ŽEŇ OBJEVŮ 2015

• Předmluva
• 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
    • 1.2.3. Obecné studie o planetkách
    • 1.2.4. Planetky hlavního pásu
    • 1.2.5. Křížiči (NEO)
    • 1.2.6. Komety
    • 1.2.7. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková
    • 1.2.8. Meteory
  • 1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes
  • 1.4. Slunce
• 2. Hvězdný vesmír
• • 2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci
  • • 2.1.1. Extrasolární planety
    • 2.1.2. Souhrnné studie o exoplanetách
    • 2.1.3. Hnědí trpaslíci
  • 2.2. Teoretická astrofyzika hvězd
  • 2.3. Vznik hvězd a prahvězdy
  • 2.4. Zázračný svět hvězd
  • 2.5. Dvojhvězdy a vícenásobné soustavy hvězd
  • 2.6. Novy
  • 2.7. Proměnné hvězdy
  • 2.8. Planetární mlhoviny
  • 2.9. 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 hvězdných černých děr
  • 3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB) a magnetary (SGR)
• 4. Mezihvězdná látka
• 5. Galaxie a kvasary
• • 5.1. Hvězdokupy
  • 5.2. Naše Galaxie
  • 5.3. Místní soustava galaxií
  • 5.4. Galaxie v lokálním vesmíru
  • 5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru
  • 5.6. Gravitační čočky a mikročočky
  • 5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií
  • 5.8. Černé díry a veledíry
  • 5.9. Kupy a nadkupy galaxií
• 6. Kosmologie a fyzika
• • 6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru
  • 6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)
  • 6.3. Kosmologické konstanty a modely
  • 6.4. Reliktní záření a magnetická pole
  • 6.5. Kosmické záření (KZ)
  • 6.6. Astročásticová fyzika
  • 6.7. Experimentální a teoretická fyzika
• 7. Život na Zemi a ve vesmíru
• 8. Přístroje
• • 8.1. Pozemské optické přístroje
  • 8.2. Kosmické přístroje
  • 8.3. Radioteleskopy
  • 8.4. Astronomické přehlídky a databáze
• 9. Astronomie a společnost
• • 9.1. Úmrtí
  • 9.2. Ceny a vyznamenání
  • 9.3. Astronomické katalogy, observatoře a společnosti
  • 9.4. Letem (nejen) astronomickým světem
• Závěr

Autoři: Jiří Grygar, Martin Gembec a David Ondřich

Věnováno památce Mgr. Holovské - Kellnerové (^*1946) z Planetária hl. m. Prahy a z redakce Kosmických rozhledů České astronomické společnosti.

Předmluva

Během půlstoletí výročních přehledů o rozvoji astronomie se rozsah a výsledky astronomického bádání zmnohonásobily. Zatímco první Žně objevů z r. 1966 publikované v časopise Říše hvězd měly 8 normalizovaných stran, tj. asi 14,5 tis. znaků, tak 49. přehled za rok 2014 psaný pro časopis Kozmos to dotáhl na 572 tis. znaků, tj. cca 317 normalizovaných stran, což je rozsah běžné knihy. Nabobtnal tedy na téměř 22násobek proti počátku.

Nastal tedy nutně čas pro reformu, kterou po delší přípravě chceme předložit čtenářům počínaje jubilejním 50. ročníkem Žní. Reforma spočívá v tom, že se o přípravu tištěných Žní budeme dělit ve trojici společně s Mgr. Martinem Gembecem a Mgr. Davidem Ondřichem. Zatímco sám se soustředím na sbírání podkladů pro výsledný text z odborných vědeckých časopisů, tak Martin a David budou z těchto podkladů připravovat texty pro Kozmos.

Od reformy si hlavně slibujeme kratší prodlevu mezi koncem daného roku a tištěnou verzí Žní. Prosíme čtenáře Kozmosu, aby nám drželi palce, abychom ty každoroční Žně zvládali co nejrychleji.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

30. dubna 2015 v 19:26 UT skončila mise sondy MESSENGER nárazem do planety (rychlostí 3,91 km/s v souřadnicích 54,5N, 210,1E). Mise s celým názvem MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging začala startem 3. 8. 2004. Na cestě k Merkuru sonda provedla gravitační manévry kolem Země (2. 8. 2005) a Venuše (24. 10. 2006 a 5. 6. 2007). Poté následovaly tři průlety kolem Merkuru (14. 1. 2008, 6. 10. 2008 a 29. 9. 2009). Nakonec se sonda dostala na protáhlou eliptickou dráhu kolem planety (18. 3. 2011, 15 tis. km × 200 km), kde pracovala čtyři roky (oběhla planetu celkem 4 105×). V březnu 2014 bylo pericentrum dráhy sníženo pod 50 km. Sonda pracovala o 3 roky, než se původně plánovalo, a skončila až kvůli vyčerpání zásob pohonných látek ke korekcím dráhy.

M. Bruck Syalová aj. využili data z neutronového spektrometru i z pozemních laboratorních měření k vysvětlení, proč je Merkur na povrchu tmavý (dokonce o 7 % více, než Měsíc). Zatímco více než polovinu objemu planety tvoří železo (sahá až k 85 % poloměru), na povrchu není skoro žádné. Tmavý materiál, tvořící asi 3–6 % povrchu je tvořen uhlíkem. Ten sem podle studie donesly mikrometeority z kometárního materiálu bohatého na uhlík. Mikrometeoritů u Merkuru je podle modelů asi 50× více, než u Měsíce, což dává dobrou shodu s pozorovaným tmavším albedem Merkuru.

A. Stark aj. analyzovali data z tří roků měření laserovým výškoměrem a určili tak přesněji rotační parametry Merkuru. Planeta podle nových měření rotuje o 9 sekund rychleji (doba otočky 58,6460768 dne ±0.78 s). Na vině jsou gravitační efekty jiných těles (především Jupiteru). Tým tak potvrdil, že vnější jádro Merkuru je tekuté a rotuje jinou rychlostí, než vnitřní tuhé vrstvy.

C. Johnsonová aj. prokázali, že Merkur je kromě Země jedinou planetou, u níž existovalo magnetické dynamo generované vnitřními procesy. Z měření při nízkých průletech pod 150 km vyplývá, že horniny, které krystalizovaly v kůře Merkuru před 3,7 až 3,9 miliardami let v sobě uvěznily remanentní magnetické pole.

1.1.2. Venuše

Skončila mise Venus Express. Tato evropská sonda pracovala u Venuše od 11. 4. 2006 na protáhlé polární dráze 66 000 × 250 km. Během roku 2014 bylo pericentrum její dráhy sníženo pod 200 km až na rekordních 129,3 km (proměnné brzdění sondy v atmosféře prokázalo, že hustota atmosféry kolísá v čase). Oběžná dráha se zkrátila z 24 hodin na 22 h 20 min. S tím, jak došlo palivo, se sonda 28. 11. 2014 odmlčela a mise byla 16. 12. 2014 oficiálně ukončena. Předpokládá se, že sonda zanikla v atmosféře přibližně v polovině ledna 2015. Sonda pozorovala infračerveným spektrometrem rychlé změny povrchové teploty v tektonických riftových zónách a v návaznosti na tato pozorování stouplo i množství oxidu siřičitého ve vrchních vrstvách atmosféry v letech 2006–2007 s následným poklesem do roku 2012. Horké skvrny se nachází v místech, kde jsou lávové proudy staré maximálně 2,5 miliónu let. Pozorování přispělo k potvrzení hypotézy, že na Venuši probíhá vulkanická aktivita.

Po pěti letech se v prosinci 2015 vrátila k Venuši japonská sonda Akatsuki („Úsvit“). Té se předčasně vypnul v prosinci 2010 brzdící motor, který by ji navedl na oběžnou dráhu. Japonští inženýři však vymysleli záložní plán a brzdění zopakovali s pomocí čtyř orientačních trysek zapálených na 20 minut. Od 7. 12. 2015 je tedy sonda na protáhlé dráze kolem planety 440 000 × 400 km a oběžnou dobou 13 dní a 14 hodin. Jakmile bude dráha během roku 2016 snížena (oběh přibližně jednou za 9 dní), započne vědecký výzkum. Hlavním bodem zájmu bude atmosféra planety, kde tak naváže na výzkum Venus Express. Mise má trvat dva roky.

B. Grocholski uvádí, že jako má Jupiter svoji Velkou červenou skvrnu, Venuše má také svůj trvalý atmosférický útvar ve tvaru velkého Y. Tento útvar patrný jen na snímcích v ultrafialovém oboru se pokusil vysvětlit J. Peralta aj. pomocí aktualizovaného atmosférického modelu. Větrem deformovaná rovníková vlna v něm reprodukovala svým tvarem, tmavostí a časovým vývojem pozorovaný jev tvaru Y. Model by mohl být použitelný i pro jiná pomalu rotující tělesa nejen v naší planetární soustavě.

R. Todd Clancy aj. prezentovali výsledky mapování větru v nižší termosféře Venuše (100–120 km) poblíž terminátorů planety. Použili k tomu radioteleskop Jamese Clerka Maxwella při přechodu Venuše přes Slunce 2012. Před přechodem a po něm měřili rychlosti větru na noční straně Venuše, kde panují dost chaotické poměry, co se větru týče. Během přechodu Venuše zjistili, že na večerním terminátoru vanou nadzvukové větry rychlostí 200–300 m/s, což je o 50–150 m/s více, než na ranním terminátoru. Vysvětlení navíc komplikuje fakt, že během časové škály pozorování 1–2 hodiny kolísala rychlost větru až o 50 %.

1.1.3. Země – Měsíc

1.1.3.1. Atmosféra, povrch a nitro Země

D. Peppe & D. Royerová a také C. Poulsen aj. uvádějí, že změny v koncentraci kyslíku měly v minulosti vliv na změny teploty na Zemi. Simulace podnebí do dávné minulosti se totiž často nedaří napasovat na pozorovaná data, pokud není zahrnuta nerealisticky vysoká hodnota zastoupení oxidu uhličitého. Řešení přichází z nečekané strany. Množství kyslíku v atmosféře ovlivňuje skleníkový efekt. Během posledních 500 mil. let kolísala koncentrace kyslíku v atmosféře mezi 10 a 35 %. Simulace ukázaly, že v dobách nízké koncentrace kyslíku a tím nižší hustoty atmosféry, je rozptyl krátkovlnného záření na molekulách vzduchu a oblačnosti menší. Důsledkem zvýšeného působení krátkovlnného záření na povrch oceánů je větší výpar a zvýšení průměrného množství srážek, což má za následek zvýšení globální povrchové teploty.

A. DeAngelis aj. uvádějí, že když se na Zemi zvýší průměrná teplota, množství srážek se nezvýší tak, jak mnohé modely předpokládají, protože vodní pára v atmosféře začne silněji pohlcovat složku blízkého infračerveného záření. Na koloběhu vody se podílí množství pohlceného záření při povrchu. Jestliže se ale zvýší množství vodní páry v atmosféře, tento cyklus je narušen a výpar se zmenší. Problém dosavadních klimatických modelů spočívá ve velkých nárocích na výpočetní čas. Pokud tedy do nich zahrneme nejtypičtější vlnové délky slunečního záření, které se podílejí na ohřevu povrchu a atmosféry, a naopak ostatní vlnové délky zanedbáme, nebo zjednodušíme model tím, že je sloučíme dohromady, může docházet k odchylkám od reality. Teorie sice popisuje celosvětový pohled na množství srážek, ale nedokáže objasnit, jaký vliv má globální oteplování na množství lokálních srážek. Je zřejmé, že náš pohled na mechanismus pohlcování tepelného záření v atmosféře není ještě dostatečně přesný.

Podle údajů amerického Národního úřadu pro oceány a atmosféru (NOAA) dosáhlo od začátku měření v roce 1960 zastoupení oxidu uhličitého v atmosféře v roce 2015 nového rekordu. Celosvětová měsíční hodnota CO₂ překročila v březnu 400 částic na milión (ppm). Denní hodnoty CO₂ v oblasti Arktidy překročily koncentraci 400 ppm už v roce 2012.

Mezinárodní meteorologická organizace uvádí, že ozónová díra nad Antarktidou byla v roce 2015 třetí největší v historii, po rekordních letech 2000 a 2006. V září a říjnu zabírala plochu 26,9 mil. km². Důvodem by měly být nižší teploty v polární stratosféře, než je tam obvyklé. To vedlo k tvorbě oblačnosti, na jejímž povrchu se chlor mohl snáze měnit na látky ničící ozón. Z dlouhodobého hlediska se stále očekává, že dojde k obnovení ozónové vrstvy, neboť je všeobecně dodržován Montrealský protokol o nevypouštění plynů ničících ozón.

J. Mitrovica aj. potvrzují, že růst výšky hladiny oceánů v důsledku tání pevninských ledovců má vliv na zpomalování rotace Země. Zpřesnili tak výpočty provedené v roce 2002 a přepočítali, jak se měnila poloha geografických pólů za poslední 3 000 let.

Podle J. Rosenové stoupá hladina oceánů více, než se očekávalo. Zatímco během devadesátých let byl růst pomalejší, nyní se zrychluje a činí 2,6 až 2,9 milimetru za rok.

Mezinárodní meteorologická organizace zmínila, že ve východní rovníkové části Tichého oceánu stoupala povrchová teplota s tím, jak zesiloval jev El Niño. Teplota o dva stupně vyšší, než normál řadí El Niño roku 2015 mezi nejsilnější spolu s roky 1972–73, 1982–83 a 1997–98. Modely předpokládají pokračování jevu až do roku 2016.

Jaké jsou naše představy o původu vody na Zemi, upřesnila studie na základě měření sondy Rosetta. H. Schliting aj. uvádí, že původní voda se odpařila v důsledku těžkého bombardování (období vzniku Měsíce a zásahy planetkami). Objem vody na Zemi je asi 1,4 mld. km³. To by dokázaly přinést komety v počtu několika tisíc, pokud by velikost jádra byla průměrně 50 km. K. Altweggová aj. však z měření sondy Rosetta u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková prokázali, že podíl deuteria a běžného vodíku je zde 3,5× vyšší, než v pozemských oceánech. W. Panerová a J. Pigott uvažují, že by voda mohla pocházet z hlubin Země, z minerálu ringwoodit, ve vrstvě v hloubce 500 až 800 km. Jenže se ukazuje, že desková tektonika začíná až zhruba miliardu let po vzniku Země, takže voda se na Zemi musela dostat spíše z kosmu a potom se do hry vrací představa, že ji sem donesly planetky pokryté ledem.

Tým L. Hallisové zkoumal poměr deuteria a běžného vodíku v lávách na Baffinově ostrově a Islandu, přičemž zjistili, že hluboko v zemském plášti, kde by měly být horniny kompletně izolovány od povrchu, je méně deuteria. Vědci se domnívají, že výskyt této „odlišné vody“ naznačuje, že Země ji získala ještě z prachu obaleného ledem vznikající prasluneční mlhoviny.

M. Romano a R. Cifelli připomněli, že před 100 lety přišel Alfred Wegener s myšlenkou kontinentálního driftu. Tento německý geofyzik a meteorolog a badatel, který přispěl k prvním výzkumům v oblasti Grónska, přišel již 6. ledna 1912 s první tezí o pohybu kontinentů, ovšem klíčové dílo vydal až v roce 1915.

S. Bowlerová uvádí, že je pro nás dosud hádankou vývoj vnitřních partií Země. Otázka, zda zemské magnetické pole je závislé na tuhém vnitřním jádru, zůstává nevyřešena. Od roku 2013 se zdá, že vnitřní jádro vzniklo teprve před 500 mil. let. Pak ale vzniká otázka, jak mohl fungovat stabilní efekt dynama již před 3,9 miliardami let?

Podle studie J. Tarduna a kolegů z University of Rochester měla mladá Země magnetické pole měnící svoji indukci od 12 % do 100 % současných hodnot. Měřili slabé stopy magnetismu v železitých minerálech uvězněných uvnitř zirkonových krystalů starých až 4 miliardy let, které se nacházely v západní Austrálii. Dosud se nepředpokládalo, že Země byla schopna vytvořit magnetické pole tak brzy. Už v té době představovalo dobrý, nebo dokonce téměř dokonalý, štít proti slunečnímu větru. To činilo z mladé Země dobré místo pro život už 500 mil. let po jejím vzniku. Zároveň to ukazuje na existenci deskové tektoniky na geologicky mladé planetě ještě před pozdním těžkým bombardováním.

C. Maas a U. Hansen vytvořili trojrozměrný model vznikající Země, kde zjišťovali, jak se formovaly silikátové krystaly v roztaveném magmatickém oceánu. V blízkosti pólů klesaly krystaly hlouběji než v rovníkových oblastech, protože Země rotovala velmi rychle, jen v řádu několika hodin. To mělo vliv na pozdější tvorbu pevné kůry.

Tým E. Handa prozkoumal šíření vln z 273 velkých zemětřesení, aby tak definitivně vyřešil, jak vypadají bubliny horkého magmatu v zemském plášti, které stoupají od zemského jádra k povrchu. Bylo objeveno celkem 28 takových vzestupných proudů, mnohé pod známými horkými skvrnami na zemském povrchu. Jejich šířka je větší, než se očekávalo, takže v důsledku přenáší více tepla ze zemského nitra, čímž hrají důležitou roli v ochlazování Země.

M. Rudolph aj. uvádí, že rozdílná viskozita uvnitř zemského pláště hraje klíčovou roli v řízení deskové tektoniky. Zjistili, že viskozita náhle stoupá v hloubkách 800 až 1200 km. Zde dochází k pozastavení subdukce zemských desek a vzestupných horkých proudů od zemského jádra. Ačkoli to pomáhá vysvětlit některé nově pozorované jevy, důvod, proč zde dochází k tak skokovému zvýšení viskozity, zůstává záhadou.

R. Hazen aj. uvádějí, že z odhadovaného počtu téměř 7 tisíc minerálů jich dnes více než 1 563 neznáme. Nejvíce neznámých minerálů připadá na sloučeniny sodíku, kde je to až 35 % dosud neobjevených minerálů, kolem čtvrtiny jsou to sloučeniny hliníku nebo uhlíku a pětinu neznámých minerálů tvoří sloučeniny obsahující například měď, hořčík nebo síru. Nalezení těchto minerálů může mít přirozeně velký ekonomický dopad s ohledem na to, které významné prvky budou obsahovat.

NASA vypustila čtyři družice MMS (Magnetosphere Multiscale Mission), které tvoří oktagony velké 3,5 m s 11 vědeckými přístroji. Některé jsou na tyčích, z nichž nejdelší má přes 6 metrů. Družice létají ve formaci čtyřstěnu 10 km od sebe a svoji polohu musí udržet s přesností na 100 metrů. Životnost je odhadována na dva roky. Jejich úkolem je prostorové sledování magnetických rekonexí. Při rekonexi se uvolňuje energie miliard až biliónů tun TNT. Důsledkem rekonexí je, že částice slunečního větru jsou nasměrovány do zemské atmosféry, což vede k polárním zářím.

Tým Nikolaje Østgaarda vyhodnotili data z družice Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager z let 2006 až 2012 a zjistili, že vysokofrekvenční záblesky gama jsou v zemské atmosféře mnohem běžnější, než se předpokládalo. Když byly tyto záblesky v roce 1994 objeveny v souvislosti s blesky v bouřích, mělo se za to, že jsou poměrně vzácné. Nyní vědci odhalili na 200 takových záblesků.

B. Dormiey připomíná význam dočasných měsíců Země. Jde o tzv. Temporarily Captured Objects (TCO), tedy většinou planetky o rozměru několik metrů, které jsou dočasně zachyceny v okolí naší planety. Příkladem z minulosti je planetka o rozměru asi 7 metrů označená 2006 RH120, která v letech 2006–2007 dočasně obíhala kolem Země. Je jasné, že taková planetka by byla výborně dostupná ke studiu, nebo by bylo vhodné ji navést do atmosféry a poté zkoumat její složení v podobě meteoritů (jako například u tělesa 2008 TC3, které jsme jako planetku našli krátce před vstupem do atmosféry a poté byly v Súdánu sbírány meteority).

1.1.3.2. Kosmické katastrofy na Zemi

B. Schoene aj. uskutečnili geochronologickou analýzu hornin Deccanské plošiny, aby posoudili přesněji její vliv na globální vymírání v období na konci křídy. Uvádí se, že dopad planetky v oblasti dnešního Yucatánského poloostrova společně s intenzivní sopečnou činností v oblasti dnešní Indie stojí za velkým vymíráním organismů na konci druhohor. Dataci hornin provedli s pomocí uranovo-olověné metody minerálu zirkonu. Dospěli k tomu, že hlavní fáze sopečné činnosti v oblasti Deccanské plošiny začala 250 000 let před hranicí třetihor a že nejméně 1,1 mil. km³ lávy bylo vyvrženo během asi 750 000 roků. Tato zjištění podpořila výše zmíněnou domněnku, že za změnou klimatu stála také sopečná činnost v dnešní centrální Indii.

P. Renne aj. uvádí, že dopad planetky v oblasti kráteru Chicxulub (Yucatán, Mexiko) a sopečné erupce v Indii mohou mít přímou souvislost. Pomocí velmi přesné metody 40Ar/39Ar ukázali, že nejmasivnější výlevy v oblasti Deccanské plošiny proběhly v období 50 000 let kolem dopadu planetky. Poté, co sopečná činnost postupně klesala, mohly se dát ekosystémy opět dohromady, ovšem to mohlo nastat až v období asi 500 000 let po impaktu.

M. Rampino & K. Caldeira zkoumali periodicitu výskytu velkých impaktů a vymírání organismů během posledních 260 miliónů let. Zkoumáním 37 kráterů 15 až 254 mil. let starých došli k periodicitě výskytu 25,8 ± 0,6 mil. roků. Periodicita osmi největších vymírání je pak použitím stejné metody 27,0 ± 0,7 mil. let. Z 11 výrazných impaktů jich pět přímo koreluje s vymíráním, ale pořád je možné, že to není dostatečně prokazatelné.

L. Sallan a A. Galimberti ve svém výzkumu vývoje života po velkém devonském vymírání před 359 mil. lety uvádí, že došlo k významnému zmenšení velikosti těl obratlovců a to nejméně po dobu následujících 36 mil. roků. Většina rychle se rozvíjejících obratlovců, jako byly ryby, žraloci a čtyřnožci (tetrapodi), dosahovala délky menší než jeden metr. Oproti tomu diverzita větších obratlovců byla velmi malá, což je v ostrém kontrastu s dobou před vymíráním, kdy tito obratlovci dominovali.

W. Napier, D. Asher, M. Bailey a D. Steel publikovali článek, v němž poukazují na nebezpečnost objektů ze vzdálenějších míst Sluneční soustavy pro Zemi. Jde především o tzv. Kentaury, tedy objekty mezi drahami Jupiteru a Neptunu a tělesa z Edgeworthova-Kuiperova pásu za dráhou Neptunu. Představa je taková, že jestliže se nějaké takové těleso dostane působením gravitace Jupiteru do vnitřních částí Sluneční soustavy, dochází zde k jeho fragmentaci na mnoho menších těles, která pak přináší nebezpečí střetu se Zemí. Příkladem takového tělesa může být kometa Encke a celý komplex těles s ní spojených. Předpokládá se, že vznikl rozpadem jedné obří komety před mnoha tisíci lety. Dnes se v tomto komplexu předpokládá existence mnoha velkých těles, a to nejen metrových rozměrů, ale zřejmě i několika set metrových, tedy včetně několika planetek, které již nejeví kometární aktivitu.

D. Grinspoon uvádí, že jestliže v současnosti zažíváme vymírání organismů ve velkém měřítku, není to ještě nic proti událostem v minulosti. Například když se kyanobakterie naučily využívat fotosyntézu asi před 2,5 miliardami let, zamořily atmosféru pro život jedovatým kyslíkem. Došlo k rozvrácení methanového cyklu, zeslabení skleníkového jevu a Země upadla do hlubokého celoplanetárního mrazu. Poté však došlo k další explozi života vrcholící v kambriu před 530 milióny let. Dnes my jako lidstvo zažíváme podobné změny klimatu, avšak ty nejsou ničím, oproti tomu, s čím se budeme muset umět vyrovnat, pokud naše civilizace vydrží tisíce let. Například další doba ledová by pro nás byla velkou zkouškou. Podobně nám hrozí kosmické katastrofy, jako je náraz komety nebo srážka s planetkou. Nejdřív se ale musíme domluvit, jak nakládat s naší planetou a přežít alespoň následujících sto let.

1.1.3.3. Bolidy a meteority

Na našem území se našel 23. meteorit s rodokmenem. Bolid Vysočina zazářil 9. 12. 2014 a 20. 12. se podařilo panu Tomáši Holendovi nalézt jeden úlomek meteoritu. Jeho hmotnost i pozice nálezu perfektně odpovídala výpočtům astronomů z Ondřejova (P. Spurný, J. Borovička). Světelná dráha bolidu byla dlouhá 170 km od Opavy k Bohdalovu u Žďáru nad Sázavou a trvala 9 sekund. Pohasl 25 km nad zemí při rychlosti 5 km/s. Z původních 200 kg meteoroidu zbyl necelý 1 kg meteoritů. Původní těleso obíhalo mezi pásem planetek a dráhou Venuše.

Tým J. Tótha vydal zprávu shrnující pád meteoritů Košice 28. 2. 2010. Tehdy šlo teprve o 15. meteorit s rodokmenem, a přestože existovala řada očitých svědectví, k výpočtu šlo použít jen tři záznamy z bezpečnostních kamer v Maďarsku. Na jejich základě však byla vypočítána dráha ve Sluneční soustavě a také dopadová oblast meteoritů. V oblasti o rozměrech 5 × 3 km bylo sesbíráno na 218 fragmentů o úhrnné hmotnosti 11,3 kg. Konečná analýza určila, že šlo o obyčejný chondrit typu H5. Tým D. Ozdina se podíval na petrochemické složení meteoritu Košice. Chondrule mají typický rozměr kolem 1,2 mm v průměru, krusta byla tlustá asi 0,6 mm. Vnitřní složení odpovídá brekciím, které prošly relativně rychlým chladnutím. Zajímavostí je, že meteorit Košice je složením podobný meteoritu Morávka z denního bolidu 6. 4. 2000.

J. Bryson aj. prozkoumali meteority Imilac (1822) a Esquel (1951) z Jihoafrické republiky pomocí nanomagnetické metody. Výsledkem zkoumání je, že tyto tzv. pallasity (vzácné meteority hrubozrnné struktury s kamenoželezitým složením) pocházející z rozhraní jádra a pláště bývalých planetesimál, v sobě uchovávají informaci (zamrzlé magnetické pole) o krátkém období magnetismu těchto těles. Ten by měl být způsoben konvekcí uvnitř těchto těles.

B. Grocholski uvádí, že složení zemského jádra nám může napovědět, jak a odkud se vzaly prvky, které jej tvoří. Hlavními složkami jsou železo a nikl, ale také příměs dalších prvků, mezi nimiž nechybí křemík. N. Dauphas aj. zjistili, že poměr izotopů křemíku ve speciální skupině meteoritů, zvaných angrity, odpovídá složení zemského pláště. Tento objev pak napovídá, že v zemském jádru je méně křemíku, než se očekávalo a že jeho původ je přímo v prasluneční mlhovině.

Ačkoli k pádu velkého bolidu nad Čeljabinskem došlo již 15. února 2013 (největší superbolid od Tunguzské události v roce 1908), ještě více než dva roky poté není zcela jasné, kde přesně se pohyboval původní meteoroid resp. malá planetka. Tým kolem C. & R. de la Fuente Marcose se na problém podíval pomocí simulace mnoha těles (N-body) a dostali přesné dráhové parametry původního tělesa, které sedí na událost nad Čeljabinskou oblastí. Jejich výpočet dává časovou nepřesnost 0,2 s a prostorovou 6 km. Mimo jiné naznačuje, že v dráze původního tělesa mohou být i další planetky, např. se ukázala přímá souvislost dráhy impaktoru s dráhou planetky 2011 EO40. Ve své další studii se tým stejného autora ještě dotýká problému, zda největší bolidy nastávají zcela náhodně, nebo zda se kumulují do určitých období během roku. Ukázalo se, že události nenastávají zcela náhodně a že vlivem gravitace planet, především Jupiteru vznikají rezonanční skupiny blízkozemních planetek a mladých proudů meteoroidů, což pak zvyšuje pravděpodobnost události, jako byla ta v Čeljabinsku jen do určité části roku.

Tým K. Rightera se zaměřil na mineralogické složení a historii mateřského tělesa bolidu nad Čeljabinskem. Těleso bylo tvořeno třemi druhy hornin. První je světlý materiál chondritu typu LL5 až S4, který prošel přeměnou vlivem teploty a tlaku při srážce. Dále je to tmavší chondrit typu LL5, kde ztmavení bylo způsobeno roztavením. Třetí část tvoří brekcie přetavená za vysoké teploty (asi 1600 °C), která se pak následně rychle ochladila a uvolnila množství plynu. Chronologická analýza ukázala na nejméně osm srážek s jinými tělesy, většinou před více než miliardou let. Poslední tři srážky proběhly před přibližně 852, 312 a 27 milióny let. Měření vzácných plynů však naznačilo, že mateřské těleso Čeljabinského úkazu vzniklo poměrně nedávným rozpadem blízkozemní planetky před asi miliónem let.

17. ledna 2009 prolétl jasný bolid nad Baltským mořem a po několika týdnech byl u dánského městečka Maribo nalezen meteorit. Tento bolid je zajímavý tím, že jeho pád byl zaznamenán nejen opticky a fotoelektricky, jak je obvyklé, ale také pomocí radaru na frekvenci 32,5 MHz. C. Shult aj. uvádí na základě analýzy radarových dat, že vstupní rychlost meteoroidu byla 28,5 km/s a odhadovaná hmotnost 250 kg. Složení meteoritu i vstupní rychlost je blízká meteoroidům Taurid, takže studium tohoto úkazu může pomoci odpovědět na otázku, zda mohou tělesa podobná Tauridám přežít pád až na povrch Země.

Tým A. Olecha prostudoval pád bolidu Ciechanów, který spadl 13. října 2010 ve 2:52:32 UT. Týž den, ale o 11,4 hodiny později, totiž prolétla relativně blízko Země planetka 2010 TB54 ve vzdálenosti 6,1 LD (LD = lunar distance, tedy vzdálenost Země-Měsíc). Díky záznamům polské bolidové sítě se podařilo vypočítat, že dráha bolidu je blízká dráze uvedené planetky. Nadto o dva dny dříve proletěla kolem Země další planetka 2010 SX11 a ukázalo se, že i jeho dráha je stejná. Původně tak šlo zřejmě o jediné těleso a na jejich dráze je možná ještě více menších meteoroidů.

Tým P. Hardersena prozkoumal osm planetek typu Vp v blízkém infračerveném oboru pomocí dalekohledu na Mauna Kea na Havaji. Záměrem bylo podívat se, zda všechna vybraná tělesa ve vnitřních oblastech pásu planetek patří do rodiny planetky č. 4 Vesta. Pozorování to jednoznačně potvrdilo. Tým astronomů tak chtěl ověřit, jaký vliv má na populace planetek v této oblasti Jarkovského efekt a vzájemné srážky.

J. Rembold a jeho tým se soustředili na nárazy meteoroidů do Měsíce. Ukazuje se totiž, že máme celkem dobrou představu o blízkozemních asteroidech větších než 50 metrů, ale hodně málo je známo o populacích menších těles, která také mohou způsobit událost podobnou té nad Čeljabinskem. Pozorování záblesků na Měsíci je pak dobrou metodou průzkumu výskytu těchto těles v okolí dráhy Země. V letech 2010 až 2013 věnovali více než 80 hodin pozorování části měsíčního povrchu. Analýza pozorovaných záblesků ukázala, že průměrně naráží do Měsíce každých 30 minut jeden impaktor větší než 30 milimetrů. Dále byla zjištěna závislost mezi velikostí rozměrů malých a velkých těles a modely jejich výskytu během vývoje Sluneční soustavy.

1.1.3.4. Měsíc

S. Bradenová a její tým identifikovali na snímcích Lunar Reconnaissance Orbiteru (LRO) 70 malých sopečných útvarů rozesetých různě po měsíčních vulkanických pláních, známých jako měsíční moře. V jinak hrubém terénu se tyto nepravidelné skvrny jeví velmi hladké, což napovídá jejich nízkému stáří (do rozlišení 0,5 m zde nejsou žádné krátery). Z toho vědci usuzují na stáří i méně než 50 miliónů let. Skvrny jsou velmi malé, maximálně 500 m. Jedna z nich, Ina, byla fotografována již Apollem 15 v 70. letech 20. století. Do celkového kontextu ji ale mohli začlenit až poté, co další vyfotografovala sonda LRO. Ukazuje se tak, že zatímco měsíční moře vznikla v období před 3,5 až 1 miliardou let, sopečná aktivita na Měsíci pokračovala ještě do nedávné doby. To přirozeně změní i náš pohled na stavbu a vývoj měsíčního nitra a na skvrny bude zaměřen budoucí průzkum.

M. Horányi aj. popisují výsledky měření sondy LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer), podle nichž je Měsíc obklopen oblakem prachu, ovšem ten není symetrický a všude ve stejných výškách. To, že se nad povrchem Měsíce vznáší prach, se ví už od dob Surveyoru (1968). Nepravidelný oblak prachu nad měsíčním terminátorem (rozhraním dne a noci) nakreslil i E Cernan v roce 1972, když bylo jejich Apollo 17 ještě nad noční stranou Měsíce. Vysvětlení, proč se prach vznáší a to ještě nejvíce nad terminátorem, nabízí elektrostatická levitace. Měsíc nemá atmosféru a jeho povrch je tak bombardován slunečním větrem, který je tvořen převážně záporně nabitými elektrony. To nabíjí prach na noční straně záporně. Stejné náboje se odpuzují a prach levituje. Když pak vysvitne Slunce, fotony zbaví prach těchto přebytečných elektronů a prach se nabije kladně. Mezi denní kladně nabitou a noční zápornou částí pak prach chaoticky poletuje, jak je střídavě přitahován. Množství prachu se navíc mění. Například v prosinci, kolem maxima meteorického roje Geminid, je prachu více a jev je nápadnější, což spadá i do doby, kdy kolem obíhalo Apollo 17.

Jak známo, Země při svém vzniku prošla i několika srážkami s tělesy o velikosti menších planet, přičemž při poslední takové srážce s tělesem o velikosti Marsu vznikl Měsíc. Jak uvádí R. Canupová v časopise Nature, Země a Měsíc mají podobné chemické složení. Z toho plyne, že i původní impaktor musel být složením podobný dnešní Zemi a Měsíci. To se původně neočekávalo. Vzhledem k rozdílu mezi dnešní Zemí a Marsem se soudilo, že i složení původního tělesa, které se se vzniklou Zemí srazilo, bylo odlišné. Jiné izotopové složení je dobře patrné u kyslíku. Jiný poměr zastoupení izotopů je u planetky Vesta, jiný u Marsu, ale stejný u Země a Měsíce. Dříve se myslelo, že pravděpodobnost stejného složení impaktoru a vznikající Země, je hodně malá (na úrovni procent). A. Mastrobuenová-Battistiová aj. však provedli hrubé simulace vzniku planet (s řádově tisíci protoplanetami) a zjistili, že poslední impaktor je až z 20 % svým složením podobný následně vzniklé planetě. Když simulaci zjemnili na srážky ještě menších těles, zjistili, že rozdíly mezi vzniklými protoplanetami na podobných drahách klesají.

J. Wang aj. prezentovali katalog 106 016 kráterů na povrchu Měsíce o velikosti větší než 500 metrů. Jde o výsledek snímkování sondou Chang‘e 1 a tvorby následného digitálního modelu Měsíce. Mozaika snímků Měsíce má rozlišení 120 metrů na pixel a digitální model Měsíce má přesnost tvaru povrchu na 445 metrů a výškovou přesnost 60 metrů. Nový katalog může pomoci v lepším porovnávání stáří jednotlivých oblastí na Měsíci a dalšímu studiu ve spolupráci s detailnějšími prohlídkami Měsíce.

Long Xiao aj. prezentovali geologii místa přistání čínské sondy Chang’e 3. Ta dosedla v severní části oblasti Mare Imbrium 14. 12. 2013. Místo přistání na okraji mladého, 450 metrů velkého kráteru, bylo odlišné od těch, která byla do té doby zkoumána při misích Luna nebo Apollo. Sonda vypustila na povrch malé vozítko Yutu, které zkoumalo kameny vyvržené při vzniku kráteru, a sama sonda propátrala podpovrchové vrstvy radarem. Objevem více než devíti vrstev prokázala, že oblast prošla složitými geologickými procesy opakovaných lávových výlevů.

Skupina vědců vedená M. Siegelerem poukázala na fakt, že nynější osa rotace Měsíce je o 5,5° vychýlená od pozice, ve které byla před miliardami let. Měření sondy Lunar Prospector, která obíhala Měsíc v letech 1998 a 1999, ukázala, že nejvíce vodního ledu těsně pod povrchem se nenachází na měsíčních pólech, jak by se dalo očekávat, nýbrž v oblastech se středem 5,5° od severního a podobně 5,5° od jižního pólu. Měření byla prováděna tak, že byly zachycovány pomalé neutrony, které dokáží pronikat do řádově metrových hloubek a pomáhají nám tak detekovat vodík vázaný v molekulách ledu. Jak tedy mohlo dojít k vychýlení rotační osy? Vysvětlením může být existence horké skvrny v měsíčním plášti, která byla zahřívána vyšší koncentrací radioaktivních prvků. V důsledku dlouhodobé existence horké skvrny došlo k trvalejšímu výlevu lávy. Předpokládá se, že právě ta se shromáždila v místě, které nyní nazýváme Oceanus Procellarum. To mělo vliv na změnu směru rotační osy Měsíce. Pokud tomu tak opravdu bylo, potom voda v polárních oblastech je zde v podobě ledu uložena už téměř z dob, kdy Měsíc vznikl.

W. Bottke uveřejnili v časopise Science zajímavou studii datování stáří vzniku Měsíce podle studia kamenných meteoritů. Podle jejich představ došlo při srážce vznikající Země s protoplanetou nejen ke vzniku Měsíce z vyvrženého materiálu po srážce, ale také některá tělesa byla přirozeně vymrštěna i daleko od Země. Předpokládají, že mnoho řádově kilometrových těles letělo také do oblasti pásu planetek, kde došlo k jejich srážkám s nimi. Ty se ale odehrály ve vyšších rychlostech, přesahujících 10 km/s, což je mnohem více, než je běžná rychlost srážek uvnitř pásu planetek, která je kolem 5 km/s. Materiál planetek se při srážkách mnohem více zahřál a meteority, které tímto zahřátím prošly, by mohly tedy být podobně staré, jako Měsíc. Datováním meteoritů, které jeví takové dávné stopy prudkého zahřátí, dává dobu jejich vzniku před 4,47 miliardami let. To je v dobré shodě s jinými teoriemi.

V časopisu Icarus prezentoval tým M. S. Robinsona výsledky průzkumu čerstvého kráteru nasnímaného kamerou sondy Lunar Reconnaissance Orbiter. Tento 18,8 metru široký a 2 – 3 metry hluboký kráter vznikl 17. března 2013. Jednalo se o vůbec nejsilnější pozorovaný záblesk (z více než 300), jaký zaznamenal projekt Marshallova střediska vesmírných letů, které sleduje záblesky na Měsíci už od roku 2006. Pozorování z kosmické sondy odhalila, že regolit (měsíční půda) sahá do hloubek desítek centimetrů a směs půdy s kameny pak hlouběji než metr. Bylo též pozorováno, že výtrysky hmoty z dopadu jsou patrné i více než kilometr od místa dopadu a dále že až do vzdálenosti 30 km je patrný velký počet sekundárních kráterů. Podobná pozorování pomáhají získat lepší představu o tom, jak se chová vyvržený materiál při dopadech těles na Měsíc, což může být důležité pro budoucí průzkumníky, kteří se vydají na povrch Měsíce. Těleso, které kráter vytvořilo, mělo v průměru mezi 0,3 a 1,1 metru a hmotnost mezi 33 a 700 kg podle modelu. Pro srovnání když 17. 12. 2012 narazila dvojice sond GRAIL do Měsíce, vytvořily krátery o průměru 5 metrů, hlubokých asi 0,5 metru. Hmotnost prázdné sondy činila 130 kg. Vše vždy ovšem závisí na hustotě tělesa, rychlosti a úhlu dopadu.

Do pozorování záblesků na Měsíci se pouštějí i amatéři. Skupina vedená M. Moulayem Larbim pozoruje z marocké observatoře v pohoří Atlas. V únoru a dubnu 2013 zaznamenali dva záblesky o jasnosti 9,4 a 7,7 mag, a ačkoli nebyly současně zaznamenány jinými pozorovateli, věří, že šlo o reálné dopady těles na povrch Měsíce. Pokud ano, potom meteoroidy, které to způsobily, měly hmotnost asi 0,3 a 1,8 kg a průměr kolem 8 a 15 cm, pokud uvážíme hustotu 1500 kg/m³. Vzniklé krátery by pak mohly mít průměr 2,5 a 4,5 metru. Díky tomu, že k úkazům došlo na noční straně osvětlené Zemí, je možné také určit polohu záblesků a při dalším průzkumu pomocí sond, jako je LRO, by bylo možné i krátery najít. Studie marockých pozorovatelů ukazuje, že i amatéři vybavení středně velkými dalekohledy mohou vědecky přispět k průzkumu, kolik částic se pohybuje v okolí Země a jaké představují riziko pro případné výpravy na Měsíc.

G. Nyambuya a jeho kolegové prezentovali v revui Astrophysics and Space Science využití modelu ASTG (Azimuthally Symmetric Theory of Gravitation) pro výpočet rychlosti vzdalování Země s Měsícem od Slunce i vzdalování Měsíce od Země. ASTG popisuje změnu momentu hybnosti v gravitačním poli rotujícího tělesa. G. Krasinsky & V. Brumberg (2004) a E. Standish & D. Kurtz (2005) určili dříve rychlost vzdalování soustavy Země–Měsíc od Slunce o 70 ÷ 150 mm za rok. Ke stejným hodnotám dospěli využitím ASTG modelu také G. Nyambuya aj. Podobně Měsíc se podle tohoto modelu vzdaluje od Země o +(38,05±0.04) mm za rok. To je v perfektní shodě s pozorovaným vzdalováním Měsíce.

1.1.4. Mars

19. května 2013 vyvrtal rover Curiosity (vlastním jménem Mars Science Laboratory, MSL) vzorek horniny z kamene pojmenovaného Cumberland, který se na první pohled nikterak nelišil od ostatních v okolí. Překvapení přišlo v podobě objevu vysoké koncentrace chlorbenzenu (C₆H₅Cl), která nejméně čtyřnásobně překročila dříve zjištěné hodnoty. V listopadu téhož roku se potvrdila přítomnost methanu (CH₄) v atmosféře Marsu, dříve zpochybňovaná kvůli vysoké chybě měření prakticky stejného řádu jako měřená hodnota, tj. 10^-9. Nově změřená koncentrace chybu měření přesáhla více než pětkrát a byla následována prudkými změnami, které v jednom výkyvu dosáhly téměř 9×10^-9, jak sdělili C. Webster aj. Tyto změny prakticky o řád již nelze považovat za chybu měření – je zřejmé, že koncentrace methanu v atmosféře Marsu je proměnlivá, ačkoliv to samo o sobě nevypovídá nic o příčině těchto změn.

Poměr „těžkého“ vodíku, deuteria (D), a obyčejného vodíku (H) je jedním z dobrých indikátorů podmínek, jaké panovaly na tělesech, ze kterých zkoumáme vzorky. Lehčí jednoprotonový vodík z atmosféry snáze vytěká do meziplanetárního prostoru než hmotnější deuterium; proto vyšší poměr D/H v povrchových horninách ukazuje na ztrátu atmosférického vodíku. Vrty vozítka Curiosity v jílech z balvanů John Klein a Cumberland z r. 2013 ukázaly poměr D/H asi 3× vyšší, než je v současnosti v pozemských oceánech. Současné zastoupení v atmosféře Marsu vykazuje poměr D/H v hodnotě asi 6násobku pozemské hodnoty, zatímco hodnota stanovená z hornin marsovského meteoritu Yamato 980459 (shergotit, hmotnost 82,5 g, nalezen r. 1998 v Antarktidě japonskou výpravou NIPR) je současné pozemské velice blízká. Pravděpodobné vysvětlení podle P. Mahaffyho aj. je následující: povrchové podmínky na Marsu v úvodních stovkách milionů let připomínaly pozemské, ale pak začala planeta ztrácet atmosféru a v důsledku toho postupně vymrzala, což jen urychlilo další odnos lehčích vodíkových molekul – odhad ztráty vody z povrchu a atmosféry představuje 100 ÷ 150 % současného množství. Podstatné je, že nejde o rychlý proces z poslední doby, ale ztráta vody trvá již dlouho. Důležitá budou data ze sondy MAVEN, která sleduje současné procesy v atmosféře Marsu, aby se ukázalo, nakolik jsou poznatky získané z hornin v souladu s aktuálním úbytkem atmosféry.

Poměr deuteria a vodíku je možné sledovat také v molekulách vody. Zatímco na Zemi je v současných podmínkách poměr „polotěžké“ HDO (jeden atom vodíku je nahrazen atomem deuteria) a obyčejné H₂O vody asi 1:3 200, na Marsu panují podmínky zcela jiné. G.  Villanueva aj. mapovali povrch Marsu pomocí dalekohledů VLT a IRTF (Very Large Telesope, Infra-Red Telescope Facility) po dobu šesti let, tedy zhruba 3 marsových roků, a zjistili, že v polárních čepičkách je poměr HDO:H₂O až osminásobně vyšší než současný pozemský. S výškou atmosféry poměr výrazně kolísá, nicméně konzervativní odhad ukazuje, že rané marsovské oceány obsahovaly asi 6,5× více vody než současné polární čepičky, severní oceán musel pokrývat min. 19 % rozlohy planety při lokální hloubce přes 1,8 km. Při pokrytí celé planety by měl oceán průměrnou hloubku větší než 137 m.

Sonda MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) pracuje na oběžné dráze Marsu naplno od listopadu 2014 a první předběžné výsledky ukázaly několik překvapení. J. McFadden se svým týmem objevil hustotní vlny v horních vrstvách atmosféry, které jsou patrně způsobeny mohutnými překážkami na povrchu planety, např. sopkami. Díky nízké hustotě atmosféry tyto vlny ohřívají i ionty v ionosféře, které nad polární oblastí unikají do meziplanetárního prostoru. D. Brain aj. ukázali, že malá část, zhruba 10 % těchto uniknuvších iontů, může být ještě přitažena zpět k planetě. B. Jakosky, hlavní vedoucí výzkumného týmu sondy, oznámil objev pronikání částic slunečního větru až do výšky pouhých 160 ÷ 210 km nad povrch Marsu. V takto nízkých výškách by se vůbec neměly vyskytovat, dostávají se tam však díky „chameleonství“ – v nejsvrchnější atmosféře si malá část (asi 1/500) nabitých částic slunečního větru odchytne volné elektrony, čímž se stane elektricky neutrálními. V tomto převleku projdou ionosférou, aby v mezivrstvě 380–250 km nad povrchem o elektrony přišly a staly se z nich opět nabité částice.

Další z objevů sondy MAVEN se týká marsovských polárních září. Ty nejsou něčím zcela neznámým; v ultrafialovém (UV) oboru spektra je nad jižním pólem již od r. 2005 sleduje evropská sonda Mars Express. V UV oboru trvají jednotky sekund a vyskytují se ve výškách kolem 120 ÷ 130 km nad povrchem. Jejich tvar je dán zbytkovým magnetickým polem Marsu a vznikají přímou interakcí atmosféry s částicemi slunečního větru na rozhraní uzavřených a otevřených siločar magnetického pole. MAVEN na severní polokouli pozoroval pětidenní polární záři, která zasahovala do mnohem nižších výšek, pouhých 50 km nad povrchem. Polární záře na severní polokouli jsou patrně velmi rozsáhlé, velmi pravděpodobně globální. MAVEN byl podle B. Jakoskyho aj. také schopen detekovat přítomnost prachových částic v nejsvrchnějších vrstvách atmosféry Marsu. Způsob detekce je jednoduchý: sonda při letu nad planetou naráží do prachových zrnek, která se odpaří a předají sondě malý elektrický impulz, který MAVEN pomocí Langmuirovy sondy na svém povrchu zaznamená. Zrnka prachu se vyskytují ve výškách 150 ÷ 500 km, výjimečně až 1 000 km nad povrchem a z dosud neznámého důvodu jsou koncentrovaná nad místy momentálního soumraku a svítání, zatímco nad noční atmosférou chybí. Také není zřejmé, jakým mechanizmem se udržují ve vysokých výškách – možná vysvětlení zahrnují kometární původ, působení marsovských měsíců nebo interakce prachových bouří se slunečním větrem.

