil do skupiny planetek s rezonančními periodami drah vůči Zemi 2007 BD7 a 2011 EO40, které rovněž dodaly na Zemi chondrity stejného typu LL5 i petrologie.

Podle P. Browna aj. dopadají na Zemi podobně velké projektily v průměru 3x za století; většinou však do oceánů, takže to nevzbudí pozornost. Dosud se podařilo při automatických přehlídkách objevit jen 500 objektů o rozměrech 10 – 20 m, jež se přibližují k Zemi a představují proto dlouhodobou lokální hrozbu. Jejich skutečný počet se však odhaduje na 20 milionů a podle odhadu L. Sageho bude trvat ještě aspoň století, než budeme znát dráhy většiny z nich. Daleko větší hrozbu však představují křížiči o rozměrech Tunguského meteoritu (≈50 m), které se podle pesimistických odhadů srážejí se Zemí v průměru jednou za 300 let; optimistické odhady udávají jednu srážku za tisíciletí.

Doslova husarský kousek se podařil ondřejovským astronomům pod vedením P. Spurného, když znovu proměřili snímky superbolidu Benešov, který proletěl nad středoevropskou bolidovou sítí 7. května 1991 a dosáhl v maximu -22 mag (!). Přestože podle tehdejších výpočtů měly na zemi dopadnout jeho úlomky, následné hledání na jaře téhož roku nebylo úspěšné. Pavel Spurný využil zkušeností s určováním trajektorie temné dráhy, které v mezidobí získal při studiu dalších bolidů, a zvolil i novou strategii hledání, které se odehrálo v dubnu 2011 v jiné oblasti než před 20 lety. Úspěch se dostavil téměř okamžitě, když tentokrát našli 4 zvětralé úlomky jen 40 m (!) od vypočtené polohy. I když úhrnná hmotnost úlomků činí jen 11,6 g, čekalo na objevitele další překvapení, protože jde o tři různé litologie: první úlomek je chondrit H5, druhý primitivní achondrit a další dva chondrity LL3.5. To bylo tak velké překvapení, že příslušná mezinárodní meteoritická komise dlouho váhala připustit, že jde o úlomky zmíněného superbolidu. Nakonec však P. Spurný a jeho spolupracovníci své tvrzeni obhájili, a v práci z října 2014 ukázali, že meteority s rodokmenem mohou být složeny z různě slepených hornin a minerálů, které mají naprosto odlišnou historii svého vzniku a následné existence ve Sluneční soustavě. Ostatně nejde o žádný unikát, postupně se daří prokázat, že takové slepence jsou docela časté.

Jak známo, na Zemi se určitě nacházejí i meteority původem z Marsu, jež byly odtamtud vymrštěny při dopadu meteoritů na Mars únikovou rychlostí, takže se dostaly na kratší či delší čas do meziplanetárního prostoru a nakonec se střetly se Zemí. Nacházejí se hlavně v Antarktidě, ale také v pouštích v Africe. S. Wernerová a j. připomněli, že už máme ve sbírkách asi 150 meteoritů z Marsu, ale neznáme místa na povrchu Marsu, z nichž odstartovaly na svou dlouhou kosmickou pouť. Autoři však ukázali, že zdrojem tzv. shergottitů musí být relativně mladý impaktní kráter Mojave (průměr 55 km; stáří <5 mil. let). jenž se však nalézá uvnitř velmi staré (≈4,3 mld. let) oblasti na povrchu Marsu. S vysokým stářím souhlasí věk shergottitů od času jejich krystalizace určené z poměrného zastoupení nuklidů olova. Tento objev však současně absolutně kalibruje věk nejstarších terénů na povrchu Marsu na 4,5 mld. let, o 200 mil. dříve, než se dosud předpokládalo.

Podle E. Handa se nejdražším meteoritem z Marsu stala Černá kráska (NWA 7034) o hmotnosti 320 g, nalezená v r. 2011 domorodým nomádem v dunách západní Sahary, jenž ji prodal obchodníkovi s meteority v Maroku, od něhož Krásku koupil zámožný americký lékař (1 gram meteoritu má nyní obchodní cenu >10 tis. dolarů), a ten ji věnoval Univerzitě v Novém Mexiku. Stáří lesklého šupinatého meteoritu se totiž podle L. Nyquista aj. odhaduje na 4,4 mld. let, takže jde o vůbec nejstarší vzorek z Marsu! Jelikož Černá kráska představuje slepenec (basaltickou brekcii), každý kompaktní úlomek meteoritu má svou vlastní historii. Meteorit totiž patřil do horniny, jež na Marsu vznikla sedimentací a postupně podléhala zvětrávání a transportu větrem či vodou.

E. Hand shrnul závěry výročního zasedání americké Meteoritické společnosti, které se týkají zdokonalení metod nalézání meteoritů s rodokmenem, ale také větších úlomků kosmického smetí, které vzniká vinou kosmonautiky. Jak se totiž ukázalo, velkou pomocí mohou být údaje z meteorologických radarů, které jsou schopné zaznamenat dráhu superbolidů s vysokou přesností, takže pravděpodobná dopadová oblast úlomků se tak dá zmenšit na čtvereční kilometr. Takové radary pracují na mnoha místech zeměkoule a lze ve většině případů dohledat potřebná data v digitálních archivech. Důležité pro analýzu je totiž nalézt vzorky dříve, než na daném místě prší nebo padají kroupy. Z tohoto hlediska jsou ideální radary v pouštních oblastech, kde prší málokdy, jenže právě tam obvykle radary chybějí. P. Bland aj. proto rozšiřují síť pro sledování bolidů v Austrálii na 30 stanic, čímž se pokryje pouštní území větší než Aljaška. K následnému hledání úlomků meteoritů s rodokmenem pak hodlají využít i drony.

1.1.3.4. Měsíc

J. Madiedo aj. oznámili, že dvě širokoúhlé kamery španělské bolidové sítě, které snímaly s kadencí 25 snímků/s popelavý svit Měsíce ve stáří 6 d, zaznamenaly 11. 9. 2013 ve 20 h 7 min v selenografických souřadnicích 17° j.š. a 20° z.d. (na západ od Mare Nubium) záblesk, který trval 8 s a dosáhl vizuální 3 mag. Jde o zatím nejjasnější záblesk na Měsíci pozorovaný. Energii impaktu odhadli na 16 t TNT, průměr meteoroidu na 1 m za předpokladu, že jeho střední hustota dosáhla 2,7násobku hustoty vody. Autoři spočítali, že meteoroid měl hmotnost 450 kg, takže impaktní kráter by měl mít průměr téměř 50 m. Protože účinný průřez Země je 13,5 krát větší než průřez Měsíce a roli hraje také silnější gravitační pole, vyplývá odtud, že Země se každoročně střetne s bezmála 2 tisíci projektilů s průměrem >1 m.

R. Suggs aj. uvedli, že od r. 2006 probíhá soustavné monitorování záblesků na neosvětlené části přivrácené strany Měsíce. Záblesky jsou způsobeny dopadem meteoroidů s hmotnostmi >30 g. Autoři zaznamenali již >300 záblesků, a z nich vybrali 126, které měly nejlepší fotometrii. Pro každý z nich spočítali zářivou a kinetickou energii i hmotnost meteoroidu. Četnost dopadů meteoroidů s energií >10 MJ dosahuje hodnoty 1.10^-7/km²/h.

Kosmická sonda LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer; hmotnost 380 kg), která odstartovala ze Země 7.9.2013, aby se stala oběžnicí Měsíce 6.10. téhož roku. Její dráha se pak postupně upravovala na pracovní eliptickou dráhu ve výškách 25 – 80 km nad povrchem Měsíce s oběžnou dobou ≈1,9 h. Sonda začala 10. 11. 2013 měřit z nízké dráhy vlastnosti měsíční exosféry. Kvůli nevypočitatelným gravitačním poruchám se počítalo s životností sondy jen 100 dnů, protože bylo téměř jisté, že za tu dobu se sonda zřítí na Měsíc. To se nakonec stalo až 18. 4. 2014, kdy sonda narazila na povrch odvrácené strany Měsíce rychlostí 1,6 km/s. Pád na odvrácené straně byl vybrán záměrně, aby se náhodou nepoškodila místa přistání pilotovaných modulů a vozítek či sond na přivrácené straně.

Podle R. Elphice aj. sonda pozorovala mikroskopické prachové částice, které se do exosféry dostávají vinou nepřetržitého bombardování povrchu Měsíce mikrometeority, ale také levitací elektricky nabitých zrníček. V exosféře našla tuhé částice obsahující Mg, Al, Ti a O, ale také plyny He, Ne a Ar. Sonda úspěšně přežila 4h. zatmění Měsíce 15. 4. 2014, kdy musela vzdorovat hlubokému chladu. NASA při příletu sondy k Měsíci úspěšně vyzkoušela laserovou telemetrii, jež při přenosu dat ze sondy na Zemi dosáhla rychlosti 622 Mbps a obráceně 20 Mbps. S rozvojem laserové kosmické komunikace se sondami NASA počítá i v budoucnu.

R. Wagner a M. Robinson studovali pomocí snímků oběžné sondy Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) četné jámy na povrchu Měsíce, které mají téměř svislé stěny a vyskytují se nejčastěji v místech, kde se při impaktu meteoroidů roztavily usazeniny; zato jen vzácně v oblastech měsíčních moří a pohoří. Tyto jámy mohou být velmi hluboké (≈1 km) a hodily by se pro geologický průzkum, popřípadě pro posádky vysazené na Měsíci jako úkryty pro přežití. Průměrná šířka jam se pohybuje kolem 16 m. Kamery LRO vidí dovnitř až do hloubky 7 m. Zdá se, že jámy vznikly mnohem později, než okolní terén.

A. Roy aj. nabídli vysvětlení zřetelné nesouměrnosti kůry Měsíce na přivrácené a odvrácené polokouli Měsíce. Podle jejich názoru se Měsíc dostal do synchronismu rotační a oběžné doby velmi záhy po svém vzniku, kdy byl od centra Země vzdálen jen 20 tis. km. Tehdy měl povrch Země teplotu 2,5 tis.°C a svým "popelavým žárem" výrazně oteploval přivrácenou stranu Měsíce. Proto žáruvzdorné prvky kondenzovaly na minerály s vysokým zastoupením Al a Ca přednostně na odvrácené straně Měsíce, kde byla v té době teplota povrchu výrazně nižší. Proto se tam utvořila tlustší kůra a téměř úplně tam postrádáme magmatické výlevy v podobě měsíčních moří. Velké projektily, které dopadaly na přivrácenou stranu Měsíce, prorazily tenkou kůru a z nitra Měsíce se na povrch vylilo magma, které pak utuhlo do podoby měsíčních moří.

To potvrdili členové velkého mezinárodního týmu vedeného J. Andrewsem-Hannou, když z měření variací gravitačního pole Měsíce v oblasti Oceánu bouří (Oceanus Procellarum) měsíční družicí GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) ukázali, že v rané epoše existence Měsíce tam dopadla obří planetka, která prorazila tenkou kůru na přivrácené straně. Na povrch Měsíce se tak vylilo žhavé magma a zalilo plochu o průměru 3,2 tis. km, čímž vznikla největší geologická pánev na Měsíci, a patrně i v celé Sluneční soustavě. Vzorky z Oceánu vykazují vysoké zastoupení uranu, thoria a draslíku, takže je zřejmé, že Oceán vznikl rozlitím magmatu, takže impaktní kráter byl menší a je zcela překryt lávou.

U. Sruthi aj. připomněli, že na přivrácené polokouli Měsíce se nachází 90 % všech basaltických hornin. Největším impaktním kráterem na Měsíci je vůbec nejstarší pánev Jižní pól-Aitken, která zčásti přechází na odvrácenou stranu Měsíce. Ta je však zatím geologicky zmapována hůře. Autoři proto využili geologických měření kosmické sondy Lunar Reconnaissance Orbiter (NASA) a indické sondy Chandrayaan-1 v okolí impaktního kráteru Antoniadi (průměr 143 km), jenž ve zmíněné pánvi vyhloubil dno až do hloubky 9 km. Odtud a z měření rozptylu sekundárních kráterů vyplynulo, že obří pánev vytvořil projektil, který se s Měsícem srazil zešikma pod úhlem 50° s epicentrem na 178° východní délky. Autoři přitom odhalili na odvrácené polokouli Měsíce řadu vulkanických kuželů o průměrech základen 0,2 – 2,5 km, podobné těm, které již dříve byly objeveny na přivrácené polokouli v pásmu Marius Hills. Na svazích příkopů (graben) na dně kráterů se podařilo ukázat, že v intervalu mezi 2,6 – 1,6 mld. před současností se odehrálo alespoň pět epizod měsíčního vulkanismu. Prozrazuje to také nižší hustota lávových vrstev pouze 2,7 – 2,8násobků hustoty vody, v porovnání s hustotou ostatních partií měsíční kůry.

Podle G. Aviceho a B. Martyho se srážka protoplanety (někdy zvané Theia) se Zemí odehrála před 4,53 mld. let, jak vyplývá z měření nuklidů xenonu v horninách z Jižní Afriky a Austrálie, tj. zhruba 40 mil. let po vzniku Sluneční soustavy. Následkem toho kůra současného Měsíce, jenž vznikl smísením materiálu Theie a zemské kůry, má příbuzné - ale ne úplně totožné - chemické složení. D. Herwartz aj. tím vysvětlili příčiny malých chemických rozdílů mezi horninami Země a Měsíce. Díky vzorkům měsíčních hornin a minerálů z programu Apollo, ale také ze studia meteoritů, které na Zemi dopadly z Měsíce, je totiž v měsíčních materiálech o 7 % více nuklidu ¹⁷O než v materiálech na Zemi.

J. Arkani-Hamed a D. Boutin analyzovali data o magnetismu Měsíce, které získaly sondy-družice Lunar Prospector (NASA; polární dráha ve výšce 100 km, následně 40 km a nakonec 15 x 45 km v období od ledna 1998 do konce července 1999) a Kaguja (JAXA; pracovala se subsatelity Okina a Óna od října 2007 do června 2009 na polárních drahách s periselenii 100; 115 a 127 km). Indukce magnetického dynama na rozhraní jádra a pláště Měsíce činila ≈1 mT. Podobně jako na Zemi magnetické póly po Měsíci cestovaly a docházelo i jejich překlápění v průběhu věků. Autoři identifikovali deset magnetických anomálií na povrchu Měsíce, zejména nad velkými impaktními krátery s průměry >100 km. Kůra na odvrácené straně Měsíce je nerovnoměrně magnetizována až do hloubek stovek km pod povrchem.

Podle B. Weisse a S. Tiokoovy nemá dnes Měsíc globální magnetické pole, ale zmíněné paleomagnetické údaje svědčí o existenci měsíčního dynama v období 4,5 – 3,6 mld. let před současností s indukcí blízkou dnešní indukci magnetického dipólu Země. Měsíční dynamo však pak začalo slábnout a indukce klesla o řád před 3,3 mld. let. Není však dosud známo, kdy toto pole zcela vymizelo.

G. Li a K. Batygin si položili otázku, jak by dopadla Země, kdyby nebylo stabilizačního účinku Měsíce na sklon rotační osy Země vůči její oběžné rovině kolem Slunce. Ukázali, že sice by se zemská osa chaoticky rozkomíhala, jenže tyto změny by byly tak povlovné, že by neohrozily existenci a rozkvět života na Zemi

1.1.4. Mars

Na vozítku Curiosity pracuje radiační detektor RAD (Radiation Assesment Detector), který podle D. Hasslera aj. za prvních 300 solů (1 sol = 24,7 h) změřil průměrnou dávku radiace (0,64 ±0,12) mSv/d; tj. roční dávku O,23 Sv. Současně odhadli, že posádka, která by letěla k Marsu a zpět po dobu 360 dnů (při přeletu je posádka vystavena asi dvojnásobné radiaci proti pobytu na povrchu Marsu), a na jeho povrchu by strávila 500 dnů, by dostala celkovou dávku 1,01 Sv, zatímco dosud povolená dávka za 5 let pro pracovníky v radiačním prostředí na Zemi činí 0,1 Sv/r. Běžná populace dostává roční dávku 0,002 Sv. Tato měření se uskutečnila v období nízké aktivity Slunce. Zásah koronálním výronem hmoty ze Slunce by způsobil posádce akutní nemoci z ozáření.

Vozítko objevilo brzy po přistání (srpen 2012) v kráteru Gale (průměr 154 km) sedimenty v podobě plátů pískovce o tloušťkách 0,2 a pod nimi jíly. Stáří hornin se pohybuje v rozmezí 4,56 – 3,86 mld. let před současností, takže geologové se evidentně strefili přesně, když právě toto místo vybrali pro přistání. Na přelomu let 2013 a 2014 bylo v americkém vědeckém časopise Science zveřejněno velké množství vědeckých prací, jež se věnují různých experimentům, které přístroje na Curiosity vykonaly, a poskytly tak velmi závažné údaje o fyzikálních, chemických a geologických podmínkách na Marsu v prvních miliardách let jeho existence. Do září 2014 urazilo Curiosity již 9,5 km od místa přistání směrem k "hoře" Aeolis Mons. Plánovaný výstup na vrcholek hory s velkým převýšením (5,5 km) bude ovšem velmi náročný také proto, že hliníková kola vozítka jsou už hodně ojetá.

Neméně úspěšné je i vozítko Opportunity, které přistálo na Marsu již v lednu 2004 a koncem července 2014 překonalo rekord Lunochodu 2 (39 km), když urazilo celých 40 km a stále rejdí. Díky silnému vzdušnému víru, který vozítko zasáhl těsně po desetiletém jubileu v dubnu 2014, se zvýšil příkon slunečních panelů z běžných 375 Wh na neuvěřitelných 620 Wh!

H. Franzová aj. ukázali, jak ke studiu historie povrchu i atmosféry Marsu přispívá chemický a mineralogický rozbor meteoritů, které odtamtud doputovaly na Zemi. Autoři měli k dispozici údaje o 30 shergottitech, 8 nakhlitech i meteoritech Chassigny a ALH 84001, a poukázali na významnou roli sloučenin síry, které po celou dobu byly vstřebávány do rozžhaveného magmatu na povrchu planety. Současné se ukazuje, že geologická úloha síry na Marsu a na Zemi se podstatně liší.

Oběžná sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) zpozorovala při soustavném snímkování povrchu Marsu vznik nového impaktního kráteru mezi 27. a 28. březnem 2012. Kráter objevil B. Cantor při rutinním prohlížení širokoúhlých snímků Marsova povrchu kvůli pravidelným zprávám o počasí na Marsu teprve 9. května 2014. Při následném průzkumu dopadové plochy kamerou s vysokým rozlišením se ukázalo, že jde o dva impaktní krátery, obklopené menšími dolíčky a tmavými paprsky. Rázové vlny impaktu vyvolaly zřejmě sesuvy půdy v okolí místa dopadu. Podle A. McEwena má největší kráter průměr téměř 50 m, takže průměr meteoritu odhadli na 5 m. Jelikož atmosféra Marsu je podstatně řidší než pozemská, jsou impakty meteoritů nebo malých planetek ničivější než na Zemi. Z dosavadních údajů o nových kráterech na Marsu se odhaduje, že planeta prodělá za rok minimálně 200 větších impaktů.

Táž sonda MRO objasnila podle C. Dundase aj. povahu stružek na stěnách některých kráterů, které jeví sezónní změny, původně přisuzované tající vodě stékající v marsovském létě po úbočích některých velkých impaktních kráterů. Autoři při dlouhodobém sledování změn stružek identifikovali na severní polokouli Marsu 98 kráterů se stružkami, ale na jižní polokouli plných 258. Rozdíl je vyvolán skutečností, že přísluní oběžné dráhy Marsu probíhá v době zimního slunovratu na severní polokouli. Autoři však ukázali, že zdrojem sezónních změn není tekutá slaná voda, ale změna skupenství CO₂.

Všechno však nasvědčuje tomu, že v minulosti na povrchu Marsu opravdu voda tekla. Steroskopická kamera evropské sondy Mars Express odhalila v hloubce 2,5 km jihovýchodního okraje kaňonu Valles Marineris chaotický terén, kde se kdysi zřejmě nacházelo vodní jezero a v něm obtékané ostrůvky. Jezero se nejspíše utvořilo následkem katastrofálních záplav. Podobně S. Ruff aj. ukázali že vulkanické horniny v jezeře kráteru Gusev jsou změněné působením tekuté vody. Rovněž A. Fairén aj., kteří zkoumali stereoskopické snímky kráteru Gale, kde působilo vozítko Curiosity, potvrdili, že celá krajina byla utvářena ledovcem, který před 3,5 mld. let sahal až na vrchol hory Aeolis Mons. Mělký oceán lemovaný ledovým pobřežím zřejmě tehdy pokrýval skoro celý povrch planety.

S. Kadish aj. dospěli k závěru, že v pozdní Amazonské éře Marsu (tato éra začala před 3 mld. let a trvá dosud) byly tropické oblasti planety pokryty horskými ledovci. Nejstarší moréna v oblasti Tharsis Montes vznikla již před 725 mil. lety a nejmladší před 345 mil. let. Jejich trvání v severozápadní části pohoří lze odhadnout z impaktních kráterů, které jsou tam patrné, takže na hoře Ascraeus mohl ledovec setrvat až do času před 220 mil. let a pro horu Pavonis dokonce až do 125 mil. let před současností.

K. Tanaka aj. zveřejnili v červenci 2014 geologickou mapu Marsu, založenou na výsledcích více než 10 let průzkumu povrchu pomocí oběžných i přistávacích stacionárních sond nebo vozítek. Autoři uvedli, že velké části povrchu Marsu jsou starší než se dosud myslelo. Záhadou zůstává, jak je možné, že raný Mars byl mnohem teplejší a vlhčí, a kam tekutá voda posléze zmizela. Skleníkový efekt CO₂ na dostatečný ohřev raného Marsu rozhodně nestačil. Zatím nikdo neví, zda v té době byl na Marsu případný život, který posléze zanikl, nebo se skryl pod povrchem planety. Úvahy o možném a nejspíš zaniklém životě na Marsu jsou pochopitelně stále živé, zejména když se ukázalo, že na dně kráteru Gale se kdysi nacházelo jezero tekuté vody. Není divu, že se tomuto tématu věnoval americký vědecký týdeník Science ve speciálním vydání sv. 343, č. 6169 z 24. ledna 2014 s řadou příspěvků různých vědeckých týmů, které se zabývají astrobiologií.

J. Grotzinger ve svém shrnutí obsahu speciálního vydání poukázal na skutečnost, že vozítko Curiosity prokázalo na dně kráteru Gale výskyt biogenních prvků, tj. C, H, N, O, P a S. Současně je pravděpodobné, že před méně než 3,7 mld. let (Hesperiánská éra) byly v této oblasti podmínky vhodné pro mikrobiální život. Existují navíc dobré důkazy, že i ve starší Noachiánské éře (>3,7 mld. let) se vhodné podmínky pro mikroby vyskytovaly v oblasti Meridiani Planum. Z toho ovšem nevyplývá, že když byly na Marsu vhodné podmínky pro život, že tam život opravdu vznikl. Ostatně i na Zemi uplynulo více než století od Darwinova předpokladu o dávném osídlení Země mikroorganismy, než byla tato domněnka potvrzena nálezem mikrofosilií v křemičitanech starých miliardy let. Na Marsu je situace o to horší, že organické molekuly se postupně rozpadají vlivem radiace, takže jejich množství klesne o tři řády již za 650 mil. let. Nová měření přitom ukazují, že dno kráteru Gale je staré (4,2 ±0,3) mld. let

Ve druhé polovině září 2014 dospěly k Marsu dvě nové sondy: MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution; NASA) a MOM (Mars Orbital Mission - Mangalyaan; ISRO). První z nich se bude věnovat studiu Marsovy atmosféry, elektromagnetických polí a plazmových vln od slunečního větru. Druhá je indickou premiérou a bude měřit zastoupení deuteria ve vysoké a methanu v nízké atmosféře, jakož i chemické složení povrchu a jeho mechanické vlastnosti pomocí infračerveného spektrometru. Mars je tedy od konce roku 2014 pod důkladnou kontrolou 5 oběžných sond a dvou fungujících vozítek na povrchu.

Šťastnou shodou okolností se právě v té době přibližovala k Marsu kometa C/2013 Siding Spring na minimální vzdálenost pouhých 130 tis. km dne 19. října 2014. Jde o svérázný rekord v přiblížení komety k planetě, protože v astronomické historii žádné tak blízké přiblížení komety k Zemi pozorováno nebylo. Proto se na pozorování následků průletu komety zaměřily všechny aparatury jak na Marsu, tak v jeho okolí, ale i pozemní dalekohledy.

M. Pätzold aj. využili těsného průletu (77 km) evropské sondy Mars Express kolem Marsovy družice Phobos v březnu r. 2010 ke zpřesnění údajů o jeho průměrné hustotě (1,86 ±0,03 x voda) a hmotnosti (1,060.10¹⁶ kg) s chybou 0,5 %. Autoři se rovněž domnívají, že Phobos podobně jako náš Měsíc vznikl až po nárazu většího tělesa (planetky?) na Mars, z jehož úlomků se nejprve vytvořil prstenec kolem planety, a ten se postupně sestavil na současný Phobos a patrně i Deimos.

Výzkumu Phobosu pomocí kosmických sond bylo věnováno i speciální číslo časopisu Planetary and Space Sciences. První snímky Phobosu zblízka pořídila kosmická sonda Mariner 9 v r. 1971, a také oběžné moduly sond Viking 1 a 2. Jeho tvar lze přibližně charakterizovat jako trojosý elipsoid s rozměry 26 x 23 x 18 km³. Jeho nejlepší záběry zblízka pořizuje opakovaně sonda Mars Express díky své velmi protáhlé eliptické dráze kolem Marsu a také stereoskopické kameře. Na povrchu Phobosu bylo ručně objeveno asi 5,5 tis. impaktních kráterů, z toho 1,1 tis. má průměry >250 m. Podobně cenné jsou údaje o rozměrech a rozmístění balvanů rozesetých kolem největšího kráteru Stickney (průměr 8 km), kterých je téměř 14 tis. Kromě toho jsou na povrchu Phobosu vidět rovnoběžné rýhy, široké 100 – 200 m a dlouhé několik kilometrů. Jejich původ byl dlouho záhadný. Nyní je zřejmé, že jde o sekundární impakty úlomků vyvržených z povrchu Marsu při primárních impaktech velkých a hmotných planetek. Regolit na Phobosu dosahuje tloušťky 5 – 100 m. Zatím ale není stále jasné, kdy Phobos vznikl. Ve hře jsou dvě odlišné časové stupnice. Buď došlo k obří srážce Marsu s planetkou před 4,3 mld. let, anebo mnohem později před 3,5 mld. let. V prvním případě vznikl největší kráter Stickney před 4,2 mld. let, kdežto ve druhém teprve před 2,6 mld. let. Naproti tomu zmíněné rýhy jsou mladší, tj. v prvním případě 3,8 – 3,1 mld. let, ale ve druhém docela nedávné: 340 – 44 mil. let. Autoři dokonce soudí, že výzkum Phobosu lidskou posádkou by mohl mít klíčový význam pro získání poznatků a kosmogenezi celé Sluneční soustavy a byl by snazší i bezpečnější, než přistání na povrchu Marsu.

1.1.5. Jupiter

Velkou pozornost budí zjištění, že proslulá obří červená skvrna v atmosféře Jupiteru se zmenšuje. Nejstarší kresba T. Elgera z r. 1881 ukazuje, že hlavní osa podlouhlé skvrny měla délku 40 tis. km, ale skvrna se počala výrazně zmenšovat již od 30. let XX. stol. Snímky skvrny z r. 1979 pořízené Voyagery 1 a 2 ukázaly, že hlavní osa skvrny se zkrátila na 21 tis. km. Vedlejší příčná osa se však nezmenšuje a stále má šířku 12 tis. km. Nejnovější měření podélné osy skvrny J. Rogersem aj. pochází z přelomu let 2013/2014 a dává délku již jen 16 tis. km. Rotační perioda skvrny v r. 1979 činila 6 – 8 dnů, ale do r. 2013 se zkrátila na 3,6 d. Tehdejší rychlost větru na obvodu skvrny dosahovala 430 km/h. V r. 2000 však sonda Galileo naměřila obvodovou rychlost téměř 600 km/h, ale v r. 2013 tato rychlost klesla na 520 km/h. Pokud by toto zmenšování pokračovalo v budoucnosti stále týmž tempem, tak by skvrna měla zaniknout kolem r. 2030. Příčina těchto změn není jasná.

G. Nicolau aj. využili během letu kosmické sondy New Horizons přístroje pro měření vlastností slunečního větru SWAP (Solar Wind Around Pluto) pro sledování plazmového chvostu Jupiteru, jenž byl objeven už předešlou sondou Voyager 2 při letu mezi Jupiterem a Saturnem. Podle těchto měření z přelomu 70. a 80. let minulého století sahá chvost do vzdálenosti minimálně 600 mil. km za polokouli Jupiteru odvrácenou od Slunce. Už tehdy se totiž vědělo, že Jupiterova družice Íó je silným trvalým zdrojem vulkanických plynů, zejména SO₂, jež zčásti unikají z plazmové sféry družice do plazmové obálky Jupiteru obsahující tudíž i ionizované atomy S a O. V Jupiterově magnetosféře přivrácené ke Slunci se proto vyskytuje oblouková rázová vlna, zatímco za Jupiterem se táhne typický plazmový "kometární chvost", tak jako ho ostatně známe i u Země. Nová měření sondy New Horizons, která se během téměř pěti měsíců roku 2007 pohybovala za Jupiterem uvnitř chvostu, však podle P. Kollmanna aj. ukázala, že jde ve skutečnosti o vůbec největší objekt Sluneční soustavy, protože sahá minimálně do vzdálenosti dráhy Saturnu. Měření přístroje SWAP ukázala variace intenzity v periodách necelých 10 h a také 25 dnů, což souvisí jednak s rotací Jupiteru, ale též s rotací magnetického pole Slunce.

N. Krupp v přehledovém článku shrnul poznatky o dvou gigantických magnetosférách Jupiteru a Saturnu, jež se podařilo získat díky měřením sond Galileo (1995-2003) a Cassini od r. 2004. K hlubšímu poznání těchto největších magnetických struktur vytvářených planetami Sluneční soustavy však přispěly i nové údaje z HST a dalších kosmických aparatur, jakož i simulace struktur na výkonných počítačích. C. Jackmann aj. srovnali velkorozměrové struktury magnetických chvostů Merkuru, Země, Jupiteru a Saturnu, jež na jedné straně mají společné hlavní fyzikální rysy (rekonexe, konvekce a urychlování elektricky nabitých částic), ale na druhé straně velmi rozdílnou dynamiku.

Na vulkanicky aktivní Jupiterově družici Íó pozorovali K. de Kleerová aj. na observatořích Gemini-N a IRTF na Mauna Kea v blízké infračervené oblasti spektra mohutné výbuchy nové sopky 15. a 29. 8. 2013. Základna nové sopky o souřadnicích 223° z.d. a 29° s.š. dosahuje 83 km² a v maximu 29. 8. dosahovala zářivého výkonu 15 – 25 TW, čili o 4 řády vyšším než nechvalně proslulá islandská sopka Eyjafjallajökull v r. 2010. Teplota magmatu se přitom pohybovala mezi 1,2 – 1,9 kK! Družice Íó byla už předtím průběžně monitorována japonskou družicí Hitaki pomocí ultrafialového spektrometru a ten upozornil optické astronomy na rostoucí vulkanickou aktivitu na této Galileově družici nejbližší k Jupiteru. Další vulkanická vzplanutí v témže čase, ale v poloze 305° z.d. a 42° s.š., a též u nedaleké sopky Heno Patera pozorovali I. Pater aj. v blízké infračervené oblasti pomocí Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea. Teplota v jícnu sopky dosáhla 1,0 kK a tepelný energetický výkon v maximu 8 TW. Tehdy se magma vylévalo na povrch objemovým tempem až 10⁵ m³/s!

Jak ukázali A. Davies aj., nejdéle činnou sopkou na Íó je vulkán Amirani, jak ukázala pozorování v blízké infračervené oblasti pořizované sondou Galileo od r. 1996. Zářivý výkon sopky však výrazně kolísá vůči střední hodnotě (170 ±30 GW) , což ostatně platí i pro ostatní významné sopky na této Galileově družici (Prometheus, Cullan a Loki Patera). Za předpokladu, že sopka vylévá na povrch družice převážně basaltické horniny, odhadli tempo objemu vylévání na 34 – 56 m³/s.

L. Roth aj. zjistili na základě ultrafialových spekter pořízených koncem r. 2012 spektrografem STIS HST na vedoucí i sledující polokouli družice Europa (poloměr 1,5 tis. km; hustota 3,0x voda), že z její jižní polokoule uniká vodní pára tehdy, když je Europa na své eliptické oběžné dráze nejdále od Jupiteru. Autoři to zjistili sledováním profilů ultrafialových čar Ly-α vodíku (121,6 nm) a neutrálního kyslíku (130,4 nm). Kůra Europy, která jeví četné zlomy pukliny a škvíry, musí podle výsledků přesných měření její oběžné dráhy obsahovat asi 10 % slané vody. Vlastní povrch družice není rozhodně starší než 50 mil. let, což svědčí o silné geologické aktivitě, která je zřejmě vyvolána proměnným slapovým třením od Jupiteru. Díky magnetickým měřením sondy Galileo víme, že plášť Europy je elektricky vodivý, což znamená, že pod kůrou družice se nachází tekutý vodní oceán. Spektroskopie ve zmíněných čarách ukázala, že atomy H a O unikají ve výškách 200 km nad povrchem Europy rychlostí 700 m/s při teplotě -150° C hmotnostním tempem 7 t/s. Nejde však o únikové, nýbrž balistické dráhy. V periapsi oběžné dráhy se škvíry uzavírají a únik H a O ustává, podobně jako to známe u Saturnovy družice Enceladus.

S. Kattenhorn a L. Prockterová využili podrobných snímků povrchu Jupiterovy družice Europa, jež pořizovala sonda Galileo, ke zkoumání tektoniky na 134 tis. km² jejího povrchu. Ukázali, že ledová kůra Europy je tektonicky rozlámaná a našli doklady o podsouvání (subdukci) tektonických desek, tak, jak to geologové dobře znají právě na Zemi. Došli proto k závěru, že povrch Europy je tvořen křehkými pohybujícími se ledovými deskami, pod nimiž se nachází teplejší plastický led. Našli dokonce v oblastech zlomů desek známky kryovulkanismu, který je obdobou horkého vulkanismu na hranicích zemských litosférických desek. Europa je tudíž druhým tělesem Sluneční soustavy, kde je desková tektonika v provozu.

M. Jakubík a L. Neslušan zjistili, že planety Saturn a Jupiter, které podle všeho vznikly mnohem blíže ke Slunci, než jsou vinou migrace dnes, měly své původní rezonanční dráhy v poměru oběžných dob 3:2. Počítačovými simulacemi pak prokázali, že tato rezonance vedla k akumulaci planetesimál ve vzdálenostech 11 au a 16,5 au. Tak se Jupiter ve spolupráci se Saturnem zasloužil o koncentraci materiálu pro kamenná jádra Uranu a Neptunu. Také R. Halled a P. Bodenheimer se shodují v názoru, že obě vzdálené obří planety musely vzniknout blíže ke Slunci, než kde se nacházejí nyní; Uran ve vzdálenosti pouze 12 au. Jak ukázali A. Pierens aj., Saturn s Jupiterem se brzy po svém vzniku musely dostat do rezonance 3:2, ale ani rezonance 2:1 není vyloučena. V oboru případech se však díky rezonancím musely obě planety takto vyvolanou migrací postupně vzdálit od Slunce z místa svého vzniku.

G. D'Angelo aj. se pokusili objasnit, jak vlastně Jupiter vznikl. Podle jejich počítačových modelů základem se stalo kamenné jádro o poloměru 350 km obklopené rojem planetesimál s rozměry 15 – 50 000 m. Další vývojová fáze tohoto komplexu byla charakterizována vznikem planetesimál s různými hmotnostmi. Necelých 9 % hmoty roje se nacházelo v planetesimálách s poloměrem <1 km; <25 % mělo poloměry v rozsahu 1 – 10 km a <7 % poloměry >100 km; zbytek se poztrácel na hyperbolických drahách. Přesto však celková hmota zárodku Jupiteru stačila na vychytávání chladného interplanetárního plynu, který sloužil jako brzda pro vzdálenější planetesimály i interplanetární prach, takže účinný průřez zárodku utěšeně vzrůstal. Autoři dále spočítali, že tehdejší hustota kamenného zárodku ve vzdálenosti 5,2 au dosáhla 10násobku hustoty vody v pozemských podmínkách, čemuž odpovídá hmotnost kamenného jádra Jupiteru 7 M_z a vnějšího obalu na dalších 0,15 M_z. Vybudování kamenného jádra budoucí obří planety Sluneční soustavy tak zabralo pouze 400 tis. let. Rozestavěný Jupiter však následně migroval blíže ke Slunci, kde jeho hmotnost mohla růst rychleji, protože tam bylo dosud více stavebního materiálu. R. Smith aj. dokázali laboratorně stlačit testovaný diamant tlakem 5 TPa, čímž se diamant stlačil proti klidovému stavu 3,7x. Z těchto pokusů lze odvodit vztah mezi hmotností a poloměrem pro obří planety typu Jupiter bohaté na uhlík.

D. Nesvorný aj. se zabývali otázkou, jak vznikly nepravidelné družice Jupiteru. Za nepravidelné se považují menší družice obvykle nepravidelného tvaru, jejíchž relativně vzdálené dráhy kolem mateřské planety vynikají velkými výstřednostmi i sklony, takže nezřídka kolem své planety obíhají retrográdně. Zmínění autoři už dříve ukázali, že nepravidelné malé družice Saturnu, Uranu a Neptunu vznikly gravitačním zachycením z disku prvotních planetesimál v době, kdy se vnější planety vinou migrace k sobě přiblížily. Nyní se jim podařilo díky podrobným simulačním výpočtům prokázat, že stejně vznikly i nepravidelné družice Jupiteru. V současnosti známe již více než 110 nepravidelných družic, z nichž největší jsou Himalia (průměr ≈150 km) u Jupiteru, Phoebe (420 km) u Saturnu, Sycorax (≈160 km) u Uranu a Triton (2 700 km) u Neptunu. Naproti tomu pravidelné družice obřích planet vznikly z plynoprachových disků kolem příslušných planet.

1.1.6. Saturn

Při průletech kosmických sond Voyager kolem Saturnu v r. 1980 a 1981 zachytily kamery nad severním pólem planety nejenom očekávaný oblačný polárního vír, ale ještě rozsáhlejší stabilní oblačnou strukturu v podobě šestiúhelníku se zaoblenými hranami (hexagon), jež se nachází přibližně na 78° severní šířky. Strany hexagonu mají délku 13,8 tis. km a útvar rotuje v téže periodě jako samotná planeta, pokud ji definujeme na základě měření periodických změn rádiového záření planety (10,66 h). V r. 2006 začal výzkum hexagonu pomocí kamer sondy Cassini. Tak se ukázalo, že hexagon má týž tvar po celou dobu oběhu planety kolem Slunce. Jeho existence pouze nad severním pólem planety zřejmě souvisí se značným sklonem rotační osy Saturnu (27°). Většina odborníků se domnívá, že hexagon představuje stojatou Rossbyho vlnu, když je atmosférický vír ovlivňován gradientem tlaku plynu a Coriolisovou silou, jejíž velikost se mění se zeměpisnou šířkou.

C. Murray aj. objevili pomocí snímků sondy Cassini na vnějším okraji prstenu A jasnou skvrnu, kterou považují za příznak zrodu nové miniaturní družice planety s průměrem asi 0,5 km. Skvrna se poprvé objevila na snímku z poloviny dubna 2014 a je naděje, že koncem roku 2016 ji bude možné pozorovat zblízka. Autoři však soudí, že tato miniaturní družice se nedožije dlouhého stáří. Přesto však její výzkum může objasnit, jak vznikaly větší a starší družice Saturnu v době, kdy byl obklopen dnes už neexistujícími dalšími prstenci.

D. Maravilla a J. Leal-Herrera zkoumali pomocí kamer Cassini jemný prsten G objevený v r. 1979 sondou Pioneer 11 a potvrzený oběma Voyagery v práci z r. 1998. Prsten má vnitřní okraj ve vzdálenosti 165 tis. km od Saturnu a šířku 10 tis. km. Prsten je tvořen mikroskopickými zrníčky s rozměry 9 – 80 nm, které dodává družice Aegaeon, jež obíhá kolem Saturnu ve vzdálenosti 161 tis. km a je bombardována většími úlomky meziplanetární a cirkumplanetární hmoty.

Vůbec největší, ale i nejméně jasný prsten Saturnu, je napájen družicí Phoebe. Byl objeven pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) v infračerveném pásmu 24 μm. Prostírá se ve vzdálenostech 7,6 – 12,2 mil. km od centra Saturnu a je šikmo skloněný k Saturnově rovníku pod úhlem 27°. D. Tamaiovi aj. se však v r. 2014 podařil prsten pozorovat také optickou kamerou sondy Cassini. Tak se podařilo prokázat že materiál prstenu se skládá z miniaturní zrnek uvolňovaných z regolitu Phoebe buď impakty, anebo i nějakou vlastní aktivitou této nepravidelné družice o průměru 220 km, jež obíhá Saturn ve vzdálenosti 12,9 mil. km po retrográdní dráze se sklonem 173° vůči ekliptice a 152° vůči Saturnově rovníku. Družice je posetá velkými impaktními krátery a několik malých družic Saturnu objevených teprve nedávno vzniklo pravděpodobně při dávných srážkách s Phoebe.

J. Hofgartner aj. sledovali pomocí radaru na palubě sondy Cassini rozsahy moří a jezer methanu a ethanu na největší a nejhmotnější družici Titanu. U severního moře Ligeia Mare pozorovali v červenci r. 2013 sezónní změny obrysu pobřeží, které souvisejí s ročními dobami na Titanu, protože v r. 2009 přišlo na severní polokouli jaro a v květnu 2017 proběhne na severní polokouli letní slunovrat. Ledová pokrývka okrajů moře tudíž roztává a tím se plocha methanového a ethanové moře rozšiřuje. Nad mořem vane vítr o rychlosti 4,5 m/s, takže radar vidí na tomto moři i methanové vlny. V r. 2009 docházelo ke spekulárnímu odrazu světla (lidově zrcadlovému prasátku) od hladiny Kraken Mare, takže bylo možné pozorovat s vysokým rozlišením změn na jeho ostrovech i pobřeží, kde se ukládají sedimenty. V srpnu 2014 se tak podařilo s vysokým rozlišením zobrazit také podrobnosti na již zmíněném Ligeia Mare. R. Lorenz aj. odvodili pomocí téhož radaru celkový objem kapaliny v Mare Ligeia 32 tis. km³. Mare Kraken se skládá se dvou pánví, propojených 40 km dlouhou a 17 km širokou úžinou. Slapové vzdutí v úžině může dosahovat tempa až 0,5 m/s!

Podobné sezónní změny v opačné fázi byly už dříve pozorovány na polokouli jižní. Jak známo, změny ročních dob na tělesech v soustavě Saturnu mají periodu 30 let. Ve shodě s tím R. de Kok aj. objevili již v r. 2012 ve výšce 300 km nad jižním pólem Titanu polární ledový oblak kyanovodíku (HCN). Ten mohl vzniknout díky destrukci molekul N₂ a CH₄ ve výšce kolem 1 tis. km nad Titanem a následným ochlazením střední atmosféry s blížícím se příchodem podzimu na jižní polokouli. Nad chladným jižním pólem se tak vytvoří polární vír, který má však stále poměrně vysokou teplotu 170 K, takže je docela záhadné, jak při této teplotě kondenzuje HCN.

G. Mitri aj. zmapovali podrobně gravitační pole Titanu na základě přesných měření poloh sondy Cassini při její již více než desetileté činnosti a častých průletech kolem největší a nejhmotnější přirozené družice. Odtud vyplývá, že ledová kůra Titanu má tloušťku <100 km, ale stále tloustne. Pod ní se pak nachází tekutý oceán slané vody s vysokým podílem síry, dusíku, vápníku a dalších prvků.

L. Iess aj. využili úmyslných změn trajektorie sondy Cassini, jež díky tomu proletěla v letech 2010-2012 třikrát nad jižním pólem družice Enceladus, k proměření variací jejího gravitačního pole. Měli k tomu dobrý důvod, protože už předtím se podařilo objevit anomálie v magnetosféře Saturnu související s polohou této nevelké přirozené družice. Odtud pak odvodili vertikální profil hustoty družice pod její kůrou. Zjistili, že pod kůrou družice v hloubce 30 – 40 km pod povrchem se nachází rozsáhlý oceán tekuté vody sahající od jižního pólu minimálně k 50° j.š. Tloušťku oceánu pak odhadli na ≈10 km. Trhlinami v kůře se pak slaná voda z oceánu dostává až na povrch a v okolí jižního pólu tryská vzhůru, jak dokazují snadno pozorovatelné gejzíry.

C. Porcová aj. uvedli, že gejzíry Enceladu jsou sledovány již více než 6 roků a za tu dobu kamery zaznamenaly na 100 izolovaných gejzírů, jež se vyskytují na místech nevelkých (≈10 m) horkých skvrn. Na stěnách trhlin kondenzuje vodní pára a její tlak rozevírá trhliny. Není jasné, odkud se bere potřebná tepelná energie na tak malém tělese. V úvahu připadají dva zdroje, tj. zbytkové teplo z doby budování družice, anebo slapový ohřev v silném gravitačním poli Saturnu; nejspíš se tak projevují oba vlivy.

R. Tajeddine aj. využili pozorování librace družice Mimas v délce, jež jeví navíc synchronní rotací s oběžnou dobou kolem planety (0,942 d). Je také nejmenším známým tělesem sluneční soustavy, jež při průměru necelých 400 km má kulový tvar. Z těchto měření vyplývá, že v útrobách družice se nachází hmota v silné hydrostatické nerovnováze, anebo spíše jde o doklad existence tekutého oceánu uvězněného pod tlustým příkrovem ledu.

1.1.7. Uran a Neptun

M. Alexandersen aj. oznámil objev prvního Trojánu Uranu, jenž dostal označení 2011 QF99. Byl patrně zachycen Uranem před 10 tis. let. Odhadli jeho geometrický průměr na 60 km. To je velmi překvapující, protože k nám bližší a hmotnější Saturn zatím žádné Trojány nemá. Autoři však soudí, že Trojané Uranu i Neptunu nemohou mít dlouhou životnost, a první objevený Troján ze svého dočasného uvěznění v Lagrangeově bodě 4 zase uprchne nejpozději za 3 mil. let.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)

Kvůli navigaci kosmické sondy New Horizons pořídili G. Benedetti-Rossi aj. 4,4 tis. pozičních snímků Pluta během 120 nocí v letech 1995-2013 pomocí 2,2m teleskopu ESO/MPG. K tomu přidali také pozice získané při zákrytech hvězd Plutem po r. 2005. Na základě tohoto bohatého pozorovacího materiálu se ukázalo, že efemeridy DE421 se odchylují od skutečné dráhy Pluta, přičemž chyba roste lineárně s časem. Opravená efemerida pak posloužila ke snadnější navigaci sondy po jejím probuzení z hibernace.

C. Olkinova aj. pozorovali 31. 7. 2007 zákryt hvězdy 13 mag Plutem pomocí pěti teleskopů na Novém Zélandu a v Austrálii. Hlavním výsledkem pozorování se stalo zjištění, že navzdory rostoucí vzdálenosti Pluta od přísluní je jeho atmosféra stále velmi rozsáhlá a ve vzdálenosti 1,3 tis. km od Pluta dosahuje atmosférický tlak hodnoty 210 mPa. Na novozélandské observatoři na Mt. John dokonce pozorovali uprostřed zákrytu centrální zjasnění, které svědčí o vrstvách oparu poblíž povrchu Pluta. Atmosféra je navíc zploštělá; její vedlejší osa je o 8 % kratší než osa hlavní.

Y. Boissel aj. využili zákrytů hvězd trpasličí planetou Pluto v dubnu 2006 a v červnu 2007 k vyhledávání potenciálních malých přirozených satelitů v jejím okolí. Metoda byla citlivá na objev těles s průměry 1 200 – 40 km, jejichž případná existence by mohla ohrozit činnost kosmické sondy New Horizons, která ma přiletět k Plutu v létě 2015. Autoři však nenašli žádná tělesa v blízkosti Pluta s průměrem >300 m. Také případné prsteny by neměly kosmickou sondu ohrozit, protože žádný z nic nemůže mít šířku větší než 100 m. Do hledání sekundárního cíle pro sondu New Horizons se zapojil i HST, když pátral ve 20 zorných polích po objektech, kolem nichž by mohla sonda New Horizons proletět po skončení mise u Pluta a Charonu. K tomu cíli bude potřebí na podzim 2015 upravit dráhu sondy pokud možno s minimální spotřebou paliva pro korekční motory sondy. HST zatím nalezl celkem 3 nové objekty TNO, které mají rozměry 25 – 55 km a jsou zhruba o 1,6 mld. km dál od Slunce než Pluto, takže sonda by mohla kolem nich proletět v letech 2019-2020.

A. Lockwoodová aj. určovali pomocí infračervené a optické fotometrie rozměry, tvar a albedo povrchu trpasličí planety (136108) Haumea. Její tvar a rozměry lze přibližně charakterizovat trojosým Jacobiho elipsoidem o délkách os 1,9 x 1,5 x 1,0 km³. Odtud také vyplývá střední hustota Haumey 2,6x voda, která patří k nejvyšším mezi dosud objevenými tělesy TNO.

D. Rabinowitz aj. zpracovali pozorování zákrytu hvězdy binárním zákrytovým objektem TNO (79360) Sila-Nunam (velká poloosa dráhy 44 au; výstřednost 0,02; sklon 2°) v noci 7./8. 2. 2013 čtyřmi pozemními dalekohledy na Mauna Kea a v Chile. Celý zákryt trval téměř 10 h. Odtud odvodili přesnou oběžnou dobu objektů Sila (průměr 250 km) a Nunan (236 km) kolem barycentra soustavy 12,51 d s relativní chybou 3.10^-5. Primární složka Sila rotuje s periodou 6,255 d, zatímco Nunan má synchronní rotaci. Obě složky soustavy jsou pravděpodobně mírně protáhlé, takže jejich hlavní osy jsou o 6 % delší než osy vedlejší.

E. Lakdawallová ukázala, jak se změnil celkový pohled na strukturu Sluneční soustavy tím, že v oblasti za drahou Neptunu se prostírá nová složka Sluneční soustavy, která nám poskytuje klíč k poznání, jak celá tato soustava vznikala. Dynamicky tuto soustavu těles silně ovlivňuje Neptun díky rezonancím oběžných drah 3:2 a 2:1, což odpovídá oběžným periodám v rozmezí 40 – 48 au.

Když po pětiletém úsilí objevili D. Jewitt a J. Luuová transneptunské těleso (15760) 1992 QB1, jež má přísluní ve 41 au a odsluní ve 47 au (velká poloosa 44 au a oběžná perioda 290 let), bylo prakticky jisté, že za Neptunem se nachází určitě mnohem více objektů než jen Pluto s Charonem (přísluní 30 au, odsluní 49 au, velká poloosa dráhy 40 au, oběžná perioda 248 let). V tomto rozmezí vzdáleností se nacházejí tělesa klasického Edgeworthova-Kuiperova pásu, přičemž "chladná" složka pásu má téměř kruhové dráhy s malým sklonem k ekliptice, kdežto "horká" složka se liší vysokými sklony drah.

Jelikož je pravděpodobné, že mladý Neptun migroval směrem od Slunce, tak svým rušivým gravitačním vlivem rozhodil část objektů do tzv. rozptýleného pásu s velkými sklony i výstřednostmi drah, jak ukázal poprvé objev TNO (90377) Sedna v r. 2003. Sedna má přísluní v 76 au, ale odsluní v 936 au, tj. velkou poloosu dráhy 506 au a "kometární" výstřednost dráhy 0,84, oběžnou periodu 11,4 tis. let a sklon 11° k ekliptice. V r. 2012 objevili C. Trujillo a S. Sheppard pomocí 4m teleskopu na observatoři CTIO v Chile objekt VP113, jehož parametry se však podařilo určit až o dva roky později. V přísluní se totiž ocitá ve vzdálenosti 80 au od Slunce, zatímco v odsluní se dostává až do vzdálenosti 438 au od Slunce, takže výstřednost dráhy dosahuje 0,69 a oběžná doba činí 4,2 tis. let. Tyto objevy naznačují, že ani pásmo za okrajem pásu TNO není prázdné a představuje jakýsi most mezi vnějším okrajem Edgeworthova-Kuiperova pásu a bližším okrajem vnějšího Oortova oblaku komet.

C. a R. de la Fuente Marcosovi ukázali po objevu TNO 2012 VP113, že všechna tělesa TNO s přísluním >30 au a velkou poloosou dráhy >150 au mají tendenci mít argument perihelu kolem 0°, což považují za nepřímý důkaz, že jejich dráhy řídí Lidovovým-Kozaiovým mechanismem jedna, či spíše dvě, planety větší a hmotnější (2 – 15 M_z) Země, jejichž poloosy by měly být ve vzdálenostech 200 – 300 au. Jejich názor však kritizovali L. Iorio aj., kteří zjistili, že takové planety by musely být podstatně dále, tj. např. pro hmotnost 2 M_z dostali poloosy 496 – 570 au, a pro 15 M_z dokonce 970 – 1 170 au, což je velmi málo pravděpodobné.

V r. 2000 začal hledat tělesa TNO M. Brown aj. a do r. 2003 jich objevil asi 200. Od té doby sice tempo objevů kleslo o řád, ale je naprosto jasné, že pozorujeme stále jen pověstnou špičku ledovce. Úhrnná hmotnost těles v pásu TNO je srovnatelná s hmotností Země, čili je podstatně vyšší než hmotnost planetek v hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem. V současné době překročil počet pozorovaných těles pásu TNO metu 2 000.

Většina družic obřích planet s rozměry <300 km pochází pravděpodobně z pásu TNO, odkud vycestovaly vinou gravitačních poruch Neptunu, a nakonec byly planetami zachyceny. Saturnova družice Phoebe s retrográdní drahou je téměř určitě objekt, který přicestoval z pásu TNO. Podobný byl osud i dalších větších ledových měsíců, například Mirandy u Uranu, Mimase a Enceladu u Saturnu i četných Trojánů. Také velká družice Neptunu Triton téměř určitě pochází z pásu TNO. V pásmu za Neptunem bylo až dosud objeveno jen 10 objektů, které lze považovat za trpasličí planety. Největší z nich je Pluto, jenž tvoří spolu s Charonem fakticky trpasličí dvojplanetu, ale nejhmotnější je (136199) Eris s velkou poloosou dráhy 68 au, oběžnou dobou 558 let a s extrémně vysokou výstředností 0,44 i sklonem k ekliptice 44°.

M. Schwambová aj. se pokusili odvodit luminositní funkci trpasličích planet v Edgeworthově-Kuiperově pásu tím, že studovali četnost všech TNO jasnějších než 22 mag. Za předpokladu, že všechny trpasličí planety budou v opozici jasnější než 19,5 mag, jim z luminozitní funkce vyšlo 12 trpasličích planet. Současně známe již 9 těles, která by splňovala toto kritérium, takže příliš mnoho dalších podobných těles v těchto hlubinách Sluneční soustavy už asi neobjevíme.

1.2.2. Kentauři a Trojané

F. Braga-Ribas aj. objevili během zákrytu hvězdy 12,4 mag Kentaurem (10199) Chariklo (poloměr 124 km; objeven r. 1997), jenž byl pozorován 3. 7. 2013 na observatořích v Jižní Americe, že tento největší známý Kentaur s dráhovými parametry a = 15,8 au; i = 0,17; Per = 63 let je obklopen dvěma prsteny. Vnitřní má poloměr 391 km a šířku 7 km; vnější o poloměru 405 km je široký 3 km. Vnitřní prsten pohltil 40 % světla hvězdy, zatímco vnější jen 5 %. (Prsteny dostaly vlastní jména Oiapoque a Chuí podle dvou pohraničních řek v Brazílii.) Jasnost Charikla od objevu (1997 CU23) soustavně slábla, ale po r. 2008 se začala zvyšovat. Jak se nyní ukázalo, za tyto změny jasnosti jsou odpovědné právě ledem pokryté prstence s vysokým albedem, jejichž sklon vůči Zemi se mění, takže v době objevu byly vidět čelně, kdežto v r. 2008 z profilu. V r. 2013 jejich osvětlená plocha odpovídala 15 % osvětlené plochy povrchu Charikla. Dráha planetky ve Sluneční soustavě není dlouhodobě stabilní a změní se vinou dráhového chaosu během řádově 10 mil. let. Autoři též odhadli úhrnný počet Kentaurů na 44 tis. těles.

S. Fornasier aj. sledovali Chariklo pomocí 4,2 teleskopu SOAR na Cerro Pachón v Chile již v červnu 2013, kdy se nacházel ve vzdálenosti 14,5 au od Slunce a určili ze světelných změn jeho synodickou periodu rotace 7,0 h, efektivní poloměr 119 km a albedo 4 %. Nenašli přitom žádný náznak komy. R. Duffard aj. analyzovali spektra Charikla i prstenců a zjistili, že prstence se skládají z 20 % vodního ledu, 40 – 70 % silikátů; 30 – 10 % tholinů a malé příměsi amorfního uhlíku. Naproti tomu povrch Charikla obsahuje 50 % amorfního uhlíku, čímž lze vysvětlit nízké albedo povrchu. Prsteny jsou pravděpodobně zbytky po přirozených družicích Kentaura Chariklo, jež byly rozdrobeny slapovými silami během minulých tisíců let.

R. Mazzota Epifani aj. ukázali na příkladu periodické komety P/2010 C1 Scotti, jak se rozmývá hranice mezi dosud jednoznačně oddělenými kategoriemi drobných těles Sluneční soustavy, tj. mezi kometami Jupiterovy rodiny a Kentaury. Sledovali kometu, jež má dráhu typickou pro Kentaury pomocí 3,8m italského teleskopu TNG (Telescopio Nazionale Galileo) na ostrově La Palma pomocí čtyřbarevné fotometrie BVRI v době, kdy kometa byla vzdálena 5,5 au. od Slunce. Kometa vykazovala barevné indexy typické pro komety Jupiterovy rodiny, ale produkce prachu <15 kg/s je vůbec nejmenší mezi všemi klasickými Kentaury.

Zatímco Jupiter má tisíce Trojánů v bodech L₄ i L₅. Mars, Uran i Neptun jich mají jen několik. Nedávno se podařilo pomocí družice WISE potvrdit první Troján u Země! Dostal označení 2010 TK (23 mag; velká poloosa 1,000 96 au), který však vyniká tím, že se skokem přesouvá z bodu L₄ soustavy Slunce-Země do bodu L₅ a zase nazpátek.

F. Marchis aj. využili 10m Keckova teleskopu ke sledování podivuhodného Trojánu Jupiteru (624) Hector, jenž se vyznačuje tím, že jeho tvar připomíná burský oříšek, a dále, že díky adaptivní optice se autorům podařilo v r. 2006 objevit jeho přirozenou družici, která kolem tohoto silně deformovaného objektu obíhá po exotické dráze. Hector má hmotnost 8.10¹⁸ kg, ekvivalentní průměr 250 km (416 x 131 x 120 km), střední hustotu 1,0x voda a rotační periodu 6,9 h. Jeho spektrum se velmi podobá spektru Kentaurů. Miniaturní družice Hectora má zanedbatelnou hmotnost a odhadnutý průměr 12 km. Obíhá ve vzdálenosti 620 km v periodě 3,0 d. Během jednoho heliocentrického oběhu Hectora kolem Slunce (perioda 12,0 let; velká poloosa dráhy 5,3 au; sklon 18°) se mění dráhové parametry jeho satelitu: velká poloosa dráhy o 3 % výstřednost o 13 % v periodě 2,7 let; dále pak sklon kolísá od 60° do 180° (!) v periodě 6 let, takže spočítat takto podivuhodnou dráhu byl technicky náročný oříšek. Podobný typ obíhání nemá mezi Trojány obdobu. Dnes už známe na 200 takových objektů mezi TNO, planetkami hlavního pásu i křížiči, ale jen jediný případ mezi Trojány.

V. a R. de la Fuente Marcosovi zjistili, že slaboučký objekt s absolutní hvězdnou velikostí 24,1 mag 2013 HD15 je ve skutečnosti Trojánem Venuše v blízkosti Lagrangeova bodu 4. Obíhá v rezonanci period 1:1 s Venuší, ale tato rezonance se během několika stovek let poruší a objekt se dostane na rekurentní librující dráhu s vysokou výstřednosti 0,6. To ovšem znamená, že se může stát potenciálně nebezpečný pro střet se Zemí! Jde už o třetí případ malého Trojánu Venuše. Tyto objekty se dají pozorovat jen v době největších elongací Venuše, a proto jejich výskyt silně podceňujeme. Autoři odhadují, že v libračních bodech soustavy Slunce-Venuše se nachází několik tisíc Trojánů s rozměrem >150 m. Nejméně 70% z nich podlehne zmíněné dráhové poruše, a proto je třeba odhalit tato tělesa co nejdříve.

F. DeMeo a B. Carry uvedli, že od 80. let minulého století se dařilo klasifikovat planetky hlavního pásu do řady kategorií díky změřených barevným indexům. V současné době máme díky přehlídce SDSS fotometrii pro >100 tisíc planetek, a to umožňuje statisticky sledovat zastoupení různých kategorií v různých vzdálenostech od Slunce. Autoři tak zjistili, že v celé šířce pásu se vyskytují jak tělesa, která do tam doputovala z Edgeworthova-Kuiperova pásu za Neptunem, tak Trojané uniklí z Lagrangeových bodů L₄ a L₅ obřích planet, ale i úlomky ze srážek větších geologicky diferencovaných těles. Jejich promíchání proběhlo během první miliardy let po vzniku Sluneční soustavy vinou migrace Jupiteru a Saturnu směrem dovnitř sluneční soustavy, a posléze při rezonancích oběžných dob planetek během migračního odtažení obou hmotných obrů do současných vzdáleností od Slunce.

Podobně M. Momment aj. ukázali, že Edgeworthův-Kuiperův pás nás zásobuje krátkoperiodickými (periody <10 let) kometami. Vlivem gravitačních poruch od obřích planet se jádra komet náhodně dostávají na protáhlé dráhy s přísluním blíže ke Slunci. Na takto zkrácených drahách pak žijí asi 10 mil. let, jenže měřitelnou kometární aktivitu jen po dobu pouhých 12 tis. let. Tím lze vysvětlit sporadickou aktivitu některých těles, jak se poprvé ukázalo u komety 107P/Wilson-Harrington objevené v r. 1949 s oběžnou dobou 4,3 r a přísluním ve vzdálenosti 0,98 au. Kometa vykazovala aktivitu ještě při návratu v r. 1979, ale v r. 1992 už bylo pozorováno jen její jádro jako u klasických planetek, takže má pořadové číslo (4015) a současně nejdelší jméno mezi planetkami (17 znaků!; povoleno je jen 16).

Do léta 2013 tak bylo rozpoznáno již 160 takových komet a celkem 10 tis. planetek. Dalším zdrojem těles, která nakonec skončí jako křížiči dráhy Země (přísluní <1,3 au) jsou ovšem také srážky planetek v hlavním pásu. Takové planetky se řadu týdnů či měsíců po objevu náhle projeví jako komety. To se nejnověji potvrdilo u planetky (3552) Don Quijote objevené již v r. 1983 s oběžnou dobou 8,7 let. Planetka má střední rozměr 18 km, což ji řadí na 3. místo v seznamu největších křížičů, a nízké albedo (0,03). Díky infračervenému kosmickému teleskopu SST však byla nyní objevena její kometární aktivita v pásmu 4,5 μm. Z jádra komety se totiž uvolňuje jen malé množství prachu tempem <2 kg/s a plyn CO₂ tempem <10²⁶ mol/s, který ovšem nemá žádné opticky pozorovatelné pásy.

Ostrá hranice mezi planetkami a kometami se vůbec dále rozmývá, jak ukázal objev periodické komety P/2013 P5 (průměr jádra 0,5 km; a = 2,2; e = 0,1; albedo 5 %). D. Jewitt aj. však díky snímkům na observatořích Catalina a Mauna Haleakala ze září 2013 objevili, že "kometa" je fakticky stále rychleji rotující planetkou, která prach na svém povrchu přesouvá do rovníkového pásma, kde ho odstředivá síla občas rozmetá v podobě prachových svazků v šesti různých směrech. Zvyšování tempa rotace způsobuje efekt YORP (zvyšování rychlosti rotace nesouměrných těles vlivem ohřevu povrchu planetky přivrácenému ke Slunci a vyzařováním energie v "odpoledních" hodinách, což je tzv. Jarkovského efekt pro kulově souměrná tělesa). Planetka se postupně rozpadá, protože v prachových svazcích se nacházejí i větší úlomky hlavního tělesa. Následné snímky HST ze září 2013 zobrazily jíž 10 úlomků zahalených prachovými komami a z nich vybíhajícími krátkými kometárními chvosty. Největší úlomek představuje miniplanetku o průměru 200 m. Celý oblak prachu kolem planetky obsahuje na 200 tis. tun hmoty a rozpíná se tempem 0,2 – 0,5 m/s. Její rozpad započal někdy mezi únorem a zářím 2013 a planetka se zcela rozpadla v lednu 2014, když největší zbylý úlomek má průměr 360 km. Poprvé v historii astronomie se tak zdařilo pozorovat rozpad planetky v přímém přenosu. Planetka patří do rodiny (8) Flora a odštěpila se v hlavním pásu následkem srážky přibližně před 200 mil. let. Obdobný osud čeká naprostou většinu asférických planetek s rozměry <10 km.

Podobně D. Jewitt aj. ukázali, že periodická kometa 133P/Elst-Pizarro = (7968) Elst-Pizzaro (a = 3,2; e = 0,16; i = 1,4°; albedo 0,05) s oběžnou dobou 5,6 let a jádrem o rozměrech 3,6 x 5,4 km² je ve skutečnosti aktivní planetkou hlavního pásu s rotační periodou 3,5 h. Jako planetka byla objevena v r. 1979 a její kometární aktivitu poprvé pozorovali E. Elst a G. Pizzaro v r. 1996, když se nacházela poblíž přísluní své dráhy. Totéž se opakovalo po dobu 5 měsíců při dalším průchodu přísluním v listopadu 2001. Autoři získali podrobné snímky objektu pomocí kamery WFC3 HST dne 10. července 2013 s lineárním rozlišením 60 km. Na snímcích se podařilo rozlišit bodové jádro o absolutní hvězdné velikosti 15,7 mag se světelnou křivkou o amplitudě 0,4 mag, úzký prachový chvost dlouhý 90 tis. km a krátký protichvost směřující ke Slunci. Prachové částice chvostu o průměru 1 μm se od komety vzdalují přibližně únikovou rychlostí 1,8 m/s, ale větší částice této rychlosti nedosahují. To je v souladu s domněnkou, že prach je urychlován sublimací plynné složky z povrchu jádra a jeho únik usnadňuje rychlá rotace jádra.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

V listopadovém čísle časopisu Planetary and Space Sciences (sv. 103; 15. 11. 2014) vyšlo 9 prací a v prosincovém čísle časopisu Icarus (sv. 244; r. 2014) dalších 12 studií věnovaných chronologii, geologii a impaktní historii planetky (4) Vesta na základě pozorování oběžné sondy Dawn od července 2011 do září 2012. Podle úvodu D. Williamse se podařilo rozčlenit geologickou historii planetky podle dat o největších impaktech na čtyři epochy: Nejstarší je éra Preveneniánská -(4,6 – 3,7) mld.let, následuje éra Veneniánská -(3,7 – 3,5) mld. let, dále Rheasilviánská -(3,5 – 0,14) mld. let a nejmladší Marciánská <140 mil. let. Geologové identifikovali na planetce skupinu serpentinů, což jsou hydratované fylosilikátové minerály s vysokým obsahem železa a hořčíku. Tyto minerály ztrácejí stabilitu při teplotách ≈400° C, takže na Vestě patrně nebyly sopky a povrch planetky neprošel fází tavení. Zmíněné minerály vznikaly v historii Vesty nejspíš později při šikmých dopadech menších planetek. Naproti tomu horniny v nitru planetky stádiem tavení zřejmě prošly.

F. Tossi aj. měřili teplotu tmavých a světlých skvrn na povrchu Vesty. V době místního poledne tak naměřili pro 313 tmavých skvrn teploty 260 – 273 K, kdežto pro 75 světlých skvrn teploty 255 – 266 K. R. Jaumann aj. zjistili, že tmavé skvrny souvisejí vždy s impakty planetek na povrch Vesty. Jejich tloušťka dosahuje nanejvýš 100 m a většina z nich souvisí se vznikem druhého největšího impaktního kráteru Veneneia (průměr téměř 400 km).

M. Kuppers aj. zjistili, že trpasličí planeta (1) Ceres se zásadně odlišuje od planetky (4) Vesta tím, že obsahovala velké množství vody, která sublimovala do kosmického prostoru a tím odvedla těsně po vzniku planetky dostatečné množství tepla z jejího nitra, takže horniny na Cereře se v minulosti netavily, na rozdíl od menší, ale sušší Vesty. Dodnes se na povrchu Cerery vyskytují ve středních šířkách dvě oblasti, odkud uniká vodní pára tempem 6 kg/s. To také znamená, že Ceres je díky své hmotnosti geologicky diferencovaná, tj. má hustší silikátové jádro obklopené ledovým obalem. Geologické rozdíly mezi oběma planetkami ovlivnila podle F. DeMea a B. Carryho migrace Jupiteru a Saturnu až do blízkosti dráhy Marsu v rané etapě vývoje Sluneční soustavy. V současné době obsahuje hlavní pás již na půl milionu identifikovaných planetek.

Jak uvedli D. Bodewits aj., v prosinci 2010 se planetka (596) Scheila o průměru 113 km srazila s miniplanetkou o průměru 100 m. Z pozorování vyplynulo, že zplodiny impaktu pokryly povrch planetky tenkou (2 – 20 mm) vrstvou až do vzdálenosti 10 km od vzniklého kráteru. Tento jedinečný úkaz tak prokázal, že i impakty malých těles na velké planetky ovlivní albedo povrchu do nečekaně velké vzdálenosti od vzniku relativně malého kráteru. Protože četnost impaktů s malými objekty je daleko nejvyšší, vede to k revizi našich představ o geologických proměnách povrchů velkých planetek.

P. Pravec aj. v široké mezinárodní spolupráci téměř čtvrt stovky astronomů ze sedmi států zjistili, že planetka hlavního pásu (8306) Shoko (a = 2,2 au; e = 0,22; i = 4,8°) má průvodce, jenž kolem ní obíhá v periodě 36 h. Autoři si objekt vybrali proto, že kdysi tvořil jediné těleso s planetkou 2011 SR158, které se rozpadlo před 300 – 650 tis. lety. Planetka Shoko s rotační periodou 3,35 h má téměř kulový tvar a sekundární složka má vázanou rotaci. W. Johnson odvodil geometrické průměry obou složek 3,2 a 1,3 km. F. Vachier aj. rovněž ve velké mezinárodní spolupráci pozorovali 6. září 2014 zákryt hvězdy 10 mag planetkou (93) Minerva, kolem níž obíhají průvodci Aegis a Gorgoneion, objevení v r. 2009. Samotná planetka zakrývala hvězdu na různých pozorovacích stanicích po dobu 8,1 – 16,8 s, takže se tím potvrdil její střední průměr 154 km. Kratičký sekundární zákryt v trvání 0,6 s pozorovaný S. Messnerem aj. patřil zřejmě vnitřnímu průvodci Gorgoneion a odtud plyne, že jeho průměr činí 6,5 km za předpokladu, že jde o kulové těleso. Alternativně však může jít o velmi protáhlé těleso s minimálním rozměrem jen 3,2 km

Do seznamu planetek hlavního pásu se dvěma průvodci přibyla díky B. Yangovi aj. také (130) Electra (a = 3,1 au; e = 0,21; i = 23°), kteří počátkem prosince 2014 pozorovali pomocí 8,2m teleskopu UT3 na Paranalu aparaturou SPHERE (adaptivní optika s koronografickým zástinem) v blízké infračervené oblasti nového průvodce ve střední vzdálenosti 460 km od planetky. Průvodce obíhá kolem Electry v periodě 1,1 d a jeho průměr autoři odhadli na 5 km. První průvodce Electry byl objeven pomocí Keckova 10m teleskopu již v r. 2003. Obíhá kolem planetky po dráze s velkou poloosou 1,3 tis. km s výstředností 0,13 v periodě 5,3 d. Má průměr ≈7 km a hmotnost ≈400 Gt. Jde o již pátou planetku hlavního pásu se dvěma satelity. Kromě již zmíněné Minervy do této skupiny patří též planetky (45) Eugenia, (87) Sylvia a (216) Kleopatra.

Až dosud se zdálo, že mezní rotační perioda planetek o průměru větším než 150 m nemůže být kratší než 2,2 h, protože malé planetky představují vlastně hromady sutě a při ještě rychlejší rotaci by se rozpadly odstředivou silou. Jenže již v r. 2002 objevili P. Pravec aj. planetku 2001 OE84 typu Amor o průměru ≈0,7 km, která má synodickou dobu rotace 29 min, a přesto se nerozpadla. Nyní však C. K. Chang aj. zjistili ze světelných křivek pořízených na Mt. Palomaru, že planetka hlavního pásu (335433) 2005 UW163 (a = 2,4 au; e = 0,15; i = 1,6°) o průměru ≈0,6 km rotuje v periodě 1,3 h, rovněž hluboko pod kritickou periodou pro hromady sutě.

C. K. Chang aj. určili díky pozorováním z přehlídky Palomar Transient Factory (PTF; Oschinova Schmidtova komora o průměru 1,2 m s digitální kamerou se zorným polem o ploše 7,3 čtv. st.; dosah v pásmu R 21 mag během 1 min expozice) poprvé rotační periody 313 planetek. Během čtyř nocí v polovině února 2013 měřili jejich světelné křivky v 11 polích podél ekliptiky o úhrnné plošné výměře 87 čtv. stupňů oblohy. Celkem však během té doby sledovali v zorných polích světelné křivky 2,5. tis. planetek s lineárními průměry v rozmezí 0,5 – 200 km. Ze statistiky vyplývá ostrá spodní mez 2,2 h pro jejich rotační periody. Existenci zmíněné ostré hrany v délce period lze vysvětlit tím, že větší planetky představují poměrně křehké hromady sutě, takže při rychlejší rotaci se rozpadnou odstředivou silou. Výjimku představuje planetka 2001 OE84 s lineárním průměrem 0,9 km, pro níž P. Pravec aj. určili už dříve rotační periodu 29,2 min, kterou autoři potvrdili. Sami našli také další rychle rotující planetku (49175) 1999 VE50 o průměru 2,6 km s rotační periodou 1,24 h. Funkce rotačních period planetek má atypické rozdělení, jež svědčí o tom, že periody nemusejí souviset jen se srážkami planetek, ale také s efektem YORP, což je zobecnění efektu Jarkovsého, jenž vzniká nestejnoměrným ohřevem různých částí planetek Sluncem.

E. Goffin se pokusil určovat hmotnosti planetek svéráznou cestou. Uložil do databáze 89 milionů astrometrických poloh pro téměř 350 tis. planetek, jež si přirozeně navzájem ruší Keplerovy dráhy. Z velikosti poruch pak úspěšně určil hmotnosti 132 planetek; z toho 49 dosud odhady hmotností nemělo. K úspěchu pomohlo také započtení poruch od všech planet Sluneční soustavy i našeho Měsíce, a dále od trpasličí planety Ceres a hmotných planetek Pallas a Vesta. Velmi přesnou hodnotu hmotnosti planetky Ceres se podařilo získat díky oběžné sondě Dawn (2,591.10²⁰ kg; tj. 3,53 promile hmotnosti našeho Měsíce), zatímco zmíněná Goffinova metoda dává hodnotu 2,585.10²⁰ kg, což dává souhlas s přesností ±0,2 %. Autor dále uvádí, že když nyní pracuje astrometrická družice Gaia, zlepší se přesnost v určování poloh planetek až na 3 tisíciny obloukové vteřiny, což povede následně k spolehlivému určení hmotností tisíce planetek.