Zatímco nepřímých důkazů existence tekuté vody na povrchu Marsu neustále přibývá, hledání tekuté vody v současnosti tamtéž se nedaří, zejména pokud jde o případné vhodné podmínky pro život. Do první skupiny přidali J. Grotzinger aj. další potvrzení, že červená planeta musela mít v minulosti povrchové podmínky natolik příznivé, že v kráteru Gale (místo přistání vozítka Curiosity) po dobu nejméně stovek let až desítek tisíc let existovala jezera s přirozeným systémem delt přitékajících řek, ukládání sedimentů na dně s mocností desítek metrů a typickou vodní erozí břehů. Tato jezera s velkou pravděpodobností vznikala opakovaně, resp. je možné, že šlo o proměnlivý systém postupně spojovaných a znovu izolovaných menších jezer. Sedimentární záznam ukazuje, že na přibližně 9km trase vozítka docházelo k ukládání usazenin po dobu sta tisíce až desítek milionů let. Větrná eroze naopak zapracovala na současném odkrytí dřívějších usazenin, centrální pahorek kráteru Gale, hora Aeolis Mons přezdívaná Mt. Sharp, je toho hmatatelným důkazem.

Naopak stružky na svazích kráterů a hor, které naznačovaly potenciální přítomnost tekuté vody v historicky nedávné minulosti, mají patrně zcela jiné vysvětlení. C. Pilorget a F. Forget ukázali, že ke vzniku stružek mohou vést sezónní změny v ukládání CO₂ v podobě „suchého ledu“. Při vymrzání CO₂ z atmosféry se plyn dostane do pórů horniny i několik centimetrů pod povrchem, odkud pak při rozmrzání uniká nepravidelně a může způsobit místní nestability na prudších svazích. Odvalené kamínky horniny pak snadno vytvoří pozorované stružky. Tuto domněnku potvrzuje také celková analýza detekovaných stružek na snímcích ze sondy Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), kterou uveřejnili T. Harrisonová aj. Z ní vyplývá, že stružky se přednostně vyskytují v horninách s nízkým albedem, vyšší tepelnou setrvačností a zrnitou strukturou. Jejich převažující orientace se mění s areografickou šířkou a výraznější jsou ty na svazích obrácených směrem k pólům. Jižní polokoule Marsu je na jejich výskyt bohatší a J.  Dickson aj. naproti tomu ukázali, že pouze sezónní vymrzání a sublimace CO₂ ledu jako vysvětlení všech stružek nepostačí, neboť na některých místech je možné pozorovat jejich předchůdce zachované hlouběji v promrzlé hornině, tvořené mj. vodním ledem. Je ovšem možné, že i v případě vodního ledu se na vzniku stružek podílí sublimace a není třeba tekuté vody.

B. A. Black a T. Mittal zkoumali vývoj dráhy Marsových měsíčků v budoucích letech. Phobos, větší z nich, postupně spiráluje k planetě a v průběhu nějakých 20 ÷ 40 milionů let na ni buď spadne, nebo se mnohem pravděpodobněji vlivem slapových sil rozpadne a vytvoří kolem Marsu prstenec. Tento prstenec bude mít podobnou hustotu jako současné Saturnovy prstence a měl by být stabilní milion až sto milionů let. Složení obou měsíčků je předmětem dalšího zkoumání. Dlouho předpokládaná hypotéza, že jde ve skutečnosti o zachycené planetky, dostává v poslední době vážnou konkurenci v podobě představy těles zformovaných přímo na oběžné dráze Marsu. R. Citron, H. Genda a S. Ida předložili numerický důkaz, že impakt podobného rozměru, jaký vytvořil polární pánev Vastitas Borealis, vyrobí v okolí planety disk vyvržených hornin o hmotnosti 1 ÷ 4 % impaktoru, který má dostatečnou hmotnost i hustotu, aby se z něj zformovaly oba měsíčky.

Na snímku z kamery HiRISE sondy MRO byl M. Croonem objeven nešťastný přistávací modul Beagle 2, který se o vánocích r. 2003 navždy odmlčel po patrně neúspěšném přistávacím manévru. Sonda přistávala v impaktní pánvi Isidis Planitia nedaleko rovníku a zatímco první fáze přistání patrně proběhla v pořádku, tak se následně nevyložily všechny sluneční panely, které měly kolem paluby vytvořit útvar podobný květu jahodníku. Jde o důležité prověření rozlišovací schopnosti kamery a softwaru pro zpracování obrazu.

24. března 2015 ujelo vozítko Opportunity na povrchu Marsu vzdálenost olympijského maratonského běhu a prodloužilo tak svůj necelý rok starý rekord ujeté vzdálenosti na povrchu jiného tělesa než Země (druhý v pořadí je Lunochod 2 na Měsíci s bezmála 39 km a ručně řízený rover amerického Apolla 17 s téměř 36 km). Curiosity strávil na povrchu Marsu již tisíc solů, ujel více než 10 km a pokud mu bude do r. 2026 podle předpokladů sloužit plutoniový zdroj energie, má naději Opportunity překonat.

1.1.5. Jupiter

Modelování drah je v nebeské mechanice oblíbená disciplína a má výhodu, že ho lze provádět oběma směry v čase. Jupiter a Saturn vznikly velice pravděpodobně jinde, než jsou nyní, a Sluneční soustavou poměrně razantně cestovaly. Tomuto scénáři se říká velký obrat (podle obratů a přehazování plachet, jakými se plachetnice pohybují proti větru) a podle něj vznikl Jupiter ve vzdálenosti více než 3,5 au od Slunce, pak se přiblížil až na vzdálenost 1,5 au a opět odmigroval do vzdálenosti zhruba 5 au. Zda při tomto křižování již měl své Galileovy měsíce nebo ne, není jasné. R. Heller, G.-D. Marleau a R. Pudritz modelovali možné formování Ganymedu a Callisto a ukázali, že oba měsíce pravděpodobně vznikly ještě před přiblížením ke Slunci, na rozdíl od Europy a Io. Vzdálenější měsíce se zformovaly z chladnějších částí cirkumplanetárního disku a při pobytu v blízkosti Slunce přišly v důsledku intenzivního slunečního záření a větru o svoje atmosféry, zatímco Europa a Io pravděpodobně vznikly až po Jupiterově odplutí do větších vzdáleností. Podobný model se mohl uplatnit i pro Saturnův měsíc Titan, který také vznikl až v době, kdy již Saturn pobýval ve vzdálenosti kolem 7 au. Velký obrat, přesněji řečeno jeho závěrečná fáze, tedy odmigrování velkých planet do větších vzdáleností od Slunce, může snad vysvětlit současný sklon rotačních os, jak ukázali D. Vokrouhlický a D. Nesvorný na základě studia spin-orbitálních rezonancí. Jak dostatečně naklonit Saturn a přitom příliš nenaklonit Jupiter, je nicméně problém, který zatím neumíme spolehlivě rozřešit – R. Brasser a M. Lee publikovali výsledky opačného přístupu, kdy se snaží modelovat vývoj různých planetárních soustav v počátečním stádiu migrace a hledají výsledný stav podobný současné Sluneční soustavě. Nejlepší výsledky zatím poskytuje model s kompaktním uspořádáním pěti obřích planet v rezonanci – ten má pochopitelně velký problém s vysvětlením, kam tři obří planety zmizely.

Největší měsíc Sluneční soustavy, Ganymedes má potvrzen podpovrchový oceán. Prokázal to tým J. Saura aj. na základě pozorování Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) v UV oboru. Pomocí měření pásů polárních září se podařilo prokázat, že slaný podpovrchový oceán funguje jako dynamo a generuje magnetické pole, které brzdí působení magnetického pole Jupiteru. Hloubka oceánu se patrně pohybuje mezi 150 ÷ 250 km pod povrchem; ne však více než 330 km. Ganymedes se tak stal čtvrtým tělesem se známým podpovrchovým oceánem. Další z těles této skupiny, Europa, je přitažlivým potenciálním cílem pro sondu zkoumající možnost výskytu života. HST v r. 2012 pozoroval fluorescenci na vodních molekulách domnělého výtrysku vodní páry nad povrch měsíce, od té doby se ale žádný další výron nepodařilo prokázat. I tak je ovšem Europa zajímavým cílem a sonda Clipper se připravuje na předpokládaný start mezi lety 2022–2025. Jedním z cílů sondy bude zjistit tloušťku ledové slupky na povrchu a hloubku oceánu pod ní. L. Quicková & B. Marsh modelovali vlastnosti slupky i oceánu a zjistili, že bez ohřevu měsíce slapovými silami by 100km hluboký oceán zcela promrzl za zhruba 64 milionů let, zatímco předpokládaný ohřev o výkonu 1 TW udržuje ledovou slupku o průměrné tloušťce 28 km. Protože lze předpokládat, že slupka není homogenní, vznikají v ní teplejší místa, která dají vzniknout strukturám a jakési lední tektonice, což je ve velice dobrém souladu s pozorováním povrchu skutečného měsíce.

Velká červená skvrna, která v posledních desetiletích poněkud bledne a oranžoví, je dost možná pouze tenoučká slupka čpavkových a acetylenových mračen ve víru gigantické bouře. Zčervenání je podle K. Bainese a jeho kolegů způsobeno UV zářením Slunce a je viditelné hlavně díky velkému vertikálnímu rozměru víru, kdy vidíme povrch vnitřku trychtýře, který vypadá mnohem červenější, než kdybychom se dívali na stejná mračna v jiné části atmosféry.

1.1.6. Saturn

Určení rotační doby Saturnu je stále nerozlousknutý oříšek. Sonda Voyager 2 v letech 1980–1981 změřila pomocí odrazu radiových vln periodu 10 h 39 min 22,4 s, zatímco Cassini stejnou metodou určila r. 2005 střední hodnotu jako 10 h 47 min 6 s, navíc s velkými rozdíly mezi měřením jednotlivých otoček. R. Helled, E. Galanti a Y. Kaspiová představili měření rotační periody na základě rekonstrukce gravitačního pole, kterou nezávisle ověřili na dostupných datech pro Jupiter. Pro Saturn jim vychází hodnota (10 h 32 min 45 s ±46 s); očekává se, že sonda Cassini díky závěrečnému velkému finále umožní hodnotu stanovit ještě přesněji. Např. pro výše zmiňované modelování migrace velkých planet je neznalost přesné rotační doby Saturnu problematická – jak je pro nelineární modely typické, i malá změna jednoho z parametrů vede ke zcela odlišným scénářům v dlouhodobém měřítku.

Na rozdíl od Europy jsou vodní gejzíry na Enceladu velice dobře prozkoumané, a to zejména díky průletu sondy Cassini skrz jeden z nich na konci října 2015. Průlet se uskutečnil ve výšce jen 49 km nad povrchem měsíce a soubor výsledků je obsáhlý. Cassini ve výtrysku kromě očekávaných krystalků ledu a jednotlivých molekul vody detekoval nanočástice křemičitanů. To potvrdilo dřívější teorii H.-W. Hsua aj. a umožnilo pospojovat několik dílků skládačky. Saturnův prstenec E totiž obsahuje krystalky ledu plné křemičitých částic, jejichž původ ve víceméně ledovém království Saturnu zůstával nevysvětlenou záhadou. Tyto částice jsou veliké jen několik nanometrů, a musejí vznikat při teplotách alespoň 90 °C na rozhraní silikátových hornin a zásadité slané vody. Detekce částic ve výtrysku nad měsícem navíc ukazuje, že jejich transport z místa vzniku do místa výtrysku musí proběhnout velmi rychle, maximálně během jednotek roků. Předpokládaná hloubka podpovrchového oceánu Enceladu se pohybuje kolem 40 km, což mj. znamená, že ohřev slapovými silami je buď mimořádně účinný, nebo se na dně oceánu uplatňují nějaké exotermické reakce. Hloubka oceánu je nicméně pouze odhadovaná, ačkoliv nezávislý odhad z měření librace měsíce podle P. C. Thomase aj. dává rámcově stejnou hodnotu kolem 50 km – podstatné je, že oceán musí být globální. Tloušťka ledové slupky je patrně nad póly měsíce menší, což dobře vysvětluje, proč jsou výtrysky směrem k pólům četnější. Výzkum J. Spitaleho aj. také ukázal, že výtrysky nepocházejí jen z jednoduchých prasklin a nemají jednoduchý tvar gejzíru, ale mohou tvořit složité prostorové útvary v závislosti na tvaru a uspořádání prasklin v ledové slupce, kudy výtrysky unikají.

Duny na Titanu vykazují vlastnosti, které jsme zatím nikde na Venuši, Zemi ani Marsu neviděli. D. Burr aj. pomocí modelování ve větrných tunelech hledali vhodnou kombinaci velikosti zrn písku, tlaku atmosféry a rychlosti větru, aby dokázali vytvořit podobné struktury. Zcela se to nedaří, neboť hustá atmosféra, nízká gravitace a malá hustota zrn na Titanu je mimo dosah podmínek pozemských laboratoří. To znamená, že na Titanu musí foukat ještě silnější větry, než se dosud zdálo. To potvrzuje nezávislé pozorování A. Coatese aj. úniku uhlovodíkových molekul z polárních oblastí atmosféry do meziplanetárního prostoru. Sluneční záření volné molekuly ionizuje a uvolněné elektrony mají charakteristické spektrum. Měření sondy Cassini ukazují, že tok takto uvolněných elektronů je srovnatelný s hodnotou typickou pro Zemi, což je pro měsíc o průměru zhruba dvou pětin průměru Země nečekaně vysoká hodnota.

Nejvyšší vrstva Titanovy atmosféry má průměrnou teplotu jen 150 K, což F. Capalbo aj. ověřili nezávislým měřením při osmi slunečních zákrytech v oboru UV. Plynný methan (CH₄) a dusík N₂ tvoří hlavní složky vrchní atmosféry a jejich zastoupení podléhá sezónním změnám; naopak se nepodařilo pozorovat žádné prostorové variace – podle všeho ani rozdíly mezi polárními a rovníkovými oblastmi nejsou velké. L. Maltagliati aj. analyzovali data ze slunečních zákrytů z nižších vrstev atmosféry a vizuálního oboru spektra, ze kterých vytvořili výškové profily CH₄ a CO. Spektra odhalila absorpční čáry plynného ethanu (C₂H₆) a dalších aromatických i alifatických uhlovodíků, které jsou patrně zodpovědné za viditelný opar v atmosféře Titanu ve výškách kolem 310 km nad povrchem. Podmínky na povrchu jsou naopak natolik zvláštní, že tekuté uhlovodíky vykazují velice podivné chování, včetně např. růstu hustoty s klesajícím atmosférickým tlakem či vzlínání směrem k teplejším místům na povrchu, jak ukázali S. P. Tan aj. při modelování globálního alkanologického režimu (analogie pozemského hydrologického režimu). Model vyžaduje vyšší zastoupení methanu v tekutých složkách na povrchu než předchozí odhady, naproti tomu dobře vysvětluje přenos energie v atmosféře mezi rovníkovými a polárními oblastmi.

1.1.7. Uran a Neptun

Ačkoliv Uran lze v současnosti pozorovat pouze ze Země, popř. z HST, díky adaptivní optice u Keckova 10m a také díky velké pozornosti, kterou Uranu věnují astronomové-amatéři s příslušným vybavením, se v r. 2014 podařilo pozorovat v atmosféře planety rozsáhlé bouřky, které nikdo nečekal. První snímky bouřek získali už 3. srpna ve vizuálním oboru francouzští astronomové amatéři, a to přispělo k odhalení celkem osmi bouřek pozorovaných I. de Paterem aj. 5. a 6. srpna pomocí Keckova 10m teleskopu v infračervených pásmech 1,6 a 2,2 μm. Australský astronom amatér A. Wesley pozoroval 19. září v blízké infračervené oblasti hluboko pod cirry methanu bouřky v převážně vodíkové a héliové atmosféře Uranu. Následně K. Sayanagi aj. získali pozorovací čas u HST a na snímku Uranu ze 14. října 2014 zaznamenali mnoho bouřkových jader na ploše o průměru 9 tis. km a v různých hloubkách troposféry. Odborníci očekávali takové bouřky již v r. 2007, kdy Slunce osvětlovalo téměř kolmo rovníkové partie Uranu, ale tehdy L. Sromovsky aj. pozorovali pomocí HST od konce srpna 2006 na severní polokouli, kde tehdy končila více než 20 let dlouhá zima, pouze oválnou tmavou skvrnu s rozměry 3,0 x 1,9 tis. km². Bylo to vůbec poprvé, co se na severní polokouli Uranu tmavá skvrna vyskytla a byla pak viditelná až do konce října 2006. Tato pozorování ukázala, že dynamice planetárních atmosfér při extrémně slabém ozáření Sluncem dosud příliš nerozumíme.

E. Karkoshka aj. znovu zpracovali soudobou digitální analýzou obrazů 1,6 tis. snímků atmosféry Uranu pořízených v osmi spektrálních oborech během pěti týdnů v r. 1986 v době průletu sondy Voyager 2 v blízkosti planety. Našli tak desítky malých útvarů v atmosféře na jih od 45° jižní šířky. Odtud pak získali rotační profily atmosféry, jež se velmi liší od podobných profilů na severní polokouli pozorovaných L. Sromovským aj. v r. 2012. Skvrna poblíž jižního pólu rotuje v periodě 12,2 h, což se o více než 2 h liší od period ostatních útvarů v atmosféře planety. Atmosféra v jižních šířkách 59° - 68° rotuje jako tuhé těleso. L. Sromovsky aj. zpracovali pozorování atmosféry Uranu v letech 2012-2014 pořízená pomocí Keckova 10m teleskopu a 8m teleskopu Gemini na Mauna Kea. Oba dalekohledy jsou vybaveny vynikajícími kamerami NIRC2, resp. NIRI pro blízkou infračervenou oblast, takže s pomocí adaptivní optiky překonávají v úhlovém rozlišení i HST, protože se zde uplatňuje převaha ve velikostech primárních zrcadel. Autoři potvrdili rotaci atmosféry jako tuhého tělesa také pro severní šířky v intervalu 62° - 83°. Pasátový vítr dosahuje úhlové rychlosti (4,1 ±0,02°)/h a směřuje k západu vůči směru rotace planety (její tempo dosahuje 20,9°/h).

A. Izidoro aj. simulovali na počítačích scénáře vzniku Uranu a Neptunu. Vyšli z faktu, že obě planety mají velmi podobné hmotnosti, a že vysoké sklony jejich rotačních os k ekliptice (Uran 82° a Neptun 28°) způsobily mocné srážky jejich „stavebních kamenů“ v podobě až tuctu planetárních embryí o původních hmotnostech 3 ÷ 6 M_Z. Zmíněná embrya vznikla dále od Slunce, než jsou dnes oba ledoví obři, ale vinou Saturnu migrovala směrem k němu. Přitom vzrůstala pravděpodobnost, že se embrya budou srážet, což vysvětluje, proč obě planety mají tak vysoké sklony rotačních os. D. Nesvorný aj. ukázali na základě údajů o sklonech drah těles Edgeworthova-Kuiperova pásu (pás EK), že Neptun musel pomalu migrovat směrem k pásu během prvních 100 milionů let trvání Sluneční soustavy a zůstával přitom na relativně kruhové dráze s maximální výstředností 0,1.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety a transneptunská tělesa (TNO)

Proti všem předpokladům, že při vzdalování Pluta od Slunce jeho relativně rozsáhlá atmosféra postupně vymrzne, prokázali C. Olkin aj. během přechodu Pluta (4. 5. 2013) přes kotouček vzdálené hvězdy, že oproti době přísluní její atmosférický tlak výrazně stoupl. Proto tvrdí, že dostatečná tepelná setrvačnost Pluta a okolnost, že jeho severní pól se pokryje čepičkou ledu molekulového dusíku, dovolí existenci měřitelné tloušťky a tlaku atmosféry trvale během celého oběhu kolem Slunce. Týž zákryt a ještě další (9. 9. 2012) pozorovali také A. Bosh aj. a dospěli ke stejnému výsledku, že atmosféra Pluta spíše bobtná a houstne, jak se Pluto od Slunce plynule vzdaluje. Může to souviset s okolností, že po 120leté pauze začalo na severní pól Pluta svítit Slunce. V polovině června 2015 objevili E. Lellouch aj. pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v atmosféře Pluta čáry CO (60 mJy; 345,8 GHz; přechod 3-2) a HCN (95 mJy; 354,5 GHz; přechod 4-3). Během dvou nocí nepozorovali žádné změny jejich intenzit. Poprvé tak byl v atmosféře Pluta identifikován kyanovodík.

Ještě půl roku před příletem sondy New Horizons k Plutu uveřejnila A. Rhodenová aj. pozoruhodnou studii o historii synchronismu dráhy a rotace Pluta s Charonem. Současný stav totálního synchronismu je totiž konečným stádiem dlouhého procesu, v němž hlavní roli hrály významné slapové síly, jež ohřívaly vnitřní vrstvy obou těles. Protože méně hmotný Charon postihly silnější slapy, mělo by se to projevit vyšším vlivem tektoniky na utváření jeho povrchu. Naproti tomu nevíme, jak velké byly případné změny výstřednosti jeho dráhy, která je dnes téměř dokonale kruhová. Autoři však zjistili, že pokud byl Charon dříve o něco blíže k Plutu než dnes, a jeho dráhová výstřednost dosáhla hodnoty e = 0,1, mělo by se to na Charonu projevit podpovrchovým vodním oceánem a trhlinami zejména ve východozápadním směru. Tyto trhliny a zlomy by pak poskytly vodítko k odhadu tloušťky a viskozity podpovrchové ledové slupky.

Podobnému tématu se věnovali také M. Neveu aj., když studovali možné mechanismy kryovulkanismu na tělesech pásu EK na základě zkušeností s podpovrchovými oceány na Enceladu, Europě, a patrně i na Tritonu. Autoři nejprve studovali podmínky, v nichž se podpovrchové oceány nacházejí, a dále jak vznikají vertikální trhliny, které vedou k povrchu a jimiž pak může nahoru proudit tekutina. Jak vyplynulo z modelování, hlavním tahounem tekutin k povrchu je plynný CO, zatímco CO₂ hraje jen vedlejší roli. Naproti tomu mnohem výbušnější kryovulkanismus je řízen spíše plynným molekulovým dusíkem nebo methanem. Ochlazené kapaliny mohou namrzat na stěnách trhlin a tyto zátky pak explozivní vulkanismus prorazí.

A. Barrova a G. Collins vyšli z celkem všeobecně přijímané domněnky, že Charon vznikl buď přímo při setkání s Plutem, anebo po nárazu Pracharonu na Pluta v dávné minulosti Sluneční soustavy. Z tohoto předpokladu pak došli k závěru, že mezi Plutem a Charonem muselo docházet k přenosu momentu hybnosti z rotace Pluta na rozměry dráhy Charonu. Navíc propočítali tři varianty vývoje, tj. Pluto složený buď z nediferencované směsi hornin a ledu, nebo z jednoduché diferenciace: vespod hornina a nahoře led, či dokonce z trojité diferenciace: vespod hornina, uprostřed oceán a nahoře led. Po srovnání váhy jednotlivých předpovědí došli k závěru, že Pluto musí mít podpovrchový oceán, který pak ovlivňuje tektoniku a geologické změny na jeho povrchu.

Vlastní průlet kosmické sondy New Horizons (NASA) o ceně 720 mil. dolarů kolem trpasličí planety Pluto a jeho pěti družic se ovšem stal nejsledovanější astronomickou událostí roku 2015. První podrobné výsledky však NASA zveřejnila až po delší době, protože především bylo potřebí přenést veškerá data z palubního počítače pomalým tempem 1 ÷ 2 kbit/s na Zemi, přičemž přenos jednoho snímku zabral 50 min. Celkem se v počítači sondy uložilo a na Zemi přeneslo přes 50 Gbit údajů. Brzy však bylo zřejmé, že sonda pracovala přesně podle připraveného plánu a všechna data získaná sondou během pouhých 22 h těsného průletu se na Zemi dostanou v dobré kvalitě.

Sonda se nejvíce přiblížila k Plutu na vzdálenost 13,7 tis. km od jeho středu (12,5 tis. km od jeho povrchu) dne 14. 7. 2015 v 11:50 h UT rychlostí 13,8 km/s. Mohla tedy pozorovat severní polokouli Pluta. Celou operaci řídila Laboratoř aplikované fyziky na Univerzitě Johnse Hopkinse v Laurelu ve státě Maryland pod vedením hlavního řešitele projektu Alana Sterna (*1957), jenž před vyvrcholením téměř desetileté mise prohlásil, že by byl velmi překvapen, kdyby výsledky měření nebyly překvapením. Po průletu pak dodal, že je překvapen ještě více, než očekával, že bude - a měl naprostou pravdu. Význam studia Pluta bez ohledu na jeho klasifikaci (planeta do r. 2006/trpasličí planeta od té doby) významně posílil díky objevům mnoha dalších těles v pásu EK počínaje rokem 1992, kdy D. Jewitt a J. Luuová nalezli po pěti letech pátrání planetku 1992 QB1 (cubewano). Snad nikdo však nepředvídal, že v tak chladné pustině na periférii planetární soustavy se Pluto s Charonem představí jako tělesa s geologicky mladým (~100 mil. let) a aktivním povrchem; Pluto se dokonce honosí rozsáhlou a zvrstvenou atmosférou. Stern si nakonec liboval, že výsledky přicházejí tak pomalým tempem, aby je odborníci dokázali průběžně studovat, a nebyli zahlceni přemírou dat.

A. Stern a jeho tým zveřejnili první souhrnnou zprávu o základních výsledcích získaných sondou New Horizons během průletu již v polovině října 2015 v americkém vědeckém týdeníku Science 350, č. 6258, str. 292. Na palubě sondy sbíralo data sedm vědeckých aparatur, tj. vícebarevné mapovací kamery s různým úhlovým rozlišením (nejlepší lineární rozlišení na povrchu Pluta dosáhlo 400 m), spektrometry, detektory slunečního větru i vysoce energetických elektricky nabitých částic a částic prachu i rádiové přijímače. Autoři byli překvapeni pestrostí útvarů na povrchu Pluta i Charonu a růzností jejich stáří od 4,5 mld. do pouhé stovky miliónů let. Relativní převýšení hor z tvrdého vodního ledu starých nanejvýš 100 mil. let dosahuje až 3,5 km. Podobně členové rozsáhlého Sternova týmu odhalili velké rozdíly v barevnosti, albedu a mineralogickém složení částí jejich povrchů. Za načervenalé odstíny povrchu mohou zřejmě tholiny (organické látky ozařované pronikavým kosmickým zářením a bombardované nabitými částicemi). Nalezli také důkazy o povrchové kůře vodního ledu, konvektivních pohybech tekoucího ledu, žlebech dlouhých až 1 tis. km, tektonických změnách vycházejících na povrch, dunách a přenosech tuhých materiálů větrem.

Pluto je obklopen překvapivě rozsáhlou atmosférou, ale její tlak u povrchu dosahuje jen ~1 Pa. Dusíková atmosféra však sahá do výšky až 1,7 tis. km a dusík představuje 98 % objemu veškeré atmosféry. Horní mez methanové složky dosahuje 960 km, uhlovodíkové (acetylen a ethylen) 420 km, a vrstvy zákalu 150 km od povrchu trpasličí planety. Pozorovatel na povrchu Pluta by viděl nad sebou modrou oblohu kvůli Rayleighovu rozptylu slunečních paprsků na molekulách dusíku. Zatímco průměrná povrchová teplota Pluta dosahuje 38 K, teplota atmosféry s výškou nad terénem stoupá díky skleníkovému efektu methanu. Střední poloměr Pluta činí 1 187 km s chybou 0,3 %. Je tedy jen nepatrně větší než trpasličí planeta Eris (1 168 km). Zploštění Pluta nepřesahuje 1 % rovníkového průměru. Jeho hmotnost 1,3.10²² kg je nyní známa s chybou 0,5 %.

Následně sonda proletěla kolem Charonu v minimální vzdálenosti 28,8 tis. km. Také povrch Charonu prodělal ve shodě s předpovědí tektonické pochody a přetváření povrchu. Jeho střední poloměr činí 606 km (trpasličí planeta Ceres má poloměr 473 km) s chybou 0,5 %, a jeho hmotnost dosahuje 1,59.10²¹ kg. Okolí severního pólu Charonu je nečekaně tmavé a napříč jeho rovníkem se táhne kaňon hluboký až 9 km a dlouhý minimálně 1,6 tis. km, který pravděpodobně zčásti pokračuje i na opačné Charonově polokouli. Charon spolu s Plutem tvoří fakticky trpasličí dvojplanetu. Barycentrum soustavy se totiž nachází vně Pluta, ve vzdálenosti 840 km od jeho povrchu, a ve vzdálenosti 17,5 tis. km od centra Charonu. Střední hustota Pluta 1,86 násobek hustoty vody se jen mírně liší od střední hustoty Charonu (1,70x voda). Celá soustava Pluta má dohromady hmotnost ~1,5.10²² kg, což představuje pouhou 1/5 hmotnosti našeho Měsíce!

Ostatní průvodci Pluta se zobrazily jako velmi nepravidelné útvary jen přibližně charakterizované jako trojosé elipsoidy. Všichni malí průvodci byli objeveni pomocí HST; sonda již žádné další satelity o průměru >1,5 km neodhalila. Na rozdíl od Charonu, jenž obíhá v rovině rovníku Pluta prográdně, obíhají všichni další průvodci Pluta retrográdně téměř kolmo k rovině rovníku Pluta. Ještě před příletem sondy k Plutu zjistili M. Showalter a D. Hamilton, že tři drobné satelity Pluta Styx, Nix a Hydra s vysokým albedem povrchu mají oběžné dráhy v trojité rezonanci, což zaručuje, že mohou koexistovat miliardy let, aniž by se srazily mezi sebou, spadly na Pluta, či odletěly únikovou rychlostí do nenávratna.

Výjimku však představuje o řád tmavší Kerberos, který do této trvanlivé konstelace dráhově nezapadá. Něco podobného vidíme také u Jupiteru, kolem něhož obíhají v rezonanci družice Io, Europa a Ganymed. S. Kenyon si přitom povšiml, že podobné trvanlivé konstelace vykazují i dvě exoplanetární soustavy pozorované družicí Kepler (K-730 a K-2169). Jednotlivé exoplanety těchto soustav jsou obklopeny gravitačními sférami, jež znemožňují, aby do nich bez úrazu vstoupila jiná exoplaneta. U Pluta to vypadá tak, že synodické oběžné doby dvojice Styx a Hydra představují 1,5násobek synodické oběžné doby Nixe a Hydry...

Díky měřením sondy New Horizons se podstatně zlepšily základní údaje o parametrech všech satelitů Pluta. Jak známo, rotační osa Pluta směřuje pod úhlem 123° vůči své rovině své oběžné dráhy kolem Slunce, takže vlastně rotuje retrográdně. Jedině Charon obíhá v ekvatoreální rovině Pluta a oba hlavní hráči vykazují synchronní rotaci shodnou s oběžnou dobou kolem barycentra, zatímco ostatní satelity obíhají Pluto retrográdně a s vysokým sklonem vůči rovníku Pluta, jak ukazuje následující tabulka:

V závěru svého obsáhlého sdělení poukazují autoři na skutečnost, že nejspíš dosti podobně budou vypadat další trpasličí planety v pásu EK (Eris, Makemake a Haumea), díky impaktům menších objektů, ztrátám hmoty, glaciálním geologickým pochodům, kryovulkanismu a tektonickým změnám. Našli také podobnosti ve vzhledu Pluta a Charonu s útvary na povrchu Marsu a některých větších družic planet Sluneční soustavy.

Následně O. White aj. oznámili v listopadu 2015, že na snímcích Pluta odhalili na spodním okraji černobílého „srdce“ zvaného Sputnik Planitia dva kryovulkány v podobě štítových sopek Wright Mons a Picard Mons s centrálními kalderami. I když tato interpretace snímků není definitivní, jisté je, že Picard převyšuje okolní terén o 5,5 km!

Bezchybný výkon sondy New Horizons při průletu kolem Pluta se stal podnětem pro další pozorování v hlubinách Sluneční soustavy. Již před příletem k Plutu hledal HST vhodné objekty, které by mohla sonda v blízké budoucnosti navštívit po menších korekcích setrvačné dráhy. Odborníci nakonec vybrali planetku 2014 MU69 o průměru 45 km, k níž sonda doletí 1. ledna 2019 a bude ji snímkovat z minimální vzdálenosti ~20 tis. km. Je docela možné, že po cestě se ještě přiblíží k několika menším objektům. První úpravy dráhy New Horizons proběhly již v září a říjnu r. 2015, kdy měla sonda zásobu 33 kg hydrazinu pro ovládání raketových trysek. Technici odhadují, že na všechny manévry bude stačit jen 25 kg.

L. Jílková aj. se zabývali otázkou, odkud se vzaly objekty typu Sedna (= 2012 VP113) v prostoru mezi pásem EK a Oortovým oblakem. Sednity se vyznačují přísluním >30 au a délkou velké poloosy dráhy >150 au. Dosud je znám asi tucet objektů s takto podobnými dráhovými charakteristikami. Podle modelování se však zdá, že by mohlo jít o objekty, které původně patřily do gravitační sféry jiné hvězdy o hmotnosti 1,8 M_O, jež se kdysi přiblížila ke Slunci na minimální vzdálenost 340 au po dráze, jež svírala s ekliptikou ostrý úhel 17° ÷ 34° a s počáteční relativní rychlostí 4,3 km/s. Ze simulací pak vychází, že Slunce by během sblížení mohlo zachytit něco přes 900 Sednit a dalších více než 400 planetesimál by uvízlo v Oortově oblaku.

Oortův oblak obsahuje podle A. Shannona aj. asi 500 mld. kometárních jader, ale aspoň 4 % jeho hmotnosti představují kamenné planetky, jež vznikly ve vzdálenosti hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem, takže do Oortova oblaku odmigrovaly. To ovšem znamená, že v Oortově oblaku je více planetek než v tzv. hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem! Kdyby některá z těchto ledem pokrytých kamenných či kovových planetek následkem poruch zamířila zpět do lůna Sluneční soustavy, představovala by vážné nebezpečí v případě srážky se Zemí rychlostí až 70 km/s. Autoři však vzápětí spočítali, že taková srážka může nastat jen jednou za miliardu let...

E. Mamajek aj. ukázali, že před 70 tis. lety proletěl červený trpaslík WISE J0720-0846 se svým průvodcem hnědým trpaslíkem vnější část Oortova oblaku v minimální vzdálenosti 52 kau od Slunce. Průměrná interval takových těsných přiblížení hvězd ke Slunci (vzdálenost v minimu <50 kau) se odhaduje na 10 mil. let. Vyvržení planetek z Oortova oblaku však může nastat až při těsném přiblížení cizí hvězdy do vnitřní části Oortova oblaku, tj. na vzdálenost <20 kau od Slunce. Interval mezi takovými případy (11 mld. let) se však blíží hodnotě stáří vesmíru; Sluneční soustava zatím existuje pouze 4,5 mld. let.

1.2.2. Kentauři

V r. 1977 objevil C. Kowal pozoruhodný objekt 1977 UB, jenž byl po zjištění parametrů dráhy (nejstarší předobjevový snímek pochází z r. 1895!) nazván (2060) Chiron a stal se tak prototypem nové složky Sluneční soustavy. Chiron totiž nepatří ani do hlavního pásu planetek, ale ani do pásu EK. Obíhá kolem Slunce po eliptické dráze se sklonem 7° k ekliptice a délkou velké poloosy 13,6 au, výstředností 0,38 a oběžnou periodou 50 let. To znamená, že v přísluní se dostává ke Slunci o něco blíže než Saturn a naopak v odsluní téměř ke dráze Uranu. Z periodických změn jasnosti se podařilo odvodit i jeho periodu rotace 5,9 h. Když se Chiron v r. 1988 blížil do přísluní, zjasnil se o 1 mag, a v dubnu r. 1989 se kolem tělesa objevila koma, takže dostal druhé označení jako kometa 95P/Chiron. Tato „kometa“ se však nápadně odlišuje od všech ostatních známých komet svou velikostí. Chiron má totiž úctyhodný rozměr přes 200 km. Snad proto byl tento hybrid nazván Kentaurem, protože v mezidobí se v prostoru mezi Jupiterem a Neptunem podařilo objevit další obdobné objekty. Nyní J. Ortiz aj. snesli na základě pozorování několika zákrytů hvězd Chironem důkazy, že tento Kentaur se honosí ještě rovníkovým prstencem o poloměru (324 ±10) km. Proměnný náklon prstence vůči pozemnímu pozorovateli tak přispívá ke dlouhodobým změnám jasnosti Chironu.

J. Ruprechtová aj. pozorovali koncem listopadu 2011 ze dvou observatoří na Havajských ostrovech zákryt anonymní hvězdy 15 mag Chironem. Před a po zákrytu hvězdy Chironem v trvání 16 s zaznamenali souměrně dva další dvojité krátké poklesy v lineární vzdálenosti asi 300 km od Chironu. Z toho odvodili, že Chiron má dokonce dva prstence o šířkách 3 a 7 km, mezi nimiž je mezera široká 12 km. Jelikož takové prsteny byly pozorovány i u dalších Kentaurů, ale u jiných určitě nejsou, prohlubuje to záhadu, odkud se zřejmě opakovaně Kentauři berou. Lze totiž ukázat, že jejich dráhy nejsou příliš stabilní kvůli občasným silným poruchám od obřích planet, takže mohou ve zmíněném prostoru přežívat jen několik miliónů let. Podobně rozplizlé je i kritérium příslušnosti ke Kentaurům. Současný počet objevených Kentaurů už přesáhl 400, ale odborníci odhadují, že je jich ve skutečnosti o dva řády více.

Příkladem aktivního Kentaura je podle měření J. C. Shi a Y. H. Ma kometa 166P/2001 T4 (NEAT). Kometa prošla koncem května přísluním ve vzdálenosti 8,6 au a v odsluní se vzdálí na 19 au. Obíhá ve sklonu 15° vůči ekliptice a v periodě 51 let. V březnu 2009 ji autoři pozorovali ve vzdálenosti téměř 12 au od Slunce pomocí 10m Keckova teleskopu na Mauna Kea a stále ještě jevila kometární aktivitu. Odtud mohli stanovit horní mez průměru jádra na 29 km a tempo produkce prachu 250 kg/s.

A. Pál aj. určovali fyzikální parametry extrémního Kentaura 2013 AZ60 pomocí fotometrie a infračervených měření družicí Herschel. Objekt má rotační periodu 9,4 h a z dalších fyzikálních měření vyplývá i jeho lineární průměr 62 km a velmi tmavý povrch s albedem jen 3 %. Jde o rekordně nízkou odrazivost mezi všemi Kentaury. Nevykazuje však žádnou kometární aktivitu. Jeho oběžná dráha je ovšem neuvěřitelná: v přísluní se nachází jen 7,9 au od Slunce, ale zato v odsluní se vzdálí na 1 450 au, tj. do vnitřní části Oortova oblaku komet, po dráze se sklonem 17°. Celý oblet kolem Slunce zabere tomuto extra-Kentaurovi téměř 20 tisíc let! Jde zřejmě o panenskou kometu, která se vydala do nitra Sluneční soustavy poprvé a její dráhová budoucnost není nikterak růžová. Podle výpočtu autorů opustí extra-Kentaur s 50 % pravděpodobností Sluneční soustavu během příštích 700 tis. let.

1.2.3. Obecné studie o planetkách

V prosinci 2009 vypustila NASA na polární dráhu družici WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) s primárním zrcadlem o průměru 0,4 m, která vykonala během 10 měsíců přehlídku celé oblohy ve čtyřech infračervených pásmech (3,4 ÷ 22 μm). Byla chlazená tuhým vodíkem, který se během té doby odpařil. Poté NASA misi prodloužila o 4 měsíce v projektu NEOWISE, neboť se ukázalo, že družice dokázala v chladném režimu objevit tisíce nových planetek, zejména těch, které křižují dráhu Země. V „teplém“ režimu (74 K) pracovala v pásmech 3,4 a 4,6 μm a hledala úspěšně další křížiče (NEO = Near Earth Objects). Počátkem února 2011 však byla zazimována. Obrazně řečeno ji v únoru 2013 probudil superbolid a meteorit Čeljabinsk, takže NASA družici znovu aktivovala v srpnu 2013, aby mohla s ročním rozpočtem 5 mil. dolarů pokračovat v hledání křížičů po dobu tří let.

C. Nugent aj. nyní shrnuli výsledky činnosti družice v prvním roce projektu NEOWISE, tj. od prosince 2013 do prosince 2014. Družice za tu dobu poskytla údaje o rozměrech a albedu 7 958 planetek, z toho je 7 755 planetek hlavního pásu, případně křížičů Marsu, a dále o 201 NEO. Průměry planetek mají střední chybu do 20 %. Albeda lze určovat s chybou do 40 %.

F. Spoto aj. využili rychle rostoucího počtu očíslovaných planetek k přesnějšímu určení stáří jejich rodin vzniklých kolizemi velkých planetek. Na základě rozboru drah 384 tisíc planetek se jim podařilo identifikovat celkem 45 rodin, z nichž každá má aspoň 250 dobře definovaných členů. Pro 37 z nich se jim podařilo zpřesnit, kdy vznikly. V několika málo případech šlo však o postupnou kaskádu rozpadů, což se nepodařilo přesně datovat. Nejstarší rodinu má planetka (375) Ursula (3,5 mld. let), kdežto nejmladší je rodina (1547) Nele (<5 mil. let). Největší rozptyl stáří vykazují jednorázové rodiny (34 ÷ 1 035 mil. let); následují sériově rozpadající se rodiny (29 ÷ 958 mil. let), rodin s vysokým pokrytím impaktními krátery (35 ÷ 659 mil. let), a nakonec mladé rodiny (5 ÷ 37 mil. let).

T. Henych a P. Pravec studovali kumulativní změny tvaru planetek s původními rozměry od stovek metrů do 18 km, které jsou výsledkem opakovaných nárazů drobných interplanetárních projektilů. Jako terč nárazů zvolili planetky ve tvaru trojosých elipsoidů. Tyto elipsoidy pak v počítači ostřelovali z náhodných směrů a zjistili, že dlouhodobé bombardování vede k zeštíhlení tvaru podél hlavní osy elipsoidu. Rychlost tohoto procesu je však tak pomalá, že většinou dojde dříve ke katastrofické srážce s jinou srovnatelně velkou a hmotnou planetkou, takže drobná tělesa nestihnou tvar planetky do té doby významněji ovlivnit.

Také L. Denneau a jeho tým se snažili na základě prvních výsledků z přehlídky Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System; průměr zrcadla 1,8 m; mezní hvězdná velikost 24 mag) na sopce Haleakala (Maui, Havajské ostrovy) odvodit četnost katastrofických srážek malých planetek v hlavním pásu, při nichž dochází k rozpadu malé planetky na mnoho úlomků. Systém je nejcitlivější na srážky 100m planetek s menšími projektily. (Nejjasnější planetky hlavního pásu o průměru 100 m mohou mít absolutní hvězdnou velikost 18,5 mag. Absolutní hvězdná velikost se u planetek definuje jako jejich vizuální jasnost pro vzdálenost 1 au od Slunce a 1 au od pozorovatele při plném osvětlení celé polokoule planetky). Autoři měli k dispozici data za 453 dnů souvislé činnosti teleskopu (průměr jasných nocí na sopce dosahuje více než 350 dnů za rok!). Pokud by systém pozoroval dočasné zjasnění planetky, a pak významný pokles, měl by to být důkaz, že došlo ke katastrofické srážce.

K překvapení autorů však k takovým srážkám nedochází tak často, jak očekávali. Na vině je konkurenční nekolizní mechanismus rozpadu těchto planetek, které většinou představují hromady sutě, které se vlivem slunečního záření roztáčejí na rychlosti, při nichž se samy rozpadnou odstředivou silou. Takové úkazy byly už vícekrát pozorovány a autoři odhadují, že aparatura PanSTARRS může objevit ročně až 10 takových případů provázených zjasněním nad 18,5 absolutní hvězdnou velikost. Rotační rozpady se zřejmě až dosud maskovaly jako srážky s menšími projektily, ale tuto kamufláž astronomové prokoukli. Ke katastrofickým rozpadům velmi malých planetek dochází tedy jen velmi vzácně.

C. K. Chang aj. určovali rotační periody planetek pomocí dat ze střední  přehlídky Palomar Transit Factory (iPTF), jež proběhla ve dnech 6. – 9. 1. a 20. – 23. 2. 2014 a pokryla na obloze plochu 174 čtv. stupňů. Autoři spolehlivě změřili rotační periody pro 1,75 tis. planetek. Tak se jim podařilo prokázat, že malé planetky tvořené hromadami sutě nemohou mít kratší rotační periodu než 2 h – při vyšší rychlosti rotace se planetky o průměrech >150 m odstředivou silou rozpadají. V databázi je ostatně patrné, jak s rotační dobou kratší než 4,8 h souběžně klesá i četnost rychle rotujících planetek v daném souboru. Planetky s rotační periodou <2 h jsou vzácné. Nejkratší periodu 0,5 h objevili P. Pravec aj. v r. 2002 u planetky 2001 OE84. Zmínění autoři nalezli během přehlídky další rychle rotující planetku (335433) 2005 UW163 s rotační periodou 1,3 h. Autoři také potvrdili, že planetky třídy C jsou proti odstředivé síle rotace odolnější než planetky třídy S, což souhlasí se skutečností, že střední hustota planetek C je nižší než u planetek S.

V roce 1983 se ve švédské Uppsale konala první mezinárodní konference o planetkách, kometách a meteorech. Tak byla založena tradice, která pokračuje ve dvou- až čtyřletých intervalech na různých kontinentech až do současnosti. Na přelomu června a července 2014 se ve Finsku uskutečnila již 12. mezinárodní konference, která soustředila na pět dní do Helsinek přední světové odborníky pracujících ve zmíněných oborech. O planetkách a trpasličích planetách se hovořilo na plenárkách věnovaných kosmickým projektům Dawn, Gaia, New Horizons a Hayabusa 1 a 2. K mezioborovým tématům se pak vyjádřila řada autorů (J. Fernandéz a A. Sosa; R. Rudawska a J. Vaubaillon; M. Hajduková a D. Tomko). Diskutovali otázky spojené s výskytem komet Jupiterovy rodiny a planetek hlavního pásu, kde se někdy těžko klasifikuje, co je ještě planetka, a co už kometa, protože kometární aktivita se vyskytuje převážně v přísluní a jinak se těleso chová jako planetka. Na druhé straně existují planetky, které kolem sebe víří prach, anebo mají prachové vlečky. Životnost těchto nejednoznačně zařazovaných objektů na stabilní dráze bývá omezena, což ovšem nejvíce postihuje právě Kentaury. Planetka (3200) Phaethon je – jak známo - mateřským tělesem jednoho z nejbohatších stabilních meteorických rojů na pozemské obloze – prosincových Geminid. T. Galushina aj. zjistili, že na budoucí dráhu Phaethonu má zanedbatelný vliv jak Jarkovského efekt, tak ztráta hmoty v přísluní. Díky meteoroidům, jež mají rovněž rozličný původ, přibývá denně na Zemi přes 100 t většinou rozprášené interplanetární hmoty.

A. Cellino aj., K. Muinonen aj. a X. Wang aj. referovali o nových inverzních metodách analýzy světelných křivek planetek, jež mohou lépe postihnout rotaci, tvar a směr rotační osy sledovaných planetek. Tyto metody jsou velmi důležité zejména pro zpracování velmi přesných světelných křivek planetek, které dodává astrometrická družice Gaia. K. Muinonen aj. zavedli do inverzních metod Markovovy řetězce, jež mohou pomoci při řešení komplikovaných světelných křivek s řadou neznámých parametrů. Odlišný přístup k inverzním metodám představil O. Wilkman aj. i další autoři, když sestrojil numerický model zahrnující rozptyl světla zejména na regolitu tmavých planetek. Předností modelu je také zrychlení celého výpočtu. A. Marciniak aj. ukázali, že u pomalu rotujících planetek dochází k omylům v určení jejich rotační periody, která je ve skutečnosti delší, než jak se to ze světelné křivky spočítá. G. Fedorets a M. Granvik tak opravili délku periody jedné z planetek rodiny Hungaria. Autoři soudí, že i další členové této rodiny mají rotační periody delší, než se dosud uvádí. F. Vilas aj. porovnávali optická spektra (pásmo 360 ÷ 440 nm) pro planetky tříd Q a O se spektry týchž objektů ve vizuální a blízké infračervené části spektra. V optickém spektru lze totiž odhalit kosmické zvětrání regolitů planetek, které se ve vizuálním a infračerveném spektru nepozná.

Podle A. Virkkiho a K. Muinonena lze rozlišovat povrchy křížičů Země a planetek hlavního pásu také planetárními radary. Radary dokáží určit rádiové albedo povrchu a dokonce i kruhovou polarizaci odraženého signálu pro planetky, jejichž rozměry jsou větší než délka vlny radaru. V těchto případech dostaneme tak informaci i o stavu podpovrchových vrstev planetky. V. Jemeljaněnko studoval pravděpodobný orbitální vývoj dráhy meteoritu Čeljabinsk v posledním milionu let před srážkou se Zemí. Pokud je na této dráze více těles, mají 75 % pravděpodobnost, že v dohledné budoucnosti spadnou do Slunce. Na druhé straně asi čtvrtina z nich se může přiblížit k Zemi ze slunečního směru, podobně jako to dokázal meteorit Čeljabinsk v r. 2013. D. Sears shrnul výsledky výzkumu dvanácti planetek, jež až dosud byly zkoumány zblízka, popřípadě in situ, osmi kosmickými sondami. I když zkoumané planetky jsou potlučené krátery a mají na povrchu regolit, představují přesto velmi různorodou populaci. Některé se nacházejí na stabilních drahách v hlavním pásu planetek, ale jiné jsou dokonce potenciálně nebezpečnými křížiči. Jedna ze zkoumaných planetek (243) Ida má dokonce vlastní měsíc Dactyl. Na povrchu planetek a trpasličí planety (1) Ceres nalézáme basaltické horniny, ale také různé typy chondritů. Podrobné studie jejich povrchových útvarů, rozházených balvanů, a jiných terénních útvarů nám může pomoci získat nové poznatky o jejich geologické a astronomické historii a odtud pak odvodit důležité závěry zejména o tom, jak celá Sluneční soustava vznikla.

1.2.4. Planetky hlavního pásu

E. Lakdawallaová popsala v dubnovém Sky&Telescope přílet sondy Dawn (6. 3. 2015) k trpasličí planetě Ceres. Startovala v září 2007, na cestě ji urychlil gravitační prak Marsu v únoru 2009 a k planetce Vesta dorazila 16. 7. 2011. Po ročním průzkumu od ní odletěla 5. listopadu 2012. Je to poprvé, kdy se nějaké sondě podařilo obíhat kolem dvou různých těles Sluneční soustavy. Sonda má 20m sluneční panely, ale v těchto vzdálenostech dávají jen 13 % příkonu, co u Země. Další dvě takto vybavené sondy jsou ještě Rosetta a Juno. Elektřina pohání iontový motor, který spotřebovává jen 3,25 mg xenonu za sekundu! Tah je pouhých 91 mN, což odpovídá tlaku papíru na dlani ruky. Ovšem díky neustálému působení dokázal změnit rychlost sondy za celou dobu o rekordních 10,7 km/s. Předtím používala iontový pohon např. sonda Hayabusa (2005 k asteroidu Itokawa), nebo SMART-1 u Měsíce (2003 až 2006). Cestou k Cereře postupně odešla dvě ze čtyř reakčních kol, ale po úpravě plánu mise normálně pokračuje. Zatímco Vesta má zřejmě železné jádro a křemíkaté horniny v obalu, hustota Cerery (viz tabulka) je poměrně nízká, takže je zde zastoupen ve větším množství vodní led. McCord a Sotin uvádějí, že Ceres má kamenné jádro a ledový obal (směs ledu a hornin, 17 až 27 % hmoty). Infračervený dalekohled Herschel pozoroval občasný výskyt vodní páry nad částmi povrchu. Dawn pozorovala světlé skvrny na povrchu, snad ledové vulkány.

M. Küppers aj. prezentovali v Nature, že opar byl pozorován na dně kráteru Occator (průměr 92 km, největší světlé skvrny), jejich původ je nejspíš ledový nebo jde o soli, jak uvádí i C. Russel. A. Rivkin dále uvádí, že trvanlivost ledu na povrchu by byla krátká, a proto musí být neustále obnovován. Voda z podpovrchových vrstev uniká trhlinami (catanae). Na povrchu jsou důkazy sesuvů a proudů, navíc na jednom místě je 5 km vysoká hora pyramidálního tvaru s plochým vrcholem, která by mohla být též projevem ledového vulkanismu. V prosincovém čísle týdeníku Nature pak M. De Santis a jeho tým uvádí, že meteority, které mají nejblíže k materiálu na Cereře, jsou uhlíkaté chondrity bohaté na těkavé látky. Světlé skvrny na povrchu jsou pak tvořeny amoniakovými fylosilikáty (možná původem z vnějších oblastí Sluneční soustavy) nebo hořečnatými solemi. Výskyt silikátů z vnějšku Sluneční soustavy předpokládá jejich přenos pomocí migrujících těles.

E. Hand uvádí v časopisu Science, že Dawn nám umožní se podívat po stopách podpovrchového oceánu na Cereře. Tato trpasličí planeta je dost velká na to, aby v minulosti došlo k rozdělení vnitřku na vrstvy, z nichž jednou by byl tekutý vodní oceán. Dnes je pod povrchem zřejmě plášť ze směsi ledu a hornin, ale nelze vyloučit ani to, že tekutý oceán zde přetrval dodnes. Na povrchu Cerery je překvapivě málo velkých kráterů, což podporuje myšlenku, že těleso bylo, nebo stále je, geologicky aktivní.

G. J. Consolmagno aj. uvádí, že Vesta není nedotčenou protoplanetou z počátků Sluneční soustavy. Vyplývá to z dosavadních výsledků měření sondy Dawn, složení meteoritů z Vesty a absence materiálu z pláště na povrchu Vesty. Během své existence prodělala přeměnu, pravděpodobně vlivem srážek, která vedla ke změně jejího vnitřního složení a struktury. T. McCord a J. Scullyová popisují složení povrchových vrstev Vesty, které jsou převážně tvořeny výlevnými procesy. Překvapivě málo se vyskytují horniny, které by byly na povrch dopraveny z pláště planetky. Části povrchu obsahují minerály donesené na povrch při pomalých srážkách s jinými tělesy. Místy se setkáváme s izolovanými bloky materiálu jiného složení, např. ve stěnách kráterů, které by mohly být zbytky původních stavebních bloků, z nichž Vesta vznikla.

O nalezení potenciálního satelitu planetky Vesta se astronomové pokoušejí již asi tři desetiletí. Tým L. McFaddenové potvrdil, že po detekční limit kamery Dawn, který činí 3 metry, nebyl nalezen žádný přirozený průvodce planetky Vesta.

T. R. Hunter a jeho tým uvedl výsledky pozorování planetky (3) Juno pomocí radioteleskopů ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) v poušti Atacama v Chile. Použita byla dlouhá základna, což vedlo k rozlišení útvarů o velikosti 60 km na jejím povrchu. Pozorování zahrnují 60 % ze 7,2 hod. doby jedné otočky. Během pozorování byla vidět především jižní polokoule (nasnímáno asi 25 % povrchu). Na snímcích je patrný tvar i náznak útvarů na povrchu. V listopadu 2018 bude možno dosáhnout ještě třikrát lepšího rozlišení, pokud se použije parabol ALMA v podobné konfiguraci. Z výsledků pozorování je patrné, že planetka má rozměr průměr (259 ± 4) km a průměrnou teplotu na povrchu asi −70 °C. Kombinací všech pozorování (zákryty hvězd planetkou, snímky v blízkém infračerveném oboru pomocí adaptivní optiky, interferometrie v submilimetrovém oboru, křivky změn jasu) byl definován tvar planetky někde mezi nepravidelnými malými a téměř kulatými velkými planetkami. Na okrajích jsou patrné deprese, zřejmě impaktní krátery. M. Viikinkoski aj. též potvrzují výše uvedené údaje a připomínají, že až bude ALMA schopna pozorovat v plné konfiguraci, její rozlišení bude lepší, než u dalekohledů s adaptivní optikou o průměru 8 až 10 m, protože těm se vyrovná už nyní, nebo je i trochu překonává.

Zajímavou skupinou hlavního pásu planetek jsou aktivní asteroidy, nebo také komety hlavního pásu. K roku 2015 jich známe osmnáct. D. Jewitt aj. studovali pomocí HST během několika měsíců výtrysky z objektu 311P/PanSTARRS. Objekt o velikosti klem 200 metrů uvolnil během devíti měsíců devět samostatných výtrysků hmoty. Velikost částic se pohybuje od 10 mikrometrů do řádově desítek milimetrů a úniková rychlost pod 1 m/s. Množství uvolněné hmoty odpovídá situaci, jakoby z celého povrchu zmizela 20 mm tlustá vrstva, nebo ještě tlustší z adekvátně menší plochy povrchu. Pozorování naznačují, že důvodem uvolňování částic nemohla být srážka s jiným tělesem nebo sublimace ledu. Vypadá to, že tento objekt ztrácí povrchový materiál díky rotační nestabilitě (nejspíš podpořené Yarkovského efektem). Nepodařilo se zjistit rychlost rotace, ale změny jasu naznačují rychlou rotaci za méně než 0,7 hodiny.

Další aktivní planetkou je těleso kometárního označení 331P/Gibbs. M. Drahus a další popisují tuto planetku s rychlou rotací, jak ztrácí materiál, což z ní činí těleso kometárního vzhledu. 331P/Gibs je řádově kilometrové těleso s rychlou rotací (otočka za 3,24 hodiny). Jiné rychle rotující planetky obvykle neprodukují prachové výtrysky ze svého povrchu, a i když byly pozorovány rozpady planetek, nikdy to nebylo z důvodu rychlé rotace. Podobné chování, s postupným a trvalým únikem hmoty, pozorujeme ještě u objektu 133P/Elst-Pizarro a planetky (62 412). Na rozdíl od nich však Gibbs prodělal náhlou explozi a výron prachu a fragmentů. Autoři se domnívají, že ať už jde o náhlé výrony, nebo o souvislou ztrátu prachu, vždy je příčinou rotační nestabilita planetek následkem efektu YORP (změny rotace způsobuje nestejnoměrné uvolňování tepla z různě zahřívaných míst povrchu).

Další těleso 313P/Gibbs projevuje oproti předchozímu svou aktivitu již dlouhou dobu, protože se ji podařilo dohledat i na archivních snímcích, jak uvedl M. T. Hui a D. Jewitt. Tato aktivita tedy bude nejspíš poháněna uvolňováním (sublimací) ledu. Přitom jsou uvolňovány částice prachu relativně velkého rozměru 25 až 600 mikrometrů. Aktivita na archivních snímcích z roku 2003 byla dokonce asi dvakrát vyšší než v době objevu v roce 2014.

A. Heinze a S. Metchev prezentovali v časopise Astronomical Journal velmi zajímavé výsledky pozorování planetek pomocí dalekohledu o průměru pouze 0,9 metru. Jednak ukázali, že vhodným postupem jsou schopni detekovat stejně slabé planetky, jako 4m dalekohled a jednak, že jim k výpočtu vzdálenosti, a tím i k odhadu velikosti planetky, stačí pozorování z pouhých dvou nocí. Standardně je potřeba planetky pozorovat 7 až 10 nocí pro určení přibližné dráhy. Astronomové však nyní na vzorku 197 pozorovaných planetek ukázali, že to dokáží ze dvou nocí s chybou pouze 1,6 %. Využívají při tom metodu úhlových změn pohybu planetky v důsledku rotace Země. Pozorování provedli pomocí 0,9m dalekohledu WIYN na Kitt Peaku. K vyhledání planetek využili metodu digitálního trackování (snímání s pohybem ve směru předpokládaného pohybu planetek). Dostali k tomu zapůjčenu skvělou CCD kameru vyvinutou pro 4m Mayallův dalekohled NOAO (též na Kitt Peaku). Tato kamera má na 0,9m dalekohledu zorné pole 1×1°, excelentní zisk a nízký šum. Metodou digitálního trackingu v pouhých dvou nocích detekovali v zorném poli kamery velké množství planetek (celkem 215), z nichž nejslabší měla 23,4 mag (s využitím 4m dalekohledu na Kitt Peaku se v roce 2009 dostali standardní metodou na stejnou hvězdnou velikost v červeném oboru). Nakonec u 197 planetek se podařilo změřit jejich polohu v obou po sobě jdoucích nocích. Ze změřených vzdáleností planetek mohli určit absolutní magnitudu a tím i přibližnou velikost těles. Nejslabší objekty měly velikost mezi 130 a 300 metry. Samozřejmě s využitím většího 4m dalekohledu bude možné jít ještě dál a hledat i planetky řádově sto metrů velké. O tom, kolik takových planetek o rozměrech 100 až 2000 metrů v pásu planetek je, panují jen přibližné představy. Budoucí pozorování tak mohou lépe odhalit, jak vypadá populace asteroidů v pásu planetek a jejich kolizní minulost.

Řada planetek hlavního pásu není sama, ale buď je doprovází satelit, anebo jde o binární systémy. Řada takových studií proběhla i v tomto roce. B. Carry aj. využili optická, infračervená a interferometrická pozorování k tomu, aby proměřili binární planetku (939) Isberga. Mimo jiné určili, že obě složky se obíhají s periodou 26,6 hodiny a hlavní těleso má velikost asi 12,4 km a družice asi 3,6 km. Vzájemná vzdálenost je 33 km. Měření spektra určilo, že jde o planetku typu S, ale podle hustoty je zřejmě trochu poréznější, než je typické pro meteority z takových planetek (chondrity typu S).

Na pozorování fotometrické křivky planetky (4541) Mizuno se podíleli i astronomové z Ondřejova. Určili, že tento binární systém má oběžnou dobu 29,68 hodiny. Primární složka se otáčí jednou za 2,8 h a ze světelné křivky plyne, že má téměř kulový tvar. Druhá složka, jak je patrné ze vzájemných zákrytů, je asi čtvrtinová. Podobný systém vykazuje binární planetka (4514) Vilen. Její složky se obíhají s periodou 16,85 hodiny, hlavní složka je opět téměř sférická s rotační periodou 2,9 h. Menší složka je k ní v poměru 0,26. Petr Pravec aj. proměřili také planetku (46 829), jejíž složky se obíhají za 16,8 hodiny a menší složka je k větší v poměru 0,4. Z dalších objevených binárních planetek uveďme pozorování tělesa (5425) Vojtěch. Z měření R. Stephense aj. vyplývá, že její složky se obíhají za 25,43 hodiny, hlavní složka se otáčí za 2,65 h a má trochu protáhlý tvar. Druhá složka má asi pětinový rozměr vůči hlavní. Binární povaha byla ještě objevena a proměřena u planetek (8474) Rettig, (4272) Entsuji, (3433) Fehrenbach a (2343) Siding Spring.

1.2.5. Křížiči (NEO)

Planetka 2004 BL86, která minula Zemi 26. ledna 2015, byla zkoumána opticky J. Pollockem a P. Pravcem a J. Bennerem aj. radarem v Goldstonu. Planetka proletěla 1,2 mil. km od Země, má průměr 325 m a byl u ní nalezen průvodce 50–100 m velký. Satelity byly radarem objeveny už u 44 křížičů zemské dráhy a dva mají dokonce dva průvodce.

V. Reddy aj. popsali podrobně potenciálně nebezpečnou planetku 2004 BL86. Uvádí, že podrobný výzkum těchto těles je důležitý pro posouzení toho, jaký účinek by případná srážka se Zemí měla. Spektrální charakteristika naznačuje podobnost s meteority ze skupiny planetky Vesta (lávové proudy vnitřně diferencovaného tělesa).

Snímky planetky (4179) Toutatis, které pořídila při průletu v roce 2012 sonda Chang’e 2, prostudoval tým Y. Bua. Nově vytvořený model planetky si můžeme představit jako tříosý elipsoid s rozměry 4354 × 1835 × 2216 m.

I. Wlodarczyk se zaměřil na potenciálně nebezpečnou planetku (410777) 2009 FD. Ta byla vysoko na tabulce hlídky JPL. Planetka typu Apollo má rozměr asi 160 m, jež by se mohla v osmi případech srazit se Zemí v letech 2185 až 2198, i když pravděpodobnost srážek je ve všech případech velmi nízká.

J. Drmola a M. Mareš z oddělení bezpečnosti a strategických studií MU v Brně se zamýšlí nad bezpečnostními riziky využití blízkozemních asteroidů. Hlavní riziko už nevidí ve státním sektoru, jako spíše u soukromých firem, pokud by chtěly využít asteroidy k těžbě surovin a to v případě nějaké nehody, která by planetku navedla do atmosféry. Zrovna tak hrozí riziko, pokud bychom měli odklonit nějakou planetku z předpokládané kolizní dráhy, případně, pokud by planetku někdo k Zemi dokonce navedl úmyslně.

Japonská vesmírná agentura JAXA vyzvala veřejnost, aby navrhla jméno pro asteroid, k němuž směřuje sonda Hayabusa-2. Planetka s předběžným označením 1999 JU3 dostala číslo definitivní číslo a jméno (162 173) Ryugu. Sonda by měla k planetce dorazit v roce 2018.

L. L. Yu & J. Ji provedli analýzu povrchových vlastností planetky (101955) Bennu, cíle sondy OSIRIS-REx. Teplotní charakteristiky povrchu odpovídají tomu, že většina povrchu je kryta jemnou půdou se zrny o rozměru od 1 do 31 mm a jde tak o vhodný cíl mise, která má z planetky odebrat vzorky a přivézt je zpět na Zemi.

1.2.6. Komety

6. srpna 2014 dorazila evropská sonda Rosetta ke kometě 67P/Čurjumov-Gerasimenková a vstoupila na její oběžnou dráhu. Jak shrnuje K. Mandtová aj., do té doby měli vědci jen omezenou možnost studovat komety zblízka, protože šlo pouze o jednorázové průlety (v případě komety Tempel 1 ovšem pomocí dvou různých sond). V září 1985 proletěla sonda International Cometary Explorer (ICE) 7 800 km od jádra komety 21P/Giacobini-Zinner. Táž sonda pak zkoumala ohon Halleyovy komety ze vzdálenosti mnoha miliónů kilometrů o rok později. To už ovšem probíhala rozsáhlá kampaň, během níž zkoumalo kometu 1P/Halley hned několik sond. Byly to japonské Suisei a Sakigake a sovětské Vega 1 a 2. Nejblíže pak proletěla sonda Giotto (600 km), první sonda Evropské vesmírné agentury. Ta později proletěla ještě kolem komety 26P/Grigg-Skjellerup v červenci 1992, pouze 200 km od jádra, ale to už nemohla snímkovat. Další mise Deep Space 1, sloužící hlavně k testování nových technologií, proletěla 2 000 km od jádra komety 19P/Borelly v září 2001. Další mise, Stardust, dostala za úkol posbírat vzorky meziplanetárního prachu i prachu z komety 81P/Wild 2, kolem které proletěla v lednu 2004, a pak se vrátila se vzorky zpět na Zemi. Ke kometě 9P/Tempel 1 doletěla v červenci 2005 sonda Deep Impact, která zde pomocí měděného projektilu provedla menší explozi a vědci mohli studovat uvolněný materiál. Tuto kometu pak v únoru 2011 fotografovala i sonda Stardust. Mezitím Deep Impact, přejmenována na misi EPOXI, minula v listopadu 2010 jádro komety 103P/Hartley 2. Přestože se vědci dozvěděli o kometách hodně nového, mise Rosetty a jejího přistávacího modulu Philae slibovala úplně nový pohled na komety, které, jak věříme, jsou schránkami s uloženými informacemi o tom, jak vznikala Sluneční soustava. Kometě 67P se více věnujeme níže v samostatné kapitole.

Čím více snímků kometárních jader z kosmických sond máme k dispozici, tím více je zvláštní, jak velké zastoupení mezi nimi mají jádra dvojitá, jakoby šlo o slepenec dvou samostatných jader. Kromě toho je často patrná vrstevnatá struktura. M. Jutzi a E. Asphaug provedli simulaci, zda to nemůže být důsledkem srážek už při vzniku kometárních jader. Nechali běžet na stovku trojrozměrných modelů srážejících se těles o různé dráze a hmotnosti. Ze simulací vyplývá, že současný vzhled kometárních jader může mít původ ve srážkách při jejich vzniku.

19. října 2014 nastal velmi zajímavý okamžik, když úplně nová kometa z Oortova oblaku, C/2013 A1 (Siding Spring), jen velmi těsně minula planetu Mars. Fascinující náhodou byla kometa v době maximálního přiblížení jen 137 tisíc km od planety. Kometu objevil Robert McNaught z Austrálie a již v době objevu 7,2 au od Slunce jevila komu a chvost. Vzhledem k přítomnosti několika sond na oběžné dráze i dvou vozítek na povrchu se nelze divit, že se pokusily zapojit do pozorování průletu komety. Ačkoli 5,5 dne po průletu kolem Marsu prošla kometa přísluním, její aktivita nebyla nakonec tak vysoká. Jádro mělo oproti předpokladu velikost jen asi 350 m a očekávané účinky na atmosféru Marsu a podobně byly malé. Pro nové komety z Oortova oblaku je typické, že bývají hodně aktivní už daleko od Slunce. C. Kiss aj. uvádí z měření Herschelovým vesmírným dalekohledem, že kometa musela začít s aktivitou už ve vzdálenosti 8 au od Slunce (téměř tak daleko, jako Saturn). Koma měla už tehdy velikost 50 000 km. Později komety přechází z aktivity poháněné uvolňováním ledů oxidu uhelnatého a uhličitého na aktivitu díky uvolňování vodního ledu. Podle týmu D. Bodewitse, který využil UV dalekohled na palubě družice Swift, začala kometa uvolňovat vodní led skokově ve vzdálenosti mezi 2,46 a 2,06 au. Zjevně šlo o sublimaci ledových částic v komě uvolněných pomocí uvolňovaného oxidu uhličitého z jádra komety. Později, jak se kometa dostala do přísluní, produkce CO₂ klesla a naopak H₂O vzrostla.

J. M. Bauer a jeho tým publikovali zajímavé výsledky mise Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) a navazující mise NEOWISE. Tato infračervená družicová observatoř byla vypuštěna v prosinci 2009, aby prozkoumala celou oblohu v infračerveném oboru. To se jí podařilo ve čtyřech vlnových délkách od 3,4 do 22 mikrometrů. Vědci dále navrhli, aby byla data použita i na vyhledávání pohybujících se objektů, jako jsou komety a planetky. Ačkoli pozorování trvala jen něco přes rok, než postupně došlo chladivo pro citlivé přístroje, podařilo se detekovat na 158 tisíc malých těles, z toho 34 000 nově objevených. V tomto balíku dat bylo též 616 blízkozemních planetek. Družice byla v únoru 2011 uvedena do hibernace, ale úspěch NEOWISE vedl k rozhodnutí ji reaktivovat od prosince 2013 a využít výhradně k průzkumu malých těles Sluneční soustavy. Už během první části mise se družice stala po SOHO (objevující především komety v blízkosti Slunce) druhou nejúspěšnější observatoří v počtu objevených komet. Objevila jich 18 a navíc detekovala kometární aktivitu u dalších tří planetek. Po reaktivaci objevila další čtyři komety. Celkem v rámci první i druhé mise pozorovala 226 komet. Z toho jich 86 má oběžnou dobu větší než 200 let, patří tedy mezi dlouhoperiodické. Průměr jejich jader je odhadován na 0,4 až 25 km a teplota na povrchu byla v rozsahu od −137 do −16 °C. Z měření vyplynulo, že jádra dlouhoperiodických komet jsou v průměru větší, než krátkoperiodických. V produkci prachu se obě skupiny komet významně nelišily, ovšem dlouhoperiodické často produkují více molekul oxidu uhelnatého a uhličitého i ve velkých vzdálenostech od Slunce (nad 4 au). Z vývojového hlediska je to logické, protože dlouhoperiodické si ponechávají více původního ledu CO, zatímco množství ledu CO₂ je u obou typů komet podobné.

P. Gronkowski a M. Wesolowski přišli s modelem náhlých zjasnění komet, tzv. outburstů. O vysvětlení těchto jevů se vědci pokoušejí již sto let (1920, Hughes). Známým příkladem komety opakovaně zjasňující je 29P/Schwassmann-Wachmann 1. Podle teorie zmíněných astronomů se několik metrů pod povrchem těchto komet nachází dutiny, kde je uvězněn plyn pod tlakem a jakmile je z různých důvodů vrstva hornin nad nimi odnesena, dojde k explozivnímu uvolnění ukrytého plynu, který strhne i velké množství prachu, a my pozorujeme zjasnění komety. Modelovaná uvolnění hmoty z kometárních jader dobře odpovídají pozorované amplitudě zjasnění.

W. Boonplod nalezl na snímcích korónografu LASCO C3 kometu C/2015 D1 (SOHO), která byla zpočátku velmi slabá, ale poté rapidně zjasnila. M. Knight z Lowellovy observatoře analyzoval její vývoj v korónografech. 17. února vypadala jako slabá hvězdička na hranici detekce v LASCO C3 s jasností asi 9,5 až 10 mag. Již na konci dne 19. února dosáhla maxima jasu 1,3 mag a vypadala už jako kometa s ohonem. Rychlý nárůst jasu naznačoval její rozpad. G. V. Williams spočítal její předběžnou dráhu, na jejímž základě se podařilo později nalézt oblak hmoty, který z komety zbyl. Vyfotografovali jej čeští astronomové M. Mašek, J. Juryšek a J. Černý ve spolupráci se španělskými kolegy pomocí 150mm dalekohledu BOOTES-1 ve španělské Andalúsii. Oblak na snímku měl rozměry 31‘ × 5‘ a celkový jas byl odhadnut na 8 mag. Z. Sekanina z JPL na základě fotografie vypočítal, že zhruba jednu hodinu po nejbližším průletu kolem Slunce se uvolnil oblak velkých prachových zrn, který vytvořil tento oblak, ohon komety bez hlavy. Typická velkost zrn byla 0,5 mm. Maximální rychlost, jakou byla zrna uvolněna, činila 65 m/s, což je založeno na předpokladu, že k jejich uvolnění došlo v krátkém okamžiku.

H. Brewington se v časopisu Sky&Telescope zamýšlí nad soumrakem vizuálních objevů komet. Těm stále více ztěžují snahu různé automatické přehlídky oblohy. Začalo to už v 90. letech 20. století, kdy první kometu objevil automaticky Spacewatch. Následovaly přehlídky LONEOS, NEAT, SOHO, LINEAR, Catalina, WISE a NEOWISE a nyní PanSTARRS. Přesto se stále dařilo vizuálně komety nalézt, především v těch částech oblohy, kam se zrovna přehlídky oblohy kvůli počasí nebo světlosti oblohy nedostanou. Poslední vizuální objev však spadá do roku 2010, kdy Kaoru Ikeya a Shigeki Murakami objevili kometu (P/2010 V1, nyní 332P). Podle Murakamiho ještě definitivně šance vizuálních objevitelů nezmizela; několik komet jim těsně uniklo, ačkoli je měli v dosahu, ale s dalším rozšířením přehlídek oblohy to budou mít ještě složitější. Příkladem je chystaný projekt Large Synoptic Survey Telescope (LSST), který bude mít zrcadlo o průměru úctyhodných 8,4 metru a hlavně na něm bude nasazena obří 3200 Mpix CCD kamera. Ta bude schopna najednou snímat pole o ploše 40 úplňků!

1.2.7. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

Mise Rosetta/Philae je natolik mimořádný milník ve výzkumu komet a přinesla tolik nových informací, že jsme jí vyčlenili samostatnou podkapitolu.

Z prvních informací po příletu se zjistilo, že jádro je dvojité. Menší lalok má hlavní rozměry 2,6 × 2,3 × 1,8 km a větší 4,1 × 3,3 × 1,8 km. Doba otočky je 12,4 hodiny, hmotnost 10¹³ kg, objem 21,3 km³. Z toho plyne velmi nízká hustota (470 kg/m³), jádro je tedy velmi porézní. Odrazivost povrchu (albedo) je na úrovni 6 % a teplota povrchu v době příletu Rosetty byla průměrně −40 °C. Kometa vůbec překvapila, protože model špinavé sněhové koule zde moc neplatil, když povrch byl krytý prachem skoro bez jakýchkoli stop po ledu, ať už vodním, nebo ledu CO₂.

První pozorování komety s pomocí přístroje OSIRIS shrnuli C. Tubiana a jeho tým. Kometa byla v období března až června 2014 málo aktivní. Nejaktivnější byla oblast poblíž severního pólu jádra. Později bylo nejvíce výronů plynů pozorováno z oblasti spojovacího „krku“.

12. listopadu přišel další mezník, když na povrch komety dosedl modul Philae. Rosetta jej uvolnila v přesně spočítaném okamžiku, aby volným pádem dosedl na plánovaném místě. Ovšem přistání se nezdařilo podle plánu, nezafungovaly kotvící harpuny a Philae se odrazil pryč. Poté letěl téměř dvě hodiny prostorem, škrtnul o povrch, roztočil se a po dalších sedmi minutách dosedl definitivně na povrch. Bohužel zůstal zaklíněn v nějakém útesu a jeho poloha neumožňovala dobíjet baterie pomocí slunečních panelů. I tak fungoval na chemické baterie po dobu 57 hodin a stihl udělat základní průzkum místa přistání včetně fotografií. Pokus o navrtání hornin byl neúspěšný, byla tam velmi tvrdá hornina nebo led (teplota −153 až −163 °C). Philae se pak ještě probral 13. června 2015, když se mu začalo dostávat více slunečního záření, ale nepodařilo se získat další data a modul probudit a využít.

K. Alweggová aj. publikovali první výsledky měření přístroje ROSINA na Rosettě. Ten měří poměr deuteria k vodíku (D/H), abychom mohli porovnat vodu na Zemi s vodou na jiných tělesech Sluneční soustavy. Pozoruhodným zjištěním bylo, že poměr D/H na kometě 67P je dokonce trojnásobný oproti Zemi a je dokonce vyšší, než byl zjištěný u komet z Oortova oblaku. Kometa Čurjumov-Gerasimenková, ačkoli patří do Jupiterovy rodiny komet, je tedy jiná, než bychom asi čekali. Například kometa 103P/Hartley 2 z téže rodiny komet, má zatím jako jediná stejný poměr vodíku a deuteria, jako je na Zemi. Naopak planetky mají také často „stejnou vodu“. To by mělo podporovat myšlenku, že většina vody na Zemi nepochází z komet a že komety Jupiterovy rodiny rozhodně vznikaly v různých místech Sluneční soustavy.

H. Keller aj. se zaměřili na změny rotace jádra. Protože rotační osa je hodně skloněná (52°), a v době přísluní byla osvětlena především jižní část, dochází vlivem aktivity jádra ke změnám rotace. Ta je v období kolem přísluní rychlejší a pak zase zpomalovala.

J. Vincent aj. rozebírají v Nature původ nově se objevivších propadlin a jiných jam („sinkholes“). Domnívají se, že vznikají ztenčením a poté propadnutím stropu dutin; proto mají často kulatý tvar. Obnažený materiál na stěnách pak sublimuje, takže jamky jsou zdroji větší aktivity. Již neaktivní jámy mají členité stěny a na dně suťová pole. Nejaktivnější dutina má 220 metrů šířku a 185 metrů hloubku. Aktivita dutin není explozivního charakteru, ale produkují hodně prachu, až 1 milión tun z jedné dutiny.

M. Massironi potvrdil na konferenci v Nantes, že kometa vznikla srážkou dvou jader. Oba laloky mají patrné zvrstvení, které na krku komety chybí.

A. Bieler aj. uvádí, že poprvé byl na kometě detekován molekulární kyslík. Protože zde neměl jak vzniknout druhotně (nelze z H₂O) a je velmi reaktivní, mělo by jít o původní kyslík z dob vzniku Sluneční soustavy.

S blížícím se přísluním rostla aktivita komety. Např. 27. 7. 2015 byl zaznamenán krátký intenzivní výtrysk z oblasti krku s trváním jen pár minut. Rychlost částic byla 10 m/s a došlo k výraznému nárůstu produkce CO₂ (2×), CH₄ (4×) a SO₂ (7×). 13. srpna 2015 byla kometa nejblíže ke Slunci. Produkce prachu rychlostí 1 tuna za sekundu, vodní led 300 kg/s.

Rok po přistání Philae se tým Rosetty rozhodl, že na konci mise v září 2016 ji také nechá dopadnout na jádro komety. Získají se tím přesnější data, než doposud a také nejdetailnější snímky. Bude to ale tvrdý konec mise a sonda nebude dále schopna vysílat data.

1.2.8. Meteory

J. Madieda aj. sledovali v letech 2012 a 2013 záblesky na neosvětlené straně Měsíce během činnosti meteorického roje Perseid. Vzhledem k fázi Měsíce zaznamenali v r. 2012 pouze jeden záblesk, ale o rok později 12. Jasnost záblesků byla od 6,6 do 9,3 mag. Odhadli tedy velikost meteoroidů, které záblesky způsobily, na 2 až 190 gramů.

L. Neslušan publikoval v časopise Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso rozsáhlý souhrn studií planetky Phaeton a meteorického roje Geminid. Popsal jednotlivé studie zabývající se historickými pozorováními tohoto bohatého meteorického roje. Zmiňováno je hledání zdrojového tělesa, kterým se po objevu planetky (3200) Phaeton v roce 1983 stalo těleso, jehož povaha je mezi vědci stále předmětem bádání. Jedni se z infračervených pozorování přiklánějí k tomu, že jde o planetku, která prošla aktivní fází, podobně, jako to vidíme u jiných planetek hlavního pásu. Jiní zase z pozorování spekter meteoroidů Geminid poukazují na to, že jde o tělíska spíše kometárního původu. Dále je zmiňována řada studií upozorňujících na poměrně velkou soudržnost meteoroidů, které často vnikají hlouběji do atmosféry, než jiné kometární meteoroidy. Připomínají také, že často rotují. Oboje lze vysvětlit tím, že dráhy meteoroidů sahají do blízkosti Slunce, kde na ně číhá silný tepelný stres. Důsledkem je pak zpevnění a roztočení částic. Zároveň vědci připomínají, že ze stejného důvodu dochází k rozpadu větších meteoroidů na menší a tudíž nelze v proudu Geminid očekávat větší kusy, které by mohly po svém pádu zanechat dopadnuvší meteority, ačkoli v případě několika pádů opravdu jasných Geminid to nešlo zcela vyloučit. Předložené studie ukazují, že proudy meteoroidů jsou staré od stovek po několik tisíc let a stále hodně kompaktní a měly by takto vydržet ještě minimálně několik století.

Tým P. Babadžanova se zabýval původem blízkozemní planetky 2007 CA19. Autoři soudí, že jde původně o kometu Jupiterovy rodiny, protože produkuje meteorické roje pozorované ze Země. Konkrétně jde o dva noční (severní a jižní éta Virginidy) a dva denní roje, protože dráha planetky se vyvíjela tak, že nyní protíná dráhu Země čtyřikrát.

A. Witzeová uvádí v Nature, že pozorování meteorů pomocí citlivých videokamer pomohlo objevit 86 nových meteorických rojů. V článku je zmiňován výsledek pozorování 60ti kamer sítě Cameras for Allsky Meteor Surveillance (CAMS), které zachytily od roku 2010 přes čtvrt miliónu meteorů. Z nich asi ¾ byly identifikovány jako nahodilé a čtvrtina rojových. Z toho ke stávajícím 81 meteorickým rojům přibylo již zmíněných dalších 86. Ukazuje to lépe na komplexnost výskytu prachu v okolí zemské dráhy. V tomto výzkumu se pokračuje i nadále nejen v Kalifornii, ale i v dalších částech světa, a to i amatérskými projekty.

A. Moorheadová aj. publikovali výsledky pozorování roje kappa Cygnid, které měly mimořádně silné maximum v roce 2014. Díky pozorováním meteorické sítě NASA, Kanadské a České meteorické sítě se podařilo lépe prozkoumat dráhy meteoroidů tohoto jinak málo prozkoumaného roje. Většina částic je na drahách v rezonanci s Jupiterem. Díky lépe známým dráhovým parametrům většiny meteoroidů bylo možné najít kandidáty na mateřské těleso roje. Nejnadějnějším kandidátem je nyní planetka 2001 MG1.

T. Kasuga a D. Jewitt prozkoumali fyzikální parametry planetky (196256) 2003 EH1, o níž se domníváme, že jde o mateřské těleso roje Kvadrantid. Z pozorování především vyplývá, že těleso je kometárně neaktivní a pokud by mělo být zdrojem Kvadrantid, muselo by se tak dík díky občasným náhlým uvolněním částic, nebo musí existovat ještě jiné zdrojové těleso tohoto meteorického roje.

Z pozorování komety 209P/LINEAR v roce 2014 vyplynulo, že by měla být původcem nového meteorického roje Camelopardalid. Ten pozoroval pomocí radaru z Číny tým J. Youngera. Zaznamenalii celkem 590 meteorů tohoto nového roje, určili orbitální parametry meteorického proudu a jeho šířku na 211 000 km.

M. Micheli a D. Tholen hledali v proudech meteorických rojů objekty o řádově metrové velikosti. Činili tak v době, kdy měly být vzdáleny od Země v řádu hodin až dnů od maxima meteorických rojů. Ačkoli pozorování nebyla úspěšná, mohla by být impulsem pro další podobná pozorování. Zdá se, minimálně u Taurid a Geminid, že v jejich proudu se nenachází žádná tělesa o velikostech od decimetrů po metrová.

Na 8. říjen byla předpovězena výraznější sprška meteorického roje Drakonid, která skutečně nastala a i vizuálně se dalo pozorovat několik desítek meteorů. Tým J. Vaubaillona uspořádal pozorovací misi dvou letounů startujících ze Švédské Kiruny. Na palubě bylo mnoho kamer a cílem bylo získat dvoustaniční záznamy drah meteorů. Maximum nastalo podle předpovědi a podařilo se zachytit na 250 meteorů, z nichž u 35 šlo o dvojstaniční měření spekter, dráhy, rychlosti a zpomalení v atmosféře. Výsledky byly povzbudivé a vedly k dalším podobným pozorovacím kampaním pomocí letadel.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Jak připomněl K. Batygin aj., už I. Newtona trápila otázka, zda je dynamicky stabilní Sluneční soustava dlouhodobě udržitelná. Díky jeho následovníkům J.-L. Lagrangeovi (1778). P. Laplaceovi (1772, 1775) se ukázalo, že dlouhodobě stabilní je, což se v průběhu první poloviny XIX. stol. dále potvrzovalo v pracích S. Poissona, K. Gausse, J. Adamse. U. Leverriera a mnoha dalších prvotřídních fyziků. Jenže v r. 1892 přišel H. Poincaré s důkazem, že už problém tří těles nemá analytické řešení, což okamžitě zpochybnilo přesvědčení, že dráhy těles Sluneční soustavy jsou dlouhodobě stabilní. Astrofyzika však neměla vhodné nástroje pro vybřednutí z této šlamastyky až do nástupu rychlých elektronických počítačů v 80. letech minulého století. Koncem dekády se řada autorů pokoušela numerickými metodami prokázat dlouhodobou stabilitu Sluneční soustavy, což se však dařilo jen zčásti, neboť se ukázalo, že už na časové stupnici řádu jednotek miliard let může Merkur podlehnout dráhovému chaosu s vážnými následky pro soustavu terestrických planet Sluneční soustavy. Definitivní hřebík do rakve víry o dlouhodobé stabilitě Sluneční soustavy zatloukli J. Laskar a M. Gastineau v r. 2009, když ukázali, jak dráhové rezonance Merkuru s Jupiterem destabilizují během příštích let poměry ve vnitřní části Sluneční soustavy, takže Merkur se buď zřítí na Slunce, anebo se Merkur, Venuše či Mars srazí se Zemí. Autoři se inspirovali dráhovým chaosem v pásmu planetek a odtud se snaží upřesnit, co bude fyzikální příčinou prudkého nárůstu chaosu Merkurovy dráhy. Citují přitom mimo jiné také práce českých astronomů M. Šidlichovského a D. Nesvorného.

M. Hedman aj. si položili otázku, proč se masivní prstence ledového materiálu vyskytují převážně ve vzdálenostech 8 ÷ 20 au od Slunce. Docházejí k závěru, že v těchto vzdálenostech panuje typická teplota 70 K, která se projevuje mimořádnou křehkostí drobných úlomků, jež se nakonec rozprostřou kolem Saturnu, Uranu a planetek (10199) Chariklo a (2060) Chiron. Obě planetky patří mezi Kentaury, jejichž oběžné dráhy obecně brázdí rozsáhlý prostor mezi Jupiterem a Neptunem.

G. Gloecker a L. Fisk polemizují s tvrzením, že kosmická sonda Voyager 1, která se v r. 2015

vzdálila od Slunce na ohromujících 131 au, a s níž stále technici udržují rádiové spojení, již opustila heliosféru, protože údajně proletěla heliopauzou a nalézá se tedy v interstelárním prostoru. Oba autoři se domnívají, že v magnetickém pouzdře heliosféry dochází ke stlačení slunečního větru, který se tím ohřeje, ale ve větší vzdálenosti od Slunce opět ochladí. To souhlasí s měřeními kosmické sondy IBEX pro vzdálenost, v níž se nyní Voyager 1 nachází. Rovněž směr dipólu magnetického pole se nezměnil, ačkoliv lze očekávat, že směr dipólu interstelárního pole nebude s dipólem meziplanetárního magnetického pole lícovat.

Podle H. Krügera aj. poskytla kosmická sonda Ulysses (ESA) během let 1992-2007 jedinečné údaje o interstelárních prachových proudech, které procházejí Sluneční soustavou. Interstelární prachová zrnka mají typickou hmotnost 10^-13 kg. Jejich prostorová hustota dosahuje 2.10^-24 kg m^-3, což je třetina dříve udávané hustoty. P. Strub aj. získali z téhož zdroje údaje o časové proměnnosti parametrů prachových proudů způsobených především proměnami interplanetárního magnetického pole během slunečních cyklů. Autoři tak pozorovali posuv směru příchodu prachových proudů o 50^° v r. 2005 při současném čtyřnásobném růstu jejich toku během 8 měsíců. Třetí tým vedený V. Sterkenem upozornil na čtyři důležité jevy: 1. výskyt obřích interstelárních částic v prachových proudech; 2. deficit drobných interstelárních částic; 3. změna směru v r. 2005, jež se dá vysvětlit Lorentzovou silou ve vnitřní části heliosféry; 4. těžší částice registrované od r. 2003 maji nižší hustotu, než se dosud myslelo.

B. Johnson aj. zjistili, že meteority většinou představují vedlejší produkty při vzniku planet spíše než zbytky nepoužitého stavebního materiálu Sluneční soustavy. Argumentují totiž masovým výskytem chondrulí ve velké většině meteoritů. Chondrule mívají přibližně sférický tvar a rozměry řádu 1 mm. Vznikají nejspíš při nárazech na terč rychlostmi >10 km/s. Autoři vycházeli z experimentálních dat, kdy vstřelovali materiál do terče rychlostmi >2,5 km/s. Tak dostávali milimetrové chondrule, které po impaktech chladly tempem 10 ÷ 1 000 K/h.

K. Öbergová aj. studovali protoplanetární disk kolem mladé Herbigovy hvězdy MWC 480 (Tau; 2 M_O; 140 pc) zobrazený mikrovlnnou aparaturou ALMA. Ve spektru disku objevili řadu organických molekul a vodu. Odtud usoudili, že komety ve Sluneční soustavě slouží jako dodavatelé organických látek (zvláště kyanidů) a vody do protoplanetárních disků, z nichž nakonec vznikly terestrické planety. Jak následně ukázali H. Levison aj., také obří planety Sluneční soustavy mají svůj základ v podobě „oblázků“ (pebbles) o průměrech 0,01 ÷ 1,0 m. Oblázky poměrně rychle vytvoří vinou aerodynamického brždění planetesimály o průměrech až 100 km. Následně se uplatní gravitační hroucení na objekty o rozměrech řádu 1 000 km, jež vedou k vytvoření jader obřích planet. Oblázková akrece probíhá velmi rychle, neboť dokáže vytvořit kamenné jádro planety o hmotnosti řádu 10 M_O během několika tisíciletí. Větší planetesimály vynesou ze sálu menší tělesa, takže vznikne jen málo obřích planet v souladu se skutečností, tj. 1 – 4 obří plynné planety ve vzdálenostech 5 ÷ 15 au od mateřské hvězdy.

R. Martinová a M. Livio shrnuli pokrok v poznávání mechanismů vzniku planetárních soustav srovnáním vzhledu a stáří Sluneční soustavy s typickými extrasolárními planetárními soustavami. Ze srovnání vyplývá, že počet, hmotnosti a hustota obřích planet naší soustavy jsou docela typické, až na to, že Jupiter je relativně daleko od Slunce. Výstřednosti našich planet jsou obecně mírné, ale v souladu s počtem osmi planet, které si prakticky navzájem nepřekážejí v dráhové stabilitě. Co nám však chybí, jsou Nadzemě s oběžnými dobami dnů až měsíců, a aspoň jedna planeta uvnitř dráhy Merkuru. Autoři vyjadřují opatrný optimismus, že soustav podobných naší se ve vesmíru vyskytuje poměrně dost, takže to by mohlo zvýšit vyhlídky, že někde jinde je na nějaké planetě život, a třeba i inteligentní bytosti.

R. Clutier aj. posuzovali udržitelnost domněnky, že Sluneční soustava měla zpočátku pět plynných obrů, z nichž jeden byl brzy odeslán na hyperbolickou dráhu do vesmíru. Háček domněnky spočívá ve výskytu družice Callisto u Jupiteru a Iapetus u Saturnu. Parametry obou družic i jejich samotná existence se totiž nedají sladit s dynamikou vyvržení páté obří planety. Autoři však propočítali pravděpodobnosti, že by zmíněné velké družice takové vypuzení přece jen mohly přežit. Zatímco pro Japetus jim vyšla nepatrná pravděpodobnost přežiti pouze 1 %, tak u Callisto to dopadlo přijatelně – pravděpodobnost přežití 42 %. Je tedy docela možné, že se vyhazov 5. obří planety v rané epoše Sluneční soustavy opravdu odehrál.

Dalším problémem je podle A. Izidora aj. je příliš nízká hmotnost Marsu v porovnání se Zemí. To by se dalo vysvětlit prudkým poklesem hustoty protoplanetárního disku ve vzdálenosti >1 au, ale pak by vypadal současný pás planetek dočista jinak; nebyl by zdaleka tak dynamicky vybuzený, jak pozorujeme. Autoři se proto přiklánějí k domněnce o významné migraci Jupiteru a Saturnu z míst, kde tyto hlavní planety vznikly. Scénář migrace se nazývá Grand Tack („velký obrat“) a ve shodě s ním vznikl Jupiter na sněžné čáře ve vzdálenosti 3,5 au a Saturn o něco později ve vzdálenosti ~4,3 au. Jupiter po svém vzniku začal migrovat směrem ke Slunci, ale lehčí Saturn ho rychleji pronásledoval, takže v době, kdy Jupiter dospěl do vzdálenosti 1,5 au od Slunce, se oběžné doby obou planet ocitly rezonanci 3:2, anebo spíše 2:1. Tato událost způsobila, že obě planety se vydaly opačným směrem do svých současných poloh v 5,2 au a 9,6 au, kde se zastavily. Během přibližování ke Slunci Jupiter rozházel materiál hlavního pásu planetek a sebral nebo rozptýlil část hmoty protoplanetárního disku, z něhož posléze vznikl Mars. V tom pokračoval i při zpětném pohybu po velkém obratu. Podobný scénář obdrželi nezávisle také D. Rubie aj., jímž vyšlo, že díky tomuto scénáři má Země o řád více křemíku a půl řádu více kyslíku než Mars.