J. Elmer aj. zjistili, že kovový materiál z proslulého arizonského meteoritu Canyon Diablo se nedá svařovat ani pomocí elektronového svazku ve vakuu. Brání tomu vysoké zastoupení fosforu a uhlíku, takže při chladnutí svar popraská. To je ovšem velmi varovná informace pro případnou těžbu kovů z planetek, jak se o tom v poslední době začíná uvažovat. Podrobně se případnou těžbou surovin z křižujících planetek zabýval M. Elvis. Ukázal, že těžební potenciál mají pouze planetky s průměrem >100 m, relativní rychlostí pohybu vůči Zemi <4,5 km/s a s vysokým zastoupením železa a niklu. Odhadl, že takových křížičů je nanejvýš 10. Podstatně lepší je situace kolem případného získávání vody z planetek, kde stačí najít uhlíkatá tělesa s průměrem >18 m, z nichž asi čtvrtina obsahuje až 20 % své hmoty v podobě ledu. Počet takových křížičů autor odhadl na 9 tisíc, ale připouští, že jde o velmi nepřesné odhady. Budoucí důkladnější přehlídky jsou žádoucí, přičemž hledání kovových planetek či ledových planetek vyžaduje odchylné různé strategie.

Kuriózně se podařilo vybrat jméno pro fiktivní planetku B612, kterou proslavil spisovatel Antoine de Saint-Exupéry v Malém princi, když její objev přiřkl tureckému astronomovi. Jména planetek totiž nesmí obsahovat číslice, a kdyby se číslo 612 vyjádřilo anglicky slovně, překročilo by povolený počet 16 znaků. Nakonec jsme to vyřešili opravdu šalomounsky francouzským názvem planetky (46610) Bésixdouze (1993 TQ1), přičemž jsme přihlédli k jedinečné koincidenci, že číslo 46 610 v desítkové soustavě se rovná číslu B612 v hexadecimální soustavě! Planetka obíhá kolem Slunce po elipse s velkou poloosou 2,3 au a výstředností 0,2 v periodě 3,4 let.

Zajímavým objektem na rozhraní mezi hlavním pásem a křížiči se stala planetka (2577) Litva objevená v r. 1975 s oběžnou dobou 2,6 let, která má odsluní v hlavním pásu (2,2 au), ale přísluní ve vzdálenosti 1,6 au, takže křižuje dráhu Marsu. Planetka o průměru 4 km rychle rotuje v periodě 2,8 h. Patří do rodiny planetek (434) Hungaria, takže její dráha spadá do rezonance 4:1 s oběžnou periodou Jupiteru, ale současně je silně ovlivněna gravitací Marsu, takže v budoucnosti se stane křížičem Země jako prototyp planetka (1221) Amor. V r.2009 se podařilo objevit první satelit Litvy o průměru 1,4 km, jenž kolem planetky obíhá ve vzdálenosti 21 km v periodě 1,5 d. Koncem r. 2013 oznámili W. Merline aj. na základě pozorování 10m Keckovým dalekohledem na Mauna Kea a dalekohledem LBT v Arizoně vybavenými adaptivní optikou, že kolem planetky obíhá další satelit o průměru 1,2 km ve vzdálenosti 378 km s oběžnou dobou 0,6 roku. Jde tedy teprve o 12. případ planetky se dvěma prokázanými satelity; polovina z nich připadá právě na křížiče.

1.2.4.Křížiči (NEO)

Infračervená družice NASA nazvaná WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) vypuštěná v prosinci 2009 překvapila astronomy schopností objevovat planetky, zejména ty, které křižují zemskou dráhu. Družice chlazená tuhým vodíkem uskutečnila do července 2010 přehlídku celé oblohy v blízkém a středním infračerveném pásmu a zpoloviny ji do října 2010 stihla opakovat dříve, než se vyčerpala zásoba vodíku. Právě kvůli své úspěšnosti při hledání křížičů však pokračovala pod názvem NEOWISE (NEO = Near Earth Objects) v přehlídce oblohy i bez chlazení v blízkém infračerveném oboru až do února 2011, kdy byla hibernována. Znovu byla aktivována v prosinci 2013 a od té doby přednostně hledá křížiče, i když její záběr zůstává daleko širší.

Jak uvedli A. Mainzer aj., NEOWISE snadno objevuje křížiče tehdy, když prolétají blíže k Zemi, protože jejich úhlový pohyb po obloze je v tu dobu nejrychlejší. Obecně se za křížiče považují všechny planetky s přísluním <1.3 au. Autoři odhadli, že se už podařilo najít 90 % křížičů se středním průměrem ≈1 km. Tento podíl však klesá na 25 % pro tělesa s průměrem ≈100 m a dále na <1 % pro objekty s průměrem <20 m. V současné době známe asi 10 tis. křížičů všech velikostí. Z toho je asi 900 větších než 1 km, ale zato 3,5 tisíce má rozměry <100 m. Křížičů s rozměry <10 m bylo takto nalezeno ≈100 kusů. Naštěstí pro objevování se s klesajícím průměrem křížičů zvyšuje jejich albedo, což objevy usnadňuje. Obecně se zdá, že žijeme v epoše, kdy nám na Zemi střet s opravdu nebezpečným křížíčem prakticky nehrozí. O tento závěr se postarala družice se zrcadlem o průměru pouhých 0,4 m!

Podle V. Alí-Lagoa aj. se družici WISE podařilo získat tepelné a další fyzikální údaje o planetce (341843) 2008 EV5, k níž měla směřovat kosmická sonda projektu Marco Polo-R (ESA a NASA). Sonda měla odebrat vzorky hornin z povrchu planetky a dopravit je ke zkoumání na Zemi. Planetka má průměr 370 m, retrográdní rotaci a její regolit se skládá ze zrnek o průměrech 7 – 12 mm. L. L. Yu aj. sledovali podobně další potenciální terč pro odebrání vzorků hornin robotickou sondou. Jde o binární křížič (175706) 1996 FG3, jehož primární složka má průměr 1,8 km, albedo 4,5% a rotační periodu 3,6 h. Sekundární složka má průměr 0,5 km a obíhá kolem těžiště soustavy po téměř kruhové dráze v periodě 16 h ve vzdálenosti 3 km od těžiště soustavy. Osud projektu automatického odběru vzorků je však na rozdíl od zmíněných planetek starých téměř stejně jako Sluneční soustava zatím ve hvězdách.

S. Urakawa aj. sledovali světelnou křivku křížiče 2011 XA3, jenž se v přísluní přibližuje ke Slunci na vzdálenost 16,5 mil. km, takže jeho povrchová teplota se přitom zvyšuje na 900 K! Planetka o průměru ≈0,2 km rotuje v periodě pouhých 44 min! To znamená, že jde o monolitické těleso, protože hromada sutě by se odstředivou silou už dávno rozpadla. Přestože se dráha této planetky podobá dráze podstatně větší planetky a mateřského tělesa meteorického roje Geminid (3200) Phaeton (průměr 5 km), nemají obě tělesa společný původ.

S. Lowry využili snímků křížiče (25143) Itokawa, pořízených v letech 2001 - 2013 teleskopem NTT ESO (průměr zrcadla 3,6 m) na La Silla v Chile a dalšími dalekohledy v Kalifornii, Arizoně a na Kanárských ostrovech k důkazu, že objekt je slepencem dvou složek s různými hustotami materiálu. Menší část je kamenná s průměrnou hustotou 2,85x voda, a větší porézní s hustotou 1,75x voda. Od r. 2005 totiž díky japonské kosmické sondě Hajabusa známe tvar planetky (trojosý elipsoid o rozměrech 530 x 290 x 210 m³) a její topografii. Odtud se podařilo předpovědět, že tlak slunečního záření zkrátí díky efektu YORP periodu rotace planetky. Autoři určovali periodu rotace ve zmíněném časovém intervalu celkem pětkrát, pokaždé v době, kdy byla planetka nejblíže k Zemi. Tak naměřili zrychlování rotační periody planetky tempem 45 ms/r. Současně ukázali, že těžiště planetky je posunuto o 21 m vůči předešlému modelu ve směru podélné osy planetky. Na základě těchto pozorování a modelu planetky odvozenému z rozboru přesných údajů sondy Hajabusa tak dospěli k závěru, že jde o slepenec dvou planetek, které se buď srazily, anebo vznikly splynutím binární planetky, popřípadě katastrofickým rozpadem velkého geologicky diferencovaného objektu.

S. Mazrouei aj. studovali rozložení balvanů s rozměry >6 m na povrchu planetky Itokawa pomocí snímků z kosmické sondy Hajabusa. Z nerovnoměrnosti jejich rozložení po povrchu, jenž je na 80 % plochy velmi drsný odvodili, že předchůdce planetky se srazil s jiným menším tělesem a částečně se rozpadl na úlomky, které kolem zbytku původního tělesa vytvořily plochý prstenec, jenž se postupně znovu spojil s otřískaným tělesem.

M.-H. Zhu aj. oznámili, že 13. 12. 2012 se při rychlém (10,7 km/s) průletu čínské kosmické sondy Chang'E-2 kolem křížiče (4179) Toutatis v minimální vzdálenosti 3 km podařilo během 50 s pořídit přes 300 expozic jeho povrchu. Jejich úhlové rozlišení 25″/pixel v pásmu vlnových délek 430 – 780 nm odpovídalo lineárnímu rozlišení snímků povrchu v rozmezí 4,5 – 80 m. Během průletu sonda zobrazila 45 % povrchu protáhlého tělesa, jež je zřejmě slepencem dvou těles, spojených tenčím "krkem", jak už dříve ukázala radarová pozorování v době, kdy Toutatis prolétal k Zemi nejblíže.

Snímky kamerou sondy odhalily rovnoměrný výskyt minimálně 70 impaktních kráterů o průměrech 100 – 800 m na povrchu Toutatise. Kolem nich se nacházejí na povrchu balvany o průměrech až 40 m. Všechny velké krátery jsou poměrně mělké následkem seismicity při impaktech dalších projektilů, zatímco krátery o průměrech <50 m mají strmější stěny a nepatrné známky eroze. Tloušťka regolitu Toutatise dosahuje několika metrů. Vysoká poréznost Toutatise (35 – 45 %) odvozená z nízké střední hustoty 2,1x vody, znamená, že rasance impaktů se porézní strukturou tělesa významně ztlumila. Jde fakticky o velkou hromadu sutě o rozměrech 4,8 x 2,0 x 1,7 km³, která se zásluhou vysoké poréznosti nerozbila, ačkoliv na jejím viditelném povrchu se nachází pět impaktních kráterů s průměry >200 m. Toutatis se nejvíce přiblížil k Zemi v letech 1992 (9 mil. km) a 2004 (4 mil. km). Příští přiblížení na vzdálenost 8 mil. km proběhne až v r. 2069.

B. Rozitis a S. Green zkoumali fyzikální parametry křížiče (1620) Geographos, jehož rovníkový průměr je 5 km, takže potenciálně patří k nejnebezpečnějším objektům, jež mohou ve vzdálené budoucnosti Zemi ohrozit. Zjistili, že jde o hromadu sutě s průměrnou hustotou 2,1x voda. Jeho budoucnost ovlivňuje jednak Jarkovského jev, kdy tlak slunečního záření mění parametry oběžné dráhy kolem Slunce, a jednak již zmíněný efekt YORP, který ovlivňuje periodu rotace tělesa. Autoři ukázali, že v tomto případě může změna dráhy v budoucnu způsobit, že budeme pozorovat na Zemi nový meteorický roj, protože dráha křížiče bude přesně protínat dráhu Země.

J. Souchay aj. upozornili, že při těsném přiblížení křížiče (99942) Apophis k Zemi dne 13. dubna 2029 na vzdálenost pouhých 38 tis. km dojde nejenom ke změně jeho dráhových parametrů, ale i k měřitelně změně jeho současné rotační periody (30,4 h). P. Pravec aj. však odvodili ze světelné křivky Apophise měřené v intervalu od prosince 2012 do dubna 2013, že planetka nemá definovanou osu rotace, ale na své dráze se retrográdně převaluje s precesní periodou 27 h a rotační periodou 263 h. Riziko srážky se Zemí v r. 2029 i v r. 2036 je však už zcela vyloučeno. T. Muller aj. sledovali počátkem roku 2013 křížič v době jeho přiblížení k Zemi pomocí infračerveného kosmického teleskopu Herschel v pásmech vlnových délek 70 – 160 μm. Z měření vyplynulo, že Apophis je silně protáhlý objekt se středním průměrem 375 m a albedem 0,3. Hmotnost objektu jim vyšla třikrát vyšší než se dosud odhadovalo: 5.10¹⁹ kg. Objekt je zřejmě dosti porézní, podobně jako planetka (25143) Itokawa, čili v obou případech jde o hromady sutě.

Zato M. Micheli aj. ukázali, že minikřížič 2011 MD se 27. června přiblížil k povrchu Země na pouhých 12 tis. km, jak ukázala pozorování objektu pomocí 2,2m teleskopu UHT na Havaji. Jeho vizuální jasnost stoupla v době největšího přiblížení až na 11 mag. Byl objeven 22. června robotickými teleskopy LINEAR (LIncoln Near Earth Asteroid Research) s průměry zrcadel 1 m na observatoři White Sands v Novém Mexiku. Po čtyři dny před průletem a po něm byl jasnější než 19 mag. Vůči Zemi se pohyboval docela pomalu rychlostí 6,7 km/s, takže z prvních pozorování se zdálo, že jde spíše o úlomek kosmického smetí než o přírodní objekt. Teleskop UHT ho naposledy snímal ještě počátkem září 2011, ale v mezidobí ho pozorovali také další dalekohledy v Severní i Jižní Americe, Austrálii a Jižní Africe.

Jak uvedli M. Mommert aj., objekt 2011 MD se podařilo sledovat znovu v únoru 2014 Spitzerovým kosmickým teleskopem (SST) v infračerveném oboru spektra 4,5 μm po dobu 20 h. Tím se jednak podařilo protáhnout pozorovaný oblouk dráhy na více než 2,6 let, ale také určit albedo povrchu na 0,3. Odtud pak vyplynulo, že jde o přírodní křížič s rozměrem kolem 6 m, rotační periodou 12 minut, hmotností 50 – 350 t, střední hustotou 1,1x voda a porézností >65 %. Jedná se tedy o miniplanetku v podobě hromady sutě. Před těsným průletem u Země měl minikřížič dráhové parametry a = 1,025; e = 0,018; i = 2,7° a oběžnou dobu kolem Slunce 379 d. Po průletu u Země se ovšem tyto parametry zřetelně změnily: a = 1,056; e = 0,039; i = 2,5° a oběžná doba vzrostla na 397 d.

Tím se také vyloučilo riziko srážky tohoto minikřížiče typu Apollo se Zemí. Znovu se tak ukázalo, že velmi blízké průlety potenciálně nebezpečných planetek vedou častěji k takové změně dráhy, jež budoucí srážky vyloučí. Země si zkrátka umí poradit s nebezpečnými planetkami sama bez lidského přičinění. (Hromada sutě o průměru 6 m by ovšem nepřežila vcelku průlet zemskou atmosférou. Ve velké výši nad povrchem by se rozpadla na neškodné úlomky.) Není vyloučeno, že odběr vzorků z povrchu planetky plánovaný na počátek příští dekády 21. století agenturou NASA se zaměří právě na křížič 2011 MD. Ve hře jsou zatím i další cíle vesměs s průměrem <10 m a periodou rotace >2 min: 2009 BD a 2013 EC20. Alternativní možností je odlomení většího balvanu z povrchu planetek Itokawa, 2008 EV9, nebo Bennu. NASA musí zvolit konkrétní cíl nejpozději v r. 2018.

S. Chesley aj. připomněli, že křížič (101955) Bennu (1999 RQ36) má kvalitně určenou dráhu (a = 1,1 au; e = 0,20; i = 6,0°; oběžná doba 1,2 r) i rozměr (0,5 km) a tvar, periodu rotace 4,3 h, jakož i hmotnost 8.10¹⁰ kg, čemuž odpovídá střední hustota 1,26x voda. Byl totiž po dobu 12 let sledován během blízkých přiblížení k Zemi radary v Goldstonu a Arecibu. Autoři dále zjistili, že křížič je silně porézní (40 %) a z dostatečně přesného výpočtu minulé i budoucí dráhy v intervalu let 1654-2135 vypočítali, že Bennu se v r. 2135 přiblíží k Zemi dovnitř dráhy Měsíce, což zvýší pravděpodobnost srážky se Zemí mezi lety 2175 a 2196.

D. Nedelcu aj. studovali minulost dráhy jednoho z největších křížičů (214869) 2007 PA8 (třída Apollo; střední průměr ≈1,6 km; největší dosavadní přiblížení k Zemi 5. 11. 2012 na vzdálenost 6,5 mil. km; příští přiblížení v r. 2084). Na základě infračervených pozorování 3m reflektorem IRTF na Mauna Kea, ovládaným dálkově z Bukurešti (!) zjistili, že křížič má poměrně mladý povrch tvořený chondrity třídy H. Dále pak vypočítali, že jde o objekt z hlavního pásu planetek, jenž se v minulosti dostal do dráhové rezonance s Jupiterem v poměru 5:2, a to vedlo vinou poruch ke změně jeho dráhy na křížení se Zemí. Autoři poukázali na to, že právě tato rezonance je docela nebezpečná, protože objekty, které v ní uvíznou, se posléze mohou stát nebezpečnými křížiči Země.

Jak uvedli J. Madiedo aj., mohou Zemi ohrožovat i jiné rezonanční poměry period planetek vůči Jupiteru. Pomocí 4 španělských stanic, které mají videokamery pro sledování bolidů, se jim totiž podařilo určit dráhy ve Sluneční soustavě pro dva bolidy, které se nad španělskou sítí objevily 5. 7. 2009 a 4. 7. 2010. Oba vykazovaly shodnou vstupní rychlost do zemské atmosféry 18 km/s. První bolid dosáhl maximální jasnosti -9 mag a druhý dokonce -14,5 mag (jasnější než Měsíc v úplňku) a jejich vstupní hmotnosti činily 23 a 280 kg. Dráhové elementy ukázaly, že jde o úlomky křížiče, jež měly délku velké poloosy 2,4 au, vysokou výstřednost 0,6 a sklon 20°. To souhlasí s elementy dráhy mateřského křížiče 2007 LQ19. Jeho oběžná perioda je v rezonanci 3:1 s Jupiterem.

R. Araujo a O. Winter propočítali riziko srážky Země s binárními křížiči, přičemž by průvodce křížiče měl buď zanedbatelnou hmotnost, nebo hmotnost 10 %, resp. 100 % hmotnosti křížiče (dvojplanetka). V simulacích uvažovali blízká přiblížení na vzdálenost menší než 100 poloměrů Země. Křížiči typu Atens mají 93 % šanci těsného přiblížení k Zemi průměrně jednou za 10 mil. let. Polovina takových přiblížení se dokonce odehraje v průměrném intervalu 330 tis. let. Těsná přiblížení mohou způsobit, že se průvodce vymkne gravitační vazbě s mateřským tělesem a může pak s vysokou pravděpodobností Zemi trefit. F. Spoto aj. již vypočítali, že binární křížič (410777) 2009 FD typu Apollo o průměrech složek 150 m a 90 m a souhrnné hmotnosti 8.10¹⁰ kg se může srazit se Zemí již v letech 2185 nebo 2196 s pravděpodobností 0,27 %. Z těchto simulací plyne, že osudy binárních křížičů jsou obecně silně ovlivňovány blízkými přiblíženími k planetám Sluneční soustavy. Totéž pochopitelně platí i pro binární křížiče v cizích planetárních soustavách.

Mezi nebezpečnými křížiči zaujímá zvláštní postavení planetka (29075) 1950 DA s dobře určenou drahou i rozměry, protože se v březnu 2001 přiblížila k Zemi na vzdálenost necelých 8 mil. km, takže mohla být "ohmatána" radary v Goldstonu a v Arecibu. Lze ji charakterizovat jako trojosý elipsoid 1,4 x 1,5 x 1,1 km³, má střední hustotu 3,5x voda a hmotnost >4.10¹² kg. Výpočty dráhy ukazují, že by se mohla trefit do Země 16. 3. 2880 (!) s pravděpodobností 0,012 %, což bylo donedávna vůbec nejvyšší riziko mezi dosud známými křížiči! Planetka rotuje retrográdně v poměrně krátké periodě 2,1 h. Jelikož je pokryta písečným regolitem, jenž díky poréznosti má hustotu jen 1,7x voda, měla by zrnka při této rychlé rotaci odlétat do prostoru odstředivou silou; to se však neděje.

B. Rozitis aj. však nyní ukázali, že u takto malých těles hraje roli nejen gravitační síla planetky a síla tření mezi zrnitými materiály na povrchu, ale také kohezní van der Waalsovy síly, jež se až dosud neuvažovaly. I když jde o síly poměrně slabé, stačí na udržení zrnek písku na planetce. Autoři ovšem poznamenávají, že spíše než s planetkou se může Země v r. 2880 střetávat s pískovými zrnky odvrženými z planetky, pokud jejich rozměry spadají do intervalu rozměrů 1 – 10 μm, takže by šlo o teleskopický meteorický roj. Kohezní tlak totiž závisí na rozměrech částic. Pro povrch zmíněné planetky vychází maximálně na 64 Pa, kdežto například pro měsíční regolit dosahuje 100 Pa.

V závěru odstavce nemohu vynechat zprávu C. a L. de la Fuentes Marcosových, že kolem Země retrográdně obíhají miniaturní kvaziměsíce (164207) 2004 GU8, (277810) 2006 FV35 a 2013 LX28. K nim přibyl další kvaziměsíc 2014 OL339, jenž patří mezi miniplanetky typu Aten, ale nejpozději před 775 lety se stal zajatcem zemské přitažlivosti, ale už za 165 let se z ní opět vymaní. Jeho heliocentrické dráhové elementy jsou docela bizarní: a = 0,9994 au; e = 0,46; i = 10°, oběžná doba 364,92 d, což znamená, že objekt kříží dráhu Venuše i Země, a v odsluní se téměř dotýká dráhy Marsu. Jeho velká poloosa dráhy je jen o 30 tis. km kratší než poloosa dráhy Země, ale je silně chaotická, podobně jako dráha kvaziměsíce (164207). Tři již dříve objevené kvaziměsíce podléhají změnám dráhových elementů Lidovovým-Kozaiovým cyklem (poruchami dráhy, vyvolanými v soustavě, kde kvaziměsíc má zanedbatelnou hmotnost, takže v zásadě jeho pohyb určuje kromě Slunce Země, ale nezanedbatelný vliv na elementy dráhy má i méně hmotný Měsíc), takže argument šířky perihelu (úhel svíraný polopřímkami vycházejícími ze Slunce ve směrech k výstupnému uzlu a k přísluní dráhové elipsy) osciluje pro kvaziměsíc (164207) kolem hodnoty -90°, pro (277810) kolem 180° a pro 2013 LX28 se drží v blízkosti 0°.

1.2.5. Komety

P. Lamy aj. pořídili snímky jádra komety C/2012 S1 ISON kamerou WFC3 HST během jejího přibližování do těsné blízkosti ke Slunci v intervalu od dubna do listopadu 2013, a odtud odvodili pravděpodobný střední průměr jádra 1,4 km a jeho periodu rotace 10,4 h. M. Knight a K. Battams ukázali, že se podle pozorování kamerou na družici SOHO začala silně zjasňovat počínaje 20. 11. 2013 a dokonce ve dnech 21.-23. 11. prodělala výbuch. Její jádro s původním průměrem ≈1,2 km se počalo výrazně zmenšovat na závěrečných 50 m. Maximální jasnosti dosáhla ve vzdálenosti 17 R_☉ v čase 28,1. 11.; poté zeslábla a její centrální kondenzace se rozplynula v čase 28,5. 11. Navzdory tomu se znovu se zjasnila v čase 28,6. 11. ve vzdálenosti 5 R_☉; těsně předtím, než zmizela za stínítkem slunečního kotouče. Přísluním ve vzdálenosti 2,7 R_☉ prošla v čase 28,78. 11. Byla sice ještě pozorovatelná po průchodu přísluním jako slabý obláček, ale podle W. Curdta aj. se jádro rozpadlo už v čase 28,43 UT A. MacRobert a E. Pooreová uvedli, že jasnost komety dosáhla maxima -2 mag, ale sluneční družice SDO (Solar Dynamics Orbiter) ji už nespatřila. To znamená, že jádro komety bylo v té chvíli určitě menší než 1 km; pravděpodobně jen ≈100 m.

Naproti tomu M. Druckmüller aj. pořídili snímek komety 27 minut po průchodu přísluním pomocí Lyotova koronografu na Meesově sluneční observatoři na Mauna Haleakala. Tehdy se kometa pohybovala vnitřní části sluneční koróny a byla viditelná až do vzdálenosti 6 R_☉ po průchodu přísluním. Slabě ji zaznamenaly také heliocentrické sondy STEREO A i B, které byly v té době v úhlových vzdálenostech 150° od Země. Nejspíš však nešlo o jádro, ale o šípovitý oblak prachu, který přežil vysokou teplotu v přísluní a postupně se rozplynul. Šlo o panenskou kometu při jejím prvním průletu do nitra Sluneční soustavy, takže obsahovala hodně těkavých látek, které se ještě daleko před přísluním vypařily. Snad nejlépe vystihl zašmodrchaný příběh komety ISON náš krajan Z. Sekanina v obsáhlém článku na webu časopisu Vesmír: vesmir.cz/2014/10/13/fiasko-vesmirne-kocky .

Zájemcům o tuto tématiku ho vřele doporučuji.

V r. 2014 vyvrcholila desetiletá pouť kosmické sondy Rosetta (ESA) k periodické kometě 67P/Čurjumov-Gerasimenko(vá). Sonda byla vypuštěna raketou Ariane 5G+V-158 z francouzského kosmodromu Kourou 2. 3. 2004. Měla počáteční hmotnost 3 t a na své palubě 11 různých přístrojů; dalších 10 na přistávacím modulu Philae. Sluneční panely dodávaly sondě ve vzdálenosti 3,4 au od Slunce elektřinu příkonem 850 W. Na své cestě ke kometě využila třikrát gravitačního praku Země a jedenkrát praku Marsu (25. 2. 2007 v minimální vzdálenosti 250 km od povrchu). Týden před druhým průletem kolem Země 13. 11. 2007 byla americkou přehlídkou Catalina objevena jako křížič s průměrem asi 20 m a dostala předběžné označení 2007 VN84; dokonce byla obava, že se toto těleso srazí se Zemí (přiblížila se k povrchu Země na minimální vzdálenost 5,7 tis. km). Následně uskutečnila těsné průlety kolem planetek (2867) Šteins (5. 9. 2008; vzdálenost 800 km) a (21) Lutetia (10. 7. 2010; 3,2 tis. km), načež řízeně upadla do zimního spánku (červen 2011) až do 20. 1. 2014, kdy ji technici opět probudili.

V květnu 2014, kdy byla ještě 2 mil. km od svého cíle, si nejprve sama zpřesnila polohu komety 67P ze 100 km na ≈3 km a koncem května zahájila přibližovací manévr k jejímu jádru. Ten vyvrcholil usazením na oběžné dráze kolem jádra komety 6. 8. 2014 ve vzdálenosti 3,6 au od Slunce, přičemž rychlost komety vůči Slunci dosahovala téměř 17 km/s! Ve vzdálenosti 120 km od jádra komety měly kamery sondy rozlišení 2,2 km/pix a její čidla změřila teplotu na povrchu jádra ≈90 K. Nakonec se sonda usadila na kruhové dráze ve výšce ≈30 km nad povrchem jádra. Jak uvedli S. Motto aj., rotační perioda jádra komety se od minulého přiblížení ke Slunci v r. 2009 zkrátila ze 12 h 46 min na 12 h 24 min. Tvar jádra komety připomíná burský oříšek, jehož rotace zkomplikovala výběr místa pro přistání modulu Philae, které bylo vybráno v polovině září 2014 a dostalo název Agilkia. Hmotové spektrometry ROSINA dokázaly v plynoprachových výtryscích z jádra komety identifikovat H₂S (sulfan = sirovodík), CH₂O (methanal = formaldehyd), CH₃OH (methanol), H₂O, CO₂, C₂S (dikarbonsulfid), CO, a SO₂ (oxid siřičitý).

Modul Philae se oddělil od sondy 12. 11. 2014 a přibližoval se k povrchu komety relativní rychlostí 1 m/s. Ačkoliv měl hmotnost 100 kg, jeho váha v gravitačním poli jádra činila pouhý 1 gram. Protože tři různé způsoby, jak přidržet modul při kontaktu s jádrem selhaly, tak od povrchu odskočil rychlostí 380 mm/s, tj. téměř únikovou rychlostí (460 mm/s) do výšky 1 km, vrátil se po balistické dráze zpět k povrchu a znovu odskočil rychlostí 30 mm/s a teprve při třetím doteku uvízl nakřivo ve skalní rozsedlině zcela mimo plánovanou oblast s vyhlídkou, že sluneční panely budou osvětlovány po 12 % uběhlého času. Mezi prvním a třetím kontaktem uplynuly plné dvě hodiny. Měření modulu během neplánovaných skoků však přineslo řadu dalších cenných údajů o jádru komety i jejím bezprostředním okolí. Philae navíc dokázal po přistání vysílat naměřené údaje ze svých přístrojů po dobu téměř 64 h, protože byl vybaven kromě slunečních panelů chemickou baterií. (Jeho přesnou polohu odhalily kamery Rosetty až těsně před skončením celé mise v září r. 2016.)

Dalším pozoruhodným objektem roku se stala kometa C/2013 A1 Siding Spring, jejíž dráha procházela 19. 10. 2014 ve vzdálenosti 138 tis. km nad povrchem Marsu (v historii astronomie se k Zemi nejvíce přiblížila kometa v r. 1491 na vzdálenost 1,4 mil. km a v éře po vynálezu dalekohledu jiná kometa v r. 1770 na vzdálenost 23 mil. km). Jak známo, kolem Marsu obíhá několik kosmických sond a na jeho povrchu pracovala dvě vozítka, což dávalo naději na velmi zajímavá pozorování interakce komety s planetou a důmyslnými přístroji pozemšťanů. Zatímco jsme zvyklí, že k blízkému prozkoumání komet musíme vypouštět drahé sondy, které případně selžou, tady se situace obrátila: kometa přiletěla k sondám sama od sebe a byla ostře sledována, přičemž oběžná sonda MRO zobrazila jádro komety a určila jeho tvar i rotační periodu, MO sledovala komu a chvost ve vizuálním a infračerveném oboru spektra, MAVEN interakci atmosféry Marsu s komou a chvostem, ME interakci s atmosférou a ionosférou Marsu, MOM pořizovala barevné snímky a vozítka Opportunity a Curiosity pohyb komety po obloze. Obavy z poškození sond MRO a MO se nepotvrdily.

Při průletu komety kolem Marsu se tak podařilo určit rozměr jádra komety (400 – 700 m), periodu rotace 8 h, a v kometárním prachu, který opouštěl jádro tempem ≈kg/s, se podařilo objevit atomy Fe, Na, K, Mn, Ni, Cr a Zn. Jde o panenskou kometu, která před několika milióny let opustila Oortův oblak a po historicky prvním průchodu přísluním 19. 10. 2014 se její oběžná perioda zkrátila na ≈1 mil. let.

M. Mašek aj. objevili 9. 4. 2014 pomocí 0,3m robotického teleskopu FRAM na observatoři Los Leones v Argentině kometu P/2014 G2 a následně prokázali, že jde o návrat komety P/2005 JQ5 (Catalina 3). Její oběžná perioda 4,4 roku ji řadí mezi komety Jupiterovy rodiny a dráhové elementy a = 2,7 au; e = 0,69; i = 5,7° z ní podle S. Chesleyho činí nejnebezpečnější známou kometu, jež by se s pravděpodobností 3.10^-6 mohla střetnout se Zemí 11. 6. 2085. Podle jeho odhadu má jádro komety průměr asi 1 km, takže při srážce by se uvolnila energie 6 Gt TNT.

H. Sato znovunalezl 17. 6. 2014 na observatoři Siding Spring v Austrálii již podvakrát ztracenou periodickou kometu 72P/Denning-Fujikawa, poprvé pozorovanou v r. 1881 a znovuobjevenou až v r. 1978. Příští tři návraty komety však opět nebyly pozorovány, přestože při nejnovějším objevu se proti minulé předpovědi zpozdila jen o čtvrt dne.

R. Arendt nalezl v infračervených měřeních (12 μm a 25 μm) aparatury DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) družice COBE (COsmic Background Experiment) prachové vlečky řady komet, jež jsou mateřskými tělesy známých meteorických rojů. Vlečky se daří odhalit díky jejich vlastnímu pohybu na hvězdném pozadí při následných pozorováních po dobu několika dnů. Jde o komety 1P/Halley, 2P/Encke, 73P/Schwassmann-Wachmann 3, 169P/NEAT a planetku (3200) Phaethon. Intenzita záření vleček představuje několik procent intenzity záření zodiakálního světla.

J. H. Wang a R. Brasser se pokusili pomocí numerických simulací zjistit, odkud se berou dlouhoperiodické komety a proč je jejich výskyt u Země dlouhodobě stálý. Srovnali dráhové parametry dlouhoperiodických komet pozorovaných od r. 1950 s numerickými simulacemi pro 0,5 mil. komet vyvržených z Oortova oblaku. Pozorované komety totiž nutně stárnou a zanikají a porovnání se simulacemi ukázalo, že přísun nových komet z oblaku tuto ztrátu dlouhodobě vyrovnává. Pro komety typu Halley s přísluním <1,8 au a průměrem jádra >2,3 km pak vychází, že jejich počet zůstává trvale na úrovni kolem 100 aktivních komet pozorovatelných ze Země. Podle F. Martínka samotná Halleyova kometa projde odsluním v r. 2024 a těsně před příštím průchodem přísluním proletí 9. 9. 2060 ve vzdálenosti 1 au od Jupiteru, což zvýší vzdálenost přísluní její dráhy 0,6 au o 1 % a zkrátí dosavadní oběžnou dobu 76 let rovněž o 1 %.

M. Fouchard aj. podobně simulovali vývoj drah 4 mil. komet z Oortova oblaku během 5 mld. let. Tak zjistili, že poruchy vyvolané zejména Jupiterem a Saturnem dostávají některé z nich na dráhy s přísluním <1 kau. Ty se pak dalším vývojem stávají buď Kentary, anebo dlouperiodickými kometami typu 1P/Halley. Na Kentaury připadá asi 70 % a zbytek na zmíněné komety z tohoto souboru objektů. Krátkoperiodické komety s přísluním <5 au vznikají 2/3. většinou tak, že při předešlém průchodu vzdáleným přísluním podlehnou velké poruše dráhy od některé z obřích planet. Komety s častým průchodem přísluním ve vzdálenostech kolem 15 au mají tendenci přejít na retrográdní dráhy.

F. Kiefer aj. ukázali, že kolem mladé hvězdy β Pictoris (stáří 23 mil. let; sp. A6 V; vzdálenost 19 pc) se v jejím plynoprachovém disku nachází velmi rozsáhlý oblak komet a planetek. Prokázali to pozorováním tranzitů a absorpčních spekter pomocí přesného spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla. Hvězdu obíhá planeta o hmotnosti 7 M_J ve vzdálenosti 8 – 15 au od hvězdy v periodě 15 – 20 let, kterou se podařilo zobrazit přímo a určit i její rotační periodu 8 h (I. Snellen aj.). Kromě toho se spektroskopicky podařilo v blízkosti hvězdy pozorovat objekty, které se před dopadem na hvězdu vypařily. Během 9 let sledování (2003-2011) autoři pozorovali téměř 500 komet dvou různých tříd: staré vysušené komety a mladé, jež vznikly nedávno rozpadem většího tělesa. Staré komety se pohybují nejrůznějšími rychlostmi a nacházejí se blíže ke hvězdě, takže se prozrazují mělkými širokými absorpčními čarami při tranzitech, kdežto mladé komety pokryté ledem mají dráhovou rychlost 15 km/s, vyskytují se dále od hvězdy a při tranzitech se projevují úzkými hlubokými absorpcemi. Je to první přímý doklad existence komet u cizí hvězdy a zároveň nepřímý důkaz, že mladé Slunce muselo být obklopeno daleko vyšším počtem komet a planetek než nyní.

1.2.6. Meteory

P. Pokorný aj. zveřejnili dynamický model toroidálního zdroje sporadických meteorů, založený na desetiletém sledování drah meteorických rojů i sporadických meteorů kanadským vícestaničním meteorickým radarem CMOR (Canadian Meteor Orbit Radar; poblíž Londonu v Ontariu). Podařilo se jim ve sporadickém pozadí rozlišit helionovou i antihelionovou složku, severní a jižní apexové i toroidální složky. Jde o rozsáhlé prachové komplexy, jejichž zdrojem jsou zejména dlouhoperiodické komety. Významný vliv mají také gravitační poruchy od Jupiteru. O přednostní kruhové dráhy meteoroidů se stará především Poynting-Robertsonův efekt (prachové částice s rozměry od 200 mikronu po 3 mm vinou tohoto efektu ztrácejí moment hybnosti a následkem toho směřují po spirálové dráze k Zemi). Toroidální zdroj obsahuje odhadem 10¹⁸ kg prachu, jehož průměrná životnost dosahuje 2 mil. let. Roční přírůstek hmotnosti Země tak činí asi 1 mld. tun.

S. Molau a G. Baertsen zveřejnili výsledky pozorování vysoce nadprůměrné činnosti meteorického roje Drakonid 8. 10. 2011. Maxima hodinové frekvence 118.10^-3/km²/h ve vizuálním oboru s mezní magnitudou 6,5 roj dosáhl ve 20:09 h. Interval, kdy frekvence meteorů byla vyšší než polovina maxima, trvala jen 80 minut. Šlo o prachovou stopu uvolněnou z mateřské komety roje 21P/Giacobini-Zinner (oběžná perioda 6,6 r; odsluní 6,0 au, sklon dráhy 32°) v přísluní r. 1900. P. Koten aj. pozorovali maximum roje ve stejnou dobu ze dvou letadel operujících nad severní Evropou. Maximální frekvence dosáhla 350 met/h s tím, že jasnější meteory měly nejvyšší četnost asi o čtvrt hodiny dříve než slabší. O hodinu později se pak objevilo nižší sekundární maximu frekvence, které odpovídalo prachové stopě z přísluní v r. 1929. Také R. Rudawská aj. potvrdili, že meteory z maxima činnosti roje pocházely z prachové stopy uvolněné kometou v přísluní r. 1900.

Jak uvedli Q. Ye aj., CMOR zaznamenal 8. 10. 2012 neočekávaný meteorický déšť Drakonid s maximální radarovou zenitovou frekvencí 9 000 met/h. Optická frekvence byla ovšem mnohem nižší (200 met/h). Byla to však nejvyšší frekvence Drakonid od r. 1946, přičemž mateřská kometa prošla přísluním v únoru 2012. Kometa se při svém obletu kolem Slunce v letech 1966-1972 přiblížila k Jupiteru, což změnilo její dráhu, takže podle autorů lze očekávat zvýšené frekvence roje v letech 2018, 2019, 2021 a 2025.

T. Kanamori aj. pozorovali 7. 4. 2014 po dobu 2,5 h v Japonsku nový meteorický roj α-Capricornid. Během pozorovacího intervalu zaznamenali videokamerami na několika stanicích atmosférické dráhy 71 meteorů, z toho 15 příslušelo k novému roji. Odtud odvodili dráhové parametry roje: a = 85 au (!); q = 0,8 au; e = 0,98; i = 167° a geocentrická rychlost 69 km/s. Roj nebyl pozorovatelný předchozí ani následující noc. Zdrojem meteoroidů je tedy dosud zcela neznámá kometa s oběžnou dobou ≈780 let.

P. Jenniskens a E. Lyytinen předpověděli, že 23./24. 5. 2014 bude možné pozorovat vzácný meteorický roj Camelopardalid komety 209P/LINEAR, jež se 29. 5. 2014 přiblíží k Zemi na vzdálenost 8,3 mil. km. Kometa má přísluní ve vzdálenosti 0,97 au a oběžnou dobu 5,1 let. Autoři spočítali, že Země projde vlečkami meteorického roje z přísluní v letech 1803-1924 a odhadli maximální hodinovou frekvenci až na 400 meteorů. J. Fontria aj. však spočítali na základě rádiových a optických i spektroskopických pozorování španělské meteorické sítě, že maximální frekvence roje dosáhla nanejvýš 20 met/h. Celkem pozorovali jen 11 meteorů a bolidů z nového roje. Šlo o velmi křehké objekty podobné meteoroidům z rojů Orionid a Leonid se silným deficitem železa.

P. Spurný aj. pozorovali 12. 8. 2012 pomocí 11 kamer středoevropské bolidové sítě bolid, jenž začal svítit v rekordní výšce 170 km pro Perseidy. Až do výšky 130 km nad zemí byly ve spektru vidět jen čáry O, N a N₂. Poprvé se tak podařilo pozorovat difúzní fázi spektra atmosféry. Ve výšce <110 km se však světelná křivka i vzhled spektra nelišily od běžných Perseid. Bolid urazil v atmosféře svítící dráhu o délce 145 km a maxima -9,2 mag dosáhl ve výšce 85 km. Svítící dráha skončila vzápětí ve výšce 79 km nad zemí. Autoři odhadli vstupní hmotnost bolidu na 60 gramů. Svítící stopa po jeho průletu začínala ve 139 km, končila v 79 km a trvala asi 4 min. V jejím spektru se podařilo identifikovat zakázanou čáru O I a dále čáry Mg I, Na I a O I. Jak známo, geocentrická rychlost Perseid činí 60 km/s, ale ještě vyšší rychlost vykazují Leonidy (71,8 km/s). To je zřejmě důvod, proč u jedné Leonidy byla v r. 1998 pozorováno svícení už od výšky 199 km.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Podle F. Ciesly se mohl v protoplanetárním oblaku Sluneční soustavy vytvářet amorfní led při teplotách <70 K. Taková fáze ledu dokáže na rozdíl od krystalického ledu vstřebávat vzácné plyny a jiné těkavé látky. Dosud se předpokládalo, že veškerá voda v pramlhovině byla silně ohřáta a postupně chladla až na 120 K, takže amorfní let nemohl vzniknout. Nyní je však prakticky jisté, že vnější okraj sluneční pramlhoviny byl velmi chladný a dokázal vstřebat vzácné plyny do amorfního ledu, a tak je zachovat pro soudobé použití.

J. Marboeuf aj. simulovali vznik planet z planetesimál pro různé poměry ledu k horninám a uhlíku ke kyslíku v planetesimálách, jež měly stejné chemické složení jako sluneční pramlhovina. Dostali tak funkci hmotnosti protoplanetárního disku v závislosti na vzdálenosti od mateřské hvězdy. Obvykle to dopadne tak, že výsledné objekty jsou zpoloviny z ledu a zpoloviny z hornin, ať už jde o oceánské planety, nebo obří plynné planety.

K. Jansson a A. Johansen ukázali, že planetky i tělesa TNO pocházejí z planetesimál tvořených malými oblázky s rozměry řádu milimetrů až centimetrů. Ty se začnou díky nestabilitám v hydrodynamickém proudění spojovat na větší a hmotnější gravitačně vázané shluky. Oblázky se přitom ohřívají srážkami a začnou se následkem ztráty tepelné energie gravitačně hroutit. Planetesimály o poloměru >100 km se dokáží zhroutit během 25 let, kdežto 10km planetesimálám trvá hroucení stovky let a kilometrovým až tisíce let. Nezávisle na této studii zkoumali problém růstu shluků oblázků také K. Kretke a H. Levison. Uvažovali o něco větší oblázky (od centimetrových po metrové) a celkem hladce tak dokázali, že jejich srážky, akrece a příslušná dynamika dokáží ve vzdálenostech 4 – 10 au od Slunce vytvořit kamenná embrya o hmotnostech řádu 10 M_z a stovky planet o hmotnostech Marsu až Země. To je ovšem v příkrém rozporu s tím, jak Sluneční soustava vypadá, takže něco je špatně, protože se nedaří simulovat vznik kamenných jader obřích plynných planet.

J. Chambers popsal tvorbu kamenných jader obřích planet počínaje koagulací prachových zrnek v protoplanetárním disku a následnou akrecí plynu tak dlouho, až jádro dospěje ke kritické hustotě, což se musí stihnout nejpozději během několika málo miliónů let od vzniku disku. Kritické hmotnosti se nejspíš dosáhne rychlým smetáním planetesimál o velikosti dnešních planetek. K nim se nakonec přidávají již dříve zmíněné oblázky, jež se nabalují na jádro efektem sněhové koule. Optimální rozměr oblázků pro rychlý růst by měl být kolem 100 mm. Podle autorova výpočtu tak kamenné jádro obří planety ve vzdálenosti 5 au dosáhne hmotnosti 10 M_z během 3 mil. let, pokud se spojují planetesimály s průměrem 1 – 10 km. Paradoxně podstatně déle by budování jádra trvalo planetkám s rozměry řádu 100 km

T. Kruijer aj. ukázali z měření výskytu nuklidu ¹⁸²W, jenž je rozpadovým produktem radionuklidu ¹⁸²Hf (poločas rozpadu 9 mil. roků), že ve sluneční pramlhovině proběhl stavební boom vedoucí k tvorbě současných planet během necelých 100 miliónů let, tedy během prvních 2 % dnešního stáří Sluneční soustavy. Ještě rychleji vznikly kovové planetesimály - během 1 mil. let, což umožnilo rychlou diferenciaci a akreci v protoplanetárním disku na planetesimály, planetky a kamenná jádra budoucích planet. M. Lugarová aj. pomocí téhož radioaktivního datování ukázali, že proces kontaminace protosolární mlhoviny těžkými prvky započal již v intervalu 100 – 30 mil. let před vznikem Slunce zásluhou blízkých výbuchů supernov typu II! Nejnovější údaj o stáří Sluneční soustavy pochází z radiochronologie meteoritů: (4,567 3 ±0,16) mld. let.

L. Cleeves aj. ukázali, že z poměru deutéria a atomů vodíku v různých částech Sluneční soustavy lze odvodit, že jediným zdrojem vody v celé soustavě byl interstelární led, což ovšem znamená, že všechny rodící se planetární soustavy mají dost vody pro případný budoucí rozvoj života pozemského typu.

C. Vita-Finzi navrhl, jak sychronizovat geologické epochy na tělesech Sluneční soustavy s pevným povrchem. Lze k tomu využít výbuchů blízkých (<50 pc) supernov typu II, které dopraví do Sluneční soustavy radionuklidy ²⁶Al a ⁶⁰Fe, jež pak poslouží jako časové značky při analýze hornin a minerálů. Současné datování pak vypadá takto:

Merkur: do -3,9 Gr: éra pretolstojská; -3,85 Gr: tolstojská; -3,0 Gr: caloriská; -1,0 Gr: caloriská; do současnosti: kuiperská.

Venuše: do -0,8 Gr: prefortunská; -0,75 Gr: fortunská; -0,05 Gr: guiniverská; do současnosti: aureliánská.

Země: do -3,9 Gr: hadeánská; -2,5 Gr: archaeánská; -0,65 Gr: proterozoická; -0,25 Gr: paleozoická; -0,05 Gr: mezozoická; dosud: cenozoická.

Měsíc: do -3,9 Gr: prenectariská; -3,85 Gr: nectariská; -3,3 Gr: imbrijská; -1,1 Gr; eratosthénská; dosud: kopernikánská

Mars: do -4,1 Gr: prenoachiánská; -3,7 Gr: noachiánská; -3,0 Gr: hesperiánská; dosud: amazónská

Na Zemi máme po ruce nejstarší minerál (-4,3 Gr), nejstarší horninu (anorthosit) z Měsíce (-4,36 Gr) a nejstarší meteorit (NWA 7433) z Marsu (-4,36 Gr).

M. Desai aj. ukázali, že se díky datům z kosmických sond Voyager 1 a 2, které se pohybují v magnetickém pouzdru heliosféry a novým datům o neutrálních nízkoenergetických i vysokoenergetických atomech, získávaných kosmickou sondou IBEX v prostoru mezi Zemí a drahou Měsíce, podařilo sestrojit trojrozměrný model sluneční magnetosféry. Podle L. Burlagy a N. Nesse měří Voyager 1 od konce července 2012 magnetickou indukci interstelárního magnetického pole, neboť tehdy opustil magnetické pouzdro heliosféry. Průměrná indukce činí 0,47 nT, zatímco indukce v heliomagnetickém pouzdře činila pouze 0,17 nT. R. Lallement a J. Bertaux uvedli, že během provozu sond Ulysses a IBEX se potvrzuje, že vliv interstelárního magnetického pole na vnější i vnitřní heliosféru je stálý. F. Vincent aj. to potvrdili také pro vektor rychlosti interstelárního větru, jenž se od r. 1991 do r. 2009 téměř nezměnil; kolísal v nepatrném rozmezí 22,6 – 23,5 km/s.

Tyto výsledky však zpochybnili L. Fisk a G. Gloecker, kteří tvrdí, že Voyager 1 byl v r. 2012 stále ještě v magnetickém pouzdře heliosféry (≈127 au od Slunce) právě proto, že vektor rychlosti interstelárního větru se nezměnil. Autoři namítají, že během přechodu do interstelární magnetosféry by měla sonda objevit odchylné chování nabitých částic galaktického kosmického záření, což se dosud nestalo. Na podporu původní představy o poloze Voyageru 1 se vzápětí přihlásili J. Grygorzuk aj., kteří tvrdí, že IBEX pozoruje vlákno interstelárního pole ve stejné heliografické šířce jakou má Voyager 1, ale liší se v heliografické délce o 27°. Jak to je doopravdy, se asi podaří zjistit až po roce 2017, kdy Voyager 2 dospěje do vzdálenosti Voyageru 1 v r. 2012, a tato měření ukáží, kdo má pravdu.

K. Luhman využil obsáhlé infračervené přehlídky družice WISE ke stanovení spodních mezí pro údajnou planetu X na periférii Sluneční soustavy, což je téměř evergreen posledních desetiletí, někdy docela pokleslý na tvrzení, že odtamtud míří k Zemi zlověstná planeta zmaru Nemesis, která nás zahubí. Infračervená měření jsou daleko nejcitlivější při objevování planetek v Edgeworthově-Kuiperově pásu a mezní hvězdná velikost přehlídky 14,9 mag tak prokázala, že hnědý trpaslík by se za těchto okolností musel nacházet ve vzdálenosti >26 tis. au, aby ho družice WISE neodhalila. Ještě vyšší spodní meze platí též pro planetu hmotnosti Saturnu (>28 kau) a Jupiteru (>82 kau). Nejcitlivější přehlídka proběhla ve vlnové délce 4,5 μm; je tedy o řád citlivější než předešlé přehlídky družicí IRAS a dalekohledy 2MASS. V katalogu družice WISE se nacházejí údaje o 750 miliónech planetek, hvězd i galaxií.

1.4. Slunce

A. Hauchecorne aj. využili tranzitu Venuše přes sluneční kotouč v červnu 2012 k přesnému určení úhlového průměru Slunce. Zjistili totiž přesné okamžiky, kdy zástin Slunce Venuší začal a skončil pomocí fotometrie aparaturami SODISM (SOlar Diameter Imager and Surface Mapper) na francouzské družici Picard a HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) na družici SDO (NASA). V pásmu vlnových délek 607 nm vyšel z měření SODISM poloměr Slunce (přepočtený na vzdálenost 1 au od Země): (959,85″ ±0,19″). Měření pomocí SDI v integrálním světle dalo hodnotu (959,90″ ±0,06″). Dosavadní tabulková hodnota však dává poloměr 959,63″.

Družice Picard vypuštěná v červnu 2010 dokáže podle A. Irbaha aj. měřit dokonce i velikost zploštění slunečního disku. Z jejich měření v červenci 2011 ve spojitém spektru na vlnové délce 538 nm vyšlo, že rovníkový průměr je o (0,008 4″ ±0,000 5″) delší než polární, tj. lineárně delší o (6,1 ±0,4) km. Tato hodnota velmi dobře souhlasí se střední hodnotou zploštění získávánou průběžně během posledních dvou desetiletí aparaturami na pozemních observatořích, pomocí balónů i na jiných družicích.

Jak uvedli M. Meftah aj. v rámci téhož projektu Picard Sol probíhají soustavná měření slunečního poloměru na observatoři Calern (1,3 km n.m.; Azurové pobřeží ve Francii). Měření v pěti úzkých spektrálních pásmech pokrývají vlnový rozsah 393 – 1 025 nm. Během 24. cyklu sluneční činnosti se uskutečnila měření v letech 2011-2013 a v té době činila amplituda změn slunečního poloměru 0,005″ - průběh kolísání však nekoreluje se změnami sluneční aktivity měřené relativními čísly slunečních skvrn. Střední poloměr Slunce pro vlnovou délku 538 nm činil v měřeném intervalu 959,8″, což odpovídá střednímu lineárnímu poloměru Slunce 696,1 tis. km.

F. Villante aj. přišli s originální metodou, jak určovat chemické složení povrchu Slunce pomocí helioseismologie. Rychlost šíření zvukových vln na povrchu je totiž závislá na chemickém složení prostředí. Mohli tak srovnat výsledky těchto měření pro těkavé (C, N, O, Ne) a žáruvzdorné (Mg, Si, S, Fe) chemické prvky relativně vůči zastoupení vodíku, který přirozeně na povrchu i v nitru dominuje. Pro kyslík pak vyšlo relativní zastoupení 7,08.10^-4 a pro železo 3,31.10^-5. Souhrnně se tak zvedl podíl těkavých prvků o 80 % a u žáruvzdorných o 13 % v porovnání s dosud přijímanými hodnotami. Vůči héliu tak "kovů" přibylo o 29 % proti dosavadním měřením, což znamená, že přínos cyklu CNO ke slunečnímu zářivému výkonu je třeba zvýšit o 37 %! Také neutrinový tok z cyklu CNO by měl být podstatně vyšší, ale zatím se nedaří takto unikající neutrina zaznamenat, protože dosavadní aparatury dokáží zachytit pouze vysoce energetická neutrina.

H. Warren aj. využili spektrometru pro obor EUV na družici SDO k proměření spektra vysoce ionizovaného železa (Fe XV - Fe XXIV) ve 21 slunečních erupcích. Zastoupení železa je prakticky stejné jako ve sluneční chromosféře, takže plazma v erupcích pochází právě z těchto nejhlubších partií chromosféry.

S. Jejčič aj. zveřejnili výsledky pozorování klidné protuberance na Slunci během úplného zatmění Slunce 1. srpna 2008 v Mongolsku a současně ve vodíkové čáře H-α spektrografem v Ondřejově. Tak se podařilo dobře určit její fyzikální parametry, tj. teplotu 6 – 15 tis. K, geometrickou tloušťku 200 – 15 000 km, elektronovou hustotu 5.10⁹ – 10¹¹ elektronů/cm³ a tlak 2 – 20 mPa. Přitom nejvyšší elektronovou hustotu naměřili na patě protuberance, kde je nejvyšší fotoionizace.

V. Abramov-Maksimov aj. zjistili na základě rádiových pozorování slunečního povrchu na vlnových délkách 16 – 80 mm (frekvence 3,7 – 16,6 GHz) pomocí radioteleskopu RATAN-600 (Nižnyj Archyz na Kavkaze), že před vznikem sluneční erupce se zvyšují v daném místě povrchu magnetické toky až na hodnoty 10¹⁴ weberů a gradienty toku až na 2.10¹³ Wb/°. Tak lze předpovídat výskyt erupcí s předstihem minimálně 14 h, někdy však až 48 h.

Jde o jeden z nejvýznamnějších objevů sluneční rádioastronomie, jež začala pozorováním J. Heye aj. a G. Southwortha aj., když identifikovali původce rádiového rušení provozu britských vojenských radarů. Byla jím aktivní oblast slunečních skvrn ve dnech 27.-28. 2. 1942 (předchozí rušení 11. 2. pocházelo z německých vojenských rušiček).

P. Charbonneau zveřejnil obsáhlou studii o slunečním dynamu, které je odpovědné za fyzikální vazbu mezi nitrem a povrchem Slunce i jeho atmosférou a korónou. Magnetická pole a uvolňovaná magnetická energie řídí veškerou aktivitu Slunce, kterou pozorujeme, od slunečních skvrn, erupcí a protuberancí až po dynamiku sluneční koróny a slunečního větru. Základem je pozorování klidného Slunce a pak všech dynamických projevů počínaje fotosférou, přes chromosféru až ke koronálním dírám a výronům hmoty (CME = Coronal Mass Ejections). Obdobným tématem se zabýval také T. Wiegelmann, jenž se soustředil na detaily struktury a proměn magnetického pole ve sluneční atmosféře a koróně. Také on se specificky věnoval struktuře magnetických polí klidného Slunce, aktivních oblastí a koronálních děr.

M. Ackermann aj. sledovali pomocí družice Fermi vysoce energetickou složku slunečních erupcí v pásmu energií >4 GeV. Během čtyř let provozu družice tak zaznamenali 18 takových erupcí, cože je více, než se čekalo. Paprsky gama se daří sledovat i v mírných erupcích a po velmi dlouhou dobu až téměř půl dne. Porovnáním s měřeními rentgenové a protonové složky příslušných erupcí na družicich GOES a RHESSI se ukázalo, že fotony gama vznikají po celou dobu trvání erupce průběžným urychlováním částic v silných magnetických polích, anebo stochastickou turbulencí plazmatu ve sluneční koróně.

Vědecký týdeník Science věnoval ve svém čísle 6207 z října 2014 pozornost stále nedořešenému problému ohřevu koróny na teploty řádu MK. Důvodem pro speciální publikaci byly nové výsledky pozorování družice IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph; pracuje od poloviny července 2013), která pomocí ultrafialového spektrometru pořizuje snímky sluneční chromosféry s kadencí 1 s a úhlovým rozlišením 0,3″. Tyto výjimečné parametry pozorování rázem odhalily neuvěřitelnou pestrost jevů ve sluneční atmosféře od žhavých bomb přes rychlé úzké výtrysky plazmatu, miniaturní nanoerupce a minitornáda.

H. Peter aj. objevili krátkožijící kapsy horkého (≈100 kK) plazmatu v relativně chladné (6 kK) sluneční fotosféře, jež k tomu nejspíš dostává potřebnou energii díky slunečním erupcím a přepojování (rekonexi) magnetických siločar. V. Hansteen aj. pozorovali na okraji slunečního kotouče v chromosféře drobné smyčky silně magnetického plazmatu trvající pouhé minuty, jež mohou účinně ohřívat korónu. To je zřejmě klíč k rozluštění záhady vysoké teploty koróny. Podle H. Tiana aj. vzniká sluneční vítr mezi chromosférou a přechodovým pásmem do sluneční koróny díky krátkožijícím (20 – 80 s) úzkým (≤300 km) výtryskům, v nichž se plazma pohybuje radiální rychlostí 80 – 250 km/s.

Jak uvedli P. Testa aj. právě na tomto rozhraní se pozorují rychlé změny (20 – 60 s) intenzity a rychlosti vyvěrání plazmatu z pat koronálních smyček v lineárních rozměrech ≤500 km. Počítačové simulace pak ukázaly, že za tuto dynamiku ohřívání v patách koronálních smyček jsou odpovědné netepelné elektrony vznikající kratičké (≤30 s) koronální nanoerupce dodávající tepelnou energii ≤1 EJ. S tímto názorem však nesouhlasí J. Klimchuk a S. Bradshaw, kteří ve svých hydrodynamických simulacích zjistili, že energie nanoerupcí nestačí ohřát korónu na megakelvinové teploty; slouží pouze k ohřevu samotné chromosféry. Autoři soudí, že zdroj vysoké teploty koróny se nachází přímo v koróně, kde mohou vznikat koronální nanoerupce, anebo kde funguje nějaký jiný trvalý zdroj energie.

Jak uvedli S. Habbal aj., sluneční koróna je sice více než stokrát teplejší než fotosféra, ale zato je biliónkrát řidší. Málo kontrastní rysy koróny proto donedávna unikaly pozornosti. M. Druckmüllerovi aj. se však povedlo během úplných zatměních Slunce v letech 2001 a 2010 pořídit v bílém světle dlouhé série snímků s proměnnými délkami expozic. Tím překlenuli velký dynamický rozsah jasnosti různých jevů v koróně a zpracováním tohoto jedinečného pozorovacího materiálu pomocí vlastního nového zobrazovacího programu se jim podařilo objevit v koróně poblíž okraje slunečního disku vírové prstence, nad nimi zkroucené spirály a posléze turbulentní bubliny, což dává naději, že takové jevy bude možné v budoucnosti sledovat nepřetržitě a tím přispět k hlubšímu pochopení příčin extrémně vysoké teploty koróny.

S. Pucci aj. využili vysokého rozlišení aparatury AIA (Atmospheric Imaging Assembly) sluneční družice SDO ke sledování vývoje koronálního chocholu (coronal plume) během celého životního cyklu 40 h. Ukázali, že chochol se objevil v těsné blízkosti jasného zrna v koróně zhruba 2 h po vzniku zrna a zanikl asi 1 h potom, co zrno zmizelo. Chochol začal po svém vzniku radiálně stoupat rychlostmi 30 – 300 km/s. V této fázi se elektronová teplota chocholu pohybovala kolem 850 kK a sám chochol se stal posléze součástí slunečního větru. Zánik chocholu po 40 h od svého vzniku způsobil pokles hustoty materiálu chocholu, nikoliv snížení zmíněné teploty. Autoři odtud odhadují, že zmíněné chocholy tvoří asi polovinu hmotnosti slunečního větru.

S. Mulay aj. se pokusili najít příčinu vzniku koronálních výronů hmoty (CME) na základě pozorování CME, který vznikl 3. 11. 2010 a byl současně pozorován aparaturou AIA SDO a také družicí RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager) v pásmech vlnových délek 30 a 160 nm. Na snímcích se podařilo objevit přítok energetického plazmatu do jedné větve budoucího CME. Současně se na stejném místě objevil netepelný zhustek horkého plazmatu, který začal v koróně radiálně stoupat a CME byl na světě. Autoři odtud usoudili, že podnětem pro vznik CME je náhlé přepojování (rekonexe) magnetických siločar v koróně.

Y. M. Wang a R. Colaninno se věnovali statistice CME v posledních dvou cyklech sluneční činnosti. Ačkoliv sluneční aktivita měřená pomocí průměrného relativního čísla slunečních skvrn byla ve 24. cyklu zhruba poloviční v porovnání s cyklem předešlým, pro CME to neplatí. Sledování CME aparaturou LASCO na družici SOHO v letech 2011-2013 ukázalo, že jejich frekvence se proti 23. cyklu nezměnila. Autoři však našli systematické rozdíly v počátečních rychlostech CME. Když relativní číslo klesá, přibývá pomalejších CME, ale jejich hmotnost klesá v porovnání s hmotnostmi rychlých CME, jejichž četnost s klesajícím relativním číslem výrazně klesá. To znamená, že souhrnná hmotnost všech vyzářených CME nakonec s relativním číslem slunečních skvrn koreluje.

L. Winter aj. navrhli, aby se maxima slunečních cyklů určovala podle průběhu zářivého výkonu rentgenového pozadí Slunce v pásmu vlnových délek 0,1 – 0,8 nm (energie 1,5 – 12 keV). Potřebná data dodávají družice GOES (Geostationary Environmental Satellites) pracující od r. 1986 na geostacionární dráze, takže pozorovací řady pokrývají měření od počátku slunečního cyklu 22 do současnosti. Družice patří americké agentuře NOAA (National Oceans and Atmospheric Administration), která na základě rozboru různých příznaků sluneční činnosti odhadla, že maximum 24. cyklu mělo nastat na jaře roku 2013. Zmínění autoři sice posunuli odhad maxima na podzim 2014 (jejich studie vyšla začátkem října 2014), ale stejně se netrefili...

Maximum 24. cyklu se podle D. Hathawaye odehrálo v dubnu 2014, kdy vyhlazené relativní číslo dosáhlo hodnoty 116. Tomu také odpovídá výskyt mimořádných úkazů v roce 2014. Byla to především erupce z 24. 2. klasifikovaná typem X4.9 (třetí nejsilnější v dosavadním 24. cyklu sluneční činnosti) v aktivní oblasti AR 1990, dále koronální výron hmoty z 24. 8., jenž však neměl únikovou rychlost, takže se po balistické dráze vrátil do sluneční chromosféry. Z další erupce typu X1.6 z 10. 9. se vynořil CME směrem k Zemi. Jeho rychlost dosáhla 700 km/s, vyvolal na Zemi magnetickou bouři a způsobil odklad ve vypuštění nákladního modulu Cygnus ke stanici ISS. Konečně 16. 10. byla na Slunci pozorována v aktivní oblasti AR 12192 největší skvrna (o velikosti Jupiteru !) za poslední dva cykly sluneční činnosti. Nad ní postupně vzplanuly tři erupce třídy X a následné CME se trefily do Země a vyvolaly výpadky rádiového spojení v Atlantiku.

R. Strauss a M. Potgieter si všimli, že v období minima v r. 2009 na rozhraní 23. a 24. cyklu sluneční činnosti výrazně stoupl tok galaktického kosmického záření na rekordní maximum v historii. Jde především o energetické protony a autoři očekávají, že i toto maximum bude překonáno kolem příštího minima kolem r. 2020.

K. J. Li aj. srovnávali tři indikátory sluneční činnosti, tj. relativní čísla slunečních skvrn, souhrnné denní plochy skvrn a rádiový tok na vlnové délce 107 mm (2,8 GHz), s údaji o magnetických polích na Slunci, která začal soustavně snímkovat R. Howard na observatoři Mt. Wilson v Kalifornii pomocí věžového slunečního dalekohledu s objektivem o průměru 0,3 m o ohniskovou vzdáleností 46 m (!) magnetografem, který vyvinul H. Babcock. Zmínění autoři porovnali uvedené indikátory s archivními záznamy magnetogramů celého slunečního disku od ledna 1970 do prosince 2012. Z porovnání vyplývá, že relativní číslo slunečních skvrn nejlépe koreluje s celkovou indukcí magnetického pole na slunečním disku, k níž nejvíce přispívají slabá magnetická pole mimo oblast skvrn. Naproti tomu denní plocha skvrn je úměrná souhrnné indukci silných magnetických polí ve skvrnách. Nejlepším indikátorem je pak rádiový tok v pásmu 2,8 GHz, jenž dobře charakterizuje silná a slabá magnetické pole dohromady.

I. G. Usoskin aj. rekonstruovali průběh sluneční aktivity za poslední tři tisíciletí na základě údaje o kolísání radionuklidu ¹⁴C v letokruzích stromů a paleomagnetických údajů. Dospěli k závěru, že sluneční činnost v průběhu času jeví bimodální kolísání. Po zhruba 83 % času se vyskytují standardní cykly s průměrnými středními hodnotami relativního čísla slunečních skvrn během daného cyklu v rozmezí 20 – 67. O zbytek času se dělí především mimořádně nízká minima, ale i vzácnější mimořádná maxima. Poměr těchto extrémních případů nelze však dobře určit s ohledem na krátkou časovou základnu měření.

R. Neuhäuser a V. Hambaryan kritizovali studie, které naznačují, že anomálně vysoké koncentrace radioaktivního uhlíku ¹⁴C v letokruzích stromů z let 774 a 775 n.l. způsobila mocná sluneční erupce a následný koronální výron hmoty, který zasáhl Zemi. Argumentují tím že příslušná erupce by musela být dvoutisíckrát intenzivnější než proslulá Carringtonova erupce z r. 1859, což ale nejspíš není pravda. Rekalibrace zastoupení ¹⁴C I. Usoskinem aj. v r. 2013 však ukázala, že erupce v r. 774 byla jen čtyřikrát mohutnější než Carringtonova, ale po Carringtonově erupci se zastoupení ¹⁴C v letokruzích stromů rozhodně nezvýšilo.

Časopis Space Science Reviews věnoval své prosincové číslo r. 2014 shrnutí současných názorů na povahu sluneční činnosti charakterizované zejména jedenáctiletou periodou ve výskytu slunečních skvrn a dvojnásobně dlouhou periodou ve střídání znamének magnetické polarity v polárních oblastech Slunce. A. Balogh aj. uvedli, že dnes spolehlivě víme, že za tyto cykly je odpovědné magnetické dynamo v nitru Slunce. Sluneční činnost se projevuje v nejrůznějších empirických datech, ale dosud nemáme uspokojivou fyzikální teorii, která by postihla mechanismy přenosu chování dynama na kolísání pozorovaných indikátorů sluneční činnosti. Nejlépe je to patrné na předpovědích intenzity a délky cyklů sluneční činnosti, což se výrazně potvrdilo vesměs neúspěšnými předpověďmi průběhu stávajícího 24. cyklu sluneční činnosti. Zatím též není jasné, proč čas od času v intervalech řádu tisíciletí tato periodická kolísání sluneční činnosti na několik desítek let prakticky ustávají.

F. Clette aj. poukázali na problémy v určování relativního čísla slunečních skvrn zavedeného R. Wolfem v r. 1849 a skupinového čísla definovaného v r. 1998 D. Hoytem a K. Schattenem. Tyto parametry lze sice poměrně úspěšné rekonstruovat pro celou dobou sledování Slunce dalekohledem, ale autoři přehledového článku ukázali, že před r. 1800 nejsou tato data dostatečně homogenní a dokonce v konfliktu s nepřímými indikátory sluneční činnosti jako jsou variace klimatu na Zemi. Také v moderní době vznikají problémy s homogenizací pozorovacích řad pro období 1880-1915 (skupinová čísla), a dále rok 1947 a období 1980-2014 (relativní čísla). Autoři se proto pokusili o novou rekalibraci těchto historických údajů a odtud odvodili, že před dlouhým Maunderovým minimem (1630-1715) sluneční činnost významně klesala, zatímco nárůst činnosti po tomto minimu byl pomalejší, než se dosud uvádělo. Dokončení rekalibrace relativních čísel sluneční činnosti proto považují za akutní úkol pro zlepšení parametrů proměnné sluneční činnosti, což povede k realistickému pochopení vazby mezi pozorováním a teorií slunečního dynama.

A. Broomhall aj. uvedli, že velký potenciál při fyzikálním popisu vazby mezi slunečním dynamem a pozorovanou proměnností sluneční činnosti skýtá helioseismologie, tj. studium kmitů sluneční fotosféry, které podobně jako seismologie pro Zemi umožňuje rekonstruovat vnitřní stavbu Slunce. Helioseismická měření však dosud pokrývají jen dva cykly sluneční činnosti, tj. jeden magnetický cyklus. Zatím se proto zdařilo ukázat, že změny ve frekvenci slunečních oscilací souvisí se změnami indukce magnetického pole na povrchu Slunce. S menší mírou jistoty se podařilo najít souvislost mezi změnami magnetického pole na dně konvektivní zóny uvnitř Slunce a sluneční činností. Další závěry jsou už poměrně nejisté. Soustavná helioseismologie sice ukázala, že mezi posledním dvěma cykly sluneční činnosti došlo ke změně charakteru helioseismických dat, ale protože jde o data z jediného magnetického (Haleova) cyklu, nevíme, co je standard, popřípadě že žádný standard neexistuje.

R. Arlt a N. Weiss proto soudí, že klíč k pochopení vazby mezi dynamem a povrchovými jevy je třeba hledat spíše v občasných pozorovaných anomáliích. Indikátorem těchto anomálií je například kolísání zastoupení různých radionuklidů ve vzorcích pozemských hornin za posledních asi 9,5 tis. let. Výsledky těchto studií totiž poukazují na opakující se dlouhá minima sluneční činnosti, což zcela určitě souvisí s proměnami parametrů slunečního dynama.

S. Marchenko aj. zveřejnili výsledky měření zářivého výkonu Slunce v průběhu 24. cyklu sluneční činnosti na základě monitorování změn ve slunečním spektru pomocí aparatury OMI (Ozone Monitoring Instrument; společný projekt finských a holandských astrofyziků) na družici Aura (NASA) vypuštěné na synchronní sluneční dráhu v létě 2004. OMI proměřuje sluneční spektrum v pásmu vlnových délek 265 – 500 nm a sleduje tak monochromatické změny zářivého výkonu na časových stupnicích od týdnů po roky. Autoři si vybrali v záznamech úseky spojitého spektra relativně bez čar a zjistili, že v průběhu zmíněného cyklu došlo k největší změně, tj. oslabení zářivého výkonu o (0,6 ±0,2) % v ultrafialové oblasti spektra kolem vlnové délky 265 nm. S rostoucí vlnovou délkou se amplituda změn zářivého výkonu zmenšovala až k nule pro pásmo 500 nm, přesněji na (0,15 ±0,20) %. Také u většiny silných spektrálních čar změny odpovídaly změnám v přilehlé části spojitého spektra. Dlouhodobé změny zářivého výkonu nepřekročily citované střední chyby ≈0,2% s tím, že největší kolísání slunečního zářivého výkonu se odehrává na stupnici 27 dnů, takže souhlasí s průměrnou periodou sluneční rotace. Autoři též srovnali výsledky svých měření s údaji jiných družic počínaje 21. cyklem sluneční činnosti (1976-1986) a publikovali rekalibrované údaje o změnách zářivého výkonu Slunce od r. 1976 do r. 2014 v rozsahu vlnových délek 170 – 795 nm. Odtud plyne, že stálost zářivého výkonu Slunce je opravdu obdivuhodná.

Podle K. L. Yeoa aj. velmi cenné, že už po čtyři dekády se měří zářivý výkon Slunce na družicích, neboť takto získávané hodnoty bolometrického výkonu Slunce jsou oproštěné o proměnný vliv okamžitých parametrů zemské atmosféry při dřívějších výhradně pozemních měřeních. Sluneční fyzikové se tehdy domnívali, že proměnná sluneční činnost se musí projevit v kolísání bolometrického zářivého výkonu Slunce. To se však nepotvrdilo na úrovni ±0,1 % ani pro bolometrický výkon, a ani pro monochromatický výkon v ultrafialové oblasti spektra (120 – 400 nm). Potíž v interpretaci těchto měření však spočívá v tom, že při nízké úrovni kolísání slunečního výkonu je třeba pečlivě vyhodnocovat dlouhodobou degradaci čidel na družicích.

Tak se ukázalo, že existují systematické odchylky v kalibraci mezi staršími družicemi a současnou špičkovou družicí SORCE (Solar Radiation and Climate Experiment) vypuštěnou v r. 2003, která měří jednak bolometrický zářivý výkon Slunce v pásmu 1 – 2 000 nm (přesnost ±0,01 % a dlouhodobá stabilita 0,001 %/rok), a dále též ultrafialový zářivý výkon v pásmu 120 – 300 nm (přesnost ±0,03 % a dlouhodobá stabilita 0,001 %/rok). Přes tyto pokroky v přesnosti měření zůstává otázka, jak sluneční činnost ovlivňuje výsledný zářivý výkon Slunce, stále nedořešená. Popravdě je až udivující, s jakou mírou přesnosti je úhrnný zářivý výkon Slunce na časové stupnici řádu statisíců let stálý.

Velmi cennou zprávu o stabilitě zářivého výkonu Slunce totiž podali O. Smirnov aj., kteří měří tok slunečních neutrin pomocí aparatury BOREXINO (italská zdrobnělina názvu BORon EXperiment) instalované v r. 2007 pod pohořím Gran Sasso v Itálii a provozované ve spolupráci šesti států. Experiment dokáže zachytit nízkoenergetická neutrina vznikající v protonově-protonové větvi termonukleární reakce ve slunečním nitru, jež je odpovědná za celých 99 % zářivého výkonu Slunce. Okamžitý zářivý výkon Slunce můžeme měřit díky detektorům na umělých družicích Země, takže víme, že je krátkodobě stabilní s přesností ±0,1 %. Zatímco cesta zářivé energie z nitra Slunce na povrch trvá ≈100 tisíc let, neutrina přiletí z centra Slunce za pouhých 8 minut. Proto už dnes víme, že za 100 tis. let bude mít Slunce prakticky týž zářivý výkon jako dnes, tj. 3,84.10²⁶ W. Modely slunečního vývoje však ukazují, že na časových stupnicích řádu 100 miliónů let se zářivý výkon Slunce zvolna stále zvyšuje, takže za 1,2 mld. let bude asi o 10 % vyšší než nyní.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

2.1.1. Objevy a pozorování exoplanet

M. Liu aj. objevili během přehlídky hnědých trpaslíků v blízkém okolí Slunce exoplanetu PSO J318-22 sp. třídy L7 vzdálenou od nás 25 pc. Její zářivý výkon je však nižší než u hnědých trpaslíků téže třídy a odtud se podařilo odvodit její hmotnost 6,5 M_j a povrchovou teplotu 1,2 kK. Autoři také odhadli její stáří na 12 mil. let a určili, že patří do rodiny známé hvězdy β Pictoris, jenže už k ní není gravitačně vázána, takže jde o sirotu volně putující mezihvězdným prostorem. Takových osiřelých exoplanet bude nejspíš velmi mnoho, jenomže pátrání po nich je velmi obtížné.