Ani původ Měsíce jako průvodce Země není dosud zcela vyjasněn. Podle N. Kaiba v poslední fázi vzniku planetární soustavy se zde potulovaly stovky těles o hmotnosti Měsíce, z nichž se nakonec náhodně (stochasticky) složily čtyři terestrické planety, jež si navzájem kradly materiál pro svůj postupný růst. Poslední velký projektil, jenž narazil do Země, dostal sice jméno Theia, ale o vlastním scénáři se stále ještě vedou ostré debaty. S pravděpodobností <5 % mohla mít obě tělesa shodné mineralogické a izotopové složení, což je až neuvěřitelně přesně splněno. N. Kaib a N. Cowan nakonec uzavírají, že velká podobnost izotopového složení Měsíce a Země je prostě otevřenou záhadou. Podle P. Michela se otázkám katastrofických srážek těles Sluneční soustavy věnovala již 8. mezinárodní konference v létě 2013 na Havajských ostrovech, jíž se zúčastnila většina světových odborníků v této disciplině na pomezí astronomie, planetologie fyziky, geologie a geofyziky.

Základní inventura těles Sluneční soustavy rozpoznaných k 15. X. 2015 vypadá takto: Nejvíce je identifikovaných planetek (694,5 tis.), následují komety (5,5 tis.), transneptunská tělesa (1,9 tis.), průvodci (satelity) planetek (200), průvodci (satelity) TNO (77) a tělesa s prstenci (6).

1.4. Slunce

M. Meftah aj. pozorovali pomocí teleskopu SODISM (SOlar Diameter Imager and Surface Mapper) na družici Picard (Jean Picard měřil úhlový průměr Slunce již v 17. stol.) okamžité úhlové rozměry slunečního disku s přesností lepší než 0,5 obl. milivteřiny. Družice Picard byla vypuštěna v červnu 2010 a fungovala až do počátku dubna 2014. Sledovala rozměry Slunce v různých vlnových délkách a s nejvyšší přesností na vlnové délce 782 nm. Ukázala tak pouze zploštění Slunce na pólu vůči rovníku v úhlové míře o (7,9 ±0,3) milivteřiny, tj. v lineární míře o 5,7 km. Během celého období kolísaly tyto hodnoty s přesností pod ±14,5 km, takže rozměry Slunce jsou obdivuhodně stálé v relativní míře 2.10^-5. M. Emilio aj. využili přechodu Venuše přes sluneční disk v červnu 2012 k měření úhlových rozměrů slunečního disku jednak v červeném pásmu 617 nm, ale též v ultrafialovém pásmu 160 ÷170 nm. V červeném oboru naměřili sluneční poloměr (959,57“ ±0,02“), tj. lineárně (695 946 ±15) km, zatímco v krátkovlnném oboru dostali hodnoty (963,04“ ±0,03“) a (961,76“ ±0,03“) pro zmíněná dvě pásma. Jako střední hodnotu slunečního poloměru nakonec uvedli (696 156 ±145) km.

S novou technikou měření úhlového poloměru Slunce během úplných zatmění Slunce přišli P. Lamy aj. Metoda využívá světelných křivek jasnosti Slunce těsně před a po druhém a třetím kontaktu. Přislušné fotometry pracují automaticky a jsou rozmístěny podél pásu úplného zatmění. Naměřené světelné křivky se pak porovnávají s umělými křivkami, které využívají nejpřesnější efemeridy Slunce a Měsíce a také topografický model Měsíce, jak jej získala japonská sonda Kaguya. Autoři získali kvalitní data při úplných zatměních v letech 2010, 2012, 2013 a 2015, a pro vlnovou délku 540 nm obdrželi výslednou střední hodnotu slunečního poloměru (959,99“ ±0,06“), tj. lineárně (696 246 ±45) km. J. Rozelot aj. však upozornili, že silná závislost naměřeného poloměru Slunce na použitých vlnových délkách elektromagnetického záření je poněkud podezřelá. V letech 2003, 2006, 2012 a 2014 využili mnozí autoři tranzitů Merkuru a Venuše v pásmech od EUV po rádiové vlny. Je zřejmé, že příslušné spektrální čáry vznikají v různých vzdálenostech od centra Slunce, jenže dosavadní data nejsou dost početná, aby se nějaká kloudná závislost poloměru na vlnové délce dala vysledovat a vysvětlit. Zcela záhadné je minimum slunečního poloměru pro vlnovou délku (6,6 ±1,9) µm.

I. Usoskin aj. podrobně rozebrali všechny pozorované údaje o Maunderově minimu sluneční činnosti v letech 1645-1715, zejména pozorování slunečních skvrn očima ve státech Dálného východu, všechna pozorování skvrn dalekohledem, výskyt polárních září v nižších zeměpisných šířkách, zastoupení kosmogenních radionuklidů v letokruzích stromů a v ledových jádrech z vrtů i vzhled sluneční koróny při zatměních. Dospěli k závěru, že všechny tyto indikátory potvrzují existenci dlouhodobého Maunderova minima, které bylo určitě hlubší a delší než následující Daltonovo minimum (1790-1830), a tím spíše než minimum současného 24. cyklu.

T. Zaqarashvili aj. se věnovali dlouhodobějším variacím sluneční činnosti pomocí řady různých ukazatelů, tj. změn relativního čísla v korelaci se změnami zastoupení nuklidů ¹⁰Be (poločas rozpadu 1,4 mil. let) a ¹⁴C (poločas rozpadu 5,7 tis. let). Našli pět dlouhodobých cyklů v délkách od 1 000 do 100 let, které patrně souvisí s pomalými magnetickými Rossbyho módy v nitru Slunce. Je-li domněnka o toroidálním magnetickém poli s indukcí 0,12 ÷ 0,13 T správná, měli bychom už v první polovině XXI. století pozorovat velké minimum sluneční činnosti a la Maunderovo minimum v letech 1645-1715. K podobnému závěru o nástupu nového Maunderova minima dospěli z rozboru údajů o četnosti slunečních skvrn v letech 1700-2012 také I. Zachilas a A. Gkana. Y. Nagovitsyn aj. ukázali na základě historických pramenů, že za posledních 10 tis. let dosahovalo relativní číslo sluneční činnosti maxima R ~ 240.

Současný 24. sluneční cyklus charakterizuje vyhlazené maximum R = 116 v dubnu 2014, což je nejnižší maximum za posledních 100 roků. Křivka relativních čísel však měla zřetelně rozeklaný průběh s prvním maximem R = 99 v říjnu 2011 a druhým R = 101 v dubnu 2014. Navíc se první maximum týkalo severní polokoule a druhé maximum polokoule jižní. Nic podobného se v celé historii pozorování Slunce nestalo. Z. L. Du dokonce soudí, že zmíněná rozeklanost maxima, a také asymetrický průběh relativního čísla během cyklu, může mít svou vnitřní příčinu v podobě dvojitého dynama ve slunečním nitru. Jak známo, vyšší maxima cyklu mívají kratší náběh i celkovou délku cyklu, než slabší maxima. V modelu dvojitého dynama vyšel autorovi interval mezi rozeklanými maximy kolem dvou let. N. Sheeley a Y. M. Wang usoudili, že ve druhé polovině roku 2014 došlo na Slunci k náhlému omlazení globálního slunečního magnetického pole s indukcí nejvyšší od r. 1991! Ve vnější koróně silně přibylo smyček a indukce interplanetárního magnetického pole se zdvojnásobila. Přitom nevzrostly standardní indikátory sluneční činnosti, jako jsou relativní čísla a počty koronálních výronů hmoty (CME). Zato se zvýšil energetický tok v aktivních oblastech a tím i celkový magnetický moment slunečního dipólu. To by se mělo projevit znovu i během příštího 25. cyklu sluneční činnosti, čili žádné nové Maunderovo dlouhodobé minimum prý nezačne.

C. Karoff aj. přinesli důležitý důkaz o chybějícím slunečním cyklu během tzv. Daltonova minima. Využili k tomu měření obsahu nuklidu ¹⁰Be v ledových jádrech z vrtů v severním Grónsku z příslušných let. Množství vzniklého nuklidu se totiž liší v lichých a sudých cyklech sluneční činnosti, což souvisí s přepólováním magnetického dynama mezi cykly. Měření potvrdila, že je potřebí vložit do seznamu cyklů krátký cyklus 4b v letech 1793-1799. Rovněž F. Inceoglu aj využili proměnného zastoupení radionuklidů z grónských ledových jader pro široký interval letopočtů od r. 1650 n. l. do doby 6 600 let př. n. l. To jim umožnilo identifikovat výrazná maxima a minima period cyklů sluneční činnosti. Autoři ukázali, že epochy mírné aktivity nebývají delší než 50 let, kdežto epochy vysokých aktivit trvají až 100 let. Tak se podařilo pokrýt celé období holocénu (počátek kolem r. 10 000 př. n. l.) umožní odkrýt souvislosti mezi sluneční činností a střednědobými změnami klimatu na Zemi.

V r. 2012 objevili F. Miyake aj. ostrý vrchol koncentrace radionuklidu ¹⁴C v letokruzích japonského cedru pro r. 774/775 n. l. Vzápětí se podařilo najít obdobné zvýšení koncentrace také ve stromech z Kalifornie, severní Sibiře a Nového Zélandu. F. Miyake aj. našli posléze pro daný rok zvýšenou koncentraci radionuklidu ¹⁰Be v Antarktidě. Příčinou jevu nemohla být supernova, protože by byla velmi blízko (<15 pc), takže by ji tehdejší lidé jistě viděli očima. Záblesk GRB se také nehodí k vysvětlení, protože je krátký, a může navíc ozářit jen přivrácenou polokouli Země. Proto je prakticky jisté, že celý úkaz způsobila supererupce na Slunci se zářivým výkonem 50krát vyšším než zmíněné novodobé případy. Podobné náhlé zvýšení koncentrace ¹⁰Be v grónských ledových jádrech se našlo také pro r. 993/994 n. l., a jeho příčina bude zřejmě podobná. R. a D. Neuhauserovi probrali všechny dostupné údaje o polárních zářích z Evropy, Blízkého, Středního i Dálného východu pro období let 731 – 825 n. l. Potvrdili tak výskyt polárních září v nižších zeměpisných šířkách v letech 743, 745, 762, 765, 772, 773, 793, 796, 807 a 817, které však nesouvisely s vysokou koncentrací radionuklidu ¹⁴C v r. 774/775. To je ostatně v pořádku, protože v případě silné sluneční činnosti je potlačena možnost průniku kosmického záření, jež je odpovědné za vznik zmíněných radionuklidů, k zemskému povrchu. Indexy sluneční činnosti se tedy vyskytují v protifázi vůči indexům nárůstu kosmogennich radionuklidů, což autoři dokumentovali na základě souběhu údaju o polárních zářích, slunečních skvrnách a nárůstech radionuklidů pro období let 733 – 844. Našli tak jasné důkazy o devíti cyklech sluneční činnosti a také o krátkém anomálním cyklu s maximem těsně před r. 774.

R. Casas a J. Vaquero rekonstruovali historii sledování pohybu sluneční skvrn pomocí převodu tehdejších analogových měření do strojového formátu. Pokryli tam epochu od r. 1853 do r. 1870, kdy skvrny zakreslovali R. C. Carrington, C. F. H. Peters a W. de la Rue, což umožnilo získat údaje o rychlosti pohybu skupin slunečních skvrn v závislosti na heliografické šířce. Současně uvedli, že teleskopické pozorování skvrn začalo už v r. 1610 díky anglickému astronomovi T. Harriotovi, na něhož pak navázali J. Fabricius (1611), G. Galilei (1613), C. Scheiner (1630) a J. Hevelius (1647). Také tato pozorování se nyní postupně převádějí do strojového formátu. Podobně L. Krista a S. Intosh napsali program SEISS pro standardní zpracování snímků úplných slunečních zatmění, jak je pořizují profesionální i amatérští astronomové při novodobých zatměních. V obrazovém katalogu se tak postupně ocitnou snímky o standardní velikosti, rozlišení a orientaci. Postupně tak naplní megaprojekt EMP videí z jednotlivých zatmění, jenž bude dostupný zájemcům na adrese: www.eclipsemegamovie.org

M. Bobraová zveřejnila přehledový článek o slunečních supererupcích. K nim zajisté patřila erupce z 1.-2. září 1859 podrobně popsaná britskými astronomy R. C. Carringtonem a R. Hodgsonem. Podobně mocná supererupce se odehrála 4. listopadu 2003. O týden dříve byla i na Floridě pozorovatelná polární záře. Každá erupce má dvě kotvy dané lokálním magnetickým polem ve sluneční fotosféře. Zatímco kotvy jsou pevné, tak oblouk erupce v chromosféře vlaje a plápolá.

V r. 2012 uveřejnili H. Maehara aj. soupis celkem 365 supererupcí na 148 hvězdách slunečního typu. Zatímco sluneční erupce trvají běžně nanejvýš 10 min, na většině cizích hvězd probíhají supererupce až půl dne, takže jsou pro své okolí až desettisíckrát nebezpečnější než dosud nejenergetičtější úkazy na Slunci. V r. 2015 zkoumali sluneční hvězdy se supererupcemi Y. Notsu aj. Autoři zjistili, že takto nebezpečné sluneční hvězdy mají vesměs podstatně silnější magnetické dynamo ve svém nitru a jsou v průměru daleko mladší než už poněkud obstarožní Slunce.

C. Pugh aj. pozorovali pomocí družice Kepler silnou bílou supererupci u zákrytové dvojhvězdy KIC 9655129. Erupce vykazovala dvě různé pulsační kvaziperiody 78 a 32 minut, které na sobě nijak nezávisely. Autoři odtud usoudili, že zmíněné oscilace maji magnetohydrodynamickou povahu, takže i hvězdné supererupce vznikají stejným fyzikálním procesem jako daleko slabší supererupce na Slunci.

A. Pastor Yabar aj. se zabývali nevyřešenou otázkou, zda rotační osa Slunce souhlasí s osou magnetického dipólu slunečního dynama. Dosud se předpokládalo, že obě osy souhlasí, protože žádné odchylky směru nebyly pozorovány. Autoři však díky pětiletým souvislým měřením družice SDO zjistili, že indukce magnetického pole ve všech heliografických šířkách kolísá v periodě rotace Slunce, a to nejvýrazněji právě v okolí heliografických pólů. To ovšem znamená, že obě zmíněné osy nejsou slícovány a svírají ostrý úhel, tak jak to známe u hvězd s hmotnostmi podobnými Slunci. Objev však klade jistá omezení na vysvětlení existence globálního magnetického pole Slunce pomocí dynama.

D. Morosan aj. zkoumali pomocí obří evropské radioastronomické soustavy LOFAR (LOw-Frequency ARray) kratičké driftující záblesky rádiového záření ze Slunce v pásmu 50 ÷ 65 MHz (4,6 ÷ 6 m). Během 8h měření dne 9. 7. 2013 zaznamenali přes 3 000 kruhově polarizovaných záblesků trvajících vesměs <1 s. Autoři odtud odvodili, že tyto frekvenčně driftující záblesky vznikají v magnetických smyčkách plazmatu spojující aktivní oblasti na jižní polokouli Slunce s bipolárními fakulovými poli na polokouli severní.

Z. Vashalomidze aj. studovali pomoci spektroskopie v pásmu gama vývoj tzv. koronálního deště nad aktivní oblastí AR 11420 (22. 2. 2012). Použili k tomu snímků koróny v extrémní ultrafialové oblasti 17 a 30 nm aparaturou AIA (Atmospheric Dynamics Assembly) na družici SDO. Koronální déšť sestával z padajících chladných (50 kK) a hustých chomáčů plynu vytvořených v koróně tepelnou nestabilitou, která způsobí prudké snížení teploty a naopak zvýšení hustoty chomáče, jenž se následkem toho začal vracet zpět ke slunečnímu povrchu. Je však udivující, že pád probíhal stálou rychlostí jen 40 ÷ 100 km/s; tedy menší, než by byla rychlost volného pádu. Chomáče přitom za sebou zanechávají stopu, což asi odpovídá chladnoucími chvostu na jejich zádi. I. Mghebrishvili aj. pozorovali 7./8. 11. 2012 pomocí téže aparatury ve sluneční protuberanci tornádo, jež vzniklo v 8 h UT poblíž slunečního povrchu. Od té doby se zvedalo vzhůru tempem 1,5 km/s a bylo pozorovatelné následujících 30 h. Osa tornáda se příčně pohybovala s periodami 40 ÷ 50 min. Spodní mez periody byla typická pro vzestupnou fázi a horní mez pro klidovou fázi, kdy se dočasně vznášelo v téže hladině. V 15 h UT následujícího dne ztratilo tornádo stabilitu a splynulo se vznikajícím koronálním výronem hmoty (CME). Je tedy možné, že všem CME předcházejí tornáda.

Velké mezinárodní týmy zveřejnili v průběhu roku zatím nejpřesnější údaje o chemickém složení Slunce na základě nových trojrozměrných hydrodynamických modelů a odchylek od lokální termodynamické rovnováhy ve Slunci. P. Scott aj. se zabývali zastoupením prvků s protonovými čísly 11 (Na) až 20 (Ca). Ve shodě s předešlými měřeními jsou ve Slunci vždy výrazně více zastoupeny prvky se sudými protonovými čísly než sousedními lichými protonovými čísly. Ve zmíněném úseku je vůči vodíku (1; log Z = 12,00) nejvíce zastoupen hořčík (12; log Z = 7,59) a křemík (14; log Z = 7,51) a nejméně draslík (19; log Z = 5,04). V další práci autoři určovali zastoupení prvků skupiny kolem železa (26; log Z = 7,47), kde je nejnižší zastoupení skandia (21; log Z = 3,16) a nejvyšší po železu je nikl (28; log Z = 6,20). Na tyto práce navázali N. Grevesse aj., kteří stanovili moderní hodnoty pro nejtěžší prvky, které nemohou vznikat termonukleárními reakcemi, tj. od mědi (29; log Z = 4,18) až po thorium (90; log Z = 0,03).

L. Miramonti aj. uvedli, že v letech 2011-2014 proběhla pod pohořím Gran Sasso druhá fáze experimentu Borexino s cílem rozlišit různé větve termonukleárních reakcí v nitru Slunce. Poprvé se tak podařilo prokázat v reálném čase odhalit neutrina vznikající ve Slunci během protonově-protonové fáze. Současně se ukázalo, že během roku kolísá vinou elipticity dráhy Země kolem Slunce ležícího v ohnisku oběžné elipsy signál od radionuklidu ⁷Be (poločas rozpadu 53 d).

C. Martonez-Barbarosa aj. se věnovali otázce, v jaké vzdálenosti od centra Galaxie vzniklo před 4,6 mld. let Slunce. K tomu cíli se zabývali zpětnou integrací jeho dráhy na základě rozložení hmoty ve spirálních ramenech a centrální příčce Galaxie. Slunce pravděpodobně vzniklo přibližně v téže vzdálenosti od centra Galaxie, kde se nachází nyní (cca 8 kpc). Pouze v málo pravděpodobném případě dráhových rezonancí vůči spirálním ramenům a galaktické příčce mohlo Slunce migrovat do dnešní vzdálenosti od centra z větší vzdálenosti až 11 kpc. Je však prakticky vyloučeno, že vzniklo blíže k centru Galaxie a migrovalo směrem od centra. Podobně se A. Whitworth a O. Lomax zabývali problémem, zda vznik Slunce jako osamělé hvězdy je typický, anebo vzácný. Dosavadní statistiky pro hvězdy s hmotnostmi 0,8 ÷ 1,2 Mo naznačují nepatrnou převahu (56 %) osamělých hvězd. Autoři však soudí, že jde o zkreslenou statistiku, protože se předpokládá, že hvězda podobná Slunci je primární složkou dvojhvězdy. Hvězdy o hmotnosti Slunce však mohly vzniknout také jako méně hmotné složky dvojhvězdy nebo dokonce vícenásobné soustavy. Jakmile se takto změní úhel pohledu, dává předběžná statistika podíl jen 46 % pro osamělá Slunce. Není ovšem vyloučeno, že Slunce vzniklo ve dvojhvězdě, která se brzy rozešla.

Poslední číslo mezinárodního časopisu Solar Physics v roce 2015 bylo věnována slunečním a hvězdným erupcím. Šlo o poctu českému astronomovi Zdeňkovi Švestkovi (1925-2013) k jeho nedožitým 90. narozeninám. Zdeněk Švestka byl nesporně po řadu desetiletí vůdčí osobností v oboru slunečních erupcí. Pod jeho vedením byl v Ondřejově vybudován unikátní mnohokanálový sluneční spektrograf. Když v r. 1969 odešel natrvalo do exilu v Holandsku a USA, měl možnost podílet se na návrhu a měřeních slunečních družic v krátkovlnných oborech ultrafialového a rentgenového záření. Byl také spolu s holandským astronomem C. de Jagerem spoluzakladatelem časopisu Solar Physics, jenž vychází od r. 1967.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

2.1.1. Extrasolární planety

Objevy jednotlivých exoplanet nejsou již ničím mimořádným. Jak jich přibývá, začínáme stejně jako ve světě hvězd nacházet planetární systémy v různých fázích vývoje. Pozoruhodný systém u Slunci podobné hvězdy HL Tau, nacházející se asi 130 pc od nás, pozorovala mikrovlnná observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) již v říjnu 2014. Hvězda je obklopená diskem prachu a plynu natolik, že ve vizuálním oboru vůbec není vidět. V oblasti milimetrových vln však ALMA dokázala pořídit obraz disku s výborným rozlišením 0,035″, které odpovídá v té vzdálenosti odpovídái 5 au. Jak oznámili tým ALMA a C.L. Brogan aj., disk není homogenní, ale naopak má výrazná dělení – první velké ve vzdálenosti asi 13 au, druhé asi 33 au a největší zhruba 70 au od hvězdy. Prázdná místa v disku jsou pravděpodobně vyčištěné oblasti, ze kterých gravitací sbírají prach a plyn vznikající nebo čerstvě zformované planety. Jasné oblasti disku také nejsou homogenní a jsou v nich pozorovatelné hustotní vlny, což podporuje teorii formujícího se planetárního systému.

S. Sallum aj. pomocí infračerveného (IR) vysoce kontrastního zobrazování lokalizovali polohu těles na Keplerových drahách uvnitř mezer v protoplanetárním disku okolo hvězdy LkCa 15, a to v datech pořízených za pomoci adaptivní optiky na Large Binocular Telescope (LBT) v rozmezí let 2009–2015. Pomocí měření v čáře Hα se jim navíc podařilo přímo detekovat velmi horký plyn o teplotě kolem 10 000 K, padající do potenciálové jámy formující se nové planety. Tímto nezávislým měřením potvrdili přítomnost jedné z planet, další dva kandidáti zůstávají zatím nepotvrzeni.

Beta Pictoris, o ¾ hmotnější a téměř 9× jasnější hvězda než Slunce, vzdálená od nás 19,5 pc, hvězda velice mladá a obklopená rozsáhlým mračnem plynu a prachu a velkou planetou, má ve svém okolí také další pozoruhodnosti. Jednou z nich je rozsáhlé mračno malých těles, o kterém víme díky HST již od r. 1991. Tyto planetky a komety produkují značné množství prachu a plynu – jednak díky srážkám mezi sebou, jednak díky vypařování při přiblížení k mateřské hvězdě. F. Kiefer aj. referují na základě více než tisícovky spekter ze spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, 3,6 m dalekohled ESO, La Silla) o nejméně dvou rozlišitelných rodinách komet, které se pohybují před kotoučkem hvězdy, změny jejíhož spektra při tranzitech lze zřetelně pozorovat. Jedna rodina komet při přechodech působí mělké absorpční čáry, zatímco druhá naopak čáry úzké a hluboké. První skupina komet má dráhy v prostoru rozložené víceméně náhodně a obecně se nachází blíže k β Pic. Druhá skupina naproti tomu přilétá stále ze stejného směru a od hvězdy se nachází ve větší vzdálenosti. Pravděpodobné vysvětlení je, že první skupinu tvoří starší tělesa, z nichž unikla většina těkavých látek, zatímco druhá je tvořena tělesy nedávno vzniklými rozpadem jednoho nebo více mateřských těles a její komety mají čerstvější povrch s větším zastoupením ledů a těkavých látek.

Zmiňovaná planeta β Pic b(objevena r. 2009) je také pozoruhodná. Její hmotnost se pohybuje v rozmezí 4–11 M_J (hmotnost Jupiteru), velká poloosa dráhy je nejistá 8–10 au a kolem mateřské hvězdy oběhne za (21,6 ± 2,7) roku. I. Snellen aj. analyzovali absorpční čáry CO v infračervených spektrech a nalezli rozšíření těchto čar, které odpovídá rychlosti pohybu mračen v atmosféře asi 25 km/s. Rotační perioda planety pak při odhadu poloměru 1,65 R_J vychází na 8,1 hodiny. To je o pětinu kratší doba než u Jupiteru (přibližně 10 hodin) a potvrzuje to správnost předpokladu, že rychlost rotace planety souvisí s procesem jejího vzniku a platí úměra pozorovaná ve Sluneční soustavě: čím hmotnější planeta, tím rychleji rotuje.

Kromě obří planety, komet a asteroidů se okolo β Pic nachází plochý disk plynu a prachu, na který se díváme téměř přesně z boku. HST pořídil jeho snímek v letech 1997 a 2012 a porovnání s odstupem 15 let odhalilo několik pozoruhodností. Jednak se planeta prokazatelně nachází uvnitř disku; zatím tedy zcela nevyčistila svůj životní prostor. Také je zřejmé, že planeta v disku vytváří jasně patrnou strukturu, jakousi vrásku. Ta je zvláštní zejména tím, že má trvalý charakter – rotuje kolem hvězdy spolu s planetou jako by byla pevná. Konečně je také zjevné, že disk dosahuje minimálně na 4,3 au blízko k hvězdě (planeta obíhá ve vzdálenosti asi 6 au, tj. o něco dále než Jupiter od Slunce). M. A. Millar-Blanchaer aj. nezávisle referují o dalších vlastnostech disku, jehož vnější okraj se nachází ve vzdálenosti 23,6 au, vůči rovině oběhu planety β Pic b je skloněn asi o 4° a je překvapivě tlustý. Všechny střípky dohromady skládají obraz velmi mladého, v podstatě čerstvě narozeného planetárního systému; stáří β Pic se odhaduje na 20 milionů roků.

T. L. Campante aj. oznámili objev pětičetného planetárního systému u hvězdy Kepler-444, oranžové hvězdy hlavní posloupnosti spektrálního typu K, jejíž hmotnost i velikost jsou téměř přesně ¾ hodnot slunečních. Hvězda se nachází v souhvězdí Lyry ve vzdálenosti asi 36 pc, ve viditelném světle má hvězda přibližně devátou magnitudu. Jde o starou hvězdu z populace tlustého Galaktického disku – stáří hvězdy určené z asteroseismologických měření je (11,2 ± 1) Gr, tedy 80 % stáří vesmíru. Planetární systém je velice těsný, všech pět planet se nachází do vzdálenosti 0,08 au od mateřské hvězdy. Jejich poloměry jsou od 0,4 R_Z do 0,7 R_Z, oběžné doby od 3,6 dne do necelých 10 dnů, dráhy jsou pravděpodobně téměř kruhové a všechny obíhají prakticky v jedné rovině. Planety jsou vzhledem k velikosti a poloze téměř jistě kamenné, nacházejí se ovšem mimo ekosféru hvězdy (> 0,47 au). I tak je ovšem objev důležitým důkazem možnosti existence života v Galaxii ještě před vznikem Sluneční soustavy.

Kapteynova hvězda, svého času nejstarší známá hvězda na obloze, která je pozoruhodná i z mnoha dalších hledisek, hostí dvě superzemě, což oznámili G. Anglada-Escludé v r. 2014 na základě metody radiálních rychlostí (RV, radial velocity). Bližší planeta se dokonce nachází uvnitř ekosféry červeného trpaslíka typu M a je velice stará, odhad je až 11 Gr. P. Robertson, A. Roy a S. Mahadevan se na Kapteynovu hvězdu zaměřili spektrografem HARPS a podrobně analyzovali její spektra a tvrdí, že detekovaná planeta b není skutečná, ale jde o artefakt vzniklý ve spektrech v důsledku povrchové aktivity hvězdy, např. rozsáhlých skvrn. Oběžná doba planety b by měla být asi 48 dní, což je právě třetina pozorované rotační periody mateřské hvězdy. Robertsonovu tvrzení mnozí oponují, změny v důsledku magnetické aktivity hvězdy by měly mít poloviční frekvenci ve srovnání s „planetárním“ RV signálem. Spor rozhodnou až další pozorování.

D. Gandolfi aj. zpracovali kompletní data družice Kepler pro objekt KOI-183.01, známější spíše jako Kepler-423 b. Jde o planetu o hmotnosti (0,595 ± 0,081) M_J a poloměru (1,192 ± 0,052) R_J, která kolem mateřské hvězdy oběhne jednou za 2,7 dne. Fotometrická data z Keplera tým nezávisle porovnal s přesnými měřeními RV ze spektrografu FIES na Nordic Optical Telescope a existenci planety potvrdil. Hvězda je trpaslík spektrálního typu G4 o hmotnosti (0,85 ± 0,04) M_O, poloměru (0,95 ± 0,04) R_O, povrchové teplotě (5560 ± 80) K a stáří (11 ± 2) Gr. Kombinace přesných měření dovoluje odůvodněný předpoklad, že planeta obíhá v rovině se směrem našeho pohledu a její dráha není přesně kruhová, ale mírně eliptická (e = 0,019). Albedo planety, odhadované z poklesu jasnosti při tranzitech, je jen (0,037 ± 0,019), což z ní činí jednu z nejtmavších známých planet.

M. Pagano aj. se zaměřili na hvězdu τ Cet (HD10700), což je po α Cen A druhá nejbližší hvězda podobná Slunci. R. 2013 oznámili M. Tuomi aj. objev pětinásobného planetárního systému. τ Cet je trpaslík spektrálního typu G8 o hmotnosti 0,78 M_O, nacházející se od nás ve vzdálenosti 3,65 pc. Planety jsou typické superzemě s hmotnostmi v rozsahu 2–6,7 M_Z a nejvzdálenější dvě z nich se nacházejí uvnitř ekosféry mateřské hvězdy. Pagano a kolegové měřili poměry zastoupení jednotlivých prvků ve spektrech τ Cet – z nich určili povrchovou teplotu hvězdy na (5387±53) K a metalicitu [FE/H] (−0,49 ± 0,08) (metalicita je logaritmická škála s nulovou hodnotou ekvivalentní Slunci, hodnota -0,49 značí zhruba třetinový poměr zastoupení Fe/H ve srovnání se Sluncem). Stáří τ Cet se odhaduje na 7,63 Gr a přes celkově nízkou metalicitu má hvězda nečekaně vysoké zastoupení některých prvků, zejména Mg, Ca a Ce. Zejména vysoká přítomnost hořčíku astronomy zaujala, neboť poměr Mg/Si je ve srovnání se Zemí téměř dvojnásobný, což znamená, že na planetách e a f lze očekávat zcela odlišné mineralogické a reologické podmínky, než jaké panují na naší domovské planetě.

Hvězdy mimo hlavní posloupnost jsou důležité nejen pro chápání zákonitostí hvězdného vývoje, ale i pro modelování interakcí mezi hvězdami a jejich planetárními systémy. Detekce planet u těchto hvězd je nicméně komplikovaná, protože ji obvykle velmi ztěžuje jejich vysoká aktivita. A. Niedzielski aj. po dobu více než 10 let sledovali přibližně tisícovku takových aktivních hvězd pomocí dalekohledu Hobby-Eberly Telescope a pátrali po přítomnosti planet. V případě hvězdy TYC 1422-614-1 se jim podařilo metodou RV prokázat přítomnost dvou planet – objev potvrdili v menším počtu avšak přesnějších spektrech HARPS-N z Telescopio Nazionale Galileo. Hvězda je spektrálního typu K2, vzdálená od nás (759 ± 181) pc. Její hmotnost je (1,15 ± 0,18) M_O, poloměr (6,85 ± 0,16) R_O a stará je přibližně 9,8 Gr. Bližší planeta o (minimální) hmotnosti 2,5 M_J obíhá ve vzdálenosti 0,69 au, vzdálenější – téměř hnědý trpaslík – o hmotnosti alespoň 10 M_J obíhá ve vzdálenosti 1,37 au.

Dvojhvězda XO-2 se nachází v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 150 pc. Obě složky jsou téměř shodné, o několik procent méně hmotné než Slunce s povrchovou teplotou asi 5 400 K. První planetu v systému objevil v r. 2007 dalekohled XO, robotické dvojče 200mm teleobjektivů na vrcholu sopky Haleakalā na havajském ostrově Maui. Tato planeta je zástupcem skupiny horkých Jupiterů – obíhá velice těsně kolem severní složky XO-2N jen ve vzdálenosti 0,04 au, a to jednou za 63 hodin. Při hmotnosti 0,57 M_J tak má povrchovou teplotu 1 200 K. R. 2014 byly potvrzeny dvě planety také u jižní složky XO-2S; bližší z nich zhruba o velikosti a hmotnosti Saturnu, vzdálenější o něco větší a hmotnější než Jupiter. M. Damasso aj. na obě složky dvojhvězdy zaměřili spektrograf HARPS-N a zpřesnili známé parametry systému. U XO-2N navíc zjistili výraznější povrchovou aktivitu a navrhují možnou přítomnost druhé hmotné planety na vzdálenější dráze – to by z XO-2 činilo zatím nejkomplexnější hvězdně-planetární systém a pochopitelně cennou laboratoř pro výzkum vzniku planetárních soustav.

Přímé zobrazení exoplanet je stále záležitost na hranici možností našich přístrojů. J. Martins aj. referují o detekci odraženého světla od planety 51 Peg b v datech ze spektrografu HARPS. Odlišení odraženého světla hvězdy, které je o několik řádů slabší než samotný (nepravidelný) hvězdný svit, vyžaduje statistické zpracování spekter a odstranění signálu samotné hvězdy. Pak je možné ze zbylého signálu odvodit hmotnost planety a pravděpodobný sklon její dráhy – hmotnost vychází na (0,46 +0,06 -0,01) M_J a sklon na (80 +10 -19)°; protože neznáme albedo planety, není možné přesně určit její velikost – za předpokladu, že albedo je 0,5, vychází poloměr planety na (1,9 ± 0,3) R_J. Publikovaná práce je důkazem, že i se současnými přístroji je možné odražené světlo hvězd na planetách přímo detekovat, ale pouze za předpokladu, že je k dispozici dostatečné množství napozorovaných dat.

Exoplaneta HD 189733 b je jedním z nejprozkoumanějších horkých Jupiterů – jednak se nachází u poměrně jasné hvězdy, jednak je velká a při tranzitech před mateřskou hvězdou je možné spolehlivě měřit změny jejího spektra. Díky tomu je častým cílem výzkumu atmosfér exoplanet. Planeta má vázanou rotaci, mateřskou hvězdu oběhne jednou za 2,2 dne na téměř kruhové dráze o poloměru 0,03 au. Záření hvězdy ohřívá atmosféru planety na přivrácené straně až na 1 212 K, zatímco na odvrácené straně je teplota jen 973 K. Takový teplotní gradient způsobuje silný vítr, který může dosahovat rychlostí až téměř 9 000 km/h. Atmosféra má namodralou barvu a jako u první exoplanety vůbec v ní byl zjištěn methan. G. Lee aj. informují o modelování atmosférických oblaků na základě numerických simulací vlastností jednotlivých druhů molekul (převážně směs oxidů křemíku a železa), které byly detekovány ve spektru planety při tranzitu. Numerické modely jsou schopné dobře replikovat pozorovanou horkou skvrnu i rovníkové nadzvukové proudění. Stejně tak umožňují při vhodném nastavení odrazivosti mraků (kterou zatím není možné zjistit) a zastoupení prachu vysvětlit namodralou barvu atmosféry. A. Wyttenbach aj. informují o úspěšné spektroskopii dubletu atomu sodíku ve vysoké atmosféře HD 189733 b pomocí spektrografu HARPS. Jimi odvozené teploty z profilu absorpčních čar ukazují nárůst teploty asi 0,2 K/km – ve výšce 12 700 km dosahuje teplota sodíkových atomů (3 270 ± 330) K. Absorpční čáry vykazují posun do modra, což odpovídá atmosférickému větru (8 ± 2) km/s v nejvyšších vrstvách atmosféry. Tak se ukázalo, že i čtyřmetrové zrcadlo na povrchu Země poskytuje dostatek světla ke spektroskopii s vysokým rozlišením, která dovoluje výzkum atmosfér exoplanet. T. Louden a P. J. Wheatley potvrzují měření rychlosti větru ve vysokých vrstvách atmosféry HD 189733 b na přední i zadní straně kotoučku planety při tranzitu. Rozdíl těchto dvou hodnot činí (7,6 +2,0 -2,6) km/s, což je ve velice dobré shodě s prací A. Wyttenbacha aj.; Louden a Wheatley navíc na rovníku odcházející strany detekují převažující směr větru, a to východní. T. Boyajianová aj. referují o přímém měření průměru HD 189733 i její planety b – kotouček hvězdy má úhlový průměr (0,3848 ± 0,0055)×10-3″ po započtení korekce okrajového ztemnění. Kombinací úhlového průměru, parametrů známých z měření RV, vzdálenosti hvězdy a nových měření zářivého výkonu tým známé astronomky dospěl k hodnotám povrchové teploty hvězdy (4 875 ± 43) K, poloměru hvězdy (0,805 ± 0,016) R_O, střední hustoty hvězdy (1,62 ± 0,11) ρ_O, poloměru planety b (1,216 ± 0,024) RJ a její střední hustoty (0,605 ± 0,029) ρ_J. Autoři upozorňují, že naměřená data nesouhlasí s pozorovanými spektroskopickými daty a modely vývoje trpaslíka typu K2; uvedení modelu do souladu s pozorovanou teplotou a velikostí hvězdy vyžaduje úpravu parametrů přenosu tepla konvekcí uvnitř hvězdy.

Vulkanismus ve Sluneční soustavě je dlouho známý a do jisté míry i dobře prozkoumaný. Není důvod si myslet, že u cizích planetárních systémů se neprojevuje. B.-O. Demory aj. zjistili pomocí Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) u planety 55 Cnc e téměř čtyřnásobné zjasnění v IR oboru během pouhého jednoho roku mezi lety 2012–2013. To odpovídá zvýšení povrchové teploty z 1 400 na 2 700 K. Odhadovaná hmotnost planety e je zhruba 8 M_Z a má poloměr přibližně 2 R_Z; dá se tedy očekávat, že jde o kamennou planetu. Kolem hvězdy 55 Cnc oběhne jednou za 18 hodin ve vzdálenosti jen 0,016 au. To vše dohromady naznačuje, že plášť planety je částečně nebo možná úplně roztaven a za podstatným zvýšením povrchové teploty je možná aktivní vulkanismus. Planeta se bude jevit chladnější pokud mračna prachu a sopečného popela zakryjí magmatický oceán, zatímco při jejich rozplynutí či dopadu zpět na „povrch“ planety se horký magmatický oceán naopak v IR projeví naplno. Alternativní vysvětlení změny pozorované povrchové teploty planety autoři navrhují v podobě rozsáhlého prstence vyvrženého materiálu kolem planety, který ji zakryje celou (podobný prstenec obklopuje Jupiterův měsíc Io). Možná se uplatňují oba jevy. Rozhodnutí bude jeden z úkolů pro příští generaci kosmických dalekohledů. B. Hansen a J. Zink modelovali vývoj dráhy planety e a ukázali, že velice pravděpodobně prošla dvěma rezonancemi se vzdálenějšími hmotnějšími planetami. Autoři rezonancemi vysvětlují jak velký rozdíl mezi sklonem dráhy nejbližší planety a vzdálenějšími planetami, tak možný zdroj zmiňovaného vyvrženého materiálu – v důsledku intenzivního zahřívání slapovými silami se planeta mohla rozepnout až za hranici svého Rocheova laloku a ztratit část svého pláště.

A.  Hatzes aj. zkoumali vzhled spektrálních čar Hα a Ca (866,2 nm) v korelaci s fotometrickými daty družice HIPPARCOS a dalšími dostupnými daty za poslední více než tři dekády pro hvězdu α Tau neboli Aldebaran. Pojali totiž podezření na přítomnost planety u tohoto více než 20 pc vzdáleného oranžového obra. Hatzesův tým zjistil, že spektrum i fotometrie hvězdy je velice stabilní a díky metodě RV se jim podařilo odhalit kandidáta na exoplanetu s oběžnou dobou (628,96 ± 0,9) d a excentricitou (0,1 ± 0,05). Z odhadu stádia hvězdného vývoje plyne odhad hmotnosti Aldebaranu na (1,13 ± 0,11) M_O – hmotnost planety odvozená z tohoto odhadu pak vychází na (6,47 ± 0,53) M_J a velká poloosa dráhy na (1,46 ± 0,27) au. Data naznačují přítomnost dalšího tělesa s dobou oběhu kolem 520 d, ale zatím není možné rozlišit, zda nejde o projev hvězdné aktivity.

Honosné chvosty známe ze Sluneční soustavy od komet – u jiných hvězd je však mají samotné planety. Gliese 436 b, planeta o velikosti a hmotnosti téměř totožná s Neptunem, která však svou mateřskou hvězdu oběhne jednou za 2,64 d, byla objevena již r. 2004 a o tři roky později byla potvrzena nezávislým pozorováním. J. Kulow aj. již r. 2014 zjistili, že v ultrafialovém (UV) oboru je pokles jasnosti hvězdy výrazný i poměrně dlouho po tranzitu planety. D. Ehrenreich aj. na hvězdu zaměřili HST a družici Chandra. Potvrdili, že zatímco ve viditelném oboru způsobí planeta pokles jasnosti hvězdy menší než 1 %, v UV oboru – zejména v okolí spektrální čáry Lyman-α – je pokles větší než 50 %. Zatímco pokles ve viditelném oboru trvá zhruba hodiny, v UV části spektra začíná již o dvě hodiny dříve a končí až tři hodiny po skončení vizuálního tranzitu. Autoři navrhují vysvětlení v podobě oblaku vodíku, který sluneční vítr strhává z atmosféry planety a který planetu obklopuje a v podobě kometárního ohonu zůstává v prostoru za ní. Odhadovaná eroze vodíku z atmosféry je impozantní: 10⁵–10⁶ kg/s.

Podobný jev objevili R. Sanchis-Ojeda aj. u planety K2-22 b, která oběhne svou mateřskou hvězdu jednou za 9,15 h a hloubka pozorovaných tranzitů v čase výrazně kolísá od nuly do 1,3 %. Mateřská hvězda je trpaslík spektrálního typu M s povrchovou teplotou přibližně 3 800 K. Kromě hloubky zákrytu se v čase mění také jeho průběh a stejně jako u výše zmíněné Gliese 436 b světelná křivka závisí na vlnové délce světla. Autoři taktéž navrhují vysvětlení v podobě rozptylu světla na oblaku materiálu ve tvaru kometárního ohonu, který překračuje hranici Rocheova laloku, ačkoli odhadovaný povrch planety leží hluboko uvnitř této ekvipotenciální plochy.

HD 219134 je oranžová, na tmavé obloze okem viditelná hvězda v souhvězdí Kasiopeje, vzdálená od nás jen 6,5 pc. F. Motalebi aj. objevili v datech HARPS-N na La Palma metodou RV planetu, která kolem hvězdy hlavní posloupnosti a spektrálního typu K oběhne jednou za 3,09 d na téměř kruhové dráze s poloměrem (0,038 2 ± 0,000 3) au. Pozorování tranzitu planety před hvězdou pomocí SST pomohla získat odhad parametrů planety samotné – hmotnost (4,46 ± 0,47) M_Z a poloměr (1,606 ± 0,086) R_Z, což ukazuje na solidní kamennou planetu (střední hustota (5,89 ± 1,17) g/cm3). V systému se prokazatelně nacházejí další dvě planety, patrně také superzemě s hmotnostmi zhruba 2,7 a 8,7 M_Z, a velmi pravděpodobně ještě další planeta s předpokládanou hmotností (62 ± 6) M_Z. Tento systém je nejbližším důkazem, že kamenné (super)země jsou ve vesmíru obvyklé.

J. Jenkins aj. potvrdili přítomnost planety jen o málo větší než Země v ekosféře hvězdy spektrálního typu G2 vzdálené 430pc. Planeta Kepler-452 b má poloměr (1,63 +0,23 -0,2) R_Z a velmi pravděpodobně je kamenná, mateřskou hvězdu oběhne jednou za 384,8 d a střední vzdálenost od hvězdy je (1,046 +0,019 -0,015) au. J. Coughlin ze institutu SETI odhaduje, že pokud je hmotnost planety zhruba pětinásobek M_Z, její atmosféra je rozsáhlejší, hustší a také patrně více oblačná než pozemská. Mateřská hvězda je o trochu větší (1,11 R_O) a starší (6 Gr) než Slunce a planeta se podle všeho nacházela v ekosféře celou dobu svého života a setrvá v ní po následující 3 Gr.

Další planeta objevená družicí Kepler je ještě podobnější Zemi – s poloměrem 1,2 R_Z a hustotou 5,6 g/cm3 by se na první pohled zdálo, že není vhodnějšího kandidáta pro pátrání po mimozemském životě než je planeta Kepler-78 b. První pohled kazí orbitální parametry planety: oběžná doba 8,5 h a vzdálenost od mateřské hvězdy jen 0,008 9 au. W. K. M. Rice zaujala otázka, jak se planeta může dostat na tak blízkou dráhu. Numerické modelování odhalilo, že vysvětlením může být Kozaiův-Lidovův efekt působení vzdáleného třetího tělesa, které ovlivňuje dráhy planety v pericentru a v průběhu necelého Gr „dotlačí“ planetu do kruhové dráhy. Nutno podotknout, že navržený scénář není jediný možný, alternativním vysvětlením může být planetární rozstřel za přítomnosti obřích planet, které v minulosti odmigrovaly do neznáma. Vzdálené třetí těleso zatím zůstává nezjištěno.

Velkou senzaci vyvolala „Tabbyina hvězda“ neboli KIC 8462852 – pozorování z družice Kepler ve vizuálním oboru zaznamenala nepravidelné poklesy jasnosti až o 20 %. Poklesy jasnosti byly natolik nepravidelné a veliké, že i obvykle konzervativní astrofyzici v čele s T. Boyajianovou aj. připustili jako možné vysvětlení tzv. Dysonovu sféru, tj. umělou konstrukci kolem mateřské hvězdy, vytvořenou za účelem maximální využití její energie. Pravděpodobnější vysvětlení však nabízí oblak kometárního nebo planetesimálního materiálu o úhrnné hmotnosti více než 10^-6 M_Z. Rádiová pozorování SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) vykonaná G.  Harpem aj. neodhalila žádnou přítomnost zelených pidimužíků, nicméně jednou vypuštěná senzační zpráva poutala po několik týdnů pozornost světových médií. (S odstupem: poklesy jasnosti jsou téměř jistě přírodního původu, senzace se opět nekoná.)

Planetu ještě menší než Zemi v datech družice Kepler objevil tým D. Jontof-Huttera. Kolem hvězdy Kepler-138 obíhají tři planety, z nichž ta nejbližší má hmotnost (0,066 +0,059 -0,037) M_Z a hustotu (2,6 +2,4 -1,5) g/cm3, tedy zhruba o velikosti Marsu. Zbylé dvě planety jsou větší než Země, ale velmi se liší hustotou: zatímco prostřední má hustotu (6,2 +5,8 -3,4) g/cm3, nejvzdálenější má jen (2,1 +2,2 -1,2) g/cm3. To ukazuje, že ne všechny planety zhruba velikosti Země musí být kamenné. Všechny planety se nacházejí blíže hvězdě, než je hranice ekosféry. Hvězda je červený trpaslík s hmotností 0,52 M_O, poloměrem 0,44 R_O a povrchovou teplotu jen 3 840 K a nachází se ve vzdálenosti 66,5 pc v souhvězdí Lyry.

Většina dosud známých exoplanet obíhá poměrně blízko svých mateřských hvězd – to je výběrový efekt hlavních metod detekce; jak metoda RV, tak poklesy jasnosti při tranzitu přednostně nacházejí planety, které jsou velké a(nebo) blízko své hvězdy. Způsob detekce planety při gravitačním mikročočkování (přechod jedné hvězdy přes druhou, při kterém dojde k dočasnému zesílení světla té vzdálenější) tímto neduhem netrpí. Jednu takovou zatím netypickou planetu nezávisle na sobě potvrdily dva týmy. D.  Bennet aj. se na hvězdu OGLE-2005-BLG-169 podívali pomocí kamery Wide Field Camera 3 (WFC3) na palubě HST. Potvrdili dříve pozorovaný vlastní pohyb mateřské hvězdy, určili zářivý výkon hvězdy a pořídili přesnou světelnou křivku. Z kombinace všech známých dat odvodili hmotnost hvězdy na (0,69 ± 0,02) M_O, hmotnost planety (14,1 ± 0,9) M_Z, velkou poloosu dráhy planety (4,0 +2,2 -0,6) au a vzdálenost systému (4,1 ± 0,4) kpc. Stejnou hvězdu jiným přístrojem – spektrografem NIRC2 na Keckově dalekohledu – pozorovali V. Batista aj. a parametry planety a hvězdy určili téměř shodně: hmotnosti (0,65 ± 0,05) M_O, resp. (13,2 ± 1,3) M_Z, vzdálenost (4,0 ± 0,4) kpc. Planeta srovnatelná s Uranem je tak první potvrzenou planetární mikročočkou. Je zřejmé, že mikročočkování je závislé na náhodném postavení v prostoru, nicméně se prokázalo, že netrpí výběrovým efektem výše zmíněných metod.

51 Eridani je mladá žlutá hvězda hlavní posloupnosti s hmotností asi 1,75 M_O, vzdálená od nás přibližně 30 pc. B. Macintosh aj. pomocí přístroje Gemini Planet Imager (GPI) napřímo objevili ve vzdálenosti 13 au od hvězdy planetu, jejíž následný spektroskopický průzkum odhalil silné absorpční čáry methanu a vodní páry a povrchovou teplotu 600 ÷ 750 K. Model vzniku takové planety v blízkosti 20 Mr staré hvězdy vede k odhadu hmotnosti zhruba 2 M_J. Jde zatím o nejméně hmotnou planetu pozorovanou přímo a zároveň první velký úspěch přístroje GPI (51 Eri byla v katalogu Gemini South objekt zájmu s pořadovým číslem 2). R. De Rosa aj. následně potvrdili, že 51 Eri b není hnědý trpaslík, který se pouze promítá do blízkosti hvězdy; naopak s ní sdílí vlastní pohyb. Autoři zpřesnili parametry dráhy planety (velká poloosa asi 14 au, oběžná doba 41 rok a sklon dráhy 138°). Z dosavadních měření se zdá, že planeta neobíhá ve stejné rovině jako trpasličí dvojhvězda GJ 3305, která je vzdáleným průvodcem 51 Eri. B.  Montet aj. analyzovali parametry této dvojhvězdy za pomoci kombinace dat z přístrojů NIRC2 a HIRES na Keckově dalekohledu a přístroje DSSI na Discovery Channel Telescope. Hmotnost celého systému je podle nich (1,11 ± 0,04) M_O, oběžná doba složek (29,03 ± 0,5) roku, velká poloosa drah (9,78 ± 0,14) au a excentricita (0,19 ± 0,02). Odhadnutá hmotnost složek je (0,67 ± 0,05) M_O a (0,44 ± 0,05) M_O a stáří celé dvojhvězdy je (37 ± 9) Mr. Podle autorů je na základě uspořádání celé hvězdné soustavy nepravděpodobné, že by dráha 51 Eri b byla výrazně ovlivněna Kozaiovým-Lidovovým efektem.

A. Boccaletti aj. odhalili pomocí přístroje SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na Very Large Telescope v Chile zcela neočekávané dění v prachovém disku v okolí hvězdy AU Microscopii, vzdálené 10 pc od nás. Prachový disk již r. 2007 pozoroval HST, stejně jako 40 au vzdálený pás malých těles podobný Edgeworthovu-Kuiperovu pásu ve Sluneční soustavě. Boccalettiho tým na AU Mic zaměřil pozornost SPHERE jako na jeden z první cílů a hned první výsledky přinesly překvapení – podstatná část prachového disku má nepravidelnou strukturu a pohybuje se směrem pryč od hvězdy zdánlivou rychlostí 4–10 km/s. Příčina takového rychlého nepravidelného pohybu v disku není jasná – může jít o hustotní vlny vyvolané skrytou planetou (podobně jako u β Pic), tříšť materiálu vytvořená srážkami malých těles nebo látka vyvržená z prachového disku působením opakovaných koronálních výronů mateřské hvězdy. Ch. Schüppler aj. se pokusili prachový disk kolem AU Mic numericky modelovat, a to se střídavými úspěchy. Většina modelů je schopna reprodukovat prachový disk vzniklý z pásu malých těles s vnější hranou kolem 40 au od hvězdy s následnou migrací prachových zrn zpět ke hvězdě. Modely nedovedou zpřesnit šířku pásu (cokoli mezi hodnotami 5 až 44 au „funguje“), pozorování velkých přístrojů zobrazují disk jasnější v kratších vlnových délkách a vypočtené rozložení polarizace záření také neodpovídá pořízeným datům (to může mít na svědomí asymetrický tvar prachových zrn). Autoři uvádějí, že nejlepší modelový materiál představuje směs křemíku, uhlíku a vodního ledu střední pórovitosti. Dále tvrdí, že modelovaná jasnost disku nejlépe odpovídá skutečnosti při intenzitě slunečního větru přibližně 50× větší než u Slunce, což podle nich také vysvětluje výše zmíněné rychlé nepravidelné struktury pozorované VLT i dalšími přístroji.

Ve vzdálenosti necelých 12 pc od nás v souhvězdí Plachet se nachází červený trpaslík spektrálního typu M s označením Gliese 1132. Kolem něj obíhá planeta, která má jen o 16 % větší poloměr než Země a hmotnost o 60 % větší, tedy je velmi pravděpodobně kamenná. Planetu pozorujeme téměř přesně v rovině oběhu, který samotný trvá 1,6 d. Z.  Berta-Thompson aj. upozorňují, že tento typ červených trpaslíků převyšuje v Galaxii hvězdy slunečního typu v poměru 12:1, což znamená, že v jejich okolí můžeme očekávat velké množství slunečních soustav, podle všeho dokonce až 1,4 planety o hmotnosti 0,5–1,5 M_Z na každou hvězdu. Gliese 1132 b obíhá příliš blízko mateřské hvězdě na to, aby na ní mohl existovat život – přestože červený trpaslík má poloměr jen 0,21 M_O, planeta dostává 19× větší zářivý výkon než Země. Poměrná blízkost celé soustavy a klidný druh hvězdy představuje výbornou laboratoř pro budoucí studium atmosféry planety, o které již nyní víme, že přišla o většinu původního vodíku.

T. Barclay aj. provedli množství simulací pětinásobného planetárního systému kolem hvězdy Kepler-296, což je dvojhvězda tvořená dvojicí trpaslíků typu M. Zvláštní je, že na základě spektroskopických dat není možné rozhodnout, kolem které složky planety obíhají. Barclayův tým se snažil optimalizovat pozorovaná RV data pro různé konfigurace a dospěl k závěru, že jako nejpravděpodobnější se jeví konfigurace, kdy všech pět planet obíhá primární složku dvojhvězdy. Za předpokladu, že všech planet obíhá kolem stejné hvězdy, je možné odhadnout poloměry dvou nejvzdálenějších planet e a f na (1,53 ± 0,26) R_Z, resp. (1,8 ± 0,31) R_Z. Pokud jsou odhady správné, tyto nejvzdálenější planety se nacházejí těsně na hranici, popřípadě i uvnitř ekosféry své hvězdy.

Další zajímavý planetární systém kolem trpaslíka spektrálního typu M nalezli E.  Petigura aj. v datech druhé fáze mise Kepler. Kolem hvězdy K2-21, vzdálené od nás (65 ± 5) pc, obíhá dvojice planet s relativními poloměry jen (2,6 ± 0,14) %, resp. (3,15 ± 0,2) % poloměru hvězdy. Blízká IR spektroskopie dovolila shora omezit odhad velikosti hvězdy, ze kterého plynou velikost planet (1,59 ± 0,43) R_Z, resp. (1,92 ± 0,53) R_Z. Planety mají oběžné doby 9,32 a 15,5 d a jsou tak velice blízko rezonanci 5:3, za což podle autorů může dráhová historie soustavy. Soustavná pozemská pozorování by mohla odhalit časové variace v tranzitech, což může odkrýt další planety v systému anebo působení obou superzemí mezi sebou.

W. F. Welsh aj. objevili již desátou planetu, která obíhá kolem centrální dvojhvězdy. Dvojhvězda má složky o hmotnosti 0,94 a 0,195 M_O, které se navzájem obíhají každých 27,32 d. Planeta kolem nich krouží s periodou 240,5 d na skloněné dráze, která má tak výraznou precesi, že pouhých 8,3 % procenta času můžeme pozorovat tranzity planety přes dvojhvězdu. Poloměr planety je možné určit zhruba na 6,2 R_Z, ale její hmotnost nikoli, neboť je příliš nízká v porovnání s dvojhvězdou; autoři odhadují na základě fotometrických dat horní hranici na 16 M_Z. Planeta se kupodivu nachází uvnitř ekosféry celé dvojhvězdy.

W. Kley a N. Haghighipour modelovali další podobný systém, Kepler-34. Jedná se o dvojhvězdu, která má nezvykle výstřednou dráhu, její excentricita má hodnotu 0,52. Zatímco do blízkosti dvojhvězd s (téměř) kruhovými drahami se planety dostávají díky postupné migraci z vnějších částí akrečního disku; takto excentrická dvojhvězda musela umožnit vznik planety jiným mechanismem. Autoři zkoušeli dva typy modelů: s jednou a dvěma planetami. Jednoplanetární model umožňuje vznik planety uvnitř prolákliny eliptického tvaru v akrečním disku; takto zformovaná planeta má dráhu s vyhovující excentricitou, ale nachází se příliš daleko. Dvouplanetární model vede k migraci obou planet do vnitřních částí disku a vzniku dráhových rezonancí, které skončí vymrštěním jedné z planet, pokud některá z nich dosáhne zmíněné prolákliny. Planeta, která v systému zůstane, pak má dráhu s parametry velice blízkými pozorovaným hodnotám. Vymrštěná planeta nemusí nutně skončit v mezihvězdném prostoru, může odmigrovat na dráhu s jiným sklonem vůči původní rovině oběhu, čímž se dostane mimo možnost našeho pozorování.

Malý nebo žádný sklon rovin oběhu planet ve Sluneční soustavě vedl již I. Kanta k formulování hypotézy, že všechny planety vznikly z jednoho akrečního disku; roviny drah mnohých měsíců jsou opět velmi blízké rovině ekliptiky, což tuto hypotézu dále potvrzuje. Mnoho jiných slunečních soustav vykazuje velice podobné vlastnosti. A. Udalski aj. objevili systém OGLE-2013-BLG-0723LB, který se z hlediska parametrů drah nachází jaksi uprostřed: lze se na něj dívat jako na planetu velikosti Venuše, obíhající kolem hnědého trpaslíka, nebo jako na měsíc velikosti Venuše, obíhající planetu o něco větší než Jupiter, která obíhá kolem velmi vzdálené hmotnější hvězdy. Planeta/měsíc má hmotnost (0,69 ± 0,06) M_Z, hnědý trpaslík/planet (0,031 ± 0,003) M_O a druhá hvězda (0,097 ± 0,009) M_O. Autoři na srovnání s příklady ze Sluneční soustavy (Callisto–Jupiter, Uran–Slunce) ukazují, že proces formování těles z akrečních disků zahrnuje všechny „velikosti“ a pokud v některém planetární systému tělesa určité velikosti chybí, měli bychom jejich absenci přičítat historii toho konkrétního systému.

L.  Roberts aj. se zaměřili na systém HD 8673, u kterého byla dříve nalezena planeta na dráze s výstředností 0,723. Dřívější výzkum naznačoval existenci hvězdného souputníka mateřské hvězdy, kterou se Robertsovu týmu nepodařilo potvrdit ani s využitím 10m Keckova dalekohledu, 5m Haleova teleskopu, 3,6m dalekohledu AEOS a palomarského 1,5m dalekohledu. Autoři proto označili dřívější detekci za falešnou. Namísto toho objevili jinou, ještě slabší hvězdu, která podle všeho opravdu je druhou složkou dvojhvězdy. Opět jde o trpaslíka typu M s hmotností v rozmezí 0,33–0,45 M_O. Zdánlivá vzdálenost složek je 10 au. Na základě všech dostupných dat autoři odhadují, že velká poloosa dráhy může být v rozmezí 35–60 au, excentricita kolem 0,5 a sklon dráhy 75–85°. Nově nalezená druhá složka dvojhvězdy patrně velmi ovlivnila planetu první složky a dobře vysvětluje pozorovanou excentricitu její dráhy.

B.-O. Demory aj. pečlivě analyzovali data, která v letech 2013 a 2014 pořídil HST při spektroskopii α Cen B. Téměř s jistotou vyloučili existenci planety s parametry dříve publikovanými X. Dumusquem aj., nicméně v datech z r. 2013 zaznamenali pokles, který připomíná tranzit. Pokud se jednalo o pokles skutečně způsobený planetou, musela by mít zcela jinou oběžnou dobu (spíše v desítkách dní než dříve publikovaných 3,8 h); větším problémem je, že v sadě dat z r. 2014 po takovém poklesu není ani stopy. Opět nezbývá než trpělivě pořizovat další data, což je v případě jasných hvězd jako α Cen B nesnadný úkol.

P. G. Kalas aj. se přístrojem GPI dalekohledu Gemini podívali na prachový disk kolem hvězdy HD 106906 a zjistili, že jeho tvar je velice nepravidelný, na jedné straně tenký, zatímco na opačné naopak tlustý. Kolem hvězdy obíhá planeta o hmotnosti zhruba 11 M_J, která se ale nachází až ve vzdálenosti 650 au a navíc na dráze skloněné o 21° vůči rovině disku (planeta byla objevena již r. 2013). Všechno dohromady podle autorů ukazuje, že systém prošel v nedávné době nějakou podstatnou gravitační poruchou. Zatím není možné určit, co bylo její příčinou – jedno možné vysvětlení je příliš blízké přiblížení k další planetě v systému.

W. Kley a N. Haghighipour modelovali další podobný systém, Kepler-34. Jedná se o dvojhvězdu, která má nezvykle výstřednou dráhu, její excentricita má hodnotu 0,52. Zatímco do blízkosti dvojhvězd s (téměř) kruhovými drahami se planety dostávají díky postupné migraci z vnějších částí akrečního disku; takto excentrická dvojhvězda musela umožnit vznik planety jiným mechanismem. Autoři zkoušeli dva typy modelů: s jednou a dvěma planetami. Jednoplanetární model umožňuje vznik planety uvnitř prolákliny eliptického tvaru v akrečním disku; takto zformovaná planeta má dráhu s vyhovující excentricitou, ale nachází se příliš daleko. Dvouplanetární model vede k migraci obou planet do vnitřních částí disku a vzniku dráhových rezonancí, které skončí vymrštěním jedné z planet, pokud některá z nich dosáhne zmíněné prolákliny. Planeta, která v systému zůstane, pak má dráhu s parametry velice blízkými pozorovaným hodnotám. Vymrštěná planeta nemusí nutně skončit v mezihvězdném prostoru, může migrovat na dráhu s jiným sklonem vůči původní rovině oběhu, a tím se dostane mimo možnost našeho pozorování.

Malý nebo žádný sklon rovin oběhu planet ve Sluneční soustavě vedl již I. Kanta k formulování hypotézy, že všechny planety vznikly z jednoho akrečního disku; roviny drah mnohých měsíců jsou opět velmi blízké rovině ekliptiky, což tuto hypotézu dále potvrzuje. Mnoho jiných slunečních soustav vykazuje velice podobné vlastnosti. A. Udalski aj. objevili systém OGLE-2013-BLG-0723LB, který se z hlediska parametrů drah nachází jaksi uprostřed: lze se na něj dívat jako na planetu velikosti Venuše, obíhající kolem hnědého trpaslíka, nebo jako na měsíc velikosti Venuše, obíhající planetu o něco větší než Jupiter, která obíhá kolem velmi vzdálené hmotnější hvězdy. Planeta/měsíc má hmotnost (0,69 ±0,06) M_Z, hnědý trpaslík/planet (0,031 ±0,003) M_☉ a druhá hvězda (0,097 ±0,009) M_☉. Autoři na srovnání s příklady ze Sluneční soustavy (Callisto–Jupiter, Uran–Slunce) ukazují, že proces formování těles z akrečních disků zahrnuje všechny „velikosti“, a pokud v některém planetární systému tělesa určité velikosti chybí, měli bychom jejich absenci přičítat historii toho konkrétního systému.

L.  Roberts aj. se zaměřili na systém HD 8673, u kterého byla dříve nalezena planeta na dráze s výstředností 0,72. Dřívější výzkum naznačoval existenci hvězdného souputníka mateřské hvězdy, kterou se Robertsovu týmu nepodařilo potvrdit ani s využitím 10m Keckova dalekohledu, 5m Haleova teleskopu, 3,6m dalekohledu AEOS a palomarského 1,5m dalekohledu. Autoři proto označili dřívější detekci za falešnou. Namísto toho objevili jinou, ještě slabší hvězdu, která podle všeho opravdu je druhou složkou dvojhvězdy. Opět jde o trpaslíka typu M s hmotností v rozmezí 0,33–0,45 M_☉. Zdánlivá vzdálenost složek je 10 au. Na základě všech dostupných dat autoři odhadují, že velká poloosa dráhy může být v rozmezí 35 ÷ 60 au, excentricita kolem 0,5 a sklon dráhy 75 ÷ 85°. Nově nalezená druhá složka dvojhvězdy patrně velmi ovlivnila planetu první složky a dobře vysvětluje pozorovanou excentricitu její dráhy.

B.-O. Demory aj. pečlivě analyzovali data, která v letech 2013 a 2014 pořídil HST při spektroskopii α Cen B. Téměř s jistotou vyloučili existenci planety s parametry dříve publikovanými X. Dumusquem aj., nicméně v datech z r. 2013 zaznamenali pokles, který připomíná tranzit. Pokud se jednalo o pokles skutečně způsobený planetou, musela by mít zcela jinou oběžnou dobu (spíše v desítkách dní než dříve publikovaných 3,8 h); větším problémem je, že v sadě dat z r. 2014 po takovém poklesu není ani stopy. Opět nezbývá než trpělivě pořizovat další data, což je v případě jasných hvězd jako α Cen B nesnadný úkol.

P. G. Kalas aj. se kamerou GPI (Gemini Planet Imager) dalekohledu Gemini-S (Cerro Pachón; Chile) podívali na prachový disk kolem hvězdy HD 106906 a zjistili, že jeho tvar je velice nepravidelný, na jedné straně tenký, zatímco na opačné naopak tlustý. Kolem hvězdy obíhá planeta o hmotnosti zhruba 11 M_J, která se ale nachází až ve vzdálenosti 650 au a navíc na dráze skloněné o 21° vůči rovině disku (planeta byla objevena již r. 2013). Všechno dohromady podle autorů ukazuje, že systém prošel v nedávné době nějakou podstatnou gravitační poruchou. Zatím nelze určit její příčinu; jedním z možných vysvětlení je příliš blízké přiblížení k další planetě v systému.

2.1.2. Souhrnné studie o exoplanetách

Brendan P. Bowler aj. zrevidovali vysoce kontrastní pozorování obřích planet a hnědých trpaslíků kolem červených trpaslíků do vzdálenosti 40 pc od nás. Ukázalo se, že polovina těchto systémů je mladších než 135 Mr a velká většina z nich (> 90 %) mladších než Hyády, tj. 620 Mr. Kromě objevu čtyř dosud neznámých velmi mladých hnědých trpaslíků zdůrazňují autoři statistickou interpretaci více než 150 planetárních kandidátů, ze které vyplývá, že obří planety a hnědí trpaslíci se kolem mateřských hvězd typu M vyskytují asi v 10 ÷ 16 % případů (dané číslo závisí na zvoleném evolučním modelu zformování oběžnice) pro hmotnosti 1 ÷ 13 M_J a vzdálenosti 10–100 au od mateřské hvězdy. Pokud se zaměříme na hmotnější planety (5 ÷13 M_J), najdeme je u 6, resp. necelých 10 % červených trpaslíků. Ačkoliv tedy první přímo zobrazené (velké) planety byly nalezeny u hmotných hvězd, zdá se, že mezi hmotností hvězdy a pravděpodobností zformování obří planety nebo hnědého trpaslíka není žádná jednoduchá úměra; hmotné a velké oběžnice se vyskytují i u trpasličích hvězd.

Tým dalekohledu Kepler prezentoval v lednu 2015 na 225. zasedání Americké astronomické společnosti (AAS, American Astronomical Society) v Seattlu další výsledky pátrání po planetách podobných Zemi v ekosféře svých hvězd. Osm nových planet, nacházejících se podle všeho v podmínkách vhodných pro pozemský život, se dost liší svými orbitálními parametry, což je dáno především rozdílnými vlastnostmi jejich mateřských hvězd. Potenciálně nejvhodnějšími kandidáty jsou exoplanety Kepler–438b a Kepler-442b; oba u trpasličích hvězd typu M, vzdálených od nás asi 150, resp. 350 pc. Kepler-438b kolem ní oběhne jednou za 35 d, poloměr má asi o osminu větší než Země a vypočtený osvit na povrchu planety vychází zhruba o 40 % větší než na Zemi. Kepler-442b oběhne svou mateřskou hvězdu jednou za 112 d, je přibližně o třetinu větší než Země a má velmi vhodné podmínky, aby se na povrchu vyskytovala voda v kapalném stavu.

Rychlost rotace planety je klíčovým parametrem globální atmosférické cirkulace a prostorového rozmístění oblačnosti. Protože míra zaclonění mraky hraje podstatnou roli v zářivé rovnováze planety, může mít různá rychlost rotace překvapivé důsledky. Y. Jun aj. se zaměřili na modelování atmosférické cirkulace v závislosti na velikosti Coriolisovy síly, tedy důsledku rotace planety. Jejich výsledky překvapivě ukazují, že pomalu rotující planety mohou díky efektivnímu přenosu energie v atmosféře a podstatně intenzivnější tvorbě opticky tlustých mraků absorbovat až 2× větší množství zářivého výkonu než rychle rotující planety. Srovnání Země s Venuší ukazuje, že kdyby současnou rychlostí rotující Venuše měla současnou pozemskou atmosféru (myšleno co do chemického složení), byla by pro nás obyvatelná. Autoři dovozují, že pokud Venuše v minulosti prošla skleníkovým peklem, musela být tehdy její rotace podstatně rychlejší než dnes. (To je v dobrém souhlasu s ostatními poznatky Venušiny historie.) Dále autoři upozorňují, že vhodná rychlost rotace planety může díky působení oblačnosti posouvat hranice ekosféry na obou stranách.

J. Leconte aj. odhalili daleko intenzivnější působení brzdného mechanismu atmosféry na rotaci planety. Pro planety v těsné blízkosti červených trpaslíků, které se sice nacházejí v ekosféře hvězdy, ale s vysokou pravděpodobností jim hrozí pád do nástrah vázané rotace, by to mohl být pomyslný záchranný pás, jak udržet na povrchu planety podmínky přijatelné pro život. Modelování vlivu záření blízké hvězdy na atmosféru planety ukázalo, že tenčí atmosféra může mít na rotaci planety větší vliv, neboť se prohřeje do větší hloubky (případně až k povrchu), což způsobí intenzivnější tvorbu silných větrů. Tyto výpočty se opět dobře shodují se známou historií Venuše, která by podle autorů se současnou pozemskou atmosférou rotovala až 10× rychleji než ve skutečnosti, kdy ji vliv zcela odlišné atmosféry donutil dokonce rotovat retrográdně, tj. proti směru pohybu po oběžné dráze. Modely bude nutné potvrdit měřeními teplot exoplanet, která se v blízké budoucnosti očekávají od JWST (James Webb Space Telescope).

Když už se planety v ekosférách červených trpaslíků dostanou do pasti vázané rotace, předpokládali jsme dosud, že to na jejich klima musí mít fatální důsledky. A.  Dobrovolskis z institutu SETI však zveřejnil výsledky jemnějšího modelování atmosféry planet v různých kombinacích rezonancí mezi dobou otočky planety a její oběžnou dobou (spin-orbit resonance, SOR) – 1:2, 1:1, 3:2 ad. Pro celočíselné zlomky potvrzuje model SOR dřívější předpoklady, kdy se na planetě vytvoří jedna teplá oblast na nejvíce přivrácené straně ke hvězdě, zatímco zbytek planety je pokrytý ledem (předpokládáme-li na planetě vodu) – tomuto schématu se říká „oko“. Zajímavé ovšem je, že pro liché poločíselné zlomky SOR se vytvoří „dvojoko“, tedy „zornice“. To znamená, že se vytvoří dvě teplé oblasti, jedna na východní, a druhá na západní polokouli planety. S rostoucí hodnotou zlomku SOR se pak „zornice“ slévají a vytvoří na planetě pásy střídajících se teplých a zamrzlých oblastí. Autor upozorňuje, že pokud je v modelu dostatečné množství vody, postupně narůstající ledová pokrývka způsobuje ve všech případech po dostatečně dlouhé době změnu momentu hybnosti planety a její vyvázání ze zámku vázané rotace.

Dobrovolníci zapojení do projektu Disk Detective pod vedením M. Kuchnera a týmu Zooniverse klasifikovali 278 000 zdrojů infračerveného (IR) záření na obloze a vytipovali 478 zajímavých diskových objektů k dalšímu průzkumu. Mezi těmi téměř pěti stovkami objektů z archivu družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) našli 37 velmi slibných kandidátů na disk s právě vznikající planetární soustavou. Vedoucí projektů předpokládají, že do roku 2018 by takových objektů mohla být známa více než tisícovka.

Moderní softwarové postupy pronikají i do astronomie; ostatně tomu tak bylo po většinu dosavadní historie.

S. McCauliff aj. publikovali práci o automatizované klasifikaci planetárních kandidátů z prvních tří let pozorování sondy Kepler. 3 697 kandidátů je výsledkem měření 18 406 přechodů planety přes kotouček hvězdy, kterých je v zorném poli Kepleru přes 200 000. Problematická část detekce každé exoplanety při metodě tranzitů se skrývá v určení, co je přechod planety a co není. Autoři tedy připravili neuronovou síť, které poskytli tento první katalog světelných křivek a nechali ji, aby se naučila třídit měření do jedné ze tří kategorií: kandidát, astrofyzikální jev a přístrojový šum. K třídění použili 237 parametrů, kterými se popisuje nejvhodnější světelná křivka pro získaná měření. Způsob mapování mezi parametry světelné křivky a správnou kategorií se neuronová síť učí na základě algoritmu nazývaného „náhodný les“ (angl. random forest). Autorům se podařilo prokázat, že tento způsob klasifikace je možné prakticky použít k předzpracování dat, průměrná chybovost se na celém vzorku dat pohybuje pod 6 %, v případě klasifikace jen dvou kategorií (kandidát vs. cokoli dalšího) klesne dokonce pod 3 %. Algoritmus nicméně trpí některými výběrovými efekty, které by se snad mělo podařit odstranit s dostupností dalších souborů dat.

J.  Margot navrhl a zveřejnil jednoznačnou numerickou metriku, podle které by bylo možné automaticky klasifikovat nebeské těleso jako planetu. Výpočet potřebuje jen hmotnost hvězdy, hmotnost potenciální planety a oběžnou dobu. Na základě třetí podmínky stávající definice planety (těleso vyčistilo okolí své dráhy) autor využívá dřívějších prací o rozptylu meziplanetární hmoty k určení minimální hmotnosti tělesa, kterou planeta musí mít, aby za dobu existence své mateřské hvězdy stihla vyčistit své okolí. Pak stačí porovnat pozorovanou hmotnost tělesa s takto vypočtenou hmotností minimální, a na první pohled je zřejmé, zda je třetí podmínka stávající definice IAU splněna. Doplněním, že těleso nemusí obíhat pouze kolem Slunce, ale podle jakékoli hvězdy, vícečetného systému nebo zbytku hvězdného tělesa, by pak definice umožnila klasifikovat 99 % současných známých planet, ať jsou ze Sluneční soustavy nebo mimo ni.

Dlouhodobá stabilita planetárních systémů je jedna z velmi nejasných otázek, týkajících se exoplanet. Víme, že i ve Sluneční soustavě docházelo k mnoha přesunům, a není důvod předpokládat, že u jiných hvězd by tomu mělo být jinak. K. Volková a B. Gladman přispěli do diskuse svou prací, ve které referují o analýze systémů s těsnými vnitřními planetami (myšleno velmi blízkými své mateřské hvězdě), které v současnosti představují asi dvacetinu všech hvězd typů F, G a K se střední dobou věku kolem 5 Gr. Autoři předkládají hypotézu, že podobné těsné planety se nacházely prakticky u všech těchto hvězd, ale nedokázaly vydržet na svých drahách vlivem gravitačních poruch ostatních těles v dané sluneční soustavě, načež došlo buď ke srážkám, anebo byly planety vymeteny do mezihvězdného prostoru. Autoři dále spekulují, že po dobu prvních 1÷ 10 % stáří Sluneční soustavy se uvnitř dráhy Venuše nacházely další kamenné planety, které připravily Merkur o část jeho původní látky, což mu nicméně umožnilo jako jedinému původnímu zástupci těsných vnitřních planet přežít.

K tématu dlouhodobé stability přispěli také A. Mustill, M. Davies a A. Johansen, kteří publikovali svoje modely vývoje drah vnitřních planet pro horké jupitery na vzdálených drahách s velkou poloosou v řádech stovek au a velkou excentricitou. Ukazuje se, že v drtivé většině případů dojde při migraci obří planety k hvězdě k úplnému vymetení vnitřních planet, což dobře koresponduje s pozorovanými systémy; prakticky neznáme obří planetu na blízké dráze zároveň s méně hmotnými planetami na podobných drahách. V méně častých případech může dojít k opačnému jevu, kdy je do prostoru vymrštěn díky gravitačním poruchám a rezonancím sám horký jupiter, a konečně ve velmi vzácných případech se může stát, že vnitřní planety navedou horký jupiter na dráhu podobnou zemské, což se jim následně stane osudným, neboť obří planeta je z planetární soustavy nemilosrdně vyžene.

A. Witzeová informovala o setkání výzkumníků v oboru exoplanet na zasedání AAS s cílem určit, kam v budoucnu napřít síly v instrumentální oblasti. Kepler ještě pracuje, ale jeho možnosti jsou mimo samotné objevy omezené a životnost také nemá nekonečnou. NASA v r. 2018 vypustí jeho nástupce TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), ESA chystá na r. 2024 sondu PLATO (Planetary Transits and Oscillations of Stars) a v polovině dvacátých let by měl odstartovat WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope). Ten by měl na palubě – pokud budou finanční prostředky – koronograf, jehož cílem je přímé zobrazení exoplanet. Dál je zatím výhled nejasný a mnozí by rádi směřovali vývoj k přístroji, který by umožnil jednoznačnou detekci obyvatelných světů.

A. Vandenburg aj. zveřejnili svá pozorování záhadných tranzitů před bílým trpaslíkem WD 1134+017, které byly poprvé pozorovány družicí Kepler v rámci mise K2. Tranzity jsou podivné, protože jsou asymetrické, mělké a trvají velké desítky minut při periodách 4,5 ÷ 4,9 h. Pokud by před malým bílým trpaslíkem přecházela planeta, zákryt by měl trvat jen malé jednotky minut. Autoři na hvězdu zaměřili velké pozemské přístroje a podrobná pozorování odhalila, že v mělkých tranzitech se ukrývají další, hlubší, ale mnohem kratší. Nejvýraznější hluboký přechod má periodu 4,5 h, jenž byl viditelný i v méně podrobných datech. Autoři dále spektroskopicky zkoumali atmosféru bílého trpaslíka a zjistili v ní přítomnost velkého množství kovů (tedy prvků těžších než hélium). To je také nečekané; gravitace by měla těžké prvky velmi rychle stáhnout do nitra hvězdy. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě malých těles, planetek, které se dostaly příliš blízko ke hvězdě – to jsou ty hluboké, krátce trvající přechody. Hvězda je slapovými silami trhá na kusy, přičemž se samozřejmě do okolí dostává spousta prachu a plynu, který se postupně rozptyluje a tvoří jakési kometární ohony – to jsou ty mělké, dlouho trvající přechody s výraznou asymetrií. A konečně, gravitace bílého trpaslíka je nemilosrdná a všechnu látku stahuje na povrch hvězdy, čímž zajišťuje stálý přísun těžších prvků do atmosféry. Je do značné míry pravděpodobné, že stejný osud postihne zbytky Země, až Slunce projde fází červeného obra a smrští se do bílého trpaslíka (pokud nevstoupí do hry nějaká dráhová nestabilita, což se také vyloučit).

2.1.3. Hnědí trpaslíci

Hnědých trpaslíků bylo od jejich prvního objevu určeno již několik stovek, ale stále není dobře prozkoumáno, jakým způsobem vznikají – jsou to způsobem vzniku spíš hvězdy, nebo spíš planety? O. Morata aj. se pokusili přiblížit k odpovědi pomocí výzkumu 11 právě vznikajících hnědých trpaslíků na základě dat z dostupných přehlídek oblohy UKIDSS (UKIRT [UK Infrared Telescope] Infrared Deep Sky Survey), 2MASS (Two Micron All-Sky Survey), SST, WISE a Herschel. K těmto známým datům přidali vlastní pozorování pomocí radiového interferometru K. Janského VLA (Very Large Array) v Novém Mexiku. Všechny vznikající objekty se nacházejí ve vzdálenosti asi 140 pc v souhvězdí Býka a jsou jen asi 1 Mr staré. Čtyři z pozorovaných objektů vykazují v radiové oblasti spektra silné emise z výtrysků, které se obvykle vyskytují u mladých hvězd se silnými magnetickými poli a rychlou rotací. Autoři na základě stejné závislosti zachycené radiové emise na celkovém vyzářeném výkonu, jakou mají vznikající hvězdy, odvozují, že hnědí trpaslíci se více podobají hvězdám než planetám.

A. C. Schneider aj. získali spektra 22 hnědých trpaslíků pomocí skvělé kamery WFC3 (Wide Field Camera 3) na HST, původně identifikovaných už v přehlídce družice WISE. S využitím spekter v blízkém oboru infračerveného zážení byli autoři schopni určit povrchové teploty zmiňovaných trpaslíků a přesněji stanovit i jejich spektrální typy; tři objekty ze sady se podařilo identifikovat jako 19.–21. známé zástupce trpaslíků typu Y (většina dosud známých hnědých trpaslíků je spektrálního typu T). Povrchové teploty těchto objektů nedosahují ani 500 K; pravděpodobně mají povrchové teploty kolem 300 K. Pozorovaná spektra příliš nesouhlasí s dosavadními teoretickými modely, které zejména předpovídají větší zastoupení molekuly čpavku, což pravděpodobně souvisí se zatím nedostatečným zahrnutím chemických procesů v nerovnovážném stavu v atmosféře nejchladnějších objektů typu Y. Pro objekty spektrálního typu T souhlasí modely s napozorovanými spektry docela dobře.

A. Scholz, V. Kostov, R. Jaywardhana a K. Mužić analyzovali 16 mladých hnědých trpaslíků v hvězdné asociaci v souhvězdí Štíra na základě velmi přesné fotometrie z pozorování družice Kepler v rámci mise K2. Jejich rotační periody se pohybují od několika hodin do dvou dnů (s jednou pětidenní výjimkou) se střední hodnotou kolem 1 d, což potvrzuje, že hnědí trpaslíci jsou rychle rotující objekty. Co však autory nejvíce překvapilo, čtyři nejpomaleji rotující skorohvězdy kolem sebe mají pozorovatelný disk; dvě z nich dokonce vykazují známky akrece na centrální objekt. Autoři porovnali pozorované rotační doby s modely vývoje čerstvých málo hmotných hvězd a objevili, že se u hnědých trpaslíků jen velmi málo (pokud vůbec) uplatňuje brzdění rotující (téměř) hvězdy o plynoprachový disk; toto brzdění je tedy zřejmě účinné až od nějaké minimální hmotnosti centrálního objektu.

A. J. Burgasser aj. zkoumali nedávno objeveného červeného trpaslíka z katalogu sondy WISE pomocí dalekohledu TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope). Potvrdili vzdálenost pouze (6 ± 1) pc od nás a malý vlastní pohyb; spektroskopie dále potvrdila spektrální typ M9.5 a spektra blízkého IČ oboru odhalila přítomnost souputníka spektrálního typu T5. Zobrazování adaptivní optikou ukázalo slabý sekundární zdroj v úhlové vzdálenosti 0,14″ (projektovaná vzdálenost 0,8 au) od primární složky. Všechny střípky skládají dohromady obraz WISE J0729-0846 jako staré, velmi málo hmotné dvojhvězdy se sotva probíhající termonukleární fúzí primáru, který poměrně rychle rotuje a vykazuje značnou magnetickou aktivitou. Jde o jednu ze dvou nejbližších dvojhvězd tohoto typu, a zatímco právě tato kombinace primáru a sekundáru je málo pravděpodobná, autoři odhadují, že dobrá čtvrtina sekundárních složek dvojhvězd s primárem pozdního typu M je tvořená právě hnědými trpaslíky typu T nebo Y.

Nejbližší dvojice hnědých trpaslíků má katalogové číslo WISE 1049-5319, ale častěji se pro ni používá označení Luhman 16. Vzdálená je od nás téměř přesně 2 pc a jde o dvojici spektrálního typu L7.5 a T0.5 s oběžnou dobou pravděpodobně 25–30 yr (zatím ji neznáme přesněji). Poměr hmotností obou složek je (0,78 ±0,1). J. Sahlmann a P. F. Lazorenko zpracovali přesnou astrometrii dvojhvězdy mezi dubnem 2013 a květnem 2014 z přístroje FORS2 na jednom z osmimetrových dalekohledů soustavy VLT (Very Large Telescope) na Paranalu a kromě výše uvedených parametrů vyloučili přítomnost obří planety o hmotnosti v rádu jednotek M_J na blízké dráze (0,05 ÷ 0,4 au). Věk ani parametry vzájemné dráhy zatím není možné určit, ale dvojice je velmi vhodným kandidátem na dlouhodobá pozorování a pátrání po menších planetách.

B. Reipurth a S. Mikkola zveřejnili výsledky více než 200 000 mnohatělesových simulací se třemi identickými hvězdnými zárodky vloženými do molekulárních oblaku. Tělesa zprvu chaoticky kmitají a nabalují na sebe okolní látku, později obvykle jedno nebo dvě tělesa gravitačně ovládne střed oblaku, zatímco ostatní je/jsou nucena paběrkovat na jeho okraji. Nakonec typicky buď vznikne hierarchický systém, nebo se trojice rozdělí na samotnou prahvězdu a dvojhvězdu. Autoři ukazují, že mnohem více výsledné uspořádání ovlivní interní nestability v oblaku než vnější gravitační poruchy. Některé poměry vzájemných hmotností jsou častější; vzájemné vzdálenosti mají prudké maximum kolem hodnoty 13 au a pak zvolna klesají, ale nejzajímavější na celém procesu je schopnost vytvářet nezanedbatelnou populaci „dvojhvězd“ tvořených dvěma hnědými trpaslíky.

Přístroj X-shooter na VLT se pod vedením F. Marocca aj. zaměřil na 196 trpaslíků typů M, L a T, vytipovaných na základě přehlídek UKIDSS a SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Velký rozsah analyzovaných vlnových délek (0,3 ÷ 2,48 µm) umožnil autorům klasifikovat 26 nestandardních trpaslíků všech tří spektrálních typů, identifikovat 27 potenciálně binárních systémů a určit radiální rychlosti všech pozorovaných objektů. Autoři na základě získaných údajů odhadli prostorovou hustotu jednotlivých typů trpaslíků – zhruba lze shrnout, že očekávaná hustota objektů daných spektrálních typů je pod 10^-3/pc³, přičemž trpaslíků typu L4–L6.5 je nejvíce a přechodných typů L7–T0.5 se zdá být více, než odpovídá teoretické předpovědi. To autoři vysvětlují tím, že nejhmotnější a nejméně hmotné objekty této kategorie vznikají v odlišných prostředích, anebo že se ve sledovaném vzorku nachází nadprůměrné množství dvojhvězd.

2.2. Teoretická astrofyzika hvězd

První hvězdy ve vesmíru zřejmě byly mimořádně jasné už ve stádiu zrodu, a jelikož patrně vznikaly ve skupinách po 10–20, celkový zářivý výkon takové skupiny mohl být až stotisíckrát větší než Slunce. A. DeSouza a S. Basu zveřejnili výsledky modelování vzniku takových skupin hvězd, a kromě vysokého celkového zářivého výkonu s překvapením vypočítali, že jednotlivá zjasnění vyvolaná nabalováním protostelární látky mohla být ještě až 1000× jasnější! Gravitační interakce mezi hvězdami ve skupině je příliš slabá na to, aby ovlivnila vývoj jednotlivých hvězd, ale stačí k tomu, aby v okolním oblaku vytvářela lokální zhuštěniny a chuchvalce, které pak při dopadu na povrch hvězdy vytvářejí zdaleka viditelný ohňostroj. Jednotlivé hvězdy I. generace (populace III) jsou nejspíš ještě příliš slabé na to, aby je JWST zobrazil, ale autoři spekulují, že právě takovéto skupiny by v rámci mohutného zjasnění už mohly být patrné.

Velmi hmotné hvězdy jsou na začátku svého života skutečně velice zářivé. Tak moc, že jejich obálky se mohou blížit Eddingtonově mezi (hranici, kde se gradient tlaku záření zevnitř hvězdy vyrovnává s gravitační silou). D. Sanyal, L. Grassitelli, N. Lander a J. Bestenlehner analyzovali modely hvězdného vývoje pro velice hmotné hvězdy. Ukázalo se, že zatímco povrch hvězdy se ani pro bumbrlíčka o hmotnosti 500 M_☉ Eddingtonově mezi neblíží, zanoříme-li se do obálky hvězdy hlouběji, dojde k jeho překonání již pro hvězdu s hmotností jen 40 M_☉, zejména v některých oblastech. Autoři ukazují, že zatímco většina modelů předpokládá překročení Eddingtonova limitu jen v řádu jednotek procent, pro velké hvězdy se může jednat o překročení o desítky %. To vede k nafukování obálek, změnám v konvekci, inverzím hustoty a nakonec k pulzacím a celkovému zvětšení poloměru hvězdy až do násobků hodnot bez započtení tohoto jevu.

Pohrobci hmotných hvězd i černé veledíry se dále zvětšují i nabírají hmotu stejným způsobem, čili akrecí. Objektů, které kolem sebe mají akreční disk, je však ve vesmíru mnohem víc druhů. Platí pro všechny nějaký společný zákon? S. Scaringi aj. se pokusili alespoň zčásti na tuto otázku odpovědět. Jejich práce je založena na pozorování akrečních disků kolem bílých trpaslíků a čerstvě narozených nebo teprve vznikajících hvězd družicí Kepler a přístrojem ULTRACAM na William Herschel Telescope. Ukázalo se, že i tyto objekty sdílejí stejnou závislost variability světelné křivky na středním zářivém toku, a tedy za všemi akrečními disky musí stát stejná fyzika.

Zatímco magnetická pole na povrchu hvězd můžeme docela dobře pozorovat díky atmosférickým jevům, vlastnosti a chování magnetických polí v hvězdných nitrech zůstávají neprozkoumány. J. Fuller aj. navrhli způsob jejich sledování pomocí asteroseismologie. Silná magnetická pole uvnitř hvězdy se projevují potlačením některých oscilačních režimů, protože siločáry magnetického pole brání přenosu energie z jádra hvězdy k povrchu. Data z družice Kepler obsahují kromě jiných také pozorování několika desítek červených obrů právě s takovými potlačenými oscilačními módy, což autoři interpretují jako příznak silně magnetizovaných jader a udávají odhad magnetické indukce v řádu více než 10 T, v jednom případě dokonce až 10 kT.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

S. Anathpindika publikoval přehledovou práci o současném stavu výzkumu obřích molekulárních mračen (giant molecular clouds, GMC) a tvorby hvězd v nich. Mračna, která typicky mají hmotnost v řádu tisíců M_☉ a rozměry do 10 pc, se zahušťují do vláken a chuchvalců a tyto zhuštěniny musí vydržet pohromadě dostatečně dlouho, aby se v nich mohly začít tvořit hvězdy. Na základě četných numerických modelů se konečně dobíráme představy, jak je možné tyto zhuštěniny vytvořit a udržet při životě dostatečně dlouhou dobu – klíčové jsou dynamické gravitační procesy mezi vlákny a chuchvalci navzájem a hustotní vlny, které ve zhuštěninách přenášejí energii z místa na místo, a tím zabraňují jejich zhroucení.

O první generaci hvězd, tzv. populaci III, výše zmiňujeme, že jsou patrně příliš slabé a vzdálené na to, abychom je mohli přímo vidět, a dosud se jedná především o teoretický koncept. D. Sobral aj. však objevili primordiální galaxii CR7, jejíž spektrum vykazuje dvě jasné emisní čáry, Lyman-α a He II (164 nm). Galaxie CR7 má červený posuv z = 6,604 (to odpovídá stáří vesmíru přibližně 800 Mr po velkém třesku) a světlo z ní k nám letělo 12,9 miliardy roků. Autoři pomocí přístrojů X-shooter, SINFONI a FORS2 na VLT a DEIMOS (DEep Imaging Multi-Object Spectrograph) na Keckově dalekohledu vysvětlují pozorované emise jako kombinaci spekter hvězd populace III a pozdější populace II s červenějším spektrem. Nezávisle to potvrdila pozorování kamerou WFPC3 HST, která umožnila rozlišit prostorově odlišné červenější hvězdy, jejichž hmotnost v galaxii dominuje, od namodralé populace III. Autoři tato pozorování vysvětlují jako pozdní tvorbu primordiálních hvězd v těch oblastech, kde ještě zůstala zárodečná oblaka, složená pouze z vodíku a hélia. Jako obvykle jsou zde důkazy pouze nepřímé a jsou možná také jiná vysvětlení pozorovaných emisních čar (např. plyn padající do černé díry); teprve další pozorování umožní rozhodnout, zda CR7 opravdu obsahuje hvězdy populace III.

K. Johnstonová aj. zaměřili radioteleskopy mikrovlnné observatoře ALMA na vznikající hvězdu AFGL 4176 spektrální třídy O, která má hmotnost asi 25 M_☉ a nachází se v oblasti intenzivní tvorby hvězd ve vzdálenosti asi 4,2 kpc. V jejím okolí zjistili silnou rádiovou emisi z oblasti o rozměrech zhruba 870 × 330 au a výtrysk kolmý na tuto strukturu. Detailní pozorování odhalila rotující disk, jaký je obvyklý u hvězd s běžnou hmotností, tedy s Keplerovou rotací. Hmotnost tohoto disku dosahuje ohromujících 8–12 M_☉, takže  jeho průměr je o řád větší, než u předešlého největšího známého disku. Pozorování je podstatné především proto, že jde o první případ mladé a hmotné hvězdy, která má kolem sebe nápadně normální disk; dosud všechny nalezené disky u hmotných hvězd připomínaly spíše rozbitou pneumatiku, anebo měly ještě složitější strukturu.