G. Anglada-Escudé aj. prozkoumali soustavu exoplanet u Kapteynovy hvězdy HR 1457 (HD 33793). J. Kapteyn totiž změřil už koncem 19. stol. její tehdy rekordní vlastní pohyb. Dodnes je druhou nejrychleji se pohybující hvězdou (8,7″/r !) a má i vysokou radiální rychlost (245 km/s), navíc retrográdní směr pohybu vůči smyslu rotace Galaxie. Proto se soudí, že pochází z kulové hvězdokupy omega Cen, která je pravděpodobně zbytkem trpasličí galaxie pohlcené naší Galaxií. Její parametry (Pic; 9 mag; M1 V; 3,6 kK; 0,3 R_☉; 0,3 M_☉; 0,004 L_☉; 3,9 pc; stáří 9 mld. let) ukazují, že patří mezi nejběžnější hvězdy Galaxie, takže objev dvou exoplanet v její blízkosti ukazuje na obrovský potenciál těchto hvězd pro hledání dalších exoplanet. Exoplaneta b má parametry: ≥1,5 R_z; ≥5 M_z; a = 25 mil. km; e = 0,2; P = 49 d a exoplaneta c: ≥7 M_z; a = 47 mil. km; e = 0,2; P = 122 d. Když uvážíme, že mateřská hvězda je dvakrát starší než Slunce, a přesto má exoplanety, je odtud zřejmé, že exoplanety doprovázejí většinu hvězd už od rané epochy existence naší Galaxie.

Navzdory tomuto optimistickému závěru se stává, že přání je někdy otcem myšlenky, jak ukázal příběh trpasličí hvězdy Gl 581C (Lib; 11 mag; M3 V; 0,3 R_☉; 0,3 M_☉; 3,5 kK; 0,013 L_☉; 6 pc; 7 – 11 Gr). Již v r. 2005 se ukázalo, že kolem ní obíhá exoplaneta b (≥16 M_z; 6 mil. km; 5,4 d), v r. 2007 další dvě c (≥6 M_z; 11 mil. km; 12,9 d) a d; v r. 2009 e (≥2 M_z; 4 mil. km; 3,2 d), následně v r. 2010 f a g, přičemž e měla obíhat uvnitř dráhy b, g mezi c a d, zatímco f poměrně daleko (0,75 au od hvězdy). Exoplaneta g se měla dokonce nacházet uvnitř ekosféry, avšak její hmotnost měla být ≈2,5 M_z a měla mít vázanou rotaci, což je pro existenci života velmi nepříznivé. V r. 2014 však nejprve R. Baluev a posléze důkladněji P. Robertson aj. ukázali, že se astronomové stali obětí obecného problému červených trpaslíků, kteří mívají poměrně výraznou vlastní aktivitu, jež se projevuje výskytem tmavších skvrn na jejich povrchu. Protože hvězdy poměrně rychle rotují, simulují tím v pozorovacích údajích falešné periodické signály jakoby od exoplanet. Tím se záludně snižuje kvalita údajů o kolísání radiálních rychlostí hvězdy vlivem gravitace planet. Srovnáním údajů ze spektrografů HARPS (ESO, La Silla, Chile) a HIRES (Keck, Mauna Kea) se tak zmíněným autorům podařilo postupně prokázat, že planety d, g a f ve skutečnosti vůbec neexistují.

Obecně vzato se však možnosti přesných měření vlastností exoplanet neuvěřitelně zlepšují, jak podle S. Ballardové aj. ukazuje příklad exoplanety Kepler-93b, kterou družice Kepler sledovala soustavně po dobu tří let a současně získávala asterometrické údaje o její mateřské hvězdě, což umožnilo nezávisle určit střední hustotu hvězdy (0,919 R_☉; 0,911 M_☉; 5,7 kK; dvěma způsoby: asterometricky (1,652x voda), a z Keplerova zákona díky znalosti parametrů exoplanety (1,72x voda). Jelikož hustota je obecně silně závislá na poloměru tělesa, ale také na jeho hmotnosti, je zřejmé, že jde o velmi dobrý souhlas, a to umožnilo potvrdit zatím nejpřesnější parametry pro exoplanetu vůbec: 1,48 R_z (s chybou jen ±120 km!); 3,8 M_z; hustota (6,3 ±2,6)x voda. Jde tedy určitě o kamennou exoplanetu, což je pro tyto "superzemě" zřejmě běžné. Exoplaneta b obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze o poloměru 8 mil. km v periodě 4,7 d. Tyto údaje se podařilo získat sledováním sedmi tranzitů exoplanety pomocí infračerveného kosmického teleskopu SST.

E. Quintanaová aj. objevili již pátou exoplanetu u hvězdy Kepler-186 (Cyg; 15,6 mag; M1 V; 3,8 kK; 0,5 R_☉; 0,5 M_☉; 150 pc; stáří 4,0 Gr). Předešlé čtyři exoplanety se nacházejí ve vzdálenostech 5,7 – 18,2 mil. km od hvězdy, kolem níž obíhají v periodách 3,9 – 22,4 d a jejich poloměry dosahují ≈1,2 R_z. Nově rozlišená exoplaneta 186f se však nachází ve vzdálenosti 59 mil. km od hvězdy, kolem níž obíhá po téměř kruhové dráze v periodě 130 d. Její poloměr 1,1 R_z a hmotnost 1,4 M_z společně se vzdáleností od mateřského červeného trpaslíka ji klasifikují jako zatím nejnadějnějšího kandidáta na výskyt tekuté vody na jejím povrchu, pokud má atmosféru podobnou pozemské. Technicky se nachází na vnějším okraji ekosféry mateřské hvězdy. Z dosud potvrzených 1 700 exoplanet se však jen 10 nachází v ekosférách mateřských hvězd.

N. Mahajan a Y. Wu studovali stabilitu planetární soustavy u hvězdy podobné Slunci Kepler-11 (14 mag; G6 V; 5,7 V; 1,1 R_☉; 1,0 M_☉; 610 pc; 8,5 mld.let). Kolem hvězdy totiž obíhá celkem 6 exoplanet ve vzdálenostech 14 – 70 mil. km, v periodách 10 – 118 d s poměrně malými výstřednostmi <0,05. Hmotnosti prvních pěti exoplanet jsou vesměs nižší než 8 M_☉; pro hmotnost nejvzdálenější exoplanety známe jen horní mez <25 M_z. Poloměry exoplanet se pohybují v rozmezí 1,8 – 4,2 R_z a střední hustoty prvních pěti exoplanet v intervalu 0,6 – 1,7x voda. Autoři zjistili, že soustava je vskutku dlouhodobě dynamicky stabilní, ačkoliv planety b a c mají blízké oběžné periody 10,3 a 13,0 d, a rozdíl velkých poloos činí jen 2,3 mil. km. Dlouhodobá existence soustavy je opravdu podivuhodná, neboť prakticky vylučuje diferenciální migraci exoplanet v minulosti. Ta by totiž vedla k silným gravitačním poruchám drah period a následným srážkám mezi exoplanetami. Záhadou je i skutečnost, že dráhy všech exoplanet jsou tak blízké kružnicím, takže případné původní vyšší excentricity byly nějakým způsobem sníženy na bezpečnou hodnotu ≈0,04.

V. Makarov a C. Berghea počítali dynamický vývoj drah exoplanet b (≥5,7 M_☉) a c (≥3,7 M_☉) u trpasličí hvězdy GJ 667C (Sco; 10 mag; sp M1.5; 3,7 kK; 0,4 R_☉; 0,014 L_☉; 0,3 M_☉; rotační per 105 d; vzdálenost 7 pc; stáří ≈3 Gr). Současné dráhové parametry obou exoplanet (b: a = 0,05 au; e = 0,17; P = 7,2 d; c: a = 0,12 au; e = 0,20; P = 28 d) naznačují, že se mohou nacházet v ekosféře mateřské hvězdy. Navíc jsou jejich dráhy dlouhodobě stabilní v rezonanci 4:1, ačkoliv výstřednosti jejich drah silně kolísají v rozmezí 0,06 – 0,28, resp. 0,05 – 0,25 v periodě 0,46 roku.

A. Santerne aj. zjistili pomocí fotometrie tranzitů u 3,6m teleskopu TNG na ostrově La Palma a spektrografu SOPHIE 1,9m teleskopu OHP ve Francii, že kolem primární složky dvojhvězdy KOI-1275 (=K-420 A; G5 V; 5,5 kK; 1,1 R_☉; 1,0 M_☉; 900 pc; ≈9 Gr) obíhá po velmi protáhlé dráze exoplaneta b po silně výstředné dráze (e = 0,77) v periodě 87 d. Exoplaneta má poloměr 0,9 R_j a hmotnost 1,45 M_j, takže její střední hustota dosahuje dvojnásobku hustoty vody a průměrná povrchová teplota činí ≈510 kK. Sekundární složka dvojhvězdy K-420 B (K6/7 V; 4,3 kK; 0,7 R_☉; 0,7 M_☉) obíhá kolem společného barycentra v periodě ≈9 let po dráze s velkou poloosou 5,3 au.

Snad ještě podivuhodnější dvojhvězdu WASP-94 A+B (10,0 + 10,5 mag; sp. F8 + F9; 6,2 + 6,0 kK; 1,4 + 1,4 R_☉; 1,3 + 1,2 M_☉; 180 pc; ≈4 Gr) prozkoumali M. Neveu-VanMalle aj. Obě složky dvojhvězdy obíhají kolem barycentra ve vzdálenosti >2,7 kau. Kolem primární složky A obíhá exoplaneta b (1,7 R_j; 0,5 M_j) po málo výstředné retrográdní (!) dráze ve vzdálenosti 8 mil. km v periodě 4,0 d. Kolem sekundární složky B obíhá exoplaneta b (0,6 M_j) po kruhové dráze s poloměrem 5 mil. km v periodě 2,0 d. Navíc jsou dráhy obou planet vůči sobě šikmo skloněné, takže minimálně jedna z nich je skloněná vůči rovině oběžné dráhy dvojhvězdy A+B.

M. Lendl aj. ukázali, že kolem hvězdy WASP-117 (10 mag; F9 V; 6,0 kK; 1,2 R_☉; 1,1 M_☉; 4,6 Gr) obíhá exoplaneta b (1,0 R_j; 0,28 M_j; střední hustota 0,26x voda) po silně výstředné dráze (a = 14 mil. km; e = 0,3; P = 10 d), která je šikmo skloněná k rotační ose hvězdy pod úhlem 70°. Teplota exoplanety o fyzikálních parametrech blízkých našemu Saturnu v pericentru tak stoupá až na 1,2 kK. Její dráha je dlouhodobě stabilní, takže nedojde ani ke slícování oběžné roviny s rovníkovou rovinou hvězdy, ani k její cirkulizaci během životní doby soustavy.

G. Li aj. studovali dráhový vývoj planetární soustavy hvězdy Kepler-56 (13 mag; G0 V; 4,9 kK; 4,2 R_☉; 1,3 M_☉; 860 pc; 3,5 Gr), kolem níž obíhají minimálně dvě exoplanety po kruhových drahách šikmo skloněných k rovníkové rovině hvězdy pod úhlem 45°. Exoplaneta b o poloměru 3,3 R_z a hmotnosti 0,07 M_j obíhá ve vzdálenosti 15 mil. km v periodě 10,5 d a exoplaneta c má parametry: 7,8 R_z; 0,6 M_j; 25 mil. km a 21,4 d. Autoři dále zjistili, že obě planety se pohybují po spirále smrti směrem k mateřské hvězdě, takže b bude pohlcena hvězdou za 129 mil. let a c nejpozději za 155 mil. let, tj. za interval představující jen 3 % dosavadního věku soustavy.

S. Rappaport aj. objevili na výstupu světelné křivky tranzitující exoplanety KOI-2700b nesouměrnost vzhledem ke vstupu, což vysvětlili jako doklady o soustavné ztrátě hmoty exoplanety o poloměru <1,1 R_z, hmotnosti <0,9 M_z, vzdálenosti 2,4 mil. km a oběžné době 21,8 h, jež za sebou táhne stínící prachovou vlečku po dobu 5,5 h při každém oběhu. Autoři odhadli, že exoplaneta tak ztrácí ekvivalent dvojnásobku hmotnosti našeho Měsíce za 1 mld. let a přežije tedy navzdory blízkosti k mateřské hvězdě docela dlouho. Mateřská hvězda KOI-2700 má parametry: 15 mag; 0,6 R_☉; 0,6 M_☉, 4,4 kK a rotační periodu 11 d.

B. Lee aj. objevili během 10 let měření křivek radiálních rychlostí pomocí ešeletového vláknového spektrografu BOES (observatoř Bohyunsan v Jižní Koreji; spektrální rozsah 350 – 1 050 nm) obří exoplanety obíhající kolem jasných pozdních obřích hvězd β Cnc (3,5 mag; K4 III; 4,0 kK; 47 R_☉; 1,7 M_☉; 786 L_☉; rotační per. <3,1 r; 93 pc; stáří 1,8 Gr), μ Leo (3,9 mag; K2 III; 4,4 kK; 11 R_☉; 1,5 M_☉; 62 L_☉; P <1,3 r; 40 pc; 3,4 Gr) a β UMi (2,1 mag; K4 III; 4,1 kK; 38 R_☉; 1,4 M_☉; 537 L_☉; P <17,6 r; 40 pc; 3,0 Gr). Objevili tak po řadě exoplanety b s parametry: a = 1,7 au; e = 0,08; P = 605 d; >8 M_j (Cnc); a = 1,1 au; e = 0,09; P = 358 d; >2 M_j (Leo); a = 1,4 au; e = 0,19; P = 522 d; >6 M_j (UMi).

J. Cabrera aj. odhalili pomocí ešeletového spektrografu (pásmo

vlnových délek 472 – 736 nm) u Jenschova 2m teleskopu na duryňské observatoři v Tautenburgu další tři exoplanety obíhající kolem hvězdy KIC 11442793 = Kepler-90 (poloha 1857+4918; 13 mag; sp. F-G; 6 kK; vzdálenost 780 pc). Tím se zvýšil počet tranzitujících exoplanet v této soustavě na sedm! Jejich oběžné doby se pohybují v rozmezí 7 – 330 d a velké poloosy v rozsahu 0,074 – 1,01 au. Přitom jde o hierarchickou soustavu, kde vnitřní planety b a c o rozměrech srovnatelných se Zemí vykazují dráhovou rezonanci 4:5, zatímco další tři planety o rozměrech 2 – 3 R_z mají poměry oběžných period v rezonancích 2:3:4. Nejvzdálenější exoplanety g a h jsou plynní obři po řadě s hmotnostmi podobnými Saturnu a Jupiteru.

Celá soustava tak nápadně připomíná zmenšenou Sluneční soustavu, kde role obřích planet je prohozena. Protože jsou oba obři blízko sebe, ovlivňují se ovšem dynamicky daleko silněji než Jupiter a Saturn, takže dlouhodobé sledování budoucího vývoje této soustavy přinese určitě zajímavé poznatky. Naštěstí jsou amplitudy poklesu jasností hvězd při tranzitech obrů dostatečně vysoké (0,5 %, resp. 0,8 %), což poskytuje příležitost pozorovatelům s pozemními přístroji. Družice Kepler se už do tohoto pole nevrátí, a také plánované družice CHEOPS a TESS budou sledovat jiné části oblohy.

D. Jontof-Hunter aj. rozlišili pomocí tranzitů u hvězdy hlavní posloupnosti Kepler-79 (14 mag; 1,3 R_☉; 1,2 M_☉; 2,2 L_☉; 6,2 kK; stř. hustota 0,74x voda; stáří 3,4 Gr) celkem čtyři exoplanety, které kolem hvězdy obíhají v poměrech period 1:2:4:6, tj. v intervalu 13,5 – 81,1 d a ve vzdálenostech 2,2 – 57,9 mil. km, vesměs po téměř kruhových drahách (e 0,03). Poloměry planet b, c a e jsou prakticky shodné (≈3,6 M_z), ale d má poloměr 7,2 M_z. Hmotnosti exoplanet klesají ve směru od mateřské hvězdy z 11 M_☉ až na 4 M_z, přičemž všechny mají překvapivě nízké střední hustoty v rozmezí 9 – 140 % vody. Nejřidší je však právě d, která v tuto chvíli drží absolutní rekord nejmenší hustoty mezi všemi identifikovanými exoplanetami, což je naprostá záhada. Patrně to však může souviset s tím, že všechny čtyři exoplanety jsou vystaveny pekelnému žáru mateřské hvězdy v následujících násobcích ozáření Země Sluncem: 162x; 63x; 27x a 15x vyšších.

Velký kolektiv autorů pod vedením G. Marcyho našel v rámci přehlídky exoplanet objevených družicí Kepler dva pozoruhodné případy u hvězd Kepler-99 (poloha 1949+4118; 13,0 mag; 4,8 kK; 0,7 R_☉; 0,8 M_☉; stáří 1,5 Gr) a Kepler-406 (poloha 1927+4458; 12,5 mag; 5,5 kK; 1,1 R_☉; 1,1 M_☉; stáří 5,8 Gr). V prvním případě jde o exoplanetu b s parametry: P = 4,6 d; 1,5 R_z; 6,2 M_z; střední hustota 10,9x voda (!). Ve druhém případě dostali parametry exoplanety b: P = 2,4 d; 0,8 R_z; 2,7 M_z; střední hustota 11,8x voda (!). Z toho v každém případě vyplývá, že musí jít o kamenná tělesa s vysokým zastoupením železa a niklu, ale také olova! Jak patrno, extrémní nízké i vysoké hustoty exoplanet se skutečně stýkají.

X. Dumusque aj. využili nových možností astronomické techniky k revizi údajů o dvou exoplanetách u hvězdy Kepler-10 (Dra; 11 mag; sp. G; 5,6 kK; 1,1 R_☉; 0,9 M_☉; 1,1 L_☉; 170 pc; 11 Gr). Podobá se tedy Slunci, ale vzhledem k vysokému stáří má nižší metalicitu než Slunce. Autoři pomocí spektrografu HARPS-N u 3,6m teleskopu TNG na ostrově La Palma ukázali, že exoplaneta b má poloměr 1,5 R_z a hmotnost 3,3 M_z, tj. střední hustotu 5,8x voda. Obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 2,5 mil. km v periodě 20 h! Exoplaneta c má poloměr 2,4 R_z a hmotnost 17 M_z, tj. hustotu dokonce 7,1x voda, a obíhá ve vzdálenosti 36 mil. km v periodě 45 d, Jde tedy o první spolehlivé důkazy výskytu kamenných planet ve větších vzdálenostech od mateřské hvězdy.

A. Fogtmannová-Schulzová aj. sledovali tuto soustavu po dobu 2,5 let. Exoplaneta b se svou stavbou podobá Merkuru; má rozměrné kovové jádro a silikátový plášť. Autoři však pro ni odvodili vyšší hmotnost 4,6 M_z, takže odtud vychází rekordní hustota 8,2násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Obíhá pod sklonem 84° k rovině rovníku hvězdy. Není divu, že jde o opravdu rozpálenou exoplanetu, jež má na denní straně průměrnou teplotu 3,3 kK a na noční straně 2,6 kK. Exoplaneta c obíhá v rovině přesně kolmé k rovníku hvězdy. Zřetelně se tak potvrzuje, že už velmi staré hvězdy mohou být doprovázeny planetárními průvodci.

A. Kraus aj. se naopak věnovali třem soustavám s exoplanetami na velmi vzdálených drahách: FW Tau, ROXs 12 (Oph) a ROXs 42B (Oph). Kolem každé hvězdy obíhá hmotná exoplaneta, popř. hnědý trpaslík (6 – 20 M_j) na dráze s poloměrem 140 – 330 au. Vesměs byly objeveny pomocí vlnovek vlastního pohybu mateřské hvězdy, tj. metodou, kterou hledal exoplanety u půlstovky blízkých (<5 pc) hvězd holandsko-americký astronom P. van de Kamp již od r. 1937 až do 60. let minulého století. Nebyl však úspěšný, protože jeho měření znehodnotily sezónní změny ohniska refraktoru o průměru objektivu 0,6 m a ohniskové vzdálenosti 11 m. Vznik takto vzdálených průvodců mateřských hvězd hlavní posloupnosti je naprostou záhadou, protože ve zmíněných vzdálenostech nebývá dost stavebního materiálu v zárodečných protoplanetárních discích. Rovněž gravitační vazba mezi mateřskou hvězdou a souběžně vznikajícím takto vzdáleným průvodcem bývá příliš slabá, takže takové soustavy by se měly snadno rozpadnout.

J. Southworth aj. využili úmyslného rozostřování obrazů hvězd u dánského 1,5m teleskopu na observatoři La Silla v Chile ke zvýšení přesnosti světelných křivek během transitů exoplanet až na neuvěřitelnou hodnotu ±0,000 5 mag! Jak autoři uvedli, v r. 2014 bylo díky metodě transitů objeveno už více než 1,1 tis. hvězd, ale pouze pro 58 z nich má změřené poloměry a hmotnosti s přesností 5 % a skromných 5 exoplanet s přesnosti na 3 %. Rozostření dalekohledu je tedy velmi jednouchou cestou, jak tuto neuspokojivou situaci zlepšit.

V. Kostov aj. zjistili, že kolem zákrytové dvojhvězdy Kepler-413 AB (0,8 + 0,5 R_☉; 0,8 + 0,5 M_☉; 4,7 + 3,6 kK; sp. dK + dM; a = 15 mil. km; e = 0,04; i = 87°; P = 10 d; vzdálenost 700 pc) obíhá cirkumbinární exoplaneta b (4,3 R_z; a = 52 mil. km; e = 0,12; P = 66 d). Rovina oběžné dráhy exoplanety svírá úhel 2,5° s rovinou dráhy dvojhvězdy, takže se vůči ní kolébá vinou precese s periodou pouhých 11 let. Exoplaneta jeví proto tranzity přes kotouček složky A dvojhvězdy jen po menší část precesní periody. Transity lze pozorovat vždy po dobu 180 d, načež vymizí na dalších 800 dnů a pak se znovu vrátí. Tím se kupodivu usnadnilo potvrzení existence exoplanety, navzdory tomu, že hvězda A je dosti slabá (15,5 mag).

Hvězda τ Ceti (3,5 mag; G8 V); 0,8 R_☉; 0,8 M_☉; 3,6 pc; stáří 10 mld. let) je druhou nejbližší hvězdou přibližně slunečního typu po α Cen A. To byl důvod, proč právě ona byla terčem v průkopnickém projektu OZMA (naslouchání případným umělým rádiovým signálům od civilizace, která by se nacházela v ekosféře této hvězdy). Dodnes se však podle S. Lawlera aj. nedaří najít žádnou exoplanetu v jejím okolí. Přesto je velmi pravděpodobné, že tam planetární soustava existuje, protože pozorování infračerveného kosmického teleskopu Herschel odhalilo rozsáhlý protoplanetární disk viditelný na vlnových délkách 70 a 160 μm. Jde o anuloid s vnitřním okrajem ve vzdálenosti 1 – 10 au od hvězdy a vnějším okrajem v 55 au. Disk je dlouhodobě stabilní a téměř určitě se buď v něm, nebo blíže ke hvězdě, nějaké exoplanety nacházejí. Přímý důkaz však stále chybí.

Program Planet Hunters (lovci exoplanet) využívající amatérských dobrovolníků zaznamenal pozoruhodný úspěch, když odhalil v datech družice Kepler pro hvězdu KIC 7303287 (PH3) třetí exoplanetu, kterou automatický algoritmus hledající exoplanety v obsáhlých datech zmíněné družice propásl. Důvodem byla okolnost, že vinou již objevených exoplanet b a c kolísaly časy tranzitů třetí exoplanety až o 10 h, což algoritmus nerespektuje. Díky pozorným dobrovolníkům se tak podařilo identifikovat třetí planetu d (2,7 R_z; 4 M_z; 66 d) s velmi nízkou střední hustotou 1,2x voda a současně zpřesnit parametry již objevených planet b (2,2 R_z; 7 M_z; 34,6 d) a c (1,0 R_j; 0,4 M_j; 126 d). Mateřská hvězda tak získala definitivní označení K-289 (12 mag; 1,1 R_☉; 1,1 M_☉; 6,0 kK; 700 pc).

Dynamicky naprosto podivuhodné hierarchické triplety objevili E. Bechter aj. díky zobrazování kamerou NIRC2 s adaptivní optikou u II. Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea. Exoplaneta WASP-12b (1,4 M_j; 1,7 R_j) obíhá kolem hvězdy WASP-12 A (11,6 mag; sp. G0 V; 1,6 R_☉; 1,4 M_☉; ≈250 pc; 1,7 Gr) po kruhové dráze ve vzdálenosti 3,4 mil. km v periodě 1,1 d. V r. 2011 se jim podařilo v úhlové vzdálenosti 1,05″ od mateřské hvězdy objevit slabý bodový zdroj odpovídající trpasličí hvězdě třídy M, jež je od nás stejně vzdálená jako WASP-12 A. Brzy na to se díky adaptivní optice odhalilo, že onen slabý zdroj lze rozlišit jako těsnou dvojhvězdu, složenou ze dvou stejných červených trpaslíků B+C (sp. M3 V + M3 V; 0,4 + 0,4 M_☉), kteří obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 21 au (0,08″), ale jejich barycentrum obíhá kolem vzdálené (>250 au) hmotnější třetí složky WASP-12 (A)! Souběžně se autorům podařilo odhalit podobný případ u mateřské hvězdy HAT-8 A (10,4 mag; sp. F5 V; 1,6 R_☉; 1,3 M_☉; ≈230 pc; 3,4 Gr) exoplanety HAT-P-8 (1,3 M_j; 1,5 R_j), která kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 7 mil. km v periodě 3,1 d. I zde je složka A členem hierarchické trojhvězdy, kde těsné složky B+C (sp. M5 V + M6 V; 0,2 + 0,2 M_☉) obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 15 au (0,07″) a jejich barycentrum se otáčí kolem vzdálené (0,9″; >210 au) složky A. Jak patrno, i takto bizarní soustavy jsou dlouhodobě stabilní, což je dáno tím, že poměrně hmotné exoplaneta obíhají velmi těsně u relativně vzdálené složky tripletu.

Neméně bizarní soustavu objevili S. Desidera aj. pomocí přesného spektrografu HARPS-N u 3,6m teleskopu TNG. Vzali si na mušku jižní složku S široké (vzdálenost mezi složkami ≈4 kau; úhlová vzdálenost 30″) dvojhvězdy XO-2 s identickými parametry složek (Lyn; 11 mag; sp. K0 V; 5,4 kK; 1,0 R_☉; 1,0 M_☉; 150 pc; 7 Gr). Po dobu 9 měsíců měřili její radiální rychlosti, a tak zjistili, že kolem ní obíhají dvě exoplanety: b (>0,26 M_j; 0,13 au; e = 0,18; P = 18 d) a c (>1,4 M_j; 0,48 au; e = 0,16; P = 121 d), čili "saturn" a "jupiter" v obráceném pořadí než je tomu v naší planetární soustavě. Již v r. 2011 objevili N. Narita aj. u severní složky N zmíněné dvojhvězdy exoplanetu b s parametry:1,0 R_j; 5,5 mil. km; e = 0,04; 2,6 d. Je to vůbec poprvé, kdy byly objeveny exoplanety u obou složek široké dvojhvězdy. Soustava je přitom dlouhodobě stabilní, takže to klade nové otázky, jak tak složitě hierarchický útvar vznikl.

S. Quinn aj. objevili exoplanetu u hvězdy HD 285507 (10 mag; K4 V; 0,7 R_☉; 0,7 M_☉) v otevřené hvězdokupě Hyády (vzdálenost 47 pc, stáří 625 mil. let) díky spektroskopii. Exoplaneta o hmotnosti 0,9 M_j nepřechází přes kotouček mateřské hvězdy, ačkoliv obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 10 mil. km v periodě 6 d po výstředné (e = 0,09) dráze. Objev dokazuje, že relativně vysoká hustota hvězd v otevřených hvězdokupách nebrání vzniku a dlouhé životnosti obřích plynných planet. Autoři nicméně soudí, že zmíněná výstřednost svědčí o tom, že v soustavě existuje alespoň jedno další těleso. Objevená planeta však vznikla mnohem dále od mateřské hvězdy, takže na současnou těsnou dráhu se dostala migrací, vyvolanou poruchami dráhy od dosud neobjevených hmotných těles v soustavě.

V. Van Eylen aj. využili okolnosti, že druhým hlavním úkolem družice Kepler je asteroseismologie hvězd na základě drobných oscilací hvězdných fotosfér, čímž lze podobně jako u seismologie pro Zemi získávat údaje o vnitřní stavbě hvězd. Vybrali si proto poměrně jasnou (9,5 mag) hvězdu Kepler-410A, která navíc rychle rotuje, a kolem níž obíhá exoplaneta b v periodě 18 d. Zkombinovali pak se zmíněnou asteroseismologií hvězdy také pozorování transitů exoplanety, dále skvrnkovou interferometrii s fotometrií a spektroskopií za pomocí adaptivní optiky na pozemních dalekohledech, jakož i s pozorováním infračerveným kosmickým teleskopem SST, k tomu, aby s vysokou přesností určili jak parametry hvězdy (6,4 kK; 1,4 R_☉; 2,7 L_☉; 1,2 M_☉; rotační per. 5,25 d; 132 pc; stáří 2,8 Gr), tak také parametry exoplanety (a = 18,5 mil. km; e = 0,17; i = 87°; P = 17,8 d; poloměr 0,253 ±0,005 R_j). Stejnou příležitost nabízejí ještě jasnější mateřské hvězdy Kepler-3 a Kepler-21.

S. Vogt aj. sledovali soustavně po dobu 10,5 roku spektrografem HIRES u Keckova 10m teleskopu kolísání radiální rychlostí hvězdy HD 141399 (7 mag; K0 V; 5,4 kK; 1,5 R_☉; 1,6 L_☉; 1,1 M_☉; vzdálenost 36 pc). Rozborem spektroskopických měření zjistili, že kolem hvězdy obíhají čtyři obří exoplanety po téměř kruhových drahách s poloměry 0,4; 0,7; 2,1 a 4,9 au s oběžnými periodami 0,26; 0,55; 2,9 a 10,2 let. Spodní meze jejich hmotností činí po řadě 0,5; 1,4; 1,2 a 0,7 M_j. Vzdálenosti exoplanet od mateřské hvězdy velmi připomínají vzdálenosti Merkuru, Venuše, Marsu a Jupiteru od Slunce. Autoři také upozornili, jak se pomalu vyčerpal potenciál hledání jakýchkoliv exoplanet metodou radiálních rychlostí, na úkor hledání exoplanet typu Země metodou tranzitů, která zejména díky obrovskému materiálu z družice Kepler nyní převažuje.

A. Gould aj. objevili na světelné křivce binární gravitační mikročočky OGLE-2013-BLG-0341 A+B (0,12 + 0,11 M_☉; rozteč mezi nimi 10,5 au; 900 pc) zoubek, jenž svědčí o existenci exoplanety Bb (1,7 M_z), která obíhá kolem sekundární složky B ve vzdálenosti >0,8 au. Jelikož složka B má zářivý výkon pouhá 0,25 % výkonu Slunce, jde o planetu doslova ledovou s povrchovou teplotou <60 K. Autoři však dospěli k závěru, že podobné soustavy budou nejspíš docela běžné. Tomu by se měla přizpůsobit budoucí strategie jejich vyhledávání, protože takové soustavy nám mohou pomoci vyřešit, jak vlastně vznikají dvojhvězdy.

D. Bennett aj. a J. Skowron aj. analyzovali nezávisle světelnou křivku gravitační mikročočky MOA-2011-BLG-262L v poloze 1800-3115 z přehlídky Microlensing Observation in Astrophysics, kterou společně provozují japonští a novozélandští astronomové na observatoři Mt. John na Jižním ostrově pomocí 1,8m zrcadlového teleskopu, jenž soustavně sleduje oblast výduti naší Galaxie. Začátek úkazu v červnu 2011 zburcoval také observatoře v Tasmánii i v Chile, takže celý úkaz byl sledován nepřetržitě po dobu 3,8 d. Maximální gravitační zesílení jasnosti objektu dosáhlo 75násobku klidové jasnosti a na sestupné větvi se objevil zoubek svědčící, že šlo o soustavu vzdálenou od nás 0,6 kpc, kde poměr hmotností složek byl zhruba 0,005. Hmotnost primární složky není příliš jistá, takže mohlo jít buď o červeného trpaslíka s hmotností ≈0,12 M_☉, kolem něhož obíhá planeta s hmotností ≈15 M_z, anebo o obří exoplanetu s hmotností 4 M_j, kolem níž obíhá průvodce o hmotnosti <1 M_z ve vzdálenosti 0,8 au. Druhá možnost se zdá mírně pravděpodobnější, takže by šlo o první případ soustavy, kde mateřským tělesem je obří exoplaneta, a nikoliv hvězda či hnědý trpaslík.

R. Poleski aj. rozšifrovali trojitou gravitační mikročočku OGLE-2008-BLG-092L, která sestává ze dvou hvězd a exoplanety o hmotnosti čtyřnásobku Uranu, jež obíhá kolem primární složky těsné dvojhvězdy (≈0,7 M_☉) ve vzdálenosti ≈18 au. Sekundární složkou soustavy je patrně hnědý trpaslík ve vzdálenosti >48 au. To znamená, že tento průvodce výrazně dynamicky ovlivňuje exoplanetu. Soustava je od nás vzdálena ≈8 kpc. Autoři tak prokázali, že tato ledová exoplaneta se nachází daleko za sněžnou čarou primární složky v porovnání s tím, jak blízko je Uran za sněžnou čarou (2,7 au) u Slunce. Metoda gravitačních mikročoček je zatím jediný způsob, jak takové ledové obry o hmotnostech mezi našim Uranem a Saturnem objevovat.

D. Suzuki aj. nalezli pomocí světelné křivky gravitační mikročočky MOA-2008-BLG-379L, že kolem hvězdy o hmotnosti 3,3 M_☉ vzdálené od Slunce 4,1 kpc obíhá ve vzdálenosti 3,3 au velmi hmotná exoplaneta (0,6 M_j), což je v případě mikročoček velmi vzácné; většinou se tak objevují exoplanety o hmotnosti jen o něco větší než má Země.

2.1.2. Zobrazování exoplanet a jejich atmosféry

Jedna z nejjasnější hvězd oblohy Fomalhaut A (α PsA; 1,2 mag; sp. A3 V; 1,8 R_☉; 17 L_☉; 1,9 M_☉; vzdálenost 7,7 pc; stáří 440 Mr) je podle E. Mamajeka aj. obklopena poměrně rozsáhlou rodinou průvodců v podobě hvězd i exoplanet. Jejími vzdálenými hvězdnými průvodci B a C jsou červení trpaslíci TW PsA (6,5 mag; K5 V) a LP 876-10 (12,6 mag; M4 V). Složka B je od A vzdálena 0,8 pc a složka C od B 1,0 pc. Na pozemské obloze jsou tedy od sebe rozprostřeny v úhlu 5,7°! G. Kennedy aj. uvedli, že Fomalhaut A je obklopen zbytkem protoplanetárního disku, jenž se prostírá do ohromné vzdálenosti >3 kau od mateřské hvězdy, a v němž je přímo pozorovatelná téměř dostavěná exoplaneta b na velmi protáhlé dráze (a = ≈180 au; e = ≈0,8; P = 1,7 tis. let) dosud obklopená vlastním akrečním diskem. Jelikož jde o nejlépe sledovanou exoplanetu vůbec, dostala už vlastní jméno Dagon.

Autoři se pokusili nalézt obdobné disky u složek B a C pomocí infračervené družice Herschel v pásmech 70, 100 a 160 mikrometrů. Zatímco u složky B neuspěli, kolem složky C odhalili obrovitý protoplanetární disk sahající až do vzdálenosti 158 kau (0,8 pc), jenž je nejlépe viditelný v pásmu 160 μm. Podle jejich názoru to svědčí o blízkých setkáních složky A a C trojhvězdy v dávné minulosti, což zvyšovalo pravděpodobnost srážek kometárních jader v discích A a C a odtud pocházejí oblaka prachu se zrnky pokrytými ledem zvyšujícím jejich jasnost. Vinou zmíněných setkávání je dráha Dagonu kolem složky A tak výstředná. D. Tamayo uvedl, že exoplaneta Dagon má nejnižší hmotnost mezi všemi dosud přímo zobrazenými exoplanetami - patrně patří mezi superzemě s hmotností ≈10 M_z. Ve zmíněném prachovém oblaku se nejspíš nacházejí i tělesa s hmotnostmi trpasličích planet Sluneční soustavy. Je rovněž vysoce pravděpodobné, že blíže k Fomalhautu A se nachází další exoplaneta o hmotnosti Saturnu.

M. Bonnefoy aj. využili nového zobrazovače GPI (Gemini Planetary Imager) u jižního 8,1m teleskopu Gemini na Cerro Pachón v Chile k přímému zobrazování pohybu substelárního tělesa b kolem mateřské hvězdy β Pictoris (3,9 mag; A6 V; 8,0 kK; 1,8 R_☉; 1,75 M_☉; 1,8 L_☉; 19 pc). Exoplaneta obíhá uvnitř prachoplynového disku hvězdy staré pouze 20 mil. let. Disk pozorujeme prakticky z profilu ve vzdálenostech 8 – 10 au od hvězdy a z oblouku dráhy nyní vychází, že těleso o hmotnosti <20 M_j obíhající po dráze o velké poloose 8,9 au spadá spíše do kategorie hnědých trpaslíků sp. třídy L1 s efektivní teplotou 1,65 kK a zářivým výkonem 1,3.10^-4 L_☉. I. Snellen aj. ukázali, že objekt b má však hmotnost jen 11 M_j, ale zato krátkou rotační periodu 8 h (obvodovou rychlost 25 km/s), která se v budoucnosti ještě sníží až na 3 h (40 km/s)! Podle D. Konga aj. je však hmotnost exoplanety jen 6 M_j, čemuž odpovídá střední hustota 6x voda a stáří exoplanet jen 1 mil. let. Následně E. Nielsen aj. využili nových zobrazovačů u teleskopů Gemini-S (8,2 m) a Magellan-Clay (6,5 m) v Chile a zpřesnili délku velké poloosy dráhy b na 9,1 au při výstřednosti <0,15.

Jak poznamenal A. Brandeker, převažující nepřímé metody objevování exoplanet mají jednu zásadní nevýhodu v tom, že výběrové efekty způsobují, že nejsnáze se objevují exoplanety v těsné blízkosti mateřské hvězdy. Proto mohl vzniknout dojem, že daleko od hvězd žádné exoplanety nejsou. Naštěstí se díky mikrovlnným pozorováním daří tento předsudek odstranit. W. Dent aj. využili skvělého úhlového rozlišení aparatury ALMA v Chile k pozorování mikrovlnně svítící drtě ze srážek planetek, jader komet a trpasličích planet v okolí β Pic k důkazu, že v této srážkové mlýnici se uvolňuje také plyn CO o úhrnné hmotnosti 0,3 % hmotnosti našeho Měsíce. Přitom téměř třetina hmotnosti plynu se nachází v jediném chuchvalci ve vzdálenosti 85 au od hvězdy. Chuchvalec leží v rovině dráhy exoplanety b, takže vznikl buď díky existenci zatím nepozorované obří plynné exoplanety, anebo následkem srážky dvou objektů o hmotnosti Marsu.

M. Kuzuhara aj. dokázali pomocí infračervených kamer s adaptivní optikou u 8,2m reflektoru Subaru na Mauna Kea přímo zobrazit exoplanetu b obíhající kolem hvězdy GJ 504 (=59 Vir; 5,2 mag; G V; 6,2 kK; 2,1 L_☉; 1,2 M_☉; vzdálenost 18 pc; stáří 160 Mr). Exoplaneta o hmotnosti ≈4 Mj obíhá ve vzdálenosti >43,5 au od mateřské hvězdy, tedy za konvenční hranicí pro vznik obřích planet akrecí na zárodečné kamenné jádro (30 au). Povrch exoplanety je velmi chladný (510 K), což naznačuje, že její atmosféra je bezmračná.

I tento rekord byl ovšem překonán J. Rammeauem aj. již v r. 2013 pomocí aparatury NaCo (Nasmyth-Conica) VLT na Paranalu v infračerveném pásmu 3,8 μm, kterou přímo pozorovali exoplanetu o hmotnosti 5 M_j ve vzdálenosti 56 au od hvězdy HD 95086 (Car; 7 mag; A8 III; 1,6 M_☉; 90 pc; stáří 17 mil. let), když odvodili i teplotu její atmosféry ≈1,0 kK s chybou ±10 %. Nepodařilo se jim však planetu pozorovat v bližší infračervené oblasti spektra. To se však v r. 2014 podařilo R. Galicherovi aj., kteří existenci planety potvrdili novou kamerou GPI (Gemini Planet Imager) u 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile) i v pásmech 1,7 a 2,05 μm.

K. Godziewski a C. Migaszewski se zabývali stabilitou planetární soustavy kolem hvězdy HR 8799 (Peg; 6,0 mag; sp.K5-F0 V; 7,4 kK; 1,3 R_☉; 1,5 M_☉; 4,9 L_☉; 39 pc; 160 Mr). Jde o první soustavu, kde byly v infračerveném spektrálním oboru přímo zobrazeny dokonce čtyři exoplanety. Jde ovšem o velmi hmotné obří planety s typickou hmotností ≈10 M_j a poloměry ≈1,2 R_j, jež se nacházejí daleko od hvězdy (14 – 68 au), takže obíhají kolem mateřské hvězdy v periodách 45 – 460 let). Soustava však dosud obsahuje zbytky protoplanetárního disku v rozmezí 10 – 100 au. Dráhy všech pozorovaných planet jsou blízké kruhovým a jejich roviny koplanární s diskem, navíc nejspíš v rezonančních periodách s poměry 1:2:4:8, což zaručuje dlouhodobou stabilitu soustavy po dobu minimálně 1 mld. let. Autoři však nevylučují možnou existenci páté exoplanety ve vzdálenosti 7,5 – 9,7 au.

P. Ingraham aj. získali pomocí GPI spektra v infračervené pásmu K pro exoplanety c a d. Ukázali, že v jejich atmosférách driftují poměrně tlustá mračna obsahující methan. Také T. Currie aj. potvrdili, že exoplanety b - e jsou pokryta tlustými, avšak nesouvislými mračny. Zpracovali totiž nové údaje z pásem 3,8 μm a 4,5 μm a rektifikovali starší údaje z pásma 4,05 μm pořizovaná adaptivní optikou obřích teleskopů Keck, VLT a Subaru. Ukázali, že v atmosférách exoplanet b - c se vyskytuje uhlík a odhadli stáří exoplanet na 30 mil. let. Naproti tomu se jim nepodařilo zobrazit údajnou 5. exoplanetu o hmotnosti >5 M_j ve vzdálenosti <15 au od mateřské hvězdy.

Proslulá exoplaneta HD 189733b (Vul, vzdálenost 19 pc; oběžná perioda 2,2 d; a = 4,6 mil. km; 1,1 R_j; 1,1 M_j), byla objevena v r. 2005 díky tranzitům a vzápětí pak sledována také metodou radiálních rychlostí, což umožnilo získat velmi přesné údaje o její velikosti i parametrech dráhy. V r. 2014 studovali M. Swain aj. její atmosféru pomocí transmisní spektroskopie u spektrografu NICMOS HST a C. Danielski aj. 3m infračerveným teleskopem IRTF NASA na Mauna Kea. Objevili tak v atmosféře planety methan, vodní páru, oxid uhličitý a mračna krystalků, kapek a plynů Na, K, Si a Fe o teplotách až 1,25 kK. P. McCullough aj. pozorovali infračervené spektrum (1,1 – 1,7 nm) exoplanety během jejího tranzitu pomocí grismu (spektrometr kombinující difrakční mřížku [GRating] s optickým hranolem [prISM]) v kameře WFC3 HST a potvrdili tak výskyt vodní páry v atmosféře exoplanety. Odtud též odvodili, že atmosféra exoplanety má teplotu 700 K.

H. Knutsonová aj. proměřili transmisní spektrum exoplanety GJ 436b (Oph; povrchová teplota 800 K; poloměr 2,7 R_☉; hmotnost ≈7 M_z; oběžná perioda 1,6 d; vzdálenost 2,1 mil. km od mateřské hvězdy s hmotností 0,5 M_☉) pomocí spektrometru na kameře WFC3 HST. Ve spojitém spektru nenašli žádné spektrální čáry, z čehož vyplývá, že exoplaneta je obklopena mračny nebo silným zákalem molekul H₂O, CH_4, CO a CO₂), zatímco atomární vodík a hélium zcela chybí. Podobně L. Kreidbergová aj. pořídili týmž přístrojem transmisní spektra exoplanety GJ 1214b, jež rovněž poukazují na existenci mračen v její atmosféře. Ta mohou dokonce obsahovat molekuly KCl a ZnS. Do třetice B.-O. Demory objevil mračna na odvrácené straně exoplanety Kepler-7b (1,4 R_j; 0,4 M_j), která v periodě 5 d obíhá kolem mateřské hvězdy o poloměru 1,8 R_☉, hmotnosti 1,3 M_☉ a efektivní teplotě 5,9 kK. Exoplaneta rotující synchronně s oběžnou dobou se nachází ve vzdálenosti jen 9,5 mil. km od mateřské hvězdy, což znamená, že je vlivem vysokého ohřevu (1,5 kK) silně nafouklá. Proto její střední hustota dosahuje jen 17 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

R. Zellem aj. sledovali pomocí teleskopu SST v pásmu 4,5 μm horkého jupitera HD 209458b (0,7 M_j; 7 mil. km, 3,5 d), jehož mateřská hvězda je velmi jasná (Peg; 8,2 mag; G0 V; 1,1 R_☉; 1,1 M_☉; 47 pc; ≈4 Gr). Exoplaneta má zřejmě synchronní rotaci s oběžnou dobou, takže na přivrácené polokouli se nachází horká skvrna (1,5 kK), jež je však posunuta na východ od substelárního bodu o 40°. To svědčí o superrotaci atmosféry, která má minimální teplotu (970 kK) na odvrácené straně exoplanety rovněž posunoutou o stejný úhel. Měření probíhala v pásech molekul methanu a pokud se je podaří doplnit o další molekulové pásy, bude možné zpřesnit údaje u cirkulaci atmosféry na takto rozžhavené exoplanetě. K. Kislyakova aj. objevili během tranzitu exoplanety v ultrafialovém transmisním spektru exoplanety b silně rozšířenou absorpční čáru vodíku Ly-α, které svědčí o obtékání planety hvězdným větrem o rychlosti 400 km/s a také o intenzivním magnetickém poli na povrchu exoplanety, jejíž magnetický moment dosahuje hodnoty 1,6.10²⁶ A/m².

2.1.3. Souhrnné studie o exoplanetách

D. Fischerová aj. shrnuli výsledky průkopnického hledání exoplanet pomocí Hamiltonova spektrometru u 3m teleskopu Lickovy observatoře v Kalifornii během čtvrstoletí od r.1987. Díky jódovému kalibračnímu spektru dosahovala přesnost měření radiálních rychlostí ±10 m/s a od roku 1993 dokonce ±3 m/s. Program skončil v r. 2011 kvůli poruše zdroje kalibračního spektra. Za tu dobu astronomové změřili 14 tis. radiálních rychlostí pro 386 hvězd. Objevili tak řadu exoplanet s oběžnými periodami od několika dnů do několika let; mj. první exoplanetu na protáhlé (e = 0,4) eliptické dráze (70 Vir b) s oběžnou dobou 117 d a první exoplanetární soustavu (ypsilon And; exoplanety b - d).

H. Montet aj. ukázali, že červení trpaslíci, kteří představují nejčetnější hvězdy ve vesmíru, mohou mít obří plynné exoplanety typu Jupiter. Na vzorku 111 trpaslíků, jejichž kolísání radiálních rychlostí měřili po dobu 12 let, zjistili, že přes 6 % z nich má alespoň jednu obří exoplanetu s hmotností 1 – 13 M_j ve vzdálenostech <20 au od mateřské hvězdy. Výskyt obřích planet obecně vzrůstá s hmotností hvězdy a vyšší metalicitou.

L. Weissová a G. Marcy zjišťovali vztah mezi mezi hmotností a poloměrem exoplanet pro objekty s oběžnými periodami <100 d a poloměry <4 R_z. Odtud pak vypočítali střední hustoty exoplanet a jejich změny v závislosti na jejich poloměru. Nejvyšší průměrnou hustotu 7,6x voda mají exoplanety s poloměrem <1,4 R_z, přičemž hustota s rostoucím poloměrem roste. Naproti tomu pro poloměry >1,5 R_z začíná střední hustota rapidně klesat, což znamená, že jejich kamenné jádro je obklopeno těkavými sloučeninami. V tomto pásmu rozměrů jeví hustoty velký rozptyl, jenž je způsoben téměř náhodným zastoupením původního vodíku a hélia.

Určení střední hustoty exoplanet je přitom velmi důležité pro rozlišení, zda jde o planetu převážně kamennou, tekutou, nebo plynnou. Zatímco poloměry exoplanet se dají z trvání tranzitů odvodit poměrně přesně, údaj o hmotnosti je obvykle znám je přibližně. Proto se začalo pro určení střední hustoty exoplanet užívat metody navržené v r. 2005 M. Holmanem aj. a nezávisle v r. 2010 E. Agolem aj. Pokud u dané hvězdy pozoroujeme tranzity alespoň dvou různých exoplanety, jež se nutně vzájemně ovlivňují gravitací, časy jejich tranzitů závisí nejenom na samotné hodnotě oběžné dráhy, ale také na hmotnosti a proměnné vzdálenosti druhé složky. Následkem gravitačních poruch se proto časy tranzitů odlišují od průměru, což dává zpětně možnost spočítat hmotnost každé exoplanety s velmi dobrou přesností. Nejnověji tuto metodu použili Y. Lithwick aj. pro 163 exoplanet odhalených družicí Kepler. Dostali tak pro 60 exoplanet s hmotnostmi M_z až M_Neptun pokaždé o něco větší hmotnosti, než jak by vyplývalo pro kamenná tělesa o daných rozměrech. Autoři to přičítají existenci tlusté atmosféry obklopující kamennou exoplanetu. Předností této nepřímé metody je její nezávislost na vzdálenosti planetární soustavy od Slunce.

E. Villaverová aj. upozornili na omezenou životnost horkých jupiterů v blízkosti chladných hvězd hlavní posloupnosti, které v budoucnu přejdou do stádia podobrů a nakonec červených obrů. Propočítali scénáře pro hvězdy s počátečními hmotnostmi 1,5 – 2 M_☉ a pro těsně obíhající exoplanety s hmotnostmi Neptunu až 10 M_j. Simulace ukázaly, že nebezpečí zalití exoplanety atmosférou hvězdy příliš nezávisí ani na hmotnosti hvězdy, ani na ztrátě její hmoty během rozpínání. Naopak to silně závisí na hmotnosti exoplanety. Důležitá je také změna výstřednosti dráhy exoplanety kolem mateřské hvězdy, kterou ovlivní více hvězdné slapy, než slapy planetární. O definitivním zalití exoplanety rozhodne nakonec vzdálenost periastra její dráhy a také do jaké hodnoty naroste poloměr červeného obra.

Velký příval pozorovacích údajů o exoplanetách dává nové možnosti pro zapojení dobrovolníků z řad laické veřejnosti. Tak se rozběhl program Lovců planet (planethunters.org), do něhož se zapojilo na 900 tis. dobrovolníků z celého světa, kteří metodou obdobnou sdílenému počítání nacházejí neobvyklé případy, jež standardní pročesávací programy v pozorovacích údajích pominou. V roce 2014 zaznamenal projekt první úspěch objevem exoplanety PH-1 b, jíž programy družice Kepler minuly, protože mateřským tělesem exoplanety je zákrytová dvojhvězda Kepler-64 Aab (1,5 + 0,4 M_☉; vzdálenosti mezi složkami 0,17 au; oběžná doba 20 d; 1,5 kpc). Exoplaneta b o poloměru 6 R_z; a hmotnosti ≈0,1 M_j obíhá kolem barycentra dvojhvězdy ve vzdálenosti 0,63 au v periodě 138 d.

Selhání vyhledávacího programu způsobila okolnost, že zmíněná dvojhvězda je součástí kvadrupletu, kde další dvojice Kepler-64 Bab vzdálená od prvního páru ≈1 kau se skládá z hvězd sp. tříd G+K (1,0 + 0,5 M_☉; vzdálenost mezi složkami 60 au, stáří 2 Gr). Podobně byla objevena exoplaneta PH-2 b u hvězdy Kepler-86 (12 mag; 5,6 kK; 1,0 R_☉; 0,9 M_☉; 370 pc). Exoplaneta má parametry: 10 R_z; a = 0,8 au; e = 0,4), takže se nalézá patrně v ekosféře mateřské hvězdy. Během roku tak program Planet Hunters našel 14 exoplanet, které automatické vyhledávání počítačovými programy přehlédlo. Vesměs jde o exotické případy, které znovu poukazují na to, jak omezené jsou naše představy, jak by exoplanetární soustavy měly vypadat.

Navzdory těmto výjimečným případům je statistika objevů exoplanet družicí Kepler zajisté impresivní. Ve třetím roce vědeckého provozu družice se podařilo nalézt dalších 838 nových kandidátů na exoplanety, z nichž velká většina bude zajisté posléze potvrzena. Za rok 2014 přibylo vůči předchozím letům nejvíce exoplanet podobných Zemi (78 %), dále pak superzemí (33 %), neptunů (15 %), jupiterů (13 %) a velejupiterů (9 %). Z toho je patrné, že se metody vyhledávání stávají stále citlivější na méně hmotné planety, které nejspíš v nezkreslené statistice budou nejčetnější. Celkový počet kandidátů na exoplanety vzrostl podle J. Lissauera aj. na 3,6 tisíce a potvrzeno z nich je už 960. Podle P. Tenenbauma aj. však v do poloviny roku 2014 umožnily dokonalejší algoritmy zvýšit tuto kvótu na téměř 10 tis. kandidátů, z nichž téměř 96 % případů se nakonec podaří potvrdit. V září 2014 bylo podle E. Hana aj. potvrzeno již 1,5 tis. exoplanet.

Zhruba dva tucty objevených exoplanet se nachází v ekosférách mateřských hvězd. Z toho nakonec vyplývá, že minimálně každá pátá mateřská hvězda slunečního typu má ve své ekosféře alespoň jednu kamennou planetu. J. Grinspoon dokonce odhaduje, že planet typu Země je v Galaxii více než žijících lidí na Zemi! C. Sagan, F. Drake aj. již v r. 1961 spekulovali, že až polovina hvězd má alespoň jednu exoplanetu, a že každá planetární soustava má alespoň jednu planetu v ekosféře. Dále pak usuzovali, že každá obydlitelná exoplaneta dá na svém povrchu vznik života, který nakonec povede k inteligentním bytostem, které bychom mohli zkontaktovat. Potíž je, že nevíme, zda jsou na příjmu!

P. Pintr aj. odhadli z výsledků družice Kepler četnost exoplanet v ekosférách u hvězd spektrálních tříd F - K a ukázali, že největší šance mají mateřské hvězdy spektrální třídy G, kde pravděpodobnost výskytu exoplanety typu Země v ekosféře dosahuje 11 %, takže právě na tyto hvězdy by se měla soustředit pozornost.

M. Ronco a G. de Alia se zabývali otázkou, které typy protoplanetárních disků dávají největší naději, že v ekosférách mateřských hvězd typu Slunce vzniknou kamenné exoplanety s vysokým obsahem tekuté vody. Simulacemi s různými radiálními hustotními profily ve směru od hvězd k vnějšímu okraji disku o hmotnosti 0,03 M_☉ zjistili, že v ekosféře mohou vzniknout až tři exoplanety s hmotností 0,18 – 0,52 M_z při malém radiálním gradientu hustoty disku, a až čtyři exoplanety s hmotnostmi 0,7 – 2,2 M_z při strmém gradientu. V prvním případě dosahuje tekutý vodní oceán hmotnosti až 16násobku hmotnosti pozemského globálního oceánu (3.10^-4 M_z). Ve druhém případě stoupá hmotnost vodního oceánu až na >2,3tisícinásobek hmotnosti zemského oceánu! Takové exoplanety mají také obvykle dlouhotrvající atmosféry a deskovou tektoniku, a autoři se proto domnívají, že bychom měli přednostně hledat exoplanety zmíněných parametrů. K tomu se zatím nejvíce hodí metoda objevu zoubků na světelných křivkách gravitačních mikročoček.

L. Jasimeová aj. upozornili, že zatímco ekosféry osamělých hvězd se dají definovat snadno, v soustavách těsných dvojhvězd je výpočet složitý, zejména pro cirkumprimární exoplanety, jež mají výstředné dráhy ovlivněny gravitací druhé složky dvojhvězdy. Autoři propočítali parametry ekosfér pro 64 binárních soustav v blízkosti Slunce, ale výsledek je příznivý, neboť pro exoplanety u 56 soustav našli dlouhodobě stabilní ekosféry. D. Armstrong aj. zjistili, že v databázi družice Kepler se nachází 10 % dvojhvězd, kolem nichž obíhají cirkumbinární exoplanety s poloměrem >10 R_z a oběžnou periodou <300 d. Protože databáze se týká pouze tranzitujících exoplanet, v přepočtu to znamená, že ve skutečnosti bude takových soustav zhruba polovina. Na druhé straně v porovnání s počtem menších cirkumbinárních planet je četnost tak velkých exoplanet nízká.

Jak ukázali A. Dutreyová aj., je i samotný vznik exoplanet ve dvojhvězdných soustavách obtížnější než u osamělých mateřských hvězd. Pokud je rozteč mezi složkami dvojhvězdy <100 au, vznikají konflikty mezi vnitřními cirkumstelárními disky každé složky a vnějším cirkumbinárním diskem. Vnitřní disky se rozplynou během řádově tisíců let, takže na tvorbu exoplanet zbývá je materiál v cirkmubinárnímu disku s životností ≈1 mil. let. Dobrým příkladem je proměnná trojhvězda GG Tau A (140 pc; stáří 1 – 5 Mr) pozorovaná pomocí mikrovlnné aparatury ALMA a rádiointerferometru IRAM. Triplet tvoří osamělá hvězda GG Tau Aa plus ≥35 au vzdálená těsná dvojhvězda GG Tau Ab1+2, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny 4,5 au. Cirkumbinární disk o hmotnosti 0,15 M_☉ má podobu prstenu vzdálenému od těžiště soustavy 190 – 280 au a vnějšího disku sahajícího až do vzdálenosti 800 au od barycentra. Autoři pozorovali na vlnové délce 0,45 mm plynoprachový cirkumstelární disk o průměru 7 au kolem složky Aa o hmotnosti 0,001 M_☉.

Podrobněji se vznikáním exoplanet ve vícenásobných hvězdných soustavách zabývali J. Wang aj., přičemž ve slunečním okolí, kde máme nejspolehlivější údaje, byla již téměř polovina hvězd vřazena do vícenásobných hvězdných soustav s roztečí složek <1,5 kau. Autoři na základě studia 56 soustav z databáze družice Kepler zjistili, že pokud mají hvězdné složky rozteč <10 au, nachází se na cirkumprimárních drahách 4,5krát méně exoplanet než u soustav osamělých hvězd. Dokonce ještě pro rozteč 1 kau vychází deficit na 1,7 krát méně exoplanet. Zatím se nikdo nepokusil určit, o kolik je potlačována tvorba exoplanet na cirkumbinárních drahách.

A. Howard aj. rozběhli u 10m Keckova teleskopu program vyhledávání planet podobných Zemi v ekosférách hvězd blízkých Slunci. Program nazvali ETA-EARTH jako připomínku parametru éta v proslulé "Drakeově rovnici" odhadující současný výskyt civilizací v Galaxii z r. 1961. Využívají k tomu spektrografu HIRES a jsou překvapivě úspěšní. Ve své práci o exoplanetě Gl 15Ab (≥5,4 M_☉; a = 11 mil. km; oběžná doba 11 d) zjistili, že její mateřskou hvězdou je červený trpaslík (And; 8 mag; M 3.5 V; 3,7 kK; 0,4 R_☉; 0,4 M_☉; 0,03 L_☉; vzdálenost 3,6 pc) tvořící dvojhvězdu s druhým červeným trpaslíkem, který obíhá kolem společné těžiště v periodě ≈2 600 let. Exoplaneta b však obíhá příliš blízko k mateřské hvězdě, takže není pro život vhodná. Na druhé straně autoři shrnuli, že již v této chvíli se v okruhu 7 pc od Země podařilo objevit exoplanety u hvězd Ε Eri, Gl:581, 674, 832, 876 a HD 20794. Už teď je zřejmé, že v blízkém okolí Slunce se exoplanety vyskytují zcela běžně, což dává naději, že brzy objevíme blízkou partnerku naší Sluneční soustavy.

O bezmála neuvěřitelných možnostech soudobé astronomické techniky svědčí nepochybně studie S. Ertela aj., kteří pomocí korelátoru PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) VLTI ESO a interferometru CHARA-FLUOR (Center for High Angular Resolution Astronomy - Fiber Linked Unit for Optical Recombination) na observatoři Mt. Wilson v Kalifornii dosahují v infračervených pásmech H a K úhlového rozlišení až 0,5 obl. milivteřiny! (HST má nejlepší úhlové rozlišení 26 milivteřin!) Autoři těmito aparaturami prohlédli okolí 85 hvězd raných i pozdních spektrálních tříd. Objevili tak exozodiakální světlo u 9 z nich, což je důkazem existence zodiakálních oblaků prachu u hvězd prakticky všech spektrálních tříd. To ovšem poněkud komplikuje přímé zobrazení exoplanet v takových soustavách, protože zaniknou v záři prachových mračen.

2.1.4. Hnědí trpaslíci

V r. 2013 objevil K. Luhman v souhvězdí Plachet pomocí infračervené družice WISE dva k nám nejbližší hnědé trpaslíky Luhman-16 AB (J1049-5319) o rozměrech srovnatelných s Jupiterem ve vzdálenosti 2 pc od Slunce. Obě složky páru jsou od sebe vzdáleny >3 au, takže obíhají kolem barycentra v periodě ≈25 let. V r. 2014 uveřejnili I. Crossfield aj. na základě pozorování spektrografem CRIRES VLT ESO na Paranalu v Chile první mapu oblačného příkrovu přivrácené polokoule trpaslíka B, který žhne při teplotě 1,2 kK. Různé jasné skvrny v atmosféře s amplitudou jasnosti až 20 % v průběhu jediného dne svědčí o bouřlivých jevech v oblacích, které se - až na vysokou teplotu - podobají mapě atmosféry našeho Jupiteru. Rovníková rychlost rotace na povrchu trpaslíka B dosahuje >26 km/s a rotační perioda činí téměř 5 h. Trpaslík A rotuje rychlostí >18 km/s. Samotní hnědí trpaslíci jsou pravděpodobně tekutí. Oba hnědé trpaslíky Luhman-16 AB studovali J. Fahertyová aj. pomocí spektroskopie. V blízkém infračervené oblasti nalezli absorpce Li I a K I a odtud odhadli stáří obou trpaslíků na 0,1 – 3 Gr a jejich hmotnosti na 20 – 65 M_j. Jejich povrchové teploty činí 1,31 a 1,28 kK.

Vzápětí K. Luhman objevil díky téže družici a infračervenému kosmickému teleskopu SST dalšího velmi blízkého (2,2 pc) hnědého trpaslíka v poloze J0855-0714. Prozradil ho jeden z největších vlastních pohybů 8,1″/rok. Má hmotnost 3 – 10 M_j, takže možná jde o osamělou obří exoplanetu s povrchovou teplotou 225 – 260 K, anebo o nejchladnějšího známého hnědého trpaslíka, zařazeného tudíž do sp. třídy Y. J. Beamin aj. však objekt nenašli pomocí aparatury HAWK-1 VLT ESO, z čehož usuzují, že teplota povrchu tohoto trpaslíka nedosahuje ani 250 K. K. Luhman a T. Esplin pokračovali v měření polohy trpaslíka pomocí SST a tak zpřesnili jeho vzdálenost na 2,31 pc a tím nepřímo také povrchovou teplotu v rozmezí 235 – 260 K.

S. Littlefair aj. objevili pomocí aparatury X-Shooter VLT ESO na Paranalu hnědého trpaslíka, který obíhá kolem bílého trpaslíka SDSS J1411+2009 (0,53 M_☉; 0,014 R_☉; log g = 7,89; 13 kK; 190 pc; 260 Mr). Hnědý trpaslík o hmotnosti 0,05 M_☉ má poloměr 0,07 R_☉. Celá soustava je navíc zákrytová, což umožňuje lépe určit parametry obou složek. Hnědý trpaslík obíhá kolem bílého trpaslíka ve vzdálenosti 470 tis. km v periodě 2,0 h a zákryty trvají 125 s! Jeho polokoule přivrácená k bílému trpaslíku má teplotu ≈1,4 kK (sp. L8) a odvrácená polokoule 1,0 kK (T7).

Naopak R. de Rosa aj. objevili u jasné hvězdy ζ Delphini (4,7 mag; A3 V; 2,0 R_☉; 2,5 M_☉; 67 pc; 525 Mr) hnědého trpaslíka vzdáleného plných 910 au a změřili jeho základní parametry: sp. (L5 ±2); 1,65 ±0,2 kK; 50 ±15 M_j.

M. Zapatero-Osorio aj. se věnovali systematickému hledání substelárním objektů v otevřené hvězdokupě Plejády vzdálené od nás 133,5 pc a staré 120 Mr. Zobrazováním v blízké infračervené oblasti spektra tak našli funkci hmotnosti v rozmezí 0,07 – 0,008 M_☉, tj. v rozsahu jasností v pásmu J 15,5 – 21,2 mag. Jde jednak o osamělé hnědé trpaslíky sp. třídy L, ale také o osiřelé exoplanety staré zhruba 100 mil. let.

Tyto objevy naznačují, že podle očekávání bude ve vesmíru více hnědých trpaslíků než hvězd!

B. Ma a J. Ge upozornili, že rozhraní mezi obřími planetami a hnědými trpaslíky je poněkud rozmazané, podobně jako rozhraní mezi hnědými trpaslíky a trpasličími hvězdami. Z dosavadních statistik vyplývá, že mezi planetami a hnědými trpaslíky se prostírá poušť hmotností v intervalu 35 – 55 M_j, kde zatím nepozorujeme žádné objekty. Nejde přitom o výběrový efekt, ale o reálný deficit. Pokud jde o průvodce hvězd, tak chybí oběžné periody substelárních objektů <100 d. Hnědí trpaslíci s hmotnostmi nižšími než v poušti pocházejí z protoplanetárních disků a gravitačních nestabilit v nich. Hnědí trpaslíci s hmotnostmi vyššími než na poušti lze zařadit jako zmetky při rozpadu chuchvalců obřích molekulových oblaků na dvojhvězdy. S. Dieterich aj. určili na základě studia údajů o 63 blízkých hvězdách a hnědých trpaslících, že rozhraní mezi mezi hvězdami a hnědými trpaslíky představují efektivní teplota 2,1 kK, poloměr 0,087 R_☉ a zářivý výkon 0,001 25 L_☉. C. Helligová a S. Casewellová ukázaly, jak se odráží rozdíl mezi hvězdami a hnědými trpaslíky v jejích atmosférách. Při teplotách atmosfér ≤2,8 kK se v nich vytvářejí molekulová mračna, což je specifické právě pro hnědé trpaslíky.

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

S. Dietrichová aj. našli kritérium, jak odlišit trpasličí hvězdy od hnědých trpaslíků. Nejchladnější červení trpaslíci musí mít efektivní teplotu >2,1 kK, poloměr >0,087 R_☉ a zářivý výkon >0,125 mL_☉. E. de Wit a S. Seagerová ukázali, že hmotnost hnědých trpaslíků lze určit z chemického složení a rozsahu jejich atmosfér, protože pak se dá dosti přesně určit celková hmotnost atmosféry a odtud pak hmotnost tělesa, které si dokáže takovou atmosféru udržet.

S poměrně revolučním nápadem, jak proměnit populární Hertzsprungův-Russellův diagram (HR) z let 1909-1913, přišli N. Langer a R. Kudritzki. Dvojrozměrný diagram provázal spektrální třídu (ve skutečnosti efektivní teplotu) hvězdy s jejím zářivým výkonem, což nakonec vedlo k pochopení, jak během svého vývoje konkrétní hvězdy po tomto diagramu cestují. Prahvězdy nejprve sestoupí na hlavní posloupnost, kde setrvají po většinu svého života, pak se vydají do větve obrů a ty méně hmotné končí jako bílí trpaslíci. K určení zářivého výkonu (absolutní hvězdné velikosti) je však zapotřebí znát vzdálenost hvězdy od nás, což je dodnes obtížný problém. Přesné vzdálenosti známe jen do vzdáleností kolem 1 kpc, i když družice Gaia v příštím desetiletí tuto překážku podstatně zmírní. Autoři proto navrhují, aby se na souřadnicové osy upraveného diagramu vynášely proti efektivním teplotám, zjišťovanými pomocí spektroskopie, hodnoty gravitačního zrychlení na povrchu hvězdy, čímž se vyhneme nutnosti znát vzdálenost hvězdy od nás. Gravitační zrychlení na povrchu hvězdy je totiž jednoduchou funkcí její hmotnosti a poloměru a tady došlo k významnému pokroku díky masovým objevům exoplanet a těsných dvojhvězd. Autoři zkonstruovali takto pozměněný diagram HR a ukázali, že výsledek je shodný, tj. opět na něm vidíme hlavní posloupnost, větev obrů a bílé trpaslíky, avšak pro podstatně větší a homogennější soubor hvězd.

P. Madau a M. Dickinson využili velkého pokroku v získávání velkých souborů pomocí zobrazovacích a multispektrálních přehlídek ke zlepšení našich představ o vývoji hvězdné složky galaxií od doby jejich vzniku až do současnosti. Po období šerověku (0,38 – 940 mil. let po velkém třesku) se v epoše reionizace tempo tvorby svítících hvězd rychle zvyšovalo a dosáhlo maxima v čase 3,5 mld. let (červený posuv z ≈ 1,9). Od té doby se tempo tvorby hvězd snižuje exponenciálně se škálovým faktorem 3,9 mld. let. Polovina dnešní souhrnné hmotnosti hvězd pochází z období vzniku <4,9 mld. let po velkém třesku a čtvrtina z období před maximem tempa jejich tvorby. Jen čtvrtina celkové hmotnosti hvězd je mladší než 6,5 mld. let (z ≈ 0,7). Méně než 1 % nyní pozorovatelných hvězd pochází z epochy reionizace. Na počátku této epochy dosáhla průměrná metalicita vesmírné látky hodnoty pouhé 0,2 % zastoupení H a He, tj. jednu tisícinu metalicity Slunce. V té době připadlo <10 fotonů v čáře Lyman-α na baryon, takže to jen s odřenými zády stačilo na následnou reionizaci vesmíru.

N. Smith proto upozornil, že u žhavých hvězd spektrální třídy O, na nichž leží daleko největší tíha odpovědnosti za reionizaci vesmíru, nestačí dosavadní domněnka, že ztrácejí hmotu intenzivní hvězdnou vichřicí. V poslední době sílí důkazy, že tyto nejhmotnější (25 – 100 M_☉) a nejzářivější (10⁴ – 10⁶ L_☉) hvězdy vznikají většinou jako dvojhvězdy, takže se nabízí možnost, že k reionizaci přispívá daleko více ztráta hmoty obou složek vinou silné interakce mezi nimi, což vyvolává časté nestability a výbuchy těchto soustav. To má za následek i změnu našich představ o tom, jak se v průběhu vývoje galaxií mění funkce hmotnosti hvězd, četnost výbuchů svítivých supernov třídy Ib nebo Ic i počet kompaktních zbytků v podobě neutronových hvězd a hvězdných černých děr. Jak známo, vysoké hmotnosti hvězd třídy O mají za následek jejich velmi krátký život <3 mil. let.

J. Groh aj. simulovali vývoj nerotující velmi hmotné hvězdy (60 M_☉) od nulového stáří na hlavní posloupnosti až do stádia před jejím výbuchem jako supernovy. Taková hvězda se na počátku svého vývoje jeví jako žhavý (48 kK; 504 kL_☉) veleobr sp. třídy O3 I, v jehož centru probíhá termonukleární reakce přeměny vodíku na hélium. Postupně změní spektrum na O4 I a po 3,2 mil. let opustí hlavní posloupnost jako modrý veleobr, který se po 34 tis. let rozepne na hyperobří hvězdu a následně za dalších 79 tis. let na horkou svítivou modrou hvězdu (LBV). Tím končí cyklus hoření vodíku, hvězda se ochladí a smrští, takže termonukleární reakce hoření vodíku se přenese do slupky kolem jádra. V této fázi hvězda vydrží 235 tis. let. Tehdy naskočí termonukleární hoření hélia v jádře, takže vnější vzhled hvězdy se na interval 105 tis. let změní na Wolfovu-Rayetovu hvězdu WN a posléze na hvězdu WC (26 tis. let) a WO (38 tis. let). Tím skončí fáze hoření hélia v jádře hvězdy. Během tohoto cyklu ztratí hvězda 37 M_☉ intenzivním hvězdným větrem a různými výbuchy v době nestabilit, nejvíce během fáze horké svítivé modré hvězdy. Autoři upozorňují, že jejich výpočet se týká ideálního případu nerotující hvězdy. Výpočet pro rotující hvězdy je obtížnější, ale lze odhadnout, že jednotlivé vývojové fáze proběhnou v porovnání s předloženým modelem rychleji.

H. Susa aj. uskutečnili 3D kosmologické hydrodynamické simulace vývoje 59 minihal s hmotnostmi ≈1 MM_☉, v nichž se v podmínkách nerovnovážné chemické struktury tvořily hvězdy populace III (I. generace hvězd). Ukázali, že tak vznikaly hvězdy v rozsahu počátečních hmotností 1 – 300 M_☉ s maximem funkce hmotnosti u několika desítek M_☉. Hvězdy s hmotnostmi >140 M_☉ vznikaly jako osamělé objekty. Zhruba polovina hvězdných objektů se však vyvinula na těsné dvojhvězdy.

Podobně K. J. Chen aj. simulovali vývoj hvězd populace III v rozsahu hmotností 140 – 260 M_☉, jež by měly rychle končit svou existenci jako supernovy s nestabilitou párů pozitron-elektron, které vznikají v jejich jádře díky materializaci pronikavého záření gama při teplotě jádra ≈1 GK a centrální hustotě <10⁹ kg/m³. Vzniklé páry způsobí prudký pokles tepelného tlaku v jádře a následné gravitační zhroucení jádra. Hustota a tím i teplota jádra tak prudce roste, což vyvolá explozivní termonukleární reakce kyslíku a křemíku, čímž se ve výbuchu uvolní energie až 10⁴⁶ J (!). K výbuchu a úplnému rozmetání materiálu hvězdy dojde během 20 – 100 s a do kosmického prostoru se rozptýlí až 50 M_☉ (!) radionuklidu ⁵⁶Ni (poločas rozpadu 6 d). O tom, jak která hvězda I. generace skončí, rozhoduje její počáteční hmotnost. Nerotující hvězdy populace III s počáteční hmotností 140 – 260 M_☉ pak skončí jako extrémně svítivé supernovy. Ve skutečnosti však hvězdy vždy rotují, což posouvá spodní mez hmotnosti pro tento závěr jejích životů až k 85 M_☉. Následkem gigantického výbuchu se veškeré hmota hvězdy výbuchem rozplyne do interstelárního prostoru.

Autoři dále uvedli příklady nedávných supernov, které vykazují vlastnosti odpovídající modelům pro párové nestability jako příčiny výbuchů. Jde o SN 2007bi (vzdálenost 490 Mpc) a SN 2213-1745 (3,2 Gpc), jenže tyto úkazy lze vysvětlit i jinými mechanismy. V posledních letech se však podařilo najít i extrémně hmotné hvězdy v intervalu >150 – <300 M_☉, jenže na potvrzení, že vzplanou jako párově nestabilní supernovy, si ještě několik desítek tisíc let budeme muset počkat. Dřívější naděje na jejich objevy však může přijít už s následující generací obřích pozemních, resp. kosmických teleskopů pracujících v infračervené oblasti spektra.

Další velmi hmotnou hvězdu W49nr1 objevili S.-W. Wu aj. v centrální části mladé kupy W49 (Aql; sp. O2-3; absolutní hvězdná velikost -6,3 MAG; vzdálenost 11 kpc). Využili tak pozorování v infračervených pásmech spektra (JHK) na teleskopech VLT a NTT (ESO) a LBT v Arizoně. Odvodili tak její efektivní teplotu 40 – 50 kK a zářivý výkon 2 – 3 ML_☉. Odtud plyne, že počáteční hmotnost hvězdy dosahovala 90 – 250 M_☉. Stáří hvězdy je určitě menší než 3 mil. let. Autoři dále uvedli, že podíl hvězd s hmotnostmi >20 M_☉ činí pouhé 1 %, ale jejich vliv na vývoj galaxií je navzdory tomu významný právě díky jejich obrovským zářivým výkonům, kdy jediná hvězda svítí až o 6 řádů více než Slunce, ovšem jen po kosmologicky minimálně krátkou dobu.

W. Aoki aj. objevili, že hvězda SDSS J0048-0939 se vyznačuje extrémně nízkým zastoupením Fe a nápadnými rozdíly v zastoupení prvků s lichými a sudými protonovými čísly. To souhlasí s modely pro chemické složení produktů termonukleárních reakcí v supernovách pocházejících z hvězd populace III s hmotnostmi >140 M_☉, tedy v souladu s teoretickými výpočty.

K. Zwintz aj. zjistili, že prahvězdy jeví rychlé oscilace ještě před vstupem na hlavní posloupnost, tj. v době, kdy zdrojem jejich energie je pouze gravitační smršťování, a v jejich nitru ještě nezačaly probíhat termonukleární reakce. V té době jsou prahvězdy skrz naskrz konvektivní a chemicky homogenní. To dává novou příležitost zjišťovat jejich strukturu pomocí asteroseismologie. Autoři navíc ukázali, že s nástupem termonukleárních reakcí se frekvence zmíněných oscilací postupně zvyšuje, což umožňuje stanovit stáří konkrétních prahvězd, podobně jako se týmž způsobem už delší dobu určuje stáří hvězd hlavní posloupnosti.

Podrobné snímky mladých hvězdných objektů poukazují na častý výskyt dvou protilehlých úzkých výtrysků vycházejících z rotačních pólů prahvězd, ale také z galaxií s aktivními jádry (AGN) i z černých veleděr. B. Albertazzi aj. uskutečnili laboratorní experimenty, v nichž plazma uvěznili v dutině obklopené poloidálním magnetickým polem. Plazma se začalo rozpínat v stabilních protilehlých kuželových rázových vlnách, jakmile ho zachytilo zmíněné poloidální pole. Autoři proto usoudili, že podobně se chovají zmíněné výtrysky ve směru rotační osy magnetického kosmického objektu.

Stále nedořešený je problém vzniku tzv. modrých loudalů (blue stragglers) v kulových hvězdokupách. Stáří hvězdokup lze dobře určit z bodu obratu na barevném diagramu - čím níže tento bod leží, tím starší je hvězdokupa, protože hmotné hvězdy opouštějí hlavní posloupnost dříve. Přesto se v těchto obecně velmi starých objektech (>10 mld. let) pozorují dosti pravidelně skupiny hmotných modrých hvězd hlavní posloupnosti, které se zdánlivě ve svým vývoji opozdily. Dosud převažovalo vysvětlení, že v hustém hvězdném poli v centrálních oblastech hvězdokupy dochází k těsným přiblížením hvězd, které nakonec splynou, čímž se fakticky omladí, protože hmotnosti složek se sečtou a hvězda zmodrá a zvýší svůj zářivý výkon.

N. Gosnelová aj. však pomocí kamery ACS HST objevili v otevřené hvězdokupě NGC 188 (Cep; vzdálenost 1,7 kpc; stáří 7 mld. let) tři modré loudaly, kteří mají za své průvodce bílé trpaslíky. Trpaslíci se díky vysoké efektivní teplotě prozradili ultrafialovým zářením. To znamená, že obří předchůdci bílých trpaslíků odevzdávali vodík nastávajícím loudalům ještě před 300 mil. lety. Na základě studia celkem 16 loudalů v hvězdokupě, z nichž 13 mají své průvodce o typické hmotnosti 0,5 M_☉ obíhající kolem těžiště dvojice v periodách řádově 1 tis. dnů, pak autoři usoudili, že loudalové vznikají buď v těsných dvojhvězdách, jichž je v této hvězdokupě většina (80 % z celkového počtu hvězd), anebo dokonce v hierarchických trojhvězdách (těsná dvojhvězda plus vzdálená třetí složka), a to spíše přenosem hmoty od svých průvodců než srážkami. Pochopitelně situace v ještě starších kulových hvězdokupách může být vinou daleko většího počtu ještě hustěji rozmístěných hvězd odlišná, ale zkoumání vesměs velmi vzdálených kulových hvězdokup nemůže jít do takových podrobností jako u relativně blízké otevřené hvězdokupy.

2.3. Vznik hvězd a vlastnosti prahvězd

Pozoruhodnou teoretickou studii o vzniku a zániku velmi hmotných hvězd I. generace (populace III) uveřejnili K. Cheng aj., kteří propočítali vývoj nadhvězd složených pouze z vodíku a hélia o hmotnostech až 50 kM_☉ (!). Dosud se totiž soudilo, že takto obézní nadhvězdy se rychlo zhroutí na černé díry intermediálních hmotností, a ty poslouží jako stavební balvany pro vznik černých veleděr v jádrech galaxií. Jedině tak se dá totiž vysvětlit existenci černých veleděr o hmotnostech až miliard M_☉ v rané epoše vesmíru (≈900 mil. let). Autoři však ve své práci zjistili, že nerotující nadhvězdy rekordních hmotností vybuchnou vinou relativistických efektů jako gigantické supernovy se zářivým výkonem až o 4 řády vyšším než známé supernovy třídy Ia. V čase zhruba 270 mil. let po Velkém třesku by se tak při jejich výbuších polovina hmoty těchto gigantických supernov rozptýlila do okolního prostoru, jež by tak obohatily prostor o těžší prvky ("kovy") při uvolnění energie řádu 10⁴⁸ J (!) během každého výbuchu. Tyto gigantické výbuchy by měly objevit budoucí obří pozemní a kosmické dalekohledy nejpozději kolem r. 2025.

S. W. Wu aj. využili aparatur ESO ISAAC VLT, SOFI NTT jakož i LUCI LBT k podrobné infračervené prohlídce centra hvězdokupy Westerhout 49, která se nachází v obřím molekulovém mračnu o průměru >50 pc a hmotnosti 1 MM_☉. Uvnitř mračna pozorujeme rádiově silně svítivou oblast H II (souřadnice 1909+0851) přesně v hlavní rovině Galaxie ve vzdálenosti 11 kpc od Slunce, takže je opticky výrazně zeslabena mezilehlým interstelárním prachem. V centrální oblasti hvězdokupy s překotnou tvorbou hmotných hvězd nalezli svítivou hvězdu (sp. O2-3.5; absolutní hvězdná velikost -6,3 MAG; efektivní teplota 40 – 50 kK; zářivý výkon 1,2 – 4,9.10 ML_☉). Autoři odhadli počáteční hmotnost hvězdy až na 250 M_☉ a její stáří na <3 mil. let.

M. Beltrán aj. pozorovali oblast tvorby hmotných hvězd G35.03+0.35 (vzdálenost 3,2 kpc) jednak pomocí 8,2m reflektoru Subaru ma Mauna Kea v pásmu 25 μm, a také během zkušebního provozu ALMA v pásmu 870 μm. Při úhlovém rozlišení 0,45" tak docílili v uvedené vzdálenosti lineárního rozlišení 1,4 kau. Ve zmíněné oblasti identifikovali 6 zárodků prahvězd o zvýšené teplotě 35 – 240 K a hmotnostech 1 – 5 M_☉. Největší ze zárodků je obklopen diskem, jehož částice vykazují Keplerovu rotaci v závislosti na vzdálenost od centra prahvězdy, jejíž hmotnost autoři odhadli dokonce v rozmezí 5 – 13 M_☉. To je zatím nejlepší důkaz, že hmotné hvězdy spektrální třídy B vznikají akrecí materiálu z plochých rotujících disků.

Vůbec největší koncentraci hmotných hvězd v naší Galaxii NGC 3603 objevil J. Herschel v březnu 1834 v souhvězdí Lodního kýlu, ale považoval ji za pozoruhodnou kulovou hvězdokupu. Dnes však víme, že jde o mlhovinu H II (9 mag; vzdálenost 6,9 kpc) s největší koncentrací masivních horkých hvězd v naší Galaxii. Jejich ultrafialové záření a mocné hvězdné větry oblast vyčistily od rozptýleného prachu a plynu, takže navzdory velké vzdálenosti vidíme dobře její vnitřní strukturu. V jejím těžišti se nachází extrémně hmotná trojhvězda, skládající se z Wolfovy-Rayetovy těsné dvojhvězdy A1a+b s hmotnostmi složek 120 M_☉ a 92 M_☉ a třetí vzdálenější složky B o hmotnosti 132 M_☉. Složky A1a + A1b obíhají kolem společného těžiště v periodě 3,8. Zářivý výkon složky B je vyšší než souhrnný výkon obou složek A a dosahuje 2,8 ML_☉! V mlhovině se však nachází ještě řada dalších hmotných a svítivých hvězd spektrálních tříd O2 nebo O3, takže jde vesměs o velmi mladé hvězdy staré jen několik milionů let.

V souhvězdí Lodního kýlu se ovšem nachází ještě daleko rozsáhlejší komplex hvězd v raných fázích vývoje, jak ukázali T. Preibish aj. díky mozaice 4m přehlídkového teleskopu VISTA ESO, jež v blízkém infračerveném oboru (JHK) pokryla oblast 6,7 čtv. stupňů oblohy centrovaných na polohu 1037-5837. Mlhovina Carina (NGC 3324) je od nás vzdálena 2,3 kpc a obsahuje minimálně 4 miliony hvězd s hmotnostmi >0,1 M_☉.

R. Mannová aj. využili výtečné rozlišovací schopnosti mikrovlnné anténní soustavy ALMA (Atacama Large Millimeter Array) v Chile k podrobnému zobrazení proplydů (ionizované protoplanetární disky kolem prahvězd) v mlhovině M42 v Orionu, které byly již dříve objeveny na snímcích HST. Autorům se podařilo zobrazit 21 proplydů na vlnové délce 0,856 mm (350 GHz), přičemž pozorované toky energie se pohybovaly v rozmezí 1 – 163 mJy. Osm disků se podařilo zobrazit i v pásmech vlnových délek 0,114 – 0,426 mm (2,6 – 0,7 THz). Autoři odtud odvodili i hmotnosti proplydů v rozmezí 0,3 – 79 M_j. Dále se ukázalo, že silné EUV záření hmotnějších prahvězd brání vytvoření proplydů, na rozdíl od záření FUV, které tomu nebrání.

N. Sakai aj. studovali pomocí aparatury ALMA okolí prahvězdy IRAS 0436+2557 (hmotnost 0,18 M_☉; vzdálenost 140 pc) v obřím molekulovém mračnu v souhvězdí Býka. Pracovali na vlnových délkách 1,1 a 0,8 mm (frekvence 270 a 370 GHz) a změřili tak poloměr protoplanetárního disku 90 au tvořeného převážně molekulami H₂. Zhroucení prahvězdného oblaku do disku znamená zvýšení hustoty materiálu původního protostelárního oblaku o tři řády, jeho ohřev z původních 10 K na 100 K i drastickou proměnu jeho chemického složení, neboť autoři nalezli v disku molekuly C₃H₂ (cyklopropenyliden) a SO.

A. Dutreyová aj. se díky aparatuře ALMA pustili do podrobného prozkoumání soustavy hierarchické trojhvězdy GG Tau A (vzdálenost 140 pc), která se skládá z těsné dvojhvězdy Ab1+2 s roztečí >4,5 au a vzdálené třetí osamělé třetí složky Aa ve ve vzdálenosti >35 au od Ab. Takové mladé soustavy o stáří řádu 1 mil. let vykazují dva cirkumstelární disky nebo prsteny, (v tomto případě kolem složek Aa a Ab), a navíc cirkumbinární disk obklopující celou soustavu a sloužící jako dodavatel stavebního materiálu pro prahvězdy i potenciální planetární soustavy. Zatímco cirkmustelární disky jsou spotřebovány během několika tisíc let, cirkmubinární disk mívá životnost až 1 mil. let. Aparatura ALMA posloužila ke změření rozsahu cirkumstelárního prstenu (190 – 280 au) kolem složky Aa a jeho hmotnosti 0,001 M_☉. Cirkumbinární prachový disk má poloměr 800 au a celkovou hmotnost 0,15 M_☉. Měření proběhla v době zkušebního provozu ALMA v r. 2012 v čárách molekuly CO na vlnové délce 0,45 mm (666 GHz) a ukázala, jak materiál z cirkumbinárního disku přetéká po spirále do akrečního prstenu kolem složky Aa a tím slouží jako dlouhodobý zdroj materiálu pro budování planetárních soustav u vícenásobných hvězd.

C. Codella aj. zobrazili pomocí aparatury ALMA na frekvenci 350 GHz (vlnová délka 0,85 mm) Herbigův-Harův objekt HH 212 (Ori; vzdálenost 450 pc), jehož protoplanetární disk pozorujeme z profilu. Dokázali tak zmapovat profil disku až do vzdálenosti 4 500 au (úhlový poloměr 10") od centra objektu. Vlastní objekt je prahvězda o hmotnosti 0,3 M_☉, z níž vychází rychlý bipolární kolimovaný výtrysk v čáře SiO a velkorozměrový výtok v čáře ¹⁷CO. Kolem prahvězdy se dále nachází rotací zploštělá plynová obálka, jež se dosud smršťuje, ale obsahuje bipolární dutiny s vykrojením ve směrech zmíněného výtoku. Další pozorovatelnou složku představuje plynoprachový keplerovsky rotující disk o poloměru ≈30 au, jenž vznikl díky různým směrům rotační osy a osy magnetického dipólu prahvězdy. V tomto disku se navíc zvedl vítr, jenž je pozorován v čarách molekuly CS. Tato pozorování jsou dokladem neuvěřitelné rozlišovací schopnosti aparatury ALMA, když uvážíme, že celý objekt je od nás vzdálen 1,5 tis. sv. let.

2.4. Osamělé hvězdy

Jak uvedli T. Metcalfe aj., družice Kepler významně rozmnožila díky asteroseismologii hvězd hlavní posloupnosti a podobrů naše znalosti o vnitřní stavbě těchto typů hvězd. Autorům to umožnilo porovnat výsledky měření pro 42 hvězd slunečního typu. Podařilo se jim ztrojnásobit přesnost hodnot poloměrů, hmotností a stáří těchto hvězd. V blízké budoucnosti lze očekávat zvětšování a zpřesňování těchto významných údajů potřebných pro simulace vývoje hvězd.

To ostatně vzápětí potvrdili W. Chaplin aj., kteří zpracovali asteroseismická data družice Kepler za prvních 10 měsíců jejího ostrého provozu pro více než 500 hvězd hlavní posloupnosti a podobrů. Odtud dokázali pro celý soubor určit hmotnosti hvězd s přesností na 11 %, poloměry na 4 %, tíhová zrychlení na povrchu s přesností na 0,017 dex a střední hustoty na 4 %. Pro 36 % hvězd ze souboru pak dokázali stanovit i jejich stáří s přesností lepší než ±1 mld. let. Pro 87 hvězd slunečního typu, kde měli k dispozici i spektra, z nichž šlo odvodit jejich efektivní teplotu a metalicitu, dosáhli pak zhruba dvakrát vyšších přesností v určení zmíněných parametrů. To je opravdu kvalitativní zvrat zejména v určení hmotností a poloměrů hvězd v širokém rozsahu od trpaslíků až po hvězdy, jenž se nepochybně projeví v hlubším pohledu na stavbu a vývoj hvězd.

Podobně se díky družici Kepler daří pro hvězdy s teplotami <6,5 kK (sp. třída pozdnější než F5 V) určovat spolehlivě rotační periody, jak ukázali A. McQuillan aj. Pro více než 34 tis. hvězd z programu Kepler-1 našli periody rotace v rozmezí 0,2 – 70 d. J. do Nascimento aj. pokračovali v určování rotačních period hvězd z téhož programu a odseparovali z databáze podobry, jejichž rotační periody se prodlužují během vzestupu těchto hvězd do větve obrů. Pro trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti pak obdrželi rotační periody v rozmezí 6 – 30 d s průměrnou hodnotou kolem 19 d. To jim umožnilo zařadit trpaslíky do vývojového stádia, neboť i v tomto případě se periody během stárnutí hvězd prodlužují. Vztah mezi délkou periody a stářím hvězdy má vysoký korelační koeficient 0,8. Takto se jim podařilo identifikovat 34 hvězd jako sluneční analogy a 22 z nich patří ke dvojníkům Slunce.

Podle J. Greavese aj. je téměř ideálním protějškem Sluneční soustavy hvězda ε Eridani (4 mag; K2 V; 5,1 kK; 0,7 R_☉; 0,8 M_☉; 0,4 L_☉; 3,2 pc; stáří 400 – 700 Mr), jak ukázaly její obrazy v daleké infračervené oblasti získané družicí Herschel. Hvězda je totiž obklopena dvěma prstencovými pásy ve vzdálenostech 12 – 16 au a 54 – 88 au. Vnitřní pás obsahuje až 20km kamenné úlomky o souhrnné hmotnosti 5 % hmotnosti Země. Kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 3 au pravděpodobná planeta b, a před vnitřním okrajem vnějšího pásu ve vzdálenosti 40 au od hvězd další pravděpodobná planeta c s oběžnou dobou ≈280 roků. Obě planety mají mít výrazně protáhlé dráhy.

Z pozorování družice Kepler též vyplynulo, že většina hvězd je obklopena planetami. Statistika je však nevyvážená, protože logicky se nejsnáze objevují planety v těsné blízkosti mateřské hvězdy, jelikož v takových případech mateřskou hvězdu ovlivňují nejvíce. Nyní však W. Dent aj. dokázali, že exoplanety ve větších vzdálenostech od hvězdy lze nalézt pozorováním rozložení molekul CO v plynoprachových discích mladých hvězd. V disku známé mateřské hvězdy β Pictoris s planetární soustavou objevili pomocí submilimetrové aparatury ALMA, že v jejím disku se nachází 0,3 % hmotnosti Měsíce v podobě plynu CO, z toho třetina ve vzdálenosti 85 au od hvězdy v rovině, v níž obíhá exoplaneta b. Tak lze prokázat existenci planet ve vzdálených oblastech pomocí koncentrace plynu díky rezonancím mezi dvěma planetami, popř. následkem jejich srážek.

J. Melendéz aj. upozornili na letitý problém deficitu zastoupení lithia na Slunci v porovnání s jeho zastoupením ve sluneční pramlhovině. Přebytek lithia mohly například odčerpat planety, mj. i naše Země (díky tomu se tak úspěšně rozvíjejí technologie skladování elektřiny v lithiových bateriích), anebo lithium v zárodečném Slunci difundovalo do vrstev pod hranicí konvektivní zóny. Proto se autoři snaží nalézt sluneční analogy různého stáří a studovat zastoupení lithia v jejich atmosférách. Pomocí spektrografu UVES VLT ESO tak prozkoumali spektrum analogu HIP 114328 (5785 K; log g = 4,38; metalicita Z = -0,02), jenž je o 2 mld. let starší než Slunce, ale má 4x méně lithia než Slunce, podobně jako dosud nejstarší sluneční analog HIP 102152 (stáří 8,2 mld. let). Autoři proto soudí, že v obou případech se o vyšší deficit lithia postaraly příslušné soustavy planet.

J. Melendéz aj. rovněž studovali chemické složení a odvodili další parametry klasického slunečního analogu - hvězdy 18 Scorpii (5,5 mag; G2 V; 14 pc; 3 Gr) pomocí vysokodispersního spektrografu UVES VLT ESO. Odvodili tak její efektivní teplotu (5823 ±6) K (+46 K proti Slunci) a prakticky stejné gravitační zrychlení na jejím povrchu jako u Slunce. Naproti tomu je hvězda o (4 ± 2) % hmotnější a o 1,6 mld. let mladší než Slunce. Její zastoupení různých prvků a nuklidů se velmi dobře shoduje se Sluncem, což potvrzuje shodné typy a větve termonukleárních reakcí v nitrech obou hvězd.

Podobně I. Roeder aj. využili spektrografu STIS HST v pásmu 190 – 236 nm k chemické analýze atmosfér dvou velmi starých hvězd HD 108317 (Vir; 8 mag; G0 V; 220 pc; stáří 12 Gr) a HD 128279 (Hya; 8 mag; G0 V; 170 pc; 12 Gr) s cílem objevit tam stopy těžkých prvků. Objevili tak ionty Cu, Zn a Mo, jakož i jádra atomů As a Se. Ukázali dále, že navzdory deficitu Fe se v atmosférách obou hvězd sp. třídy G nacházejí stopy Ge, Cd, Te, Lu, Ta, W, Re, Os, Pt, Au, a Bi, tj. prvky protonových čísel v rozmezí 32 - 83.

S. Keller aj. objevili pomocí robotického teleskopu SkyMapper (primární zrcadlo o průměru 1,35 m, f/4,8; širokoúhlá kamera 268 Mpix s polem o průměru 1,5° a spektrograf s vláknovou optikou; Siding Spring Observatory, N.S.W., Austrálie) velmi starou hvězdu SMSS J0313-6708 (Hyi), jejíž vysokodispersní spektrum pak pořídili 6,5m Magellanovým teleskopem v Chile. Tato hvězda o nízké hmotnosti populace II vznikla z materiálu hvězdy I. generace (populace III) o původní hmotnosti 60 M_☉, jež vybuchla jako supernova. K překvapení autorů však pozorovaná hvězda neobsahuje prakticky žádné atomy železa (horní mez jeho zastoupení je o více než 7 řádů nižší než u Slunce), kterí by měly být hlavní složkou materiálu rozptýleného při výbuchu tak hmotné supernovy. Proto se nabízí vysvětlení, že větší část hmoty supernovy se nerozptýlila do mezihvězdného prostoru, ale zhroutila na hmotnou hvězdnou černou díru! Pokud se toto vysvětlení potvrdí i v dalších případech supernov I. generace, bude to mít značný vliv na naše představy o reionizaci vesmíru a jeho chemickém vývoji během rozhodující první miliardy jeho existence.

E. Bainesová aj. zpracovali výsledky měření úhlových rozměrů kotoučků 10 podobrů a obrů (sp. třídy G0 IV až K2 III) optickým interferometrem NPOI (Navy Precision Optical Interferometer; Lowell Observatory, Anderson Mesa, Arizona) jejichž paralaxy se podařilo změřit družici HIPPARCOS (vzdálenosti 4 – 100 pc). Interferometr Michelsonova typu mohl přitom využívat základny ve tvaru ramen Y o délkách 16 – 79 m v 16 spektrálních kanálech v rozmezí vlnových délek 550 – 850 nm. Interferenční proužky pro každou hvězdy se měřily po dobu 30 s, a to každé 2 ms. Autoři tak získali jedinečná velmi přesná data o poloměrech zkoumaných hvězd (0,8 – 12,1 R_☉), efektivních teplotách (4,4 – 6,1 kK) a zářivých výkonech (0,5 – 97 L_☉), jež posloužila pro odhady parametrů podobných hvězd ve zmíněném rozsahu jejich fyzikálních charakteristik.

Námořní observatoř USA vydala díky C. Finchovi aj. v pořadí již 4. katalog hvězd UCAC4, jenž obsahuje seznam parametrů hvězd do vzdálenosti 25 pc od Slunce. Jako podklady pro katalog autoři využívali fotometrie pozorovatelů AAVSO (All Sky Survey) a katalogu 2MASS. Katalog obsahuje téměř 1,8 tis. objektů, z toho je téměř 340 nových. Jejich vzdálenosti se podařilo určit s přesností lepší než 15 %. Seznam však ještě stále není úplný, protože mezi novými objevy bylo pět hvězd bližších než 10 pc a jedna hvězda se dokonce nachází ve vzdálenosti jen 6 pc od nás. Četnost počtu hvězd pravděpodobně nejvíce stoupá těsně nad horní hranou hmotnosti hnědých trpaslíků.

A. de Souza aj. určili tvar a rozměry jasné hvězdy Achernar (α Eri A; 0,5 mag; B6e V; 15 kK; 7 M_☉; 3 kL_☉; 43 pc; 37 Mr) pomocí aparatury PIONIER VLT ESO a interferometrie VLBI. Jasná hvězda A je doprovázena sekundární složkou B (sp. rané A, 2 M_☉), jež kolem barycentra soustavy obíhá po dráze o délce velké poloosy 12 au v periodě ≈15 r. Hvězda A rychle rotuje; na rovníku lineární rychlostí 300 km/s. Proto je ze všech dosud proměřených hvězd nejvíce zploštělá (71 %; ≈90 % kritické rychlosti pro odstředivý rozpad hvězdy !). Její rovníkový poloměr činí 9,6 R_☉ a polární jen 6,8 R_☉.

T. Ayres sledoval v letech 2005-2013 koronální aktivity obou složek nejbližší těsné dvojhvězdy α Cen AB (sp. G2 V a K1 V) pomocí spektrografu STIS HST a rentgenové družice Chandra. Větší aktivitu během té doby vykazovala koróna složky B, jejíž perioda hvězdné aktivity činí 8,1 r. Během tohoto cyklu kolísala svítivost koróny mezi maximem a minimem v poměru 4,3 : 1. Naproti tomu složka A prodělávala od r. 2005 analog Maunderova minima u Slunce, ale v současné době začíná znovu vykazovat aktivitu v cyklické periodě 19,2 r. Poměr svítivosti mezi maximem a minimem dosahuje pouze 3,4 : 1, kdežto u našeho Slunce je obdobný poměr daleko vyšší (9 : 1).

J. Zhong aj. objevili pomocí nového čínského teleskopu LAMOST (Large Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope) 28 hvězd vzdálených od Slunce 1 – 3 kpc, jež se vůči centru Galaxie pohybují rychlostmi >300 km/s. Nejméně 12 z nich má rychlosti tak vysoké, že patří mezi hvězdy prchající únikovou a vyšší rychlostí z Galaxie. Existuje několik různých mechanismů, které mohou hvězdám takovou rychlost udělit.

2.5. Těsné dvojhvězdy a vícenásobné soustavy

2.5.1. Jednotlivé soustavy

Velkou pozornost pozorovatelů stále budí nedávno slitá dotyková dvojhvězda V1309 Scorpii, jejíž splynutí se odehrávalo takříkajíc v přímém přenosu. B. McCollum aj. mají k dispozici archivní optické i nové infračervené spektrální údaje jak z kamery WFC3 HST, tak z infračerveného kosmického teleskopu SST. Během roku 2008 výrazně kolísala jasnost soustavy ve všech spektrálních oborech a v r. 2010 objekt zčervenal vinou tvorby cirkumstelárního prachu. V té době ji od března do září pozorovala družice WISE a v r. 2012 opět SST.

J. Nandez aj. propočítali hydrodynamický model splynutí, během něhož dotyková dvojhvězda s hmotností obří složky 1,5 M_☉ a jeho trpasličího průvodce 0,16 M_☉ obíhajícího v periodě 1,4 d vytvořila nejprve společnou obálku, protože sekundární složka nestačila přijímat hojně přetékající plyn přes společný Lagrangeův bod L₁. Poslední dny před splynutím odvrhovala primární složka plyn o úhrnné hmotnosti 4 – 9 % obří hvězdy v několika oddělených episodách, přičemž jeho přetok přes Lagrangeův bod L₂ se odehrával za synchronní rotace složek. Tím se soustava zbavila třetiny oběžné energie i původního momentu hybnosti. Během splynutí se hvězda zjasnila a vyzářila energii ≈10³⁹ J, což je sice méně než u supernov třídy Ia, ale podstatně více než u standardních nov. Po splynutí vznikla hvězda o povrchové teplotě 4,5 kK a zářivém výkonu až 8,6 L_☉, která vykazuje silnou diferenciální rotaci.

O. Pejcha upozornil, že původní oběžná doba soustavy ≈1 tis. let se zkrátila na pouhých 170 let během neuvěřitelně krátké doby necelých 6 let. Šlo tedy o nejrychlejší zkracování oběžné doby v historii sledování těsných dvojhvězd, jehož příčinou bylo slapové tření (Darwinova nestabilita). Tehdy započala dynamická ztráta hmoty obří složky přes bod L₂, takže celou soustavu obklopila společná plynná obálka, která nerotovala, a proto byla nakonec odvržena během pouhých 200 dnů před definitivním splynutím složek. Díky pozorování aparaturou OGLE od srpna 2001 víme, že už v té době se oběžná doba dále zkrátila na pouhou 1,4 d a celková ztráta hmoty soustavy dosáhla 0,06 M_☉. Těsně před výbuchem v březnu 2008 činila jasnost dvojhvězdy 15 mag, která však během výbuchu stoupla o 10 mag, tj. o 4 řády (30 kL_☉)! Jde o zatím nejlépe zdokumentovaný případ splynutí dvojhvězdy po vzplanutích dvojhvězd V838 Mon (r. 2002), V4332 Sgr (1994) a M31 RV (1988).

O. Chesnau aj. však zobrazili hvězdu V838 Mon (vzdálenost 6 kpc) pomocí interferometru VLTI ESO čtyřikrát v letech 2011-2014 na základnách dlouhých 35 – 140 m a užasli, protože jde stále o dvojhvězdu! Sekundární složka sp. třídy B3 V je zalitá pseudofotosférou, která se za poslední desetiletí zmenšila na poloměr 3,5 au, tj. o 40 % původního rozměru. Primární veleobr má nyní poloměr 3,5 au, takže se poněkud podobá červenému veleobru Betelgeuze (M2 Iab; poloměr 4,1 au), ale i jeho fotosféra se zmenšuje tempem 1 km/s. Obě složky dvojhvězdy jsou od sebe vzdáleny >28 au. To znamená, že hlavní složka splynula ve skutečnosti s třetím členem soustavy o hmotnosti <1 M_☉! Je dokonce možné, že složka B3 se časem vynoří z oblaků prachu zůstavších po splynutí zmíněné třetí složky až do poloměru 400 au od těžiště současné dvojice.

C. Muthumariappan aj. sledovali vláknovým ešeletovým spektrografem na indické observatoři v Kavaluru změny spektrálních čar neutrálního K (770 nm), Cr (535 + 538 nm) a Fe 511 nm) během dlouhého zákrytu (2010-2012) dvojhvězdy ε Aurigae (3 mag; oběžná doba 27,1 let; sekundární minimum neexistuje; a = 18 au; e = 0,23; vzdálenost 650 – 1 500 pc). Čáry pocházejí z disku sekundární složky. Odtud odvodili hmotnost zakrývané primární složky (sp. F0 Ia; ≈2,5 M_☉) a centrální složky v disku sekundární složky (sp. B5 V; ≈5,4 M_☉). Poloměr disku dosahuje téměř 9 au! Vnitřní část (poloměr ≈3 au) prachového disku viditelného z profilu není průhledná, takže pozorované absorpční čáry pocházejí až z jeho vnější částečně průhledné části. Uprostřed disku se nachází prázdná proluka o průměru 4 au. Šířka neprůhledného disku přesahuje 4 au a tvoří jej pravděpodobně částice amorfního uhlíku. Vnější poloprůhledný disk je ještě širší než neprůhledný disk. Je však navíc obklopen řidnoucím rozsáhlým halem. Dodavatelem materiálu do disku je zřejmě zmíněný veleobr F od doby, kdy vyplnil ve fázi po putování asymptotickou větví obrů svůj Rocheův lalok. Problémem však stále zůstává velmi nejistá vzdálenost soustavy, takže geometrické i fyzikální údaje o soustavě jsou tím nepříznivě ovlivněny.

K. Strasmeier aj. pozorovali ε Aur soustavně v letech 2006-2013 spektroskopicky a souběžně už od r. 1996 fotometricky. Ve zmíněném intervalu pořídili přes 470 vysokodisperních spekter pomocí ešeletového spektrografu u 1,2m robotického dalekohledu STELLA na Observatoři del Teide na ostrově Tenerife. Ve spektrech identifikovali téměř 370 absorpčních čar, z nichž 44 % se v průběhu zákrytu výrazně měnilo co do intenzity i šířky profilu, zatím ostatní čáry své charakteristiky neměnily. Z rozboru proměnných čar se podařilo autorům určit efektivní teplotu veleobra F0 Iab 7,4 kK s chybou ±1 %; metalicitu shodnou s metalicitou Slunce i minimální rotační rychlost na rovníku 28 km/s. Dále dokázali přiřadit 60 spektrálních čar plynoprachovému disku kolem sekundární složky. Jejich vlastnosti prokázaly, že disk má nesouměrný tvar v podobě protáhlého chvostu za zadní polokouli sekundáru. Tento chvost je dostatečně mohutný, aby ovlivňoval jasnost primárního veleobra ještě po dobu dvou let od skončení vlastního zákrytu. Autoři také pátrali po známkách případných dalších objektů v této podivuhodné soustavě, ale žádný takový objekt nenašli.

W. Gieren aj. studovali zákrytovou dvojhvězdu ARAUCARIA OGLE-LMC-CEP1718 ve Velkém Magellanově mračnu, jež se skládá ze dvou cefeid, které pulsují v 1. harmonické periodě pulsací. To ovšem zkomplikovalo určení standardních parametrů dvojhvězdy, především její oběžné periody. Autorům se podařilo všechny periody odlišit, takže se ukázalo, že pulsní periody složek činí po řadě 1,96 d a 2,48 d. Oběžná perioda dosahuje 1,1 roku, a obě složky obíhají kolem barycentra soustavy po protáhlé dráze s poloosou >2,1 au a výstředností 0,28. Složky mají shodné hmotnosti 3,3 M_☉ s přesností ±1,5 %. Jejich poloměry jsou po řadě 24 R_☉ a 28 R_☉. Soustava byla rozpoznána díky dlouhé série snímků robotického dalekohledu OGLE a podrobnosti autoři získali díky spektrografu MIKE 6,5m Clayovu teleskopu na Las Campanas a spektrografu HARPS u 3,6m reflektoru na La Silla v Chile. Soustava se tak stává klíčovou pro pochopení způsobu, jímž se cefeidy vyvíjejí a nepřímo také pro zpřesnění nulového bodu závislosti svítivosti cefeid na jejich periodách, tj. pro zlepšení správnosti spodních příček kosmologického žebříku vzdáleností.

J. Lorenzo aj. určili parametry složek zákrytové dvojhvězdy MY Camelopardalis v mladé otevřené hvězdokupě Alicante 1. Soustava má oběžnou periodu 1,17 d určenu s relativní přesností 1,3.10^-6 a skládá se ze dvou hvězd hlavní posloupnosti sp. třídy O (42 + 39 kK) a s hmotnostmi složek 38 + 32 M_☉. Mezi zákrytovými dvojhvězdami jde o svérazný rekord v hmotnosti. Jejich stáří rozhodně není příliš velké - pouhých pár miliónů let. Krátká oběžná doba naznačuje, že v blízké astronomické budoucnosti splynou v nápadně obézní hvězdu.

S. Oh aj. ohlásili objev dvojhvězdy R144 o souhrnné hmotnosti 355 M_☉ (!), jež prchá rychlostí 57 km/s z kompaktní skupiny hvězd R136 (≈90 kM_☉ v oblasti o rozměru 2 pc !) v hvězdokupě NGC 2070 v centru mlhoviny Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu. Za necelé 2 mil. let se tak obézní dvojhvězda odpoutala od centra R136 do vzdálenosti 37 pc. Příčinou nejspíš bylo těsné setkání s jinou masivní hvězdou nebo dvojhvězdou v minulosti.

S. Ramstedt aj. využili rostoucího potenciálu mikrovlnné aparatury ALMA (30 parabol v únoru a květnu 2014) k mapování prototypu mirid - systému ο Ceti (var 2,0 – 10,1 mag; M5-9 IIIe; 8,4 – 9,4 L_☉; poloměr 1,5 – 1,9 au; 1,2 M_☉; 92 pc; stáří 6 mld. let) ve spektrálních čarách molekuly ¹²CO (frekvence 331 – 343 GHz; vlnové délky ≈0,9 mm) s úhlovým rozlišením 0,5". Červený veleobr pulsuje v periodě 0,9 roku a je doprovázen bílým trpaslíkem o hmotnosti ≈0,6 M_☉, jenž kolem Miry obíhá v periodě ≈500 let. Na mapě byl slabě rozlišen v úhlové vzdálenosti 0,5" a pozičním úhlu 98°. Mapování cirkumstelárního plynu ukázalo, že pomalý hvězdný vítr z Miry A vyplňuje celý Rocheův lalok a přetéká na průvodce B v rovině jeho oběžné dráhy. Materiál je strukturován vývojovou dynamikou soustavy do podoby oblouků, spirálních vláken a kulových bublin. Mira A těmito procesy ztrácí 10^-7 M_☉/r. Také složka B vykazuje proudění hvězdného větru tempem až 450 km/s a ročně tak ztrácí až 10^-11 M_☉. Všechny tyto údaje se podařilo získat na inteferometrických základnách 13 – 450 m, přičemž celková délka expozic dosáhla pouhých 12 minut!

P. Esposito aj. sledovali pomocí rentgenové a ultrafialové družice Swift nejtěsnější pár bílých trpaslíků HM Cnc (RX J0806.+1527; 0,55 M_☉ + 0,27 M_☉; rozteč 80 tis. km; oběžná rychlost >400 km/s !; vzdálenost 490 pc), které obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 5,4 min (!). Rotační perioda se zkracuje tempem 1,2 ms/r v souladu s předpovědí o vzniku gravitačních vln v tak kompaktní dvojhvězdě. Na teplejší složce panuje teplota 27 kK, ale navíc má na povrchu horkou skvrnu o teplotě 250 kK, opožděnou o čtvrt oběžné periody proti spojnici obou trpaslíků.

T. Marsh aj. potvrdili na základě pozorování velkými pozemními teleskopy na Kanárských ostrovech, v Chile atd., že zákrytový těsný pár bílého (DAO1) a červeného (M4 V) trpaslíka NN Serpentis (17 mag; 0,02 + 0,15 R_☉; 0,5 + 0,1 M_☉; 57 + 3 kK; 4,2 + 0,002 L_☉; orbitální perioda 0,13 d; velká poloosa dráhy 600 tis. km; vzdálenost 510 pc) provázejí dvě cirkumbinární exoplanety. Podezření na jejich existenci vyvolaly podivné změny oběžné periody této bizarní dvojhvězdy, a důkaz podali autoři právě díky pozorování velkými dalekohledy. Zatímco exoplaneta b (2,3 M_j;) obíhá po dráze s velkou poloosou 3,4 au a výstředností 0,2 v periodě 7,7 let, exoplaneta c (6,9 M_j) obíhá po kruhové dráze s poloměrem 5,4 au v periodě 15,5 r. Jak takto podivuhodná soustava vznikla, je zatím ve hvězdách.

M. Bours aj. zjistili, že nedokáží vysvětlit uspíšení zákrytu polaru HU Aquarii (15 mag; silně magnetický bílý trpaslík a trpaslík sp. třídy M4 V; 0,01 + 0,2 R_☉; 0,9 + 0,2 M_☉; 12,5 + 3,4 kK; oběžná per. 0,99 d; vzdálenost 180 pc) cirkumbinární exoplanetou o 70 sekund proti nejnovější efemeridě. Všechna standardní vysvětlení, jako např. poruchy dráhy od dosud neobjevených exoplanet, velké tmavé skvrny na červeném trpaslíku, či asynchronní rotace bílého trpaslíka, jednoznačně selhala.

R. Diaz aj. využili přesného spektrografu SOPHIE u 1,9m reflektoru Observatoře Haute Provence v jižní Francii k měření radiálních rychlostí dvou hvězd, objevených družicí Kepler (KOI-189 a KOI-686) a podezřelých, že kolem nich obíhají po silně výstředných drahách exoplanety poměrně vzdálené od mateřské hvězdy. Přesná měření přinesla velmi kvalitní data o hvězdách nejnižších možných hmotností a navíc ukázala, že jde o dvojhvězdy s minimálním hmotnostmi sekundárních složek. Primární hvězdy mají po řadě: spektra dK + dG; efektivní teploty 4,8 + 5,8 kK; poloměry 0,7 + 1,0 R_☉; hmotnosti 0,7 + 1,0 M_☉; hustoty 1,9 + 0,9 hustoty_☉; vzdálenosti 420 + 530 pc; stáří 7 + 6 Gr. Podobně sekundární složky: oběžné doby 30 + 52 d; velké poloosy 0,18 + 0,20 au; výstřednosti 0,28 + 0,56; poloměry 0,10 + 0,12 R_☉; hmotnosti 0,07 M_☉ + 0,10 M_☉; hustoty 97 + 71 voda (!). Z těchto měření často s chybou řádu 1 % vyplývá, že nejde o exoplanety, ale o hvězdy na dolní hranici teoreticky odhadovaných hmotností, čili o specifické příklady neočekávaných dvojhvězd.

J. Casares aj. ukázali, že v Galaxii zatím známe asi 80 hvězd sp. třídy Be, které jsou současně silnými rentgenovými zdroji. Ve všech případech za to může sekundární složka - neutronová hvězda. Nyní však našli hvězdu HD 215227 (=MWC 656 a zdroj záření gama AGL J2241+4454), která je klasifikována jako typ B1.5-2e III, jež není zdrojem rentgenového záření, ale kolem níž obíhá tichá černá díra obklopená rozsáhlým horkým akrečním diskem, který lze pozorovat v rentgenovém oboru spektra. Hvězda Be má hmotnost ≈13 M_☉, zatímco černá díra jen 4 – 7 M_☉. Disk rotuje velmi rychle, takže jen málo materiálu může do černé díry padat, takže svítivost disku dosahuje jen 1,6.10^-7 Eddingtonovy meze.

T. Merle aj. analyzovali parametry exotické dvojice IP Eridani (vzdálenost 101 pc) složené z podobra sp. třídy K0 IV (<4 M_☉), kolem něhož obíhá héliový bílý trpaslík s hmotností 0,4 M_☉ po protáhlé (e = 0,25) v periodě 2,9 let (!). Podobr o efektivní teplotě 5,0 kK a log g = 3,3 vykazuje metalicitu o něco vyšší než u Slunce. Chemické složení vykazuje zastoupení prvků C, N a O z příslušných termonukleárních cyklů CNO, a dále prvky Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti z následných termonukleárních reakcí při vyšších teplotách. Autoři však rovněž zaznamenali zastoupení prvků z procesu s při výbuchu supernovy, tj. Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce a Nd. To je v tomto případě velké překvapení, protože při tak rozsáhlé dráze nemohla dvojice projít stádiem společné obálky při výbuchu supernovy, která by vysvětlila přítomnost zplodin výbuchu v atmosféře podobra. Ke kontaminaci jeho atmosféry proto muselo dojít jiným, méně drastickým způsobem.

K. Pavlovski aj. odvodili z fotometrie a spektroskopie přesné parametry těsné dvojhvězdy YZ Cas (sp. A1 Vm + F2 V;), jejíž primár patří k typu Am (silné zastoupení kovů Zn, Sr, Zr, Ba; deficit Ca a Sc). Autoři nejprve odvodili rozměry (2,5 + 1,3 R_☉), hmotnosti (2,3 + 1,3 M_☉) a efektivní teploty (9,5 + 6,9 kK) obou složek a pak se zabývali určením zastoupení 20 prvků na povrchu primární složky typu Am. Zjistili, že jejich podíl přesahuje o celá řád zastoupení týchž prvků na Slunci. Naproti tomu 25 prvků na sekundární složce má stejné zastoupení jako na Slunci, ačkoliv by podle teorie mělo být jen poloviční. Při stáří soustavy jen 520 mil. let to jsou hodnoty v příkrém rozporu s očekáváním, a tuto záhadu zatím nikdo neumí vyřešit.

V. Kolbas aj. obdobně zkoumali zastoupení prvků C a N v atmosféře primární složky polodotykové zákrytové dvojhvězdy u Her (= 68 Her = HD 156633; 5 mag; oběžná doba 2,05 d; velká poloosa dráhy 10 mil. km; vzdálenost 290 pc). Využili k tomu fotometrie zákrytové dvojhvězdy zejména z astrometrické družice HIPPARCOS a spektroskopie pomocí ešeletového spektrografu u 2,2m teleskopu na Calar Alto ve Španělsku. Obdrželi tak fyzikální parametry obou složek (4,9 + 4,3 R_☉; 7,9 + 2,8 M_☉; 22 + 13 kK), přičemž v současné době probíhá přenos hmoty ze sekundární složky (dosud na hlavní posloupnosti) na složku primární. Nalezli tak odchylky v zastoupení C a N v atmosféře primáru, které odpovídají tomu, že sekundár byl zpočátku hmotnější než současný primár a vlivem termonukleárního cyklu CNO vznikaly v jeho nitru prvky C a N, jež se dobře promíchaly s vnějšími vrstvami sekundáru a postupně přenesly na primární složku.

M. Lohr aj. určili přesné parametry (hmotnosti na ±10 % a poloměry na ±4 %) dvou dotykových dvojhvězd katalogu 1SWASP: J1508-0542 a J1601+2028 pomocí spektrografu 2,5m teleskopu INT na ostrově La Palma. V obou případech jde o dvojčarové spektroskopické a zákrytové dvojhvězdy hlavní posloupnosti sp. tříd pozdní G a rané K. První dvojice se skládá ze složek o poloměrech 0,9 + 0,7 R_☉, hmotnostech 1,07 + 0,55 M_☉ a oběžné době 6,2 h. Druhou dvojici tvoří složky o poloměrech 0,75 + 0,63 R_☉, hmotnostech 0,9 + 0,6 M_☉ a oběžné době 5,4 h. Obě oběžné doby jsou jen nepatrně vyšší než je teoretická minimální hodnota 4,8 h pro kontaktní dvojhvězdy na hlavní posloupnosti.

J. Holberg aj. využili kamer WFPC2, WFC3 i spektrografů STIS a COS HST k určení parametrů tripletu hvězdy HD 217411 (vzdálenost 173 pc; stáří <2,9 Gr), jenž poněkud připomíná triplet hvězdy 40 Eridani, protože obsahuje dvě hvězdy hlavní posloupnosti, a k tomu bílého trpaslíka. Jde o hierarchickou trojhvězdu, jejíž primární složka A (10 mag; G3 V; 5,7 kK; 1,0 M_☉) je úhlově vzdálena 1,1" (rozteč >173 au;) od těsné dvojice B tvořené další hvězdou hlavní posloupnosti Ba (12 mag; K0 V; 5,3 kK; 0,8 M_☉) a bílým trpaslíkem Bb (15 mag; 37 kK; 0,6 M_☉). V ultrafialovém oboru je nejjasnější složkou tripletu. Z jeho současné teploty lze odhadnout jeho stáří na 4,7 mil. let.

A. Nasseri aj. rozluštili povahu hierarchického tripletu hvězdy HD 152246 (složky A + B), jenž se skládá z těsné dvojhvězdy (Ba+Bb) a vzdálené složky A. A a B byly rozlišeny díky interferometru PIONIER VLT ESO. Složka Bb má zanedbatelnou hmotnost, protože se nijak neprojevuje ve spektru hvězdy B. Přesto se podařilo pomocí spektrografu FEROS u teleskopu na La Silla a BESO u 1,5m teleskopu na úbočí hory Armazones v Chile určit některé parametry dráhy dvojice (Ba + Bb), tj. oběžnou dobu 6,0 d a výstřednost 0,1. Složka A obíhá kolem barycentra tripletu v periodě 470 d po dráze s výstředností 0,865 (!) Autoři rozpletli spektra složek A a Ba pomocí dvou různých programů a odtud vyplynulo, že složka A má spektrum třídy O9 IV (ef. teplota 33 kK), hmotnost 20,4 M_☉ a rotační rychlost na rovníku >210 km/s. Dvojice B má pak úhrnnou hmotnost 22,8 M_☉ a složka Ba sp. O9 V; teplotu 34 kK a rotační rychlosti >65 km/s.. Zlepšení údajů o tomto netypickém tripletu se patrně podaří docílit až poté, kdy hvězda A projde pericentrem své dráhy v březnu 2015. Na výzkumu tohoto tripletu se významně podílejí čeští astronomové.

P. Mayer aj. definitivně dokázali, že zákrytová a spektroskopická dvojhvězda δ Circini (= HD 135240; 5 mag; O7.5 III; vzdálenost 770 pc) je ve skutečnosti hierarchická trojhvězda, skládající se ze složek Aa, Ab a Ac. Složky Aa (sp. O8 IV; 9 Ro; 24 M_☉; 34 kK; 20 kL_☉) a Ab (sp. O9.5 V; 6 Ro; 13 M_☉; 29 kK; 21 kL_☉) obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 3,9 d po dráze o velké poloose 0,2 au s výstředností 0,07. Složky Aa a Ab byly v r. 2012 rozlišeny pomocí adaptivní optiky a kamery PIONIER VLTI ESO v úhlové rozteči 0,003 8" s rozdílem infračervené jasnosti 1,75 mag. Jsou výrazně zploštělé vinou rychlé rotace. Třetí složka (B0.5 V; 19 M_☉; 28 kK) obíhá kolem barycentra tripletu po dráze o poloose 10 au (3,9") s výstředností 0,4 v periodě 4,5 r. Má však s ohledem na své spektrum podezřele vysokou hmotnost, takže není vyloučeno, že jde také o těsnou dvojhvězdu, čili ve skutečnosti o hierarchický kvadruplet.

Neúnavná družice Kepler nalezla zákrytovou dvojhvězdu KIC 2856960 s oběžnou periodou 0,26 dne. Jenže soustavné sledování zákrytů po dobu 4 let ukázalo, že systém vykazuje ještě další periodu 204 d, kdy po dobu 1,5 d jeví soustava další variace jasnosti v podobě několika poklesů. To by mohlo znamenat, že dvojhvězda je ve skutečnosti členem hierarchického tripletu, jenže T. Marsh aj. zjistili, že pozorované variace jasnosti během zmíněného 1,5-denního intervalu nelze tímto modelem vysvětlit, protože časy poklesů neodpovídají předpovědím z Keplerových zákonů o oběhu těsné dvojhvězdy. Autorům se pouze podařilo zjistit, že primární složka těsné dvojhvězdy má spektrální třídu K3-4 V, a že problém poklesů jasnosti v periodě 204 d by se podařilo objasnit, kdyby i vzdálená složka byla dvojhvězdou za nepříliš pravděpodobného předpokladu, že perioda 204 d je celistvým násobkem periody hypotetické těsné dvojhvězdy.

C. Davisonová aj. zjistili na základě pozorování 3m infračerveným teleskopem IRTF NASA na sopce Mauna Kea, že hvězda GJ 867 je ve skutečnosti kvadruplet AC + BD skládající se ze tří červených trpaslíků a jednoho hnědého trpaslíka (D) s hmotností >60 M_j. Těsný pár AC (rozteč složek >3,6 mil. km; >0,27 M_☉ + >0,22 M_☉) je dvojčarovou spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou periodou 4,1 d vzdálenou minimálně 216 au od druhého páru BD (rozteč >0,5 mil. km; >0,29 M_☉ + 0,06 M_☉) s oběžnou dobou 1,8 d. Oba páry mají týž vektor vlastního pohybu o velikosti 0,45"/r. Jde o vůbec nejbližší kvadruplet vůči Slunci ve vzdálenosti 8,8 pc.

2.5.2. Souhrnné studie o dvojhvězdách

A. Tokovinin se zabýval otázkou, jak četné jsou dvoj- a vícenásobné hvězdné soustavy mezi trpasličími hvězdami hlavní posloupnosti sp. tříd F a G, Využil k tomu obsáhlé statistiky zahrnující více než 4,8 tis. objektů s potřebnými údaji, získanými pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Minimálně 46 % sledovaných objektů jsou vícenásobné soustavy, přičemž medián oběžných dob činí 100 let. Kromě standardních dvojhvězd se zastoupením 33 % ve sledovaném souboru se vyskytují hierarchické trojhvězdy (8 %), hierarchické páry čtyřhvězd (4 %) a pětinásobné a ještě násobnější soutavy (1 %). Vysoký výskyt čtyřhvězd naznačuje, že takové soustavy vznikají zároveň z jediného prahvězdného zárodku. Podezření, že hvězdy rády vznikají ve skupinách, vyslovil poprvé A. Batten již v r. 1973. Jak přibývaly díky pokroku pozorovací techniky statistiky výskytu vícenásobných soustav, tak se podezření změnilo v současnou realitu. Je dokonce pravděpodobné, že výskyt osamělých hvězd bude ve skutečnosti méně častý, než výskyt hvězd ve vícenásobných soustavách.

P. Zasche aj. odvodili z kolísání času minim a délek period sedmi zákrytových dvojhvězd, že jde ve skutečnosti o hierarchické triplety, v nichž třetí (vzdálená) složka obíhá kolem barycentra těsné dvojhvězdy v periodách 7 – 70 let. Zákrytová dvojhvězda V432 Per (11 mag; per 0,4 d + 52,4 r + 9,6 r) je dokonce velmi pravděpodobně hierarchický kvadruplet

A. Erdem a O. Öztürk studovali změny oběžných dob 18 soustav polodotykových zákrytových dvojhvězd typu Algol. Pro 10 algolid dostali soustavné prodlužování oběžných dob, což lze vysvětlit převahou nekonzervativního přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy, takže část přenášené hmoty ze soustavy uniká. Naproti tomu pro zbylých osm soustav převažuje nad přenosem hmoty magnetické brzdění pomocí hvězdného větru, což vede ke zkracování period. Tři hvězdy typu W Serpentis (W Ser, RX Cas, SX Cas) se chovají nestandardně, protože kolem svých primárních složek mají tlusté akreční disky, do nichž přitéká plyn ze sekundární složky a vytváří tak v místě dopadu horkou skvrnu.

E. Mamajek aj. vyřešili nesouhlas mezi údajem o stáří pohybové skupiny hvězd kolem hvězdy β Pictoris z kinematiky pohybu složek (12 mil. let) a stářím odvozeným z deficitu lithia (24 mil. let). Použili k tomu nových kinematických údajů o pohybech hvězd v této soustavě získaných družicí HIPPARCOS a dostali tak přesnější kinematické stáří (23 ±3) mil. let. Jak známo, samotná hvězda α Pic je obklopena rozsáhlým protoplanetárním diskem a na jeho vnějším okraji se našla přímo pozorovatelná exoplaneta.

Náhradní program družice Kepler (K2) se už významně zapsal do objevování zákrytových dvojhvězd, protože se jeho zorné pole postupně posouvá podél ekliptiky. Jak uvedli K. Conroy aj., již během zkušební fáze nového projektu se podařilo v údajích družice nalézt během pouhých 12 dnů pozorování 20 nových zákrytových dvojhvězd, a k tomu získat přesné údaje pro dalších 11 již známých dvojhvězd (celkem 1,9 tis světelných křivek!). Celkový počet zákrytových dvojhvězd objevených hlavně v základním programu K-1 již přesáhl 2,5 tis. dvojhvězd.

Jak upozornil A. Prša, díky družici Kepler se významně zvýšila přesnost v určování jednotlivých parametrů těsných dvojhvězd. Fotometrie s relativní přesností 2.10^-5 vedla ke zvýšení přesnosti geometrických a fyzikálních parametrů dvojhvězd na 1 – 2 % a asteroseismologie na 5 – 10 %. To zase zvyšuje přesnost v určování metalicity a stáří složek dvojhvězd. Paradoxně ještě přesnější výsledky astronomové získávají v případě pozorování hierarchických tripletů, kde např. přesnost v určení fyzikálních poloměrů hvězd vzrůstá až na 0,1 %. Jak ukázal už před časem P. Harmanec, chceme-li s prospěchem využít přesnosti družice Kepler, je třeba zavádět do výpočtů co nejpřesnější hodnoty parametrů Slunce a fundamentálních fyzikálních konstant, tj. rychlosti světla, trvání 1 sekundy, a zejména zlepšit přesnost hodnoty gravitační konstanty, která je stále známa s nepříznivě velkou relativní chybou ±3.10^-3!

Podobně S. Jankov aj. konstatovali, že se výrazně lepší možnosti astrometrie spektroskopických dvojhvězd díky optické interferometrii VLTI (Paranal), CHARA (Mt. Wilson) a NPOI (Flagstraff), adaptivní optice, skvrnkové interferometrii a aperturnímu maskování s přesností lepší než zlomky tisícin obloukových vteřin. Tak se zlepšují přesnosti v určení hmotností složek dvojhvězd na hodnoty <1 %.

P. Zasche aj. využili dálkově ovládaného dánského 1,5 m teleskopu na observatoři La Silla pro určení period apsidálního pohybu 18 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu, jež se vyznačují vysokou excentricitou svých drah. Dostali tak periody apsidálních pohybů v rozmezí 19 – 142 let. Navíc se jim podařilo pozorovat primární minima jasnosti mnoha zákrytových dvojhvězd z přehlídek OGLE a MACHO.

N. Kaib a S. Raymond poukázali pomocí počítačových simulací na dlouhodobu nestabilitu existence dvojhvězd, které obíhají kolem barycentra soustavy s roztečí >1 kau. Na takto vzdálené složky dvojhvězd mají vliv blízké průchody třetích hvězd a galaktické slapy, jež souhrnně zvyšují výstřednost dráhy. To má za následek, že průměrně jednou za 1 – 7,5 tis. let se někde v Galaxii takto vzdálené složky původní dvojhvězdy srazí a vytvoří rychle rotující hmotnou hvězdu s deficitiem zastoupení lithia. Téměř řádová nejistota tohoto výpočtu souvisí s obtížným odhadem vlivu ztráty energie soustavy vinou dynamických slapů v periastru dané dvojhvězdy, což může způsobit, že místo srážky dojde ke vzniku těsné, nebo dokonce dotykové dvojhvězdy. V každém případě však bez ohledu na neurčitý vliv zmíněných slapů dochází ke srážkám hvězd v tenkém disku Galaxie nejčastěji takto popsaným mechanismem.

C. Allenová a M. Monroy-Rodriguez srovnávali rozměry drah dvojhvězd s velkou roztečí v rovině Galaxie a v jejím halu. Pro 50 dvojhvězd, které se od hlavní roviny Galaxie nevzdalují na více než ±500 pc, dostali maximální rozteče 0,09 pc, zatímco pro 50 dvojhvězd z hala Galaxie činí maximální rozteče 0,31 pc, což se dalo ostatně očekávat, protože v halu Galaxie je výrazně nižší koncentrace třetích hvězd, které mohou stabilitu dvojhvězdné soustavy ohrozit.

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Naprosto neočekávaně se ukázalo, že během výbuchu tří běžných nov z let 2012 a 2013 (V959 Mon, V1324 Sco, V339 Del) pozorovala družice Fermi po dobu několika týdnů měkké záření gama, jak zjistili T. Cheung aj. Je pravda, že signál v oboru gama byl pozorován již v r. 2010 u symbiotické novy V407 Cyg, která však nepatří mezi typické novy, protože tam dodavatelem materiálu na bílého trpaslíka je červený obr, takže v silném hvězdném větru může vskutku dojít k urychlení na potřebné energie záření gama. Naproti tomu tři zmíněné novy žádný takový zdroj nemají, takže jde o novou astrofyzikální záhadu.

Ranými fázemi výbuchu novy V339 Del se podrobně zabývali A. Skopal aj. v široké mezinárodní spolupráci pozorovatelů na observatořích 4 kontinentů včetně mnoha astronomů amatérů. V prvních pěti dnech výbuchu, jenž započal 14. srpna 2013, se efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka pohybovala v rozmezí 6 – 12 kK, ale jeho povrchová slupka ("ohnivá koule") se rozšířila z 66 R_☉ na 300 R_☉ a zářivý (superEddingtonův) výkon stoupl až na 9.10³¹ W. Hmotnost rozpínající se oblasti ionizovaného plynu dosáhla řádu >10^-4 M_☉, zatímco tempo ztráty hmoty bílého trpaslíka kleslo během měsíce od 22. srpna 2013 z 5,7.10^-4 M_☉/r osmkrát. Od 35. dne po výbuchu se ve spektru objevil prach. Ten byl stíněn proti tvrdému záření o teplotě 100 kK plochým diskem neutrálního vodíku obklopujícího bílého trpaslíka. Autoři z celkového rozboru spektroskopických změn dospěli k závěru, že nova se vůbec nechovala v souladu s dosud uvažovanými modely výbuchu klasických nov.

G. Schaefer aj. studovali vývoj ohnivé koule novy V339 Del od 1. dne výbuchu dalších 43 dnů pomocí interferometru CHARA v blízké infračervené oblasti spektra. Z tempa jejího úhlového rozpínání a měření radiálních rychlostí odvodili především vzdálenost novy (4,5 ±0,6) kpc. I když samotný výbuch mohl být ve skutečnosti spíše bipolární než sférický, došlo následně ke vzniku komplexních struktur rozpínajícího se obalu vinou střetu se společnou obálkou dvojhvězdy.

Patrně nejzajímavější studii nov provázených zářením gama publikovali L. Chomiuk aj, kteří uvedli, že během překotné termonukleární reakce v tenké slupce na povrchu bílého trpaslíka se odmrští rozpínající se obal o úhrnné hmotnosti řádu 10^-4 M_☉ počáteční rychlostí 1 tis. km/s. Výbuch sám představuje záblesk, nebo sérii lokálních záblesků, termonukleární reakce ve slupce bílého trpaslíka, ale může jít také o opticky tlustý hvězdný vítr, či dokonce o pouhé interakce se společnou obálkou dvojhvězdy. Jestliže se nyní ukazuje, že při výbuchu vzniká záření gama v pásmu energií řádu GeV, je zřejmé, že se tam vyskytují relativisticky rychlé částice. Autoři získali jedinečné údaje o Nově V959 Mon (=Fermi J0639+0548; vzplanutí 19. 6. 2012; trvání fáze záření gama po 12 d od výbuchu) v rádiovém spektrálním pásmu.

Na pozorování se podílely radioteleskopy a interferometry VLA, VLBI, VLBA, MERLIN a CARMA mezi 12. až 133. dnem po výbuchu v širokém rozsahu frekvencí 5,8 – 225 GHz (vlnové délky 1,3 – 52 mm; úhlové rozlišení až 0,002") a odtud se jim podařilo prokázat, že materiál vyvržený při výbuchu novy byl tvarován vektorem rychlosti pohybu bílého trpaslíka v soustavě těsné dvojhvězdy. Zejména kolem rotačních pólů bílého trpaslíka vyvěrá plyn v podobě hvězdného větru velmi rychle. Naproti tomu hustý materiál výbuchu se rozpíná v rovině jeho rovníku. Na společném rozhraní obou rozpínajících se složek vznikají rázové vlny, které vytvářejí podmínky pro synchrotronové urychlování, a tedy i vznik relativisticky rychlých částic. Základní geometrie výbuchů všech nov je zřejmě podobná, takže nejspíš při každém výbuchu klasické novy (bílý trpaslík získávající vodík od hvězdy hlavní posloupnosti; četnost v Galaxii 35 nov/rok) nebo velmi vzácné (dosud jen ≈10 ks) symbiotické novy (velmi hmotný bílý trpaslík napájený červeným obrem) dochází ke vzniku relativisticky urychlovaných částic. Díky rychlé a komplexní spolupráci observatoří pracujících v odlišných oborech elektromagnetického spektra jsme se to konečně dozvěděli.

Koncem roku 2013 vzplanula na jižní obloze jasná nova V1329 Cen, objevená australským amatérem J. Seachem 2. 12. jako objekt 5,5 mag. O 12 dnů později se zjasnila na 3,3 mag a stala se tak zatím nejjasnější novou nového tisíciletí. Není divu, že její záření gama zachytila pozorná družice Fermi ve dnech 7.-11. 12.; následně toto záření sledovala družice Swift v intervalu 18. 2. až 8. 3. 2014. Lze tedy očekávat, že záření gama bude možné zachytit u všech nov, které vybuchnou blíže než 5 kpc od Slunce.

C. Johnson aj. se zabývali vyhodnocením dlouhodobé světelné křivky Novy Aquilae 1918 (=V603 Aql), protože tento objekt byl sledován fotograficky již od r. 1898 až do r. 2013, takže jde o vůbec nejrozsáhlejší pozorovací materiál mezi všemi historickými novami (skoro 23 tisíc pozorování). Výbuch v r. 1918 dosáhl -0,5 mag a dozníval pomalu až do r. 1938. Klidová hodnota před výbuchem B = 11,4 mag se však po r. 1938 dále snižuje a v přepočtu dosahuje tempa +0,44 mag/100 let.

Australský astronom amatér R. Stubbings zpozoroval 6,7. 2. 2014 třetí výbuch rekurentní novy V745 Scorpii (poloha 1755-3315; předešlé dva výbuchy se odehrály v letech 1937 a 1989). Zatímco noc předtím ještě nova musela být slabší než 13 mag, v noci objevu dosáhla již 9 mag. K. Page aj. pozorovali výbuch prostřednictvím rentgenové družice Swift a zjistili tak nárůst superměkkého a měkkého rentgenového záření (0,3 – 10 keV) počínaje 10. 2. 2014. To potvrzuje vysokou hmotnost bílého trpaslíka. H. Duerbeck už dříve ukázal, že dodavatelem vodíku na bílého trpaslíka je v tomto případě červený obr spektrální třídy M6 III oplývající silným hvězdným větrem. Vzdálenost soustavy není známa příliš přesně, protože v daném směru se vyskytuje silná absorpce Na I v minimálně 11 mezihvězdných mračnech. Pravděpodobně je od nás vzdálena ≈10 kpc.

P. Godon aj. zveřejnili další údaje, získané o rekurentní nově T Pyxidis (15,5 mag v klidu; ≈7 mag ve výbuchu; hmotnost bílého trpaslíka 1,1 M_☉) během jejího už 6. pozorovaného výbuchu (11. 4. 2011). Předešlé výbuchy se odehrály v letech 1890, 1902, 1920, 1944 a 1966. Měření pomocí HST nyní prokázalo, že vzdálenost novy od Slunce činí 4,8 kpc (dosud se uvádělo 3,5 kpc), což má pochopitelně velký vliv na fyzikální a geometrické parametry dvojhvězdy. Bílý trpaslík tak během posledního výbuchu ztratil sice až 3.10^-4 M_☉ hmoty, ale v mezidobí mezi výbuchy získává akrecí od svého průvodce 2.10^-6 M_☉/r. Jak uvedli F. Surina aj., při posledním výbuchu se nova rychle zjasnila na 8 mag za 2 dny, na které setrvala až do 13. dne po výbuchu. Pak zjasňování pokračovalo až do 30. dne, kdy byla nova v maximu 6,5 mag. Pak její jasnost nejprve pomalu, a od 90. d po výbuchu rychle, klesala. Tehdy také skončila epizoda rychlé ztráty hmoty. Daleko dříve (během necelých 6 d po výbuchu) však klesalo tempo rozpínání plynné obálky ze 4 tis. km/s na 1,5 tis. km/s.

Měření Janského rádiovou aparaturou VLA v Novém Mexiku v pásmech 1,8 – 33 GHz (9 – 167 mm) ukázala podle T. Nelsona aj., že vyvržený plyn byl poměrně chladný a rozpínal se velmi pomalu. Přesto bílý trpaslík ztratil během prvních 50 dnech po výbuchu hmotu až 3.10^-4 M_☉. Je také pozoruhodné, že zatímco v průběhu minulého století se odehrávaly výbuchy v tempu řádu desetiletí, nyní od předešlého výbuchu uplynulo 45 let. Autoři se domnívají, že část vyvrženého materiálu ve skutečnosti neuniká natrvalo, ale vrací se po balistických drahách zpět k bílému trpaslíku. V. Joshi aj. pořizovali spektra T Pyx v blízké infračervené oblasti spektrografem NICS u 1,2m reflektoru na indické observatoři Mt. Abu (1,7 km n.m.; 25° s.š.; 73° v.d.) od 1. dne po výbuchu. Zjistili, že už několik dnů po začátku vzplanutí se ztratily čáry He/N, zatímco některé čáry C I a zejména čáry Fe II se objevily poměrně pozdě. Potvrdili, že celá epizoda výbuchu skončila po 50 dnech. Pozorování intenzity čar Brackettovy série H během celé epizody ukázala, že elektronová hustota rozpínající se ohnivé koule nepřesáhla 10¹⁰/cm³.

L. Chomiuková aj. pozorovali průběh epizody T Pyx rentgenovými družicemi Swift a Suzaku. Během necelých 4 měsíců po výbuchu nezaznamenali žádné záření, ale jak měkká, tak i tvrdá složka začaly rychle narůstat 115. den po výbuchu. To ukazuje na velkou hmotu vyvrženého materiálu v souladu s měřeními v rádiové a optické oblasti spektra. Tvrdá složka s maximem kolem energie ≈1 keV je tepelného původu a souvisí s vnitřními rázovými vlnami v rozpínající se obálce kolem bílého trpaslíka. V tomto horkém plazmatu se od 194. dne po výbuchu objevil kyslík v zastoupení daleko vyšším než na Slunci. Pochází z termonukleárních reakcí ve slupce bílého trpaslíka. Na rozdíl od tvrzení, že bílý trpaslík má hmotnost blízkou Chandrasekharově mezi, se autoři domnívají, že hmotnost bílého trpaslíka je naopak malá, protože teplota jeho fotosféry měřená v rentgenovém pásmu je neobvykle nízká (45 eV, tj. ≈0,5 MK). Autoři dále zjistili, že k výronu hmoty po výbuchu došlo ve dvou epizodách, z nichž ten druhý započal se zpožděním dvou měsíců po prvním, a jeho rozpínání bylo o polovinu rychlejší než to první. To je sice v souladu s optickými a rádiovými údaji o průběhu vzplanutí, ale fyzikální příčina tohoto odkladu je záhadná.

Naproti tomu byla před několika lety objevena rekurentní nova v galaxii v Andromedě M31N 2008-12a s dosud nejkratší periodou mezi vzplanutími pouhý 1 rok! M. Kato aj. zjistili, že podmínkou pro tak častá vzplanutí je vysoká hmotnost bílého trpaslíka a intenzivní přenos hmoty ze sekundární složky tempem >1,5.10^-7 M_☉. Autoři pomocí simulací spočítali, že nejkratší možná perioda pro rekurenci nov dosahuje jen dva měsíce. Podmínkou je hmotnost bílého trpaslíka 1,38 M_☉ (těsně pod Chandrasekharovou mezí), a dále přenos hmoty na něj tempem 3,6.10^-7 M_☉/r.

J. Mikolajewska aj. si uvědomili, jak obtížné je sestavit rozsáhlejší statistiku symbiotických hvězd (dvojhvězdy tvořené bílým trpaslíkem a červeným obrem na drahách s oběžnými periodami řádově roky), když známe dosud sotva tucet rekurentních nov. Proto se soustředili na objevování symbiotických dvojhvězd právě ve dvojčeti naší Galaxie - spirální galaxii M31, kterou lze díky její vzdálenosti od nás prohlédnout téměř naráz a celou. Dosud se jim zdařilo objevit tam 35 symbiotických dvojhvězd. Kromě již zmíněné rekurentní novy s nejkratším intervalem mezi vzplanutími tak našli symbiotickou dvojhvězdu s rekordní úrovní ionizace a rekurentní novu, která právě prodělává výbuch. Tato perspektivní metoda skýtá tedy naději, že o dvojhvězdách, které v závěru života zřejmě vybuchují jako supernovy Ia, budeme mít mnohem důkladnější informace.

A. Pagnotaová a B. Schaefer upozornili, že některé rekurentní novy se před námi zatím skrývají, protože jsme dosud pozorovali jen jediný výbuch, a řadíme je mylně mezi klasické novy. Zkoumali vzorek 257 klasických nov a 10 rekurentních nov a zjistili, že rekurentní novy se vyznačují amplitudou výbuchu <14,5 mag; orbitální periodou průvodce >0,6 d a infračervenými barevnými indexy (J-H) >0,7 mag, resp. (H-K) >0,1 mag. Rozpínání explozivní obálky v čáře H-α převyšuje 2 tis. km/s a bílí trpaslíci mají hmotnost >1,2 M_☉. Na základě těchto kritérii našli 10 skrytých rekurentních nov, což znamená, že pro soubor 394 dosud známých klasických nov v Galaxii lze očekávat, že až 100 z nich jsou ve skutečnosti rekurentní novy! Poslední dvě zmíněné studie mají význam také proto, že rekurentní novy se všeobecně považují za potenciální kandidáty závěrečného zničujícího výbuchu v podobě mocných supernov třídy Ia.

2.6.2. Fyzické proměnné

A. Rest aj. objevili v r. 2012 světelnou ozvěnu proslulého výbuchu proměnné dvojhvězdy η Carinae (současná jasnost 4,5 mag; vzdálenost 2,35 kpc) v letech 1838-1860 na vzdálenějších mezihvězdných plynoprachových mračnech, takže signál od nich odražených přichází k Zemi se zpožděním ≈170 let právě v této dekádě. Jak známo, v době maxima byla dvojhvězda druhou nejjasnější hvězdou oblohy hned po Síriovi. V této kampani pokračovali L. Prieto aj., takže nyní jsou k dispozici údaje i za léta 2011-2014. V datech z r. 2011 je vidět maximum jasnosti hvězdy, následované v dalších třech letech nejprve poklesem o 0,9 mag a pak zastávkou. Zatím nelze rozlišit, zda je o rekonstrukci maxima z r. 1838, anebo z r. 1845, ale to se průběhem doby podaří zjistit. V maximu šlo o čisté spektrum třídy G, ale po něm se ve spektru objevily profily čar typu P Cyg, zejména v zakázaném infračerveném tripletu [Ca II], což je dokladem rozpínání materiálu z výbuchu. Za 300 dnů po maximu se na vlnové délce 680 nm přidaly pásy molekuly CN, což svědčí o vysokém podílu dusíku, jenž je pozorován ve spektru mlhoviny Homunculus, která je markantním pozůstatkem po obří explozi.

Dnes je známo, že éta Car je těsná dvojhvězda s obrovskými hmotnostmi složek A (100 – 200 M_☉) a B (30 – 80 M_☉), jež obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 5,5 roku; složka B na dráze o velké poloose 15 au a výstřednosti 0,9! Je téměř jisté, že maxima vzplanutí v 19. stol. vždy souvisela s průchodem sekundární složky periastrem. V hlavním maximu v r. 1845 činil její zářivý výkon neuvěřitelných 5 ML_☉! Naposledy procházela sekundární složka periastrem ve vzdálenosti jen 1,5 au od primárního giganta v létě 2014 a již od dubna 2014 začalo vzrůstat rentgenové záření soustavy a dosáhlo maxima v polovině července téhož roku. Podle E. Fernandeze-Lajuse aj. nastalo optické maximum jasnosti soustavy 28. 7. 2014 v pásmu B (5,2 mag) a I (3,1 mag).

Zatímco gigantické erupce obézních dvojhvězd mohou nakonec vést k explozi supernovy, i trpasličí hvězdy o hmotnosti blízké Slunci mohou občas způsobit ve svém okolí paseku, jak ukázala měření proslulé družice Kepler, jež v původním programu K-1 opakovaně měřila jasnosti týchž téměř 200 tis. hvězd v souhvězdích Labutě, Lyry a Draka. R. Wichmann aj. shromáždili údaje o tzv. supererupcích hvězd podobných Slunci, při nichž se během hodin uvolní energie až 10²⁹ J v bílém (optickém) světle. Vznikla proto obava, že něco takového může občas potkat i naše Slunce s katastrofálními následky pro technickou civilizaci na Zemi. Autoři však prozkoumali podrobně 11 hvězd s nejsilnějšími výbuchy a zjistili, že jde vesměs o hvězdy daleko mladší a rychleji rotující než naše usedlé Slunce, takže Zemi takové nebezpečí nehrozí.

H. Neilson revidoval vlastnosti Polárky (α UMi; 2,0 mag), jež je současně nejbližší a i nejjasnější cefeidou. Tyto proměnné hvězdy se staly základem pro měření velkých vzdáleností ve vesmíru, kde trigonometrické metody selhávají. Mají proto základní význam pro kosmologii již od r. 1912, kdy díky cefeidám v Magellanových mračnech odvodila H. Leavittová proslulý vztah mezi periodou proměnnosti a zářivým výkonem cefeid. Autor zpochybnil dosavadní představu, že Polárka prochází pruhem nestability v diagramu HR poprvé a tvrdí, že jde již o třetí přechod tímto pruhem, přičemž pulsuje v I. harmonické složce periody. Z toho pak vyplývá, že při vzdálenosti 118 pc má poloměr 45 R_☉. Existuje naděje, že navzdory vysoké jasnosti Polárky se astrometrické družici Gaia nakonec podaří změřit její paralaxu s přesností několika desítek mikrovteřin a tím se posílí význam Polárky pro kalibraci vztahu Leavittové.