Ačkoliv teoretické modely podporují představu, že vícečetné hvězdné systémy vznikají najednou, zatím nemáme příliš mnoho potvrzujících pozorování. J. Pineda aj. objevili vznikající hvězdu, kolem které se ve vzdálenostech více než 1 000 au formují další tři gravitačně vázané hvězdné zárodky. Z těchto zárodků se podle autorů do 40 000 roků vyvinou tři složky čtyřhvězdy, z nichž jedna patrně vytvoří s první hvězdou dvojhvězdu. Co se stane se zbylými dvěma, je nejasné, ale celá čtveřice je na časové škále 0,5 Mr nestabilní. Autoři uvádějí, že tento systém je možný ukázkový příklad, proč v zárodečném stádiu vidíme větší počet vícečetných hvězdných soustav, než nakonec odpovídá zastoupení mezi „dospělými“ hvězdami.

Při příležitosti oslavy 25. výročí činnosti HST zveřejnil jeho tým novou fotografii „sloupů stvoření“ (pillars of creation) v Orlí mlhovině (M16). Původní snímek z r. 1995 se stal jednou z nejslavnějších fotografií HST. Nový snímek z r. 2014 je díky nové kameře WFC3 možná ještě působivější než původní, ale kromě úchvatné podívané umožňuje také porovnání, jak se za téměř 20 let změnila struktura plynoprachových oblaků. Ukázalo se tak, že některé části mlhoviny se posunuly až o 100 miliard km a dále se pohybují rychlostí 800 000 km/h. A. Mc Leod aj. se na mlhovinu podívali přístrojem MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), nejnovějším přístrojem dalekohledu UT4 VLT na Paranalu. Podrobná analýza umožnila určit míru ionizace a eroze způsobené intenzivním zářením hvězd otevřené hvězdokupy NGC 6611. Autoři odhadují „odpařování“ mlhoviny rychlostí 70 M_☉/Mr, což znamená, že celá nádherná struktura se rozplyne zhruba za 3 Mr.

2.4. Zázračný svět hvězd

Tak se jmenovala populárně-vědecká kniha slavného britského astrofyzika a znamenitého popularizátora Jamese Jeanse (1877-1946), která vyšla v českém překladu r. 1946. Jeans nejspíš nemohl tušit, že v r. 2015 se bude astronomům jevit svět hvězd ještě mnohem zázračnější.

Vega, pátá nejjasnější hvězda na noční obloze, je raná hvězda typu A0. Již nějakou dobu je známo, že radiální rychlost povrchu hvězdy se drobně mění, ale až T. Böhm aj. analyzovali Vegu pomocí spektrografu SOPHIE na observatoři v Haute-Provence a objevili, že povrch hvězdy je skvrnitý. Potvrdili rotační dobu 0,68 d a zjistili, že povrch spíše než změny poloměru vykazuje mnoho slabých skvrn, které způsobují změny jasnosti v řádu 1–2 %. Skvrny jsou vyvolány podpovrchovým magnetickým polem s indukcí přibližně 0,7 mT, což je překvapivé, protože o hvězdách typu A se obecně soudí, že magnetické pole prakticky nemají, anebo ho mají velmi slabé. Skvrny podle autorů nejsou způsobeny odlišným chemickým složením, neboť hvězda rotuje dostatečně rychle a případné nehomogenity by se rozpouštěly po celém obvodu. Také je možné, že jsou světlejší než okolí a nikoli tmavší jako na Slunci.

E. Mamajek aj. oznámili výsledek zpětného výpočtu dráhy málo hmotné dvojhvězdy WISE J0720-0846, známější jako Scholzova hvězda. Autoři uvádějí, že podle jejich propočtů dvojhvězda prošla před zhruba 70 000 roky ve vzdálenosti jen (52 +23 -14) tisíc au od Slunce, tedy vnějším Oortovým oblakem. Jde o nejtěsnější známý průchod, a naštěstí bylo dynamické působení na Sluneční soustavu pouze slabé – dvojhvězda má hmotnost jen přibližně 0,15 M_☉. Autoři odhadují, že takto těsný průlet nějaké kolemjedoucí hvězdy nastává v průměru každých zhruba 100 000 let.

Měření stáří hvězd je nejednoduchá disciplína. Stáří Slunce určujeme radioaktivním datováním materiálu, který máme fyzicky dostupný z různých míst Sluneční soustavy, ale pro jednotlivé vzdálené hvězdy není takto určit jejich věk možné. Jisté vodítko poskytují hvězdokupy – všechny hvězdy vznikly zhruba ve stejný čas, ale v závislosti na své hmotnosti se vyvíjejí různě rychle. Když se tedy na hvězdokupu podíváme, můžeme porovnat jednotlivé fáze vývoje a jejich projevy; starší hvězdy obecně rotují pomaleji a mají menší počet skvrn, mladší hvězdy naopak rotují rychleji, mají větší počet skvrn, vykazují větší aktivitu a ty nejmladší mají občas ještě protoplanetární disk. S. Meiborn aj. dokázali tuto metodu, zvanou grochronologie, aplikovat na hvězdokupu NGC 6819, starou asi 2,5 miliardy let. Díky přesným datům z družice Kepler zjistili, že i pro méně hmotné hvězdy platí jednoduchá nepřímá úměra mezi stářím a rychlostí rotace. Kromě toho, že můžeme začít používat rychlost rotace jako (alespoň orientační) měřítko věku hvězdy, je důležité, že se potvrzuje předpověď A. Skumaniche z r. 1972 (!), že rychlost rotace hvězdy klesá s druhou odmocninou jejího stáří. T. Reinhold a L. Gizon analyzovali vzorek 24 124 hvězd ze zorného pole družice Kepler a pomocí grochronologie určili jejich stáří; pro zhruba tři čtvrtiny hvězd jejich výsledky souhlasí s dřívějšími měřeními, v oblasti povrchových teplot 3 200 ÷ 4 700 K jsou patrná dvě rozdělení přeložená přes sebe. Autoři ve vzorku také našli 1 079 hvězd s mimořádně stabilní periodou, z nichž polovinu patrně způsobují neviditelné druhé složky dvojhvězd, druhou polovinu je hypoteticky možné přičíst silnými magnetickým dynamům, která jsou snad schopná udržet skvrny na povrchu hvězdy i po několik let. Objev bimodálního rozdělení bude vyžadovat jak další pozorování, tak teoretické vysvětlení.

Hvězdy na úprku, totiž na cestě směřující únikovou rychlostí mimo Galaxii, jsme zvyklí vídat kolem jádra Galaxie, kde za jejich urychlení nad únikovou rychlost zpravidla může centrální veledíra. S. Geier aj. detailně zkoumali hvězdu US 708, která je s rychlostí vůči centru zhruba 1 200 km/s nejrychlejší známou hvězdou v Galaxii. Rekonstrukce její dráhy vylučuje s velkou pravděpodobností centrum Galaxie jako místo původu, hvězda sama rychle rotuje a jde o kompaktní héliovou hvězdu. Polovina takových hvězd se nachází ve dvojhvězdách jako pozůstatky někdejších červených obrů, které jejich průvodce (typicky bílý trpaslík) připravil o většinu jejich látky. Autoři se domnívají, že přesně takový případ je US 708 – odhozená složka dvojhvězdy, dřívější dárce materiálu pro výbuch supernovy typu Ia, s hmotností asi 0,3 M_☉. T. Tauris modeloval rozložení rychlostí právě takových hvězd, odhozených při výbuchu supernovy. Podle autora se maximální úniková rychlosti pro hvězdy s hmotností menší než Slunce pohybuje kolem 1 280 km/s (samozřejmě závisí na směru vyvržení), což se velmi dobře shoduje s pozorováním US 708 a dalšími rychlými hvězdami s nízkou hmotností.

2.5. Dvojhvězdy a vícenásobné soustavy hvězd

M. Moe a R. Di Stefano zveřejnili svůj objev nové třídy zákrytových dvojhvězd, totiž takovou kombinaci, kdy kolem rané hvězdy hlavní posloupnosti spektrálního typu B obíhá prahvězda s nízkou hmotností. Autoři našli 18 takových systémů ve Velkém Magellanově mračnu v archivu pozorování experimentu OGLE. Oběžné doby těchto systémů jsou v řádech jednotek dnů, věky 0,6 ÷ 8 Mr a hmotnosti sekundárních složek jsou 0,8 ÷ 2,4 M_☉. Autoři odhadují, že (2 ±0,6) % všech primárních složek typu B má souputníka s oběžnou dobou 3 ÷ 8,5 d a vysoký poměr hmotností 0,06 ÷ 0,25 (to je 10× víc než pro hvězdy slunečního typu). Tato nová třída dvojhvězd by měla být vývojovým předchůdcem supernov typu Ia, rentgenových dvojhvězd s nízkou hmotností a milisekundových pulsarů.

První databáze pozorování družice Kepler obsahuje také přes 2 400 zákrytových dvojhvězd, čehož se rozhodli využít P. Zasche aj. a analyzovat tyto systémy z hlediska možné třetí složky v systému. Ze souboru všech pozorování vybrali oddělené dvojhvězdy typu Algol a analyzovali variace jejich oběžné doby. Našli desítku takových systémů a pozemními pozorováními ověřili jejich proměnnost, kterou vysvětlují třetím tělesem s oběžnou dobou od 1 do 14 roků. Dále objevili tucet podezřelých dvojhvězd, u nichž jsou třeba další měření, aby bylo možné třetí těleso potvrdit nebo vyloučit.

D.  LaCourse aj. softwarově analyzovali sadu pozorování mise K2 družice Kepler z hlediska nových zákrytových dvojhvězd a získali tak 207 detekcí, z nichž minimálně 97 je nových. C. H. Lee stejným způsobem použil data přehlídek ASAS (All Sky Automated Survey), NSVS (Northern Sky Variability Survey) a LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroids Research) a našel v nich 783 zákrytové dvojhvězdy, jejichž parametry publikoval. Totéž provedl stejný autor pro data přehlídky CSS (Catalina Sky Survey), kde našel 2 170 zákrytových systémů, z nich 211 velmi excentrických a 288 s nízkou hmotností. Pro 25 systémů byl schopen určit i jejich vzdálenost od nás. M. Yang aj. použili velice podobný přístup pro data z čínského dalekohledu CSTAR (Chinese Small Telescope ARray), umístěného v Antarktidě na jižním pólu. Také oni objevili 53 nových zákrytových dvojhvězd, z nich 18 kontaktních. Všechna softwarová zpracování zatím detekují poměrně vysoký počet falešných poplachů, které je nutné ověřovat ručně, nicméně je vidět, že automatizace postupuje i v tomto oboru.

Horcí podtrpaslíci se považují za kompaktní héliová jádra někdejších červených obrů, kteří přišli o téměř celou vodíkovou obálku. Velká část těchto hvězd se nachází v těsných dvojhvězdách, nezanedbatelná část z nich také putuje Galaxií vysokými rychlostmi, jak jsme se zmínili výše. S. Geier publikoval přehled známých systémů po objevu dvou takových hvězd s hnědými trpaslíkem jako průvodcem a jednoho podtrpaslíka ve dvojici s bílým trpaslíkem. Po mnoha letech tak konečně máme docela dobrou představu, jak tyto exotické hvězdy vznikají – vždy je součástí procesu ztráta obálky červeného trpaslíka, někdy odhozením, někdy odpařením nebo přetokem na druhou hmotnou složku. Podle toho, zda se druhá složka (kterou může být i hmotná planeta) nachází uvnitř nebo vně obálky v době její největší expanze, se pak liší pozůstatek.

2.6. Novy

V lednu 2015 vybuchla v galaxii M31 nezvyklá a poněkud záhadná jasná červená nova (luminous red nova, LRN). S. C. Williams aj. pořídili 2m Liverpoolským dalekohledem na Kanárských ostrovech následná pozorování dosvitu této novy, která s poklesem jasnosti stále více červenala. V archivu HST pak autoři objevili červený zdroj, který byl velice pravděpodobně předchůdcem novy. Na základě spektroskopických charakteristik autoři srovnávají výbuch M31LRN 2015 se systémem V838 Mon. Stejný závěr potvrzují A. Kurtenkov aj., kteří pozorovali dosvit pomocí dalších osmi dalekohledů. Podle nich dosáhla svítivost novy hodnoty 870 kL_☉ a její spektrální typ se změnil z F5 I na F0 I před maximem a pak na K3 I po něm.

Původ veškerého lithia ve vesmíru je trojí: přímo vytvořené při velkém třesku, v mezihvězdné látce působením srážek částic plynu s kosmickým zářením (touto cestou také vzniká berylium a bor) a v jádrech hvězd, zejména červených trpaslíků. A. Tajitsu aj. objevili ve spektru dosvitu novy V339 Del (vybuchla v souhvězdí Delfína v r. 2013) spektrální čáry ionizovaného izotopu ⁷Be, který se ve velmi krátkém čase rozpadá na ⁷Li. Jde o první experimentální důkaz, že značná část kosmického lithia se dostává do oběhu právě díky výbuchům nov. R. Gehrz aj. zveřejnili výsledky svých pozorování novy V339 Del pomocí přístroje FORCAST (Faint Object infraRed CAmera for the SOFIA Telescope) na palubě létající observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy). Autoři určili vzdálenost novy na přibližně 4,5 kpc a odhadli celkovou svítivost na 830 kL_☉, což z ní činí zatím nejjasnější známou novu typu CO. Překvapivé naopak je, že podle vývoje spekter se zdá, že ve vyvrženém materiálu zkondenzovalo poměrně malé množství prachu. O. Taranova aj. sledovali novu nezávisle, a došli k mírně odlišným výsledkům. Podle nich je vzdálená zhruba 3 kpc, což také znamená její menší svítivost, jen 250 kL_☉, rychlost rozpínání novy v maximu byla přibližně 700 km/s a celková hmotnost vyvrženého materiálu v prvních 20 dnech expanze byla zhruba 10^-6 M_☉. C. Tappert aj. prověřili osm kandidátů na centrální objekt, zbylých po výbuchu novy. Pětici kandidátů se jim podařilo spolehlivě ověřit a zbylé tři identifikovali pravděpodobně. Zajímavé je, že dva nejstarší systémy GR Sgr a V999 Sgr obsahují opticky tlustý disk, svědčící o silném přenosu materiálu, což je jev, který u pozůstatků po novách zatím moc neznáme.

P. Mróz aj. analyzovali zastoupení nov ve výduti naší Galaxie na základě archivu dat z 23 let běhu experimentu OGLE. Kromě 39 světelných křivek nov, více než 80 identifikovaných kandidátů zbytků po výbuchu novy a 18 určení oběžné doby zjistili průměrný počet (13,8 ± 2,6) nov za rok. Autoři uvádějí, že v archivu nenašli jediný případ podobný rekurentní nově M31 2008–12a, což ukazuje, že jde o skutečně vzácný případ. Stejní autoři v jiné práci publikovali soubor 1 091 trpasličích nov, nalezených ve výše uvedených datech. Kromě trpasličích nov nalezli také několik desítek systémů typu WZ Sge a SU UMa. Zmíněná rekurentní nova M31 2008–12a je současným rekordmanem co do krátkosti periody vzplanutí (přibližně 1 rok). Není proto divu, že je cílem velkého zájmu. M. Kato, H. Saio a I. Hachisu publikovali výsledný model, jak podle nich systém této rekurentní novy vypadá. Bílý trpaslík s hmotností 1,38 M_☉ na sebe akrecí nabaluje látku rychlostí 1,6×10^-7 M_☉/rok, což způsobuje pravidelné odhození materiálu s hmotností 6,3×10-8 M_☉, tedy asi třetinu hmotnosti, kterou bílý trpaslík získá. To s největší pravděpodobností znamená, že se systém jednou stane supernovou typu Ia. M. J. Darnley analyzovali všechna dosavadní vzplanutí této rekurentní novy a zjistili, že jsou podobná si jako vejce vejci a všechna vykazují znatelné zpomalení odhozeného materiálu, patrně brzděním o hvězdný vítr červeného obra, sekundární složky systému. Taktéž potvrdili postupný nárůst hmotnosti bílého trpaslíka. M. Henze aj. se zaměřili na pátrání po „chybějícím“ výbuchu rekurentní novy v r. 2010 a byli úspěšní – podařilo se jim v archivu soukromé observatoře japonské Miyaki-Argenteus objevit slabé vzplanutí 20. listopadu 2010. Protože takových slabých vzplanutí nalezli více, navrhují odvážnou hypotézu, že M31 2008–12a má ve skutečnosti ještě kratší periodu výbuchů, a sice každých zhruba 6 měsíců (přesněji 175 ± 11 d).

A. W. Shafter aj. se na novy v M31 podívali ve větším měřítku a provedli analýzu 964 vzplanutí, která se v M31 vyskytla v průběhu roku 2013, s cílem najít všechny novy, které jsou v této galaxii rekurentní. Z 51 potenciálních kandidátů pečlivým výběrem vyřadili 27, 8 dalších ponechali stranou jako nerozhodnutelné případy, 4 jako pravděpodobné a 12 jistých rekurentních nov. Z této statistiky vyplývá, že přibližně 4 % vzplanutí novy v M31 za posledních sto let byla zapříčiněna rekurentní novou. Autoři dále uvádějí, že možná až třetina všech vzplanutí novy může být asociována s rekurentními systémy.

2.7. Proměnné hvězdy

M. Kodric aj. zkoumali M31 z hlediska výskytu klasických cefeid. V blízkém IČ oboru analyzovali data programu PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) z HST a použili 271 cefeid ke stanovení závislosti mezi periodou a jasností proměnných hvězd. Rozdělením podle kategorií dosáhli nízkého rozptylu a jimi odvozená Hubbleova konstanta rozpínání vesmíru vychází (75,4 ± 2,9) km/s/Mpc. To je o 3,2 % vyšší hodnota než dříve publikovaná A. Riessem aj. na základě podmnožiny zde použitých dat, což je podezřelé a snad až další měření rozhodnou, jak velká je H₀ doopravdy.

R. Anderson aj. prozkoumali samotnou δ Cep, archetyp standardních svíček pro měření vzdáleností na galaktické škále. V publikované práci dokazují, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu s periodou 2 201 d a excentricitou 0,65. Má-li primár předpokládanou hmotnost 5,0 ÷ 5,25 M_☉, pak by sekundární složka měla mít hmotnost v rozmezí 0,2 ÷ 1,2 M_☉. V datech družice HIPPARCOS není možné prokázat orbitální pohyb, autoři však doufají, že měření družice Gaia již umožní přesnou astrometrii a potvrdí nebo vyvrátí domněnku, že dráha sekundáru prošla změnami v důsledku Kozaiova-Lidovova efektu, způsobeného vzdáleným souputníkem HD 213307.

I. Soszyński aj. zveřejnili výsledky sčítání cefeid ve Velkém (LMC) i Malém Magellanově mračnu (SMC) pomocí dat experimentu OGLE. Počet známých cefeid v LMC tak vzrostl na 4 620 a v SMC na 4915. Kromě cefeid v samotných galaxiích se týmu podařilo najít tyto hvězdy i v Magellanově mostu, který obě galaxie spojuje; stáří cefeid v něm nalezených se pohybuje v rozmezí 27 ÷ 280 Mr, což souhlasí s předchozími odhady, že most vznikl při setkání obou galaxií asi před 250 Mr. I. Dékány aj. nalezli v datech přehlídky VVV (VISTA Variables in Vía Láctea) dvě cefeidy, které se nacházejí na opačné straně Galaxie. Obě hvězdy jsou skryté za mlhovinou Trifid, mají téměř stejnou periody, jasnosti i barvy (obě jsou velmi červené) a autoři předpokládají, že jsou součástí otevřené hvězdokupy, jejíž ostatní členy zatím nedokážeme rozlišit. Vzdálenost obou cefeid od nás činí (11,4 ±0,9) kpc a jejich stáří se odhaduje na (48 ±3) Mr. S. Chakrabarti aj. nalezli v datech stejné přehlídky čtyři cefeidy, které leží ve vzdálenosti 90 kpc, tedy daleko za diskem Galaxie (navíc jsou asi 2 kpc vzdálené od její roviny). Jsou vzdálené jen 1 kpc od sebe a jejich stáří je zhruba 100 Mr. Pravděpodobně se nacházejí v trpasličí galaxii, kterou už ostatně hlavní autorka v daném místě předpověděla v r. 2009. M.  Feast aj. pomocí dalekohledu SALT (South African Large Telescope) sledovali 32 cefeid ze zmíněného katalogu OGLE a ověřili, že pět z nich jsou skutečně klasické cefeidy ve vzdálenostech 13 ÷ 22 kpc od centra Galaxie, také ovšem 1 ÷ 2 kpc mimo rovinu Galaxie. Protože jsou celkem mladé (≤ 130 Mr), autoři nabízejí hypotézu, že se nacházejí ve vnějším molekulárním oblaku nad spirálním ramenem Štít-Kentaur.

L. Matthews, M.  Reid a K. Menten zpracovali pozorování známé hvězdy Mira (o Ceti)v rádiovém oboru, konkrétně z observatoří VLA a ALMA. Výsledky prokázaly přítomnost disku kolem primární složky a odhalily její výrazné zploštění, dále autoři určili poloměr sféry rádiového vyzařování (patrně nejde o skutečný povrch hvězdy) sekundární složky na 2×10⁷ km. W. Vlemmings aj. použili další data observatoře ALMA a objevili, že rozšířená zářící obálka kolem primární složky sahá až do vzdálenosti 4 au, u sekundární složky je to „jen“ přibližně 2,4 au. Autoři také v disku kolem primární složky nalezli jasnou horkou skvrnu s průměrem 0,4 au, kterou připisují magnetické aktivitě primáru a dávají ji do souvislosti s dříve pozorovanými záblesky rentgenového záření.

η Carinaevzplanula v r. 1843 jako záhadný objekt, o němž se dlouho nevědělo téměř nic, snad kromě toho, že porušuje prakticky všechna pravidla pro hvězdy, která jsme znali. Dnes víme, že jde o dvojhvězdu složenou ze dvou velmi hmotných složek (90 a 30 M_☉), které kolem sebe oběhnou jednou za 5,5 roku. V periastru se k sobě dostanu na vzdálenost menší než 225 milionů km (to je zhruba vzdálenost Slunce–Mars). Při tomto největším přiblížení dojde k intenzivní interakci mezi rychlým a řidším hvězdným větrem sekundáru s pomalejším hustším hvězdným větrem primáru. Vznikne rázová vlna, která ohřeje okolní plyn natolik, že na dobu několika měsíců začne zářit v rentgenovém oboru. T. Madura aj. tuto interakci numericky simulovali a kromě obvyklých vizualizací vytvořili sadu 3D modelů pro tisk na (dnes již běžných) 3D tiskárnách. 3D modely odhalily dříve nepoznané struktury podobné prstům, které se vytvářejí kolem turbulentních nestabilit podél rázové vlny mezi zmíněnými dvěma hvězdnými větry. M. Teodoro aj. analyzovali rentgenová spektra z různých míst zmíněné rázové vlny a porovnávali pozorování mezi r. 2009 a 2014. Z jejich porovnání plyne, že přiblížení r. 2014 bylo v čáře He II na vlnové délce 4686 Å zhruba o čtvrtinu jasnější; protože zároveň z dlouhodobých pozorování η Car plyne, že hvězdný vítr primáru je dlouhodobě velice stabilní, zvýšení jasnosti jde na vrub aktivnějšímu sekundáru. Ke stejným závěrům došli K. Davidson aj. na základě nezávislých měření pomocí HST. Vysvětlení autoři nabízejí v podobě slabší akrece látky na sekundární složku v době průchodu periastrem, hvězdný vítr sekundáru pak má snadnější průchod mezihvězdným prostředím. V podstatě stejný obrázek potvrzují K. Reitberger na základě dat z družice Fermi; její přístroj LAT (Large Area Telescope) dvojhvězdu pozoroval po celý jeden oběh a autoři uvádějí významnou proměnu spektra v gama oboru v měsících kolem průchodu periastrem. A. Mehner aj. analyzovali dostupná archivní data z HST a v letech 2012–2015 pořídili další pozorování na VLT a CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) a taktéž potvrdili zesílení jasnosti v čarách hélia a dusíku (N II), zjistili ale, že v čarách H-α a Fe II byl průchod v r. 2014 slabší než v předchozích letech. Vysvětlení se možná skrývá ve sníženém úbytku látky z primární složky – sekundár pak při průchodu periastrem svým akrečním diskem „nenabere“ tolik materiálu.

2.8. Planetární mlhoviny

Vodní fontány jsou pozoruhodné objekty, v nichž se nachází vodní maser uvnitř kolimovaného výtrysku látky. J. Gómez aj. nalezli takový vodní maser uvnitř výtrysku objektu IRAS 15103-5754. Autoři na základě spekter z VLT, Australia Telescope Compact Array a družice Herschel uvádějí, že maser není indukován pravidelným výtryskem od hvězdy, jak je v případě vodních fontán obvyklé, ale spíše jde o důsledek explozivního rozpínání obálky, která právě dává vzniknout planetární mlhoviny.

C. Badenes, D. Maoz a R. Ciardullo zkoumali planetární mlhoviny v LMC z hlediska charakteristik jejich vývojových předchůdců. Podle nich existují dvě odlišné skupiny: hvězdy hlavní posloupnosti s hmotnostmi 1 ÷ 1,2 M_☉ a stářím 5 ÷ 8 Gr a hmotné hvězdy s hmotnostmi 2,1 ÷ 8,2 M_☉ a stářím 35 ÷ 800 Mr. Zatímco planetární mlhoviny první skupiny trvají v průměru (26 +6 -7) kr, planetární mlhoviny druhé skupiny „vydrží“ jen (11 +6 -7) kr.

H. Smith Jr. provedl analýzu měření vzdáleností planetárních mlhovin a na základě 16 centrálních hvězd, pro které jsou k dispozici přesné trigonometrické paralaxy, navrhuje úpravy odhadování vzdáleností. Podle autora většina metod trpí problematickou závislostí odhadu vzdálenosti na poloměru planetární mlhoviny, což vede k systematickému podhodnocení odhadů. Naopak měření paralaxy planetární mlhoviny (nikoli centrálního objektu) trpí systematickým nadhodnocením odhadu vzdálenosti. Autor upozorňuje na problematické paralaxy v datech družice HIPPARCOS (jde o známý problém např. také u Plejád) a jako současnou nejlepší metodu uvádí způsob publikovaný D. Frewem aj. v r. 2014.

2.9. Bílí trpaslíci

Bílí trpaslíci s povrchovou teplotou ve vhodném rozmezí pravidelně pulsují s periodou typicky několik minut. K. Bell však u bílého trpaslíka KIC 4552982 a J. Hermes aj. u bílého trpaslíka PG1149+057 v zorném poli družice Kepler nalezli podivné nepravidelné pulsace, pro které zatím chybí vysvětlení. Jde o nepravidelná osamocená vzedmutí, která provází zjasnění hvězdy až o 15 % a zvýšení povrchové teploty o 750 K v řádu jednotek hodin. Další pozorování jsou nutná; pozemské přístroje ovšem trpí nutností pozorování přerušovat, což snižuje šanci na zachycení těchto jevů.

S. Parsons aj. propátrali katalog Catalina a nalezli 14 nových dvojhvězdných systémů, tvořených bílým trpaslíkem a hvězdnou hlavní posloupnosti. Většina z nich je spektrálního typu M2–M3 s oběžnou dobou kolem 4 h a velmi blízko k hranici Rocheova laloku. Tyto nově nalezené systémy mají dřívější spektrální typ hvězdy hlavní posloupnosti a také nižší poměr počtu hvězd ve dvojhvězdách daného typu, než ve starších přehledech. To je patrně způsobeno tím, že dřívější spektrální typy rychleji dospějí do katastrofické fáze a tím zmizí ze vzorku tohoto typu dvojhvězd.

A. Gianninas aj. určili paralaktické vzdálenosti a další vlastnosti 54 chladných bílých trpaslíků, tedy těch, kteří mají povrchovou teplou nižší než 4 000 K. Nacházejí se ve vzdálenostech 21÷100 pc od nás a až na dvě výjimky se všichni nacházejí uvnitř disku Galaxie. Nejstarší z nich má odhadované stáří 10 Gr. Autoři uvádějí, že jde zřejmě o jasnější skupinu bílých trpaslíků s většími poloměry a nízkými hmotnostmi, ta chladnější, menší a hmotnější skupina ještě z velké části čeká na objevení.

M. Boursová aj. pořídili pomocí HST UV spektra dvojhvězdy SDSS J125733.63+542850.5, kterou tvoří dvojice bílých trpaslíků, a kombinací s optickými daty určili fyzické parametry obou složek. Sekundární složka má dobře určenou povrchovou teplotu 13 030 K a hmotnost 1,06 M_☉, primární složka má povrchovou teplotu 6 400 K a 4,27× větší poloměr než sekundár. Hmotnost primární složky je složité určit, ale pravděpodobně se pohybuje těsně nad minimální hodnotou 0,1 M_☉. Co je velmi nečekané, je stáří obou složek – zatímco sekundární složka je stará jen zhruba 1 Gr, primární složka je starší než 5 Gr. Jak je takový vývojový paradox možný, zatím není jasné.

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

3.1. Supernovy

Supernova 1987A je častým cílem pozorování ve všech spektrálních oborech. M. Matsuura aj. na materiál vyvržený při vzplanutí této supernovy zaměřili družici Herschel a pořídili IR spektra prachu. Ze spektrálních čar O I, SiO a C odhadli hmotnost této vyvržené látky při výbuchu na zhruba 0,8 M_☉. S. Boggs aj. ve spektru SN 1987A nalezli emisní čáry, které vznikají při radioaktivním rozpadu 44Ti. Titan vzniká v nejvnitřnější vrstvě vyvrhovaného materiálu. Spektrální čáry jsou zčervenalé a z jejich Dopplerova posunu autoři odvodili rychlost rozpínající se obálky přibližně 700 km/s. Všechna zářící látka se pohybuje směrem k nám, což svědčí o výrazné asymetrii výbuchu. E. Dwek a R. Arendt v analýze spekter 615, 775, 1 144, 8 515 a 9 090 dní po vzplanutí potvrdili emisní čáry radioaktivního ⁵⁶Co, již zmíněného ⁴⁴Ti a také řádově shodný odhad hmotnosti prachu 0,5 M_☉. Podle nich v materiálu převažují silikáty nad uhlíkatými částicemi. R. Wesson aj. modelovali přenos záření v prachovém mračnu kolem pozůstatku po supernově a oznámili objev postupného nárůstu hmotnosti prachu. Kondenzace prachu trvá desítky let a prachová jádra na sebe v průběhu času nabalují další látku, čímž hmotnost mračna roste. Supernovy jsou tak přispívají k tvorbě prachu ve vesmíru ve větší míře, než se dosud soudilo. S. Orlando aj. analyzovali rentgenové záření rozpínající se obálky a vytvořili numerický model, pomocí kterého odhadli energii vzplanutí supernovy na 1,2 ÷ 1,4×10⁴⁴ J a celkovou hmotnost odhozené obálky na 15 ÷ 17 M_☉. Z prostorového rozložení rentgenového záření také stanovili hrubé obrysy tvary mlhoviny v okolí supernovy ještě před jejím výbuchem. C. Fransson aj. na SN 1987A zaměřili HST a VLT a porovnali pozorování mezi lety 1994 a 2014. Autoři na základě posunu jasných zářících míst odhadli rychlost rozpínání prstence na 500 ÷ 1 000 km/s a oznámili postupné slábnutí záření, jak se obálka rozpíná a zároveň se horká místa ochlazují rozpouštěním v okolním chladnějším plynu. Autoři odhadují, že vnitřní prstenec se do r. 2025 zcela rozpadne a zmizí. V. Utrobin aj. modelovali čtyři druhy modrých veleobrů ve snaze porovnat modelové světelné křivky vzplanutí supernovy s pozorovanými daty. Zaměřili se mj. na produkci ⁵⁶Ni ve vyvrhované obálce a zjistili, že žádný současný model není schopen zcela vysvětlit všechny charakteristiky SN 1987A – zatímco všechny modely zhruba odpovídají tvaru světelné křivky, tři neumožňují reprodukovat strmý nárůst jasnosti na počátku vzplanutí, zatímco ten čtvrtý zase nedovede vysvětlit pozorovanou absolutní magnitudu modrého veleobra před výbuchem.

Krabí mlhovina je dalším oblíbeným cílem výzkumů. P. Owen a M. Barlow vytvořili modely jejího rozpínání a zkoumali jejich soulad s pozorovanými spektry. Žádný jednoduchý symetrický model není schopen reprodukovat skutečná spektra, neboť by vyžadoval neúměrně velkou hmotnost vyvržené látky. Nejlepší výsledky poskytují asymetrické modely s dodatečnou ionizací plynu v mlhovině od hvězdného větru centrálního pulsaru. Tyto modely poskytují uspokojivé výsledky s hmotností uhlíkatého prachu 0,11–0,13 M_☉, silikátového prachu 0,39–0,47 M_☉ a celkovou hmotností odhozeného materiálu (7,2 ± 0,5) M_☉, což je v souladu s odhadovanou hmotností předchůdce supernovy 9 M_☉.

S. Katsuda aj. zpracovali rentgenová spektra pozůstatku po Keplerově supernově (SN 1604) z družic Newton, Chandra a Suzaku. Porovnáním s Tychonovou supernovou a SNR 0509-67.5 v LMC autoři odhadují hmotnosti odhozeného materiálu: těžké prvky ze skupiny železa přibližně 0,95 M_☉, lehčí prvky 0,12 M_☉. Na základě poměrně vysokého zastoupení dusíku v rozpínající se obálce autoři uvádějí hypotézu o pravděpodobném původu v nitru předchůdce supernovy. Z turbulentních zhuštěnin v mezihvězdném materiálu autoři usuzují, že vzplanutí supernovy bylo nadprůměrně jasné a tyto „uzlíky“ se zformovaly několik století po výbuchu teprve na základě interakce odhozené látky s okolním prostředím.

Einsteinův kříž je jev dobře známý z galaktické astronomie, který bychom u supernov nečekali, neboť jeho výskyt předpokládá souběžné uspořádání jednoho objektu dostatečně daleko a druhého s dostatečně velkou hmotností. O to větší překvapení čekalo na P.  Kellyho a kolegy, kteří objevili čtveřici jasných bodů v zorném poli kamery WFC3 v archivu HST. Takový obraz gravitačně čočkované supernovy ve vzdálené galaxii předpověděl již v r. 1964 S. Refsdal. Galaxie, v níž vzdálena supernova vzplanula, má červený posuv z = 1,49, kdežto kupa galaxií, která slouží jako gravitační čočka, se skládá z mnoha galaxií, má střední červený posuv z = 0,54. Archivní data o vzdálené supernově sice nepokrývají dostatečně vzplanutí a následný pokles; nicméně z dostupných dat se zdá, že nešlo o supernovu typu Ia. Zcela vyloučena není ani neobvyklá aktivita černé veledíry v jádře některých z galaxií, byť maximum jasnosti mluví spíš ve prospěch supernovy. Autoři dokonce předpověděli, že se objeví další čočkové zobrazení téže supernovy v roce 2015 nebo 2016 díky jiné galaxii téže kupy, protože paprsky ze supernovy musí proletět delší dráhu. To se skutečně koncem roku 2015 stalo. Je velká škoda, že S. Refsdal (1935–2009) se tak brilantního potvrzení svého výpočtu nedožil.

Týž hlavní autor předchozí práce spolu s dalšími kolegy publikoval kalibraci vzplanutí supernov typu Ia v prostředích s překotnou tvorbou hvězd a vyšší jasností v UV oboru. Z dat družice GALEX (Galaxy Evolution Explorer) podle autorů plyne, že měření vzdáleností supernov z této skupiny má chybu menší než 4 %. Pravděpodobně za to může menší rozptyl určení stáří předchůdců supernov v takových mezihvězdných prostředích, ale je samozřejmě otázka, zda nejde o výběrový efekt.

Prostor mezi galaxiemi není úplně prázdný, ale spatřit jednotlivé hvězdy je většinou mimo dosah našich přístrojů – pokud těmi hvězdami nejsou supernovy. M. Grahamová aj. zveřejnili svůj výzkum právě takových intergalaktických supernov, které již před lety objevili pomocí CFHT (Canada France Hawaii Telescope). Nyní se jim podařilo pomocí HST prokázat mimogalaktický původ minimálně tří kandidátů; čtvrtá supernova se zdá být „doma“ uvnitř blízké trpasličí galaxie. Hledání takovýchto supernov (a dalších hvězd) má smysl jednak kvůli studiu gravitačních interakcí galaxií v Místní skupině, jednak kvůli kosmologickým důsledkům – možná až 11 % baryonové látky se může nacházet v mezigalaktickém prostoru.

ASASSN (All Sky Automated Survey for SuperNovae) je přehlídka oblohy, jejímž cílem je pátrání po nových supernovách zejména na jižní obloze. Dvojice 0,14m dalekohledů na Cerro Tololo objevila v květnu 2015 jednu supernovu v souhvězdí Tukana a záhy se ukázalo, že jde o jednu z nejjasnějších supernov, které kdy lidstvo mohlo spatřit. Její svítivost dosáhla hodnoty 572 GL_☉, což je více dvojnásobek svítivosti dosud známých supernov. Nachází se v mateřské galaxii s červeným posuvem 0,23, která vykazuje překvapivě nízké tempo tvorby hvězd. Spektrum supernovy postrádá čáry vodíku, což značí, že ještě před vzplanutím přišla o svou vodíkovou obálku.

3.2. Pozůstatky po supernovách (SNR)

H. Yamaguchi aj. se pokusili ověřit, zda jsou hmotnosti explodujících supernov typu Ia, tedy postupně tloustnoucí bílí trpaslíci, blízko Chandrasekharově mezi. Autoři analyzovali pozůstatek po supernově 3C 397 a oznámili, že nalezené poměry Ni/Fe a Mn/Fe (0,11–0,24, resp. 0,018–0,033) ve spektrech svědčí jednak o tom, že supernova vzplanula ze systému s pouze jedním bílým trpaslíkem, jednak o tom, že odhozená obálka byla z velké části vytvořena obohacením neutrony, které vznikly uvnitř látky s vysokým stupněm degenerace, tj. elektrony vtlačenými do atomových jader, což je jedna z charakteristik bílých trpaslíků s hmotností těsně pod Chandrasekharovou mezí.

R. Fesen, P.  Höflich a A. Hamilton zpracovali UV spektra pozůstatku supernovy SN 1885 poblíž výdutě galaxie M31 z HST a na základě spektrálních čar Fe I, Fe II a Ca II zjistili, že odhozená látka se rozpíná velice nerovnoměrně. Zatímco části bohaté na železo vykazují čtyři výrazné proudy, které letí rychlostmi až 10 000 km/s, ta část plynu, která silně absorbuje v čarách Ca II, se rozpíná všemi směry, ale s rozdílnými rychlostmi v rozmezí 1 000 ÷ 5 000 km/s (s výjimkami o rychlosti dokonce až 12 500 km/s). Právě přibližná sférická symetrie obálky bohaté na vápník je podle autorů důkazem, že supernova nevznikla splynutím dvou bílých trpaslíků, ale šlo o typ Ia.

Pulsar v centru Krabí mlhoviny rotuje s frekvencí zhruba 30 Hz a tato frekvence velmi pozvolna v čase klesá. Přesná měření v Jodrell Bank odhalila, že pulsar občas škytne – 15 těchto urychlení rotace nastalo během 11 let a celkem jich od r. 1968 bylo zaznamenáno 24. A. Lyne aj. zkoumali dostupná data, a zatímco za zpomalováním frekvence pulsaru podle nich stojí brždění způsobené magnetickým polem, jehož dipól se odklání od rotační osy pulsaru, pro škytnutí dobré vysvětlení schází. Některá zrychlení rotace se dějí kvaziperiodicky po 320 dnech, jiná ovšem ne. Zlomek obloukové vteřiny jihovýchodně od pulsaru v centru Krabí mlhoviny se nachází „uzlík“ – oblast, která intenzivně bliká v oboru gama elektromagnetického spektra. A. Rudy aj. se na ni zaměřili s využitím HST, družice Chandra a Keckova dalekohledu a potvrdili, že jde o rázovou vlnu, rozpínající se okolním prostředím. Nejasnosti nicméně zůstávají, zejména celková geometrie systému je záhadné – „uzlík“ se jeví mnohem blíž k pulsaru, než by vzhledem k rychlosti rázové vlny měl.

R. Lau aj. pomocí přístroje FORCAST letecké observatoře SOFIA získali spektra pozůstatku po supernově Sgr A(E), která ve směru k centru Galaxie vzplanula asi před 10 000 lety. Zjistili, že v centru rozpínající se obálky se nachází zhruba 0,02 M_☉ prachu s teplotou kolem 100 K. Překvapivé množství prachu, které se udrželo pohromadě po tak dlouhou dobu, je patrně možné jen díky relativně vysoké hustotě okolního prostředí, které dobře tlumí rázovou vlnu výbuchu a malou velikostí částic prachu zkondenzovaného prachu uvnitř rozpínající se obálky. Pokud je hypotéza autorů správná, znamená to, že supernovy jsou skutečně zodpovědné za tvorbu většiny prachu v raných galaxiích.

Pozůstatky po supernovách nacházíme nejen v naší Galaxii, ale pochopitelně i v jejích nejbližších sousedech. W. Reid aj. pořídili multispektrální pozorování jednoho takového objektu v LMC a zjistili, že jde o víceméně typického zástupce zbytku po supernově typu Ia. Spektrum ukazuje nižší poměr intenzity čar dusíku vůči vodíku, což patrně souvisí s tím, že se v celé LMC obecně vyskytuje menší zastoupení dusíku ve srovnání s Galaxií. Autoři odhadují stáří pozůstatku na 2 ÷ 5 kr a rychlost rozpínání obálky je v rozmezí 600 ÷ 1 400 km/s. Odhadnout, kolik látky supernova rozhodila ve svém okolí, podle autorů není možné kvůli příliš vysoké koncentraci mezihvězdného prachu všude v okolí pozůstatku.

G. Dubnerová a E. Giacaniová zveřejnily přímo učebnicovou přehledovou práci o pozůstatcích supernov, ve které shrnují většinu experimentálních i teoretických poznatků o těchto objektech, včetně interakcí mezi rázovou vlnou výbuchu a mezihvězdnou látkou. Autorky se mj. zabývají otázkou, nakolik mohou rozpínající se obálky napomáhat tvorbě nových hvězd, a jakým směrem by se měl ubírat výzkum těchto objektů v rádiovém oboru.

3.3. Obecně o supernovách

R. Lunnan aj. se rozhodli využít potenciálu HST k hledání předchůdců nadsvítivých supernov (SLSNe = Super Luminous SuperNovae) objevovaných v posledních letech. Společným rysem těchto supernov je deficit vodíku. K tomu cíli si nejprve vybrali 16 mateřských galaxií, v nichž byly SLSNe pozorovány, z toho 11 supernov nalezl přehlídkový 1,8m teleskop Pan-STARRS. Pak začali snímkovat mateřské galaxie, aby mohli popsat jejich morfologii, rozměry a tehdejší tempo tvorby nových hvězd. Díky výtečné úhlové rozlišovací schopnosti HST dokázali přesně určit polohu supernovy na snímcích. Ze snímků v ultrafialovém oboru tak zjistili, že mateřské galaxie mají nepravidelné tvary trpasličí rozměry, neboť jejich poloměr s poklesem jasnosti galaxie na polovinu centrální hodnoty činí jen 0,9 kpc. Tempo tvorby hvězd v dané oblasti je však nadprůměrné, takže SLSNe vybuchují v relativně hustých partiích dané galaxie. Ještě vyšší koncentraci do těchto partií jeví dlouhá LGRB, na rozdíl od standardních supernov, které jsou v galaxiích rozloženy rovnoměrně. To by svědčilo ve prospěch domněnky, že předchůdci LGRB musí mít ještě vyšší počáteční hmotnosti než předchůdci SLSNe.

S. Couch aj. simulovali trojrozměrně poslední minuty před výbuchem supernovy třídy II (kolapsaru), kdy rychle roste její železné jádro, aby se následně zhroutilo vinou vlastní gravitace. Autoři tak zjistili, že ve slupce nad jádrem bouřlivě probíhá termonukleární hoření jader křemíku, což vyvolává silnou konvekci plynu dosahující rychlostí stovek km/s, díky níž nabude železné jádro kritické hmotnosti, a proto se bleskově zhroutí. Autoři dále ukázali, že celý proces není ani zdaleka kulově souměrný, což usnadňuje následný masivní únik neutrin, jež odnesou významnou část energie rychlých rozptylem do okolního prostoru. Předešlé výpočty v 1D a 2D nemohly proto být dostatečně reprezentativní a to byl důvod, proč takto zjednodušené modely k výbuchům ani nevedly. Pokroky výpočetní techniky a důmyslnějších komplexních kódů se projevily tím, že obdobné výpočty téměř současně uveřejnili také E. Lentz aj., P. Mösta aj., T. Melson aj. a A. Wongwathanarat aj.

V. Utrobin aj. uspěli v 3D simulování následků výbuchu SN 1987A, která patří do třídy II. Podařilo se jim správně odhadnout množství vyvrženého radionuklidu ⁵⁶Ni (poločas rozpadu 6,1 d) i rychlost jeho rozpínání tempem 3 tis. km/s. Naproti tomu vodíkový plyn se během výbuchu míchal rychlostmi <100 km, rovněž v dobré shodě se spektrálními pozorováními. Nicméně mnoho problémů se nepodařilo ani těmto autorům vyřešit, například nesoulad výpočtu s reálným průběhem světelné křivky supernovy v období až do 40 dnů po výbuchu. Z maxima zářivého výkonu na vrcholu exploze lze odvodit, že héliové jádro supernovy mělo hmotnost 6 M_☉, ale simulace daly podstatně nižší hodnotu.

Ještě obtížnější je objasnit procesy, které vedou k výbuchům klasických supernov třídy Ia. Všeobecně se má za to, že jejich předchůci jsou dvojhvězdy, kde rozpínající se složka předává vodíkový plyn přes společný Lagrangeův bod do Rocheova laloku kolem bílého trpaslíka tak dlouho, až trpaslík dosáhne hmotnosti na Chandrasekharově mezi a vypaří se v termonukleární explozi ještě mocnější než tomu je u supernov — kolapsarů. K. Marquart aj. podnikli náročnou práci, když simulovali výbuchy bílých trpaslíků typů C-O a O-Ne. Porovnáním chování obou typů dospěli k závěru, že podmínky pro explozi supernovy třídy Ia jsou snazší pro bílé trpaslíky typu C-O. Nanejvýš 10 % všech výbuchů SN Ia obstarají bílí trpaslíci O-Ne. Paradoxně v situaci, kdy ročně pozorujeme úspěšné výbuchy tisíců supernov, se modelové výpočty navzdory všem pokrokům v teorii i výpočetní technice potýkají se značnými problémy. Ještě že supernovy nečtou odborné astronomické časopisy.

3.4. Radiové a rentgenové pulsary

A. Kirichenková aj. využili obřího teleskopu GTC (ø 10,4m; La Palma) ke studiu okolí mladého (17 tis. let) pulsaru PSR J2021+3651 s rotační periodou 0,104 s, jenž je pozorovatelný v oborech záření rádiového, rentgenového i gama s cílem objevit jeho optickou složku, ale to se jim nepodařilo, ačkoliv jde o jeden z nejenergetičtějších pulsarů. Jeho zářivý výkon odvozený z brždění rotace dosahuje totiž hodnoty 3.10²⁹ W a indukce jeho magnetického pole hodnoty 300 MT. Autoři dále zjistili, že vzdálenost pulsaru odvozená z dispersní míry (12 kpc) dramaticky nesouhlasí s hodnotou pro vzdálenost pulsarové mlhoviny PWN G75.2+0.1 („Vážka“) vytvářené pulsarem a zobrazené družicí Chandra. Vzdálenost Vážky není rozhodně větší než 1,8 kpc. Vážka se velmi podobá mlhovině prototypu mladých pulsarů Vela (PSR 0833-45), jehož stáří se odhaduje na 5 ÷ 8 tis. let.