P. Kervella aj. zlepšili přesnost v určení vzdálenosti proměnné hvězdy RS Puppis (var 6,5 – 7,6 mag, G2 Ib), jedné z nejsvítivějších cefeid v naší Galaxii. Hvězda je totiž obklopena rozsáhlou mlhovinou, takže z různě vzdálených částí mlhoviny přicházejí odražené signály k Zemi ke zpožděním. Díky polarimetrickým měřením pomocí kamery ACS HST se jim podařilo zmapovat stupeň lineární polarizace světla hvězdy v různých místech mlhoviny a odtud odvodit trojrozměrnou strukturu prachu. Tak se podařilo zlepšit správnost v určení vzdálenosti cefeidy od nás: (1910 ±80) pc. Jelikož svítivější cefeidy lze pozorovat do větších vzdáleností od Slunce než ty méně svítivé, získali astronomové další opěrný bod pro kosmologický žebřík vzdáleností.

M. Chadid aj. využili observatoře na dómu C v Antarktidě k nepřetržitému sledování (po dobu 150 dnů!) jasnosti proměnné hvězdy S Arae (11 mag; A3), jež patří k proměnným třídy RR Lyr. Za tu dobu tak pozorovali 323 cyklů kolísání jasnosti (per 0,45 d) a tři cykly kolísání period (48,5 d) vlivem Blazhkova efektu (cyklické změny délky periody a amplitudy změn jasnosti). Odtud odvodili, že Blazhkův jev vzniká dynamickou interakcí mezi mnohorázovými strukturami v atmosféře hvězdy a hvězdným větrem v koróně.

I. Soszynski aj. zveřejnili katalog obsahující světelné křivky 38 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr na ploše 182 čtv. stupňů ve výduti Galaxie. Katalog je založen na pozorováních v rámci projektu OGLE-IV (hledání gravitačních mikročoček). Z toho 300 hvězd typu RR Lyr se nalézá v kulových hvězdokupách. L. Wyrzykowski aj. testovali na témž pozorovacím materiálu program pro automatické vyhledávání přechodně zjasněných zdrojů (transientů). Vybrali si k tomu oblasti oblohy o ploše 650 čtv. stupňů v okolí Magellanových mračen pozorované v intervalu září 2012 - květen 2013, a vyhledávání zopakovali o rok později. Našli tak celkem 238 transientů, z toho 49 supernov Ia s přesností poloh na 0,13". Automatický samoučící program dosáhl účinnosti >80 %, takže se hodí pro vyhledávání transientů v jádrech galaxií.

F. Baron aj. pozorovali dva červené veleobry RS Per (var 7,8 – 10,0 mag v per 11,5 a 0,7 roků; M4 Iab) a T Per (var 8,3 – 9,4 mag v per 6,8 roku; M2 Iab) interferometrem MIRC (Michigan Infra-Red Combiner) a CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy; Georgia State University; 6 zrcadel o průměru 1 m; základny o délkách 34 – 330 m na observatoři Mt. Wilson) v infračerveném pásmu H (úhlové rozlišení až 0,5 milivteřin). RS Per je členem známé otevřené hvězdokupy χ Persei (stáří 13 mil. let) a T Per se nachází ve hvězdné asociaci Per OB1 vzdálené od nás (2 345 ±55) pc v úhlové vzdálenosti 2° od známé hvězdokupy. Z interferometrie se podařilo určit úhlové průměry disků (3,05 ±0,05) milivteřin pro RS Per a (2,01 ±0,03) milivteřin pro T Per. Díky poměrně přesné vzdálenosti obou hvězd pak mohli autoři určit s vysokou přesností základní parametry obou hvězd, tj. po řadě poloměry (770 + 510 R_☉), hmotnosti (12 – 15 + 9 – 12 M_☉), efektivní teploty (3,5 + 3,8 kK), bolometrické absolutní magnitudy (-7,5 + -6,6 MAG) a zářivé výkony (78 + 46 kL_☉). Interferometrie ukázala, že hvězdy jsou patrně pokryty infračervenými skvrnami, v nichž probíhá hoření hélia.

2.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

N. Reindlová aj. prohlédli archivy snímků planetární mlhoviny Henize 3-1357 ("Rejnok"; V839 Ara; 10 mag plynule slábla až na 15 mag v současnosti; vzdálenost ≈1,7 kpc) do roku 2006. Centrální hvězda SAO 244567 (B0 I-II) se začala v r. 1971 rychle zjasňovat a její efektivní teplota stoupla z původních 21 kK na 38 kK v r. 1988 a dokonce na 60 kK v r. 2002. Současně však mateřská hvězda rychle slábla v optickém oboru spektra a zároveň se smršťovala, takže gravitační zrychlení na povrchu se zvýšilo více než o řád. Ztráta hmoty hvězdným větrem klesla z tempa 10^-9 M_☉/r 400krát, ačkoliv rychlost větru se zvýšila z 1,8 tis.km/s o 55 %. Z teoretických modelů vyplynulo, že hvězda musí mít hmotnost <0,55 M_☉ a její vývoj by měl pokračovat velmi zvolna. To je v příkrém rozporu s pozorováním této mladé (<1 tis. let) rychle se vyvíjející planetární mlhoviny. Je proto možné, že jde o hvězdu, která prodělala v letech 1971 - 2002 pozdní héliový záblesk a nyní směřuje k fázi héliového trpaslíka o hmotnosti 0,35 M_☉, který se pak nakonec změní v klasického bílého trpaslíka. Zřejmě tak pozorujeme aktuální fázi vzniku planetární mlhoviny, jejíž závěrečná stádia probíhají překvapivě rychle.

D. Majaess aj. dokázali díky shodnému vektoru vlastního pohybu, že planetární mlhovina PHR 1315-6555 se nachází v otevřené hvězdokupě Andrews-Lindsay 1 (stáří 800 mil. let), v níž se pozoruje několik klasických cefeid, takže vzdálenost hvězdokupy od nás 10,0 kpc je díky tomu známa s chybou ±4 %. Tím je také dána velmi přesná vzdálenost planetární mlhoviny v naší Galaxii. Tak lze kalibrovat i vzdálenosti planetárních mlhovin v Místní soustavě galaxií.

Pozoruhodné snímky planetární mlhoviny "Červený obdélník" kolem hvězdy HD 44179 (Mon, 9 mag; vzdálenost 710 pc) publikovali už v r. 2004 M. Cohen aj. pomocí kamery WFPC2 a spektrografu STIS HST. Tak se ukázalo, že nejde o žádný obdélník, ale o bipolární mlhovinu připomínající spíše písmeno X. Na první pohled mlhovinu provázala vlákna pavučiny napjatá kolmo mezi plášti bipolárních kuželů. Jak autoři ukázali, za tuto podivuhodnou strukturu starou asi 14 tis. let může dvojice v centru planetární mlhoviny. Její primární složka prošla asymptotickou větví obrů a má nyní spektrální třídu B9. Kolem ní obíhá průvodce s extrémně nízkou hmotností v periodě 319 d po dráze s výstředností 0,4. Nejnověji zkoumali strukturu mlhoviny V. Bujarrabal aj. s vysokým úhlovým rozlišením pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v čarách molekuly ¹²CO. Přitom hmotnost mlhoviny je nízká (≈0,001 M_☉) a rychlost jejího rozpínání rovněž (<10 km/s). Přesto její zářivý výkon dosahuje 6 kL_☉. Autoři dále ukázali, že mlhovina má dvě hlavní složky, tj. kuželovité bipolární proudy a rotující disk kolem hvězdy B9. Jde o vůbec první případ, kdy byl v planetární mlhovině takový disk rozpoznán.

D. Kaplan aj. pozorovali pomocí 100m radioteleskopu GBT jeden z nejbližších (vzdálenost 267 pc) pulsarů J2222-0137 (impulsní perioda 0,033 s; hmotnost 1,20 ±0,14 M_☉), jenž je členem dvojhvězdy, jejíž sekundární složka má hmotnost (1,06 ±0,06 M_☉). Protože její dráha o periodě 2,45 d kolem barycentra soustavy je téměř dokonale kruhová, jde zřejmě o bílého trpaslíka. Autoři se pokusili sekundární složku zobrazit, mj. i pomocí Keckova teleskopu, ale bezúspěšně. Odtud vyplývá, že teplota tohoto trpaslíka je nižší než 3 kK, takže jde o vůbec nejchladnějšího známého bílého trpaslíka. Navíc jde o trpaslíka zhruba stejně starého jako Galaxie, takže už patrně přešel do krystalického stádia, kdy se jeho vychládání ještě zrychlí.

G. Valyavin aj. ukázali, že osamělí chladní - a tedy starší - bílí trpaslíci mají často silná magnetická pole, v rozporu s očekáváním, že během stárnutí trpaslíků by mělo magnetické pole slábnout. Po dobu 8 let sledovali světelnou křivku chladného magnetického bílého trpaslíka WD 1953-011 (14 mag; efektivní teplota 8 kK; hmotnost 0,7 M_☉; rotační perioda 1,4 d; vzdálenost 12 pc), jehož průměrná indukce bipolárního magnetického pole činí 7 T, ale v tmavých skvrnách na povrchu se pozoruje silnější lokální pole o indukci až 50 T. Autoři ukázali, že tato lokální pole podobně jako silná magnetická pole ve slunečních skvrnách brzdí konvekci, a tím snižují teplotu ve skvrnách. Na rozdíl od slunečních skvrn jsou však tmavé skvrny na bílém trpaslíku dlouhodobě stabilní minimálně po dobu řádu 10 let. Toto potlačování konvekce magnetickým polem má své dlouhodobé důsledky pro celý povrch bílého trpaslíka.

Ukázalo se, že bílí trpaslíci se silným magnetickým polem chladnou pomaleji, než trpaslíci se slabším počátečním polem, což potvrzují statistiky. Potlačení konvekce v polích s počáteční indukcí řádů 10 – 1 000 T tak způsobí, že zářivý výkon těchto bílých trpaslíků je nižší, než odpovídá jejich skutečnému stáří. P. Bera a D. Bhattacharya přišli s názorem, že bílí trpaslíci by mohli dosahovat hmotností až o 30 % vyšší než je Chandrasekharova mez (≈1,4 M_☉), kdyby v jejich nitru dosahovala indukce magnetického pole bizarní hodnoty 10 GT. To by sice drasticky změnilo stavovou rovnici nitra bílého trpaslíka, ale se zanedbatelnými následky pro jeho vnitřní strukturu.

E. Kruse a E. Agol využili údajů o změnách jasnosti objektu KOI-3278 k objevu, že jde těsnou zákrytovou dvojhvězdu, složenou z hvězdy slunečního typu a bílého trpaslíka. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 88 dnů. Když se hvězda během této periody dostane do zákrytu za bílým trpaslíkem, lze pozorovat zesílení jasnosti soustavy efektem gravitační mikročočky, což předpověděl A. Maeder již v r. 1973. Z amplitudy zjasnění o 0,1 % a jeho trvání 5 h se tak autorům zdařilo určit hmotnost zmíněné hvězdy slunečního typu na 0,6 M_☉.

A. Gianninas aj. pozorovali v rámci přehlídky bílých trpaslíků s extrémně nízkými hmotnostmi objekt SDSS J0745+1949 (vzdálenost ≈200 pc), jenž identifikovali jako spektroskopickou dvojhvězdu složenou ze dvou chladných bílých trpaslíků jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 2,7 h. Primární složka má efektivní teplotu 8,4 kK a je tedy stará asi 4 mld. let. Má však téměř sluneční metalicitu (prvky Mg, Ca, Ti, Cr, Fe), což jsou neobvykle vysoké hodnoty u těchto degenerovaných hvězd. Poloměr slapově deformované primární složky dosahuje 0,05 R_☉ a její hmotnost 0,16 M_☉. Obíhá kolem společného těžiště ve vzdálenosti >435 tis. km. Sekundární složka je rovněž bílý trpaslík s hmotností >0,12 M_☉. Zatím mezi složkami neprobíhá přenos hmoty, ale tento termín se zvolna blíží, takže autoři odhadli, že za <5,4 mld. let oba trpaslíci splynou. Spíše než akreční disk kolem primární složky se o splynutí zaslouží cirkumbinární obálka kolem těžiště dvojhvězdy.

Podobně M. Boursová aj. zkoumali zákrytový pár bílých trpaslíků CSS 41177 (Catalina Sky Survey; 17 mag, poloha 1006+2250; vzdálenost 470 pc), jež je zároveň dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdou. Díky této šťastné a zatím jedinečné okolnosti se autorům zdařilo pomocí aparatur ULTRACAM WHT a X-Shooter VLT ESO určit základní parametry soustavy. Obě složky jsou hélioví bílí trpaslíci s velmi tenkou slupkou vodíku na povrchu. Primární složka má poloměr 0,022 R_☉ a hmotnost 0,4 M_☉ a efektivní teplotu 24 kK, zatímco sekundár má poloměr 0,021 R_☉, hmotnost 0,3 M_☉ a efektivní teplotu 12 kK. Primární trpaslík vznikl před 50 mil. lety, zatímco sekundární je starší (330 mil. let). Obě složky obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 2,8 h. To znamená, že oba objekty se již nacházejí poblíž etapy nestability, kdy si budou vyměňovat hmotu a ztrácet energii vysíláním gravitačních vln, což povede ke zmenšování rozměrů oběžné dráhy a splynutí obou složek za 1,1 mld. let.

Ještě kurióznější objekt studovali J. Luan a P. Goldreich v podobě pulsaru J0337+1715 (1,4 M_☉), jenž je doprovázen dokonce dvěma bílými trpaslíky! Ten bližší má hmotnost >0,2 M_☉ a obíhá kolem barycentra soustavy po vysoce kruhové dráze v periodě 1,6 d. Vzdálenější má hmotnost >0,4 M_☉ a obíhá rovněž po kruhové a koplanární dráze v periodě 327 d. Jde o pravidelnou a příkladně hierarchickou dlouhodobě stabilní soustavu. Víceleté sledování změn period umožní patrně objevit epicyklické relativistické efekty, které mají určitě v tomto systému měřitelné hodnoty.

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

3.1. Supernovy

Počátkem r. 2014 vybuchla supernova 2014J v galaxii M82 (UMa; vzdálenost 3,5 ±0,3 Mpc). Objevil ji S. Fossey během praktické výuky na školní observatoři Mill Hill Londýnské univerzity spolu se čtyřmi studenty magisterského studia. Vzplanula 21. 1. (12 mag) a 31. 1. dosáhla maximální jasnosti 10,5 mag v pásmu V. Stala se tak nejbližší supernovou třídy Ia od r. 1972. Podle A. Goobara aj. a D. Tsvetkova aj. byla díky své poloze a blízkosti hojně sledována fotometricky i spektroskopicky zejména přístroji na severní polokouli; kromě toho se podařilo dohledat mnoho jejích předobjevových snímků. Podle autorů šlo buď o gravitační zhroucení standardního bílého trpaslíka, v němž probíhala předtím termonukleární reakce CNO, anebo o splynutí dvou bílých trpaslíků, jejichž souhrnná hmotnost překročila Chandrasekharovu mez.

E. Churazov aj. zjistili, že družice INTEGRAL ESA pozorovala supernovu v období 31. 1. - 24. 4. a znovu 27. 5. - 26. 6. 2014 v pásmu záření gama a detekovala tak dvě čáry (energie fotonů 0,85 MeV a 1,24 MeV) i spojité spektrum v pásmu 0,2 – 0,4 MeV. To odpovídá hmotnosti 0,6 M_☉ radionuklidu ⁵⁶Ni (poločas rozpadu 6,1 d) a následně radionuklidu ⁵⁶Co (poločas rozpadu 77 d na stabilní ⁵⁶Fe) ve slupce výbuchu rozpínající se rychlostí 10 tis. km/s. Tato pozorování spíše potvrzují alternativu s jedním dostatečně hmotným bílým trpaslíkem, jenž dosáhl Chandrasekharovy meze.

R. Diehl aj. odhadli, že při výbuchu bílého trpaslíka by se mělo vytvořit asi 0,5 M_☉ v podobě radionuklidu ⁵⁶Ni. Jelikož nikl je u bílých trpaslíků typu CO uložen poměrně hluboko, očekávali, že se objeví až po více týdnech od začátku exploze. Ve skutečnosti však byly čáry ⁵⁶Ni pozorovány již 20. den po explozi, což svědčí o nějakém mechanismu, který dostane zmíněný nuklid na povrch rozpínajícího se obalu rychleji, patrně vinou nesouměrnosti celého výbuchu. Na vině může být nakonec průvodce bílého trpaslíka, jenž těsně před výbuchem dodává na jednu polokouli bílého trpaslíka větší množství hélia, jež pak vyvolá nesouměrnou překotnou termonukleární reakci. P. Kelly aj. studovali snímky polohy supernovy 2014J pořizované HST před výbuchem a ukázali, že tam není vidět v celém pásmu od blízké UV oblasti do blízkého infračerveného pásma žádná známka signálu od průvodce bílého trpaslíka. To prakticky vylučuje, že by tím průvodcem byl očekávaný červený obr jako dodavatel vodíku na povrch trpaslíka, což nezávisle potvrzuje závěr Diehlova týmu, že tím průvodcem byla hvězda, která místo vodíku dodávala na povrch bílého trpaslíka hélium.

G. Marion aj. popsali průběh výbuchu supernovy 2011dh třídy IIb, jež vybuchla 31. 5. v blízké galaxii M51 (CVn; vzdálenost 8 Mpc). Supernova byla sledována v širokém spektrálním oboru od 200 nm do 2,4 μm po dobu více než měsíc. Maxima jasnosti 13 mag dosáhla až 22. den po začátku výbuchu, kdy bolometrický zářivý výkon obnášel 1,8.10³⁵ W, z toho 30 – 50 % výkonu se odehrávalo v blízké infračervené oblasti spektra, kdežto podíl v oboru UV činil v první dny po výbuchu 16 %, a na konci sledování již jen 1 % úhrnného výkonu. Z profilů čar H, He, Ca II a Fe II vyšla rychlost rozpínání plynných obalů až na 4 tis. km/s. V porovnání s jinými blízkými supernovami třídy IIb byl začátek výbuchů osobitý, ale cca 12. den po výbuchu se světelné křivky supernov této třídy navzájem srovnaly, pokud jde o zářivý výkon, zpoždění okamžiku maxima a případný druhotný výbuch supernovy.

A. Gal-Yam aj. se věnovali výbuchu supernovy 2013cu třídy IIb, jež vzplanula 3. 5. v galaxii UGC 9379 (vzdálenost 108 Mpc) a jejíž první spektrum byla pořízeno už necelých 6 h po začátku výbuchu. Nápadně připomínalo spojité i čárové spektrum Wolfovy-Rayetovy hvězdy třídy WN6h o teplotě 50 kK s podílem vodíku jen 20 %, což odpovídá představě, že hvězdy WR jsou na povrchu chudé na vodík, takže silný hvězdný vítr obsahuje zejména He a N. Také tempo rozpínání 2,5 tis. km/s odpovídá hodnotám pro třídu WN se stopami H. Další spektrum pořízené 15,5 h po vzplanutí již ukazovalo na rychlé rozšiřování produktů výbuchu rychlostí řádu 10 tis. km/s, a vzdálenost zdroje čárového spektra kolem 1 au od centra výbuchu. Poslední spektrum bylo pořízeno 69 dnů po explozi. Šlo o náročnou koordinovanou akci spektrografů 10m Keckova teleskopu, 2,6 teleskopu NOT (Nordic Optical Telescope, La Palma) a 10,4m teleskopu HET (McDonaldova observatoř v Texasu), takže autoři podali dosud nejpřesvědčivější důkaz teorie, že hmotné hvězdy třídy WR skutečně vybuchují jako supernovy.

Neméně podivuhodný případ popsali C. McCully aj., kteří pozorovali výbuch supernovy 2012Z, jenž začal 29. 1. v galaxii NGC 1309 (vzdálenost 33 Mpc). Z rozboru spektra po výbuchu a průběhu světelné křivky klasifikovali supernovu třídou Iax, jež se liší od klasické třídy Ia menší svítivostí a nižší rychlostí rozpínání zplodin výbuchu. Shodou okolností oblast výbuchu 2012Z snímkoval v r. 2005-2006 a 2010 HST. Proto autoři tuto oblast snímkovali pomocí HST znovu v r. 2013 s cílem zjistit, zda na daném místě nebyl na zmíněných starších snímcích vidět její předchůdce. To se skutečně zdařilo a předchůdce označený S1 se tam nacházel na stejném místě s úhlovou přesností polohy 0,01". Autoři dále zjistili, že předchůdce se silně podobá nově V445 Pup v naší Galaxii, která vybuchla v listopadu 2000 a dosáhla v maximu 9 mag. V jejím spektru chyběly čáry H, takže šlo o tzv. héliovou novu, kdy bílý trpaslík má hmotnost blízko Chandrasekharovy meze. To je přesně to, co teorie očekává od supernov třídy Iax.

Autoři proto konstatovali, že získali konkrétní důkaz souvislosti supernov třídy Iax s bílými trpaslíky na hranici Chandrasekharovy meze, pokud jsou členy dvojhvězdy, z jejíž druhé složky přitéká na bílého trpaslíka materiál. To vede těsně před posledním výbuchem v podobě supernovy k menším výbuchům charakterizovaným deficitem vodíku a přebytkem hélia a dalších těžších prvků, jež vznikají ve hvězdě termonukleárními reakcemi. Autoři uvádějí, že minimálně 5 %, a možná až 30 % zaznamenaných výbuchů supernov Ia patří ve skutečnosti ke třídě Iax, což má závažné důsledky pro rozkývání kosmologického žebříku vzdáleností.

S. Benetti aj. popsali vlastnosti extrémně svítivé supernovy CSS 1210+1328, která vzplanula 15. 9. 2012 v anonymní galaxii (23 mag v pásmu R; absolutní hvězdná velikost >-17,9 MAG; vzdálenost 1,5 Gpc). Galaxie byla pozorována od času 30 d před výbuchem supernovy do času 200 d po výbuchu, takže se ukázalo, že jde o vůbec nejsvítivější známou supernovu třídy IIn, s typickými úzkými čarami Balmerovy série H a zakázanými čarami [O III]. Výjimkou byla široká čára H-α do 40. dne po začátku výbuchu. Odtud je zřejmé, že supernova ztrácela hmotu v explozivních slupkách už před závěrečným výbuchem, takže zplodiny mocného výbuchu rozpínající se rychlostí 7,4 tis. km/s s kinetickou energií 5.10⁴⁴ J interagovaly s neprůhlednými slupkami předešlých menších explozí. Úhrnná hmotnost slupek a vnějším poloměru 150 au činila asi 8,5 M_☉ a díky zmíněné interakci se ohřály na 17 kK. To je též hlavní důvod, proč maximum zářivého výkonu této supersvítivé supernovy dosáhlo absolutní bolometrické hvězdné velikosti -22,6 MAG, tj. zářivého výkonu až 83 GL_☉, takže přezářila svou mateřskou galaxii 75krát! Jde o tak strašlivé fyzikální hodnoty, že musíme být rádi, že v naší Galaxii se zřejmě nic podobného za celou její historii nestalo.

R. Quimby aj. zjistili, že supernova PS1-10afx objevená 31.8. 2010 robotickým dalekohledem Pan-STARRS1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System; sopka Haleakala, Maui, 3 km n.m.) dosáhla v maximu zářivého výkonu 4.10³⁷ W (10 GL_☉), tedy 30x vyššího než je typické pro supernovy třídy Ia. Z červeného posuvu spektrálních čar 1,39 vyplynula vzdálenost supernovy 2,8 Gpc. Existují sice vzácné případy, kdy pozorujeme hypernovy, ale tomu v tomto případě neodpovídal průběh světelné křivky před maximem jasnosti i po něm. Autoři byli však velmi trpěliví a počkali dva roky, až supernova dostatečně zeslábla, načež pomocí Keckova 10m teleskopu pořídili spektrum mateřské galaxie supernovy. Kromě spektrálních čar příslušejících mateřské galaxii o hmotnosti 7 GM_☉ však v témž směru našli méně posunuté čáry [O II], dubletu Mg II a a řadu čar Fe II s červeným posuvem 1,116, což odpovídá vzdálenosti mezilehlé galaxie 2,5 Gpc. To znamená, že bližší galaxie o hmotnosti 7 GM_☉ ležící v témž směru jako supernova působila jako gravitační čočka, která zvýšila více než o řád maximální jasnost supernovy! Autoři prokázali, že šlo o běžnou supernovu třídy Ia, ale zároveň upozornili, že pravděpodobnost takového čočkování se zvyšuje zejména pro velmi vzdálené supernovy.

I. Seitenzahl aj. shrnuli údaje o vývoji epochální supernovy 1987A, jež vzplanula ve Velkém Magellanově mračnu a stala se díky své jasnosti nejlépe studovanou supernovou v dějinách astronomie. Autorům se zdařilo sestrojit bolometrickou světelnou křivku supernovy v intervalu 2,5 – 5,2 let po výbuchu a protáhnout ji přibližně na základě pozorování v pásmu V až do času 11,9 let po výbuchu. Odtud pak odvodili produkce radionuklidů ⁵⁶Ni (0,07 M_☉), ⁵⁷Ni (0,004 M_☉), ⁴⁴Ti (0,55 mM_☉), zatímco u radionuklidů ⁵⁵Co a ⁶⁰Co stanovili pouze horní meze <7 mM_☉ a <0,2 mM_☉. T. Potter aj. odhadli hmotnost rozpínající se obálky supernovy na 10 M_☉ a uvolněnou energii 1,5.10⁴⁴ J. R. Indebetouw aj. využili v r. 2012 rozestavěné mikrovlnné aparatury ALMA ke sledování rozpínající se obálky supernovy v pásmech vlnových délek 0,45 – 2,8 mm (frekvence 107 – 672 GHz) a zjistili tak, že ve vnitřní části obálky kondenzuje prach, jehož hmotnost dosáhla již 0,2 M_☉, takže supernova je evidentně silným dodavatelem prachu do kosmického prostoru. Podobně pozorovali prach v obálce supernovy 1987A G. Zamardo aj. pomocí ALMA na frekvenci 672 GHz a Australského kompaktního radioteleskopu ACTA na frekvenci 44 GHz (vlnová délka 6,8 mm). Určili tak mj. i teplotu prachových zrn 22 K.

Tvorbu prachu ve zplodinách výbuchu supernov potvrdili také C. Gallová aj., kteří zjistili pomocí kamery X-Shooter VLT ESO v pásmu 0,3 – 2,5 μm, že supernova 2010jl (třída IIn; vzdálenost 50 Mpc, zářivý výkon v maximu 19. 10. dosáhl 100 ML_☉) začala produkovat v rozpínající se obálce prach od 40. dne po výbuchu, ale jeho produkce výrazně vzrostla 1,4 roku po explozi a sílila minimálně až do času 2,5 roku. Množství uvolněného prachu dosáhlo hmotnosti 2,6 M_j. Autoři odhadli, že tato supernova dokáže během doby rozptýlit až 0,5 M_☉ prachu do interstelárního prostoru. Dnes už víme, že do zemské atmosféry vlétají interstelární zrna o průměru až 6 μm, přičemž supernovy produkují běžně zrna s průměrem 4 μm, takže supernovám vděčíme nejenom za výskyt celé Mendělejevovy soustavy prvků ve sluneční pramlhovině, ale i za prach, z něhož vznikaly planetesimály.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

Q. Yuan aj. pozorovali pomocí aparatury LAT (Large Area Telescope) družice Fermi SNR RCW 86 (G315.4-2.3) v pásmu energií záření gama 0,4 – 300 GeV po dobu více než 5 let. Jde o poměrně mladý SNR, který nejspíš patří k SN 185 (Cir; 1443-6230). SNR je od nás vzdálen asi 2,5 kpc a má poloměr 15 pc

L. Badin aj. využili zpřesnění vektoru vlastního pohybu SNR Tycho 1572 pomocí HST na určení jeho vzdálenosti od nás 2,8 kpc. Objevili totiž v centroidu rentgenového záření SNR druhou složku dvojhvězdy spektrální třídy G, která pravděpodobně výbuch přežila.

B. Grefenstette aj. zkoumali SNR Cas A (exploze 1680?) pomocí rentgenové družice NuSTAR (pásmo energií 3 – 79 keV) od srpna 2012 do června 2013 souhrnnou expozicí téměř 14 dnů! Odtud odhadli energii výbuchu 2.10⁴⁴ J. Zároveň zjistili, že zatímco Fe II se nachází na vnější straně rozpínající se obálky, tak 80 % radionuklidu ⁴⁴Ti je stále dosti blízko centru rozpínání. Konvenční mechanismus vzniku obálky však předpokládá, že by to mělo být naopak. Anomálie rozložení patrně souvisí se skutečností, že Cas A byla patrně těsná dvojhvězda o hmotnosti 23 M_☉, která způsobila, že jednotlivé produkty exploze se nerozpínaly v podobě souvislé obálky, ale šlo spíše o obří cákání Při výbuchu se uvolnila energie 2.10⁴⁴ J. J. Lee aj. sledovali SNR Cas A pomocí hluboké expozice rentgenové družice Chandra a zpožděných světelných ozvěn na vzdálenějších prachových mračnech. Odtud odvodili, že šlo o výbuch supernovy třídy IIb. Plynoprachová obálka o současném poloměru 3 pc se rozplývá do cirkumstelárního větru průvodce supernovy, jímž je červený veleobr. Předchůdce supernovy se zrodil s hmotností 16 M_☉ a těsně před výbuchem mělo jeho héliové jádro hmotnost už jen 5 M_☉, což znamená, že z 11 M_☉ odnesené hmoty odvál >6 M_☉ silný hvězdný vítr. Energii výbuchu odhadli na 5.10⁴⁴ J.

W. Tian a D. Leahy revidovali vzdálenost SNR G349.7+0.2 ze 22 kpc na 11,5 kpc díky tomu, že se zlepšila představa o struktuře Galaxie a poloze spirálních ramen. To znamená, že SNR patří do 3 kpc ramene Galaxie. Odtud také plyne revidované stáří 1,8 tis. let a nižší energie exploze 2,5.10⁴³ J. Podobná revize čeká také ostatní kinematicky určované vzdáleností objektů jako jsou SNR, pulsary a mezihvězdná mračna H II, pokud se nacházejí blíže než ±12° od hlavní roviny Galaxie a jejich dosavadní vzdálenosti se udávaly >5,5 kpc.

3.3. Obecně o supernovách

P. Mösta aj. propočítali prvních 186 milisekund průběhu výbuchu supernovy vzniklé gravitačním zhroucením hmotné hvězdy (>8 M_☉) po vyhasnutí termonukleárních reakcí v jejich nitru i slupce. Šlo o relativistické magnetohydrodynamické simulace výbuchu ve třech prostorových rozměrech, což dalo podstatně odlišné výsledky, než dosavadní modely 2D. Magnetické jádro hmotné hvězdy o poloměru 900 km rychle rotuje a vytváří úzký osově souměrný výtrysk, který se působením vnějších vlivů rozšiřuje ve větší vzdálenosti od supernovy na dva protilehlé laloky. Při zhroucení hvězdy se uvolní gravitační energie řádu 10⁴⁶ J, z níž 99 % připadá na energetická neutrina, jež unikají téměř rychlostí světla. Pouze 1 % této energie připadá na vlastní rozpínání plynného obalu supernovy II. třídy. Pokud jde o hypernovy (s deficitem zastoupení H a He), tak tento podíl vzrůstá o řád a rychlosti rozpínání dosahují až 15 % rychlosti světla. Indukce magnetického pole jádra hvězdy před výbuchem bývá řádu 100 MT a následkem zhroucení během <15 milisekund se zvedne na 10 TT. To velmi usnadňuje úzkou kolimaci výtrysků.

Kdyby dnes vzplanula tak blízká supernova jako byla SN 1987A, zcela určitě by ji snadno zaregistrovala aparatura IceCube instalovaná v antarktickém ledu na jižním pólu, protože jako první by dorazila energetická neutrina v počtu až tisíce případů během několik desítek sekund. Aparatura by automaticky oznámila astronomům směr příletu těchto neutrin.

Už v r. 1984 přišli I. Iben, I. Tutukov a R. Webbink s nápadem, že supernovy třídy Ia by mohly vznikat také následkem katastrofického splynutí dvou bílých trpaslíků v kontaktní dvojhvězdě. Tento problém teoreticky zkoumali R. Moll aj. na příkladu těsných dvojhvězd, jejímiž členy jsou bílí trpaslíci o hmotnostech 0,96 M_☉ a 0,81 M_☉, resp. 1,06 a 1,20 M_☉.

R. Olling aj. objevili v materiálu z družice Kepler dva případy ze 400 pozorovaných supernov třídy Ia, jež mohly vybuchnout následkem náhlého splynutí dvou bílých trpaslíků typu CO v těsné dvojhvězdě. Jejich světelná křivka po výbuchu to naznačuje, ale na druhé straně by takový výbuch měl být silně nesouměrný, čemuž však ve skutečnosti nebylo. Autoři ukázali, že taková kombinace může vést ke splynutí - a tedy i výbuchu supernovy třídy Ia - i tehdy, když druhou složkou dvojice není bílý trpaslík. V každém případě jde o výbuch silně nesouměrný v prostoru. Bude nejjasnější v tom směru, kde se zplodiny rozpínají nejmenší rychlostí. V porovnání s klasickými supernovami třídy Ia může být jejích zářivý výkon až dvojnásobný.

M. Bertenová aj. uvedli, že oblast výbuchu supernovy iPTF13bvn třídy Ib objevené 16. 6. 2013 snímkoval HST před výbuchem, takže na snímku je vidět předchůdce supernovy. Ukázalo se, že jde o dvojhvězdu, která obsahovala původně dvě složky o počátečních hmotnostech 20 M_☉ a 19 M_☉, jež kolem společného těžiště obíhaly v periodě 4,1 d. Výměna hmoty mezi složkami způsobila, že v čase výbuchu měla původně primární složka hmotnost už jen 3,7 M_☉, zbavila se veškerého vodíku, takže se změnila v héliovou hvězdu. Její poloměr se přitom zvětšil na 32 R_☉. Naproti tomu sekundár se stal Wolfovou-Rayetovou hvězdou o hmotnosti 34 M_☉, svítivosti 234 kL_☉ a efektivní teploty 44 kK, která explodovala jako supernova Ib.

Podobně C. Raskin aj. studovali vznik supernov Ia splynutím dvou bílých trpaslíků typu CO, což vede k osově souměrnému výbuchu tvaru přesýpacích hodin. Použili k tomu výpočetní kód CASTRO (Compressible ASTROphysics), jenž vyžaduje spolupráci 200 tis. procesorových jader a postupné krokování výpočtu po 0,1 milisekundě. Výsledek je ovlivněn jednak poměrem hmotností obou bílých trpaslíků před výbuchem, dále pak škálovou tloušťkou společného disku, množstvím vzniklého radionuklidu ⁵⁶Ni a centrální hustotou zbytku jádra splynutých trpaslíků. Autoři poskytli k ověření na reálných pozorováních výpočty vzhledu světelné křivky a změn spektrálních profilů.

R. Scalzo aj. shromáždili pozorovací údaje o 337 supernovách třídy Ia ve vzdálenostech <2 Gpc a zjistili, že 25 – 50 % z nich vybuchlo, aniž by příslušný bílý trpaslík dosáhl Chandrasekharovy meze! To má závažné důsledky pro používání supernov Ia jako standardních svíček pro kosmologický žebřík vzdáleností. Podobně D. Maoz zjistil, že vůbec není jasné, zda převážná část supernov Ia vzniká výbuchem samotného bílého trpaslíka poblíž Chandrasekharovy meze, anebo spíše splynutím dvou podměrečných bílých trpaslíků, které dosáhnou, či dokonce přesáhnou tuto mez v okamžiku splynutí. Autor dokonce preferuje možnost, že téměř všechny supernovy Ia vznikají splynutím dvou bílých trpaslíků v kontaktní dvojhvězdě. Podobně P. Ruiz-Lapuente poukázal na nesmírnou pestrost projevů supernov Ia, které bývají podměrečné i nadměrečné ve svítivosti, takže ve skutečnosti může jít o celou řadu různých explozivních scénářů, což využívání supernov jako standardních svíček zpochybňuje.

N. Soker aj. se pokusili vysvětlit výbuch supernovy 2011fe (UMa; výbuch 24. 8.; maximum 10 mag; třída Ia; galaxie M101 "Větrník"; vzdálenost 7 Mpc) jenž se lišil od standardního scénáře přebytkem uhlíku (98 %!) v nejrychleji prchajících zplodinách exploze. Ukázali, že ve standardní dvojici bílého trpaslíka a červeného veleobra se bílý trpaslík těsně před výbuchem vnořil do nitra veleobra, takže se roztočil na vysoké obrátky a tím zabránil své explozi, protože odstředivá síla zabránila zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu. Vývoj supernovy po výbuchu prokazoval však řadu dalších zvláštností: nebyl souměrný, nenašel se žádný cirkmustelární materiál ozářený výbuchem, a rozsah hodnot hmotnosti průvodce bílého trpaslíka byl velmi úzký. To podle autorů znamená, že bílý trpaslík vybuchl se zpožděním až 10 mld. let a po dobu 2 mld. let v něm probíhala krystalizace, jež vedla k silnému obohacení vnějších vrstev trpaslíka (odhadovaná hmotnost 0,045 M_☉) právě o uhlík. P. Mazzali aj. sledovali supernovu pomocí HST od časů 13. dnů před výbuchem až po 41. den po výbuchu v pásmech FUV až NIR a poukázali na velmi pomalý náběh k maximu optické jasnosti, neboť zabral celkem 19 d.

J. Smidt aj. se věnovali přibývajícím případům hypernov třídy Ib/c, jež obvykle následují v krátkém intervalu po vzplanutí zábleskového zdroje záření gama (GRB) a dosahují, jak název naznačuje, rekordních zářivých výkonů. K objasnění jejich existence použili simulací pomocí programů RAGE a SPECTRUM vyvinutých v laboratořích Los Alamos. Uvažovali o vůbec nejstarších hmotných (25 – 50 M_☉) hvězdách populace III složených pouze z vodíku a hélia, které musely existovat už v čase ≈200 mil. let po velkém třesku. Mohly existovat ještě i na začátku období reionizace vesmíru, tj. v čase do 500 mil. let po Velkém třesku. K jejich objevu by měl přispět budoucí teleskop JWST, jenž má být vypuštěn v r. 2018. K odhalení, jak obohacování vesmíru produkty výbuchů supernov ovlivnilo vznik dalších pokolení hvězd (populace II a I), by pak měla stačit přehlídka oblohy pomocí infračervené družice WISE, která by mohla pozorovat hvězdy ve stáří 1,2 – 1,6 mld. let po Velkém třesku.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

Díky práci D. Leahyho a M. Abdallaha se podařilo podstatně zlepšit údaje o rentgenové dvojhvězdě HZ Her/Her X-1. Autoři využili družice RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) k přesnějšímu odhadu poloměru průvodce degenerované hvězdy v rozmezí 3,7 – 4,3 R_☉. Vzdálenost soustavy od nás se zpřesnila na 6,1 kpc. Pak neozářená polokoule průvodce má efektivní teplotu ≈7,8 kK a metalicitu nepatrně nižší než je metalicita Slunce. Hmotnost hvězdy se pohybuje kolem 2,3 M_☉ a neutronová hvězda má hmotnost v rozmezí 1,3 – 1,7 M_☉. Neutronová hvězda je pulsarem s impulsní periodou 1,2 s a obě složky kolem sebe obíhají v periodě 1,7 d.

P. Brook aj. sledovali radioteleskopy na observatořích Hartebeesthoek v Jižní Africe a v Parkesu v Austrálii v letech 1988-2012 tvary impulsního profilu a rotační periodu pulsaru PSR J0738-4042 (impulsní perioda 0,375 s; sekulární zpomalování -1,15.10^-14.s^-2; vzdálenost 11 kpc). Na obou stanicích zaznamenávali po celou dobu změny profilu pulsů i kolísání sekulárního brzdění a v září 2005 nezvyklé náhlé zkrácení jeho periody rotace, přičemž se na profilu pulsu objevila nová složka, která se vůči profilu pulsu posouvala v čase. Tento typ změn lze podle názoru autorů vysvětlit pravděpodobným výskytem disku s troskami materiálu po výbuchu supernovy kolem neutronové hvězdy, jež dopadají zpětně do magnetosféry pulsaru. Zkrácení rotační periody v září 2005 nejspíš způsobila srážka planetky s neutronovou hvězdou. Planetka o hmotnosti ≈10¹² kg se přitom vypařila a plyn se ionizoval vinou pronikavého záření pulsaru, což ovlivnilo profil impulsu pulsaru. Navíc na záznamech impulsů autoři odhalili podobné - byť slabší - efekty také v letech 1992 a 2010. To přidává uvedenému vysvětlení na věrohodnosti.

Neméně zajímavé jsou i osudy pulsaru B1259-63 (impulsní perioda 0,05 s; stáří 300 kr; vzdálenost 2,3 kpc - nikoliv 1 kpc, jak se dosud uvádělo; zářivý výkon 220 L_☉), jenž je členem zákrytové dvojhvězdy s hvězdou hlavní posloupnosti LS 2883 (≈20 M_☉; sp. třída pozdní Oe, resp. raná Be, takže je zdrojem silného hvězdného větru; 60 kL_☉). Pulsar kolem ní obíhá v periodě 3,4 r po dráze s velkou poloosou >390 mil. km a s nezvykle vysokou výstředností 0,87, takže v apastru se od LS 2883 vzdaluje na 7 au.

Na základě soustavných měření po dobu 23 let totiž R. Shannon aj. ukázali, že obézní hvězda o poloměru 10 R_☉ rotuje ekvatoreální rychlostí 280 km/s, což představuje 70 % rychlosti kritické, při níž by se rozpadla odstředivou silou. Následkem rychlé rotace hvězda ztrácí hmotu tempem 4.10^-8 M_☉/r a vytváří kolem sebe rovníkový exkreční disk, do něhož pulsar vstupuje na dobu asi 100 dnů v okolí periastra své protáhlé eliptické dráhy. Tehdy jsou jeho impulsní profily nepozorovatelné, ale soustava vykazuje silné spojité rádiové záření i záření vysokých energií. To vše vede k růstu oběžné doby pulsaru, ale také k precesi jeho orbitální roviny, která svírá s osou rotace hvězdy úhel ≈35°. Celá soustava vykazuje rychlý vlastní pohyb, který zpětně poukazuje na její vznik v mladé hvězdné asociaci Cen OB1, jejíž centrum má souřadnice 1258-6228 (galaktické souřadnice l = 303,7°; b = 0.5°), a jež na obloze zabírá plochu 4° x 4°. Vlastní pohyb pulsaru má složky -0,006″/r v rektascensi a -0,004″/r v deklinaci. To odpovídá příčné rychlosti pulsaru 60 km/s vůči těžišti asociace a úniku z jejího centra před 300 kr, ve shodě se stářím určeným z decelerace rotační periody pulsaru. Předchůdce pulsaru měl počáteční hmotnost ≈30 M_☉ a vzniklá neutronová hvězda dostala přitom počáteční rychlost ≈100 km/s vůči těžišti asociace.

Snad vůbec nejpodivuhodnější chování pulsaru odhalili A. Papitto aj. v široké mezinárodní spolupráci astronomů z Evropy, Severní Ameriky a Austrálie. Koncem března 2013 objevila družice INTEGRAL (ESA) přechodný rentgenový zdroj IGR J1824-2452 v kulové hvězdokupě M28 (Sgr; 8 mag; 5,5 kpc; 550 kM_☉; 12 Gr), v níž byl už dříve objeven celý tucet milisekundových rádiových pulsarů. O nich víme, že vznikají z dvojhvězd, v níž jednu složku tvoří rotující neutronová hvězda, a druhou málo hmotná hvězda vyplňující svůj Rocheův lalok. Odtud přes Lagrangeův bod L₁ proudí plyn v úzkém paprsku k povrchu neutronové hvězdy, čímž ji roztáčí na vysoké obrátky. Vzniká tak rentgenová dvojhvězda typu LMXB, a když dodávka plynu ustane, změní se na milisekundový rádiový pulsar, o jehož usměrněné protilehlé výtrysky rádiového záření se postará rotující magnetické pole neutronové hvězdy.

Koho by napadlo, že u jednoho objektu budeme pozorovat střídavě obě polohy: zhruba měsíc se neutronová hvězda chová jako milisekundový rentgenový pulsar, a pak přibližně na týden se změní na milisekundový rádiový pulsar. Tyto režimy se opakovaně, byť nepravidelně, střídají. Rentgenový zářivý výkon v energetickém pásmu 0,3 – 10 keV se podle měření družice Swift pohybuje na úrovni řádu 10²⁹ W. Pomocí družice Newton se podařilo změřit jeho impulsní periodu 3,9 ms. Z dlouhodobého sledování v tomto režimu se autorům podařilo určit, že kolem pulsaru obíhá sekundární složka o hmotnosti >0,17 M_☉ v periodě 11 h. Koncem dubna 2013 však začalo rentgenové záření slábnout, a naopak se v téže poloze objevilo impulsní rádiové záření se shodnou impulsní periodou i oběžnou periodou. Autoři proto prohlédli archivní záznamy z družic Chandra, Newton, Swift a INTEGRAL, jakož i záznamy z rádioteleskopů GBT, ATCA, Parkes a WSRT. Zjistili, že od července 2002 do konce května 2013 se překlopení chování pulsaru odehrála mnohokrát. To lze vysvětlit kolísáním tempa přetoku hmoty na neutronovou hvězdu. Pokud je tato hodnota vyšší než 10^-14 M_☉/r, pozorujeme pulsující rentgenový signál, ale jakmile přetok pod tuto hodnotu klesne, objeví se pulsující rádiový signál.

Jeden z prvních objevených pulsarů B0531+21 v Krabí mlhovině (Tau; impulsní perioda 0,034 s; zářivý výkon 5.10³¹ W; vzdálenost 2 kpc) je zároveň jedním z mála, u nichž známe přesné datum jeho narození: při výbuchu supernovy počátkem července r. 1054. Byl objeven jako pulsar již v r. 1968 a v r. 1969 se ukázalo, že pulsuje i ve viditelném oboru spektra. V r. 1993 se podařilo objevit pulsace také v oboru záření gama (≈10 GeV) a v r. 2008 i při energiích >25 GeV. Dnes lze tedy pozorovat jeho impulsy v rozsahu přes 16 řádů energie fotonů elektromagnetického spektra. Nyní však více než stohlavý mezinárodní tým (J. Aleksic aj.) pracující s teleskopy MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov: 2 zrcadla o průměru 17 m na ostrově La Palma; 2,2 km n.m.) uveřejnil zprávu, že pozorovali pulsy až do energií 400 GeV. K tomu mohli přidat také pozorování družicí Fermi, jež měří až do energií >300 GeV. Během jedné otočky neutronové hvězdy jsou vidět ve skutečnosti dva pulsy; první ve fázi -0,017 – 0,026, a druhý ve fázi 0,377 – 0,422. Pulsy pocházejí z protilehlých směrů magnetického dipólu. V záznamech však objevili i vysokoenergetické záření v ostatních fázích rotace, což je fakticky jakési přemostění mezi oběma magnetickými póly. Autorům se nezdařilo najít kloudné fyzikální vysvětlení pro tak vysoké energie v impulsech a stejně záhadná je i existenci zmíněného přemostění.

L. Zampieri aj. využili k přesnému změření rotační periody pulsaru v Krabí mlhovině rychlého čítače fotonů Iqueye, který připojili k 3,6 teleskopu NTT na La Silla (ESO). Tím dokázali určovat fáze impulsu s přesností ±1 μs a délku rotační periody s přesností na 0,5 pikosekundy. Zjistili tak, že v lednu 2009 se optický impuls předbíhal proti rádiovému o 240 μs, kdežto v prosinci téhož roku jen o 160 μs.

Již dlouho je známo, že některé pulsary vykazují čas od času náhlé skoky (zkrácení rotační periody), zatímco prakticky všechny pulsary svou rotační periodu dlouhodobě (sekulárně) prodlužují vlivem brzdění vnějšími silami. Skoky zatím nemají jednoznačně přijaté vysvětlení, i když se většinou soudí, že jádro neutronové hvězdy je supratekuté a rotuje rychleji než kůra hvězdy. Čas od času se stane, že kůra se skokem přizpůsobí této rychlejší rotaci. Mezi nejčastěji skákající pulsary patří právě pulsar v Krabí mlhovině a dále pulsar Vela X (J0835-4510) v souhvězdí Plachet. S. Sasmaz Mus aj. však objevili v pětiletém archivu rentgenové družice RXTE u anomálního pulsaru AXP 1E 1841-045 (=SNR Kes 73; impulsní perioda 11,8 s) během necelého roku nejprve skok v periodě s relativní velikostí -5.10^-6, a následně "antiskok", tj. prodloužení periody s relativní velikostí 6.10^-7. Jde o vůbec první případ antiskoku u pulsarů. To je tedy nečekaná komplikace, která by znamenala, že v tomto případě supratekuté jádro neutronové hvězdy rotuje pomaleji než kůra, anebo je všechno jinak. Anomální pulsary totiž rotují pomalu vinou extrémně vysoké indukce magnetického dipólu řádu až 100 GT.

E. Bellm aj. změřili díky rentgenovým družicím magnetickou indukci 7.10⁸ T na povrchu binárního pulsaru GRO J1008-57 (impulsní perioda 94 s; vzdálenost 6 kpc), který nabírá hmotu od hmotného průvodce sp. třídy B0, kolem něhož obíhá v periodě 248 d. Jde o nejvyšší hodnotu indukce pro tento typ pulsarů s velmi hmotným průvodcem.

T. Tauris a E. van den Heuvel studovali možný scénář vzniku milisekundového pulsaru J0337+1715 (impulsní perioda 2,7 ms; vzdálenost 1,3 kpc), o němž jsem psal již v odst. 2.7. tohoto přehledu, že jde o hierarchickou soustavu, tvořenou neutronovou hvězdou a dvěma bílými trpaslíky. Kolem neutronové hvězdy o hmotnosti 1,44 M_☉ obíhá bílý trpaslík o hmotnosti 0,2 M_☉ v periodě 1,6 d. Druhý bílý trpaslík o hmotnosti 0,4 M_☉ se pohybuje kolem barycentra těsné dvojice v periodě 327 d. Všechny tři hvězdy započaly svou společnou existenci před 10,5 mld. let s počátečními hmotnosti 10 M_☉; 1,1 M_☉ a 1,4 M_☉, přičemž první a druhá složka zpočátku obíhaly kolem barycentra v periodě 2,3 let, zatímco třetí složka v periodě 11 let.

První složka se vyvíjela nejrychleji, takže jako první opustila hlavní posloupnost a vinou silného rozpínání nakonec zalila celou trojhvězdu společnou plynnou obálkou. V brzdícím prostředí se během 2 mil. let snížily oběžné periody prvních dvou složek na 2,5 d a třetí složky na 17 d. Po druhé výměně hmoty mezi prvními dvěma složkami, tj. za 25 mil. let po vzniku trojhvězdy, vybuchla první (původně suverénně nejhmotnější složka) jako supernova a její husté jádro se zhroutilo na neutronovou hvězdu. Tak došlo ke vzniku rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností průvodce (0,2 M_☉) a oběžnou periodou 1,5 d, zatímco třetí složka rovněž ztrácející hmotu se vzdálila a obíhala v periodě 250 d. Za 5,5 mld. let od vzniku se dráhy přežívajících složek 2 a 3 změnily na kruhové, takže systém je nyní už dlouhodobě velmi stabilní. Pouze efektivní teplota vzdáleného bílého trpaslíka vytrvale klesá - za posledních 5 mld. let vychladl z tehdejších 18 kK na pouhé 4,3 kK. Podle S. Ransona aj. se soustava dobře hodí pro ověřování silného principu ekvivalence v obecné teorii relativity. Ve skutečnosti lze tuto teorii podle názoru autorů ověřovat s vysokou přesností právě pomocí relativně vzácných tripletů, kterých lze v Galaxii objevit necelou stovku. Zatímco např. Einsteinův silný princip ekvivalence lze v hierarchickém tripletu Země-Měsíc a Slunce ověřovat s relativní přesností 0,1 %, hierarchické triplety pulsarů mohou přesnost tohoto ověřování zvýšit o plné dva řády.

Jak ukázali E. Fonseca aj., může k ověřování obecné teorie relativity s přesností 0,17 % posloužit také pulsar B1534+12 sledovaný jíž 22 roků (impulsní perioda 0,038 s; 1,33 M_☉; vzdálenost 105 pc), jehož průvodce o nepatrně vyšší hmotnosti je rovněž neutronovou hvězdou. Obě složky obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 10 h po výstředné dráze (e = 0,27) o délce velké poloosy >1 mil. km. Relativistické zpoždění signálů na povrchu pulsaru dosahuje snadno měřitelné hodnoty 2,1 ms.

U. Pen aj. pozorovali jasný pulsar 0834+06 (impulsní perioda 1,3 s; 640 pc) avantgardní metodou pozorování rozptylu jeho signálů na interstelárních mračnech skvrnkovou interferometrií VLBI mezi 305m radioteleskopem v Arecibu a 100m radioteleskopem v Green Banku (délka základny 2,5 tis. km). Příslušné interstelární mračno bylo od Slunce vzdáleno 415 pc. Vzdálenosti mezi interstelárními skvrnkami činily kolem 5 au. Dosáhli tak neuvěřitelného lineárního rozlišení u pulsaru (18 ±2) km, čili úhlového rozlišení 50 obl. pikovteřin (!), o dva řády lepšího než u standardní rádiointerferometrie VLBI.

L. Pavanová aj. objevili kolimované výtrysky u pulsaru IGR J1101-6103 ("Majáková mlhovina"; SNR MSH 11-61A; vzdálenost 7 kpc; zářivý výkon 10³⁰ W) v mlhovině pulsarového větru, které směřují kolmo ke směru vlastního pohybu pulsaru, jenž se vůči těžišti SNR děje nadzvukovou rychlostí (>1 tis. km/s). Taková možnost prudkého nakopnutí neutronové hvězdy při výbuchu supernovy byla teoretiky předvídána, a tady se jasně potvrdila. K výbuchu supernovy došlo zhruba před 15 tis. lety. Nikdo však neočekával, že i při změřené vysoké rychlosti úprku neutronové hvězdy z místa, kde zůstal SNR, vzniknou výrazné vysokoenergetické výtrysky, navíc ve směru kolmém k prodírání neutronové hvězdy interstelárním prostředím. Výtrysky mají délku >11 pc; energetické částice v nich se pohybují rychlostmi ≈0,8c šroubovitě po plášti precesního kužele o vrcholovém úhlu 9° a v precesní periodě 66 let. Výtrysky pozorovala jen rentgenová družice Chandra. SNR a pulsarová mlhovina hvězdného větru byla pozorována radioteleskopem ATCA na frekvenci 2 GHz (150 mm). Naprostou záhadou však zůstává, proč se neutronová hvězda pohybuje prostorem ve směru, který tak dramaticky nesouhlasí se směrem osy jejího magnetického dipólu.

Vysoká stabilita rotačních period milisekundových pulsarů umožňuje v principu zaznamenávat gravitační vlny šířící se vesmírem. V široké mezinárodní spolupráci IPTA (International Pulsar Timing Array) osmi radioastronomických observatoří v USA, Evropě, Indii a Austrálii se tak již před deseti lety začalo sledovat na 50 milisekundových pulsarů s cílem objevit variace period vyvolaných průchodem gravitačních vln kolem pulsarů. Podle T. Dolche aj. přicházejí nejstabilnější signály od binárního milisekundového pulsaru PSR J1713+0747 (impulsní perioda 4,5 ms; 1,3 M_☉ + 0,3 M_☉; vzdálenost 1,1 kpc), u něhož se podrobně studují případná krátkodobé zakolísání periody v intervalech od 1 h do 24 h.

J. Swiggum aj. využili dosud nejcitlivější přehlídky PALFA (Pulsar Arecibo L-band Feed Array) v pásmu 1,4 GHz, pomocí 305m radioteleskopu, jež pokryla galaktické délky v intervalech 32° - 77° a 168° - 214° pro pulsary s galaktickou šířkou <5° k odhadu celkového počtu standardních rádiových pulsarů v Galaxii: 82 – 143 tisíc. Milisekundových pulsarů může být 9 – 100 tisíc. Odvážnější odhady se pohybují kolem 107 tis. standardních a 15 tis. milisekundových pulsarů.

P. Caraveová upozornila na významný pokrok v počtu objevených milisekundových pulsarů, které vysílají impulsy také v pásmu gama. Když byly pulsary objeveny, tak v první dekádě 70. let minulého století jsme znali jen dva osamělé pulsary s měřitelnou složkou impulsů v pásmu gama, tj. pulsar v Krabí mlhovině (B0531+21; impulsní perioda 0,034 s) a pulsar Vela (B0833-45; 0,089 s). Přesto právě tyto případy přispěly významně k pochopení fyzikální struktury neutronových hvězd a vlastností jejích magnetosfér. Pak však v r. 1975 přišel naprosto nečekaný objev objektu Geminga (Gem, 0633+1746) zářící výhradně v oboru záření gama. Teprve od r. 1991 však víme díky družici ROSAT, že jde o vysokoenergetický pulsar s impulsní periodou 0,237 s. V té době byl už znám i jeho optický protějšek jako objekt 25 mag. Teprve v r. 1997 se podařilo objevit i jeho rádiovou impulsní složku. Geminga tedy dnes slouží jako Rossetská deska pro rozluštění záhady, proč osamělé neutronové hvězdy vysílají usměrněné svazky zářivé energie v celém rozsahu elektromagnetického spektra. Pokroky techniky umožnily do r. 2011 objevit už celou stovku takových případů v naší Galaxii. Mezi nimi čím dál tím častěji figurují jak osamělé, tak i binární milisekundové pulsary. V současné době je takto energetických pulsarů známo již 150 a dlouhodobá měření ukazují na to, že toky vysokoenergetické složky záření gama se dlouhodobě výrazně mění. Interpretace těchto měření nepochybně přispěje k lepšímu pochopení struktury a a vývoje rychle rotujících neutronových hvězd a jejich interakce s pulsarovými mlhovinami vytvářenými hvězdným větrem.

Jak uvedli T. Johnson aj., díky aparatuře LAT družice Fermi se zdařilo objevit již 40 vysokenergetických milisekundových pulsarů. Jejich dlouhodobé sledování umožňuje daleko lépe než u klasických rádiových pulsarů zjišťovat geometrii výtrysků v různých oborech elektromagnetického spektra vyvolaných silným dipólovým magnetickým polem neutronové hvězdy. Tak se podařilo najít výtrysky, které jsou uvnitř emisního kužele v podstatě prázdné a většina toku pochází z pláště emisního kužele. Současně se potvrzuje synchronizace signálů v pásmu gama a v pásmu rádiových vln.

To, co se však teoretiky překvapilo zásluhou téže družice Fermi, jsou naprosto rozdílné oblasti vzniku rádiového a gama záření. Rádiové signály vznikají těsně nad výstupy magnetického dipólu neutronové hvězdy v hustém plazmatu tvořeném elektronovými-pozitronovými páry. Naproti tomu vysokoenergetické záření gama objevené družicí Fermi již u 150 pulsarů, které většinou podobně jako prototyp Geminga vůbec nezáří rádiově, pochází z oblasti vysoko na rovníkem neutronové hvězdy, přičemž rotační a magnetická osa spolu prakticky vždy svírají ostrý úhel.

To však ještě není konec příběhu, jak ukázali B. Stappers aj. při soustavném sledování binárního milisekundového pulsaru PSR J1023+0038 (Sex; 17 mag; rotační perioda 1,7 ms; 592 obrátek/s; hmotnost průvodce 0,2 M_☉; oběžná perioda 5 h; kruhová dráha o poloměru >100 tis. km; vzdálenost 1,4 kpc), protože rádiový signál pulsaru v rozsahu frekvencí 0,3 – 5 GHz (vlnové délky 0,06 – 1,0 m) v polovině června 2013 zmizel, zatímco ve stejnou dobu se intenzita signálu v pásmu záření gama zpateronásobila! S. Tendulkar aj. pozorovali pulsar pomocí rentgenové družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array; rozsah energií 3 – 79 keV) od doby těsně před tímto zvratem až do října 2013. Zpočátku dosahoval rentgenový zářivý výkon pulsaru 7.10²⁵ W, ale v době zvratu stoupl až na 1.10²⁷ W, a do října poklesl na 6.10²⁶ W. Zvrat byl způsoben vznikem akrečního disku kolem neutronové hvězdy.

G. Leung aj. nalezli v datech družice Fermi pulsní signály v oboru energetického (>25 GeV) záření gama již pro 12 milisekundových pulsarů. Mezi nimi vyniká pulsar Vela (J0835-4510; 24 mag; impulsní perioda 89 ms; vzdálenost 300 pc), kde během více než pěti let pozorování družicí Fermi byly v impulsech vzácně zaznamenány fotony záření gama s energiemi až 90 GeV.

H. An aj. shrnuli dosavadní výsledky pozorování rentgenové družice NuSTAR, která v pásmu energií 3 – 79 keV dosahuje o dva řády lepšího úhlového rozlišení než všechny předešlé družice pro toto energetické pásmo. Od svého vypuštění v červnu 2012 tak objevila 4 magnetary, 2 pulsary roztáčené jednosměrným dopadem materiálu z průvodců, a kataklyzmickou proměnnou dvojhvězdu AE Aqr (12 mag; bílý trpaslík + K4-5 V; 0,01 R_☉ + 0,8 R_☉; 0,6 + 0,4 M_☉; oběžná perioda 10 h; velká poloosa dráhy 1,6 mil. km; vzdálenost 90 pc). Červený trpaslík zásobuje bílého trpaslíka dodávkou vodíku tempem 7.10¹⁰ kg/s! Družice také potvrdila, že poblíž centra Galaxie se nachází přechodný magnetar SGR J1745-29 a odhalila, že tento objekt pulsuje v rentgenovém pásmu s periodou 3,8 s, což je pravděpodobně rotační perioda silně magnetické neutronové hvězdy. Podle N. Rea dokážeme laboratorně vytvořit magnetická pole maximálně o indukci 100 T. Naproti tomu na povrchu některých magnetarů dosahuje indukce silných magnetických polí řádu až až 100 GT!

A. Kong aj. studovali pomocí rentgenových družic s vysokým úhlovým rozlišením a také obřími optickými dalekohledy neidentifikovaný zdroj 2FGL J1653-0159 v katalogu družice Fermi a tak objevili, že jasnost zdroje v rentgenové i optické oblasti periodicky kolísá ve shodné periodě 75 min. Odtud usoudili, že jde o binární milisekundový pulsar s malou hmotností průvodce (<0,1 M_☉), který v této periodě obíhá kolem neutronové hvězdy, a mocným zářením pulsaru je doslova vysáván. Těmto objektům se začalo říkat černé vdovy podle drobných pavouků, kde samička po kopulaci posnídá samečka. Pulsar sice nevysílá rádiové záření, ale autoři na základě pozorování v pásmu gama, rentgenovém a optickém odhadli, že rotační perioda neutronové hvězdy činí asi 2 ms. Pokud se tato hodnota nakonec potvrdí, je zmíněný pulsar zatím nejkompaktnější černou vdovou, jejíž rychlá rotace je výsledkem jednosměrného dopadu vysávané látky průvodce na povrch neutronové hvězdy.

Podle H. L. Chena aj. bylo zatím bylo v Galaxii objeveno na tři tucty černých vdov, ale přibývá i podobných binárních pulsarů, kde má vysávaný průvodce hmotnost >0,1 M_☉. Tato nová podskupina rychle rotujících binárních pulsarů se v astrofyzikálním žargonu nazývá podle velkého australského smrtelně jedovatého pavouka Latrodectus hasselti, jehož samička má na hřbetě nápadnou červenou skvrnu ve tvaru přesýpacích hodin. Také ona po kopulaci drobnějšího samečka sežere. Tak vznikl těžko přeložitelný anglický název pro zmíněné pulsary s hmotnějším průvodcem: redback (rudohřbítek?).

Dalšího rudohřbítka objevili D. de Martino aj. v podobě rentgenové dvojhvězdy třídy LMXB (Low-Mass X-ray Binary) XSS J1227-4859 (vzdálenost 1,9 kpc), která je pozorovatelná v pásmech záření gama, rentgenového i opticky. Po dobu 20 let byla v nízkém stavu a dále zeslábla během roku 2012. Jenže v r. 2014 se náhle vynořil rádiový pulsar s impulsní periodou 1,7 ms (588 obr/s !) a navíc se podařilo pozorovat spektrum průvodce, kterým je hvězda, jejíž spektrální třída kolísá mezi F5 V a G5 V, což svědčí o proměnném ozařování průvodce pulsarem. Již značně otrhaný průvodce o hmotnosti <0,1 M_☉ obíhá kolem neutronové hvězdy s hmotností 1,4 – 3 M_☉ v periodě necelých 7 h po dráze skloněné pod úhlem 55° k zornému paprsku. To znamená, že otrhávání průvodce probíhá přerušovaně; v nízkém stavu mizí akreční disk kolem neutronové hvězdy a přenos z disku na povrch neutronové hvězdy ustává. S ohledem na velkou hmotnost neutronové hvězdy je možné, že pozorujeme rudohřbítka již na sklonku jeho zásobování pulsaru vodíkovým plynem.

J. Schroeder a J. Halpern studovali parametry zákrytového binárního pulsaru PSR J2215+5135 (impulsní perioda 2,6 ms; zářivý výkon 6.10²⁷ W; vzdálenost 3 kpc; hmotnost průvodce 0,2 M_☉; oběžná doba 4,2 h), což jim umožnilo změřit rekordní hmotnost neutronové hvězdy 1,75 M_☉. Jde zároveň o nejnovější přírůstek do nově definované skupiny rudohřbítků.

3.5. Hvězdné zdroje záření rentgenového a gama

R. MacDonaldová aj. sledovali po dobu 10 let světelnou křivku zákrytové rentgenové dvojhvězdy V4641 Sgr souběžně v rentgenovém pásmu a opticky. Dvojhvězda se v době, kdy je rentgenově tichá, nachází ve dvou odlišných optických stavech. Po 85 % rentgenově tiché fáze má opticky stabilní světelnou křivku, a jen během 15 % trvání fáze jeví krátkodobá zjasnění. Autoři využili měření ze stabilní světelné křivky k určení podstatně správnější hodnoty vzdálenosti soustavy od nás: (6,2 ±0,7) kpc a odtud pak odvodili nové fyzikální parametry dvojhvězdy. Rentgenový zákryt trvá 1,6 h a obě složky obíhají kolem barycentra soustavy v periodě 2.8 d po kruhové dráze o poloměru 12 mil. km. Primární složkou je hvězdná černá díra o hmotnosti 6,4 M_☉ a sekundární složka patří mezi obry sp. třídy B9 III (5,3 R_☉; 2,9 M_☉; 10 kK) s rychlou ekvatoreální rotací 211 km/s.

M. Bachetti aj. využili rentgenové družice NuSTAR k určení povahy dvou extrémně zářivých rentgenových zdrojů v galaxii M82 (UMa; vzdálenost 3,6 Mpc). Zdroj ULX M82 X-1 dosahuje v pásmu energií 0,3 – 10 keV zářivého výkonu 10³⁴ W, zatímco přechodný zdroj M82 X-2 nanejvýš 2.10³³ W. Z toho autoři usoudili, že zatímco X-1 představuje dvojhvězdu, v níž hmotnější složka je hvězdnou černou dírou, v případě X-2 stačí k vysvětlení rentgenového výkonu neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_☉. V obou případech ovšem akrece hmoty na degenerovanou složku přesahuje výrazně (až o dva řády) teoretickou Eddingtonovu mez, je je definována jako rovnováha mezi silou vyzařování a gravitací objektu. Jakmile degenerovaná složka dvojhvězdy překročí tuto mez, vede to k silnému hvězdnému větru či spíše hvězdné vichřici.

E. Aliusová aj. pomocí aparatury VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; Mt. Hopkins, Arizona) zjistili, že ve směru k rentgenovému zdroji Cygnus-X. který patří mezi velmi aktivní oblasti vzniku hvězd, se nachází již dříve objevený plošný zdroj MGRO J2019+37, jenž je ve skutečnosti dvojitý. Skládá se z jasné plošné složky VER J2019+368 o úhlovém průměru 1°, a z mnohem slabší téměř bodové složky VER J2016+371, odpovídající pozůstatku po supernově CTB 87. Slabá složka září v pásmu energií paprsků gama 0,65 – 10 TeV. Její zářivý tok poměrně rychle klesá s rostoucí energií fotonů gama. Pravděpodobně jde o záření větru pulsaru, který se nachází uvnitř SNR CTB 87. Naproti tomu jasná plošná složka zahrnuje i mladý pulsar J2021+3651 a kolébku hvězd Sh 2-104. Její energetické spektrum pokrývá pásmo 1 – 30 TeV a s rostoucí energií fotonů klesá povlovně. Jde fakticky o jeden z nejtvrdších zdrojů záření gama na celé obloze. Autoři se domnívají, že k záření jasné složky přispívá jak mladý pulsar, tak i zmíněná hvězdná kolébka.

V. Neustroev aj. zjistili, že rentgenový zdroj Swift J1753-0127, který vzplanul v r. 2005, měl zpočátku spojité spektrum bez čar, ale optická a ultrafialová pozorování odhalila mezi lety 2012-2013 neobyčejně široké a rozdvojené profily emisních spektrálních čar v optickém a ultrafialovém spektru. Přes emise se překládaly úzké absorpce jevící synchronní kolísání vlnových délek vinou Dopplerova jevu. Odtud odvodili oběžnou dobu 2,8 h sekundární složky třídy LMXB kolem primární černé díry s hmotnosti <5 M_☉. Lineární rychlost oběhu hvězdy dosahuje 380 km/s. Samotná hvězdná černá díra má určitě hmotnost <5 M_☉, takže jde o zatím nejnižší zjištěnou hmotnost pro hvězdnou černou díru, a jednu z nejkratších oběžných dob pro průvodce černé díry.

A. Devi a K. Singh objevili na základě pozorování rentgenové družice Chandra v eliptické galaxii NGC 3384 (Leo, 11 mag; vzdálenost 11 Mpc) objekt X-8, jenž má stálý bolometrický zářivý výkon 2.10³² W. Podle autorů jde o záření z akrečního disku kolem hvězdné černé díry, jenž svítí na úrovni 60 % Eddingtonovy meze a černá díra dosahuje hmotnosti ≈30 M_☉!

L. Gou aj. změřili s vysokou přesností extrémně rychlou rotaci hvězdné černé díry Cyg X-1, neboť její spin a >0,983. Objekt je členem rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB (High-Mass; vzdálenost 1,9 kpc;). Druhým členem soustavy je hvězda HDE 226868, jež patří mezi modré veleobry sp. třídy O9.7 Iab (efektivní teplota 31 kK; 20 R_☉; 15 M_☉; 400 kL_☉; stáří ≈ 5 Mr). Obě složky obíhají kolem barycentra soustavy po přibližně kruhových drahách o poloměru 0,2 au v periodě 5,6 d, takže hmotnost černé díry se dá odtud odhadnout na 15 M_☉. Černá díra je obklopena silně zářícím akrečním diskem a připomíná tak černé díry v galaxiích s aktivním jádry (třída AGN). Proto ji astrofyzikové řadí mezi mikrokvasary. Jde patrně o dosud nejlépe prozkoumanou hvězdnou černou díru vůbec.

3.6. Astrofyzika neutronových hvězd a černých děr

V r. 1977 přišli K. Thorne a A. Žitkowová s domněnkou, že když se v těsné dvojhvězdě sejde červený obr či veleobr s neutronovou hvězdou, tak se k sobě obě hvězdy budou vlivem různých efektů postupně přibližovat a nakonec během stovek let splynou (na objekt T-Ž) a neutronová hvězda se po spirále dostane do kontaktu s jádrem obra či veleobra. Pokud součet hmotnosti jádra a neutronové hvězdy převýší Tolmanovu-Volkoffovu-Oppenheimerovu mez (1,5 – 3,0 M_☉), tak se obě tělesa zhroutí na hvězdnou černou díru. Jestliže však na tuto mez nedosáhnou, tak v centru veleobra bude spočívat utopená hustá neutronová hvězda, zatím veleobr by se mohl navenek tvářit, že se mu nic zvláštního nestalo. Povrch neutronové hvězdy však mívá teplotu >1 GK, takže v obalu velobra počnou probíhat exotické termonukleární reakce, jejichž zplodiny se projeví ve spektru objektu. E. Levesqueová aj. pozorovali v r. 2014 v Malém Magellanově mračnu spektrum červeného veleobra s nečekaně vysokou hmotností HV 2112 a s nápadným přebytkem Li a některých těžších prvků. Jde zatím o nejlepšího kandidáta na objekt T-Ž. Oba astrofyzikové se objevu dožili; A. Žytkowová se po 37 letech od předpovědi podílela na objevu jako spoluautorka.

Q. Cheng a Y. W. Yu zjistili pomocí modelových výpočtů, že zrodivší se horká rychle rotující neutronová hvězda se může vzápětí během desítek minut proměnit v magnetar. Za předpokladu, že kompaktní hvězda vykazuje diferenciální rotaci podobně jako Slunce, které na rovníku rotuje nejrychleji, a směrem k pólům klesá jeho rotační rychlost až o 40 %, vzniká v kompaktní neutronové hvězdě dipólové magnetické pole o indukci řádu 10 MT. To pak indukuje vinou diferenciální rotace toroidální magnetické pole o indukci až 10 TT. Během několika minut se tak na povrchu zesílí dipólové magnetické pole až na 100 GT. Takto zmagnetovaná neutronová hvězda prodlouží svou rotační periodu na ≈5 ms, neboť vyzáří gravitační vlny vinou asymetrie způsobené vnitřním toroidálním magnetickým polem. Autoři tvrdí, že díky tomuto mechanismu lze vysvětlit, proč neutronové hvězdy vznikající během záblesků záření gama (GRB) i supersvítivé supernovy se mohou stát milisekundovými pulsary.

H. Tong zjistil, že pozorované náhlé zpomalení rotační periody magnetaru 1E 2259+586 (tzv. antiskok) způsobil silný hvězdný vítr z rychle rotující neutronové hvězdy, který snižuje energii rotace hvězdy, takže se zdánlivě skokem zpomalí. Ve skutečnosti jde o plynulé brzdění, jenže měření rotační periody neprobíhají nepřetržitě, takže proto vznikl dojem náhlého skoku. Y. Huang a J. Geng však usoudili, že antiskok mohla způsobit srážka malého tuhého tělesa o hmotnosti ≈10¹⁸ kg (planetesimála?) s neutronovou hvězdou o hmotnosti 1,4 M_☉ a rotační periodě 7 s, jejíž magnetická indukce činí 6 GT. (Za magnetary se považují neutronové hvězdy s indukcí >4,4 GT.). K podobnému závěru o srážce s retrográdně se pohybujícími planetesimálami dospěl nezávisle J. Katz. Přitom tento magnetar vzdálený od nás ≈4 kpc předtím vykázal klasické skoky (zrychlení rotace způsobené impulsem vnitřní suprakapaliny neutronové hvězdy na její tuhou kůru) v letech 2002 a 2007. Antiskoky se pozorují též u klasického magnetaru SGR 1900+14. U objektu PSR J1846-0258, jenž představuje rozhraní mezi klasickými pulsary a magnetary, došlo k výraznému zpomalení rotace během jeho zjasnění, v souladu s představou o brzdění zesíleným hvězdným větrem.

S. Olausen a V. Kaspiová vydali katalog magnetarů, který obsahuje zatím jen 26 položek. Jejich předchůdci jsou hmotné hvězdy sp. třídy O, jež se vyskytují poblíž galaktické roviny ve škálových výškách <10 – 31 pc.

X. F. Zhao a H. Y. Jia poukázali na extrémně vysokou hodnotu gravitačního červeného posuvu na povrchu neutronové hvězdy PSR J0348+0432 (Tau; rotační perioda 0,04 s; vzdálenost 2,1 kpc), kolem níž obíhá bílý trpaslík o poloměru 45 tis. km a hmotnosti 0,17 M_☉ v periodě 2,4 h ve vzdálenosti 0,8 mil. km. Z gravitačního červeného posuvu ve spektru neutronové hvězdy 0,35 – 0,41 z vyplývá poloměr neutronové hvězdy 12,1 – 13,0 km a rekordní hmotnost 2,0 M_☉. Opět se tak ukázalo, že hmotnost neutronových hvězd může být až o 80 % vyšší než Chandrasekharova mez.

P. Freire a T. Tauris ukázali, že rychle rotující bílí trpaslíci mohou překročit Chandrasekharovu mez (≈1,4 M_☉), aniž by se gravitačně zhroutili na neutronové hvězdy. Jakmile však skončí akrece plynu z jejích průvodců, tak se začnou brzdit a zhroutí se rovnou na milisekundové pulsary. Náhlé uvolnění vazebné gravitační energie způsobí, že takové pulsary mají velmi protáhlé eliptické dráhy kolem barycentra soustavy. Zdá se, že takové soustavy vskutku existují, neboť v r. 2013 byly objeveny milisekundové pulsary PSR J1946+3417 a J2234+06, které mají krátké impulsní periody ≈3 ms a hmotnosti průvodců 0,24 M_☉. Obíhají kolem barycentra soustavy v periodách ≈30 d po drahách s výstředností 0,13, což je v souladu s modelovými výpočty obou autorů pro gravitační zhroucení hmotných bílých trpaslíků typu ONeMg na neutronovou hvězdu, aniž by došlo k výbuchu supernovy. Odložení hroucení způsobuje okolnost, že velmi hmotný bílý trpaslík je akrecí plynu roztočen na vysoké obrátky a tím se vyhne běžnějšímu výbuchu supernovy třídy II (kolapsar).

Obdobně H. Falcke a L. Rezzolla přišli s domněnkou, že záhadné rychlé rádiové záblesky (FRB) mohou pocházet od mimořádně hmotných neutronových hvězd, jež odolávají okamžitému zhroucení na hvězdnou černou díru proto, že velmi rychle rotují. I tyto objekty se po tisících až miliónech let postupně zbrzdí a pak se náhle zhroutí na černé díry jako tzv. blitzary, přičemž vyzařují jak zmíněné kratičké rádiové záblesky, tak silné gravitační vlny.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

K. Wiersema aj. sledovali v optickém oboru podrobně dosvit GRB 121024A (poloha 0442-1217; vzdálenost 3,3 Gpc) pomocí aparatur GROND (Gamma-Ray burst Optical/Near-infrared Detector) na La Silla a FORS 2 (FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph) u VLT ESO. Objevili tak silnou lineární polarizaci dosvitu v čase od 3,6 h až do 4. dne po začátku vzplanutí a k tomu navíc kruhovou polarizaci optického a blízkého infračerveného záření v čase od 3,0 h do 3,8 h po začátku vzplanutí. Autoři doložili, že za tuto nečekaně vysokou polarizaci není odpovědná interakce záření výbuchu s cirkumstelárním prostředím, ale že jde o vlastnost relativistických úzce kolimovaných výtrysků. Jejich geometrii se podařilo spolehlivě určit a tím poukázat na velmi pravidelně uspořádané magnetické pole centrálního zdroje odpovědného za celý úkaz. Jde o obdivuhodný experimentální výkon rozsáhlého mezinárodního týmu 40 spoluautorů, když uvážíme, že optická jasnost objektu slábla během měření z 20 mag v pásmu R, přičemž polarimetrická měření jsou náročnější na poměr signálu k šumu než klasická spektroskopie.

D. Perley aj. pozorovali GRB 130427A v rozsahu 13 řádů energií elektromagnetického záření, tj. od decimetrových rádiových vln až po energetické záření gama. Pomocí optického teleskopu Gemini-N se podařilo určit i vzdálenost objektu 1,2 Gpc, takže není divu, že šlo o nejjasnější zdroj GRB za posledních 29 let. Jeho dosvit se podařilo sledovat od 300 s až do 130. dne po vzplanutí. Podle A. Maselliho aj. a C. Dermera aj. trvalo vzplanutí gama 20 s, ale jeho chvost v tomto pásmu pozorovali celých 20 h. Dva extrémně energetické fotony (73 a 98 GeV) přiletěly 19 a 225 sekund po začátku vzplanutí. M. Bernardini aj. se domnívají, že za neobvyklou jasností tohoto GRB stojí mimořádně silné magnetické pole neutronové hvězdy řádu 1 TT (!), takže jde o extrémní magnetar. Napájení neutronové hvězdy akrecí průvodce magnetar roztáčí tak dlouho, až odstředivá síla na povrchu neutronové hvězdy zabrání další akreci. Konkrétně tato neutronová hvězda má rotační periodu 0,02 s. Zmíněný GRB proto může sloužit jako kalibrační objekt pro magnetary, které získávají svou energií akrecí materiálu od svého průvodce. K nám tak relativně blízké objekty jsou ovšem velmi vzácné.

Následně B. Liu aj. ohlásili, že družice Fermi pozorovala u GRB 131231A (vzdálenost 1,9 Gpc) v čase 520 s po začátku vzplanutí foton o energii 62 GeV, což autoři vysvětlují jako synchrotronové záření elektronů v dopředné rázové vlně výbuchu. Většina (80 %) GRB objevovaných přehlídkovou družicí Swift se ovšem nachází ve vzdálenostech >2,4 Gpc a průměrná vzdálenost činí dokonce 3,2 Gpc.

A. Levane aj. se zabývali vynořující se třetí populací GRB s mimořádně dlouhými vzplanutími v oboru záření gama trvajícími řádově desítky minut. Poprvé byl takový případ pozorován v podobě GRB 970315 o trvání >23 min. Další tři se odehrály v prosinci 2010, prosinci 2011 a v říjnu 2012 ve vzdálenostech 1,9 – 3,0 Gpc. Ve všech případech měla světelná křivka v oboru gama jiný průběh než souběžná optická křivka. Všechny pozorované objekty se nacházely v kompaktních modrých galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Zatím se neví, co je příčinou tak anomálních úkazů. Možná jde o hroucení obřích hvězd, anebo o slapové požírání hvězd intermediálním černými děrami o hmotnostech řádu 10⁵ M_☉.

R. Lunnan aj. sledovali pomocí přehlídkového teleskopu PanSTARRS-1 výskyt ultrasvítivých supernov s nízkým zastoupením vodíku ve 31 mateřských galaxiích vzdálených od nás 0,4 – 3,0 Gpc. Zjistili, že tyto supernovy se přednostně nalézají v málo svítivých (<700 ML_☉) modrých galaxiích, kde na hvězdnou složku připadá <200 MM_☉. Tyto galaxie se však vyznačují rychlým tempem tvorby hvězd. Ve shodě s citovanou prací A. Levana aj. autorům vyšlo, že právě v takových galaxiích se přednostně vyskytují dlouhotrvající objekty GRB a rychle rotující magnetary.

A. de Ugarte Postigo aj. pořídili poprvé v historii spektrum dosvitu krátkotrvajícího GRB 130603B a nalezli v něm emisní i absorpční čáry s červeným posuvem z = 0,36, tj. ze vzdálenosti 1,2 Gpc od nás. Obecně vzato se spektrum dosvitu podobá spektrům tzv. kilonov, čímž se významně posílila domněnka, že krátkotrvající vzplanutí SGRB jsou dokladem splynutí dvou kompaktních hvězd.

S. Schulzemu aj. se podařilo ve spolupráci téměř 60 autorů podrobně sledovat vývoj GRB 120422A (poloha 0907+1401) po dobu 270 dnů od prvotního vzplanutí. Z optického dosvitu vyplynula vzdálenost 1,0 Gpc, což znamená, že tento úkaz patří mezi ony vzácnější případy, kdy lze sledovat i relativně slabší zdroje GRB; v tomto případě byl maximální izotropní zářivý výkon v pásmu gama 1.10⁴² W, takže šlo o přechodný objekt mezi slabými (<3.10⁴¹ W) a silnými (>3.10⁴² W) GRB. Během prvních 5 sekund se vyzářilo v tomto pásmu 90 % energie v pásmu gama a zbytek v druhé vlně, která započala 45 s po začátku vzplanutí a trvala 20 s. Úhrnná vyzářená izotropní energie tak dosáhla hodnoty 4,5.10⁴² J. Protože relativně blízké zdroje se pozorují vzácně, (v průměru jeden za tři roky), naskytla se tak výjimečná příležitost zjistit, zda v tomto případě bude v poloze zdroje následovat výbuch supernovy. Do fotometrických a spektroskopických pozorování se postupně zapojily velké dalekohledy VLT, Keck, Gemini-N+S, GTC, Magellan, Hale, NOT a CAHA.

Z těchto měření vyplynulo, že 1,4 h po začátku vzplanutí měl centrální zdroj poloměr 700 mil. km a povrchovou teplotu 190 kK. Zhruba 5 dnů po vzplanutí gama se začal optický dosvit zjasňovat a 9. den po vzplanutí už spektroskopie jasně prokázala, že objekt vybuchl jako supernova 2012bz. Nejpozději od 19. dne se spektrum začalo podobat ostatním supernovám spjatými s předchozími vzplanutími GRB. Pozdní světelnou křivku ovlivnilo vyvržení 0,4 M_☉ radioaktivního ⁵⁶Ni. Supernova dosáhla maxima v pásmu V: 6,3 GL_☉ (o 30 % svítivější než prototyp SN 1998bw) 17. den po vzplanutí gama. Její plynné obaly o hmotnosti 4,7 M_☉ se rozpínaly rychlostí ≈20 tis. km/s a celková kinetická energie zplodin výbuchu dosáhla hodnoty 3.10⁴⁵ J. Jelikož pozorování v rentgenové až rádiové oblasti spektra probíhala souběžně, mohli autoři dospět k závěru, že také u přechodných objektů GRB se nevytvoří ultrarelativistické výtrysky, které jsou typické pro vzdálenější - a tedy v průměru svítivější GRB. Svědčí o tom také nízký zářivý výkon dosvitu v pásmu mikrovln.

Vzápětí ukázali R. Ruffini aj., že pokud se těsná dvojhvězda skládá z obnaženého centra hmotné složky tvořeného atomovými jádry Fe, C a O, a jejím průvodcem je neutronová hvězda, končí její vývoj dramaticky rychle během několika minut. Nejprve hvězda složená z takto těžkých prvků vybuchne jako extrémně svítivá supernova a její jádro se zhroutí na neutronovou hvězdu. Vzápětí zplodiny výbuchu dopadnou na povrch druhé neutronové hvězdy, čímž se její hmotnost zvýší nad kritickou horní mez, takže se nutně zhroutí na hvězdnou černou díru. To vede k druhému mocnému výbuchu v podobě hypernovy (dlouhotrvajícího magnetaru), přičemž se izotropně vyzáří energie řádu 10⁴⁵ – 10⁴⁷ J. Celá tato posloupnost událostí, kdy první výbuch indukuje ještě gigantičtější explozi, proběhne během několika stovek sekund! Autorům se již dříve zdařilo nalézt asi tucet případů relativně blízkých (<2,4 Gpc) hypernov, které vybuchly ≈2,8 mld. let po Velkém třesku, ale nyní získali rozborem multispektrálních měření jasného GRB 090423 (poloha 0955+1809) důkaz, že hypernovy vybuchovaly už v dávné minulosti vesmíru, protože z červeného posuvu optického protějšku vzplanutí (z = 8,2) vyplývá, že příslušná hypernova vybuchla pouhých 650 mil. let po Velkém třesku a její izotropně vyzářená energie dosáhla řádu 10⁴⁶ J. Odtud též mohli odhadnout počáteční hmotnost hmotné složky na ≈50 M_☉ a její životnost na <10 Mr. Jelikož se nyní ukazuje, že duplicita hvězd roste s jejich hmotnostmi, byl tak fakticky objeven nový mechanismus indukovaného vzniku hvězdných černých děr.

Další velmi dlouhotrvající GRB 130925A (poloha 0244-2609) objevený družicí Swift svítil v pásmu gama asi 5,5 h, takže J. Greiner aj. mohli snadno sledovat optický a blízký infračervený dosvit pomocí automatického 2,2m teleskopu GROND na La Silla. Optická a infračervená světelná křivka byla proti záření v pásmech keV až MeV zpožděna o 300 – 400 s, ale trvala jen 500 s. P. Evans aj. rozlišili na světelné křivce v pásmu vysokých energií tři fáze. První epizoda trvala v pásmu 15 – 350 keV čtvrt hodiny a kromě družice Swift ji sledovaly též družice INTEGRAL a Fermi. Půl hodiny po začátku vzplanutí se odehrál druhá epizoda, která trvala rovněž půl hodiny. Třetí epizoda započala 65 minut po vzplanutí a ztratila se v šumu pozadí až po několika týdnech. Celý úkaz se odehrál v anonymní spirální galaxii s nízkým tempem tvorby hvězd <1 M_☉/r vzdálené od nás 1,8 Gpc v čase 10 mld. let po Velkém třesku.

Jak uvedl J. Fynbo, tak jasný GRB se vyskytne na obloze pouze několikrát za století. Podle A. Masselliho aj. činil jeho maximální zářivý výkon 3.10⁴⁶ W a A. Levan aj. dospěli k úhrnné hodnotě vyzářené energie celého vzplanutí 1.10⁴⁷ J. T. Vestrand aj. zjistili, že v prvních dvou hodinách po začátku exploze měly všechny multispektrální světelné křivky týž tvar, což odpovídá interakci dopředné rázové vlny s cirkumstelárním materiálem. Vznik rázové vlny souvisí s prudkým rozpínáním oblaku vysoce relativistických částic, takže fotony záření gama mají energie řádu 1 – 1 000 GeV. S velkým zpožděním skutečně přišlo na 70 fotonů s energiemi až 128 GeV. Multispektrální světelné křivky zmíněného unikátu zveřejnili také M. Ackermann aj. (družice Fermi), R. Preece aj. (podrobnosti průběhu prvních 2,5 s synchrotronového pulsu) a A. Levan aj. (ACS HST). Posledně jmenovanému autorského kolektivu se podařilo po skončení úkazu rozlišit zpětně přínos hlavních složek optické světelné křivky. Tak dokázali, že ve spektru se podařilo odhalit příspěvek od hypernovy SN 2013cq, která se velmi podobá tvarem spektrální křivky a zářivým výkonem prototypu hypernov GRB 980425/SN 1998bw při rychlosti rozpínání plynné obálky 15 tis. km/s. Supernova vybuchla v disku ve vzdálenosti ≈4 kpc od jádra mateřské galaxie s poměrně nízkým tempem tvorby hvězd (1 M_☉/r). Galaxie se svými parametry až nápadně podobá mateřské galaxii prototypu SN 1998bw.

E. Levesqueová zdůraznila, že díky těmto extrémně svítivým a dlouhotrvajícím GRB lze sledovat výskyt velmi hmotných a krátcežijících hvězd v blízkém i vzdáleném vesmíru. Dlouhá vzplanutí GRB je prozradí v samotném závěru hvězdných existencí, když se jejich hmotná jádra hroutí gravitací na hvězdné černé díry. Tak se zároveň dozvídáme i o vlastnostech mateřských galaxií, v nichž se takto vzácné obézní hvězdy přednostně vyskytují. Autorka soudí, že po vypuštění obřího kosmického teleskopu JWST bude díky tomu možné zkoumat vývoj vesmíru od času 270 mil. po velkém třesku

Naproti tomu krátká (trvání <2 s) vzplanutí gama (SGRB) vznikají podle E. Bergera splýváním dvojhvězd s kompaktními složkami (dvě neutronové hvězdy, resp. hvězdná černá díra s neutronovou hvězdou). Krátká vzplanutí byla poprvé pozorována v r. 2005. Nejsou doprovázena výbuchem supernovy, ale mohou se v závěru splynutí složek nakrátko stát mocným zdrojem gravitačních vln. V tom také spočívá jejich důležitost pro kosmologii, studium kolimovaných úzkých relativistických výtrysků a struktur materiálu v okolí takto aktivních zdrojů.

T. Laskar aj. zpracovali pozorování GRB 120521C (poloha 1417+4208) v pásmech záření gama, rentgenového, optického, blízkého infračerveného i rádiového, takže se jim zdařilo popsat zevrubně průběh a fyzikální parametry celého úkazu díky dlouhému dosvitu. Především určili spolehlivě vzdálenost objektu 3,9 Gpc, a odtud i vyzářenou energii kolimovaného výtrysku a kinetickou energii exploze 3.10⁴³ J. Zlom rádiového toku přišel 7. den po výbuchu, čemuž odpovídá vrcholový úhel rozevření svazku 3°. Autoři dále uvedli, že i další dva zdroje GRB z let 2005 a 2009, které se nacházely v obdobné vzdálenosti, vykazovaly podobné chování dosvitů; jen zmíněný zlom přišel o něco později, takže vesměs šlo o poměrně úzké výtrysky. Autoři též uvádějí, že lze očekávat obdobné chování GRB až do vzdáleností 4,1 Gpc, tj. pro stáří asi 700 mil. let po Velkém třesku.

A. Belobodorov aj. se domnívají, že nejběžnějšími předchůdci běžných (trvání >2 s) GRB jsou hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy a jím příbuzné objekty s extrémně silným hvězdným větrem. Tlakové vlny ve větru způsobí, že energetické (GeV) fotony záření gama vznikají inverzním Comptonovým jevem během chladnutí horkého plazmatu, takže tyto fotony přicházejí se zpožděním řádu minut. Příkladem jsou např. GRB 080916C nebo GRB 130427A, u nichž současně přicházely fotony GeV a optické. Podobně Q. Tang aj. uvedli, že družice Fermi zaregistrovala 5 hodin po vzplanutí GRB 130907A (poloha 1424+4537; vzdálenost 2,7 Gpc; izotropně vyzářená energie 3.10⁴⁷ J !) foton záření gama s energií 54 GeV. Tak energetické fotony nedokáže generovat synchrotronové záření přímo; zřejmě jde o inverzní Comptonův jev, kdy relativisticky urychlené elektrony se rozptylují na synchrotronově urychlených fotonech záření gama. Družice Fermi zaznamenala do února 2014 podobně pozdní fotony s energiemi >100 MeV již u 60 GRB.

4. Mezihvězdná látka

M. Barlow aj. objevili v Krabí mlhovině pomocí infračerveného kosmického teleskopu Herschel emisní spektrální čáry hydridu argonu ³⁶ArH^- na frekvencích 0,62 a 1,23 THz (vlnové délky 0,24 a 0,49 mm). Je to vůbec první případ, kdy byly v mezihvězdném prostoru objeveny atomy vzácných plynů, které se vyznačují velkou neochotou tvořit chemické sloučeniny. Spektrální čáry byly překvapivě silné a na rozdíl od pozemských podmínek, v nichž se nejčastěji vyskytuje ⁴⁰Ar, jde o nuklid, který podle teoretických výpočtů vzniká explozivní syntézou během výbuchu velmi hmotných hvězd v podobě supernov třídy II.

Podle H. Müllera aj. tvoří hydridy základní složku interstelární chemie. Mezi nimi vévodí hydrid síry (sulfanylium) SH⁺, ačkoliv již zmíněná družice Herschel ho neobjevila. Podařilo se to však pozemním aparaturám ALMA a 30m parabolické anténě IRAM (Pico Veleta; 2,8 km n.m.; Sierra Nevada, Španělsko), když zkoumali dlouhovlnné infračervené spektrum tzv. Orionovy příčky, což je útvar o úhlových rozměrech přibližně 15″ x 120″, jenž se nachází zhruba 60″ jihozápadně od proslulého Trapezu v mlhovině v Orionu. Příčka představuje vysoce ionizovanou frontu a autorům se podařilo objevit dvě spektrální čáry posunuté k vyšším frekvencím vůči laboratorním hodnotám pro SH⁺ (≈346 GHz). Jelikož všechny ostatní parametry čar bezvadně odpovídají zmíněnému hydridu, usoudili autoři, že laboratorní hodnota je ve skutečnost chybná. Tak se jednak vysvětlilo, proč Herschel neuspěl, a na druhé straně potvrdilo, že vskutku je sulfanylium hlavní molekulovou složkou v aktivních oblastech hvězdných kolébek.

Také M. Agúndez aj. využili výborných parametrů antény IRAM ke dlouhodobému studiu (sezóny 2002 - 2008) rozsáhlých (poloměr 84 kau) prachových obálek kolem uhlíkové hvězdy (miridy) IRC+10216 (=CW Leo; var 11 – 15 mag; 6 – 16 kL_☉; spektrum C9,5e; 2,2 kK; 830 R_☉; 0,8 M_☉; vzdálenost 130 pc), v nichž už dříve bylo objeveno přes 80 molekul. Autoři identifikovali velké množství spektrálních čar v atmosférických spektrálních oknech 0,9 – 3,0 mm (frekvence 100 – 333 GHz). Objevili tak naprosto exotické molekuly C₅S (frekvence 81 – 85 GHz), MgCCH (89 – 99 GHz); NCCP (81 – 97 GHz) a SiH₃CN (90 – 109 GHz).

C. Gryová a E. Jenkins zjistili, že Slunce se nachází uprostřed lokálního oblaku plynu, jehož strukturu prozradily ultrafialové absorpční čáry Mg II, Fe II a H I. Jeho centrální část sahá izotropně do vzdálenosti 9 pc od Slunce, pak následuje roztřepená oblast do vzdálenosti 20 pc, ale zvýšená hustota interstelárního plynu se pozoruje až do vzdálenosti 50 pc od Slunce. V krychlovém centimetru interstelárního oblaku se v blízkosti Slunce nachází 1 atom H I v objemu 10 cm³ a na jeho periferii v objemu 30 cm³.

E. Schlafly aj. využili přehlídkového 1,8m dalekohledu PanSTARRS-1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System; Mt. Haleakala, Maui) k sestavení homogenního katalogu více než 230 bližších molekulových mračen v naší Galaxii. Měřili v pěti standardních barevných filtrech jasnosti hvězd, jež se nacházejí ve směru zorného paprsku blíže než mračna. Dosavadní údaje o vzdálenostech těchto chladných mračen byly totiž zatíženy až padesátiprocentními systematickými chybami, což nová metoda zlepšila na ±10 %, zatímco přesnost náhodných chyb klesla na ±5 %. Tak se podařilo změřit vzdálenosti mračen od Slunce v rozsahu 0,1 – 2,4 kpc. Známá mračna v souhvězdích Hadonoše, Orla, Herkula a Býka se nacházejí ve vzdálenostech <200 pc, zatímco nejvzdálenější je skupina čtyř mračen Maddalena (2,1 – 2,4 kpc) poblíž hlavní roviny Galaxie v galaktických šířkách -2,5° – 0,4°. Nejbližší mračno MBM 40 ve vysoké galaktické šířce 45° je od nás vzdáleno jen 64 pc, zatímco mračna MBM 46 a 47 v galaktické šířce -36° jsou 490 pc a 475 pc daleko.

Díky úspěchu kosmické sondy Stardust (NASA) se podařilo zkoumat laboratorně nejenom vzorky prachu z okolí dvou komet, ale také interstelární prachové částice. K jejich detekci v záchytném aerogelu se spojilo více než 30 tisíc dobrovolníků v projektu Stardust@Home. Jejich společné úsilí přineslo podle A. Westphala aj. důkazy, že 7 ze zkoumaných prachových částeček má interstelární původ, jelikož se od ostatních zrnek prachu liší významně svým chemickým složením, krystalickou strukturou, ale i trajektorií dráhy při zachycení aerogelem. Současně se ale ve všech případech liší od částic, které astronomové sledují na dálku spektroskopicky, anebo od teoretických modelů složení mezihvězdného prachu.

A. Belloche aj. zjišťovali pomocí aparatury ALMA, zda se v v obřím (poloměr 23 pc; hmotnost 3 MM_☉) molekulovém mračnu a zdroji překotné tvorby hvězd Sgr B2 vzdáleném od centra Galaxie jen 120 pc vyskytují aminokyseliny, které považujeme za stavební kameny pro vznik života. Ve vzorcích uhlíkatých chondritů se totiž údajně našly aminokyseliny interstelárního původu. Díky technickým parametrům ALMA se autorům podařilo objevit rozvětvenou molekulu iso-propylkyanidu (i-C3H7CN). Právě takto rozvětvené molekuly mohou posloužit jako stavební kameny pro aminokyseliny.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy

Jak uvedli C. Mellis aj., je už zcela jisté, že vzdálenost otevřené hvězdokupy Plejády (=M45; Tau) d = (120,2 ±1,5) pc změřená astrometrickou družicí HIPPARCOS je jednoznačně chybná. Autoři totiž změřili vzdálenost Plejád radiointerferometrií VLBI a obdrželi hodnotu d = (136,2 ±1,2) pc, která je v uspokojivé shodě s váženým průměrem předešlých pozemních měření d = (133,5 ±1,2) pc. Příčina povážlivé systematické chyby měření z družice HIPPARCOS stále není známa.

V. Straižys aj. uvedli, že vzdálenost otevřené hvězdokupy M29 (Cyg; 6,6 mag) byla až dosud velmi nejistá, protože v tom směru cloní jasnosti hvězd neznámé množství mezihvězdné látky. Autoři proto změřili její vzdálenost pomocí vícebarevné fotometrie ve vilniusském systému barevných filtrů. Proměřili tak barevné indexy 260 hvězd až do 18 mag a odtud stanovili přesnou hodnotu mezihvězdné extinkce až 3 mag. Obdrželi tak zlepšenou hodnotu vzdálenosti hvězdokupy (1,5 ±0,15) kpc a její menší stáří pouze 5 mil. let.

Proslulá umělá družice Swift sloužící především k objevování zábleskových zdrojů záření gama se podle M. Siegela hodí i k výzkumu otevřených a kulových hvězdokup, protože její ultrafialový a optický teleskop UVOT má široké zorné pole (17′), vysokou citlivost v blízké části spektra UV a rozlišovací schopnost 2,3″. Pomocí tohoto přístroje dokázali ve hvězdokupách snadno rozlišit mladé i středně staré hvězdy hlavní posloupnosti, modré loudaly i horké bílé trpaslíky a zkonstruovat tak jejich barevné diagramy. Odvodili tak vzdálenost otevřené hvězdokupy M67 (Cnc; 6 mag) 910 pc, stáří 4 mld. let a sluneční metalicitu. Podobně určili přesnější parametry otevřené hvězdokupy NGC 188 (Cep; 8 mag): 1,9 kpc; 5 mld. let a metalicitu +0,1 (vyšší než sluneční) a NGC 2539 (Pup; 7 mag): 1,3 kpc; 630 mil. let; sluneční metalicita. Podobně zkoumali také starou kulovou hvězdokupu M79 (Lep; 9 mag), vzdálenou od nás 13 kpc, starou téměř 12 mld. let a tudíž s velmi nízkou metalicitou -1,55. Hvězdokupa je od nás tak daleko, že se pomocí UVOT nepodařilo zobrazit tamější hvězdy hlavní posloupnosti ani větev červených obrů. Zato jsou dobře viditelné modrá horizontální větev a asymptotická větev červených obrů (AGB).

D. Massari aj. studovali pomocí výkonných spektrografů FLAMES VLT na Paranalu a DEIMOS u teleskopu Keck II zastoupení železa u 220 hvězd obří kulové hvězdokupy Terzan 5 (Sgr; 13 mag; poloměr 0,8 pc; hmotnost soustavy 2 MM_☉; stáří 12 mld. let). Z tohoto souboru pak vybrali 135 hvězd v různých vzdálenostech od těžiště hvězdokupy s cílem zjistit, jak se případně mění jejich metalicita s rostoucí radiální vzdáleností. Autoři ukázali, že v hvězdokupě se vyskytují tři pokolení hvězd s různými metalicitami. Nejvíce (62 %) hvězd má metalicitu poloviční v porovnání se Sluncem, za ní následuje skupina s podílem 29 % z celkového počtu hvězd s metalicitou o 80 % vyšší než sluneční, a třetí skupina s pouhými 6 % zastoupení má velmi nízkou metalicitu pouze 16 % v porovnání se Sluncem. Autoři tak potvrdili názor, že Terzan 5 nejspíš nepatří mezi klasické kulové hvězdokupy, ale spíše jde o jádro dávno kanibalizované trpasličí galaxie.

N. Caldwell aj. objevili ve vzdálenosti >84 kpc od centra galaxie M87 v Panně kulovou hvězdokupu HVGC-1, která se přibližuje k naší Galaxii rychlostí 1 025 km/s, takže by se během necelé miliardy let mohla stát dočasným objektem v naší Galaxii. Hvězdokupa má hmotnost 3,4 MM_☉ a její rychlost vůči těžišti M87 je téměř určitě úniková. Zatím není jasné, co tak rychlý pohyb způsobilo. Autoři se domnívají, že nejspíš jde o důsledek blízkého setkání se dvěma černými veledírami v jádře M87, z nichž jedna veledíra se dnes už nachází velmi daleko od těžiště této galaxie.

5.2. Naše Galaxie

B. Zhang aj. a A. Sanna aj. využili rádiointerferometrie VLBA a maserů v mezihvězdných mračnech ke zpřesnění průběhu spirálních ramen v naší Galaxii. Proměřovali totiž jejich radiální vzdálenosti od nás pomocí methanolového (CH₃OH) maseru zářícího na frekvencích kolem 12 GHz (vlnová délka 24,6 mm) a vodního maseru na frekvenci 22 GHz (13,5 mm). Oblast tvorby hvězd W43 patří do spirálního ramene Sct poblíž přivráceného okraje příčky v naší Galaxii ve vzdálenosti (5,5 ±0,4) kpc od Slunce. Další komplex W31 se nalézá ve vzdálenosti (5,0 ±0,5) kpc od Slunce. Kolem centra Galaxie probíhá 3 kpc spirální rameno, z něhož vybíhá spojovací rameno Norma, které lze sledovat až do vzdálenosti 5 kpc od centra. Pak následují ramena Sct-Cen, odvíjející se od této vzdálenosti, rameno Sgr ve vzdálenosti až 7 kpc od centra Galaxie (ale jen 1 kpc od Slunce!) a vnější rameno Per ve vzdálenosti 8 – 11 kpc od centra, ale jen 1,5 kpc od Slunce.

Podobně J. Urquhart aj. odvodili na základě dvanáctiletého proměřování rozložení mezihvězdného plynu rádioteleskopy, že Galaxie má minimálně čtyři spirální ramena a k tomu ještě centrální příčku. Y. W. Wu aj. potvrdili, že Slunce je od vnějšího spirálního ramene v Perseu vzdáleno jen 1,4 kpc. L. G. Hou a J. L. Han zpracovali měření poloh 2,5 tis. oblastí H II, 1,3 tis. obřích molekulových mračen a 900 oblastí tvorby hvězd doprovázených 6,7 GHz methanolovými masery. Odtud dostali pro vzdálenost Slunce od centra Galaxie hodnotu 8,3 kpc a oběžnou rychlost 239 km/s. Současně ale tvrdí, že stále dobře neznáme ani průběh ani počet spirálních ramen v Galaxii, protože modely se třemi rameny dávají přibližně stejně dobrý souhlas jako modely se čtyřmi rameny.

M. Reid aj. získali maserové paralaxy pro více než 100 oblastí tvorby hvězd v Galaxii, takže mohli odtud zpřesnit vzdálenost Slunce od centra Galaxie na hodnotu (8,34 ±0,16) kpc a kruhovou oběžnou rychlost Slunce kolem těžiště Galaxie na (240 ±8) km/s. Rotační křivka pro kruhové oběhy hvězd kolem těžiště Galaxie je prakticky plochá v intervalu radiální vzdálenosti 5 – 16 kpc, což je jasný důkaz převahy skryté látky (dark matter) nad látkou zářící. Vlastní pohyb Slunce vůči místní klidové souřadnicové soustavě činí 15 km/s.

K téměř shodnému výsledku o ploché rotační křivce dospěl také M. López-Correidora pro galaktocentrické vzdálenosti 4 – 16 kpc a vzdálenosti od hlavní roviny Galaxie ±2 kpc. Svůj závěr opírá o sledování vlastních pohybů a fotometrie shluků červených obrů. Pro oběžnou rychlost Slunce mu vyšla hodnota 250 km/s a vlastní pohyb 12 km/s vůči místní klidové souřadnicové soustavě. Pro oběžné rychlosti mimo hlavní rovinu Galaxie mu však vyšly hodnoty o 150 km/s nižší! Pokud se tak nízké rychlosti potvrdí, bude to mít důsledky pro prostorové rozložení skryté látky v Galaxii. Lze však konstatovat, že tento výsledek dobře souhlasí se studií S. Loebmanové aj., v níž využili přehlídky SDSS k mapování rozložení skryté látky v halu Galaxie do vzdálenosti až 20 kpc od jejího centra. Potenciál skryté látky lze až do této vzdálenosti popsat jako zploštěné halo s poměrem os 0,7. Tomu pak odpovídá zploštění v hustotě skryté látky s poměrem os 0,4.

Jakkoliv se zdá, že aspoň hlavní rysy struktury Galaxie už známe se slušnou přesností, přišel R. Branham s kacířským názorem o vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Využil k tomu svítivých hvězd tříd OB, měření jejich vzdáleností z katalogu HIPPARCOS, hodnot vlastních pohybů a radiálních rychlostí, jakož i Oortových konstant A, B, C. Dostal tak naprosto neuvěřitelnou hodnotu pro vzdálenost Slunce od těžiště Galaxie d = (6,7 ±0,4) kpc. I když jeho studie prošla řádným recenzním řízením, tak tomuto výsledku dávám jen omezenou životnost dvou nebo tří let.

M. Galleazzi aj. dospěli k závěru, že Slunce se nachází v místní bublině o poloměru 100 pc, obsahující horký plyn o teplotě ≈MK, jenž se prozradil rentgenovým zářením o energii ≈250 eV. Někteří autoři se sice domnívali, že jde o projevy slunečního větru, ale to se podařilo vyvrátit měřením aparaturou DLX pomocí sondážní rakety, která odstartovala ze základny White Sands v Novém Mexiku v prosinci 2012. Měření na raketě, a také podrobná měření rentgenovou družicí ROSAT, však ukázala, že alespoň 60% rentgenového toku o zmíněné energii 250 eV pochází z místní bubliny. Neutrální interstelární plyn tvořený převážně atomy vodíku s 15%. příměsí hélia vstupuje do Sluneční soustavy rychlostí 25 km/s ve směru od galaktických souřadnic l = 3°; b = 16°, takže Země se dostává na závětrnou stranu proudění vždy počátkem prosince, kdy byla raketa vypuštěna. Zatímco vodík se uvnitř naší soustavy rovnoměrně rozptýlí, héliové atomy vytvářejí kuželový chvost na závětrné straně, což se měřením DXL potvrdilo.

C. Slater aj. využili přehlídkového teleskopu Pan-STARRS-1 k prozkoumání struktury vnějšího okraje disku Galaxie, jenž je občas nazýván prstenem Monoceros. Vyznačuje se zvýšenou koncentrací hvězd v oblouku dlouhém >130° v galaktické délce a širokém v rozmezí -25° – 35° galaktické šířky. Prsten je ostře ohraničen na severu a jihu od galaktické roviny, ale jinak se uvnitř vyznačuje rozličnými proudy hvězd. Autoři se pokusili tuto strukturu vysvětlit na základě počítačových simulací slapových efektů Galaxie, anebo pohlcením satelitní galaxie. Podle očekávání však ani jedno vysvětlení nedává jednoznačný souhlas s pozorováním, takže k pokroku pomohou jednak obsáhlejší pozorovací údaje, ale i jemněji vyladěné simulace.

N. Izumi aj. objevili pomocí 8,2m teleskopu Subaru dvě kolébky vznikajících hvězd v obřím molekulovém mračnu, jež je vzdáleno 16 kpc od Slunce a rekordních 22 kpc od centra Galaxie. V první kolébce napočítali 18 a ve druhé 45 hvězd. Jejich stáří nepřevyšuje 1 mil. let. Protože v blízkosti první kolébky se nachází vysokorychlostní mezihvězdné mračno H, není vyloučeno, že vznik hvězd v kolébkách byl mračnem H vyvolán.

J. Bochanski aj. našli pomocí spektrografu u 6,5m teleskopu MMT dvě zatím vůbec nejvzdálenější hvězdy v naší Galaxii. Hvězdy z přehlídky červených obrů ULAS (UK Large Area Survey; 3,8m teleskop UKIRT na Mauna Kea) se nacházejí ve vzdálenostech (274 –74) kpc a (238 ±64) kpc a vzdalují se od těžiště Galaxie rychlostmi (52 ±10) km/s a (24 ±10) km/s. Jsou důkazem, že periférie Galaxie přesahuje magickou hranici 200 kpc.

Když byly koncem r. 2010 pomocí družice Fermi objeveny po stranách hlavní roviny Galaxie obří bubliny záření gama o průměru téměř 8 kpc sahající do galaktických šířek ±55°, vznikla přirozeně otázka, kde se tak obrovské struktury vzaly. V mezidobí se vynořila řada někdy docela bizarních domněnek, ale zdá se, že pravdu budou mít G. Mou aj., kteří upozornili na pravděpodobné výrazné kolísání zářivého výkonu černé veledíry v jádře Galaxie. Nepřímé důkazy totiž prokazují, že její zářivý výkon podléhá řádovým výkyvům na časové stupnici řádu 10 mil. let. Během doby se totiž může zářivý výkon veledíry zvýšit až o čtyři řády proti současnosti. Následkem takových vzplanutí trvajících miliony let vzniká silný vítr, jenž se postará o naplnění zmíněných bublin zářením gama. Poslední taková epizoda patrně skončila před pouhými 200 tis. lety. Hydrodynamické 3D simulace ukazují, že vítr je usměrněn do oblastí galaktických pólů a ostré vnější okraje bublin lze vysvětlit potlačením nestabilit viskozitou rozpínajícího se materiálu. Pozorování bublin rentgenovými družicemi ROSAT a Suzaku jsou v souladu s předpověďmi zmíněných simulací. Podle M. Ackermanna aj. dosahuje zářivý výkon bublin v oboru paprsků gama hodnoty 4.10³⁰ W.

T. Piffl aj. analyzovali radiální rychlosti hvězd v Galaxii na základě australského projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment), jenž probíhá od r. 2003 na observatoři Siding Spring za pomocí Schmidtovy komory o průměru zrcadla 1,2 m. Vláknová optika umožňuje naráz pořizovat spektra 150 hvězd. Projekt RAVE dokázal do r. 2013 získat radiální rychlosti téměř půl milionů hvězd. Autorům se tak podařilo určit minimální únikovou rychlost z Galaxie 530 km/s a odvodit i celkovou hmotnost Galaxie (včetně skryté látky) 1,3 TM_☉.

P. Kafle aj. se pokusili na základě nejnovějších kinematických dat o složkách Galaxie odvodit její základní parametry, tj. rozměry a hmotnosti různých složek soustavy. Za základ vzali vzdálenost Slunce od centra Galaxie 8,5 kpc a za tohoto předpokladu odvodili poloměr hala Galaxie 17 kpc. Vnější halo pak končí ve vzdálenosti 98 kpc. Hmotnost centrální výdutě Galaxie odhadli na 9 GM_☉; galaktického disku na 95 GM_☉ a viriálovou hmotnost celé Galaxie na 800 GM_☉. Lokální úniková rychlost z Galaxie pak činí 590 km/s.

W. Brown aj. pátrali pomocí 6,5m teleskopu MMT (Mt. Hopkins, Arizona) po hvězdách s hyperbolickými rychlostmi, jež unikají z Galaxie. Našli tak 21 hvězd na 12. tis. čtverečních stupňů oblohy. Jde většinou o hvězdy hlavní posloupnosti pozdní spektrální třídy B. Jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 2,5 – 4,0 M_☉ a polovina z nich jeví rychlou rotaci, V současné době jsou od centra Galaxie vzdáleny 50 – 120 kpc. Autoři odhadli, že jde o hvězdy vyvržené z okolí černé veledíry v centru naší Galaxie za posledních 200 mil. let. Polohy prchajících hvězd jsou výrazně anizotropní. Z pozorování tak vyplývá, že průměrný interval mezi těsnými přiblíženími hvězd k veledíře, což má za následek její vymrštění z Galaxie vyšší než únikovou rychlostí, činí něco přes 600 tis. roků.

Z. Zheng aj. našli první prchající hvězdu v přehlídce 4m mnohovláknovým spektroskopickým teleskopem LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; Xinglong, Čína). Hvězda se vůči Slunci vzdaluje rychlostí 620 km/s a vůči těžišti Galaxie rychlostí 477 km/s. Je od Slunce vzdálena 13 kpc, má hmotnost 9 M_☉, efektivní teplotu 9 kK a patří do spektrální třídy B. J. Zhong aj. vzápětí oznámili, že přehlídka LAMOST už odhalila 28 kandidátů na prchající hvězdy v blízkém slunečním okolí 1 – 3 kpc; z toho pro nejméně tucet vyjdou určitě hyperbolické rychlosti. Jen pro názornou představu: spektrograf teleskopu LAMOST může díky vláknové optice naráz snímat spektra 4 tis. hvězd (!), takže se odhaduje, že během pěti let pořídí 8 milionů hvězdných spekter na ploše 16 tis. čtv. stupňů.

N. Tetzlaff aj. změřili radiální rychlosti 30 pravděpodobně prchajících hvězd, revidovali hodnoty jejích stáří a snažili se určit místa, kde se hvězdy zrodily. Pro soubor 7 hvězd odhadli jejich stáří na <100 mil. let a pro 5 z nich dokonce našli pravděpodobná místa jejich zrodu v mladých hvězdokupách nebo hvězdných asociacích. Vůbec nejmladší hvězda HIP 9470 v souboru se mohla utrhnout od své složky v okamžiku jejího výbuchu jako supernovy a následném zhroucení na neutronovou hvězdu, tj. pulsar PSR J0512-1637. Sedm hvězd v souboru patří mezi spektroskopické dvojhvězdy a pro čtyři z nich autoři odvodili dráhové parametry.

5.3. Jádro Galaxie

Několik prací se soustředilo na záhadné chování prachoplynového oblaku G2, jenž prošel pericentrem (perinigriconem) své dráhy ve vzdálenosti jen 1,5 tis. Schwarzschildových poloměrů (0,7 světelného dne!) černé veledíry Sgr A^* v polovině března 2014, aniž by se ho to viditelně dotklo. Přitom ještě v září 2014 uveřejnili F. Da Colle aj. výsledky počítačových simulací, které vedly k závěru, že oblak G2 o úhrnné hmotnosti 10^-5 M_☉ je produktem hvězdného větru ("kometární bublina"), jež se bude slapově deformovat a nabalovat na veledíru tempem 10^-7 M_☉/r a jeho vzhled se obnoví až několik let po průchodu. J. Guillochon aj. se naopak domnívali, že oblak G2 je ve skutečnosti zbytkem obří hvězdy, jež byla slapově otrhána při předešlých průletech v blízkosti veledíry. Snad nejblíže pravdě však budou G. Witzel aj., kteří pozorovali hladký průchod G2 pomocí Keckova teleskopu II vybaveném adaptivní optikou na vlnových délkách 2,1 a 3,8 μm. Autoři proto usoudili, že uvnitř oblaku G2 se nachází nedávno splynuvší dvojhvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 2 M_☉ o poloměru 2,1 R_☉ a svítivosti 30 Lo, jež ohřívá zevnitř zbytky společné prachoplynové obálky o průměru 2,6 au ohřívané také černou veledírou na teplotu 10 kK. K obdobnému závěru dospěla také A. Ghezová aj., jež soudí, že splynuvší dvojhvězda vykáže nakonec spektrální třídu B a připojí se k ostatním hvězdám centrální hvězdokupy tvořené hvězdami typu S.

C. Carlisleová uvedla, že za existenci dvou obřích bublin záření gama o energiích fotonů 2 – 5 keV a průměru 15 kpc, jež se rozprostírají až do úhlů ±50° od hlavní roviny Galaxie, je odpovědná dávná aktivita černé veledíry v centru Galaxie. Bubliny totiž obsahují extrémně relativistické elektrony, které se pohybují rychlostí jen o 5.10^-11 nižší než je rychlost světla ve vakuu. Kromě toho víme díky měření družice WMAP, že táž oblast je vyplněna mikrovlnnou "mlhou" na frekvenci 23 GHz (vlnová délka 13 mm). Nejpravděpodobnější vysvětlení existence bublin proto směřuje na mimořádnou akreční aktivitu centrální veledíry v době před několika málo miliony let.

O. Pfuhl aj. zkoumali v blízkosti (<0,2 pc) centra Galaxie pomocí infračervené kamery a spektrografu VLT ESO po dobu 10 let tři hmotné těsné dvojhvězdy: IRS 16NE, IRS 16SW a E60, jež patří do centrální mladé hvězdokupy. Velmi hmotnou dvojhvězdu IRS 16NE objevili a určili její základní parametry. Primární složka dvojhvězdy sp. třídy Ofpe má hmotnost ≈50 M_☉ a sekundární složka sp. třídy WN9 hmotnost >30 M_☉. Není dokonce vyloučeno, že má hmotnost srovnatelnou s primární složkou. Hvězdy obíhají kolem barycentra soustavy po eliptické dráze s výstředností 0,3 v periodě 224 d. Již dříve objevená zákrytová dvojhvězda IRS 16SW má oběžnou dobu 19,4 d a k ní přibyla nově objevená zákrytová dvojhvězda E60 s oběžnou dobou jen 2,3 d. Autoři odhadli hmotnosti složek na 20 M_☉ a 10 M_☉ a poloměr kruhové dráhy na 16 mil. km. Tato dvojhvězda vyniká vysokou prostorovou rychlostí 460 km/s, jež je patrně o něco vyšší než úniková rychlost z centra Galaxie. Autoři usoudili, že jde fakticky o dvojici hvězd Wolfových-Rayetových sp. třídy WN7.

To znamená, že v bezprostřední blízkosti černé veledíry Sgr A^* se nacházejí minimálně tři velmi hmotné dvojhvězdy, které vznikly v mladé centrální hvězdokupě před méně než 6 mil. lety. Podíl spektroskopických dvojhvězd 27 % je přitom týž jako u ostatních mladých hvězdokup kdekoliv v Galaxii a podobně je tomu i s podílem zákrytových dvojhvězd ve hvězdokupách OB (≈1 %).

Zlepšené přístrojové možnosti dalekohledů VLT umožní v blízké budoucnosti doplnit tyto údaje tak, aby bylo možné zejména zpřesnit vzdálenost Slunce od centra Galaxie, jež se v současnosti nejčastěji pohybuje kolem hodnoty 8,4 kpc. M. Habibiová aj. zjistili, že v centru Galaxie se nalézá více než stovka patrně osamělých hmotných hvězd třídy OB a hvězd Wolfových-Rayetových. Asi třetina z nich nepatří do centrální hvězdokupy, což lze vysvětlit jejich rychlým driftováním z místa svého zrodu. Podle modelových simulací se hvězdy o hmotnosti ≈100 M_☉ dokáží během svého krátkého života vzdálit až do vzdáleností 60 pc od místa svého vzniku v husté hvězdokupě.

Další lehce kacířské hodnoty vzdálenosti Slunce od centra Galaxie zveřejnili C. Francis a E. Anderson na základě polohy těžiště soustavy kulových hvězdokup. Tak dostali hodnotu (7,4 ±0,4) kpc. Měření rozložení červených hvězd v galaktickém poli na základě poloh získaných družicemi HIPPARCOS a 2MASS, pak dostali prakticky shodnou vzdálenost (7,5 ±0,3) kpc.

F. Marin aj. upozornili, že geometrické poměry v centru Galaxie známe jen zcela povrchně. Ke zlepšení neuspokojivého stavu by byla vhodná polarimetrická rentgenová měření v energetickém pásmu 8 – 35 keV a v okruhu 100 pc od jádra. Objekty v centrální části galaktického disku jeví nepatrnou polarizaci, zatímco molekulová mračna Sgr B2 a Sgr C vykazují stupeň polarizace 48 – 66 %. To by umožnilo získat dobrou představu o trojrozměrné struktuře jádra Galaxie.

Podle G. Bowyera aj. se však technický pokrok v úhlové rozlišovací schopnosti radiointerferometrie na velmi dlouhých základnách (VLBA) může vbrzku postarat o výrazné zlepšení našich údajů o bezprostředním okolí černé veledíry Sgr A^*, protože autorům se podařilo odhalit přibližný tvar akrečních disku a směr kolimovaných výtrysků plynu z okolí veledíry. Měření na vlnové délce 7 mm (frekvence 43 GHz) ukázala, že disk je zploštělý a má vnější osy o rozměrech 35 R_S x 13 R_S, kde R_S je Schwarzschildův poloměr veledíry (≈12 mil. km), přičemž rotační osa míří přibližně k východu (95°). Zatímco infračervené a rentgenové družice zaznamenaly několik zjasnění, v rádiovém pásmu se nic takového ani neobjevilo. To znamená, že příčinou zjasnění nemohla být zvýšená akrece hmoty na veledíru, ale spíše excitace elektronů v magnetických polích.

5.4. Místní soustava galaxií

B. Leavens aj. objevili pomocí přehlídkového teleskopu Pan-STARRS 1 dosud nejvzdálenější kulovou hvězdokupu naší Galaxie v poloze 1136-1052 (Crt; poloměr 50 pc; hmotnost 10 kM_☉; stáří 7,5 Gr; 0,02 % sluneční metalicity). Její vzdálenost 145 kpc určili díky 2,2 teleskopu MPG/ESO na La Silla, takže její absolutní hvězdná velikost dosahuje -4,3 Mag (4,5 kL_☉). Objev ukazuje, jak slabě je dosud prozkoumáno nejbližší okolí naší Galaxie.

V. Belokurov aj. využili nové pětibarevné optické přehlídky pomocí 2,6m teleskopu VST ESO na Paranalu k důkazu, že v souhvězdí Poháru (Crt) se nachází další trpasličí satelit naší Galaxie. Jeho těžiště je od centra Galaxie vzdáleno 170 kpc, jeho poloměr dosahuje 30 pc a absolutní hvězdná velikost -5,5 Mag (14 kL_☉). Obsahuje jak staré hvězdy s nízkou metalicitou, tak mladé hvězdy o stáří <400 mil. let. V úhlové vzdálenosti 10° od satelitu Crt I se nacházejí další satelity Leo IV a Leo V.

D. Graczyk aj. využili v rámci projektu Araucaria pro Malé Magellanovo mračno (SMC) přesných fyzikálním a geometrických parametrů čtyř zákrytových dvojhvězd pozdních spektrálních tříd s oddělenými složkami k nezávislému změření střední vzdálenosti SMC od nás. Dvojhvězdy byly objeveny v průběhu obří přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a autoři odtud určili modul vzdálenosti SMC 18,99 mag, čemuž odpovídá vzdálenost (62 ± 2) kpc.

B. Williams aj. snímkovali pomocí kamer ACS a WFC3 HST celkem 117 milionů hvězd v galaxii M31 v pěti ultrafialových, vizuálních a infračervených pásmech a zpřístupnili údaje o jejich polohách, jasnostech a barevných indexech na internetu. Jelikož jsou hvězdy této galaxie pro nás v prvním přiblížení všechny stejně daleko, jde o vynikající pomůcku pro studium vývoje hvězd a srovnání jejich fyzikálních i geometrických parametrů

B. Draine aj se zabývali rozložením prachu v galaxii M31 (And) od jejího centra až do vzdálenosti 25 kpc. Použili k tomu měření kosmickými dalekohledy SST a HST a odhadli hmotnost prachu na 54 kM_☉, tj. 8 promile hmotnosti celé galaxie. Prach tvoří vnitřní prsten o poloměru necelých 6 kpc a jeho hustota dosahuje maxima v 11 kpc. Další vnější prsten začíná na 15 kpc a končí v 25 kpc. Poměr prach/plyn dosahuje maxima v centru (2,6 %) a klesá na 0,3 % na periférii soustavy. Podobně klesá v poměru zhruba 1:10 také metalicita prachu. Těžiště M31 se nalézá ve vzdálenosti 744 kpc (2,4 mil. sv. l.) od naší Galaxie v galaktických souřadnicích l = 121°; b = -22°. Hlavní roviny obou galaxií svírají úhel 78°.

Zdá se, že M31 je ještě větší obr než naše Galaxie. Jak uvedl M. Rich, obě galaxie mají souhrnné hmotnosti >1 TM_☉, ale M31 je asi 2,5krát svítivější (30 GL_☉) než Galaxie. Poloměr galaktického disku M31 dosahuje 46 kpc, kdežto u naší Galaxie jen 28 kpc. Podobné rozdíly se týkají i kulových hal: pro M31 činí poloměr hala 150 kpc, kdežto Galaxie jen 90 kpc. V M31 byla objevena kulová hvězdokupa G1, která má svém centru intermediální černou díru o hmotnosti 20 kM_☉. Nic takového v Galaxii nemáme. V M31 už astronomové nalezli celkem 500 kulových hvězdokup, kdežto Galaxie jich má zatím jen 160. V M31 se nachází asi 500 mld. hvězd, kdežto v Galaxii jen 250 mld, ale zato má ve svém centru dvě kompaktní hvězdokupy Arches a Quintuplet. Také tempo tvorby hvězd v naší Galaxii (2 M_☉/r) je dvakrát vyšší než v M31. Nová měření radiálních rychlostí a vlastních pohybů potvrzují, že obě obří galaxie se k sobě blíží úctyhodnou rychlostí 300 km/s, takže k jejich prolnutí dojde během 3 – 5 mld. let. Ke srážkám hvězd sice nedojde, ale srazí se plyn a prach a také gravitační potenciály, takže obě galaxie se výrazně zdeformují do vzhledu známé dvojice zvané Tykadla (NGC 4038/4039; vzdálenost 14 Mpc) v souhvězdí Havrana (Cor).

M. Diericx aj. zjistili, že trpasličí eliptická galaxie M32 (And; 8 mag) prošla diskem obří spirální galaxie M31 před 800 mil. lety. Propočítali totiž simulacemi jejich pohyby za poslední 2 mld. let a ukázali, že zhruba před 800 mil. let se těžiště obou galaxií k sobě přiblížila na pouhých 10 kpc. Proto má dnes M31 kolem sebe prsten, v němž překotně vznikají hvězdy, a naopak M32 velmi kompaktní vzhled. Zmíněné těsné přiblížení také způsobilo, že značnou část skryté látky M32 si přisvojila M31. Ze vztahu mezi potenciální gravitační energií a kinetickou energií galaxie se odvozuje tzv. viriálová hmotnost za předpokladu, že jde o stabilní soustavy. Pro galaxii M31 tak autoři obdrželi hmotnost 1,6 TM_☉, kdežto její průvodce M32 má pouze 80 GM_☉. Liší se přirozeně také svými viriálovými poloměry 185 kpc a 67 kpc a hmotnostmi galaktických disků: 80 GM_☉ a 800 M_☉. Jejich výdutě pak obsahu 20 GM_☉, resp. 800 MM_☉, což potvrzuje kompaktní povahu M32.

Ačkoliv jde o blízké okolí místní soustavy, tak vzdálenosti obou soustav od naší Galaxie nejsou příliš přesné. Na rozdíl od Drainovy hodnoty totiž Diericxův tým uvádí pro M31 vzdálenost od naší Galaxie 780 kpc a pro M32 udává hodnotu o 100 kpc menší, než se dosud soudilo. Z toho navíc plyne, že by M32 mohla být ke Galaxii asi o 80 kpc blíže než M31. V centru obou galaxií se nacházejí černé veledíry o neurčitých hmotnostech. Pro M31 se uvádějí hodnoty kolem 100 MM_☉, kdežto pro M32 2,5 MM_☉. R. Gonzáles aj. odhadli z nejnovějších měření příčného vlastního pohybu, radiální rychlosti a vzdálenosti galaxie M31 celkovou hmotnost hala M31 a hala naší Galaxie 2,4 TM_☉, ale i hmotnost skryté látky 4,2 TM_☉ do vzdálenosti 1 Mpc od barycentra Místní soustavy .

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

Nejbližší pár sousedních "místních soustav galaxií" se nachází v okolí galaxií IC 342 (=Caldwell 5; Cam; 9 mag; vzdálenost 3,45 Mpc) a Maffei 1 (Cas; 11 mag; vzdálenost 3,37 Mpc). Obě soustavy byly navzdory své blízkosti objeveny poměrně pozdě (1895 a 1967), protože z pohledu od Slunce se nacházejí v tzv. opomíjeném pásmu v hlavní rovině naší Galaxie, kde je nejvyšší interstelární extinkce. P. Wu aj. využili kamer ACS a zejména WFC3 HST ke zlepšení hodnot vzdáleností obou hlavních galaxií a navíc určili i vzdálenost galaxie Maffei 2 (3,52 Mpc), čímž se zdařilo potvrdit, že jde skutečně o pár místních soustav, jež společně s naší Místní soustavou se nacházejí na periférii nadkupy galaxií kolem její královny - galaxie M87.

K. Asada aj. studovali pomocí radiointerferometrie VLBA proslulý kolimovaný výtrysk z galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16,7 Mpc). Používali k tomu v letech 2007-2009 evropských radioteleskopů na frekvencích 15 GHz (vlnová délka 20 mm) a 43 GHz (7 mm). Začali výtrysk sledovat v úhlové vzdálenosti 0,16″ (lineární vzdálenost ≈1 milion R_S černé veledíry) od centra galaxie. Centrální černá veledíra má hmotnost ≈6 GM_☉, takže její R_S dosahuje ≈130 au, tj. úhlově 8 obloukových mikrovteřin. Materiál výtrysku se u své paty pohybuje výrazně nízkou subrelativistickou rychlostí 0,27 c, ale se vzdáleností od paty rychlost výrazně narůstá, takže ve vzdálenosti 1″ (≈80 pc) od centra galaxie už nabývá superluminálních hodnot až 6 c. Nejde ovšem o skutečné překročení rychlosti světla, ale o geometrický efekt, vyplývající se šikmého směru pohybu výtrysku do poloprostoru přivráceného ke Slunci.

K. Sakamoto aj. zkoumali geometrické fyzikální poměry v blízké (35 Mpc) infračervené interagující galaxii NGC 3256 pomocí aparatury ALMA. Jak to u prostupujících se galaxií bývá pravidlem, slapové síly vytvarovaly dlouhá vlákna (chvosty) hvězd a neutrálního interstelárního vodíku. Hustá jádra obou prostupujících se galaxií jsou od sebe vzdálena 0,8 kpc. Severní jádro pozorujeme čelně, zatímco jižní z profilu. Z jader vytékají mocné proudy molekulového plynu rychlostí >750 km/s tempem >60 M_☉/r pro severní jádro a ≈2 tis. km/s tempem >50 M_☉/r pro jižní jádro. Tempo tvorby hvězd v každé složce komplexu se odhaduje na >50 M_☉/r a souhrnný bolometrický zářivý výkon dosahuje 1,5.10³⁸ W (400 GL_☉).

Během přehlídky lokálních ultrasvítivých infračervených galaxií (ULIRG) pomocí kosmického teleskopu Herschel zjistili A. Efstathiou aj., že galaxie IRAS 08572+3915 je od nás vzdálena 240 Mpc. Odtud vyplývá, že jde patrně o vůbec nejsvítivější galaxii v lokálním okolí naší Galaxie. Jde totiž současně o galaxii s aktivním jádrem, které dodává 90 % zářivého výkonu celé galaxie, takže výsledný bolometrický zářivý výkon je opravdu ohromující: 4,2.10³⁹ W (11 TL_☉)!

S tímto objevem nepřímo souvisí i pozorování jiné relativně blízké (860 Mpc) galaxie SDSS J0921+4509, jež podle S. Borthakura aj. ukázalo, že v její centrální oblasti o průměru 100 pc probíhá překotná tvorba hvězd tempem 50 M_☉/r. V tak kompaktním centru galaxie vznikly během desítek milionů let hvězdy s úhrnnou hmotností řádu miliard M_☉. Z jejich měření vyplývá, že extrémně mocný hvězdný vítr vytvořil v okolí centrální oblasti mezery v hustotě chladného neutrálního plynu, jimiž pak snadno uniká asi 20 % vznikajícího ionizujícího záření mimo galaxii a neutrální i ionizovaný plyn opouští galaxii rychlostmi >1 tis. km/s. Spektrum galaxie pořízené spektrografem COS HST, že v Lymanově kontinuu záření galaxie v pásmu 91 nm (měřeno v klidové soustavě spjaté s galaxií) dosahuje její zářivý výkon fantastické hodnoty 9.10³⁵ W (2,3 GL_☉).

J. Geach aj. objevili v galaxii SDSS J0905+57 (vzdálenost 2 Gpc) podobnou centrální oblasti rovněž o průměru 100 pc, v niž probíhá překotná tvorba hvězd. Také v tomto případě pozorovali silný proud ionizovaného plynu z centra, ale též mocný výtok chladného molekulového plynu rychlostmi až 1 tis. km/s, který se rozprostírá až do vzdálenosti 10 kpc od centra galaxie. Jelikož však tento chladný plyn představuje základní stavební hmotu pro vznik hvězd, jeho rozptyl znamená, že se tempo vzniku nových hvězd v centrální oblasti nutně snižuje. Tak se nyní ukazuje, že vznik hvězd v galaxiích je brzděn prvotním úspěchem, kdy z hustého centrálního oblaku vznikají hvězdy překotně.

Připomíná to Eddingtonův objev z 30. let minulého století, že hmotnost vznikajících hvězd je omezena tím, že příliš hmotné hvězdy tlakem záření rozmetají stavební materiál čerstvě se rodící hvězdy. Eddington tak objevil po něm pojmenovanou mez hmotnosti vzniku stabilních hvězd. Nyní se ukazuje, že to platí nejenom pro jednotlivé hvězdy, ale též pro celkovou hmotnost hvězd vzniklých v oblacích molekulového plynu. Zřejmě se tak podařilo najít fyzikální příčinu, proč jen zlomek (několik procent) materiálu v galaxiích vytváří jejich hvězdnou složku.

K podobnému výsledku dospěli také P. Hopkins aj. na základě počítačových simulací pro hmotnosti hal galaxií 10⁸ – 10¹³ M_☉ a souhrnné hmotnosti vzniklých hvězd v intervalu 10⁴ – 10¹¹ M_☉. Simulace zprvu naznačovaly, že hmotnost hvězd v trpasličích galaxiích i v naší Galaxii by měla zpočátku růst velmi rychle, ale pozorování ukazují na příkrý rozpor. U méně hmotných galaxií se vznik podstatné části souhrnné hmotnosti hvězd odkládá do nedávné minulosti až současnosti. Autoři ukázali, že na vině jsou velmi hmotné hvězdy I. generace (populace III), které svým mocným zářením zředí hustotu chladného plynu, jenž by byl vhodným stavebním materiálem pro pokračující výstavbu, ale při snižující se hustotě chladného plynu to přestává fungovat. Pouze velmi hmotné galaxie typu M87 a vyšších dokázaly vyrobit mnoho hvězd poměrně rychle v prvních dvou miliardách věku vesmíru, protože obří hmotné soustavy mají tak silnou gravitaci, aby ředění chladného plynu zabránily. Jedině v těchto případech jejich výstavba v podstatě skončí v prvních miliardách let věku vesmíru. V soustavách jako je Galaxie a zejména trpasličí galaxie se proto střídají epizody výstavby s epizodami jejího brzdění vinou vysoké destruktivní aktivity již vzniklých hmotných hvězd. Paradoxně právě ve zcela nedávné minulosti, resp. současnosti, vidíme, jak tyto soustavy teprve nyní vytvářejí značné množství hvězd.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Podrobná pozorování vznikání a vývoje hvězd v lokálním vesmíru jsou pak přirozenou inspirací i pro studium rané historie hvězdného vývoje v hlubokém vesmíru, kde jsme omezeni podstatně horší rozlišovací schopností našich aparatur kvůli gigantickým vzdálenostem objektů výzkumu. A. Lapi aj. uvedli, že pro vzdálenosti >3 Gpc, tj. stáří objektů >10 mld. let, hrají klíčovou roli pro vývoj galaxií a hvězd velmi hmotné galaxie zářící převážně v daleké infračervené oblasti spektra, a to hned ze dvou důvodů. Především se maximum zářivého toku přesouvá k delším vlnovým délkám vinou rozpínání vesmíru, a za druhé jsou tyto galaxie silně zaprášené, takže krátkovlnnější záření se v zrníčcích prachu pohlcuje, čímž zrnka ohřívá, takže prachem rozptýlené záření má nutně větší vlnové délky. Podobně se chovají také galaxie s aktivními jádry (AGN), k nimž patří zejména kvasary a blazary, i když jejich aktivita je mírně omezena v čase na <1 mld. let.

V polovině 60. let minulého století přišli E. Salpeter, J. Zeldovič a I. Novikov na příčinu silného vyzařování z okolí černých děr a veleděr. Díky gravitaci černé díry vznikají kolem nich akreční disky tvořené prachem i slapy roztrhanými zbytky větších těles (planetek, planet, hvězd,..), z jejichž vnitřních okrajů nakonec padá materiál do černých děr rychlostmi blízkými rychlosti světla. Takový materiál silně září (účinnost přeměny hmoty na záření dosahuje desítek procent; podstatně více, než při klasické termonukleární reakci v nitru hvězd, kde je účinnost v nejlepším případě 0,7 %).

Podrobným výzkumem velkého souboru takto vzdálených galaxií kvasarů dospěli autoři k závěru, že v období reionizace vesmíru (0,5 – 1,0 mld. let po Velkém třesku = VT) je tempo tvorby hvězd ve velkých a hmotných galaxiích téměř stálé. Po konci 1. mld. let však dochází k prudkému útlumu tempa vzniku hvězd, protože výrazná část interstelárního materiálu ztrácí moment hybnosti a klesá do centra soustavy, kde už na něj číhá černá veledíra a akreční mechanismus. Okolí černé díry začíná silně zářit dokonce nad zmíněnou Eddingtonovou mezí, což znamená, že silný vítr z okolí černé díry rozptyluje stavební materiál pro budoucí hvězdy, takže tvorba hvězd prudce klesá. To se potvrdilo zejména od roku 1995, když se ukázalo, že existují těsné nelineární vztahy úměrností mezi hmotností centrální veledíry a souhrnné hmotnosti hvězd v příslušných galaktických výdutích, v discích galaxií i v celých galaxiích.

E. Nelsonová aj. nalezli v poli GOODS-N (Great Observatories Origins Deep Survey; pole podrobně zkoumané HST a dalšími velkými kosmickými i pozemními aparaturami) galaxii č. 774 ve vzdálenosti 3,3 Gpc (2,9 mld. let po VT). V poloměru 1,0 kpc od jejího centra se nachází gigantická hmotnost 100 GM_☉ a hvězdy tam vznikají tempem 90 M_☉/rok. Autoři soudí, že jsme svědky zrodu budoucí obří eliptické galaxie.

A. Barger aj. využili bolometru SCUBA-2 (Submillimetre Common-User Bolometer Array; pásma 0,45 a 0,85 mm) u radioteleskopu JCMT (průměr antény 15m; Mauna Kea; 4,1 km n.m.; 20° s.š.) ke sledování galaxií v severním poli GOODS, jež vynikají překotnou tvorbou hvězd. Sestavili tak katalog 49 galaxií, jejichž submilimetrový rádiový tok je >2 mJy a jsou od nás vzdáleny v rozmezí 2,9 – 3,9 Gpc (stáří vesmíru 1,2 – 4,3 mld. let po VT). Našli tak řadu galaxií s překotnou tvorbou hvězd >2 000 M_☉/r, výjimečně až 6 000 M_☉/r. V průměru nejvyšší tempa tvorby hvězd dosahují galaxie v čase 2,5 mld. let po VT. Vzápětí D. Fischer aj. stanovili tempo tvorby hvězd pro galaxii Himiko (vzdálenost 4 Gpc; stáří 840 Mr po VT) v rozmezí 30 – 100 M_☉/r. Galaxie chudá na tzv. kovy má jejich zastoupení asi 40x nižší než Slunce a následkem toho i velmi málo prachu, neboť poměr jeho hmotnosti vůči hmotnosti interstelárního plynu dosahuje pouze 10^-6.

Stejnou aparaturou radioteleskopu JCMT pozorovala S. Jonesová aj. oblasti kolem 10 infračervených svítivých a současně velmi vzdálených galaxií, jež objevila infračervená družice WISE, která pracovala na vlnových délkách 12 a 22 μm. Žádná z těchto galaxií nebyla spatřena v blízké infračervené oblasti spektra do vlnové délky 4,6 μ. Z červených posuvů známe přitom dobře jejich vzdálenosti v rozmezí 3,0 – 3,8 Gpc. Odtud vyplývají jejich obrovské zářivé výkony řádu 10 TL_☉; v jednom případě dokonce >100 TL_☉. Je tedy zřejmé, že jde obří horkým prachem vyplněné galaxie s aktivními jádry obklopené velkým množstvím satelitů. Proto se jim začalo říkat Hot DOGs (Hot, Dust-Obscured Galaxies).

P. Oesch aj. se pokusili protáhnout stupnici vzdáleností pozorovaných galaxií do ještě ranějšího období vývoje vesmíru. Pomocí kamery WFC3 HST snímkovali pole GOODS-N v blízké infračervené oblasti spektra 1,6 a 3,6 μm, a navíc snímali pole také infračerveným kosmickým teleskopem SST v pásmu 4,5 μm. Objevili tak 4 jasné galaxie s kosmologickými červenými posuvy z v rozmezí 9 - 10, tj. ve vzdálenostech 4,04 – 4,06 Gpc, neboli o stáří 550 – 480 mil. let po VT. Tím byla završena největší přehlídka HST v projektu CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Survey), při níž v poli GOODS HST zobrazilo čtvrt milionu galaxií. Nejvzdálenější galaxie má červený posuv z = 10,2 (vzdálenost 4,07 Gpc; stáří 465 mil. let po VT) a celkovou hmotnost 1 mld. M_☉. Vezmeme-li za základ její tempo tvorby hvězd, tak galaxie ve vzdálenostech 4,00 Gpc (stáří 650 mil. let) mají v porovnání s ní o řád vyšší tempo tvorby hvězd, které s ubíhajícím časem ještě další 1,5 mld. let stále narůstá.

Jak uvedla S. Faberová aj., projekt CANDELS zabral během tří let celkem 600 h pozorování a pokryl na obloze plochu 60x větší než program Hlubokého pole (HUDF = Hubble Ultra-Deep Field; souhvězdí Pece; galaktické souřadnice l = 223°; b = -55°; zobrazená plocha 2,4′ x 2,4′; dosah 4,0 Gpc) za cenu menšího dosahu (27 mag proti 30 mag HUDF). Na rozdíl od obvyklé politiky, že data HST jsou k dispozici astronomické veřejnosti až po roce od pozorování uskutečněného navrhovateli, jsou data CANDELS k dispozici okamžitě po základním zpracování. Není divu, že se na analýze údajů podílí na 150 astronomů ze 45 různých vědeckých institucí ve 12 státech.

Z těchto pozorování se podařilo autorům za pomocí doplňkových pozorování v rádiovém a rentgenovém oboru elektromagnetického spektra rozlišit eliptické a spirální galaxie v hlubokém vesmíru a populace hvězd různého stáří, jež jsou navíc promíchány následkem blízkých přiblížení a případně i splynutí mnohých galaxií. Tím, že se některé oblasti skryté látky při rozpínání vesmíru "zdržely", vznikla postupně proslulá kosmická pavučina s obrovskými prolukami a poměrně tenkými vlákny zářící látky vesmíru. Jedna z nejvzdálenějších galaxií s označením y8 GND 5296 se nachází ve vzdálenosti 4,0 Gpc (stáří 700 mil. let po VT; hmotnost <10 % hmotnosti naší Galaxie) a podle snímku Keckovým dalekohledem tam probíhá tvorba hvězd tempem o dva řády vyšším než v naší Galaxii. Z měření dále vyplývá, že v intervalu 3 – 4 mld. let po VT dosáhlo průměrné tempo vzniku hvězd maxima (o řád vyšší než dnes).

E. Di Teodoro a F. Fraternali se postavili proti rozšířenému názoru, že splývání, prostupování a kanibalismus galaxií vede k překotné tvorbě hvězd. Na vzorku 148 spirálních galaxií ukázali, že 101 z nich nemá žádného průvodce a jen 15 mělo hmotného průvodce, 26 trpasličí satelity a jen 6 hmotného průvodce i trpasličí satelity. Tempo tvorby plynu 0,3M_☉/r v posledních dvou skupinách je pětkrát nižší, než by bylo potřebí ke zvýšení tempa tvorby nových hvězd. Je ovšem pravda, že pohlcené trpasličí satelity přinášejí do společné mísy své hvězdy jako věno. Podobně G. Barro aj. a E. Nelsonová aj. zjistili při studiu kompaktních zárodků budoucích obřích eliptických galaxií z období před 10 – 11 Gr, že epizody překotné tvorby hvězd nikdy nevydrží více než pár stovek milionů let. Také X. F. Deng aj. ukázali, že v bohaté statistice přehlídky SDSS DR7 bývá tempo tvorby hvězd pro osamělé galaxie vyšší než pro galaxie, které tvoří těsnější páry, nebo se prostupují.

V protikladu k těmto statistickým výsledkům publikovali H. Messias aj. obsáhlou studií prostupujících se galaxií H1429-0028 z katalogu infračervené družice Herschel. Získali totiž komplexní údaje o této soustavě díky gravitační čočce v podobě diskové galaxie pozorované z profilu a vzdálené od nás 0,8 Gpc. Díky čočce byly obrazy prostupujících galaxií vzdálených od nás 2,4 Gpc zesíleny o řád a zobrazeny jako téměř úplný Einsteinův prsten v širokém pásmu vlnových délek. Autoři k tomu využili aparatur ALMA, VLA a teleskopů HST a Keck, což poskytlo možnost zkoumat objekty ve stáří 6 mld. let po VT s výjimečně dobrým rozlišením. Soustava připomíná proslulé blízké prostupující se galaxie Tykadla (Cor; NGC4038/4039; vzdálenost 14 Mpc), neboť se skládá z těsného páru kompaktních složek a dlouhých "tykadel" slapových výběžků. Soustava má souhrnnou hmotnost řádu 100 GM_☉ a velkou zásobu dosud nespotřebovaného interstelárního plynu 50 GM_☉ pro tvorbu dalších hvězd. Tehdejší tempo tvorby hvězd přitom činilo úctyhodných 400 M_☉/r a mohlo trvat dalších ≈100 mil. let. To však opět ukazuje, že jde o poměrně krátkou epizodu překotné tvorby hvězd.

Díky spolupráci HST, jež má od r. 2009 instalovánu skvělou kameru WFC3 a infračerveného kosmického teleskopu SST se podle G. Illingworthe aj. zdařilo nalézt objevit už asi tisíc galaxií z období 1 – 1,5 mld. let, dále pak 700 galaxií z období 800 – 950 mil. let a dalších 700 nejstarších z období 650 – 800 mil. let po VT.

Autoři dokonce našli čtyři ještě mladší galaxie z období 500 mil. let po VT, které jsou však kupodivu až 20x jasnější, než by měly být s ohledem na krátký čas pro svou výstavbu. Mají totiž přibližně stejnou hmotnost řádu 1 GM_☉ jako galaxie, které patří do pozdější etapy vývoje vesmíru. To znamená, že galaxie vznikají již v prvních dvou až třech stovkách milionů let po VT. Jsou to relativně málo hmotné a nevelké galaxie typu Magellanových mračen.

Naproti tomu A. Alavi aj. objevili 58 slabých galaxií z období kolem 2,8 – 3,7 mld. let po VT, které jsou poměrně malé (řádu 10 kpc) a málo svítivé. K jejich zobrazení využili kamery UVIS/WFC3 (pásma 275 a 336 nm), přičemž jejich pozorované jasnosti zvyšuje až o dva řády mezilehlá obří kupa galaxií Abel 1689 (Vir; vzdálenost 750 Mpc; úhrnná hmotnost ≈1 PM_☉!) sloužící jako gravitační čočka. Velký počet takto nově objevených trpasličích galaxií zřejmě obsahuje asi 70 % úhrnné hmotnosti hvězd v pozorovaném vesmíru. Na velké galaxie jako je třeba obří galaxie M87 v kupě v Panně, připadá tedy jen necelá třetina hmotnosti hvězd v pozorovaném vesmíru.

Rovněž Y. Shi aj. poukázali na skutečnost, že prvotní galaxie prakticky neobsahovaly kovy (=prvky s protonovými čísly >5) potřebné k chlazení interstelárního plynu. Hvězdy vznikaly pouze z vodíku a hélia, což vyžadovalo akumulaci obrovských hmotností řádu 100 M_☉. Jakmile v nich započala termonukleární reakce, jejich zářivý výkon prudce stoupal a ohříval interstelární plyn do velké vzdálenosti, takže jeho ochlazení na stavební kostky pro další hvězdy nepřipadalo v úvahu. Autoři to doložili pozorováním dvou trpasličích galaxií Sex A (12 mag; vzdálenost 1,4 Mpc) a ESO 146-G14 (poloha 2213-6204; vzdálenost 22,5 Mpc ) v dalekém infračerveném oboru spektra pomocí družice Herschel. Obě galaxie mají o řád nižší obsah kovů než Slunce a tvorba hvězd tam probíhá o více než řád pomaleji než v naší Galaxii, kde se ovšem zpočátku tvořily hvězdy také mnohem obtížněji než dnes.