J. van Leeuwen aj. měřili pomocí pěti největších radioteleskopů světa po dobu pěti let kolísání impulsních period pulsaru PSR J1906+0746, který patří mezi relativně mladé pulsary (~100 tis. let) v těsné dvojhvězdě s druhou nejkratší oběžnou dobou mezi pulsary (4,0 h). Z toho důvodu se v soustavě, kde pulsar má hmotnost 1,29 M_☉ a jeho průvodce 1,32 M_☉, uplatňují významně relativistické efekty. Zatím však není jasné, zda je průvodce pulsaru rovněž neutronovou hvězdou, anebo bílým trpaslíkem. Naneštěstí intenzita signálu pulsaru dlouhodobě slábne vinou geodetické precese způsobené relativistickým efektem, takže mnoho naděje na rozlišení obou variant už nezbývá. Autoři dávají mírnou přednost konvenčnímu modelu s druhou neutronovou hvězdou. Na druhé straně ani možnost, že průvodcem je bílý trpaslík, není zcela vyloučena. V tom případě by dnešní stav této podivuhodné soustavy vznikl poměrně exotickým způsobem, kdy si obě složky soustavy ve dvou oddělených etapách navzájem vyměňovaly hmotu, ale nakonec jenom jedna z nich dokázala vybuchnout jako supernova.

J. Swiggum aj. zkoumali relativistické efekty u pulsaru PSR J1930-1852, jenž se nachází rovněž ve dvojhvězdě, kde i druhá složka je neutronovou hvězdou. Pulsar objevili dva středoškoláci během letního praktika o pulsarech v r. 2012. Soustava se vyznačuje se nejdelší rotační periodou 0,185 s pro pulsary ve dvojhvězdách, a také nejdelší oběžnou dobou kolem těžiště soustavy 45 dnů. Autoři dokázali změřit hodnotu relativistického stáčení periastra 2,8“/rok, odkud se dá odvodit celková hmotnost soustavy 2,6 M_☉. To je pro soustavy tvořené dvěma neutronovými hvězdami docela typická hodnota. Dokonce se dá ukázat, že pulsar má hmotnost <1,32 M_☉ a jeho kolegyně >1,3 M_☉. Autoři dále uvedli, že do roku 2015 objevili radioastronomové již na 2 300 pulsarů, z nichž asi desetina má svého hvězdného průvodce v podobě druhé neutronové hvězdy, bílého trpaslíka, anebo hvězdy hlavní posloupnosti. Nejčastějším průvodcem pulsarů jsou však s převahou bílí trpaslíci.

M. Decasar aj. objevili pomocí 100m R. C. Byrdova teleskopu v Green Banku (Západní Virginie) v kulové hvězdokupě NGC 6652 (vzdálenost 10 kpc) milisekundový pulsar PSR J1835-3259A s rotační periodou 3,9 ms a hmotností 1,4 M_☉ ve dvojhvězdě, jejíž druhou složku tvoří hvězda o hmotnosti 0,74 M_☉ s oběžnou periodou 9,25 d. Soustava vykazuje extrémní výstřednost eliptických drah až 0,95 a nepochybně poslouží k nalezení relativistických efektů během dlouhodobých pozorování. Podobně J. Martinez aj. určili hmotnost pulsaru PSR J0453+1559 (1,56 M_☉) i jeho průvodce (1,17 M_☉). Jelikož soustava má výstřednost oběžné elipsy 0,11, je prakticky jisté, že průvodce je rovněž neutronovou hvězdou s překvapivě nízkou hmotností. Sám pulsar patří k velmi starým objektům (4 mld. let), má magnetické pole o indukci 290 kT a rotační periodu 0,046 s. V obou případech jde o nepoměr mezi hmotnostmi obou složek (0,52, resp. 0,75), což se podstatně liší od většiny dvojhvězd s aspoň jedním pulsarem, kde bývá poměr hmotností průměrně 0,9. Podle autorů to znamená, že při explozích supernov mohou vznikat neutronové hvězdy s velmi širokým rozsahem hmotností. Tato skutečnost bude mít nepochybně vliv na pravděpodobnost výskytu gravitačních vln vznikajících při splynutí dvou neutronových hvězd.

Jak ukázali M. Kilic aj., také bílí trpaslíci provázející některé milisekundové pulsary mohou vykázat větší rozptyl svých hmotností, než se dosud soudilo. Autoři pořídili světelné křivky dvou milisekundových pulsarů PSR J1738+0333 a J1909-3744 pomocí spektrografu GMOS 8m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile), u nichž je známo, že v obou případech jsou průvodci pulsarů bílí trpaslící s hmotností <0,3 M_☉. Zatímco druhý z trpaslíků nejeví žádné změny jasnosti větší než 0,1 %, první z nich vykazuje zřetelnou optickou proměnnost v periodách 0,5 ÷ 0,85 h. To je v souladu s teorií pulsací pro bílé trpaslíky s hmotností héliového jádra 0,17 M_☉. Pulsar J1738+0333 má rotační periodu 5,85 ms. Průvodní bílý trpaslík o hmotnosti 0,181 M_☉, poloměru 28 tis. km a efektivní teplotě 9,1 kK kolem něho obíhá v periodě 8,5 h. Celá soustava je od nás vzdálena 1,5 kpc. Právě tyto vysoce přesné údaje prozrazují, že bílí trpaslíci mohou mít mnohem nižší hodnoty než je proslulá Chandrasekharova mez, takže nikdy nevybuchnou jako supernovy. Autoři připomínají, že dlouhodobé studium pulsací takových bílých trpaslíků může přinést jednak zlepšení našich znalostí o příčinách pulsací, ale hlavně také umožní kalibrovat stupnici jejich stáří pomocí přesnějších hodnot o chladnutí bílých trpaslíků.

F. Marshall aj. odhalili pomocí družic Swift a RXTE náhlé zrychlení rotace mladého (věk 1,7 tis. let) pulsaru LMC B0540-6919, jenž se jinak sekulárně zpomaluje. Skok ve zkrácení původní periody (51 ms) o 36 % se odehrál v intervalu dvou týdnů počátkem prosince 2011. Podle měření z r. 2015 se od zmíněného skoku rotační perioda nezměnila. Přitom se skok nijak neprojevil na profilu impulsů nebo jejich intenzitě v žádném spektrálním oboru. Autoři odhadli, že příčinou skoku bylo překlopení magnetosféry pulsaru z jedné stabilní konfigurace do druhé, která může převládat po několik desítek let. Jde o jediný pulsar ve Velkém Magellanově mračnu, který lze v této soustavě pozorovat i v pásmu záření gama. Jeho zářivý výkon 6. 10²⁹ W převyšuje výkon pulsaru v Krabí mlhovině (PSR B0531+21) dvacekrát.

U anomálního rentgenového pulsaru 1E AXP 2259+568 (vzdálenost 4,0 kpc) byl koncem dubna 2012 pozorován antiskok rotační periody, tj. její náhlé prodloužení. Podle I. Ranea-Sandovala a F. Garcia je objekt magnetarem s indukcí dipólového magnetického pole 6 GT, rotační periodou 7 s a stářím 1 mil. let. Antiskok prodloužil rotační periodu v relativní míře o 1,2.10^-6. A. Mastrano aj. se pokusili o vysvětlení efektu na základě skutečnosti, že jde o neutronovou hvězdu s poměrně silným vnitřním magnetickým polem ve tvaru toroidu (zkrouceného anuloidu). Podle konfigurace vnitřního nebo i vnějšího magnetického pole pak může docházet k antiskokům až o řád větším než se dosud přepokládalo.

C. Karako-Argman aj. referovali o svých měřeních poměrně záhadných příbuzných klasických pulsarů zvaných zkratkou RRAT (Rotující RÁdiové Transienty; objev v r. 2006) pomocí již zmíněného obřího 100m radioteleskopu v Green Banku a také evropské nízkofrekvenční rádiové soustavy LOFAR (LOw Frequency ARray) na frekvencích 150, 350 a 820 MHz (vlnové délky 0,37 ÷ 2,0 m). Tyto objekty se vyznačují sporadickými silnými rádiovýmí impulsy vyzařovanými opakovaně, ale po delších nepravidelných přestávkách rádiového ticha. V přehlídkách našli 21 nových objektů RRAT s dispersními mírami 15 ÷ 97 pc/cm³, rotačními periodami 0,24 ÷ 3,4 s a intervaly přestávek 9 ÷ 180 s. K vysvětlení chování zdrojů RRAT bylo již navrženo několik různých mechanismů, ale žádný z nich není příliš přesvědčivý. Proto se vkládají velké naděje do budoucího obřího systému SKA (Square Kilometer Array), jenž má být v příští dekádě postupně vybudován v Austrálii a Jižní Africe.

3.5. Hvězdné zdroje záření rentgenového a gama

S. Heinz aj. využili okolnosti, že rentgenová dvojhvězda Circinus X-1 (oběžná doba 16,5 d; výstřednost 0,45) prodělala koncem r. 2013 silný rentgenový výbuch. Následná pozorování družicemi Chandra a Newton umožnila pozorovat od 40. dne po výbuchu po dobu dalších 40 dnů zatím vůbec nejintenzivnější rentgenové ozvěny v hustých oblacích prachu v okolí dvojhvězdy. Šlo o čtyři dobře definované prsteny s úhlovými poloměry v rozsahu 5´ - 13´. Ze známé rychlosti světla a úhlové rychlosti pohybu prstenů se dala spočítat dosud velmi nejistá vzdálenost této soustavy doslova královskou cestou, protože autoři měli k dispozici také měření radiálních rychlostí pohybů dvou vnitřních prstenů (–74 km/s a –81 km/s) ve směru zorného paprsku. Tak se podařilo stanovit vzdálenost dvojhvězdy (9,4 + 0,8 – 1,0) kpc. Předešlá hodnota 4 kpc byla tedy silně podceněná. Navíc z ní vyplývalo, že objekt měl často zářit podstatně více, než dovoluje Eddingtonova mez svítivosti (~4.10³¹ W). Tento problém odpadl, i když se současně ukázalo, že v okolí dvojhvězdy se vyskytují částice urychlované na 99,9 % rychlosti světla. Autoři též odhadli, že k výbuchu supernovy v soustavě došlo před méně než 4,6 tis. let. Neutronová hvězda Circinus X-1 chovající se jako mikrokvasar je tedy pozůstatkem supernovy, která měla před výbuchem hmotnost kolem 8 M_☉.

V roce 2014 proběhl průlet pulsaru PSR B1259-63 (impulsní perioda 0,048 s) periastrem u hvězdy LS 2883. Jde o podivuhodnou soustavu ve vzdálenosti 2,3 kpc tvořenou hmotnou hvězdou a pulsarem, jenž kolem ní obíhá v periodě 3,4 roku po dráze s výstředností 0,87 (!), což prakticky znamená, že v periastru se pulsar noří do vnější obálky a ekvatoreálního disku hmotné hvězdy, jejíž parametry odvodili I. Negueruela aj. (sp. O9.5 V; T_eff = 33,5 kK; L = 95 kL_☉; 9,2 R_☉; 31 M_☉). Ve skutečnosti jde jen o první přiblížení k teplotám a rozměrům hvězdy, která rotuje nesmírně rychle – na rovníku má lineární rychlost 410 km/s (!), takže je silně zploštělá a na rovníku je o 6,5 kK chladnější než na pólech. Během průletu sledovali soustavu P. Tam aj. v pásmech gama a rentgenovém, dále též v rádiovém oboru spektra. Aparatura LAT na družici Fermi zaznamenala po průletu periastrem několikadenní výbuchy v oboru energií GeV, ale samotný pulsar neviděla. Družice Swift a NuSTAR pozorovaly souběžná vzplanutí také v rentgenovém oboru. Dráha pulsaru je vůči hvězdě šikmo skloněná, takže v době průletu prochází rovinou akrečního disku kolem hvězdy dvakrát a právě tehdy se vyskytují zmíněné výbuchy. Týž objekt sledovali v roce 2014 také G. Caliandro aj. a srovnávali údaje z aparatury LAT družice Fermi s údaji z předchozího průletu v r. 2010. Výbuchy v pásmu gama probíhaly v obou případech ve stejných fázích oběžné dráhy, i když někdy s mírnými odchylkami.

D. Sanchez aj. zkoumali vlastnosti přechodného rentgenového zdroje Sw J1357-0933 vyznačujícího se jednou z nejkratších oběžných period mezi dvojhvězdami, jejichž jednu složku tvoří černá díra a druhou hvězda hlavní posloupnosti o nízké hmotnosti. Soustava se nachází v naší Galaxii ve vzdálenosti >2,3 kpc od Slunce a ve vzdálenosti >1,75 kpc od galaktické roviny. Autoři studovali spektrum optické složky pomocí 10,4m teleskopu GTC (La Palma) během klidné fáze aktivity soustavy, a odtud odvodili parametry průvodce (sp. M2 V; 0,4 M_☉), jenž dodává materiál hvězdné černé díře o hmotnosti >9,3 M_☉. M. Abubekerov aj. zpřesnili údaj o hmotnosti černé díry v rentgenové dvojhvězdě LMC X-1. Podařilo se jim totiž pozorovat radiální rychlosti spektrálních čar He I a He II u opticky pozorovatelného průvodce a z parametrů Rocheova modelu pak odvodili hmotnost černé díry 10,55 M_☉.

Podle J. Rodrigueze aj. se v červnu 2015 po čtvrtstoleté přestávce probudil mikrokvasar V404 Cygni. Jde o rentgenový zdroj, který byl v minulosti pozorován napříč různými obory elektromagnetického záření, takže je do značné míry klíčový pro pochopení procesů akrece a ejekce v mikrokvasarech. Autoři sledovali jeho obnovenou aktivitu pomocí evropské družice INTEGRAL a baterie pozemních detektorů téměř nepřetržitě v intervalu 20. – 25. června v oboru od rádiového pásma přes optický obor V a rentgenové pásmo až po měkké záření gama. Během té doby jevil mikrokvasar silné variace intenzity v různých vlnových délkách. Především v pásmu energií 20 ÷ 40 keV vykázal během pouhých 3 dnů 18 vzplanutí s časovým odstupem minimálně 20 min a s tokem převyšujícím v maximu 6 Krabů. Variace zářivého toku v pásmu do 400 keV souvisely hlavně s proměnným zastoupením částic s vyššími energiemi v jednotlivých vzplanutích. Souběžný záznam optických vzplanutí probíhal však jen někdy synchronně s rentgenovými, ale v jiných případech se oproti rentgenovým špičkám opožďoval o více než 10 min. Opožděná optická vzplanutí vznikala zřejmě v důsledku vyvržení horkého plazmatu, neboť časově koincidovala s rádiovými záznamy.

Prototyp rentgenových zdrojů Sco X-1 (vzdálenost 2,8 kpc) se díky náhradnímu programu K2 družice Kepler podařilo opticky sledovat P. Hakalovi aj. po dobu 71 dnů s časovým rozlišením po minutách. Autoři ukázali, že u této kompaktní dvojhvězdy se vysoké a nízké optické stavy střídají a přechody mezi nimi často trvají méně než 3 h, tj. během 15 % oběžné periody (19 h). Autoři však objevili také delší periodu 4,8 d, kterou přičítají precesnímu pohybu akrečního disku. Mezi optickými a rentgenovými variacemi jasnosti není jednoznačný vztah. Někdy obě série pozorování korelují, a jindy jsou dokonce v protifázi. D. Mata Sanchez aj. upozornili na přetrvávající paradox, že ani po více než půlstoletí od objevu prvního extrasolárního rentgenového zdroje Sco X-1 pomocí vertikálních raket Aerobee, jež měly měřit rentgenovou luminiscenci Měsíce v letech 1962-1963, neznáme pořádně dynamické parametry první známé rentgenové dvojhvězdy, jejíž druhá složka je opticky viditelná jako proměnná hvězda V818 Sco (12 ÷ 13 mag). Autoři se pokusili tuto situaci napravit omezením nejistot v určení hmotnosti neutronové hvězdy (<1,73 M_☉) a pro optickou složku obdrželi rozmezí 0,28 ÷ 0,70 M_☉. Druhá složka musí mít spektrum pozdnější než K4 IV. Odtud pak vyplývá svítivost akrečního proudu plynu na neutronovou hvězdu >4.10²⁸ W. Jak patrno, další zlepšení těchto hodnot by bylo velmi žádoucí; snad se to povede nové generaci pozemních teleskopů a budoucích umělých družic Země.

3.6. Astrofyzika neutronových hvězd a hvězdných černých děr

K. Eksi aj. zkoumali pomocí rentgenové družice NuSTAR ultrasvítivý rentgenový zdroj ULX M82 J0955+6940 v galaxii M82. Také tento zdroj vykazuje zářivý výkon podstatně vyšší než je Eddingtonova mez, takže na pulsar přetéká silný proud plynu z velmi hmotné hvězdy. Indukce magnetického pole neutronové hvězdy dosahuje minimálně 7 GT. To podle autorů dokazuje, že magnetary vznikají z těsných dvojhvězd, v nichž jednou složkou je neutronová hvězda a druhou hvězda s vysokou počáteční hmotností. W. Kluzniak a J. Lasota zkoumali v téže galaxii další ultrasvítivý rentgenový zdroj ULX M82 X-2, jehož rotační rychlost se zvyšuje akrecí plynu z velmi hmotné průvodní hvězdy tak svižně, že během necelých 100 tis. let se z něho stane milisekundový pulsar. Už nyní dosahuje jeho zářivý výkon hodnoty 10³³ W, takže k přeměně na milisekundový pulsar postačí akrece pouhé 0,1 M_☉ materiálu. Příslušný akreční disk se totiž nachází velmi blízko povrchu neutronové hvězdy, jak o tom svědčí relativně nízká indukce jejího dipólového magnetického pole <100 kT. Autoři tak ukázali, že jde o alternativní cestu, jak mohou ve vesmíru vznikat milisekundové pulsary z dvojhvězdy s hmotnou druhou složkou (HMXB – High Mass X-ray Binary).

Podrobně se závěrečným stádiem splývání neutronových hvězd ve dvojhvězdách, kde protější složku tvoří buď druhá neutronová hvězda, nebo hvězdná černá díra, zabývali C. Fryer aj. Už delší dobu se považuje za pravděpodobné, že během splynutí dvou neutronových hvězd dochází ke krátkým zábleskům měkkého záření gama (SGRB). V těchto případech budou těsně před splynutím vysílány tak silné gravitační vlny, že je dokáže zaznamenat triáda dvou aparatur LIGO v USA a třetího detektoru VIRGO v Itálii. V závěrečné fázi splynutí se procesem r (rychlé zachycování neutronů) dostane do oběhu velké množství jader těžších prvků s protonovým číslem 29 – 92. Jev SGRB však závisí na rychlosti, s jakou probíhá poslední fáze splynutí dvou hvězd velmi hmotnou neutronovou hvězdu, anebo na málo hmotnou černou díru. Maximální hmotnost nerotujících neutronových hvězd pro běžnou stavovou rovnici se odhaduje na 2,4 M_☉. Rychle rotující neutronová hvězda však může mít vyšší maximum své hmotnosti. Proto frekvence budoucích objevů gravitačních vln během splývání dvojhvězd, kde aspoň jednu složku tvoří neutronová hvězda, může být velmi užitečné pro odhad tvrdosti stavové rovnice platné pro neutronové hvězdy. B. Sharma aj. využili mikroskopického přístupu k výpočtu stavové rovnice pro neutronové hvězdy a ukázali, že maximální hmotnost nerotující neutronové hvězdy dosahuje 2 M_☉ a její poloměr 10,0 km. Naproti tomu neutronová hvězda o hmotnosti 1,5 M_☉ má poloměr 11,6 km.

B. Giacomazzo aj. ukázali, že splynutí dvou neutronových hvězd vede k podstatnému nárůstu indukce magnetického pole výsledné hmotné neutronové hvězdy. V neutronové kapalině dochází totiž k turbulencím a nestabilitám, jenž vyvolávají vznik lokálních magnetických dynam. Autoři připouštějí, že obecné relativistické simulace těchto procesů nejsou zatím technicky možné. Přesto se pokusili alespoň o přibližné řešení, z něhož vyplývá, že při splynutí jsou hodnoty indukce magnetického pole magnetarů velmi snadno dosažitelné, generují silné elektromagnetické signály a snadno mohou vysílat po kratičkou dobu i měkké záření gama, tj. být zdrojem SGRB.

B. Metzger aj. rozvinuli myšlenku, že za výskytem dlouhých a ultradlouhých GRB i následujících extrémně svítivých supernov mohou být rychle rotující neutronové hvězdy s mimořádně silnou indukcí magnetických polí. Podle modelového výpočtu magnetar s indukcí magnetického dipólu >1 TT a rotační periodou neutronové hvězdy 2 ms se zbrzdí během necelých tří hodin a předá svou mocnou energii jak samotnému LGRB či UL-GRB, ale následně i nadsvítivé supernově. Dokonce je možné, že brzdění proběhne až během 10 dnů, což odpovídá prodlevě mezi jevem GRB a supernovou. Autoři soudí, že se tak dá uvolnit energie řádu 10⁴⁶ J.

N. Dagenaarová aj. využili nových možností rentgenových měření pomocí družice NuSTAR, jež pokrývá pásmo energií rentgenového záření 3 ÷ 79 keV, ale i další rentgenové družice Swift ke změření horní meze poloměru pro neutronovou hvězdu v rentgenové dvojhvězdě 4U 1608-52 (vzdálenost 3,6 kpc). Rotační perioda neutronové hvězdy činí 1,61 ms a nabírá akrecí hmotu tempem až 2 % Eddingtonovy meze. Na povrchu má teploty v rozmezí 3,5 ÷ 7,0 MK. Je obklopena těsným akrečním diskem o vnitřním poloměru blízkém nejmenší stabilní oběžné dráze částic plynu v disku. Odtud vyplývá horní mez poloměru neutronové hvězdy 21 km a gravitační červený posuv spektrálních čar na povrchu neutronové hvězdy >0,12 pro hmotnost 1,5 M_☉ a parametr spinu a = 0,29.

J. Coley aj. ukázali, že u řady zákrytových rentgenových dvojhvězd lze pomocí 3. Keplerova zákona a známé oběžné doby složek určit celou řadu dalších parametrů, zejména pak poloměrů a hmotnosti hvězd za předpokladu, že máme k dispozici spektra obou složek a dárce nevyrostl nad svůj Rocheův lalok. Pro poloměry dárců jim pak vyšly hodnoty v rozmezí 13 ÷ 23 R_☉ a hmotností 19 ÷ 20 M_☉. Pro hmotnosti vzniklých neutronových hvězd pak dostali 1,4 ÷ 1,8 M_☉.

Jedním z otevřených problémů astrofyziky kompaktních objektů je mechanismus vzniku a chování bipolárních výtrysků hmoty s úzkými vrcholovými úhly a rychlostmi většími než 20 % rychlosti světla. J. Liu aj. se domnívají, že návodem k řešení může být optické spektrum ultrasvítivého velmi měkkého rentgenového výtrysku ze zdroje ULS-1 v blízké galaxii M81 (vzdálenost 3,6 Mpc). Spektrum vodíku ve výtryscích totiž obsahuje výraznou modře posunutou složku odpovídající projekci 17 % rychlosti světla. To je velmi podobná hodnota, jakou měříme pro výtrysky galaktické rentgenové dvojhvězdy (mikrokvasaru) SS 433 (= V1343 Aql; vzdálenost 5,5 kpc), které se po odečtení vlivu projekce pohybují rychlostí 26 % rychlosti světla. Opticky pozorovatelná hvězda je spektrální třídy A7 Ib, která živí svého průvodce, jenž je pravděpodobně hvězdnou černou dírou. Autoři dokonce soudí, že ve skutečnosti jsou tyto relativistické výtrysky baryonové látky důkazem existence hvězdných černých děr, které vysávají hmotu ze svého okolí nadkritickou akrecí doprovázenou opticky tlustými výtrysky. Také G. Wiktorowicz aj. soudí, že bychom měli zavrhnout koncept Eddingtonovy meze pro svítivost objektu pro případ dvojhvězd, kde jednou složkou je silně degenerovaný objekt, tj. neutronová hvězda, nebo hvězdná černá díra. Jako příklad uvádí dvojhvězdu 2XMM J1110-4604 (=HLX-1) ve spirální galaxii ESO 243-49 (vzdálenost 95 Mpc), která jeví výtrysky rentgenového záření ve vrcholovém úhlu jen 1,6º. Rentgenový zářivý výkon výtrysků dosahuje minimálně 10³⁵ W. Pro hvězdnou černou díru o hmotnosti 10 M_☉ stačí, aby dárkyní byla hvězda v Hertzsprungově mezeře na diagramu obdařená touž hmotnosti 10 M_☉, která dokáže odevzdávat baryonovou látku černé díře tempem 0,001 M_☉/rok (= 2 600 násobku Eddingtonovy meze!). Vhodnou dárkyní pro neutronovou hvězdu se pak jeví vyvinutá héliová hvězda o hmotnosti 2 M_☉, která po svém rozepnutí přeteče přes svůj Rocheův lalok a dokáže zásobovat neutronovou hvězdu tempem 0,02 M_☉/rok. Hvězd obou typů je ve vesmíru dost na to, aby vysvětlily současný počet extrémně silně svítivých bodových rentgenových zdrojů, protože navíc jde o poměrně velmi krátké epizody v dlouhodobém vývoji dvojhvězd.

R. Walter aj. shrnuli v přehledovém článku hlavní přednosti aparatury INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory) vypuštěné na protáhlou eliptickou dráhu v říjnu 2002. Ve spolupráci s americkou družicí Swift (start v listopadu 2004) přispěly obě kosmické observatoře výrazně k našim poznatkům o důležité hvězdné složce vesmíru – rentgenovým dvojhvězdám s vysokou hmotností průvodce neutronové hvězdy nebo hvězdné černé díry (HMXB). Tyto soustavy hrají významnou úlohu při studiích nukleosyntézy ve hvězdách, akrečních procesech, a následně pak při zkoumání vývoje a struktury galaxií. Soustavy HMBX lze rozčlenit do tří skupin: klasické, excentrické a rychlých proměnných nadobřích objektů. Klasické soustavy se vyznačují nízkými výstřednostmi oběžných drah a proměnností aktivity v poměru až 1:1 000. Mají krátké oběžné doby a jejich hmotné složky vyplňují Rocheův lalok, případně jej i mírně přetékají, takže mnoho rozptýleného materiálu je stíní. Excentrické soustavy mají větší rozkmit aktivity než klasické, protože podél výstředných drah jejich složek se silně mění hustota hvězdného větru. Vzácné nadobří objekty se projevují rychlými silnými výbuchy, nejkratšími oběžnými periodami a anomálně nízkou akrecí plynu, ale jejich povaze dosud příliš nerozumíme. Kvůli pochopení jejich chování bude potřebí uvažovat vliv poryvů hvězdných větrů, struktury magnetických polí, výstředností drah a rychlostí rotace neutronových hvězd. V každém případě již třináctiletá souvislá životnost observatoře INTEGRAL a jen o něco kratší životnost observatoře Swift je příslibem, že se některé závažné otevřené otázky podaří v dohledné budoucnosti rozřešit. K tomu cíli se astronomové snaží sestavit co nejlepší katalog objektů HMXB potřebný pro rozlišení jednotlivých populací a také časových stupnic, v nichž vývoj těchto objektů probíhá.

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB) a magnetary (SGR)

Podle S. Clarka patřil objev zábleskových zdrojů záření gama (GRB) společně s objevem magnetarů k nejzapeklitějším oříškům, které astronomie minulého století musela řešit. První důkaz o existenci GRB získaly americké vojenské družice typu Vela již v červenci 1967, ale protože šlo o utajované údaje, dozvěděla se o něm astronomická veřejnost až po jejich deklasifikaci v r. 1973, kdy už tyto družice měly v záznamech údaje o 15 zdrojích. Od prvního záznamu však uplynulo bezmála 30 let, než se podařilo po vzplanutí GRB 970228 nalézt jeho rentgenový protějšek a posléze optický dosvit, který koincidoval s polohou velmi vzdálené galaxie. Poloha dalšího GRB 970508 byla rozeslána astronomům již 4 h po záblesku gama, což umožnilo pořídit optické spektrum dosvitu a tak odhalit jeho červený posuv 0,835 (vzdálenost 2,2 Gpc!). Od té doby víme, že jevy GRB patří k největším energetickým výtryskům ve vesmíru, přičemž zdrojem jsou objekty o typických rozměrech <30 km a hmotnostech <3 M_☉!

H. J. Lü aj. rozebrali podrobně možnost, že krátká vzplanutí gama (SGRB) vznikají splýváním dvou neutronových hvězd. Výsledkem takového splynutí pak bývá neutronová hvězda s milisekundovou rotací a magnetickým polem jaké mají magnetary (tzv. milisekundové magnetary). Jelikož hmotnost těchto objektů bude vysoká, tak postupné brždění jejich rotace povede nevyhnutelně k jejich zhroucení na hvězdnou černou díru. Dospěli tak k závěru, že nejvyšší hmotnost nerotující neutronové hvězdy, která se nezhroutí na černou díru, činí 2,37 M_☉.

F. Olivares aj. využili kamery GROND (Gamma-Ray burst Optical and Near infrared Detector) 2,2m teleskopu MPI/ESO na observatoři La Silla v Chile k pozorování supernov jako následků dlouhých GRB. Autoři sledovali tři supernovy, jež vzplanuly na témže místě oblohy po velmi dlouhých GRB v letech 2008 a 2010, a tak prokázali, že zářivé výkony těchto supernov (až 1,4. 10³⁶ W) nelze objasnit produkcí radioaktivního ⁵⁶Ni, jak se u ostatních případů uvádí. J. Greiner aj. na základě dalších pozorování aparaturou GROND a také VLT ESO na Paranalu, jež se týkala kombinace údajů o ultradlouhém (4 h!) GRB (UL-GRB 111209A) a následné supernově 2011kl uvedli, že v tomto případě nešlo o zhroucení hmotné hvězdy na černou díru, jak tomu bývá u LGRB, ale o zcela odlišný mechanismus související s magnetary. Zmíněný úkaz se odehrál v galaxii vzdálené od nás 1,9 Gpc, a odtud vyplývá, že zmíněná supernova měla třikrát vyšší zářivý výkon než supernovy související s LGRB! Také její spektrum vypadalo odlišně od spekter supernov třídy Ic souvisejících s LGRB. Autoři proto dospěli k závěru, že za tyto obrovské zářivé výkony jsou odpovědné magnetary, které mají v zásobě obrovské energie z extrémně silných magnetických polí.

Vzápětí oznámili P. Schady, že pozorovali další ještě delší UL-GRB 130925A v trvání přes 5,5 h (!), jenž se odehrál v galaxii vzdálené od nás 1,2 Gpc. P. Veres aj. objevili rádiový protějšek UL-GRB již za 4 h po začátku úkazu, ale nenašli žádné důkazy o zpětné rázové vlně, což je docela záhadné. Brzký nástup rádiového záření pozorovali také A. Horesh aj, kteří však soudí, že pozorovali současně dopřednou i zpětnou rázovou vlnu. P. Evans aj. usoudili na základě obsáhlých pozorování průběhu úkazu a dalších srovnání s jinými objekty, že v tomto případě jsme pozorovali něco zcela originálního, ale souvislost s magnetary je nejpravděpodobnější.

Jak uvedli A. Cucchiara aj., družice Swift si k 10. výročí startu nadělila dárek v podobě dalšího UL-GRB 141121A. Rentgenové detektory dokázaly úkaz sledovat po celý měsíc, i když fáze záření gama trvala „jen“ 24 min. Na mnohopásmové světelné křivce autoři objevili dvě anomálie: plochou ranou optickou světelnou křivku a zjasnění v rádiovém a rentgenovém oboru třetí den po začátku jevu. Z červeného posuvu optického dosvitu se podařilo odvodit vzdálenost jevu (2,9 Gpc) a izotropní energii v pásmu gama 8.10⁴⁵ J. Guiriec aj. si všimli, že v prvním 0,16 s trvajícím intervalu dominovala tepelná složka záření GRB, zatímco netepelná nebyla vůbec patrná. Poté se začala netepelná složka záření vynořovat, až nakonec zcela převládla. Tato náhoda způsobila, že autoři měli perfektní možnost, jak obě složky od sebe odlišit.

A. Melandri aj. zdůraznili velkou důležitost objevů GRB v nejvzdálenějších hlubinách vesmíru. Díky obřím teleskopům se totiž daří určit jejich vzdálenosti s potřebnou přesností a tím propátrat, jak vypadá raný vesmír. Autoři pozorovali GRB 140515A v rentgenovém i optickém oboru, jenž vzplanul ve vzdálenosti 3,9 Gpc, tj. v době 890 mil. let po Velkém třesku. Z pozorování vyplynulo, že GRB se nacházel ve velmi zředěném prostředí, protože ve spektru optického dosvitu se nacházejí jen velmi slabé absorpční čáry. Podrobněji se týmž problémem zabývali T. Krühler aj., když studovali vlastnosti 96 mateřských galaxií, v nichž byly pozorovány LGRB většinou družicí Swift. Sledovali tak galaxie ve v rozmezí vzdáleností 0,4 ÷ 3,7 Gpc, tj. ve stáří 1,7 ÷ 12,4 mld. let po Velkém třesku. Medián vzdáleností činil 3,0 Gpc. Medián tempa tvorby hvězd dosahoval pro mateřské galaxie GRB vzdálené v průměru 0,4 Gpc hodnoty 0,6 M_☉/r a pro medián vzdálenosti 3,2 Gpc již 15 M_☉/r. Nejbližší GRB jeví tendencí vyhýbat se galaxiím s vyšší metalicitou, což je dobrá zpráva pro přežití života na Zemi. S rostoucí vzdáleností GRB klesá podle očekávání metalicita mateřských galaxií na polovinu hodnoty metalicity Slunce.

A. Abeysekara aj. využili prvních 10 % detektorů budoucí obří aparatury HAWC (High Altitude Water Cherenkov), která vzniká na úbočí sopky Sierra Negra v Mexiku v nadmořské výšce 4,1 km na 19º severní šířky, k pokusu o zachycení mimořádně jasného GRB 130427A (červený posuv 0,5; vzdálenost 1,6 Gpc). Pokus byl sice neúspěšný, ale ukázal, že po dokončení aparatury bude možné takové zdroje v oblasti kolem zenitu snadno pozorovat, protože díky své citlivosti zaznamená i částice s energiemi řádu TeV. Jednotlivé detektory mají tvar kovového válce o průměru 5 m a výšce 7,3 m. Každý válec pojme 188 tis. litrů vody. Podobně jako na Observatoři Pierra Augera registrují v každém válci 4 fotonásobiče krátké záblesky Čerenkovova záření, jež vznikají při relativně nadsvětelné rychlosti částic kosmického záření a fotonů záření gama v destilované vodě. Dokončený HAWC dosáhne úhlového rozlišením 0,5º a jeho zorný úhel zabere na obloze přes 15 % plochy, takže umožní zkoumat současně difusní záření gama z velké části Galaxie včetně jejího centra. Prohlédne 2/3 oblohy během 24 h, protože může pracovat nepřetržitě.

Neméně dramaticky započal výzkum magnetarů pozorováním nesmírně silného kratičkého signálu záblesku gama 5. března 1979, jenž nejprve zasáhl dvě oběžné sondy Veněra 11 a 12 u planety Venuše, a následně sondy Helios 2, Pioneer Venus Orbiter a IESEE, jakož i řadu družic na oběžné dráze kolem Země. Většinou byly aparatury silou signálu zahlceny. Velké časové intervaly příchodu signálu mezi jednotlivými detektory a známá rychlost světla pak umožnily velmi snadno zaměřit zdroj signálu v pozůstatku po supernově starém asi 5 tis. let ve Velkém Magellanově mračnu. Vzdálenost zdroje tak byla ihned známa, což umožnilo poměrně rychle odhalit jeho fyzikální podstatu. V r. 1992 zveřejnili R. Duncan a C. Thomson hypotézu, že jde o neutronové hvězdy s neuvěřitelně silnou indukcí globálního magnetického pole řádu až 100 GT. Přestavba siločar tohoto extrémního pole umožní vyzářit obrovské množství energie zejména v pásmu měkkého (soft) záření gama. Proto se pro tyto prazvláštní objekty začala užívat zkratka SGR (Soft Gamma Repeater). To se ukázalo jako prozíravé rozhodnutí, protože se brzy ukázalo, že na rozdíl od klasických GRB, jejichž zdroj je po záblesku zničen, zdroje SGR přežívají svá vzplanutí bez velkých následků, takže mohou být dokonce rekurentní.

To se potvrdilo u druhého objeveného SGR 1806-20 během října a listopadu 1996, když aparatury na družicích zaznamenaly na 40 vzplanutí. Z téhož zdroje ve vzdálenosti asi 15 kpc přišel další mohutný záblesk 27. prosince 2004 v trvání 380 s, přičemž během prvních 0,2 s zdroj vyzářil tolik energie jako Slunce za 250 tis. let. Jinými slovy jeho maximální zářivý výkon SGR převyšuje úhrnný zářivý výkon naší Galaxie o tři řády! Je tedy zřejmé, že magnetary představují zázračné energetické stroje, protože jejich rozměry nepřevyšují 20 km a během svých energetických záblesků předčí i kvasary.

L. Ducci aj. využili citlivosti aparatury IBIS/SGRI observatoře INTEGRAL k již desetiletému sledování magnetaru SGR 1900+14, jenž se poprvé prozradil vzplanutím 27. srpna 1998. Přestože je od Země vzdálen 6,1 kpc, projevil se tehdy měřitelnými efekty v zemské ionosféře, když na přivrácené noční straně zeměkoule ionizoval částice v atmosféře bezmála na denní úroveň vyvolanou Sluncem. INTEGRAL je schopen měřit i klidové hodnoty toku SGR v tvrdém rentgenovém pásmu 22 ÷ 150 keV. Za poslední dekádu dosáhla souhrnná expozice zdroje 134 dnů, takže známe i průběh toku pozadí, který od objevu klesl pětkrát.

4. Mezihvězdná látka

G. Green aj. pořídili trojrozměrnou mapu rozložení prachu v Mléčné dráze na základě přehlídek oblohy Pan-STARRS 1 a 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) a pravděpodobnostních rozdělení podle všech směrů pohledu. Mapa má proměnné úhlové rozlišení od 3,4′ do 13,7′ a přesnost určení vzdáleností kolem 25 %. Autoři porovnávali zčervenání jednotlivých hvězd s katalogy SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) a také provedli srovnání mapy s dříve pořízenými mapami. Autoři doufají, že mapa poskytne široké využití zejména pro výzkum objektů nacházejících se v disku Galaxie.

P. André aj. publikovali výsledky přehlídky Gould Belt Survey z dat družice Herschel, která mapuje záření prachu v IČ oboru. Autoři objevili přítomnost různě dlouhých filamentů, které se vyskytují téměř ve všech prachových mračnech. Kromě všudypřítomnosti je na nich zajímavé to, že ačkoliv se jejich délka mění a typicky dosahuje jednotek světelných roků, jejich tloušťka je prakticky vždy 1/3 světelného roku. To naznačuje, že se při jejich formování uplatňuje nějaký důležitý princip. Uvnitř vláken se nachází mnoho oblastí, ve kterých se formují hvězdy, a autoři předpokládají, že tvorba nových hvězd a vznik těchto filamentů spolu souvisí.

Rozsáhlý tým spolupracovníků sdružení Planck zveřejnil předběžné výsledky zpracování měření polarizace tepelného záření prachových částic v Galaxii. Autoři zjistili, že polarizovaná složka tepelného záření klesá s vzrůstající hustotou sloupce podél směru pohledu, což vysvětlují jako důsledek rozdílných orientací magnetických polí a různé orientace prachových zrn na různých místech v důsledku ozáření z různých směrů. V některých místech dosahuje podíl polarizovaného záření až 18 %. Porovnání mapy polarizovaného záření prachu s intenzitou kosmického záření však neukázalo žádné významné překryvy, je tedy zřejmé, že ačkoli oba jevy jsou silně ovlivněné magnetickým polem Galaxie, na každý z nich působí jinak.

A. Giannetti aj. objevili pět prachových mračen, která jsou, přesněji řečeno vlastně nejsou vidět v oboru IČ. Jde o temné objekty, které je možné detekovat pouze absorpcí ve spektrálních čarách IČ pozadí v pásmu THz. Objekty se velmi pravděpodobně nacházejí na opačné straně Galaxie, ale pouze z analýz spekter to není možné rozhodnout. V každém případě jde o velmi rozsáhlá a hmotná mračna, v nichž dochází k tvorbě nových velmi hmotných hvězd. Autoři upozorňují, že obvyklá tendence předpokládat, že temná prachová mračna se nacházejí spíš blíž než dál, vede k podceňování hmotnosti a svítivosti velmi hmotných hvězd.

E. Campbell aj. laboratorně prokázali, že absorpční pásy na vlnových délkách 963,2 nm a 957,7 nm patří ionizované molekule fullerenu C₆₀. Autoři vytvořili z fullerenu plyn a ochladili ho na teplotu 5,8 K, čímž získali takřka shodné difúzní absorpční pásy, které byly pozorovány poprvé již v r. 1922. Jde o první prokázanou molekulu, zodpovědnou za dva konkrétní absorpční pásy, kterých jsou celkově stovky.

O. Berné, J. Montillaud a C. Joblin simulovali možné způsoby vzniku fullerenů v mezihvězdném prostředí postupnou fotoerozí polycyklických aromatických uhlovodíků. Postupně vzali různě velké molekuly, z nichž nechali ultrafialovým (UV) světlem odpoutávat atomy vodíku a molekuly C₂, a zjišťovali, za jak dlouho se molekuly přemění na fulleren C₆₀. Ukázalo se, že v případě molekuly C₆₆H₂₀ se za dobu 10⁵ let přemění na C₆₀ prakticky všechny. Desetitisíce let je typická střední doba života planetární mlhoviny kolem pozůstatku po supernově. Složitější molekuly s větším počtem uhlíkových atomů nestihnou za takovou dobu erodovat dostatečně, jednodušší molekuly s menším počtem uhlíku se naopak rozpadnou úplně. Fulleren C₆₀ je mimořádně stabilní i za vysokých energií, dokáže tedy přežít velmi dlouho i v podmínkách, kdy jsou jednoduché uhlíkové molekuly buď rozneseny mimo mlhovinu, nebo rovnou rozmetány na jednotlivé atomy či ionty.

Oblaka s vysokou rychlostí (HVC, high velocity clouds) vypadají, jako by padala na disk Mléčné dráhy. Astronomové dosud navrhli dva způsoby, jak by něco takového mohlo fungovat: buď jde o plyn, který Galaxie nasává ze svého okolí, nebo jde o vlastní galaktický plyn, který něco (patrně výbuchy supernov) vyvrhlo mimo disk a který teď padá zpět. F. Fraternali aj. na příkladu HVC skupiny C ukázali, že se uplatňují oba mechanismy naráz. Skupina C má svůj původ ve vnějším spirálním rameni Labutě, odkud byl plyn vymrštěn před asi 150 Mr. Svým rozpínáním a adiabatickým ochlazováním způsobil podchlazení a kondenzaci mezigalaktického plynu ve vnější obálce galaktického hala, což vedlo k následné akreci do disku Galaxie, jejímiž jsme svědky. W. Janesh aj. poprvé dokázali ztotožnit jeden velmi kompaktní objekt HVC s optickým protějškem, kterým je trpasličí galaxie (nebo velká hvězdokupa) AGC198606. Leží ve vzdálenosti asi 378 kpc a její hmotnost je zhruba 5×10⁵ M_☉, přičemž většinu její hmotnosti tvoří oblaka molekulového vodíku.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy

Observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/Sub-millimeter Array) objevila rozsáhlý shluk mezihvězdné látky, který J. Rathborne aj. pokládají za právě vznikající hvězdokupu. Autoři pozorovali oblak ve spektrálních čarách 17 druhů molekul a také ve vlnových délkách, v nichž typicky vyzařují prachová zrna. Prach má velice nízkou teplotu, zatímco celková hmotnost a hustota shluku je naopak velice vysoká. Objekt obsahuje nejrůznější struktury velkých i malých měřítek, autoři dokonce věří, že objevili zárodky budoucích velmi hmotných hvězd v bublinách s průměrem přibližně 0,1 pc, v nichž již patrně gravitace převážila nad tlakem záření. Shluk G0.253+0.016 je pravděpodobně těsně před zrodem hvězdokupy podobného typu jako je hvězdokupa Arches („Oblouky“) v souhvězdí Střelce. Ta byla objevena r. 1995, obsahuje nadprůměrně vysoký počet hmotných hvězd a nachází se překvapivě blízko k centru Galaxie. Rozložení látky v oblaku je však výrazně komplikovanější než u hvězdokupy Arches, z čehož autoři usuzují, že vyšší koncentrace hvězd směrem do centra hvězdokupy musí být důsledkem dynamických procesů, které začnou působit teprve po zformování hvězd.

Modří loudalové (angl. blue stragglers) představují zvláštní kategorii hvězd, které se vyskytují v kulových hvězdokupách. Jde o ty členky hvězdokupy, které zdánlivě nestárnou nebo alespoň stárnou mnohem pomaleji než ostatní okolní hvězdy. Přestože patří do kategorie hmotnějších hvězd, je jejich vývoj mnohem pomalejší, než by odpovídalo jejich hmotnosti. Důvody jejich vzniku a pomalejšího vývoje nejsou jasné, jedna z nejvíce populárních hypotéz předpokládá, že modří loudalové souvisejí se splynutím složek těsných dvojhvězd. K. Stępień a M. Kiraga provedli simulace vývoje 975 dvojhvězdných systémů s různými parametry včetně výměny hvězdné látky a intenzivních hvězdných větrů hvězd s velmi nízkou metalicitou. Jejich výpočty ukazují, že podstatná část dvojhvězd, které se v průběhu vývoje stanou kontaktní (tj. obě složky vyplní svůj Rocheův lalok), skončí splynutím obou složek právě v jednoho modrého loudala. Záleží na počáteční hmotnosti, rychlosti rotace a oběžné periodě obou složek; ne všechny vzniklé sloučené hvězdy skončí jako modří loudalové. Modely však velice dobře kopírují pozorované zastoupení jednotlivých typů hvězd v kulových hvězdokupách.

H. Bouy aj. zveřejnili analýzu nového „sčítání lidu“ v hvězdokupě M45. Plejády jsou jednou z nejbližších a také nejmladších hvězdokup; přesto spolehlivě nevíme, které hvězdy do ní skutečně patří a které ne. Autoři využili fotometrická a astrometrická data katalogu DANCe (Dynamical Analysis of Nearby ClustErs), který pokrývá asi dva miliony objektů na přibližně 80 čtverečních stupních oblohy kolem Plejád. S využitím algoritmů z oblasti pravděpodobnostních modelů a kombinací dat DANCe se všemi dříve dostupnými měřeními poloh a jasností hvězd autoři vybrali 2 109 hvězd, které jsou s velmi vysokou pravděpodobností členkami hvězdokupy; je jich nejméně o 812 víc, než bylo dosud známo – sester tedy ani zdaleka není jen sedm.

J. Heyl aj. zkoumali mladé bílé trpaslíky v kulové hvězdokupě 47 Tucanae pomocí kamery WFC3 (Wide-Field Camera 3) HST (Hubble Space Telescope). Ukázalo se, že existují dvě dobře rozlišitelné skupiny – mladší, jasnější bílí trpaslíci, kteří intenzivněji září v UV oblasti, a starší, chladnější, méně hmotní a méně zářiví bílí trpaslíci. První skupina hvězd je typicky stará několik Mr a nachází se poblíž centra hvězdokupy, zatímco druhá skupina má charakteristické stáří 100 Mr a nachází se na okrajích hvězdokupy. Protože s postupujícím věkem ztrácejí bílí trpaslíci hmotnost (z 0,9 na pouhých 0,53 M_☉), interakce s ostatními hvězdami ve skupině je vyhánějí na okraj hvězdokupy – astronomové tento jev nazývají gravitační (nebo též dynamická) relaxace. Ačkoliv se autorům nepodařilo pozorovat přímo pohyb jednotlivých hvězd (na to je potřeba pozorování přes delší časový interval), rozložení obou skupin bílých trpaslíků velmi dobře odpovídá numerickým modelům gravitační relaxace hvězdokup.