Dosud největší katalog SDSS-DR9 fotometrických červených posuvů 123 milionů galaxií zveřejnili M. Brescia aj. V katalogu jsou údaje o posuvech s chybou v určení hodnoty z jen ±0,03 pro 95 % galaxií. Fotometrické červené posuvy se určují z pětibarevné fotometrie v úzkých spektrálních oborech a jsou nejlepší náhražkou spektroskopických hodnot z, pokud se dobře okalibrují. To znamená, že nejméně pro 166 milionů galaxií známe nyní jejich vzdálenosti s chybou, která téměř nezávisí na vzdálenosti galaxie od pozorovatele.

R. Tully aj. popsali vzhled lokální nadkupy galaxií, do níž patříme. Využili k tomu údajů o vzdálenostech 8,1 tis. galaxií a jejich pekuliárních rychlostech řádu stovek km/s, tj. rychlostech oproštěných od kosmologického červeného posuvu (rychlosti řádově tisíce km/s). Pekuliární rychlosti jsou důsledkem gravitačních poruch a tím se dá zmapovat příslušnost k lokální nadkupě. V oblasti o průměru 150 Mpc se nachází 150 tis. velkých galaxií a její těžiště (Velký poutač ve směru souhvězdí Cen, Nor a Hya) je od nás vzdáleno 50 Mpc. Do těžiště se stékají vlákna kosmické pavučiny a na periférii jednoho z nich se nachází naše Galaxie. Pro lokální nadkupu navrhli autoři kombinaci havajských názvů (lani = nebe) a (akea = nezměrný), tedy Laniakea. Její hmotnost je vskutku obrovská: ≈100 PM_☉! Autoři dále přibližně identifikovali nejbližší sousední nadkupu galaxií Shapley (=SCI 124; Cen) ve vzdálenosti 200 Mpc, k níž Laniakea míří.

Stále rozsáhlejší podklady o galaxiích hlubokého vesmíru umožňují zlepšit i počítačové simulace o jejich vývoji, jak ukázali S. Genel aj. v zatím nejsložitějším výpočetním programu Illustris. Jde o neuvěřitelně komplexní dílo výpočetní techniky, jak ukazují jeho technické parametry. Hydrodynamický model obsahuje 2.1820³ prvků s rozlišením (106,5 Mpc)³. Do projektu se zapojily počítače Curie ve Francii a SuperMUC v Německu. Výpočty zabraly 19 milionů hodin CPU na 8192 jádrech CPU. Program Illustris počítá vývoj vesmíru od počátečních kosmologických podmínek po současnost tak, aby výsledek co nejlépe odpovídal dnešnímu stavu vesmíru. Podařilo se tak velmi dobře reprodukovat tvorbu galaxií a funkci hmotnosti pro vznikající hvězdy, i vztah mezi hmotnostmi hvězd a hal galaxií v čase od 770 mil. let po VT do současnosti.

Podobně souhlasí i výpočet hustoty satelitních galaxií kole centrálních hmotných galaxií pro období od 1,6 mld. let po VT do současnosti a zastoupení plynu i baryonů v galaxiích a jejich halech. Dalším souhlasným výsledkem je určení tempa vznikání hvězd od času 650 mil. po VT. Dobře souhlasí i modelové morfologie galaxií s pozorováními těchto objektů HST v čase od 1,2 mld po VT. Přesto ještě řada nesouhlasů modelových výpočtů s pozorováním přetrvává. Autoři naznačují cestu, kterou by se mělo budoucí modelování s výkonnějšími superpočítači vydat. Mimochodem, od r. 1995, kdy komplexní modelování začalo, se daří zdvojnásobovat počet prvků každých 16,2 měsíců (obdoba Mooreova zákona pro výkony počítačů).

E. Kuminski aj. vyzvedli inspirativní projekt Galaxy ZOO, jenž rozšířil možnosti zkoumání morfologie galaxií nebývalým způsobem díky dobrovolníkům, kteří se na klasifikaci tvarů galaxií podílejí metodou sdíleného počítání. Nyní však přibývá pozorovacích dat takovým tempem, že to už ani tato iniciativa nemůže zvládat. Proto podle názoru autorů je nutné vytvořit samoučící programy, jež se natrénují na těch výsledcích projektu Galaxy ZOO, kde dobrovolníci dosáhli mezi sebou dobré shody.

Pro rozvoj výzkumu stavby a vývoje galaxií sehrál mimořádnou úlohu úspěšný provoz infračerveného teleskopu Herschel (ESA

a NASA; náklady 1,1 G euro) pro prakticky neprobádanou oblast vlnových délek 55 – 672 μm (frekvence 0,4 – 5,5 THz). Byl vybaven dosud nejrozměrnějším primárním zrcadlem o průměru 3,5 m a opisoval svou drahou Lissajousovy obrazce v okolí bodu L₂ soustavy Slunce - Země. Jeho infračervená čidla byla trvale chlazena kapalným héliem na teplotu <2 K. Zásoba hélia měla zaručit provoz teleskopu po dobu 3,5 let, ale nakonec teleskop měřil po dobu téměř 4 let. Testování teleskopu v bodě L₂ započalo v červnu 2009; vědecký provoz koncem července 2009 a trval do konce dubna 2013

Už před vypuštěním teleskopu Herschel se vědělo, že v daleké infračervené oblasti lze pozorovat nejstarší a také nejzaprášenější galaxie, a že v tomto pásmu lze sledovat i prvotní zárodky galaxií. Úspěšný provoz teleskopu však povýšil naše znalosti doslova o patro výš. Není divu, že v r. 2014, kdy byla významná část pozorovacího materiálu předběžně zpracována, se objevila řada přehledových článků, které nové poznatky shrnuly a utřídily.

J. Conseliceová konstatovala, že máme nyní představu o vývoji galaxií v intervalu od 1 mld. let po VT do současnosti. Vycházíme především ze změn v morfologii galaxií, jež je charakterizována stupně koncentrace hmoty galaxie k jejímu centru, dále pak nesouměrností obrysu jejího obrazu a stupněm shlukování její struktury. Dalšími vodítky pro klasifikaci jsou lineární rozměry, tempo tvorby hvězd a případné známky prostupování či prolínání se satelity nebo i druhou složkou páru větších galaxií. Tak se ukázalo, že galaxie začínají jako malé velmi kompaktní struktury o souhrnné hmotnosti hvězd ≈1 GM_☉. Případné prolínání galaxií podobných hmotností jsme schopni sledovat od času 2 mld. po VT. V té době už lze také rozlišit základní Hubbleovu posloupnost spirálních a eliptických galaxií jakož i jejich vnitřní strukturu, tj. jádro, výduť, příčku, plochý disk, spirální ramena a halo. V té době už zřetelně vidíme, které galaxie jeví aktivitu svého jádra (AGN) a pro galaxie mladší než 6 mld. let po VT také shlukování hvězd do hvězdokup a asociací. Z přehlídek je také patrný silný trend ke zvětšování rozměrů galaxií s časem na dvojnásobek až pětinásobek původní velikosti. Tyto údaje nám pak dávají jednak možnost odhadnout přesněji dosud neznámé charakteristiky protogalaxií jakož i budoucí vývoj v příštích několika miliardách let.

Také D. Lutz ve svém přehledu zdůraznil, jak výrazně naše názory o vývoji galaxií teleskop Herschel ovlivnil, zejména pokud jde o vlastnosti vzdálených exotických galaxií vykazujících zejména vysokou akreci materiálu na centrální černé veledíry a epizody překotné tvorby hvězd. G. De Lucianová aj. uvedli, že na pracovním setkání čtyř desítek odborníků v r. 2013 se přítomní vědci na čtyřech klíčových otázkách:

1. Dostáváme se k mezím možností určovat podíl hmotnosti hvězd a tempo jejich vzniku v každé galaxii?
2. Jak probíhá vznik hvězd a jaké je tempo vznikání hvězd pro galaxie mladší než 1 Gr po VT?
3. Jsme při rozlišování mezi centrální hmotnou galaxií a jejími početnými menšími a málo hmotnými satelity na správné cestě, když chceme pochopit, jak se galaxie vyvíjejí v čase?
4. Máme poměrně jasné představy o tom, které procesy nejvíce ovlivňují vývoj galaxií v různých epochách vesmíru. Co když záleží na dosud neprozkoumaných podrobnostech ve strukturách galaxií, navíc proměnných v čase?

Na další otevřený problém týkající se opakované tvorby hvězd v galaxiích narazil tým vedený J. Tumlisonem, jenž zpracovává spektra galaxií pořizovaná spektrografem COS HST. Dosud se mělo za to, že mladé původně namodralé galaxie jsou obklopeny rozsáhlými kulovými haly prvotního vodíku a hélia, která mají poloměry až dvacetkrát větší než prvotní galaxie. Jelikož se halo nachází v gravitačním poli příslušné galaxie, tak chladnoucí plyn postupně padá dovnitř a slouží jako stavební materiál pro vznik nových pokolení hvězd. Když hvězdy vzniknou a vyvíjejí se až ke svému zániku, tak se plyn odvane a je postupně nahrazen další dodávkou ochlazeného plynu z původního hala. Tyto cykly se opakuji ovšem jen tak dlouho, dokud se zásoba chladnoucího plynu z hala nevyčerpá. Tehdy galaxie spotřebuje poslední dodávku a tím ztratí možnost, aby v ní vznikala další pokolení hvězd, takže začne červenat. Vzniká tak galaktický hřbitov. Z pozorování hlubokého vesmíru tak vyplynulo, že asi polovina existujících galaxií je už mrtvá.

Nová pozorování spektrografu COS však odhalila, že v okolí mrtvých červených galaxií je stále ještě dost čerstvého chladnoucího plynu, který však do centra zřejmě nemůže spadnout, a neví se, proč. C. Steidel a jeho tým se už 30 let pokouší přijít té záhadě na kobylku. Zkoumali během té doby více než tisíc kosmologicky vzdálených modrých galaxií s překotnou tvorbou hvězd a zjistili, že z nich vyvěrá horký (10 kK) galaktický vítr rychlostí ≈800 km/s. Zdá se, že problém je už v samotném počátku vzniku galaxií. Buď se z nich zrodí spirální soustavy, jako je naše Galaxie nebo M31, v nichž se tvoří v opakovaných cyklech hvězdy, anebo jde o eliptické galaxie, které plyn rychle spotřebují a končí jako gigantické hvězdné hřbitovy.

Ke stejnému výsledku dospěl nyní také C. Martin aj. pro více než polovinu z 200 galaxií ve středních kosmologických vzdálenostech. Celková bilance tedy není podle Steidela nijak povzbudivá: nejstarší galaxie obsahovaly při svém vzniku před 11 mld. let zhruba polovinu hmoty v podobě chladného "stavebního plynu", kdežto v naší Galaxii ho v současnosti zbývá už jen 10 % hmoty Galaxie. Za posledních 8 mld. let se hmotnost mrtvých červených galaxií zdvojnásobila. Tento trend bude nutně v budoucnu stále sílit. Pokud jde o vyřešení záhady, jak se z živé modré galaxie stane mrtvá červená, budou určitě potřebné kosmické i obří pozemní dalekohledy příští generace, tj. JWST, a pozemní teleskopy třídy 30 m.

5.7. Gravitační mikročočky a čočky

Y. Tsapras aj. pozorovali po dobu 150 dnů v široké mezinárodní spolupráci 10 observatoří a 63 institucí (programy RoboNet; MiNDSTEp; OGLE; PLANET; μFUN; MOA) světelnou křivku gravitační mikročočky OGLE-2012-BLG-0406L (duben, 2012; poloha 1753-3028; vzdálenost 5 kpc;), během nichž se čočka zjasnila z klidové hodnoty 16,1 mag na maximum 15,5 mag a opět vrátila k původní jasnosti. Na vzestupné větší křivky autoři pozorovali počátkem července) mohutný "zoubek" až 14,8 mag svědčící o výskytu exoplanety o hmotnosti 2,7 M_j, obíhající kolem raného červeného trpaslíka o hmotnosti 0,4 M_☉ v periodě 6 let a ve střední vzdálenosti >3,5 au. Protože sněžná čára soustavy se nachází ve vzdálenosti ≈1,3 au, je zřejmé, že jde o mimořádný případ obří planety daleko za sněžnou čarou. (Ve Sluneční soustavě leží Jupiter zhruba na hranici sněžné čáry.). Samotný program OGLE-IV dává nyní ročně až 2 tisíce gravitačních mikročoček (!) a současně jedinou úspěšnou metodu pro hledání obřích planet ve větších vzdálenostech od mateřských hvězd.

P. Muirhead aj. ukázali, že objekt KOI-256 pozorovaný družicí Kepler v původním poli K1 je zákrytovou těsnou dvojhvězdou (15 mag; 560 pc) složenou z chladného (7 kK) bílého trpaslíka o poloměru 9,4 tis. km a hmotnosti 0,6 M_☉, a z aktivního červeného trpaslíka (sp. M3; 3,4 kK; 0,5 R_☉; 0,5 M_☉), jež kolem sebe obíhají v periodě 1,4 d po téměř kruhové dráze o poloměru 3,75 mil. km. Díky vysokému gravitačním zrychlení na povrchu bílého trpaslíka dochází během jeho tranzitu k efektu gravitační čočky, tj. světlo zakrývaného červeného trpaslíka je zhruba o 15 % zesíleno proti čistě geometrickému zástinu! Vysoká přesnost měření jasnosti činí ze systému kalibrační objekt pro zkoumání bílých i červených trpaslíků.

C. C. Cheung aj. objevili pomocí družice Fermi, že blazar B0218+357 (vzdálenost 2,3 Gpc) zobrazovaný mezilehlou gravitační čočkou (vzdálenost 1,9 Gpc) jako dvojitý zdroj (rozteč obrazů činí jen 0,34″) jeví typické zpoždění signálu vinou nestejně dlouhých drah paprsků v okolí gravitační čočky také pro paprsky gama. Od června 2012 totiž blazar zvýšil v pásmu gama svůj zářivý výkon v řadě záblesků až na padesátinásobek klidového stavu a uklidnil se až po půl roce. Zpoždění signálů dosáhlo 11,5 dne. Objev má velký význam i pro jiné vysokoenergetické blazary, které mohou být rovněž čočkovány. V tom případě budoucí měření zpoždění signálů se projeví i nezávislým určením Hubbleovy konstanty.

W. Zheng aj. nalezli celkem 24 galaxií ve vzdálenostech 4,0 – 4,1 Gpc, tj. ve stáří od 450 mil. let po VT. Podařilo se jim to díky gravitační čočce v podobě kupy galaxií Abel 2744 (vzdálenost 1,1 Gpc) v jednom z polí HFF (HST Frontier Fields), která se úmyslně vybírají tak, aby obrazy nejstarších galaxií na hranici dohlednosti byly silnou mezilehlou gravitační čočkou řádově zesíleny.

Zmíněné galaxie zobrazil také kosmický infračervený teleskop SST a dodatečně se nalezly i v archivu kamery ACS HST. Nejstarší galaxie mají hmotnosti řádu 1 GM_☉ a jsou asi 30krát menší než naše Galaxie. Tempo tvorby hvězd v nich je naopak o řád vyšší než v současné době v naší Galaxii. Autoři odhadují, že z pozorování vyplývá čas počátku tvorby prvních galaxií ≈200 mil. let po VT. V zorném poli se za zmíněnou kupou nachází celkem na 3 tis. galaxií, jejichž jasnost je čočkou zvýšena až 20krát. Také D. Lam aj. využili přesného zmapování gravitačního potenciálu kupy Abel 2744 ke určení parametrů 21 galaxií v intervalu vzdáleností 2,8 – 4,1 Gpc, tj. až do času 490 mil. let po VT. Infračervené filtry instalované na kameře WFC3 dovolují teoreticky zobrazit i objekty ve stáří 395 mil. let od VT.

Jde o opravdu důmyslné využití obřích gravitačních čoček v podobě přiměřeně vzdálených kup galaxií, které pak slouží jako objektiv "přístroje" s ohniskovou vzdáleností řádově 1 Gpc,, takže zrcadlo HST pracuje jako jeho "okulár". Tím se dá podstatně zvýšit výkon univerzální kamery WFC3, jež byla instalována na HST při poslední údržbě v r. 2009. Jak ukázali T. Johnson aj., kteří využili dat z jedinečného archivu B. Mikulské (senátorka kongresu USA v letech 1977-2017, jež intenzivně podporovala astronomický kosmický výzkum) rozličných obřích dalekohledů včetně HST a SST, aby zmapovali co nejpřesnější tvar zmíněných obřích gravitačních čoček, což se pak dá využít pro podrobné zmapování těch nejvzdálenějších galaxií v šesti různých polích HFF. Program začal díky ředitelské iniciativě Ústavu pro kosmický teleskop v r. 2014 a předpokládá, že každou kupu galaxií bude kamera WFC3 snímkovat po dobu 140 oběhů HST. Tak se relativně velmi levně posune minimálně o řád schopnost HST při zkoumání nejhlubšího vesmíru. Dosah teleskopu se tím v polích HFF zvyšuje až o 1,7 mag, takže se daří zobrazit galaxie s optickou jasností 30 mag. Tím se posune spodní mez funkce svítivosti galaxií až do času 650 mil. let po VT a příležitostně se podaří zaznamenat i galaxie z období 480 mil. let po VT.

M. Maturi aj. využili širokého zorného pole 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea a vícebarevného archivu snímků CFHT Legacy Survey pokrývající plochu 37 čtv. stupňů oblohy k objevu celkem 90 obřích svítících oblouků vznikajících díky gravitačním čočkám. Většina oblouků je od nás vzdálena zhruba kolem 2,4 Gpc, protože vhodné mezilehlé gravitační čočky mívají průměrnou vzdálenost kolem 1 Gpc. Pro objevování oblouků jsou zatím nejúspěšnější pozorovatelé, kteří pečlivě prohlížejí pořízené snímky mikroskopem. Dosavadní automatické metody strojového objevování silně pokulhávají - i ty nejdůmyslnější programy objevily jen 24 oblouků.

5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

V letech 1960 - 1963 objevili australští, britští a američtí astronomové první kvasary (QUasi-Stellar Radio Sources). Díky holandskému astronomovi M. Schmidtovi se podařilo vzápětí změřit jejich kosmologické červené posuvy a tehdy i naprosto neuvěřitelné vzdálenosti objektů 3C-48 (Tri; vzdálenost 3 Gpc) a 3C-273 (Vir; vzdálenost 630 Mpc). Odtud pak vyplývaly rekordní zářivé výkony, navíc vyzářené z velmi malých oblastí o rozměrech řádu světelných měsíců.

Světová astronomická obec byla tak vzrušena, že již v prosinci 1963 byla do Dallasu v Texasu svolána mezinárodní konference, na níž se špičky tehdejší astronomie pokoušely objasnit, jaká je fyzikální povaha těchto podivuhodných objektů. Od té doby až dosud se konají tyto "texaské konference" každý lichý rok pokaždé v jiné zemi, ale v r. 2013 se 27. Texas konal po půl století opět v Dallasu za účasti současných světových kapacit. Výzkum kvasarů se v mezidobí nesmírně rozrostl; v katalozích máme údaje o statisících kvasarů, a jejich výzkum probíhá v širokém spektrálním rozsahu od rádiových vln až po záření rentgenové a gama.

Především se podle R. Blandforda podařilo mimo jakoukoliv pochybnost prokázat, že zdrojem extrémně mocných zářivých výkonů kvasarů je akrece plynu a prachu z rozsáhlých plochých akrečních disků na černé veledíry. Účinnost těchto zářivých procesů je zhruba 60krát vyšší než u nejúčinnější termonukleární reakce přeměny vodíku na hélium. Přebytečný moment hybnosti se přitom odnáší v podobě dvou protilehlých kolimovaných úzkých výtrysků relativistických částic, ve směru normály k rovině akrečního disku. Výtrysky jsou kolimovány až do vzdáleností ≈1 Mpc od černé veledíry, což svědčí o jejich usměrňování silným spirálovým magnetickým polem, a některé údajně vyzařují až 3krát více energie, než by odpovídalo jejich hmotnosti, kdyby anihilovala! To potvrdila studie G. Ghiselliniho aj., v níž autoři odhadli, kolik energie může do výtrysků dodat rychlost rotace (spin) černé veledíry a extrémně silné magnetické pole těsně nad obzorem událostí. Ke srovnání se skutečnými zářivými výkony se nejlépe hodí blazary, jejichž jeden výtrysk míří přímo k Zemi. Když se měří zářivý výkon výtrysku v oboru záření gama, dosáhne se souhlasu s výpočtem jedině za předpokladu, že indukce magnetického pole obklopující obzor událostí příslušné veledíry má nejvyšší možnou hodnotu, kterou může snést materiál padající do veledíry.

U prototypu kvasarů 3C-273 byl hned v r. 1963 objeven bodový (kvazi-hvězdný) optický protějšek a kvalitnější pozdější snímky ukázaly, že z tohoto bodu vybíhá úzký svítící výtrysk, nápadně podobný výtrysku z obří galaxie M87 v souhvězdí Panny. Současná pozorovací technika umožnila zkoumat i detaily výtrysku ze zdroje 3C-273, jak ukázali E. Kundu a N. Gupta. Jasné uzlíky ve výtrysku se od centra vzdalují superluminální rychlostí, což souvisí s tím že výtrysk směřuje k pozorovateli šikmo, takže úkaz není v rozporu s teorií relativity. Souběžná multispektrální pozorování uzlíků ve všech oborech elektromagnetického spektra prozradila, že relativisticky urychlené protony září synchrotronovým mechanismem v extrémně silném spirálově kolimovaném magnetickém poli. Střední doba úniku urychlených protonů z uzlíků je pravděpodobně kratší než čas ztráty energie urychlených protonů a doba trvání samotného výtrysku. Zářivý výkon celého výtrysku pak odhadli na 10³⁸ W, tj. 20násobek bolometrického zářivého výkonu naší Galaxie.

J. Fan aj. fotometrovali v letech 1998-2008 nejjasnější kvasar 3C-273 (12,8 mag; zářivý výkon 4,9 TL_☉ !) a v letech 2002 - 2012 druhý nejjasnější kvasar Palomar-Haro-Luyten 1811 (Cap, 13,9 mag; vzdálenost 745 Mpc; 3,3 TL_☉) pomocí 0,7m reflektoru observatoře Abastumani v Gruzii. Jasnosti obou objektů během jednotlivých dnů kolísaly až o 0,6 mag pro 3C-273 a až o 0,1 mag pro PHL 1811. Dlouhodobé variace jasnosti měly pro PHL 1811 kvaziperiodu 5,8 let a pro 3C-273, kde máme historická data za více než jedno století, šest kvaziperiod v intervalu od 0,7 r do 21 let.

Jednu z nejjasnějších a nejkrásnějších Seyfertových galaxií NGC 1566 (Dor; 10 mag; 12 Mpc; 37 GL_☉) pozorovali F. Combesová aj. pomocí aparatury ALMA s lineárním rozlišením 25 pc. V jádře galaxie se nachází příčka o délce 1,7 kpc a spirální struktura, která vychází z konců příčky a směřuje k centrální černé veledíře. Je to první důkaz o vysávání galaktického materiálu centrální veledírou. Mimochodem zorné pole ALMA má v této vzdálenosti lineární průměr jen 900 pc, takže galaxie se musela sledovat po částech jako mozaika.

S. Hönig aj. poukázali na nejistou vzdálenost Seyfertovy galaxie NGC 4151 (CVn; 11,5 mag) odhadovanou v rozmezí 4 – 29 Mpc, což má nepříznivé důsledky pro určení hmotnosti černé veledíry v jejím centru. Přitom vzhledem k relativní blízkosti galaxie jde o jeden ze dvou případů, kdy lze tuto hmotnost ověřovat více metodami. Autoři proto využili okolnosti, že v galaxii se vyskytují větší oblaka horkého prachu, jejichž úhlové rozměry lze v infračervené oblasti měřit Keckovým 10m teleskopem s přesností 0,5 tisícin obl. vteřiny, tj. o dva řády přesněji než by to dokázal HST. Potřebný převod na lineární hodnoty pak uskutečnili využitím japonského projektu MAGNUM a odvodili tak přesnější vzdálenost galaxie (19,0 ±2,5) Mpc. Odtud vyplynula hmotnost centrální černé veledíry (38 ±1) MM_☉ v dobré shodě s měřeními C. Onkena aj. získanými nezávislou metodou pomocí spektrografu NIFS u 8,2m teleskopu Gemini-N na Mauna Kea.

R. Falomo aj. shrnuli současné poznatky o objektech typu BL Lacertae, což jsou kvasary v jádrech obřích eliptických galaxií, jejichž relativistické výtrysky směřují téměř přímo k pozorovateli vlivem relativistického geometrického efektu. Pro naprosto přesné slícování směru se zorným paprskem se užívá též termínu blazar.Takový objekt jeví víceméně spojité spektrum bez čar, takže jeho vzdálenost se určuje obtížně. Autoři zdůrazňují, že jde bezpochyby o vůbec nejzářivější vesmírné mašiny, k jejichž charakteristice potřebujeme především kvalitní údaje v optické části elektromagnetického spektra. Jsou totiž klíčem k rozluštění otázek, jak vůbec vznikají objekty zahrnované pod společný název galaxií s aktivními jádry (AGN), jak se dále vyvíjejí a rozrůzňují, a jaká je interakce mezi akrečními disky jejich černých veleděr a kolimovanými relativistickými výtrysky. Výtrysky totiž odnášejí obrovské energie momentů hybnosti základních složek těchto gigantických soustav a významně tak ovlivňují celé galaxie.

F. Harrisonová a C. Reynolds uvedli, že v jádře blízké (17 Mpc) spirální galaxie s příčkou NGC 1365 (For; 10 mag) se podle měření rentgenové družice NuSTAR nachází černá veledíra s hmotností 2 MM_☉, která rotuje kritickou rychlostí rovnou téměř rychlosti světla, takže ohrožuje stabilitu celé galaxie! Znovu se probírala otázka, jak veledíry o hmotnostech řádu GM_☉ mohly vzniknout během pouhých 800 mil. let po velkém třesku. A. Loeb soudí, že se slévaly objekty s hmotnostmi většími než hvězdy za významné pomoci silných magnetických polí. Slibné jsou možnosti aparatury ALMA, která dokáže s vysokým úhlovým rozlišením zmapovat nejbližší okolí černé veledíry v centru naší Galaxie, kde se zřejmě nachází větší počet standardních hvězdných černých děr a kompaktních neutronových hvězd. Navíc z polarizace rádiového záření lze odvodit i průběh magnetických siločar a indukci centrálního magnetického pole.

M. Kino aj. zobrazili známý výtrysk z obří galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16,7 Mpc) pomocí transkontinentálního radiointerferometru VLBA, jenž pracoval na vlnové délce 7 mm (frekvence 43 GHz). Z polarizace rádiového záření odvodili změny indukce magnetického podél poloosy výtrysku 0,10 – 1,5 mT. Zářivý výkon výtrysku obstarávají dosahuje hodnoty 10³⁷ W, takže je shodný s bolometrickým zářivým výkonem naší Galaxie! Přičiňují se o něj relativisticky urychlené elektrony, zda na to stačí kinetická energie elektronů, anebo zda se více uplatňují magnetohydrodynamické efekty. Hmotnost černé veledíry v jádře zmíněné galaxie se odhaduje na 3 – 6 GM_☉, přičemž soustava VLBA dosahuje lineárního rozlišení 90 – 180 mld. km (30 – 60 R_S). Kdyby se použilo vyšších frekvencí (86 GHz, resp. 230 GHz), tak se už pravděpodobně zobrazí pata výtrysku. Rádiové jádro výtrysku má průměr 15 – 28 R_S.

J. Aleksic aj. v široké mezinárodní spolupráci více než 160 spoluautorů sledovali od začátku května po dobu jednoho měsíce blazar 1ES 1727+502 (vzdálenost 230 Mpc) pomocí stereoskopického teleskopu MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov; La Palma) se dvěma parabolami o průměrech 17 v pásmu energetického záření gama (>150 GeV). Blazar v tomto pásmu září konstantně na úrovni 2 % Kraba díky synchrotronovému ultrarelativistickému efektu inverzního Comptonova záření (urychlené izotropně zářící fotony rádiového spektra jsou anizotropně urychleny na energie záření rentgenového a gama). Průběh celého energetického spektra blazaru pomohly odvodit kamery UVOT a XRT na družici Swift a též další přístroje na družicích Fermi a INTEGRAL.

Týž autorský tým však následně zjistil pomocí téže aparatury MAGIC, že jádro rádiogalaxie IC 310 (vzdálenost 80 Mpc) září nejenom v pásmu fotonů s energiemi GeV, jak ukázala družice Fermi, ale také v pásmech 0,1 – 8 TeV. V pásmu >500 GeV kolísá zářivý výkon galaxie během jediného dne v poměru až 1:7. Další údaje v letech 2003-2011 získaly družice Newton, Swift a Chandra. Autoři z jejich komplexního rozboru usoudili, že jde o blazar, který jedním kolimovaným výtryskem míří ke Slunci. Výtrysk začíná ve vzdálenosti <80 R_S od černé veledíry o hmotnosti ≈200 MM_☉. Jde o extrémní případ blazaru, jehož zářivý výkon je o dva řády nižší než u dosud známých blazarů.

J. Aleksic aj. objevili záření gama také u proslulé rádiové galaxie NGC 1275 (=Per A; 12 mag; 73 Mpc; hmotnost černé veledíry v centru 340 MM_☉) klasifikované jako Seyfertova galaxie třídy 1,5 (galaxie vyznačující se silnými emisními čarami ve spektru a aktivními jádry příbuzné kvasarům). Galaxie sice není blazarem, ale teleskop MAGIC ji pozoroval v pásmu energií fotonů gama >100 GeV během dvou zjasnění v letech 2009-2011. Galaxii v oboru měkkého záření gama sledovala družice Fermi a v pásmu rentgenovém družice Chandra. Optická zjasnění autoři pozorovali pomocí 0,6m teleskopu KVA na ostrově La Palma a rádiové záření sledovali pomocí radiointerferometru MOJAVE (Monitoring Of Jets in Agns with Vlba Experiment), jenž se skládá z 10 radioteleskopů o průměru parabol 25 m, rozmístěných od Havaje po Panenské ostrovy na základně dlouhé 8,6 tis. km.

S. Muller aj. využili úžasných vlastností mikrovlnné observatoře ALMA k chemickému rozboru čočkovaného blazaru PKS 1830-211 (2,0 Gpc), který již předtím posloužil k ověření vyšší teploty reliktního záření v čase 6,4 mld. let po VT. Naměřená hodnota (5,08 ±0,10) K velmi dobře souhlasí s kosmologickým modelem chladnutí reliktního záření, jenž pro uvedené stáří dává teplotu 5,14 K. Mikrovlnná měření probíhala v pásmech 100, 250, 290 a 300 GHz (1 – 3 mm) a vedla k objevu 42 různých prvků a molekul, od H a C až po tři molekuly se 7 atomy (CH₃NH₂; CH₃C₂H; CH₃CHO). Poprvé byly identifikovány 4 různé molekuly u cizí galaxie.

W. M. Yi aj. objevili díky přehlídce SDSS pomocí teleskopů 2,4m Lijiang na observatoři Yunnan v jihozápadní Číně (25° s.š.; 2,0 km n.m.) a 6,5m Magellan v Chile mimořádně jasný a rádiově hlučný kvasar J0312-0321 v rekordní vzdálenosti 3,9 Gpc. V tak velkých vzdálenostech se dosud rádiově hlučné kvasary téměř nevyskytují, takže jde o unikátní případ s poměrem jasnosti rádiové a optické složky 100:1. Navzdory velké vzdálenosti dosahuje jasnost kvasaru v blízké infračervené oblasti hodnoty 18,5 mag a rádiový tok 33 mJy. Bolometrický zářivý výkony kvasaru činí 1,1.10⁴¹ W, tj. 286 TL_☉ (4,5krát více než pro dosud známé kvasary a ≈24 tisícinásobek zářivého výkonu naší Galaxie!). Není divu, že centrální černá veledíra má hmotnost 2,7 GM_☉. Je vysoce pravděpodobné, že tento kvasar má větší zářivý výkon než činí příslušná Eddingtonova mez.

D. Mortlock aj.objevili nejvzdálenější kvasar (UKIRT 3,8m; Large Area Survey; Mauna Kea) ULAS J1120+0641 (Leo; 4,0 Gpc; stáří 770 mil. let po VT), který je přitom rádiově tichý. Jeho kosmologický červený posuv se jim podařilo změřit pomocí 8,2 m teleskopu Gemini-N rovněž na Mauna Kea. Má přitom neuvěřitelný zářivý výkon 63 TL_☉ (zářivý výkon naší Galaxie činí asi 23 GL_☉) a černá veledíra v jeho nitru dosahuje hmotnosti 2 GM_☉! Je dosti záhadné, jak mohl zmíněný kvasar o rozměru ≈ 10 mld. km vyrůst na tak gigantický zdroj energie za pouhou půl miliardu let. M. Page aj. změřili zářivý výkon kvasaru v pásmu 2 – 10 keV pomocí družice Chandra a získali tak hodnotu 2.10³⁸ W. O 15 měsíců však A. Moretti aj. naměřili pomocí družice Newton v pásmu (0,3 – 10 keV) jen 7.10³⁷ W.

I. Parisová aj. zveřejnili úplnou databázi projektu SDSS (Sloan Digital Sky Survey; DR10), která se uskutečňuje pomocí 2,5m teleskopu na observatoři Apache Point (33° s.š.; 2,8 km n.m.) v Novém Mexiku. Přehlídka začala už v r. 1998 jako vícebarevná fotometrie a spektroskopie na 35 % oblohy. Původní vláknový spektrograf se 640 vlákny byl posléze nahrazen zařízením s 1 tisícem vláken. Proto jsou dnes astronomům k dispozici údaje o cca 500 milionech objektů do 22 mag v optickém pásmu a do 20,5 mag v blízké infračervené oblasti a současně pro více než 3 milionech objektů máme i spektra. Přehlídka DR10 zahrnuje také nový projekt BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), který běží 2,5 roku a zahrnuje na ploše 6,4 tis. čtv. stupňů oblohy mj. přes 166 tis. kvasarů s absolutní hvězdnou velikostí < -20,5 MAG., z toho je přes 74 tis. nových. Přitom 70 % z celkového počtu kvasarů v katalogu je vzdáleno >3,1 Gpc, tj. jsou mladší než 3 mld. let po VT.

U 20 tisíc kvasarů známe hmotnost černých veleděr v jejich centru a protože hmotnost a rychlost rotace popisují černé veledíry zcela jednoznačně, usoudili Y. Shen a L. C. Ho, že pestrost vzezření jednotlivých kvasarů se dá tímto způsobem uvést na společného jmenovatele. Zářivý výkon kvasarů je pak totiž shora omezen Eddingtonovým konceptem vyrovnání gravitace s tlakem záření. Rozšíření spektrálních čar v akrečních discích veleděr je odrazem rychlosti rotace veledíry a ovšem též nesnadno zjistitelného sklonu rotační osy veledíry vůči zornému paprsku. Jelikož však akreční disk musí být kolmý k ose rotace, lze z jeho sklonu k zornému paprsku i tento důležitý parametr poměrně přesně změřit. Tak se téměř přesně půl století po objevu kvasarů podařilo ukázat, že jde vlastně o astronomicky vzato jednoduché objekty, jež se dají popsat malým počtem proměnných faktorů.

V. Vardanyan aj. využili přehlídky oblohy infračervenou družicí WISE a našli tak pro 10 tisíc kvasarů z rozsáhlé přehlídky SDSS jejich infračervené toky na vlnové délce 8 μm. Pro interval 1 – 3 mld. let po VT kvasarů nepřibývá a jejich zářivé výkony stagnují na hodnotě ≈10⁴⁰ W. Vlivem velkého kosmologického červeného posuvu mají kvasary v klidové soustavě maximum zářivého toku v ultrafialové oblasti, zatímco pro pozorovatele se toto maximum přesouvá do zmíněné infračervené oblasti. Autoři si všimli, že nejvyšší zářivé výkony zde vykazují ty kvasary, jež jsou málo zaprášené. Ze zmíněné studie vyplývá, že ve velmi raném vesmíru vznikají kvasary dříve než standardní galaxie, a pak už se jim přestává dařit. Ostatně epizoda kvasarů trvá v konkrétních případech obvykle jen 1 – 100 milionů let.

S. Galleraniová aj. využili rádiointerferometru IRAM (soustava 6 parabol o průměru 15 m na observatoři Plateau de Bure v Alpách; 2,25 km n.m.; pásmo milimetrových vln) k nečekané detekci rádiové čáry CO (přeskok mezi energetickými hladinami 17-16; klidová frekvence 1,96 THz; pozorovaná frekvence 263,6 GHz; tj. vlnová délka 1,1 mm) u kvasaru SDSS J1148+5251, kosmologický červený posuv z = 6,42; vzdálenost 3,9 Gpc; 860 Mr po VT). Z jasnosti kvasaru v blízké infračervené oblasti spektra vyplývá, že centrální černá veledíra má vysokou hmotnost 3 GM_☉, takže jde o další důkaz, že v rané epoše vývoje vesmíru roste hmotnost veleděr neobyčejně rychle. Objev zmíněné čáry CO pak ukazuje, že i navzdory silnému zaprášení raného kvasaru, jež znemožňuje pozorovat oblast centra soustavy v optickém a rentgenovém spektru, umožňuje pozorování rádiové čáry CO proniknout pozorovatelům skrz prachovou clonu do samotného centra soustavy. To dává výrazné naděje pro pozorování raného vývoje vesmíru v pásmu milimetrových vln.

G. Rosaová aj. zveřejnili výsledky měření optických a krátkovlnných infračervených spekter pro čtyři kvasary, jež byly objeveny přehlídkami na jižní obloze a následně pozorovány spektrografy u obřích dalekohledů třídy 6 – 10 m. Všechny objekty mají kosmologický červený posuv z > 6,5 (vzdálenosti >4 Gpc ; stáří <850 Mr po VT) a hmotnosti jejich černých veleděr se pohybují v řádu 1 GM_☉. V jejich spektru se přitom nacházejí ionizované čáry C, Si, Mg a Fe v podobném zastoupení jako pro pozdnější kvasary o stáří 1,6 mld. let po VT. Odtud podle autorů plyne, že už ve velmi raném vesmíru se látka vesmíru rychle obohacuje o těžší prvky díky termonukleárním reakcím v nitrech velmi hmotných a tedy krátkožijících hvězd populace III.

P. Marzianová a J. Sulentic se zabývali myšlenkou použít kvasary jako "standardní svíčky" v kosmologických vzdálenostech, kde i supernovy jako standardní svíčky selhávají, protože mají i v maximu podstatně nižší zářivý výkon než některé kvasary. Potíž samozřejmě spočívá v tom, že kvasary jeví obrovský rozptyl zářivých výkonů v rozsahu 8 řádů, takže pro kosmologický žebřík se obecně vůbec nehodí. Jelikož však existuje teoretická již zmíněná horní (Eddingtonova) mez jejich zářivých výkonů, lze takové mezní kvasary rozpoznat pomocí výskytu určitých emisních spektrálních čar v jejich spektru. Tím lze protáhnout kosmologický žebřík vzdáleností až do hodnot kosmologického červeného posuvu z = 7 (vzdálenost ≈4 Gpc; stáří 770 mil. let od VT).

5.9. Černé díry a veledíry

M. Reid aj. dokázali pomocí radiointerferometrie VLBA změřit trigonometrickou paralaxu mikrokvasaru GRS 1915+105, což je dvojhvězda obsahující hvězdnou černou díru, jejímž průvodcem je oranžový obr sp. třídy K. Mikrokvasar se nachází ve vzdálenosti (8,6 ±1,8) kpc od nás, což umožnilo mj. zpřesnit i hmotnost černé díry na (12,4 ±2,0) M_☉. Vlastní pohyb mikrokvasaru činí jen (22 ±24) km/s, což prakticky znamená, že vznik černé díry ve dvojhvězdě neprovázel žádný gravitační šťouchanec, jak bývá jindy běžné. Optický výtrysk vycházející z okolí černé díry jeví zdánlivou nadsvětelnou rychlost, ale autorům se podařilo určit jeho sklon vůči zornému paprsku (60 ±5)°, takže pak reálná rychlost ve výtrysku činí jen 0,8 c a ve vzdálenosti >2 kau klesá na 0,65 c. Samotná černá díra rotuje extrémně rychle.

Se zajímavou historickou retrospektivou o roli akrece v astrofyzice přišel T. Maccarone. Již před několika stoletími objevili astronomové Algol (β Per), což je - jak dnes víme - těsná dvojhvězda, kde jedna složka předává přes Lagrangeův bod L₁ vydatně plyn druhé složce. Už v r. 1918 objevil H. Curtis úzký lineární výtrysk z centra galaxie M87 (Vir), což je důsledek akrece materiálu na černou veledíru, přičemž zmíněný výtrysk je živen jednak energií odnášeného momentu hybnosti a jednak extrémně silným magnetickým polem v jejím okolí. V letech 1941-1944 přišli s prvními výpočty podmínek akrece G. Kuiper a následně H. Bondi s F. Hoylem. Tito autoři se soustředili na zmíněnou výměnu hmoty v dotykových dvojhvězdách a také na akreci interstelárního materiálu na hvězdy. V r. 1956 J. Crawford a R. Kraft začali odhalovat souvislost mezi novami, trpasličími a rekurentními novami v podobě periodické akrece vodíku z primární složky dvojhvězdy na bílého trpaslíka, což pokračovalo v syntetických pracích Z. Kopala z r. 1959 a vyvrcholilo objevem, že supernovy třídy Ia vznikají na základě akrece hmoty na bílého trpaslíka od jeho průvodce. Dnes se ručička intenzity akrece posunula opět vzhůru, protože můžeme teoreticky i experimentálně pozorovat následky akrece na černé díry a veledíry.

J. Orosz aj. určili hmotnost složek těsné dvojhvězdy LMC X-3 ve Velkém Magellanově mračnu, která je současně silným zdrojem rentgenového záření. Pomocí ešeletových spekter z 6,5m teleskopu Magellan a 8,2m teleskopu VLT ESO se jim podařilo určit sklon dráhy spektroskopické dvojhvězdy (69°) a odtud pak spočítat i hmotnosti složek. Hlavní složka je hvězdnou černou dírou o hmotnosti 7,0 M_☉ a kolem společného těžiště obíhá v periodě 1,7 d s hvězdou hlavní posloupnosti (sp. B3; hmotnost 3,6 M_☉).

R. Soria aj. pozorovali rentgenově, opticky a rádiově dvojhvězdu MQ1 v blízké spirální galaxii s příčkou M83 (=NGC 5236; Hya; 7,5 mag; 4,6 Mpc), v níž jednou složkou je černá díra o hmotnosti ≈40 M_☉. Zářivý výkon jejího akrečního disku dosahuje hodnoty 3.10³³ W, což překračuje Eddingtonovu mez téměř o řád. Znamená to, že akrece se zúčastní velké množství hustého plynu po dobu minimálně 20 tis. let, takže úhrnná vyzářená energie činí minimálně 10⁴⁵ J, tedy asi o řád více, než kolik vyzáří typická supernova.

D. Donato aj. nalezli v archivu družic EUVE (Extreme UltraViolet Explorer) a Chandra údaje o výskytu svítivého krátkovlnného zdroje v jádře slabě svítící galaxie v kupě Abel 1795 (vzdálenost 260 Mpc).Během šesti let archivních záznamů klesl zářivý výkon vzplanutí v rentgenovém pásmu 0,5 – 7 keV ≈2 300krát! Z porovnání světelných křivek získaných oběma družicemi se podařilo ukázat, že spektrum vzplanutí odpovídá záření černého tělesa o stálé teplotě 1 MK. Autoři proto soudí, že příčinou vzplanutí bylo slapové roztrhání hvězdy a pohlcování cárů černou dírou o hmotnosti ≈300 kM_☉, což znamená, že by mělo jít o dosud spíše hypotetickou intermediální černou díru. Jelikož archivy rentgenových pozorování jsou čím dál tím obsáhlejší, lze tímto způsobem nepřímo odhalovat případné další intermediální díry.

O. Straub aj. využili údajů z rentgenových družic Swift, Newton a Chandra k důkazu, že v čočkové galaxii ESO 243-49 (vzdálenost 95 Mpc) se nachází svítivý objekt HLX-1 v poloze mírně mimo její hlavní rovinu. Propočítali širokou škálu modelů černých děr, jež vyhovují pozorování a zjistili, že při pozorovaném zářivém výkonu 10³⁵ W jde určitě o intermediální černou díru. Pro extrémní případ nerotující díry vychází hmotnost >6 kM_☉ a pro spin a = 0,998 (téměř kritická rychlost rotace) maximálně 191 kM_☉. Hmotnost intermediální díry se v tomto případě pohybuje v rozmezí 17 – 51 kM_☉. Autoři usoudili, že by mohlo jít o centrální černou díru pohlcené trpasličí galaxie.

Podobně V. Baldassareová aj. pozorovaly trpasličí galaxii RGG (Reines, Green, Geha) 118 (=SDSS J1523+1145; vzdálenost 100 Mpc) jednak pomocí 6,5m Clayova teleskopu (Las Campanas, Chile), a dále prostřednictvím rentgenové družice Chandra. Trpasličí galaxie stárnou pomaleji než velké galaxie, takže jejich vývoj během dosavadního věku vesmíru je v prvním přiblížení zanedbatelný. Měření autorek ukázalo, že v centru diskové galaxie o hmotnosti 2 GM_☉ se nachází intermediální černá díra o hmotnosti 50 kM_☉ a zářivý výkon z jejího okolí dosahuje hodnoty jen 4.10³³ W, tedy na úrovni 1 % Eddingtonovy meze. Jde zatím o nejdelší protažení dolního konce vztahu mezi hmotností černé veledíry a rozptylem rychlostí hvězd ve výduti galaxie pro trpasličí objekty, takže je poněkud překvapující, že i pro takto málo hmotné objekty vztah platí.

N. Leigh aj. se zabývali otázkou, proč se intermediální černé díry (hmotnosti 1 – 500 kM_☉) nacházejí jen výjimečně v kulových hvězdokupách. Z počítačových simulací zjistili, že tomu paradoxně brání výskyt hvězdných černých děr ve dvojhvězdách. Když v kulové hvězdokupě vznikne centrální intermediální černá díra, začne později vznikající hvězdné černé díry v těsných dvojhvězdách urychlovat na hyperbolické dráhy, takže je fakticky z hvězdokupy odstraní. Tuto genocidu může přežit nanejvýš jedna, a to nejhmotnější hvězdná černá díra, která se nakonec stane průvodcem intermediální díry, obíhá kolem ní po výstředné spirálové dráze tak dlouho, až vyzařováním gravitačních vln dojde ke splynutí obou děr. Ke splynutí dojde nejpozději za 4 mld. let, a poněvadž kulové hvězdokupy jsou vesměs starší, tak v centru mohou mít po splynutí jenom lehce obézní intermediální černou díru. Autoři proto tvrdí, že pokud dnes najdeme v kterékoliv kulové hvězdokupě dvojhvězdu se složkou v podobě hvězdné černé díry, je tím automaticky zaručeno, že v takové hvězdokupě nemůže být v jejím centru intermediální černá díra.

T. Bogdanovicová aj. analyzovali optický a ultrafialový výbuch objevený 31. 5. 2010 v přehlídce Pan-STARRS1: PS1-10jh v centru anonymní galaxie (1609+5340; vzdálenost 650 Mpc) a sledovaný posléze také rentgenovou družicí Chandra až do února 2011. Uvedli, že podobná vzplanutí jsou pozorována i v jiných galaxiích. V tomto konkrétním případě ukázali, že šlo o slapové roztrhání červeného obra a postupné polykání jeho cárů černou veledírou o hmotnosti ≈1 MM_☉. Podle jejich výpočtů silné slapy nejprve svlékly vnější vodíkovou obálku obří hvězdy, čímž se obnažilo husté héliové jádro hvězdy vodíkovou, jež se postupně po velmi výstředné oběžné dráze spirálově přibližovalo k veledíře. Slapové síly jádro silně ohřívaly a nakonec rozložily, což umožnilo zbytkům jádra, aby byly veledírou pohlceny. To vedlo před překročením obzoru událostí k mocným výbuchům v optické, ultrafialové i rentgenové oblasti spektra.

Další důkaz o slapovém rozervání hvězdy a jejím pohlcování černou veledírou přinesli T. Holoien aj., kteří pomocí přehlídkového teleskopu ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) pozorovali zjasnění ve spirální galaxii SDSS J1108+3405 (hmotnost galaxie 6 GM_☉; vzdálenost 200 Mpc) počínaje 25. 1. 2014. Autoři pak využili k podrobnějšímu sledování průběhu vzplanutí řady pozemních dalekohledů jakož i rentgenové družice Swift. Objekt v centru galaxie měl zprvu 17 mag a postupně slábl. Průběh úkazu se podařilo sledovat po dobu 5 měsíců. Během té doby klesal zářivý výkon zdroje z 22 GL_☉ (8.10³⁶ W) na 800 ML_☉ (3.10³⁵ W), ale efektivní teplota černého tělesa zůstávala konstantní (≈20 kK). Během celé epizody byla vyzářena energie 10⁴³ J. Autoři odhadli, že pozorovaný úkaz vyžadoval akreci hmoty jen ≈10^-2 M_☉, což znamená, že nešlo o slapové pohlcení celé hvězdy, ale patrně jenom vnější obálky červeného obra do černé veledíry o hmotnosti 3 MM_☉. Jde zatím o nejbližší takový úkaz ve vesmíru pozorovaný a autoři odhadují, že podobné případy budou pozorovány minimálně jednou ročně.

A. Seth aj. snímkovali pomocí HST a pořídili i spektra ultrakompaktní trpasličí galaxie M60-UCD1 díky spektrografu 8,2m teleskopu Gemini. Kompaktní galaxie je satelitem eliptické galaxie M60 (vzdálenost od nás 17 Mpc a od mateřské galaxie ≈7 kpc) a vyniká svým zářivým výkonem (41 kL_☉) navzdory miniaturním rozměrům (průměr 50 pc) a nízké hmotnosti 120 MM_☉. V jejím centru se nachází černá veledíra s hmotností 21 MM_☉, což představuje neuvěřitelných 17 % hmotnosti hvězd v trpasličí galaxii. Veledíra se prozradila jako silný rentgenový bodový zdroj se zářivým výkonem řádu 10³¹ W (29 kL_☉). To znamená, že jde o černou veledíru dobře živenou akrecí materiálu z akrečního disku. Vysoký podíl veledíry na hmotnosti trpasličí galaxie autoři vysvětlili tím, že původní galaxie UCD1 měla hmotnost ≈10 GM_☉, ale větší část její hmoty byla otrhána slapovým působením obří eliptické galaxie M60. Zbylo tak jedině kompaktní jádro soudobé trpasličí galaxie. To ovšem znamená, že takových případů bude v lokálním vesmíru daleko více, ale výběrové efekty způsobují, že kompaktní galaxie objevujeme jen výjimečně, a černých veleděr s hmotnostmi řádu 10 MM_☉ bude ve vesmíru zdaleka nejvíce.

A. Broderick aj. ukázali, že současné radiointerferometry na dlouhých základnách (VLBA) mají tak dobré úhlové rozlišení, že mohou studovat děje na obzoru událostí některých černých veleděr. Systém VLBI dosahuje již na vlnových délkách 1,3 mm (230 GHz) a 0,87 mm (345 GHz) úhlových rozlišení 30, resp. 10 obl. mikrovteřin. Černá veledíra v centru naší Galaxie o hmotnosti 4,3 MM_☉ ve vzdálenosti 8,3 kpc má přitom úhlový poloměr obzoru událostí 53 obl. mikrovteřin. Podobně se zdařilo pozorovat děje na obzoru událostí v obří galaxii M87 (Vir), která je od nás vzdálena 16 Mpc, ale její veledíra má hmotnost 7 GM_☉, takže její obzor událostí má poloměr o více než 3 řády větší než u té naší v centru Galaxie.

Kromě hmotnosti je důležitým parametrem charakterizující černé díry také jejich spin a (rotační rychlost). Ten se dá podle R. Dalyové a T. Sprinkleho spolehlivě určit, když je černá díra aktivní, takže kromě hmotnosti dokážeme změřit i zářivý výkon z jejího okolí, ale také indukci magnetického pole nad hranicí obzoru událostí. K tomu se hodí především rádiově hlučné kvasary, ale také veledíry v obřích eliptických galaxiích. Autoři tak dokázali stanovit hodnoty spinů a (v rozmezí a = 0 - bez rotace, až a = 1 - kritická mezní rotace). Pro celkem 130 černých veleděr v aktivních jádrech galaxií tak našli hodnoty a v rozmezí 0,1 – 1,0. Velikost spinu však jen slabě koreluje s hmotností černých veleděr. Starší černé díry však obvykle rotují rychleji, než ty mladší.

Jak uvedli R. Reis aj., lze spin černé veledíry změřit také v případě jejího zobrazení mezilehlou gravitační čočkou. Pomocí rentgenových družic Chandra, Newton, Suzaku a NuSTAR pozorovali 4 složky gravitací rozštěpeného a o řád zesíleného rentgenového obrazu kvasaru 1 RXS 1131-1231 (vzdálenost 1,9 Gpc) procházející gravitační čočkou (eliptickou galaxií) ve vzdálenosti 1,0 Gpc. Z intenzity rentgenové čáry Fe (K-α) autoři určili hmotnost veledíry v centru kvasaru 200 MM_☉ a spin a = (0,87 ±0,1). V současnosti jde o nejvzdálenější veledíru, pro níž známe hodnotu spinu. Jeho velikost svědčí o tom, že černá veledíra získala svou hmotnost díky akreci materiálu ze svého rotujícího akrečního disku, který se vznášel ve vzdálenosti necelého trojnásobku Schwarzschildova poloměru nad veledírou.

C. Van Borm aj. zkoumali možnost přímého vzniku černých děr v raném vesmíru díky gravitačnímu hroucení horkého (teplota >10 kK) prvotního plynu vodíku a hélia nejprve na nadhvězdy o hmotnostech v rozmezí 100 – 100 000 M_☉ a ty se pak bleskově zhroutí na intermediální černé díry během řádově 10⁵ let. Jejich slévání na černé veledíry pak probíhá rovněž velmi rychle.

A. Sadowski aj. napsali program KORAL pro relativistický magnetohydrodynamický výpočet nadkritické akrece hmoty na černé veledíry. Tak ukázali, že v raném vesmíru je tempo akrece až 200krát vyšší než Eddingtonova mez, čímž se dá vysvětlit rychlý nárůst hmoty černých veleděr v prvních stovkách milionů let po VT. Vysoké tempo je totiž důsledkem rychlé rotace (spin a > 0,9) nejstarších veleděr, kdy účinnost uvolňování energie dosahuje zmíněných rekordních hodnot.

Jak uvedli M. Latif aj., v prvních stovkách milionů let po VT se protogalaktická hmotná mračna chladných atomů mohla přímo zhroutit do černé veledíry, protože tomu napomáhala silná magnetická pole, jejichž indukce rostla vlivem četných rázových vln. Sílící magnetické pole mračna pak zabrání jeho fragmentaci a naopak uspíší akreci chladných atomů na černou veledíru tempem až ≈1 M_☉/rok, tj. ≈1 GM_☉/1 mld. let.

S těmito výpočty souhlasí podle G. Drouarta aj. výsledky pozorování 70 rádiových galaxií vzdálených v rozmezí 2,4 – 3,9 Gpc. Autoři je sledovali pomocí aparatur PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) a SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) infračerveného kosmického teleskopu Herschel a také díky fotometru pro střední infračervenou oblast MIPS Spitzerova kosmického teleskopu SST, jakož i bolometrem LABOCA (Large Apex BOlometer CAmera) pozemního mikrovlného teleskopu APEX (Atacama Pathfinder EXperiment; Chajnantor, Chile, 23° j.š.; 5,1 km n.m.) na vlnové délce 870 μm (frekvence 345 GHz). Pro každou galaxii tak pokryli spektra v intervalu vlnových délek 3,6 – 870 μm. Pro nejvzdálenější nadsvítivé galaxie se zářivými výkony 1 – 10 TL_☉ tak získali důkazy o tehdejším tempu tvorby hvězd v rozmezích 100 – 5 000 M_☉/r a tempu akrece plynu na centrální černé veledíry v rozmezí 1 – 100 M_☉/r od času 1,1 mld. let po VT!

Podobně M. Zamaninasab aj. ukázali, pro vzorek 76 rádiových galaxií s aktivními jádry (AGN), že indukce magnetických polí v akrečních discích centrálních veleděr je v intervalu 7 řádů zářivých výkonů přímo úměrná bolometrické svítivosti aktivních jader. Silná magnetická pole zpomalují rotaci akrečních disků a odnášejí přebytečný moment hybnosti do kolimovaných výtrysků, jež jsou šroubovicovým magnetickým polem usměrňovány až do vzdálenosti 1 Mpc od veledíry. Silnými magnetickými poli lze objasnit super-Eddingtonovy zářivé výkony v jádrech těchto galaxií.

R. Deane aj. uvedli, že už známe čtyři případy hierarchických trojitých veleděr, jež připomínají hierarchické trojhvězdy tím, že vždy dvě černé veledíry obíhají v malé vzájemné vzdálenosti od sebe, kdežto třetí veledíra kibicuje zdálky. Využili k tomu multispektrálních přehlídek v optickém (SDSS) a rádiovém (VLBI, VLBA, GMRT a JVLA) pásmu v rozsahu frekvencí 0,61 – 16 GHz (vlnové délky 19 – 500 mm). Nejnovější přírůstek do vskutku podivuhodné konfigurace veleděr se nachází v poloze J1502+1115 (vzdálenost 1,3 Gpc), kde těsná dvojice veleděr kolem sebe obíhá ve vzdálenosti pouhých 140 pc. Příslušné mateřské eliptické galaxie těsného páru mají hmotnosti 170 GM_☉ a 240 GM_☉. Jejich černé veledíry mají přibližně shodné hmotnosti kolem 100 MM_☉, takže jejich gravitační sféry vlivu sahají jen do vzdálenosti 10 pc. Teprve u černých veleděr o hmotnosti ≈1 GM_☉ dosahuje sféra gravitačního vlivu poloměru 100 pc. Třetí veledíra je od zmíněného páru vzdálena minimálně 7,4 kpc. Autoři dále uvedli, že dosud se věnovali jenom šesti případům podezřelých tripletů a ve čtyřech případech se jejich podezření pozorováními potvrdilo. To patrně znamená, že takové soustavy jsou relativně časté, což výrazně ovlivní naše představy o způsobu vzniku obřích galaxií.

V r. 2006 zjistili C. Rodriguez aj., že rádiová galaxie J0402+379 obsahuje dosud nejtěsnější dvojici černých veleděr ve vzájemné vzdálenosti 7 pc. Obě veledíry obíhají kolem barycentra v periodě ≈150 tis. let. Protože jejich hmotnosti mají souhrnnou hmotnost ≈150 MM_☉, ovlivňují se navzájem jejich kolimované výtrysky, což je vlastně prozradilo jako dvojici. Jelikož se v takových případech výtrysky tak nápadně ovlivňují, slouží jako návod, jak takové soustavy objevovat. Autoři zatím studovali pouze 6 podezřelých případů a odhalili takto čtyři hierarchické trojité systémy. Odtud usoudili, že takové konfigurace budou poměrně četné a okolnosti jejich vzniku velmi pikantní.

A. Feoli ukázal, že hmotnost černých veleděr v centrech galaxií je úměrná součinu efektivního poloměru galaxie násobeného třetí mocninou hodnoty disperse rychlostí její výduti. K ověření vztahu využil 57 galaxií různých morfologických typů, které byly sledovány kosmickým teleskopem SST v pásmu 3,6 μm, což autorům umožnilo spolehlivě určit hmotnost jejich veleděr. Zmíněný vztah tedy platí v širokém rozsahu hmotností veleděr, což dává možnost zjišťovat účinnost přeměny hmoty na záření v bezprostředním okolí veledíry, a navíc poskytuje možnost jednoduché klasifikace černých veleděr.

V posledních letech se hojně diskutuje rozpor popisu, co se stane, když astronaut zamíří v kosmické lodi do černé díry. Podle obecná teorie relativity (OTR) nebude astronaut při průletu obzorem událostí pozorovat nic zvláštního, kdežto kvantová mechanika (KM) tvrdí, že bude vypařen v ohnivé stěně těsně pod obzorem událostí. Do debaty nyní zasáhli také A. Almheiri aj., kteří ukázali, že aspoň jedno ze tří základních tvrzení OTR a KM musí být špatně. Podle jejich názoru je právě vypaření astronauta v ohnivé stěně nejlepším řešením, jak z paradoxu vycouvat. Zbývá ovšem otázka, zda bude astronaut souhlasit, že jde vskutku o nejlepší řešení.

5.10. Kupy a nadkupy galaxií

B. Lemaux aj. pozorovali v rámci přehlídky VIMOS UDS (Visual Multi Object Spectrograph; Ultra-Deep Survey; UT3 VLT ESO; spektrální rozsah 360 – 1 000 nm; simultánní spektra až 200 galaxií naráz!) velmi vzdálenou a mimořádně hmotnou kupu galaxií Cl J0227-0421 ve vzdálenosti 3,6 Gpc, tj. ve věku 2 mld. let po VT. Hmotnost hala této kupy činí rekordních 300 TM_☉, jde tedy o hustotní anomálii v raném vesmíru, která v přepočtu na současnost je stejná či dokonce vyšší než u blízké (100 Mpc) kupy v souhvězdí Bereniky (Abel 1659; hmotnost bez skryté látky 70 TM_☉).

K. S. Lee aj. objevili pomocí 4m Mayallova teleskopu (Kitt Peak, Arizona) rozsáhlou strukturu zárodků nadkupy v souhvězdí Pastýře (poloha J1426+3236) ve vzdálenosti 3,7 Gpc, tj. ve stáří 1,7 mld. let po VT. Našli nejprve pět galaxií navzájem vzdálených ≈1 Mpc a pak dalších 70 zárodků v poli o lineárním průměru 14 Mpc. Většina z nich vykazuje silnou emisní čáru Ly-α, což je dvakrát více než bývá pro zárodky kup běžné. Rozložení tvořících se galaxií v tomto objemu je výrazně nerovnoměrné. Autoři objevili, že některé z budoucích kup mohou mít v v současnosti hmotnosti v rozmezí 200 – 1 000 TM_☉. Je navíc pravděpodobné, že struktura je ještě rozsáhlejší, protože nejvíce objektů se nachází na jižním okraji zkoumané oblasti. Objev naznačuje, že naše představy o vzniku kup a nadkup galaxií v raném vesmíru jsou velmi kusé a doznají s pokrokem pozorovací techniky značných změn už v blízké budoucnosti.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

Překvapivý bibliografický objev C. Raifeartaighta v Einsteinových archivech uložených v knihovně Hebrejské univerzity v Jeruzalémě prokázal, že ještě v r. 1931 Einstein uvažoval o modelu ustáleného stavu vesmíru, ale brzy nato tuto variantu zavrhl. Domněnku pod názvem "steady-state hypothesis" však následně ještě v r. 1948 rozvíjeli H. Bondi, T. Gold a F. Hoyle, ale objev reliktního záření v r. 1965 ji definitivně pohřbil.

M. Bilicki aj. zveřejnili katalog červených posuvů extragalaktických objektů pořízených infračervenou družicí WISE (zrcadlo o průměru 0,4 m; pásma 3,4 μm; 4,6 μm; 12 μm; 22 μm) až do vzdálenosti 125 Mpc od Slunce. Tak se podařilo zmapovat trojrozměrnou strukturu lokálního vesmíru.

I. Horváth aj. objevili na základě prostorového rozložení 283 zábleskových zdrojů záření gama (GRB). že ve vzdálenosti 3,0 – 3,2 Gpc od naší Galaxie se nachází výrazná struktura, která je dokonce rozsáhlejší, než z optických pozorování odhalená "Velká zeď", objevená již dříve pomocí přehlídkového teleskopu SDSS. Velká zeď má hlavní rozměr dlouhý 400 Mpc a její centrum je od nás vzdáleno asi 1 Gpc. Nová struktura má délku 2,4 Gpc.

F. Melia zjistil na základě snímků kamery WFC3 HST, že ve velmi raném vesmíru v čase necelých 400 mil. let po velkém třesku vzniklo nadprůměrně mnoho galaxií, a podobně v intervalu do 950 mil. let po velkém třesku nečekaně vysoký počet černých veleděr. Odtud dochází k poměrně odvážnému závěru, že standardní kosmologický model je chybný a měli bychom ho nahradit modelem, kde rozměry vesmíru R rostou s časem lineárně podle prajednoduchého vztahu R ≈ c.t, kde c je rychlost světla a t stáří vesmíru.

A. Fialková aj. shrnuli údaje z přehlídek raného vesmíru evropskou soustavou radiointerferometrů LOFAR (LOw-Frequency ARray; pásmo 10 MHz – 230 MHz; vlnové délky 1,3 – 30 m; 20 tis. nepohyblivých antén pointovaných změnami fáze; centrum v Exloo v Holandsku; další stanice v Irsku, Velké Británii, Francii a Německu), dále PAPER (Precision Array for Probing the Epoch of Reionization; 64 antén v rezervaci Karoo v Jižní Africe), 8 antén v Green Banku (Záp. Virginie; pásmo 138 – 178 MHz; vlnové délky 1,7 – 2,2 m) a MWA (Murchison Widefield Array; záp. Austrálie; 112 "dlaždic", z nichž každá má 16 dipólů, na ploše o rozsahu 3 km; pásmo 80 – 300 MHz; vlnové délky 1,0 – 3,75 m). Jejich záměrem bylo zjistit, jak probíhala reionizace vodíku v raném vesmíru. Z těchto přehlídek vyplynulo, že raný vesmír se ochladil velmi rychle, takže poměrně brzy (≈380 tis. let po VT) se už vyskytovaly neutrální atomy vodíku a hélia. Ochlazování v prvních 200 mil. let po VT umožnilo koncentraci neutrálních atomů na hvězdy I. generace (populace III), protože fotony reliktního záření měly už velmi nízkou teplotu 30 K. Masivní hvězdy I. generace produkovaly silné rentgenové záření, ale pro reionizaci prvotního vodíku mělo největší význam až měkčí ultrafialové záření, jež vznikalo postupnou degradací záření rentgenového. Proto ohřev interstelárního materiálu až na ionizační teplotu trval déle, než se dosud myslelo, ale i tak dosáhla reionizace vesmíru maxima už během první miliardy let po velkém třesku.

M. Cautun aj. využili údajů o kosmologické pavučině, která je důkazem anizotropního gravitačního hroucení zářivé látky v raném vesmíru, k popisu, jak se vyvíjela morfologie vesmíru od jeho počátku až po současnost. Hlavními prvky, jež se ve vesmíru utvářejí už poměrně brzy jsou téměř lineární pavoučí vlákna s vysokým výskytem galaxií, a dále ploché struktury tvaru lívanců. Současný vesmír se vyznačuje úbytkem struktur, jež jsou však hmotnější než dříve. Z obřích proluk mezi galaxiemi proudí silně zředěný plyn do plochých lívanců a hal galaxií. Kupy galaxií tvoří uzly kosmické pavučiny a přímá pavoučí vlákna mezi nimi mají délky až 100 Mpc, takže vlastně tvoří mosty mezi kupami galaxií. Podle M. Kinda a A. Brunnera nastává éra přesné kosmologie, neboť brzy budeme mít homogenní údaje pro miliardu galaxií.

S. Rodney aj. shrnuli hlavní výsledky projektů CANDELS (Cosmic Assembly Nir Deep Extragalactic Legacy Survey) a CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble), v němž využili výsledků pozorování supernov třídy Ia během posledních tří let pomocí HST. V poli o ploše 0,25 čtv. stupně oblohy našli celkem 65 vzdálených supernov; z toho 24 patřilo do třídy Ia. Nejvzdálenější z nich vybuchly již 2,6 mld. let po VT, čili v době, kdy tempo vzniku hvězd ve vesmíru dosahovalo maxima. Supernovy Ia vybuchly nejpozději 0,5 mld. let a nejdříve 40 mil. let po svém vzniku jako hvězdy. Z deficitu zastoupení supernov ve vzdálenostech >2,4 Gpc pak usoudili, že jen pětina hmotných hvězd vybuchuje jako supernovy.

S. Moseley upozornil, že většina bádání o stavbě a vývoji vesmíru se týká diskrétních objektů, tj. planet, hvězd a galaxií. Není však jisté, že tím postihneme většinu zářící hmoty vesmíru, protože je dobře možné, že nemalá část zářící hmoty vesmíru je tak rozptýlená, že ji na dálku téměř vůbec nemůžeme spatřit pro její nedostatečný jas. Tento odhad nyní potvrdili M. Nemcov aj., když si všimli silné anizotropie v rozložení jasu pozadí oblohy v blízkém infračerveném pásmu 1,1 – 1,6 μm odhalené pomocí sondážních raket. Fluktuace jasu by mohlo objasnit nerovnoměrné rozložení prvotních galaxií a černých veleděr v rané epoše reionizace vesmíru, anebo výskyt hvězd vymrštěných z galaxií slapovými silami do rozlehlého intergalaktického prostoru. Autoři ukázali, že epocha reionizace nestačí na vysvětlení pozorovaných fluktuací, kdežto slapové rozhození až poloviny hvězd z galaxií do okolního prostoru během četných srážek a prolínání galaxií ano. Napříště tedy musíme pro objasnění struktury vesmíru brát v úvahu difúzní světlo z intergalaktického prostoru, jež podléhá zmíněným anizotropním fluktuacím.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

E. Bulbul aj. a A. Boyarsky aj. objevili pomocí rentgenových družic Newton a Chandra u více než 70 kup galaxií spektrální čáru o energii 3,55 keV, která se vyskytuje jak v blízkých (Per A; 74 Mpc), tak i velmi vzdálených kup galaxií. Řada teoretiků přisuzuje tuto čáru interakci skryté látky se sterilními neutriny, jenže jejich existence není dosud prokázána.

A. Pontzen a F. Governato si všimli, že skrytá látka (dark matter) není koncentrována do těžiště galaxií. Díky hvězdám a mezihvězdnému plynu se energie uvolněná hvězdami a akrecí látky na černé díry a veledíry vydává v úzkých výronech směrem k periférii dané galaxie. Pokud je tento výron rychlý, ovlivní nevratně i rozložení skryté látky napříč celou galaxií. Nástup paralelních výpočtů v 90. letech minulého století umožnil tyto interakce lépe simulovat na miliardách uvolňovaných částic (baryonů i leptonů). Obě složky hmoty disipují energii a ohřívají chuchvalce skryté látky. Tím se zpomaluje proces tvorby hvězd, opožďují se termíny výbuchů supernov a vznik dalších pokolení hvězd i akrece hmoty na černé veledíry.

A. von der Lindenová aj. srovnávali hmotnosti kup galaxií změřené družicí Planck pomocí efektu Sjunjajeva a Zeldoviče a anizotropních fluktuací teploty reliktního záření s hmotnostmi týchž kup ze slabého gravitačního čočkování, které pozorovali pomocí HST a pozemních teleskopů Subaru a CFHT. Hmotnosti 25 kup galaxií pozorovaných družicí Planck jsou soustavně o 30 – 40 % nižší, než hodnoty získané metodou slabého čočkování. V absolutních číslech dosahují kupy galaxií hmotností až 1 PM_☉ v souladu se simulacemi na superpočítačích.

A. Beifiori aj. zkoumali dynamiku vývoje 180 tis. galaxií (hmotnost hvězdné složky ≈200 GM_☉) srovnáním jejich hluboké přehlídky SDSS-III/BOSS (vzdálenosti >3 Gpc) s lokální přehlídkou SDSS-II (vzdálenosti 0,4 – 1,8 Gpc). Z těchto srovnání jim vyšlo, že poměr mezi dynamicky určenými hmotnostmi galaxií, v nichž je zahrnuta skrytá látka, a hmotnostmi hvězdné složky, roste během času. Vyplývá to ze srovnání podílu skryté látky v prostoru ohraničeném poloměrem, v němž jasnost galaxie klesá na polovinu centrální hodnoty. Tento poměr se v průběhu vývoje vesmíru zvyšuje, za což mohou procesy prolínání a pohlcování méně hmotných galaxií do čím dál tím hmotnější centrální galaxie.

6.3. Základní kosmologické parametry

M. Sereno a D. Paraficzová určovali hodnotu Hubbleovy konstanty (H₀ v km/s/Mpc) z hodnot zpoždění rozštěpených obrazů vzdálených (1,9 – 3,5 Gpc) kvasarů mezilehlými gravitačními čočkami (vzdálenosti 0,9 – 2,2 Gpc). Z analýzy měření 18 čočkovaných kvasarů obdrželi H₀ = (69 ±6). Z rozboru všech pozorování fluktuací reliktního záření družicí WMAP obdrželi pro podíl skryté energie (dark energy) na hmotnosti vesmíru OMEGA_w = (68 ±5) % a parametr stavové rovnice skryté energie w = (-0,86 ±0,17).

M. Betoule aj. využili přehlídek SDSS-II a SNLS (SuperNova Legacy Survey) ke zlepšení základních parametrů standardního kosmologického modelu. Obdrželi totiž podíl zářící a skryté látky OMEGA_m = (0,295 ±0,03) a pro parametr stavové rovnice skryté energie w = (-1,018 ±0,06). Když parametr w propojili s jeho nezávislým určením z velikosti baryonových oscilací hmoty, dostali podobnou hodnotu w = (-1,027 ±0,055).

V soudobé kosmologii se vynořil nečekaný problém, že měřené hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru pro lokální a vzdálený vesmír se systematicky liší. V obvyklých jednotkách H₀ (km/s/Mpc) získali v r. 2011 A. Riess aj. pro lokální vesmír hodnotu 74; také z měření vzdáleností obřích interstelárních mračen v blízkých galaxiích vychází 74, a cefeidy v M31 daly 75. W. Freedmanová aj. pro cefeidy pozorované ve středním infračerveném pásmu 74 a 8 klasických cefeid v galaxiích, kde byly pozorovány supernovy třídy Ia, dostala hodnotu 76. Naproti tomu V. Busti aj. dostali pro 19 velmi vzdálených galaxií hodnotu (65 ±4); z pozorování vzdálených supernov třídy Ia dostáváme 64 a měření pomocí družice Planck, která tuto hodnotu odvodila rovněž z údajů o velmi vzdáleném vesmíru, dává 67. Autoři soudí, že buď je v datech pro blízký a vzdálený vesmír nějaká skrytá systematická chyba, anebo shodou okolností žijeme v lokální bublině s anomálně vysokým tempem rozpínání vesmíru. Těžko říci, co je horší.

J. Lima a J. Cunha se pokusili přispět k řešení tohoto nečekaného rozporu tím, že odvodili čtyřmi nezávislými metodami hodnotu H₀ pro středně vzdálené (0,55 – 3,1 Mpc) galaxie. Obdrželi tak H₀ = (74 ±2), která velmi dobře souhlasí s lokální hodnotou H₀. Jenže G. Efstathiou to znovu zkomplikoval, protože nesouhlasí H₀ = (73,8 ±2,4) odvozená v r. 2011 A. Riessem aj. pomocí cefeid v galaxii NGC 4258 s hodnotou H₀ = (67,3 ±1,2) odvozenou družicí Planck v r. 2013. V r. 2013 však E. Humphreys aj. pomocí maserových zdrojů v galaxii NGC 4258 změřili její vzdálenost nezávislou a dosti přesnou metodou (7,60 ±0,23) Mpc v porovnání s Riessovou hodnotou (7,28 ±0,22) Mpc. To znamená, že z pozorování galaxie NGC 4258 nyní vychází H₀ = (70,6 ±3,3) km/s., kdežto družice Planck dává H₀ = (67,3 ±1,2). Navzdory těmto manévrům však autor dochází k závěru, že tyto rozpory nejsou příliš dramatické a dají se nejspíš vysvětlit menšími systematickými chybami, takže na "novou fyziku" to nevypadá. Podobně M. Vogelsberger aj. využili gigantického modelu vývoje vesmíru Illustris k nezávislému určení zastoupení tří hmotných složek vesmíru. Zářící látka představuje jen 4,6 %, skrytá látka 22,7 % a skrytá energie plných 72,7 % souhrnné hmoty vesmíru. Pro Hubbleovu konstantu rozpínání vesmíru dostali 70,4 km/s/Mpc.

Naproti tomu k nepochybně dobrým kosmologickým zprávám lze jistě vřadit poznatek J. Darlinga, který na základě měření vlastních pohybů 427 kvasarů pomocí interferometru VLBA, zjistil, že v současné epoše dominance skryté energie se vesmír rozpíná izotropně s chybou ±7 %, tj. ±1 oblouková mikrovteřina/rok. Díky astrometrické družici Gaia se vbrzku podaří zlepšit hodnoty vlastních pohybů kvasarů na ±1 %.

6.4. Reliktní záření a magnetická pole

Skupina sedmi předních amerických a po jedné britské, francouzské a kanadské univerzitě provozuje od r. 2006 na Amundsenově-Scottově základně na jižním pólu aparatury BICEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization), která měří módy polarizace reliktního záření s cílem odhalit tak poměry, jež panovaly ve vesmíru těsně po VT, tj. zejména v období kosmologické inflace. BICEP 1 měl celkem 98 mikrovlnných detektorů pozorujících oblohu ve dvou frekvenčních pásmech (100 a 150 GHz; vlnové délky 3 a 2 mm) pracujících s úhlovým rozlišením 1,0° a 0,7°. D. Barkats aj. uvedli, že výsledky měření po dobu tří let potvrzují, že v prvních okamžicích po velkém třesku došlo ke kosmologické inflaci.

V letech 2010-2012 však podstatně zlepšená aparatura BICEP 2 použila odlišné techniky pozorování pomocí 150 bolometrů v ohnisku přesné paraboly o průměru 260 mm, jež pokrývala na obloze plochu 380 čtv. stupňů. P. A. Ade aj. oznámili v červnu 2014, že tříletá měření polarizace reliktního záření na frekvenci 150 GHz poukázala za silný přebytek signálu zakroucených módů B v pásmu, kde by podle kosmologických modelů měly být pozorovatelné gravitační vlny vzniklé během inflační epizody velmi raného vesmíru. Podezřelá však byla intenzita signálu (místo očekávané jehly v kupce sena našli autoři trám) a také okolnost, že autoři objevili signál jen na jediné frekvenci. Není divu, že tento potenciální objev prvotních gravitačních vln vzbudil velkou pozornost jak odborné, tak i laické veřejnosti.

V září 2014 však přišla studená sprcha, když se ukázalo zejména díky jemnějším výsledkům družice Planck na mnoha frekvencích, že silný signál aparatury BICEP 2 je způsoben rozptylem na prachu v naší Galaxii, a nic tedy nevypovídá o inflaci a prvotních gravitačních vlnách. Mimochodem, družice Planck dokázala svými měřeními polarizace reliktního záření, že inflace vskutku proběhla, a nevznikla vinou srážky dvou vesmírů, jak předvídal model ekpyrotického vesmíru. Naopak se tak potvrdila nejjednodušší varianta inflace, jak ji navrhli A. Guth a A. Linde. Významný kosmolog M. Tegmark proto mohl poznamenat, že "paralelní vesmíry nejsou teorie - jsou to předpovědi v některých teoriích". Na druhé straně je téměř jisté, že náš vesmír musí být prostorově nekonečný...

V průběhu roku zveřejnili autoři zapojení do jedinečného projektu družice Planck celkem 31 prací, jež na základě dosud nejpřesnějších měření fluktuací teploty a polarizace reliktního záření podpořily standardní kosmologický model velkého třesku včetně inflace. P. Ade aj. shrnuli přínos družice Planck (ESA), jež odstartovala 14. 5. 2009 a započala soustavná měření v mikrovlnném a submilimetrovém pásmu elektromagnetického spektra. Již během prvních 15,5 měsíců zpřesnila mapu rozložení reliktního záření, poskytla data pro katalog kompaktních galaktických i extragalaktických zdrojů a umožnila zpřesnit hodnoty základních šesti parametrů standardního kosmologického modelu. Potvrdila a zpřesnila rozměry anomálních skvrn s odchylnou teplotou nahrubo nalezených předešlou družicí WMAP, stanovila ostřejší horní meze pro hmotnost neutrin a zlepšila rozsah výkonového spektra baryonových akustických oscilací vypovídajících o počátečních fluktuacích hustoty ve vesmíru. Překvapením je výrazně nižší hodnota Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru v porovnání s průměrnou hodnotou odvozenou z jiných kosmologických měření.

V další práci týchž autorů jsou uvedeny konkrétní hodnoty kosmologických parametrů, zejména H₀ = (67,3 ±1,3) km/s/Mpc, což se příliš nekryje s hodnotou, odvozenou z pozorování supernov třídy Ia (71 ±5 km/s). Zato dobře souhlasí součet podílu zářící a skryté látky vesmíru (31,5 ±1,7) % s hodnotou odvozenou z baryonových oscilací. Součet hmotností všech tří vůní neutrin je <0,23 eV/c² a horní mez pro jejich počet (3,3 ±0,3) ukazuje, že více módů neutrin pravděpodobně neexistuje. Z jiných měření totiž vyplývá počet <3,05. Parametr stavové rovnice pro skrytou energii dává w = (-1,13 ±0,12), což nejspíš potvrzuje, že jde skutečně o kosmologickou konstantu LAMBDA v Einsteinových rovnicích pro rozpínající se vesmír. V další práci autorského týmu družice Planck se potvrdilo, že slabé gravitační čočkování ovlivňuje anizotropii reliktního záření v úhlových roztečích řádu úhlových minut na frekvencích 100 – 217 GHz (1,4 – 3,0 mm) na úrovni 25násobku střední chyby měření. Podobně se podařilo zpřesnit polohu osy dipólu a rychlosti pohybu Galaxie vůči inerciální soustavě reliktního záření: souřadnice osy dipólu jsou l = 264° a b = +48° (Leo; rektascense 11,2 h; deklinace -7,2°) a naše rychlost vůči poli reliktního záření dosahuje hodnoty 370 km/s.

Polarizační měření družice Planck ukázala, že indukce magnetických polí v Galaxii jsou průměrně o pět řádů nižší, než indukce magnetického pole Země na jejím povrchu. Poprvé v historii se podařilo zobrazit průběh siločar magnetického pole napříč Galaxií.

Z. Osmanov však ukázal, že v magnetosférách rotujících aktivních jádrech galaxií (AGN) mohou indukce naopak dosáhnout extrémních hodnot a urychlovat tak částice na energie řádu 10²¹ eV (ZeV). Mechanismus urychlování částic by měl být dvoustupňový. Pomocí Langmuirových vln plazmatu napájených rotací aktivního jádra se excitují silná elektrostatická pole a jejich energie se ve druhém stupni urychlování předává částicím urychlovaným Landauovým útlumem na téměř libovolně vysoké energie.

6.5. Kosmické záření

Časopis Astroparticle Physics uveřejnil studie přednesené na sympoziu ke stoletému výročí objevu kosmického záření V. Hessem, jež se uskutečnilo počátkem srpna 2012 v Bad Saarow v Braniborsku, poblíž místa, kde Hess přistál se svým balónem Böhmen. Hessův objev při balónovém výstupu do výšky 5 km nepřišel zčistajasna, ale předcházelo mu tucet let průkopnických měření F. Linkeho (1900-1903), a zejména T. Wulfa (1907-1910) i D. Paciniho (1909-1912). Na druhé straně objev zpočátku neměl příliš velký ohlas, přestože byl vzápětí (1913-1914) potvrzen W. Kolhörsterem měřeními během balónových výstupů do výšky 6 – 9 km. V r. 1923 však výsledky jejich měření zpochybnili R. Millikan a I. Bowen pomocí bezpilotních balónů, jež dosáhly výšek až 15 km - a žádné zvýšení ionizace atmosféry nenašli. V r. 1926 Millikan tvrdil, že německá měření jsou chybná, a že kosmické záření objevil on, což vedlo k prudké výměně názorů. Debata však ustala v r. 1936, kdy Nobelovu cenu za objev kosmického záření získal (právem) Hess. Díky novým studiím kosmického záření objevil C. Anderson pozitron (Nobelova cena 1936 společně s Hessem), dále v r. 1936 spolu se S. Neddermeyrem mion, a v r. 1937 další fyzikové nalezli pion.

Díky objevu sekundárních spršek kosmického záření P. Augerem v r. 1939 získali astronomové a fyzici skvělý nástroj pro zlepšení znalostí o kosmickém záření pomocí stálých observatoří na zemském povrchu v nadmořských výškách kolem 1,5 km, kde jsou spršky zejména vytvořené vysoce energetickými primárními částicemi kosmického záření nejvíce rozvinuty. To nakonec vedlo v r. 2008 k dobudování hybridní observatoře Pierra Augera pro výzkum kosmického záření rekordních energií v argentinské pampě na ploše 3 tis. km².

K. Kashiyama a P. Meszáros zjistili, že zdrojem extrémně energetického kosmického záření s energiemi v oblasti "druhého kotníku" (0,1 – 1 EeV) mohou být rázové vlny vznikající při splynutí nebo prolínání velmi hmotných galaxií. Jako vedlejší produkt při hadronukleárních interakcích mohou vznikat i energetická neutrina a paprsky gama. Právě tyto paprsky od relativně blízkých kup galaxií by patrně mohly zachytit budované obří Čerenkovovy aparatury projektu CTA (Cherenkov Telescope Array).

R. Abbasi aj. uveřejnili výsledky pětiletých měření částic kosmického záření s energiemi >57 EeV pomocí aparatury Telescope Array v Utahu. Objevil tak plošný přebytek částic z "horké skvrny" o průměru 40° v poloze α = 9h 48 min; δ = +43° (jižní okraj souhvězdí UMa) v úhlové vzdálenosti 19° od hlavní roviny místní nadkupy galaxií.

S kuriózním nápadem, jak zvětšit sběrnou plochu pro detektory extrémně energetického kosmického záření, přišli P. Rimmer aj. Za vhodný detektor totiž považují Jupiter s plošnou výměrou 33 mil. km². Autoři odhadli, že jednou měsíčně je Jupiter zasažen primární částicí kosmického záření s energií >1 ZeV, což by mohly na dálku detektovat jednak družice Fermi, ale také mikrovlnná aparatura ALMA. Tuto práci však vzápěti kritizovali L. Privitera a P. Motloch, když dokázali, že Rimmer aj. vyšli z chybného předpokladu o úhlovém rozprostření spršek od extrémně energetických primárních částic. Navíc zjistili, že ani jiné objekty ve Sluneční soustavě se pro taková pozorování nehodí, takže stále zůstává prioritou studovat tyto vzácné částice pomocí pozemních detektorů.

W. Apel aj. využili německé aparatury KASCADE-Grande k důkazu, že s rostoucí energií primárních částic roste jejich protonové číslo v pásmu energií 10 – 1 000 PeV. S. Hussain aj. pozorovali díky aparaturám IceTop a IceCube na jižním pólu primární částice kosmického záření s energiemi 1 – 1 000 PeV se stejným výsledkem.

Podle R. Onga aj. se podařilo zvýšit výkon aparatury VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging System; 4 mozaikové Čerenkovovy teleskopy o průměrech 12 m; úbočí Mt. Hopkins, Arizona), jež nyní dokáže zachytit kosmické záření gama s energiemi v rozsahu 50 GeV - 10 TeV a výborně tak doplňuje rozsah družice Fermi (rozsah 20 MeV - 300 GeV).

Dalším významnou aparaturu pro studium kosmického záření a záření gama nazvanou HAWC (High-Altitude Water Cherenkov observatory) dokončilo v r. 2014 konzorcium 15 amerických a 12 mexických vědeckých institucí ve výšce 4,1 km nad mořem na úbočí velehory Pico de Orizaba. Jak uvedli S. Westerhoff aj. Observatoř tvoří 300 kovových válcových cisteren o průměrech 7,3 m a výškách 5 m, z nichž každá pojme 188 tis. litrů destilované vody. Zařízení registruje spršky kosmického záření, ale i z materializace párů pozitron-elektron, vytvořených v atmosféře z energetických paprsků gama díky Čerenkovovu záření, jež vzniká při průletu vysoce energetických elektricky nabitých částic pohybujících se ve vodě relativně nadsvětelnou rychlostí. Rozsah energetického spektra HAWC se překrývá s observatořemi VERITAS, H.E.S.S., MAGIC i IceCube a umělé družice Fermi. Vyniká širokým zorným polem 2 steradiány a rekordní citlivostí 50 miliKrabů v pásmu energií řádu TeV. V tomto pásmu bude moci pozorovat jak vysokoenergetické bodové a plošné zdroje v naší Galaxii, tak i objekty vzdáleného vesmíru včetně galaxií třídy AGN, GRB, magnetarů a potenciálně i nově identifikovaných typů kosmických objektů.

A. Abeysekara aj. využili rozestavěné aparatury HAWC k objevu maloplošné anizotropie v toku částic. Během intervalu od června 2013 do února 2014 získali údaje o směru příletu 50 mld. částic a nalezli tak tři oblasti na obloze o úhlových průměrech 10°, přičemž polohy dvou oblastí souhlasí se staršími měřeními aparatury MILAGRO a třetí oblast zase s nedávnými měřeními v projektu ARGO-YBJ.

S. Hong aj. ukázali, že vhodným prostředím pro urychlování částic kosmického záření na extrémně vysoké energie (EHE ≈10 – 100 EeV) mohou být periférie kup galaxií. Zatímco na okrajích většiny galaxií v kupě se z tohoto hlediska téměř nic neděje, tak vnější okraje kup jsou velmi bouřlivým prostředím, protože se v poslední době zjistilo, že z okolí kup proudí horký plyn v podobě úzkých vláken k okrajům kupy, Zde pak dochází k silné turbulenci v materiálu kup a nadzvukovým rázovým vlnám při Machových číslech 3 - 4, což vyvolává difúzní urychlování protonů na EHE.

R. Abbasi aj. zveřejnili výsledky pozorování částic EHE pozemními detektory v experimentu Telescope Array (TA; Millard County, Utah; 507 scintilačních detektorů; plocha 700 km²) za období let 2008-2013. Získali tak směry příletu pro 72 částic s energiemi >57 EeV a z toho 19 případů přišlo z "horké skvrny" o průměru 20°, s centrem o souřadnicích α = 9h50min; δ = 43,2°. Centrum se nachází jen 19° od supergalaktické roviny.

A. Aab aj. porovnali měření TA na severní polokouli s měřeními observatoře Pierra Augera na jižní polokouli za období od května 2008 do května 2013 s cílem odhalit případnou velkoplošnou anizotropii ve směrech příletu EHE částic. Žádnou anizotropii však v těchto datech nenašli. C. Dobrigkeitová aj. shrnuli hlavní výsledky observatoře Pierra Augera od prvních měření v r. 2004 až do roku 2013. Týkají se zejména výrazného zlepšení údajů o toku částic s energiemi 0,1 – 100 EeV, hmotnostního složení částic v závislosti na jejich energii a případné středněplošné anizotropie ve směrech, odkud částice přilétají z extragalaktických zdrojů. A. Romero-Wolf aj. oznámili, že se na observatoři Pierra Augera podařilo úspěšně zaznamenávat spršky EHE také v rádiovém pásmu elektromagnetického spektra v rozsahu frekvencí 200 – 1 200 MHz (vlnové délky 0,25 – 1,5 m). Tím se otevřelo nové okno pro souběžnou detekci spršek EHE na této hybridní observatoři.

X. Li aj. vyšli z předpokladu, že je již prokázána extragalaktické povaha rychlých rádiových záblesků (FRB) a usoudili, že tyto úkazy by mohly souviset s produkcí energetického kosmického záření o energiích ≈1 EeV. Podle jejich názoru vysoká četnost jevů FRB se dá vyložit jako příznak splývání neutronových dvojhvězd, takže tento úkaz může být odpovědný i za valnou část toku EHE kosmického záření.

D. Whiteson a M. Muelhearn z Kalifornské univerzity navrhli využít chytrých mobilních telefonů k detekci kosmického záření s energiemi >1 EeV v projektu občanské vědy CRAYFIS (Cosmic RAYs Found In Smartphones). Čipy CMOS elektronických kamer vestavěných do mobilů se totiž fyzikálně shodují s čipy používanými k detekci částic vznikajících při srážkách protonů v urychlovači LHC. Pokud se podaří do projektu zapojit stovky tisíc majitelů mobilů po celém světě, byl by to patrně průlom v nabírání dat pro tyto výjimečné, ale vzácné úkazy.

6.6. Astročásticová fyzika

R. Cooke aj. nalezli absorpční čáry deutéria ve vodíkovém oblaku vzdáleném od nás 3,559 Gpc ve směru ke kvasaru SDSS J1358+6522 (vzdálenost 3,583 Gpc). Oblak se vyznačuje mimořádně nízkou metalicitou (Z = 0,13 % sluneční), takže poměr nuklidů D/H = 2,53.10^-5 odpovídá jejich vzniku ve velmi raném vesmíru. To znamená, že hmotnost baryonů ve vesmíru přispívá ke kritické hustotě vesmíru pouhými 2,2 %. Kombinací této hodnoty s pozorovanými parametry reliktního záření autoři odvodili horní mez pro počet druhů lehkých fermionů (3,3 ±0,3), což téměř najisto vylučuje existenci čtvrtého (sterilního) neutrina.

C. Amole aj. měřili v atomové pasti ALPHA případné rozdíly mezi atomy vodíku a antivodíku, pokud jde o elektrický náboj. Z experimentů vyplynulo, že horní mez pro elektrický náboj atomu antivodíku je menší než 10^-8 elementárního elektrického náboje, takže je prakticky jisté, že parametry vodíku a antivodíku se i v tomto bodě shodují.

Díky sedmiletému experimentu Borexino (278 t kapalného scintilátoru) v jeskyni pod pohořím Gran Sasso se podařilo G.. Bellinimu aj. určit pomocí nízkoenergetických neutrin ze Slunce parametry 4. větve protonově-protonového řetězce termonukleárních reakcí (TNR) v nitru Slunce. Hlavní větve přes ⁷Be a ⁷Li obstarávají 99,9 % zářivého výkonu TNR ve Slunci, takže jen nepatrný zbytek probíhá přes ⁷Be a ⁸B. Bórovou větví se však uvolňuje jen 0,01 % neutrin ze Slunce. Nízkoenergetická neutrina odnášejí >90 % zářivého toku Slunce (3,84.10²⁶ W), takže každým čtverečním metrem povrchu Země projde za sekundu 10¹¹ neutrin! Zbývá ještě určit podíl TNR pomocí cyklu CNO, jenž zatím hraje ve Slunci minoritní roli, protože teplota slunečního nitra není dost vysoká. Zatímco výkon všech větví protonově-protonového řetězce roste se 4. mocninou teploty, tak u cyklu CNO je závislost na teplotě nitra dramaticky vyšší (20. mocnina teploty!). To znamená, že hvězdy jen o něco málo teplejší než Slunce získávají energii v cyklu CNO. Současně je zřejmé, že TNR v nitru Slunce už spotřebovala téměř polovinu tamějších zásob vodíku, což je o to horší, že v zářícím jádru neprobíhá promíchávání se zásobárnou vodíku ve vnějších vrstvách Slunce.

Zajímavé výsledky začíná produkovat aparatura IceCube dobudovaná na konci roku 2010, jež začala registrovat průlety neutrin už od r. 2005. Měření až do konce r. 2012 nezachytila žádná neutrina, jež by vzniklá anihilacemi částic skryté látky, ale zato v srpnu 2011 a v lednu 2012 se podařilo zaznamenat neutrina s energiemi 1,0 a 1,1 PeV. Do poloviny r. 2014 zaznamenala aparatura již 28 vysokoenergetických neutrin v rozpětí energií 30 GeV - 1,1 PeV, což jsou energie až o 6 řádů vyšší než dodávala v maximu své jasnosti supernova 1987A v Magellanově mračnu.

F. Krauss aj. uvedli, že zmíněná PeV neutrina pocházejí z blazarů, neboť směry jejich příletů souhlasí s polohami šesti nejjasnějších blazarů přehlídky TANAMI (Tracking Active galactic Nuclei with Austral Milliarcsecond Interferometry), jež probíhá na jih od šířky -30° v Austrálii, Jižní Africe, Chile, Antarktidě a na Novém Zélandu. K podobnému závěru o blazarech jako zdrojích PeV neutrin dospěli také F. Padovani a E. Resconi, i když nevylučují, že by při nejistotě směrů příletu mohly za některé případy také pulsary, nebo galaxie s překotnou tvorbou hvězd. J. Joshi aj. ukázali, že je téměř vyloučeno, aby zmíněná neutrina přišla ze zdrojů v naší Galaxii. P. Ade aj. určili z měření družice Planck ostrou horní mez pro součet hmotností všech tří známých vůní neutrin: <0,26 eV/c². Někteří odborníci soudí, že neutrina jsou ve skutečnosti Majoranovy částice, tj. jsou zároveň i antineutriny. Kdyby se to potvrdilo, tak by to představovalo velkou fyzikální revoluci.

M. Aartsen aj. z týmu IceCube zveřejnili údaje za 4 léta provozu aparatury na jižním pólu, přičemž v posledním roce už bylo v provozu všech 86 vláken s fotonásobiči v hloubkách od 1,5 km do 2,5 km. Aparatura je citlivá na neutrina prolétající Zemí ze severu s energiemi 1 TeV - 1 PeV a na neutrina přilétající z jižní oblohy s energiemi 100 TeV - 100 PeV. Autoři se pokusili porovnat směry příletů neutrin s polohami vhodných objektů (pozůstatky po supernovách, aktivní jádra galaxií), ale žádnou shodu nenašli. Podobně podle F. Hazena nenašli žádnou korelaci mezi 28 neutriny s energiemi >60 TeV a energetickými částicemi v kosmickém záření.

M. Livio a J. Silk komentovali dosavadní neúspěchy experimentů hledajících interakci hypotetických částic skryté látky (dark matter) s látkou zářící. Neuspěl experiment LUX v dole Homestake v Jižní Dakotě, ale ani urychlovač LHC, jenž nenašel částice předvídané supersymetrickou teorií. Jistou naději skýtá hmotový spektrometr AMS-02 na Mezinárodní kosmické stanici a pokročilý experiment LUX ZEPLIN v Homestake. Odhad hmotnosti pro částice WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) zprostředkující interakci mezi zářící a skrytou látkou dává ovšem hodnoty řádu 10⁴ hmotnosti protonu! Autoři se domnívají, že největší naději na úspěch mají aparatury, které dokáží registrovat energie v rozsahu 1 – 100 TeV, v němž pracují kromě již zmíněných aparatur také teleskopy H.E.S.S., budoucí CTA (Cherenkov Telesope Array) i družice Fermi a PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics). Pokud se však během příštího desetiletí nic neobjeví, nejspíš nezbude než se pustit do revize gravitační teorie.

Jistou naději nabídli čínští fyzikové, kteří vybudovali nejhlubší podzemní laboratoř pro tyto citlivé experimenty CJPL (China JinPing underground Laboratory) v hloubce 2,4 km pod povrchem země. Jde ovšem o relativně malou jeskyni o objemu 4 tis. m³. V budoucnu ji však chtějí zvětšit na 120 tis. m³, což by ji klasifikovalo jako ideální prostor pro studium vlastností neutrin, hledání interakcí s částicemi skryté látky a výzkum podmínek v raném vesmíru.

6.7. Experimentální a teoretická fyzika

Definice řady fyzikálních jednotek soustavy SI je stále neuspokojivá, což vadí čím dál tím více jak na Zemi, tak také ve vesmíru. E. Reich zveřejnil počátkem roku 2014 zprávu, že se chystají nové definice hned několika jednotek, tj. elektrického proudu (ampér), hmotnosti (kg), látkového množství (mol) a teploty (kelvin). Snahou fyziků je, aby se tyto základní jednotky soustavy SI definovaly pomocí přírodních konstant, tj. elektrického náboje elektronu (e), Planckovy konstanty (h), Avogadrova čísla (A) a Boltzmannovy konstanty (k). Největší problém má ovšem gravitační konstanta (G), jejíž hodnota je známa s přesností pouze ±5.10^-4. Kromě toho jsou soudobá měření zřejmě zatížena i systematickými chybami. G. Rosi aj. ukázali, že k vyšší přesnosti G by pomohly atomy ochlazené téměř na 0 K a atomová interferometrie využívající principů kvantové mechaniky. Ke změnám v definici konstant i metodice jejich určování patrně dojde po projednání příslušnými organizacemi v r. 2018.

S. Sturm aj. dosáhli rekordní přesnosti v určení hmotnosti elektronu: m_e = 0,000 548 579 909 067 a.j. s přesností 3.10^-11. A. Mooser aj. změřili po 40 letech poprvé přímo magnetický moment protonu μ_p = 2,792 847 350 s přesností 3.10^-9 (760krát lepší než dosavadní nepřímé metody). Moment protonu je ovšem 658krát menší než magnetický moment elektronu, který známe s přesností 3.10^-13. H. Rahmani aj. využili pozorování zakázaných emisních čar [O III] u 2347 kvasarů s červenými posuvy 0,02 - 0,74 ke čtyřnásobnému zvýšení přesnosti v určení konstanty jemné struktury α, která je nyní známa s přesností 2.10^-5, a je stálá v intervalu posledních 7 mld. let. K pokroku došlo při měření velikosti narušení parity ve slabé jaderné interakci; nová hodnota měřená při rozptylu elektronů na kvarcích je pětkrát přesnější než původní z r. 1979. Jestliže se daná částice pohybuje určitým směrem a přitom rotuje ve směru pohybu hodinových ručiček, jde o levoruké částice. Tyto částice vnímají ovlivnění slabou interakcí, na rozdíl od týchž pravorukých částic. Antičástice se chovají právě opačně.

B. Bloom aj. přišli se zlepšením atomových hodin, když atomy cesia nahradili atomy stroncia. Zatímco současné cesiové hodiny se rozejdou o 1 sekundu za 138 mil. roků, tak stronciové vykáží stejnou chybu za 5 mld. let, což je více než dosavadní stáří Sluneční soustavy. Taková přesnost i stabilita se hodí jak pro distribuci přesného času, protože nové hodiny budou pracovat na optické frekvenci na rozdíl od dosavadních mikrovlnných, tak také pro ověřování jemných efektů obecné teorie relativity. Pravděpodobně to povede časem i k nové definici sekundy atomového času (AT). Přesto M. Lukin navrhuje konstrukci globální soustavy atomových hodin na principu kvantového provázání, jež by byly ještě přesnější než nejlepší atomové hodiny.

J. Aasi aj. zhodnotili současný stav pokusů o hledání gravitačních vln přehlídkou rotačních period zejména mladých milisekundových pulsarů, ale též pozemních aparatur LIGO a Virgo. Přestože v hledáčku rádioteleskopů bylo celkem 195 pulsarů, žádný signál se stále nepodařilo získat. Podobně je tomu s velmi rozsáhlými aktivitami na severní i jižní polokouli. Zdá se, že bude potřebí zvýšit citlivost aparatur minimálně o tři řády, tedy na tisícinu průměru protonu!

Přesto jsou L. Lehner a F. Pretorius optimisty, aspoň pokud jde o obecnou teorii relativity. Existuje totiž řada důvodů, proč musí gravitační vlny existovat. Rozhodně je vyzařují kompaktní velmi hmotné dvojhvězdy tvořené masivními hvězdami, ale vznikají též při splývání hmotných objektů, akrecí na černé díry a gravitačním hroucení hvězd a nadhvězd, prostě vždy, kdy se hmotné objekty pohybují v silných gravitačních polích rychlostmi blízkými rychlosti světla. L. Singer aj. připomněli technologický průlom v přesnosti měření aparatur LIGO a Virgo, který by se měl projevit v letech 2015-16 prvními objevy splývajících hmotných složek těsných kompaktních (nejlépe neutronových) hvězd Už v r. 1986 předpověděl B. Paczynski, že takové úkazy budou doprovázeny efekty i v oboru elektromagnetického záření a jako příklad uvedl vzplanutí GRB.

Velmi složitá je i situace v kvantové mechanice, která zápolí s řadou koncepčních problémů, což řešili velikáni minulého století (zejména N. Bohr, M. Born, W. Heisenberg a A. Einstein) odkazem na metafyziku současnosti a roli pozorovatele a jeho svobodné vůle. Po r. 1980 se začala rozvíjet kvantová optika, jež vedla k objevu kvantově provázaných stavů vzdálených částic a kvantové kryptografii. C. Fuchs a R. Schack v letech 2002-2013 přišli s otázkou, je-li kvantová teorie pouhá matematika, anebo popisuje skutečné objekty. Kvantová nelokalita je opravdu záhada stejně jako odpověď na otázku, co to je "teď" jako rozhraní mezi minulostí a budoucností; nazývá se to "šovinismem současnosti". Nejlépe to vystihl G. Wiseman: "Kvantové provázání stavů nás učí, jak lze nemožné učinit možným".

V experimentálním využívání kvantové kryptografie vykazuje největší pokrok Čína, jejichž vědci a technici přenesli úspěšně kvantový klíč a data do vzdálenosti 2 tis. km (Peking - Šanghaj) při přenosové frekvenci 2 GHz. K přenosu ovšem potřebovali 32 uzlů pro zesílení signálu. Optické vlákno však může souběžně přenášet až 160 kanálů rychlostí 40 Gb/s. V blízké budoucnosti chtějí čínští odborníci využít této technologie bezdrátově mezi pozemním vysílačem a přijímačem na kvantovém satelitu.

V pozadí těchto debat je dlouhodobě marná snaha o sjednocení kvantové teorie s obecnou relativitou. Neexistence fyziky popisující vnitřek černých děr je dalším balvanem a jejich propojení červími dírami, jejichž šířku určuje kvantová provázanost stavů, zní jako čirá geometrie. Když v r. 1964 ukázal J. S. Bell svými proslulými nerovnostmi, že kvantové provázání stavů není v souladu s principy lokality (měření v bodě A nemůže být ovlivněno tím, že mám měřící přístroj ve vzdáleném bodě B) a realismu (realita nezávisí na tom, co měřím nebo co pozoruji). Jelikož Bellovy nerovnosti evidentně platí, měli bychom se aspoň jednoho principu vzdát. Na druhé straně je podivné, že ačkoliv povaze kvantové mechaniky nikdo nerozumí, jsme schopni na základě "podivné" matematiky vyvinout nové přístroje, například kvantové počítače. V komunitě teoretických fyziků získává váhu přesvědčení, že v 90. letech XX. století proběhla II. kvantová revoluce, která má zásadní filosofické důsledky pro naši představu o povaze přírody.

G. Ellis a J. Silk však varovali, aby obtížnost problému nevedla k opouštění základního principů bádání v přírodních vědách, že totiž každá nová teorie musí být podrobena experimentální nebo pozorovací kontrole. Kritizovali například rozličné variace strunových teorií, které jsou sice elegantní, ale naprosto netestovatelné. Na strunových teoriích také závisí populární koncepce mnohostí vesmíru (domněnka multiversa). Již velký matematik David Hilbert (1862-1943) varoval: "Ačkoliv nekonečno potřebujeme, aby byla matematika úplnou; ve fyzikálním vesmíru se nic takového nevyskytuje!"

7. Život na Zemi a ve vesmíru

C. Scharf se domnívá, že život ve Sluneční soustavě začíná pokaždé na dnech vodních oceánů. Mnohé měsíce Jupiteru a Saturnu mají téměř určitě hluboko pod povrchem rozsáhlé oceány tekuté vody, jež je ohřívána slapovým třením, radioaktivními horninami a dokonce Rossbyho vlnami, vznikajícím vinou výstřednosti oběžných drah. Autor odhaduje, že objem vody v těchto tělesech je 16krát vyšší než na Zemi. I na Zemi jsme díky B. Christnerovi a J. Priscuovi získali údaje o 4 tis. druhů živých baktérií, které úspěšně přežívají v antarktickém jezeře v hloubce 800m pod ledovým příkrovem, čili zcela bez slunečního světla.

F. Harold se zamýšlel nad historii vzniku a rozšíření živých buněk na Zemi. I on se domnívá, že prvotní život vznikl v okolí hydrotermálních vývěrů ("černých kuřáků") na dně oceánů. Nejprve vznikaly kyselé a zásadité membrány a gradient toku protonů mezi nimi byl zdrojem životodárné energie. Nejpozději před 4 mld. let k tomu přispěla tekutá voda, takže asi před 3,5 mld. let se objevily první známky života v australských horninách.

A. J. Oparin a J. B. Haldane uvažovali před 80 lety o vytváření aminokyselin z methanu, čpavku, vodíku a vodní páry. V uhlíkatých chondritech se nacházejí jak aminokyseliny, tak i lipidy a nukleotidy, z nichž mohou spontánně vznikat nukleové kyseliny a polymerizací či kombinacemi z nich vzniknou krátké úseky RNA. Nosičem energie se stává adenosin trifosfát ATP umožňující polymerizaci aminokyselin na bílkovinu. Dospělý člověk se skládá z přibližně 100 biliónů eukaryotických buněk. W. Martin upozornil, že v době, kdy vznikl život na Zemi, ještě nebyl v zemské atmosféře žádný kyslík, takže první organismy se bez něho musely obejít a éra života pokračovala od té doby spojitě bez přerušení.

J. Szcepanski a G. Joyce patrně našli vysvětlení, jak se mohly začít rozmnožovat makromolekuly RNA v prebiotické éře Země. Současné molekuly RNA jsou výhradně pravotočivé, ale autoři usoudili, že původně se vyskytovaly také levotočivé RNA. Když laboratorně syntetizovali pravotočivé molekuly RNA a propojili je s levotočivou RNA, tak po 16 generacích dosáhli urychlení reakce o 6 řádů, čili makromolekula si pomohla k rozmnožování svým vlastním zrcadlovým obrazem.

A. Cobbová a R. Pudritz upozornili, že uhlíkaté chondrity jsou vlastně automatické kosmické lodi, jež přivážejí svědectví o zastoupení a četnosti aminokyselin na tělesech Sluneční soustavy. Autoři tak dokázali klasifikovat tyto chondrity podle teploty a dalších fyzikálních okolností jejich vzniku. Podle očekávání nejvyšší pestrost a četnost druhů aminokyselin našli v případech, kdy chondrity pocházely z vodných roztoků.

M. Ferus aj. zveřejnili výsledky svého pokusu, kdy pomocí výkonného laseru napodobili podmínky, které panovaly na Zemi v době těžkého bombardování v prvních stovkách milionů let po jejím vzniku. Ukázali, že tam vznikaly molekuly formamidu, jehož disociace dala vznik radikálům CN a NH, které dalšími reakcemi s formamidem mohly vytvořit čtyři nukleové báze (adenin, guanin, cytosin a uracil).

J. Yang aj. studovali vliv rotace planet na její začlenění do ekosféry dané hvězdy. Pomalu rotující planety typu Venuše mohou mít pozemské klima i při téměř dvojnásobku ozářením povrchu Sluncem v porovnání se Zemí. Na pomalu rotujících planetách nehrají roli Coriolisovy síly, a naopak dlouhé trvání denního světla zvyšuje konvekci v substelárním pásmu. Proto tam vzniknou opticky tlustá mračna v atmosféře, jež zvýší albedo planety, takže pod mračny v tropech je útulně teplo. Kdyby např. Země se svou současnou atmosférou, ale pomalou rotací jako Venuše se ocitla na její dráze, tak by byla téměř určitě obydlitelná. Jestliže však Venuše původně rotovala rychle, tak ji potkalo globální oteplování v podobě překotně rostoucího skleníkového efektu, protože mračna by tam snižovala albedo jen v úzkém pásu kolem rovníku. Atmosférická cirkulace a rozložení i typy oblaků mají proto výrazný vliv na obydlitelnost dané planety.

Podobným tématem se také zabývali R. Kopparapu aj., když modelovali ekosféry pro hvězdy s rozmezím efektivních teplot 2,6 – 7,2 kK a hmotnostmi exoplanet 0,1 – 5 M_z. Uvažovali atmosféry s různým zastoupením N₂ a převahou vodní páry, anebo CO₂. Pokud je zastoupení vodní páry příliš silné, tak se odsouvá vnitřní okraj ekosféry dále od mateřské hvězdy, protože nastává překotný skleníkový efekt. Vnější okraj ekosféry se však nemění, protože překotný skleník je vyrovnáván větším albedem mraků. Obecně také platí, že rozsah ekosféry závisí přímo úměrně na hmotnosti uvažované planety. G. Valle aj. uvedli, že hranice ekosfér závisejí též na hmotnosti a metalicitě hvězd nižších hmotností i zastoupení hélia, čímž se vnitřní i vnější hranice ekosfér posouvají oběma směry až o 30 %.

T. Piran a R. Jimene varují, že obecnou hrozbou pro život ve vesmíru jsou výbuchy zábleskových zdrojů záření gama (GRB), které dokonale sterilizují rozsáhlé oblasti galaxií. Pokud jde např. o naši Galaxii, tak život se nemůže rozvinout ve vzdálenosti <4 kpc od centra, kde je počet GRB nutně nejvyšší. Teprve vzdálenost >10 kpc od centra je bezpečná, takže i naše Sluneční soustava může být během existence Galaxie sterilizována. V raném vesmíru byla vzdálenost mezi galaxiemi malá, takže riziko ozáření GRB vyšší. Autoři odtud uzavírají, že první život ve vesmíru se mohl objevit teprve před 5,2 mld. let, a že jen 10 % galaxií může mít planety, na nichž život může existovat.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

E. Bainesová aj. využili obřího optického interferometru NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) Námořní observatoře USA na Anderson Mesa v Arizoně ke změření úhlových průměrů 10 starších podobrů a obrů sp. tříd GO IV až K2 III ve vzdálenostech 3,6 – 100 pc. Vzdálenosti z katalogu družice HIPPARCOS a úhlová měření NPOI pak umožnila změřit poloměry zmíněných hvězd v rozmezí 0,8 – 12 R_☉; teplot 4,4 – 6,1 kK a zářivých výkonů 0,5 – 97 L_☉. Interferometr se neustále modernizuje, takže zatím se používaly základny o délkách 16 – 79 m; brzy k nim však přibude základna dlouhá rekordních 432 m a další ramena v různých azimutech. Obrazy pozorovaných hvězd se do interferometru přenášejí siderostaty o průměru zrcadel 0,5 m a interferometr pracuje v 16 spektrálních kanálech v pásmu 550 – 850 nm. Obraz hvězdy se exponuje 0,5 minuty a poloha interferenčních proužků se zjišťuje každé 2 milisekundy.

V laboratoři pro rotující zrcadla v Tucsonu v Arizoně bylo v říjnu 2012 ukončeno leštění prvního 8,4m zrcadla pro obří reflektor GMT (Giant Magellan Telescope) na Las Campanas v Chile (2,5 km n.m.; -29° j.š.). Přesnost tvaru povrchu zrcadla dosahuje ±10 nm. Rotační pec měla 5 obrátek/min při teplotě skloviny 1 165 °C. Po skončení této operace se zrcadlo poměrně rychle ochladí na 650 °C. GMT dostane postupně 7 takových zrcadel (jedno bude sloužit pro výměny během postupné obnovování pokovení ostatních šesti), ale již se 4 zrcadly se stane kolem r. 2021 největším dalekohledem světa. Jeho výsledná sběrná plocha dosáhne 368 m² a jeho úhlová rozlišovací schopnost překoná rozlišení HST 10krát. Náklady na pořízení teleskopu se odhadují na 880 mil. dolarů a z toho 40 mil. dolarů zaplatí Výzkumná nadace ze Sao Paula v Brazílii.

Ještě větším obrem na jižní polokouli se v r. 2024 stane teleskop E-ELT (European Extremely Large Telescope) s průměrem segmentovaného zrcadla 39,2 m, který bude umístěn na hoře Armazones v sev. Chile (3,06 km n.m.; -25° j.š.). V červnu 2014 byl výbušninami srovnán vrchol hory, aby vznikla dostatečně velká plošina pro obří stroj. Téměř 800 hexagonálních zrcadel bude mít průměry 1,4 m a tloušťky jen 50 mm. Sekundární zrcadlo o průměru 4,2 m bude vybaveno zezadu 6 tis. aktuátory adaptivní optiky. Stav atmosféry v zorném poli bude proměřovat 8 lidarů s frekvencí oprav 1 kHz. Cena přístroje vybudovaného konzorciem členských států ESO dosáhne 1,2 mld. euro.

N. Vogt aj. zkonstruovali robotický hledač exoplanet APF (Automated Planet Finder) pro 2,4m reflektor a Levyho spektrometr na observatoři Mt. Hamilton v Kalifornii. Jde o ešeletový systém pracující v rozmezí vlnových délek 374 – 970 nm a pro pásmo 560 nm vykazuje účinnost objevování 15 %. Přesnost měření radiálních rychlostí je totiž lepší než 1 m/s.

B. Balasubramanian a R. Cabanac zdůraznili, že velký pokrok ve zhotovování asférické optiky i přesnosti navádění dalekohledů umožňuje konstrukci dalekohledů, které nemají žádné stínění sekundárními zrcadly a jejich nosiči a dokáží ostré zobrazování až do vzdálenosti 50 obl. minut od zkoumaného objektu. Jak uvedl P. Hickson, nová generace systémů adaptivní optiky s více lasery pro umělé hvězdy v zorném poli a s počítačovým potlačením světla hvězdy v případě, že chceme zobrazit okolní exoplanety, rovněž výrazně zlepšuje možnosti astronomických pozorování. Dobrým příkladem pokroku je nová kamera GPI pro 8m teleskop Gemini-S, která dokázala v lednu 2014 zobrazit exoplanetu b u hvězdy β Pictoris. Podobně výkonná je i nová kamera SPHERE u dalekohledu VLT ESO.

Na observatoři Skalnaté Pleso byl instalován nový reflektor od firmy Astelco o průměru primárního zrcadla 1,3 m. Má altazimutální montáž a dvě Nasmythova ohniska. V jednom se nacházejí kamera pro vizuální a infračervená pozorování a ve druhém spektrograf. V Ondřejově byl v říjnu 2014 uveden do chodu 0,6m robotický reflektor Blue Eye 600, který vyprojektovala firma ProjectSoft ve spolupráci s Astronomickým ústavem UK. Jde o systém Ritchey-Chrétien se světelností 1:5 a kamerou CCD s filtry BVRI.

8.2. Velké kosmické teleskopy

H. Teplitz aj. zveřejnili v červnu 2014 výsledek dlouholetého (2003-2012) snímkování vybraného pole HUDF v souhvězdí Chemické pece (souřadnice 033240-274729). Využili k tomu snímků z kamer ACS a WFC3, jež pokrývají spektrální pásmo od ultrafialové do infračervené oblasti. Expozice zabrala celkem 841 oběhů a na snímku se zobrazilo na 10 tisíc většinou velmi vzdálených galaxií, z nichž některé byly zachyceny ve stáří jen cca 450 mil. let po VT.

Spitzerův kosmický teleskop (SST) vypuštěný NASA v r. 2003 pracoval až do května 2009 v "studeném" režimu díky chlazení zrcadla kapalným héliem na teplotu 5,5 K, takže pokrýval infračervené spektrální pásmo 3,6 – 160 μm pro zobrazování i spektroskopii. Byl naveden na sledovací heliocentrickou dráhu, při níž se každý rok vzdálí od Země o 0,1 au. Přesto stále pracuje v "teplém" režimu při teplotě 30 K díky pasivnímu chlazení a může tedy pozorovat v pásmech 3,6 a 4,8 μm.

V r. 2009 byla vypuštěna veleúspěšná družice Kepler, jež objevuje exoplanety metodou tranzitů, zkoumá pomocí asteroseismologie vnitřní stavbu hvězd a nalézá zejména zákrytové dvojhvězdy, ale i jiné proměnné hvězdy. Až do května 2013 sledovala opakovaně asi 155 tis. hvězd v hvězdném poli souhvězdí Labutě, Lyry a Draka. Pak se však porouchalo třetí reakční kolo potřebné k přesné pointaci družice, čímž tento program (K1) skončil. Odborníci NASA však vymysleli koncem r. 2013 způsob, jak třetí kolo nahradit tlakem slunečního záření s využitím směru vanutí slunečního větru. V květnu 2014 byl po testování NASA nový program označený K2 schválen. Přesnost nastavení sice mírně klesla, a družice se musí vždy po ≈75 dnech namířit do jiného pole, aby Slunce nezačalo svítit na optiku. Program K2 probíhal od května 2014 velmi zdařile - postupně se družice Kepler zaměřila na anticentrum Galaxie, dále na její severní polární čepičku, centrum Galaxie a její jižní polární čepičku. Odhady praví, že program může pokračovat až do vyčerpání paliva pro stabilizační trysky až do r. 2018.

Mezi kosmické teleskopy lze v jistém smyslu započítat i projekt SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; NASA a německá DLR), který po velmi strastiplném vývoji a překračování rozpočtu kvůli technickému problému, jak zabránit turbulencím u otevřeného čtvercového 3m otvoru na boku trupu letadla Boeing 747SP, úspěšně absolvoval v r. 2014 letové zkoušky. Celý projekt ovšem přišel na 1,25 mld. dolarů! Chlazené zrcadlo o průměru 2,5 m lze vynášet do výšky téměř 14 km, kde už téměř nevadí obsah vodní páry jako překážka pro infračervená pozorování oblohy, V této výšce může dalekohled pozorovat v pásmu 1 – 655 μm. Od r. 2015 tak mohl začít vědecký provoz projektu, který měl být ovšem velmi drahý - 78 mil. dolarů/r. Proto kongres drasticky snížil dotaci na pouhých 12 mil. dolarů/r, což nestačí ani na zakonzervování stroje. Naštěstí zakročil Senát a pro r. 2015 přiřkl projektu 87 mil. dolarů. Podle P. Temiho aj. bude SOFIA v provozu po dobu 20 let zejména pro studium úkazů, které jsou pozorovatelné jen z omezených geografických poloh na Zemi (zákryty hvězd planetkami nebo Plutem apod.)

8.3. Mikrovlnná a radiová astronomie

Do tohoto odstavce zatím patří velká záhada zábleskových zdrojů rádiového záření FRB (Fast Radio Bursts), protože - jak to u nečekaných objevů bývá - zatím nevíme, v jaké vzdálenosti od Země tyto jevy vznikají. V červnu 2014 uveřejnil J. Katz studii, v ní soudil, že vůbec nejde o astronomický jev, ale o nějaké rušení v atmosféře, např. blesky, průlety bolidů, anebo parazitní signály ve vedlejších lalocích vyzařovacího diagramu radarů. Dokonce to prý může vyvolávat i samotná elektronika potřebná k řízení moderních rádioteleskopů, anebo mikrovlnné trouby v budově observatoře. Disperzní míra FRB bývá totiž téměř stejná v rozmezí 350 – 450 pc/cm³, takže nemůže jít o příliš velké vzdálenosti zdrojů. Podezřelá je i skutečnost, že všechna dosavadní měření pocházejí z jediné 64m paraboly v Parkesu v Austrálii.

Podobně P. Saint-Hilaire aj. soudí, že jde o pozemské signály, protože na rádiové aparatuře v Bielenu ve Švýcarsku objevili prohlídkou záznamů za 2,5 roku 5 případů intenzivních rádiových impulsů, jež pokaždé přišly v pozdním dopoledni. Proto se přiklonili k závěru, že šlo o tzv. perytony pozemského umělého původu. K perytonovému vysvětlení se připojili také I. Dodin a N. Fisch, kteří však navrhli, že jde sice o pozemský úkaz, ale přesto přírodní povahy, totiž o mechanismus spojený s výskytem kulových blesků! Autoři dokonce navrhli testy, jak tuto souvislost potvrdit či vyvrátit. K perytonové domněnce se přihlásili i S. Kulkarni aj. ve velmi důkladném rozboru zveřejněném v prosinci 2014. Jak uvedli, z výsledku pozorovacích studií D. Lorimera aj., E. Keaneho aj. a D. Thorntona aj. vyplývá, že četnost jevů FRB dopadajících na zeměkouli, by musela být neuvěřitelně vysoká (řádu 10⁴ úkazů/den), pokud by přicházely z vesmíru. Proto se přiklonili k perytonové domněnce, tj. že jde o přírodní úkazy v zemské atmosféře, které se objevují v různých výškách nad povrchem Země.

Hned následující článek v témže čísle amerického časopisu Astrophysical Journal z pera Z. Zhenga aj. však dospívá ke zcela protichůdnému závěru, že jevy FRB pocházejí z hlubokého vesmíru a mohou tedy poskytnout jedinečné údaje o intergalaktickém prostředí v dávné minulosti vesmíru. Zmíněná vysoká frekvence úkazů pak podle názoru autorů povede v blízké budoucnosti k potvrzení kosmologických vzdáleností FRB, což se stane odrazovým můstkem pro pochopení mnoha fyzikálních procesů v různých etapách vesmírného vývoje.

Ostatně již v červenci 2014 zjistili E. Petroff aj., že FRB se přednostně vyskytují ve vysokých galaktických šířkách mimo opomíjené pásmo v rovině naší Galaxie, což naznačuje jejich extragalaktický původ. Australští radioastronomové věnovali 1157 h pozorovacího času hledání FRB v opomíjeném pásmu na frekvenci vodíkové čáry 1,4 GHz, leč bezvýsledně.

Navíc mají podle D. Thorntona aj. všechny FRB extrémně vysoké dispersní míry až 1 100 pc/cm³, a přitom neuvěřitelně velké rádiové toky 0,6 – 8,0 Jy. (Thornton je autorem zkratky FRB.) Koncem roku 2014 oznámili S. Burkeová-Spolarová a K. Bannister, že v archivu radioteleskopu v Parkesu našli ve střední galaktické šířce další FRB 011025, jenž předchází zmíněné identifikace o celých 10 let. Autoři zdůraznili, že tento objev dává jasné vodítko pro extragalaktický původ dosud zaznamenaných jevů FRB, čili lokální domněnka o zdrojích v naší Galaxii je mrtvá.

Následně hned v srpnu 2014 oznámili L. Spitlerová aj., že několik FRB zaznamenali také u 305m radioteleskopu v Arecibu. Prohledávali totiž archivy přehlídek pulsarů a našli v nich několik případů FRB s trváním řádu milisekund a vysokou dispersí. To naznačuje, že jde nejspíš o úkazy ve vzdáleném vesmíru, které v případě identifikace mohou posloužit jednak k objasnění, jaký fyzikální mechanismus je jejich příčinou, ale také k podrobnému studiu fyzikálních poměrů v obrovských intergalaktických prostorách. Autoři soudí, že může jít o projevy vypařování černých děr, splývání binárních neutronových hvězd, anebo o erupce na povrchu hvězd se silnými magnetickými poli.

Fantazii teoretiků se zatím meze téměř nekladou, jak ukázali zejména A. Loeb aj., kteří nabízejí modely erupcí na trpasličích hvězdách třídy M v naší Galaxii nebo výbuchy způsobené interakcemi dotykových těsných dvojhvězd. Tento námět však vzápětí kritizoval B. Dennison, protože zmíněné disperse signálů FRB téměř určitě pocházejí z průchodu signálu velmi zředěným intergalaktickým prostředím, takže ve skutečnosti musí jít o úkazy vzdálené řádově gigaparseky. Tomu též nasvědčuje okolnost, že pozorované FRB se vyhýbají opomíjenému pásmu naší Galaxie. S monitorováním úkazů FRB započali také T. Ceonen aj. na evropském interferometru LOFAR, kteří v přehlídce na nízké frekvenci 140 MHz (2,14 m) na ploše 1,4 tis. čtv. stupňů oblohy našli 65 pulsarů, ale zatím žádný úkaz FRB. LOFAR se v r. 2014 rozšířil o polskou rádiovou observatoř u Borowiece v sev. Polsku, která je vzdálena od centra v Holandsku plných 1,55 tis. km.

M. Reid a M. Honma uvedli, že současné radiointerferometrie dokáže měřit paralaxy zdrojů v naší Galaxii s přesností ±10 mikrovteřín a vlastní pohyby okolních galaxií s přesností ±1 mikrovteřina/rok. To dává jedinečné možnosti, jak zkoumat vznik hvězd i jejich pozdní vývojové fáze a také odhalovat černé díry i veledíry a určovat tak jejich parametry. Poprvé máme vhodné nástroje pro objektivní sledování struktury a vývoje Galaxie i členů Místní soustavy galaxií, zpřesnění Hubbleovy konstanty a ověřování důsledků obecné teorie relativity s nebývalou přesností.

Kromě pozemních radiointerferometrů VLBI a VLBA o základnách dlouhých až 9 tis. km se podle J. Kovaleva aj. a N. Kardašova aj. začíná uplatňovat i kosmický radiointeferometr Radioastron, jenž vypustila ruská kosmická agentura v červenci 2011. Počáteční přízemí své dráhy měl ve vzdálenosti 4 tis. km a odzemí 768 tis. km, při sklonu 51,5° a oběžné době 28h. Dráha se ovšem dlouhodobě mění a stáčí vůči přímce apsid, takže v r. 2013 se přízemí pohybovalo mezi 7,5 – 75 tis. km a odzemí mezi 270 – 333 tis. km. V odzemí, kde se Radioastron pohybuje nejpomaleji, je tak délka základny v kombinaci s pozemními radioteleskopy o 1,5 řádu lepší než u pozemských radiointerferometrů

J. Villadsenová aj. oznámili, že pomocí rádiového interferometru VLA K. Janského objevili na frekvenci 34,5 GHz (8,7 mm) tepelné rádiové záření u blízkých hvězd tau Cet (sp. G8; 3,7 pc), éta Cas A (G0; 6,0 pc) a 40 Eri (K0; 5,0 pc). Všechny tři hvězdy vykazují jasovou teplotu ≈10 kK, stejnou jako u Slunce. Jde asi o tepelné volno-volně přechody elektronů v chromosférách, a možná i v korónách zmíněných hvězd.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

D. McComas aj. shrnuli výsledky pětiletého pozorování velmi úspěšné umělé družice Země IBEX, kterou vypustila NASA a jež začala v r. 2009 pracovat na velmi protáhlé eliptické dráze s přízemím 86 tis. km a odzemím 260 tis. km od centra Země. Sklon dráhy činí 46° a družice obíhá Zemi v periodě 8,7 dne a je stále v provozu. Jejím cílem je měřit četnost a prostorové rozprostření neutrálních atomů v okolí Země za hranicí její magnetosféry. Během let 2009-2012 se četnost výskytu takových atomů zmenšovala úměrně tomu, jak slábl sluneční vítr. Kromě toho však měření ukázala, že místní interstelární prostředí se podílí na výskytu neutrálních atomů interstelárního původu, jež vnikají do heliosféry velmi hluboko, tj. až do okolí Země. Záhadou zůstává původ úzké jasné "stuhy" neutrálních atomů, která se táhne po celé obloze, jejíž intenzita na jižní polokouli je víceméně konstantní, ale na severní polokouli "plápolá". Zdá se, že zdroj na severní polokouli se nachází daleko a možná až v lokálním interstelárním prostoru.

V prosinci 2013 ESA vypustila astrometrickou družici Gaia, která se usadila v okolí bodu L₂ v únoru 2014 s cílem po dobu minimálně 5 let měřit paralaxy a vlastní pohyby ≈1 mld. hvězd naší Galaxie, a k tomu navíc objevovat planetky Sluneční soustavy a exoplanety metodou tranzitů. Po technické fázi, v níž se testovaly a ladily jednotlivé uzly observatoře, započal vědecký program družice koncem července 2014.

Agentura Roscosmos vypustila v červnu 2014 z letecké základny Dombarovskij v jižním Rusku pomocí rakety Dněpr 37 umělých družic sestrojených v 17 státech světa, což je nový rekord. Koncem roku 2013 přistálo na Měsíci čínské automatické solární vozítko (šestikolka), vybavené spektrometrem, dvěma kamerami a dalekohledem k pozorování plazmasféry Země. Dostalo jméno Yutu (nefritový králík) a i když mělo brzy potíže s pohybem, dokázalo po celý rok 2014 přenášet na Zemi ostré kvalitní snímky povrchu Měsíce. Přežívalo dokonce i dlouhá období mrazu až -180°C během měsíčních nocí.

V lednu 2014 technici ESA probudili z 2,5letého přezimování kosmickou sondu Rosetta směřující ke kometě 67P (Čurjumov-Gerasimenková) a také modul Philae, určený k měkkému přistání na jádru komety. Sonda se dostala do gravitační náruče komety začátkem srpna 2014 a uskutečnila pak řadu úprav své dráhy, takže počátkem září se usadila na nízké oběžné dráze kolem jejího jádra ve vzdálenosti asi 30 km od komety. V té době technici dokončili výběr místa na jádře komety, kde by mohl přistát modul Philae. Přistání modulu se uskutečnilo 12. listopadu 2014, přičemž modul se blížil ke kometě rychlostí <1 m/s. I když přidržení modulu na tělese o tak nízké hmotnosti během doteku modulu s relativně hladkým povrchem bylo nezávisle zabezpečeno vystřelením harpun, zavrtáním šroubů do regolitu jádra, a ještě malou reaktivní raketou, jež měla zabránit případnému odskoku modulu odrazem od drsného povrchu, nic z toho nezafungovalo, takže modul se odrazil při prvním dotyku s jádrem komety bezmála únikovou rychlostí, ale nakonec se vrátil po balistické dráze k jádru a odrazil se podruhé, byť už do menší výšky. Teprve při třetím pokusu o přistání se modul zaklesl ve na okraji strmého útesu a vinou stínu a náklonu o 30° nemohl dobíjet naplno solární panely, takže fungoval jen po dobu činnosti klasických chemických baterií. Naproti tomu samotná Rosetta pracovala bez problémů, jen se musela postupně od komety vzdalovat, jak se blížila do přísluní a začala produkovat více plynu a zejména prachu i větších částeček.

Počátkem listopadu 2013 odstartovala první indická sonda k Marsu nazvaná Mangalyaan (Mars Orbiter Mission) a zaparkovala na oběžné dráze kolem Marsu koncem září 2014. V polovině listopadu vyslala NASA svou sondu MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution), která se dostala na eliptickou parkovací dráhu kolem Marsu také koncem září 2014. Má za úkol zkoumat zejména zředěnou atmosféru planety z výšek 125 – 6 100 km, ale také vlastnosti slunečního větru v okolí planety. Obě sondy se také ihned zapojily do komplexního výzkumu průletu komety C/2013 A1 Siding Spring, jejíž jádro se přiblížilo k Marsu 19. října 2014 na minimální vzdálenost 132 tis. km.

D. Boroson a B. Robinson referovali o prvních pokusech NASA využít pro komunikaci se sondami laserových paprsků namísto obvyklého rádiového spojení. K tomu cíli využili měsíční sondy LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) k oboustrané komunikaci s pozemním střediskem prostřednictvím infračerveného laseru o vlnové délce 1,5 μm. Dosáhli přitom přenosových rychlostí 10 – 622 Mb/s, což podstatně překonává rychlost dosavadních datových přenosů mezi Měsícem a Zemí.

V prosinci 2014 vypustila agentura JAXA kosmickou sondu Hayabusa 2, která se má po 6 letech vrátit od planetky 1999 JU3 a přinést vzorky jejího regolitu. K tomu cíli veze sonda několik miniaturních přistávacích modulů, jež mají z povrchu planetky odebrat vzorky. Pak sonda vrhne na planetku projektil, jenž vytvoří na jejím povrchu kráter, načež se sonda spustí na povrch a odebere vzorky z výbuchu.

8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy

K. Tempel aj. vydali katalog 10DR SDSS (Sloan Digital Sky Survey; zrcadlo o průměru 2,5 m) velkolepé přehlídky oblohy, jenž obsahuje údaje o 588 tis. galaxií a 82,5 tis. hvězdokup. Vzápětí uveřejnili L. Andersonová aj. katalog 11DR asi 1 mil. galaxií na ploše 8,5 tis. čtv.stupňů oblohy, jež se nacházejí ve vzdálenostech 0,75 – 2,00 Gpc a posloužily tím pro studiu baryonových oscilací (BAO) velkorozměrové struktury vesmíru (projekt BOSS - Baryon Oscillation Spectroscopic Survey). Oba katology budou patrně překonány ještě obsáhlejším a přesnějším katalogem LSST (Large Synoptic Survey Telescope; zrcadlo o průměru 8,2 m) někdy ve druhé polovině příští dekády XXI. století. Půjde doslova o zvrat v databázi, protože LSST za pouhé tři noci pozorování dodá tolik dat jako SDSS za celou dobu své existence (90 TB)!

J. Dittmann aj. zveřejnili trigonometrické paralaxy 1,5 tisíce trpasličích hvězd třídy M, jež se prozradily vyšším vlastním pohybem, takže jde vesměs o hvězdy v blízkosti Slunce. Chyby paralax nepřesahují ±0,005″. V kombinaci s infračerveným katalogem 2MASS se jim podařilo určit i absolutní hvězdné velikosti těchto hvězd. Katalog je patrně téměř kompletní pro hvězdy raných podtříd M do vzdálenosti 25 pc a zcela kompletní pro střední a pozdní podtřídy M do vzdálenosti 20 pc. Přesto však autoři našli nových 8 hvězd třídy M bližších než 10 pc. V každém případě jde o nejběžnější hvězdy ve vesmíru, ale současně slabě zářící, takže jejich zdánlivě nízké zastoupení v katalozích je typický výběrový efekt.

A. Riess aj. využívají k měření paralax kamery WFC3 instalované na HST při poslední údržbě v r. 2009. Tím se zvýšila přesnost v určování poloh jasných hvězd do vzdálenosti 5 kpc od Slunce, tj. na kameře jsou střední chyby měření poloh na úrovni až ±20 μm. Tím se o tři řády zvýšil počet objektů, jejichž vzdálenosti půjdou změřit s přesností na 1 %. Autoři opakovaně měří paralaxy a vlastní pohyby 19 nejbližších cefeid. Autoři si od tohoto projektu slibují, že brzy budeme znát hodnotu úprku galaxií s přesností ±1 %.

M. Sitek a G. Pojmanski uveřejnili velmi užitečný Katalog jasných proměnných hvězd ve spektrálním pásmu I pro hvězdy na jih od +28° na ploše 30 tis. čtv. stupňů oblohy. Je založen na soustavných pozorováních na observatoři Las Campanas v Chile komerční kamerou s průměrem teleobjektivu 200 mm a světelností 1:2, jež má zorné pole 9° x 9° a čip 4 Mpix. Pozorování z let 2002-2009 zahrnují více než 27,7 tis. (z toho >7,8 tis. nově objevených) proměnných hvězd dosahujících v maximu aspoň 9 mag a s amplitudami změn jasnosti 0,02 – 1,0 mag. Navzdory poměrně nízké rozlišovací schopnosti kamery (15″) se podařilo polohy všech hvězd katalogu jednoznačně určit zejména porovnáním s katalogem 2MASS.

L. Neslušan aj. vydali v květnu r. 2014 nový oficiální katalog fotografických drah meteorů. Proti předešlému vydání B. Lindblada aj. z r. 2003 přibylo 292 nových drah, takže celkem už je k dispozici téměř 4 900 drah nasbíraných ze 41 dílčích katalogů.

J. Lequeux srovnával přesnost měření v katalozích, jež v průběhu XVII. a XVIII. století sestavili O. Roemer (4 – 13″), J. Flamsteed (<1′), J. Lalande (4,0 – 4,3″), J. Bradley (1,8 – 3,0″) a G. Piazzi (1,8 – 3,2″). Přesnost odhadu jasnost hvězd zůstávala po celou tu dobu zhruba stejná: ±0,6 mag. Teprve od XIX. stol. se dařilo měřit vlastní pohyby hvězd. V současnosti dosáhla kamera GRAVITY VLT ESO přesnosti 10 μm při měření poloh hvězd, což je miliónový pokrok proti situaci na počátku XIX. století.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Jiří BOUŠKA (*1925; pedagog, Říše hvězd; A&A Abstracts); William BRADFIELD (*1927; 18 komet); John DOBSON (*1915; montáž dalekohledu); Josip KLECZEK (*1923; sluneční fyzika, pedagog, popularizátor); Gerry NEUGEBAUER (*1932; infračervená astronomie); Colin PILLINGER (*1943; planetologie, kosmonautika); William STOEGER, S.J.(*1943; kosmologie); Stanislav ŠTEFL (*1955; stelární astronomie, ESO VLT a ALMA); Jean TEXERAU (*1919; astronomická optika).

9.2. Ceny a vyznamenání

Svět
Alan GUTH & Andrej LINDE & Alexej STAROBINSKY (Kavliho c.; kosmologická inflace); Sidney van den BERGH & Jaan EINASTO & Ken FREEMAN & Brent TULLY (Gruberova c.; struktura vesmíru); Ken KELLERMANN (m. Bruceové ASP; radioastronomie); Daniel EISENSTEIN & Shaun COLE & John PEACOCK (Shawova c.; baryonové oscilace v 3D); Carlos FRENK (zlatá m. RAS; přehlídky a simulace v kosmologii); John ZARNECKI (zlatá m. RAS; FOC HST; modul Huygens); Larry SMARR (Zlatá husa NCSA; numerické simulace srážek černých děr, aplikace Netscape); Saul PERLMUTTER & Adam RIESS & Brian SCHMIDT (c. za průlom ve fundamentální fyzice; skrytá energie); T. VOROBJOV & P. HOLVORCEM & C. RINNEROVÁ & M. SCHWARTZ & V. NEVSKI & A. NOVICHONOK (c. Edgara Wilsona; objevy komet),

Domácí
Petr HEINZEL (Nušlova c., ČAS); Jiří BOROVIČKA (Kopalova předn., ČAS; meteority); František MARTINEK (Littera astronomica, ČAS); Jakub ČERNÝ (Kvízova c.; ČAS; meziplanetární hmota); Vlastimil MUSIL (Zemanova c., ČAS; astrofotografie); Ladislav DRUGA (Kniha roku, Knižní revue); Denis MÜLLER (XIX. astron. olympiáda Kyrgyzstán; stříbrná m.); Jiří VALA (XIX. astron. olympiáda Kyrgyzstán; bronzová m.).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

Na konci r. 2014 oznámili vedoucí redaktoři nejprestižnějších astronomických vědeckých časopisů Astrophysical Journal (E. Vishniac) a Astrophysical Journal Letters (F. Rasio), že skončily jejich tištěné verze, a od r. 2015 budou vydávány pouze elektronicky. Stejnou změnu oznámila také redakce časopisu Astronomical Journal. Není to úplně ideální řešení kvůli různému zobrazování některých typografických značek a zejména matematických symbolů. Zejména rychlé vybavení textu ve formátu .htm) tím bývá silně poškozeno, ale ani odolný formát .pdf si občas neporadí se vzácnými či atypickými symboly.

Koncem roku 2013 hrozilo nebezpečí uzavření proslulé astronomické Lickovy observatoře na Mt. Hamilton v Kalifornii kvůli omezení financí od Kalifornské univerzity. Naštěstí se proti uzavření vzedmula vlna odporu, takže uzavření bylo odloženo, jenže vyhráno není, protože se kvůli úsporám zmenší štáb observatoře a na všechny výdaje bude mít Lickova observatoř roční rozpočet jen 1,5 mil. dolarů.

Novým již 14. členským státem ESO se stalo Polsko v říjnu 2014, jež má za sebou velké astronomické úspěchy zejména v oboru přehlídek typu OGLE.

V pořadí 14. ředitelkou americké Národní vědecké nadace (NSF) s rozpočtem 7 mld. dolarů se stala astronomka F. Córdova.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

R. van Noorden aj. ukázali na obřím souboru 58 miliónů vědeckých prací, že nejvýznamnější vědecké objevy neměly zdaleka nejvíce citací: vysokoteplotní supravodivost, dvojitá šroubovice DNA, zrychlené rozpínání vesmíru. Obecně nejvíce citací mají práce z biochemie bílkovin; rekord drží práce z r. 1951, jež nasbírala až dosud 305 tis. citací. Ve zmíněném souboru mělo jen 14,5 tis. prací více než 1 tisíc citací. Polovina ze souboru těchto prací nebyla citována nikdy, nebo nanejvýš jen jednou. Většina autorů přitom nepovažuje své nejvíce citované práce za ty nejlepší. A. Acharya aj. zjistili, že v posledních 20 letech ztrácejí své výsadní postavení v citovanosti elitní časopisy, které patří svými impaktními faktory do první tisícovky. I v méně citovaných časopisech se objevují častěji velmi významně citované práce. Redakce týdeníku Science zdůraznila, jak zásadní podíl na kvalitě vědeckých prací mají většinou anonymní recenzenti, neboť díky nim je v publikovaných pracích poměrně nízké procento chyb. Redakce soudí, že recenzní činnost by měla být součástí vědeckých životopisů, zejména u nejvyhledávanějších recenzentů.

W. Sheehan připomněl průkopnickou práci Charlese Gifforda (1861-1948) z Nového Zélendu, kterého inspiroval důkaz Davida Barringera z r. 1909, že proslulý Ďáblův kráter v Arizoně vznikl dopadem meteoritu. Studoval proto tvary kráterů po výbuších dělostřeleckých kráterů během I. světové války, protože tehdy se proti meteoritické domněnce o povaze kráterů na Měsíci namítalo, že při šikmých dopadech by měly mít eliptický tvar. Gifford zejména popsal tvar obřího dělostřeleckého kráteru Lochnagar, který vznikl 1. července 1916 v sev. Francii během bitvy na Sommě. Obří mina o hmotnosti 24 t vytvořila kráter o průměru 90 m a hloubce 20 m. Gifford srovnal specifické energie výbušnin (dynamit, nitroglycerin) s kinetickými energiemi meteoritů při rychlost dopadu 1,6 – 40 km/s a vysvětlil i vznik centrálních vrcholků u četných kráterů na Měsíci.

Z jeho práce vyšel Ralph Baldwin, když v r. 1949 vydal svůj spis "Face of the Moon". Baldwin předtím testoval Giffordovy výpočty na dělostřeleckých kráterech z II. světové války a obé výsledky se shodovaly. Po publikaci Baldwinovy práce zkoumal proslulý americký geolog Eugene Shoemaker tvary kráterů po výbuších atomových pum, a tak se postupně podařilo přesvědčit skeptické geology, že krátery na Měsíc nemají sopečný, nýbrž impaktní původ. Konečný důkaz však přinesly až vzorky měsíčních hornin odebrané astronauty v programu Apollo.

K zajímavém efektu rozmazání barevné duhy na dešťových kapkách dochází v průběhu slunečního zatmění. Slunce totiž není bodovým zdrojem světla a také dešťové kapky se deformují při průměru >0,5 mm. To se podle článku v 1. čísle časopisu J. of the Royal Astronomical Soc. of Canada z r. 2014 podařilo prokázat srovnáním snímku duhy v čase 3/4 h před začátkem částečného zatmění Slunce, a dalším snímkem pořízeným v době, kdy 3/4 plochy slunečního disku zakrýval Měsíc.

V říjnu 2014 uskutečnil americký počítačový vědec a vicepresident-senior firmy Google Alan Eustace (57 let) rekordní seskok ze stratosféry ve výšce 41,4 km nad zemí. Startoval pomocí balónu plněného héliem z opuštěné ranveje v Roswellu (!) v Novém Mexiku. Prvních 4,5 min padal volným pádem a dosáhl tak maximální rychlosti 1 322 km/h, což je rovněž světový rekord. Pak otevřel dva padáky a šťastně přistál. Jeho ochranný oblek ho musel chránit proti přehřátí a dodávat mu dostatek kyslíku pro dýchání v tak extrémní výšce, kde je kyslíku už velmi málo. Překonal tak dosavadní světový rekord Felixe Baumgartnera z r. 2012 o 2,4 km. Seskok trval 15 minut, z toho 37,6 km proletěl volným pádem.

M. Moudrá uveřejnila údaje k kvalitě noční tmy na území Česka. Nejhůře je na tom Praha (index 9), lépe venkov (5-6) a nejlépe Šumava (3). Přesnější měření jasoměrem dalo pro Prahu 17,7 MSA (magnituda na čtv. obl. vteřinu), periférii Plzně (19,7), Ondřejov (20,9), Jizerku (21,3) a Šumavu (21,5). Pořádná tma (21,7) u nás není nikde. Přesto díky místní iniciativě vznikla v září 2014 v pořadí už třetí česká oblast tmavé oblohy na Manětínsku (9. v Evropě a 43. na světě).

Česká veřejnost si připomněla sté výročí narození významného českého astronoma Zdeňka Kopala (1914-1993) v jeho rodišti Litomyšli 23. června 2014 v rámci hudebního festivalu Smetanova Litomyšl uměleckým večerem nazvaným "Hvězdný prach Zdeňka Kopala". Počátkem září téhož roku se pak v Litomyšli uskutečnila mezinárodní vědecká konference "Living together: Planets, Host Stars and Binaries", které se zúčastnilo přes 100 vědců z celého světa, mezi nimi i řada Kopalových žáků. Hned po jejím skončení proběhla v Litomyšli i národní konference o proměnných hvězdách a byla zahájena výstava "Zdeněk Kopal - největší český astronom XX. století", která trvala až do konce r. 2014.

Časopis Daedalus věnoval své podzimní číslo v r. 2014 retrospektivě významných pokroků ve vědě pod společným názvem "Od atomů ke hvězdám". Přehledové statě připravilo sedm významných osobností soudobé astrofyziky. Autoři se v přehledech zabývali nejnovějšími objevy, chemickým vývoje vesmíru, exoplanetami, rozsáhlými automatickými pozorovacími přehlídkami astronomických objektů, kvasary a černými děrami, vznikem a vývojem galaxií a současnými výsledky a problémy kosmologie.

V r. 2012 předehnala Čína všechny země EU v podpoře vědy. Průměr EU činil totiž 1,96 % HDP, zatímco Čína vložila do vědy 1,98 % HDP. Od r. 1998 se finanční podpora vědeckého výzkumu v Číně ztrojnásobila; EU stagnuje. D. Kaiser připomněl, že paradoxně k rozvoji vědy ve XX. stol. přispěly obě světové války. Kvůli nim se podařilo zkonstruovat radar a uskutečnit řízenou štěpnou reakci. Významnou roli v těchto aktivitách hráli pokaždé britští vědci.

I. Markov se pokusil odhadnout, jaké budou praktické meze výpočetní techniky s ohledem na fundamentální fyzikální meze. Teorie automatických počítačů vznikala už ve 30. letech minulého století a dosáhla prvních praktických úspěchů vlivem II. světové války. Vznikla kybernetika zásluhou Norberta Wienera (1894-1964), Johna von Neumanna (1903-1957), Alana Turinga (1912-1954) a Clauda Shannona (1916-2001). Udivující je již půlstoletí trvající platnost Mooreova zákona, podle něhož se zdvojnásobuje hustota tranzistorů na čipech za stálý časový interval. Gordon Moore (*1929) ho zformuloval v r. 1965. Zákon však platí v mírně pozměněné podobě, v níž se kromě hustoty tranzistorů zohledňuje zvýšení rychlosti jejich spínání, takže tím stálým časovým intervalem je doba 18 měsíců. Internet se rozvíjí tak rychle, že v současné době se na globální spotřebě elektřiny podílí už 2 %. Energeticky nejnáročnější je posílání a ukládání obrázků a videa. Proto redakce týdeníku Nature apeluje, aby vědecké práce omezily svůj rozsah na 1 MB.

Pokračuje také snaha o řádové zvýšení rychlosti superpočítačů. V r. 2014 byl nejrychlejším americkým superpočítačem Titan v Národní vědecké laboratoři Oak Ridge s výkonem 27 petaflops. Čína však už spustila superpočítač Tianhe-2 s maximálním výkonem 55 petaflops. Odborníci však připomínají, že samotná rychlost ještě nic neznamená. Důležitý je dostatečně výkonný software k jejímu plnému využití. Firma IBM dostala zakázku na dva superpočítače v ceně 325 mil. dolarů s výkonem 150 petaflops, jež by měla dodat v r. 2017. Za posledních 20 let stouply rychlosti superpočítačů o pět řádů! Americké ministerstvo energetiky by si přálo mít v r. 2023 superpočítač s výkonem 1 exaflops (10¹⁸ flops).

Podle M. Howarda aj. patří budoucnost kvantovému počítání. Programy se tak výrazně zdokonalí, protože budou uvažovat kontextualitu úloh, tj. budou tolerovat menší chyby. Podle názoru redakce týdeníku Nature ze 14. srpna 2014 se vyčerpaly schopnosti čipů založených na křemíkové technologii, takže příští počítačová revoluce bude založena na využití grafenu a kvantových součástek. S. Lloyd se odvážil předpovědi, že za 250 let budou mít počítače rychlost 10⁵¹ flops, ale to je opravdu už věštění z křišťálové koule.

Závěr

Navzdory všem finančním omezením a neklidnému světu válek, přírodních katastrof i obyčejné lidské hlouposti příklad astronomie - zdánlivě prakticky nepotřebné vědy - ukazuje, že idealismus vědců, kteří se za často svízelných podmínek pokoušejí s velkým nasazením rozšířit hranice našeho poznání, přináší velkolepé objevy. Autor přehledu s potěšením konstatuje, že na tomto trendu se stále úspěšněji podílejí také čeští a slovenští badatelé, přičemž v některých oborech patříme dokonce už řadu let do evropské, ba i světové špičky. Není to vůbec lehká zábava, jak dobře vystihl Albert Einstein, když napsal: "Dobrotivý Bůh Otec není zlomyslný, ale rafinovaný - to teda je!"