D. Kim aj. objevili pomocí 4metrového dalekohledu Blanco na Cerro Tololo v Chile velmi vzdálenou kulovou hvězdokupu, která se nachází natolik na okraji Galaxie, že není zřejmé, zda do ní skutečně ještě patří. Ve vzdálenosti asi 105 kpc od a téměř desetkrát dále, než se typicky kulové hvězdokupy v galaktickém halu vyskytují, je hvězdokupa Kim 2 naprostým solitérem. Obsahuje méně hvězd, má nižší hustotu hvězd, její hvězdy mají naopak vyšší metalicitu, a jsou mladší než hvězdy v ostatních kulových hvězdokupách. Autoři upozorňují na podobnost s kulovou hvězdokupou AM 4, která je spojována s trpasličí galaxií ve Střelci, a navrhují, že v případě Kim 2 jde také o zbytek po zachycené trpasličí galaxii, kterou kdysi v minulosti pohltila Mléčná dráha. Přítomnost mnoha drobných satelitních galaxií v těsné blízkosti galaxie v Andromedě naznačuje, že jde celkem běžný jev.

Kulové hvězdokupy v naší Galaxii mají řadu shodných vlastností, z nichž nejvíce vyniká jejich stáří. Všechny pouhým okem viditelné hvězdokupy severní oblohy jsou staré kolem 12 miliard roků, a ani v nejbližších galaxiích nevypadá situace výrazně jinak. Víme, že existuje skupina mladých hmotných hvězdokup, které ale nemají dostatečnou hmotnost, aby se z nich vyvinuly hvězdokupy kulové. A přímé vývojové předchůdce (prahvězdokupy) jsme zatím neobjevili. B.Whitmore aj. teď díky velkému úhlovému rozlišení observatoře ALMA našli ve splývajících galaxiích NGC 4038 a 4039, známých jako Tykadla, oblast o průměru o něco větším než 20 pc, která vypadá přesně tak, jak by taková prahvězdokupa měla vypadat. Shluk galaktického plynu má hmotnost 5 MM_☉ a nachází se uvnitř vláknité struktury, která se jako most táhne mezi spojujícími se galaxiemi. Autoři odhadují, že během pouze asi jednoho milionu roků by se shluk měl začít gravitačně smršťovat a dát vzniknout kulové hvězdokupě. Právě krátká doba, která stačí ke zformování hvězdokupy, je zřejmě důvodem, proč je těchto prahvězdokup málo. K jejich vzniku jsou také patrně nutné dostatečně velké oblasti s vyšším tlakem a hustotou, které se v samostatných galaxiích nemají jak vytvořit, zatímco při srážkách a splývání galaxií je vyšší pravděpodobnost jejich vzniku.

Kulové hvězdokupy nemusejí mít všechny hvězdy stejně staré. Tzv. horizontální větev Hertzsprungova-Russellova diagramu totiž zahrnuje také horké hvězdy, u nichž občas dochází k propálení termonukleárních reakcí mimo samotné héliové jádro. Taková událost pak v nitru hvězdy způsobí velmi výrazné promíchání materiálu mezi jádrem a vodíkovou obálkou a právě toto promíchání hvězdné látky je nutnou podmínkou vzniku další generace hvězd, bohatých na hélium a zářivějších než obyčejné modré hmotné hvězdy. Kulová hvězdokupa ω Cen obsahuje asi 10 milionů hvězd s celkovou hmotností zhruba 4×10⁶ M_☉. Nachází se od nás ve vzdálenosti necelých 5 kpc a obsahuje vysoce nadprůměrné množství právě těchto héliem obohacených hvězd. M. Tailo aj. modelovali předchozí generaci hvězd s různými parametry a objevili, že vysoké rotační rychlosti hvězd postačí k tomu, aby se významně zvýšila pravděpodobnost hloubkového promíchání hvězdné látky. Díky tomu pak  jádra II. generace hvězd obsahují zhruba o 4 % M_☉ více hélia, což je dostatečné k vysvětlení jejich pozorovaného zastoupení v ω Cen. Autoři navrhují, že vysoké rotační rychlosti mohou být důsledkem působení dynamických sil velkého počtu okolních (pra)hvězd při formování některých hvězdných zárodků v husté hvězdokupě.

Asociace Cygnus OB2 je sice jedna z nejbližších a také největších skupin hvězd v Galaxii, ale kvůli poloze blízké rovině Mléčné dráhy byla všechna dosavadní měření vzdáleností této asociace od Slunce zatížena velkou chybou. D. Kiminki aj. změřili vzdáleností čtyř vytipovaných zákrytových dvojhvězd, které s velkou pravděpodobností do Cyg OB2 patří, a získali střední hodnotu vzdálenosti této asociace (1,33 ±0,06) kpc, což je v dobrém souladu s paralaktickými měřením molekulových mračen, které asociaci obklopují. To mimochodem znamená, že na okrajích asociace stále ještě probíhá tvorba hvězd. Autoři očekávají, že jejich měření potvrdí paralaktické vzdálenosti jednotlivých hvězd z přehlídky astrometrické družice Gaia.

M. Monelli aj. použili data z kamer LUCI1 a PISCES na Large Binocular Telescope (LBT) k určení věku kulové hvězdokupy M15. Autoři na porovnání dat z LBT s měřeními HST ukazují, že s využitím aktivní a adaptivní optiky je dalekohled poskytnout srovnatelnou kvalitu pozorování i v blízkém infračerveném (IČ) oboru spektra. Na základě analýzy rozložení hvězd podél hlavní posloupnosti a umístění horizontální větve Hertzsprungova-Russellova diagramu došli k hodnotě (12,9 ±2,6) Gr, resp. (13,3 ±1,1) Gr.

R. Barbá aj. analyzovali blízká IČ data z přehlídky VVV (VISTA Variables in Vía Láctea) ESO a objevili tak 493 nových kandidátů na hvězdokupy. Prostorové rozložení hvězdokup ukazuje vysokou koncentraci hvězdokup v rovině Galaxie a jejich zvýšený počet v okolí oblastí s intenzivní tvorbou hvězd. Většina kandidátů představuje kompaktní skupiny hvězd obklopené zářícími anebo temnými mlhovinami. Ostatní hvězdokupy vykazují neuspořádanou uzlovitou strukturu. Značná část hvězdokup obsahuje prahvězdy či mladé hvězdné objekty a masery; v 16 případech se dokonce autorům podařilo ztotožnit hvězdokupu s oblastí právě probíhající tvorby hvězd.

Gravitační nestability v planetárních soustavách hvězd vedou nevyhnutelně k vymetení planet, z nichž se stanou nomádi volně plující mezihvězdným prostorem. L. Wang aj. nechali vymrštěné planety ve velké množství mnohatělesových simulací pohybovat se prostorem hvězdokupy. Pokud je úniková rychlost planet z planetární soustavy nízká, opustí planeta hvězdokupu v průměru o 40 % dříve než její mateřská hvězda, zatímco pokud je úniková rychlost vysoká, čekají planetu desítky blízkých (≤ 1 000 au) setkání s jinými hvězdami téže hvězdokupy. Polovina blízkých setkání se odehraje v prvních 30 Mr, naopak na dobu 100 Mr po vymrštění planety připadá jen necelá desetina interakcí v hvězdokupě. Blízká setkání často vedou k narušení drah planet v soustavě mateřské hvězdy, kolem níž nomád proplouvá. V nevelkém počtu případů může dojít i k zachycení planety u jiné hvězdy. Autoři nastiňují, že jakmile bude možné pozorovat bludné planety v konkrétní hvězdokupě, porovnání jejich skutečných vlastností s modely umožní odhadovat historii hvězdokupy.

J. J. Webb a N. W. C. Leigh uskutečnili podobné mnohatělesové simulace pro samotné hvězdokupy, v nichž nechali po dobu 12 miliard roků vznikat a vyvíjet hvězdy. Proměnnými v simulacích byly hmotnosti, velikosti a dráhy hvězd. Cílem bylo zjistit, jakým způsobem se rozdílné počáteční rozložení hmotností projeví po dlouhé době. Autoři zjistili, že všechny simulace ukazují jen nízkou souvislost mezi aktuálním rozložením hmotností hvězd a počáteční velikostí hvězdokupy či počátečním rozložení drah. Téměř vůbec nezáleží na počáteční hmotnosti hvězdokupy, nejdůležitějším parametrem je překvapivě hmotnost látky, o kterou hvězdokupa v průběhu vývoje přijde. Na základě porovnání se 33 skutečnými hvězdokupami v Galaxii autoři odhadují, že počáteční hmotnost hvězdokup byla nejméně 4,5× vyšší než současná (tři hvězdokupy ukazují dokonce až na 10× vyšší hmotnost při vzniku).

5.2. Naše Galaxie

Fermiho bubliny, obrovské koule plynu rozpínajícího se kolmo k rovině Galaxie od jejího centra, objevila v r. 2010 družice Fermi v oboru gama. Od té doby byly pozorovány také v rentgenové a radiové oblasti spektra a A. Fox aj. publikovali výsledky pozorování spektrografem Cosmic Origins Spectrograph na HST. Z jejich měření změn ve spektru vzdáleného kvasaru vyplývá, že Fermiho bubliny jsou složeny ze dvou druhů plynu – ten horký má teploty dosahující až 10 MK, zatímco chladný má teploty „pouze“ kolem 10 kK. Bubliny se rozpínají rychlostí větší než 900 km/s, což znamená, že při příčné velikosti zhruba 2,3 kpc nemohou být starší než 2,5 ÷ 4 Mr. Autoři plánují studium obdobných bublin v cizích galaxiích, aby odhalili podrobnější prostorové rozložení látky v bublinách i jejich chování. Uvedli rovněž, že existence Fermiho bublin pravděpodobně souvisí s tempem tvorby nových hvězd v okolí centra Galaxie. Pokud bude možné v budoucnu pozorovat Fermiho bubliny u jiných galaxií, měli bychom získat podrobnější představu o způsobu jejich vzniku.

M. Tahara aj. zaměřili na bubliny rentgenový spektrometr XIS (X-ray Imaging Spectrometer) japonské družice Suzaku (původně ASTRO-EII) díky inspiraci z měření bublin pomocí kamery SSC (Solid-state Slit Camera) na monitoru MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) na japonském modulu, jenž pracuje na ISS. Pomocí XIS získali podrobná rentgenová měření z čepičky severní bubliny a výběžku v boční stěně jižní bubliny. Z dat vyplývá, že bublina ohřívá plyn v galaktickém halu, jižní bublina je menší, její stěny jsou slabší než u severní bubliny, a osa rozpínání bublin není v důsledku interakcí s okolním plynem kolmá k rovině disku Galaxie.

K. Sarkar, B.  Nath a P. Sharma se pokusili vytvořit hydrodynamický model Fermiho bublin a ukázali, že stačí nechat v blízkosti centra Galaxie vznikat hvězdy tempem 0,5 M_☉/r po dobu 30 Mr, aby vznikly struktury velmi podobné pozorovaným bublinám. Autoři dále zdůrazňují, že interakce těchto struktur s částicemi kosmického záření umožňují velmi přesně reprodukovat spektrální charakteristiky záření gama a vznik oparu v mikrovlnné oblasti.

Obří molekulová mračna (GMC; giant molecular clouds) se obvykle vyskytují v rovině disku Galaxie nebo v její bezprostřední blízkosti. Vzácně jsou k nalezení i ve větších vzdálenostech od disku, ale dosud se předpokládalo, že v nich – narozdíl od těch diskových – nevznikají nové hvězdy. D. Camargo aj. však pomocí družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) objevili dvě hvězdokupy uvnitř molekulového mračna HRK 81.4-77.8. Měření vzdálenosti ukázala, že mračno se nachází ve vzdálenosti (8,70 ± 0,26) kpc od centra Galaxie a nejméně (-4,97 ± 0,46) kpc od roviny Galaxie (záporná hodnota značí vzdálenost směrem na jih), tedy jde o GMC nejvzdálenější od roviny Galaxie. Stáří mračna se odhaduje na zhruba 2 Mr. Z prvotní analýzy pohybu se zdá, že hvězdokupy i GMC padají zpět na galaktický disk; autoři uvádějí, že v tom případě je možný způsob vzniku mračna na základě vymrštění plynu z roviny disku, pravděpodobně v důsledku mnohočetných výbuchů supernov. Alternativní vysvětlení je, že mračno na disk padá volným pádem; pak by mohlo jít o látku zachycenou při gravitační interakci mezi Galaxií a některou z dalších galaxií v Místní skupině.

Mezinárodní spolupráce DES (Dark Energy Survey) publikovala výsledky prvního roku pozorování přibližně 1 800 čtverečních stupňů oblohy z kamery DECam na dalekohledu Blanco na Cerro Tololo. V datech autoři objevili osm dosud neznámých galaxií, které obíhají v Místní skupině kolem Galaxie a/nebo Magellanových mračen. Všechny galaxie jsou vizuálně slabé, s typickými rozměry 10 ÷ 170 pc a vzdálenostmi 30 ÷ 330 kpc od Slunce. D. Kim aj. potom v datech přehlídky našli další velmi slabou galaxii, která se promítá do souhvězdí Pegasa a leží ve vzdálenosti (205 ± 20) kpc od nás. Autoři uvádějí, že úhlová blízkost k satelitní galaxii Pisces II naznačuje, že obě tyto galaxie jsou gravitačně svázány. B. Laevens aj. publikovali objev dalších tří nových satelitů Mléčné dráhy v datech přehlídky Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System). Všechny tři skupiny hvězd tvoří jakýsi přechod mezi hvězdokupami a galaxiemi – buď jde o rekordně velké hvězdokupy nebo naopak o mimořádně husté a malé galaxie. V případě satelitní galaxie Sgr II jde možná o souputníka kulovité trpasličí galaxie Sgr dSph, kterou Mléčná dráha v minulosti gravitačně zachytila.

T. de Boer aj. prozkoumali rozdělení hvězd ve dvou proudech hvězd, které se táhnou mezi naší Galaxií a právě zmiňovanou Sgr dSph. Historie rychlosti vzniku hvězd v obou proudech ukazuje, že Mléčná dráha gravitačním zachycením této trpasličí galaxie před 5 ÷ 7 miliardami let téměř ukončila tvorbu hvězd. Slabší proud byl patrně vytržen dříve; obsahuje velmi staré hvězdy s nízkou metalicitou. V průběhu vysávání hvězd Galaxií se v něm opět částečně obnovila tvorba nových hvězd, zatímco silnější proud se nejspíš vytvořil později a Galaxie jím přitahuje o něco mladší hvězdy ze vzdálenějších oblastí trpasličí galaxie Sgr dSph. Autoři zdůrazňují, že podobná hvězdná archeologie ostatních satelitů Mléčné dráhy je důležitá pro pochopení, jakým způsobem naše Galaxie získala svou současnou velikost a hmotnost.

O Mléčné dráze jsme navyklí uvažovat jako o spirální galaxii, která možná má, možná nemá příčku, ale v každém případě se její ramena odvíjejí od středu v rovině plochého disku až do okrajů, kde se postupně vytrácejí. Y. Xu aj. však publikovali analýzu zastoupení hvězd v přehlídce SDSS, z níž vyplývá, že směrem od centra Galaxie je struktura spirálních ramen složitější. Již dříve objevené struktury Monoceros Ring (prstenec v Jednorožci) a TriAnd overdensity (zhuštěnina v Trojúhelníku a Andromedě) jsou totiž od roviny disku Galaxie posunuty směrem na sever nebo jih přibližně o 100 pc každé zhruba 2 ÷ 3 kpc s rostoucí vzdáleností od Slunce a centra Galaxie. Jako by tyto struktury netvořily jen hustotní vlny, ale zároveň částečně kopírovaly vrcholy vln či jakýchsi vrásek v disku Galaxie. Podle autorů jsou tyto vrásky rozděleny úhlově nerovnoměrně; velmi pravděpodobně souvisejí se zachycením některé trpasličí galaxie v minulosti. Hlavním podezřelým je opět galaxie Sgr dSph.

A. Küpper aj. modelovali proud hvězd za kulovou hvězdokupou Palomar 5, která v důsledku působení slapových sil po průletu diskem Mléčné dráhy ztrácí hvězdy. Hvězdokupa je od Slunce vzdálena asi 23,5 kpc, proud se za ní táhne do vzdálenosti nejméně 9 kpc a má hmotnost minimálně 5 000 M_☉. Autoři uskutečnili několik milionů simulací a modely porovnávali s pozorovanými polohami skutečných hvězd. Tímto způsobem došli k nejpravděpodobnějším vlastnostem Galaxie, aby bylo možné vysvětlit pozorované rozložení hvězd v proudu za hvězdokupou: do vzdálenosti asi 19 kpc od centra je hmotnost Galaxie přibližně 210 GM_☉ a Slunce se nachází asi 8,3 kpc od jejího centra. A. Williams a N. Evans provedli odhad hmotnosti Galaxie z pohybu hvězd v galaktickém halu. Protože je nemožné rozumně odhadnout, jak velkou část z hvězd halové složky ve skutečnosti nevidíme, ať už proto, že jsou příliš slabé, příliš daleko nebo nám je zakrývá nějaká mezihvězdná látka, nechali též vygenerovat velké množství modelů, které porovnávali se skutečností. Podle jejich výpočtů je uvnitř koule s poloměrem 50 kpc hmotnost Galaxie 4,5×10¹¹ M_☉.

Kolem černé veledíry ve středu Mléčné dráhy kromě hvězd centrální hvězdokupy obíhá také zdánlivě plynný objekt, označovaný jako G2. Astronomové ho objevili v r. 2011 a v březnu 2014 prošel pericentrem své dráhy. Z nějakého důvodu se působením slapových sil nerozpadl, jak astronomové předpokládali, a tak se stal předmětem zájmu mnoha výzkumných týmů na celém světě. Zásadní otázka se netýká ničeho menšího, než co je G2 vlastně zač. Jeho extrémně eliptická dráha naznačuje, že nějakým způsobem ztratil velkou část momentu hybnosti na dráze původně kruhovější. Aby toho nebylo málo, při průletu pericentrem dráhy nevyvolal v plynu obklopujícím centrální černou veledíru očekávanou rázovou vlnu a předpokládané záblesky záření v rentgenovém oboru nenastaly. O. Pfuhl aj. zveřejnili výsledky spektroskopie v blízké oblasti IČ záření pokročilým spektrografem SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observation in the Near Infrared) na VLT (Very Large Telescope), z nichž vyplývá, že G2 je protáhlý plynný útvar a podobný objekt G1, nalezený o pět let dříve, se původně nacházel na stejné dráze jako G2. Autoři se přiklánějí k vysvětlení, že G2 a G1 jsou zhuštěniny dlouhého plynného proudu.

G. Bower aj. potvrdili absenci zvýšení jasu či záblesků také v mikrovlnné oblasti na základě pozorování průchodu objektu G2 pericentrem dráhy na observatoři ALMA. Podle nich tvoří G2 buď magneticky zamrzlé plazma, ejekce hvězdného větru nebo cirkumstelární obálka odhozená při splynutí dvojhvězdy. Žádné změny v jasnosti také nenalezli M. Tsuboi aj. v datech japonské části sítě VLBI (Very Large Baseline Interferometry) a J.-H. Park aj. v datech evropské části GMVA (Global Millimeter Very long baseline interferometry Array).

F. Yusef-Zadeh aj. pozorovali úhlovou plošku o poloměru 30″ kolem centrální černé veledíry observatoří VLA (Very Large Array) na vlnové délce 8,8 mm a objevili 44 kompaktních diskovitých objektů, které obíhají kolem centra. Tyto objekty nejsou viditelné v blízké IČ oblasti, jejich velikosti se pohybují od 400 do 1 600 au. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě vznikajících protoplanetárních disků kolem hvězd s nízkou hmotností, které se zformovaly z materiálu dostupného v centrální hvězdokupě. Pokud mají pravdu, znamená to, že v bezprostředním okolí centrální veledíry probíhá tvorba hvězd průběžně a nikoli ve vlnách; na současných drahách totiž hvězdy nečeká nikterak dlouhý život a stáří protoplanetárních disků zároveň nemůže být větší než 10 ÷ 100 tisíc let. B. Jalali aj. simulovali na počítači prostředí v akrečním disku kolem centrální veledíry a přišli na to, že vzhledem k trvalému přísunu látky v podobě padajících hvězd může být hustota disku v některých místech natolik velká, že převáží nad slapovými silami a v akrečním disku se začnou tvořit hvězdy stejným způsobem jako planety v protoplanetárních discích. Autoři dále nabízejí bizarní model vzniku hvězdy, která se zformuje z molekulového mračna na výstředné dráze, jež je v pericentru dráhy vystaveno silné prostorové kompresi, a může proto převážit nad slapovými a odstředivými silami. Pokud je oblak dostatečně velký, může se v jeho jádru zrodit hvězda. Právě takový případ by teoreticky mohl být výše zmiňovaný objekt G2.

R. Branham publikoval numerické výpočty drah 36 061 hvězdy spektrálních typů A až F, které jsou výhodné zejména proto, že jsou hojně zastoupeny i nad a pod rovinou disku Galaxie. Z analýzy drah vyplývá, že vzdálenost Slunce od těžiště Galaxie je (7,67 ± 0,07) kpc. Autor dále zmiňuje, že populace hvězd A–F se v Galaxii rozpíná rychlostí asi 1 kpc za 10⁷ let, což je podezřele vysoké číslo, ale nelze vyloučit, že jde jen o relativně krátkodobou fluktuaci. S. Chatzopoulos aj. publikovali nezávislé měření parametrů jádra Galaxie na základě pohybů hvězd v centrální hvězdokupě. Vzdálenost od Slunce jim vychází vyšší, (8,33 ±0,11) kpc, hmotnost hvězd v hvězdokupě do úhlové vzdálenosti 100″ je podle nich (8,94 ±0,90) MM_☉ a hmotnost centrální veledíry (4,23 ±0,14) MM_☉. Dále autoři odhadují, že hmotnost obřího akrečního disku kolem veledíry je (2 ÷ 6)×10⁷ M_☉, takže její sféra vlivu (oblast, kde její gravitační potenciál převažuje nad gravitačním potenciálem kteréhokoli dalšího tělesa) sahá do vzdálenosti 3,8 pc.

5.3. Místní soustava galaxií

N. Lehner, Ch. Howk a B. Wakker nalezli v archivních snímcích UV spektrografu COS (HST) absorpční zkreslení spekter 18 vzdálených kvasarů v těsném okolí galaxie v Andromedě. V čarách křemíku se autorům podařilo v různých projektovaných vzdálenostech od M31 určit radiální rychlost plynu, který absorpci způsobuje. Na základě odhadů hustoty podél směru pohledu autoři modelovali množství látky v okolí galaxie a zjistili, že hmotnost plynu a prachu kolem ní do zhruba dvojnásobku jejího poloměru (přibližně 300 kpc) je nejméně 2×10 MM_☉, resp. 3×10 GM_☉. Tým družice Planck publikoval předběžné výsledky pozorování M31; Planck galaxii detekoval ve všech spektrálních pásmech včetně rozlišení spirálních ramen a změřil tepelné vyzařování prachu v různých vlnových délkách. Teplota prachových částic se pohybuje od 22 K v blízkosti centra galaxie po asi 14 K za prstencem ve vzdálenosti 10 kpc. Z rozložení intenzity záření v pásmu 20 ÷ 60 GHz autoři odhadují průměrnou rychlost tvorby hvězd na 0,12 M_☉/r.

R. Wagner-Kaiserová aj. analyzovali data cefeid z archivu PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) dalekohledu HST a přišli na to, že pro vizuální a IČ data se modul vzdálenosti mírně liší, rozdíl mezi daty PHAT a dřívějšími pozemskými pozorováními je však podstatně větší. Modul vzdálenosti je rozdíl mezi pozorovanou magnitudou a absolutní magnitudou, plynoucí z lineární závislosti mezi periodou cefeidy a její jasností. Příčina nesouladu není známá, autoři spekulují o systematickém fotometrickém zkreslení pozemských vizuálních pozorování. Data také ukazují, že vztah perioda-jasnost není zcela lineární a nesouvisí s metalicitou hvězd, jak se dosud soudilo.

K. A. Evansová a P. Massey objevili prchající hvězdu v M31, první svého druhu v jiné galaxii. Jde o červeného veleobra s hmotností asi 12–15 M_☉, stářím přibližně 10 Mr a povrchovou teplotou 3 700 K. Jeho rychlost 400 ÷ 450 km/s je srovnatelná s únikovou rychlostí z galaxie.

F. A. Gómez aj. na základě nedávných odhadů násobně větší hmotnosti Velkého Magellanova mračna (LMC) modelovali chování Mléčné dráhy a okolních galaxií v systému, který nepředpokládá, že poloha Mléčné dráhy je pevná v prostoru. Pro různé hmotnosti LMC zjistili, že těžiště Galaxie se může během půl miliardy let posunout až o 30 kpc a pohyb galaxií kolem společného těžiště má vcelku pochopitelně vliv na sklon rotační osy Galaxie. Dále přišli na to, že slapové působení Mléčné dráhy a LMC na trpasličí galaxii ve Střelci je v těchto modelech mnohem silnější a daleko lépe odpovídá pozorovanému rozpadu a vysávání látky této galaxie. Autoři zdůrazňují, že modely jsou vzhledem k neznámé skutečné hmotnosti LMC (a dalších galaxií Místní skupiny) jen předběžné, ale rozhodně ukazují, že Místní skupina galaxií neobíhá jenom kolem Mléčné dráhy.

Nejbližší sousední galaxie LMC se také ukázaloa jako zdroj kosmického záření. Spolupracovníci týmu observatoře H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), což je soustava optických dalekohledů, které detekují atmosférické Čerenkovovo záření, zveřejnili detekce tří zdrojů gama záření uvnitř LMC. Prvním zdrojem je nejenergetičtější známý pulsar N157B a jím urychlovaný hvězdný vítr, druhým zdrojem je pozůstatek po supernově N132D a posledním, nejzajímavějším zdrojem je rázová vlna v horké plynové bublině 30 Doradus C, patrně nejrozsáhlejší známé oblasti vzniku nových hvězd v Místní skupině galaxií. K velkému překvapení autorů se observatoři nepodařilo zachytit žádné gama záření ze zbytku po supernově SN1987a.

5.4. Galaxie v lokálním vesmíru

Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky (Abell 1656) pomohla F. Zwickymu v r. 1933 odhalit existenci skryté látky. P. van Dokkum aj. zveřejnili nedávný objev 47 galaxií v této kupě, které ač mají rozměry srovnatelné s naší Galaxií, mají nízkou hmotnost pouze ~ 6×10⁷ M_☉, což znamená, že jsou mimořádně řídké. Aby taková řídká struktura držela pohromadě, musí nutně obsahovat velké množství skryté látky (až 98 %). Jednu z galaxií se autorům podařilo najít v archivních datech kamery ACS (Advanced Camera for Surveys) HST. Tato data neprokázala přítomnost satelitních trpasličích galaxií, které by mohly obsahovat další hvězdy, což znamená, že objevené galaxie jsou skutečně velmi řídké. Autoři navrhují, že překotná aktivita supernov v první generaci hvězd způsobila rozfoukání mezihvězdného plynu a znesnadnila tvorbu hvězd další generace.

Tato studie vyvolala okamžitou odezvu a J. Koda aj. obratem provedli analýzu dostupných dat v archivu teleskopu Subaru. Výsledky potvrzují existenci velkého počtu difúzních galaxií, autoři jich nalezli 854 a odhadují, že v celé kupě jich může být i více než 1 000. Typická hmotnost se pohybuje v rozmezí

(0,1 ÷ 5) ×10⁸ M_☉. Některé z galaxií mají hustší jádro a některé se nacházejí také blíže k centru kupy. To znamená, že je musí držet pohromadě ještě větší množství skryté látky, jinak by se působením slapových sil rozpadly. Zastoupení difúzních galaxií je v této kupě větší než v ostatních, což naznačuje, že mechanismus odstranění plynu je charakteristický pro galaktické a mezigalaktické prostředí v ní.

Kupa galaxií v Panně je nejbližší k nám a druhá nejjasnější v rentgenovém oboru na celé obloze. Obsahuje přes 2 000 galaxií a mezi nimi se nachází množství horkého mezigalaktického plynu, který vydává rentgenové záření. A. Simionescu aj. zaměřili na kupu detektory družice Suzaku a ve čtyřech směrech proměřili zastoupení železa, hořčíku, křemíku a síry. Jejich výsledky ukazují, že po obohacení první generací supernov bylo průměrné složení látky v této kupě galaxií i před deseti miliardami let (kupa leží asi 16,5 Mpc od nás) zhruba stejné, jako je současné složení naší Galaxie. To znamená, že látka je ve vesmíru (alespoň v tom viditelném) velice dobře promíchána a i přes velké vzdálenosti vykazuje jen drobné změny složení.

Q.  Parker aj. objevili ve skenech přehlídky SHS (SuperCOSMOS Hα Survey) z dalekohledu UKST (UK Schmidt Telescope) srážející se galaxie, jejichž prolínání vytváří kolem největší z nich prstenec zářící v čáře Hα. Kombinací s pozorováními v jiných spektrálních oborech autoři odhadli vzdálenost galaxií na přibližně 10 Mpc. Celý systém má napříč asi 15 kpc, hmotnost 6,6 × GM_☉ a prstenec o poloměru asi 6,1 kpc tvoří oblasti překotné tvorby hvězd. Jde o první případ, kdy je srážkou indukovaná tvorba hvězd pozorována v tak malé a relativně málo hmotné galaxii. Dosud jsme takové prstence pozorovali jen u mnohem větších galaxií. Systém dlouho unikal pozornosti, protože se na obloze nachází v Mléčné dráze a navíc v těsné blízkosti poměrně jasné hvězdy.

A. Klypin aj. proměřili počet a rychlosti galaxií v oblasti do vzdálenosti 10 Mpc od naší Galaxie. Z jejich analýzy vyplývá, že žádný z modelů skryté látky nevysvětluje vlastní pohyby galaxií ve skupině zcela. Nejlépe pozorováním odpovídá ΛCDM (Λ představuje kosmologickou skrytou energii, CDM chladnou skrytou látku), ovšem jen pro dostatečně hmotné a rychlé galaxie. I tento nejlepší model nevysvětluje dobře zastoupení trpasličích galaxií – ve skutečnosti jich pozorujeme až 5× méně a pohybují se nižšími rychlostmi. WDM model (teplá skrytá látka, tvořená hlavně neutriny a energetickými slabě interagujícími částicemi) si nevede o nic lépe. Podle autorů by bylo možné použít model ΛCDM, kdyby se v pozorované oblasti nacházela zhruba tisícovka galaxií, každá s hmotností 10¹⁰ M_☉, extrémně nízkou plošnou jasností a žádným detekovatelným mezihvězdným plynem; zatím však nebyla objevena ani jedna taková galaxie.

5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

P. Oesch aj. porovnali pole kolem kupy galaxií Abell 2744 s kontrolním polem mimo kupu s cílem odhadnout tempo tvorby hvězd v raném vesmíru v intervalu 480 ÷ 650 mil. let po Velkém třesku. Při zobrazování takto raných hvězdných soustav využili zesílení jejich obrazů mocnou gravitační čočkou zmíněné kupy. Snímkování probíhalo v blízké infračervené oblasti 1,25 a 1,6 µm a autoři tak zjistili, že během tohoto kosmologicky krátkodobého období tempo tvorby hvězd výrazně klesalo. Tato měření naznačují, jakým přínosem pro kosmologii raného vesmíru by bylo vypuštění zatím bohužel stále odkládaného infračerveného teleskopu JWST.

Mezinárodní tým astronomů ESO (Francie, SRN, Holandsko, Švýcarsko) vyvinul pod vedením R. Bacona z Lyonu v letech 2009-2014 unikátní kameru MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) vybavenou pokročilým systémem adaptivní optiky. Kamera je instalována u teleskopu UT4 VLT (Yepun – Venuše) na Paranalu. Během prvních testovacích pozorování v r. 2015 autoři ukázali, že jde o doslova zázračný přístroj, protože během 27 h integračního času krátkých expozic v DFS (Jižní hluboké pole) HST kamera zaznamenala v zorném poli o úhlové ploše 1 čtv. minuta 90 tis. spekter vzdálených objektů. Autoři změřili v tomto poli červené posuvy 189 galaxií s magnitudami v infračerveném pásmu 814 nm až 29,5 mag! Mezi nimi bylo 26 galaxií s emisní čárou Ly-α, které nezaznamenala kamera WFPC2 HST. V infračerveném spektru některých galaxií dále nalezli čáry [O II] a [O III], polozakázanou čáru C III] i vodíkové čáry Hα a Hβ. Určili rozložení četnosti červených posuvů, které je poměrně ploché, ale vykazuje známý pokles (poušť) v intervalu posuvů 1,5 – 2,9 (vzdálenosti 2,9 ÷ 3,5 Gpc). Nejvzdálenější objekty zaznamenané na snímcích se nacházejí ve vzdálenosti 3,9 Gpc (880 mil. let po Velkém třesku).

P. Oesch aj. určili s vysokou přesností vzdálenost galaxie EGS-zs8-1 (poloha 1420+5300; infračervená jasnost v pásmu H = 25,0 mag) pomocí spektrální kamery MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration) na 10m Keckově teleskopu. Galaxii vybrali na základě předešlých studií v programu CANDELS (Cosmic Assembly Near-Inrared Deep Extragalactic Survey) HST a fotometrie IRAC (Infrared Array Camera) na kosmickém teleskopu SST, a trefili se do černého. Červené posuvy se z >7 se dají změřit jen obtížně, protože většina silných spektrálních čar je posunuta příliš daleko do infračerveného pásma. Naštěstí byla zmíněná galaxie dost jasná, takže se zdařilo změřit polohu posunuté infračervené čáry vodíku Lyman-α na úrovní přes 6σ, tj. z = 7,730, čemuž odpovídá vzdálenost 4,00 Gpc, zářivý výkon v čáře Lyman-α 1,2. 10³⁶ W (3 GL_☉), stáří galaxie 680 mil. let po Velkém třesku a její hmotnost 8 GM_☉. V galaxii se tehdy tvořily hvězdy tempem 80 M_☉/r. a její zářivý výkon dosahoval 60 GL_☉. V květnu 2015 šlo tedy o nejvzdálenější jasnou galaxii se spolehlivě změřenou a spektroskopicky ověřenou kosmologickou vzdáleností.

Jenže už v září téhož roku posunuli tuto hranici ještě dále A. Zitrin aj. díky pozorováním kamerou MOSFIRE. K výběru galaxie použili opět údajů z kamery IRAC SST. I v tomto případě šlo o extrémně jasnou galaxii EGSY8p7 (poloha 1420+5253) v čáře Lyman-α. Během 4,3 složené expozice spektra tak obdrželi červený posuv z = 8,68 pro galaxii s jasností H = 25,3 mag, v dobré shodě s již dříve fotometricky určeným posuvem 8,6 ± 0,3 (vzdálenost 4,03 Gpc; stáří 580 mil. let po Velkém třesku). Autoři současně uvádějí, že tato pozorování mohou postupně dobře zmapovat stav reionizace vesmíru během jeho vynoření ze šerověku.

C. Vlahakisová aj. zpracovali výsledky prvních zkušebních měření mikrovlnné aparatury ALMA s největší lineární základnou 15 km. Aparatura tak docílila úhlového rozlišení až 0,02″ ve frekvenčních pásmech 151, 236 a 290 GHz (vlnové délky 1,3 ÷ 2,0 mm). Cílem měření byla galaxie HATLAS J0903+0039 vzdálená 3,6 Gpc zobrazená gravitační čočkou mezilehlé eliptické galaxie ve vzdálenosti 1,1 Gpc. Přesné slícování zorného úhlu obou galaxií způsobilo, že čočkovaná galaxie se jevila jako téměř dokonalý Einsteinův prsten s úhlovým poloměrem 1,5″. Lineární rozlišení obrazu čočkované galaxie tak dosáhlo 180 pc. Uprostřed prstenu je patrné spektrum centra mezilehlé čočkující eliptické galaxie. Ve spektru čočkované galaxie autoři identifikovali početné čáry CO a H₂O.

D. Watson aj. objevili ve spektrech velmi vzdálené galaxie A1689-zD1 emisní čáry prachových částic. Na tom by nebylo nic divného, kdyby optické spektrum galaxie nevykazovalo červený posuv z = (7,5 ± 0,2), což znamená, že galaxie existovala už pouhých 700 Mr po velkém třesku. Že ji vůbec můžeme pozorovat, je důsledkem náhody, s níž se jedna z galaxií kupy Abell 1689 nachází přesně mezi námi a zmíněnou galaxií a funguje jako gravitační čočka, která prodlužuje dosah našich teleskopů. Optické spektrum z VLT a mikrovlnné z observatoře ALMA také ukazuje, že tvorba hvězd v A1689-zD1 probíhá tempem 3–9 M_☉/r. Prach v galaxii má hmotnost asi 4×10⁷ M_☉ a galaxie ho obsahuje zhruba stejně jako látky, obsažené ve hvězdách. To znamená, že hvězdy první generace měly jen asi 150 Mr na to, aby ho vytvořily dostatečné množství. Objev představuje nejvzdálenější známou galaxii podobného typu, jako je Mléčná dráha.

S. Salviander, G. A. Shields a E. W. Bonning prozkoumali vztah mezi hmotností centrální černé veledíry a jasností hostitelské galaxie v množině známých kvasarů z poslední dávky uvolněných dat přehlídky SDSS. Ukázali, že pro vzdálenosti ≥ 3,5 Gpc odpovídající červenému posuvu z ≥ 0,8 dochází k systematickému odklonu od známé závislosti. Podstatné je, že rozšíření emisních čar O III (dvakrát ionizovaný kyslík) je přímo úměrné tomuto odklonu a zřejmě souvisí s rychlostí rotace jednotlivých hvězd kolem centra galaxie; v každém případě je možné ho použít jako korekční faktor závislosti.

C.-W. Tsai aj. oznámili objev 20 mimořádně jasných galaxií v IČ oboru z dat družice WISE. Celková jasnost těchto galaxií přesahuje 10¹⁴ L_☉, pět galaxií přesahuje tuto jasnost jen v samotném IČ záření. Všechny galaxie mají červený posuv z > 3. Autoři z rozložení energie ve spektrech ukazují, že za vysokou jasnost je zodpovědný horký plyn s teplotami kolem 450 K, který se s velkou pravděpodobností nachází v okolí centrální veledíry, jež samotná zůstává zcela zakrytá zářící látkou. Z porovnání s opticky identifikovanými aktivními galaktickými jádry dále autoři odvozují, že centrální díry mohou ve velice krátkém čase pohltit plyn o hmotnost tisícovek M_☉.

Modelování vzniku galaxií se stále více rozvíjí. Podle současných názorů proudí mezigalaktický poměrně chladný plyn podél vláken kosmické pavučiny do míst, kde se skrytá látka nachází ve shlucích, a tam vytváří diskové nebo prstencové struktury, ze kterých se v příhodných místech nakonec vytvoří galaxie. D. Martin aj. objevili právě takový zářící proud plynu poblíž kvasaru UM287 s červeným posuvem 2,279 (vzdálenost 3,3 Gpc). Autoři využili spektrograf PCWI (Palomar Cosmic Web Imager) na 5m Haleově teleskopu a zjistili, že nejzářivější oblast tvoří rotující plynný disk s hmotností asi 10¹³ M_☉, který je zřejmě napojený na chladný proud podél slabě zářícího vlákna.

M. Rafelski aj. zpracovali katalog 9 927 galaxií z Hubbleova UDF (Ultra Deep Field), k nimž pořídili spektra od blízkého UV až po blízké IČ záření. Podařilo se jim výrazně zpřesnit hodnoty červených posuvů jednotlivých galaxií, zejména pro hodnoty z < 0,5 a naopak z > 2, což umožní přesnější měření vzdálenosti jiných galaxií. Vedlejším produktem práce jsou vylepšené postupy zpracování obrazu z kamer HST.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

M. Oguri vytvořil model čočkující kupy galaxií MACS J1149+2223, která posloužila jako teleskop a zobrazila Einsteinův kříž supernovy Refsdal, která vybuchla ve vzdálené galaxii (z = 1,49; vzdálenost 2,9 Gpc). Podle autora se jeden nepovšimnutý obraz supernovy objevil před 17 roky a zhruba za rok po Einsteinově kříži by se měl objevit další. Míra zjasnění jednotlivými čočkami je asi 9× až 15×. K. Sharonová a T. Johnsonová vylepšily matematický model zpracování obrazů zmíněné supernovy Refsdal, jejíž obraz se téměř přesně podle predikce znovu objevil na několika místech uvnitř kupy galaxií mezi listopadem a prosincem 2015. Díky postupnému objevování dalších obrazů v důsledku ohybu světla kolem hvězdokupy se autorkám podařilo nejen zpřesnit prostorové rozložení čočkující kupy galaxií, ale především dokázaly zrekonstruovat obraz a polohu původní mateřské galaxie, ve které supernova vybuchla.

R. Cañameras aj. oznámili objev 11 mimořádně jasných galaxií v datech družice Planck. Autoři zkombinovali družicová pozorování z Plancku s daty přístroje SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) na družici Herschel a následnými pozemními pozorováními na VLT ESO. V daleké IČ a submilimetrové oblasti spektra objevili zesílené obrazy galaxií, jejichž zdánlivá jasnost dosahuje až 3×10¹⁴ L_☉. Červené posuvy galaxií jsou 2,2 – 3,6 (vzdálenosti 3,3 ÷ 3,7 Gpc) a zesílení jasnosti na základě spektrálních charakteristik je zhruba desetinásobné. Gravitační čočky je možné využít ke studiu galaxií s velmi velkými červenými posuvy, ale vyžaduje to pokrýt co možná největší rozsah elektromagnetického spektra.

A. Udalski, M. K. Szymański a G. Szymański zveřejnili přehled čtvrté fáze přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), která pokrývá přes 3 000 čtv. stupňů oblohy a pravidelně sleduje miliardu světelných zdrojů. Přehlídka se zaměřuje především na výduť naší Galaxie a Velké a Malé Magellanovo mračno; objeví ročně zhruba 200 supernov, přibližně 2 000 mikročočkových zesílení a doposud má na kontě také několik tisíc proměnných hvězd. Přes 50 tisíc snímků obsahuje asi 34 TB surových dat, z nichž nemalá část ještě čeká na další zpracování.

E. Mediavilla aj. zveřejnili analýzu světelných křivek tří mikročočkových zesílení kvasaru Q2237+0305, mj. i z experimentu OGLE, z nichž vyplývá, že zjasnění vzniklo v těsné blízkosti centrální černé veledíry kvasaru. Autoři na základě vlastních zpracování dat i předchozích studií odhadují, že zářící oblast se nachází uvnitř akrečního disku a její velikost je jen (5,3 ±2,7) Schwarzschildova poloměru. Hmotnost centrální veledíry je asi 1,2×10⁹ M_☉. Budoucí podrobné přehlídky oblohy jako LSST (Large Synoptic Survey Telescope) by měly přinést data o tisícovkách podobných mikročočkových zesíleních, díky nimž snad budeme moci studovat procesy v těsné blízkosti center kvasarů.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

V. Paliya aj. sledovali obří výbuch blazaru CGRaBS J0809+5341 (vzdálenost 3,3 Gpc), jenž se v dubnu 2014 náhle zjasnil o 5 mag, takže dosáhl 15,7 mag., čili zářivého výkonu 130 TL_☉ (5.10⁴⁰ W). Výbuch zpozorovala nejprve družice Fermi pomocí širokoúhlého detektoru LAT v pásmu záření gama. Sestupnou fázi výbuchu pak autoři sledovali pomocí rentgenových družic NuSTAR a Swift. V optickém oboru byla nápadná vysoká 10% polarizace světla. Spektroskopie SDSS ukázala, že akreční disk kolem černé veledíry má zářivý výkon 1,5.10³⁸ W a veledíra hmotnost 250 MM_☉. Autoři se navíc domnívají, že bezprostřední příčinou výbuchu byl silný kolimovaný výtrysk, protože centrum zjasnění mělo nesouměrnou polohu vůči centru blazaru.

F. Wang aj. objevili ultrasvítivý kvasar J0306+1853 (vzdálenost 3,9 Gpc), v jehož centru se nachází obézní černá veledíra o hmotnosti (10,7 ±2,7) GM_☉, jehož bolometrický zářivý výkon dosahuje 340 TL_☉ (1,3. 10⁴¹ W). Podle autorů jde přitom o izotropně zářící zdroj, protože jeho zářivý tok je stálý, rádiově je téměř tichý a emisní čáry ve spektru jsou velmi široké. Navíc se v jeho spektru vyskytují absorpční čáry z mezilehlého objektu ve vzdálenosti 3,7 Gpc. Jde tedy o jedinečnou laboratoř, která umožní podrobně prozkoumat veledíry s nejvyšší možnou hmotností, jež neuvěřitelně rychle dosáhly zralosti ve velmi raném vesmíru.

Jedním z nejdéle a nejlépe sledovaných kvasarů je bezpochyby blazar 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc) objevený už v r. 1965 díky své rádiové hlučnosti. Od té doby se sleduje v různých spektrálních oborech, protože jeví výrazné krátkodobé i dlouhodobé změny svého zářivého výkonu. V r. 1996 se podařilo pomocí detektoru EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) na družici Compton (NASA) pozorovat výrazné vzplanutí blazaru v pásmu záření gama (0,1 ÷ 300 GeV), což upoutalo pozornost astrofyziků.

Jakmile odstartovala družice Fermi, měřila pomocí aparatury LAT (Large Area Telescope) soustavně jasnost blazaru ve zmíněném pásmu. V prosinci r. 2013 a znovu v dubnu r. 2014 pozorovala další vzplanutí, jež v maximu shodně dosáhlo zvýšení výkonu v pásmu gama na úrovni 60 % výkonu při vzplanutí v r. 1996. Podle V. Paliyaho však v červnu 2015 ustavil zmíněný blazar nový rekord, když vzplanutí gama dosáhlo dvojnásobku výkonu v porovnání s úkazem v r. 1996. Blazar v témž pásmu vykazuje i rychlá kolísání výkonu na časové stupnici řádu hodiny.

M. Chiaberge aj. pozorovali rádiově hlučné kvasary (první objevený kvasar 3C-273 byl vskutku rádiově hlučný, což tehdy umožnilo průkopnický objev) v porovnání s daleko početnějšími kvasary, které jsou rádiově tiché. Použili k tomu kamery WFC3 HST v infračerveném módu a tak zjistili, že 92 % zkoumaných hlučných kvasarů se nachází ve stádiu splývání páru černých veleděr. U rádiově tichých galaxií našli splývání jen v 38 % případů. Tato pozorování výrazně posílila názor, že rychlý růst hmotnosti centrálních černých veleděr probíhá během krátkých epizod překotné akrece hmoty a zvýšené aktivity. Protože materiál dopadající do černých veleděr ztrácí téměř úplně původní vysoký moment hybnosti, je třeba, aby se pozorovací programy soustředily na fáze splývání, slapových účinků, vzniku hvězdných příček a nestabilit v akrečních discích.

N. Gnedin aj. určili hodnotu spinu černé veledíry (hmotnost 2 GM_☉) v nejvzdálenějším (3,98 Gpc) kvasaru ULAS J1120+0641 (zářivý výkon 60 TL_☉) a zjistili, že se veledíra otáčí proti směru rotace svého akrečního disku. V spektru kvasaru převažují čáry neutrálního vodíku (H I) a zcela chybí čáry „kovů“ počínaje C, N a O. To naznačuje, že kvasar obsahuje prvotní žhavou chemickou polévku vesmíru (vodík s příměsí hélia), kterou v první teorii Velkého třesku z r. 1948 nazval G. Gamow ylem.

W. Brandt a D. Alexander shrnuli v přehledovém článku hlavní výsledky rentgenových pozorování vzdálených kvasarů v galaxiích AGN za posledních 15 let pozorování. Ukázali, že díky velkému pokroku pozorovací techniky (družice Chandra, Newton a NuSTAR), kombinaci rentgenových měření s výsledky pozorování v ostatních oborech elektromagnetického spektra, ale i teorie a počítačových simulací, se podařilo podstatně zlepšit naše vědomosti o překvapivě rychlém růstu hmotnosti černých veleděr, které jsou zdrojem energie kvasarů již na konci epochy reionizace vesmíru, tj. před koncem první miliardy let po Velkém třesku. V článku shrnuli hlavní poznatky o raném vývoji galaxií AGN („demografie“), fyzikálních procesech, které se o vývoj zasluhují, a konečně o interakcích mezi zdroji AGN a okolním intergalaktických prostředím („ekologie“).

G. Ghisellini aj. pozorovali jeden z nejvzdálenějších (3,9 Gpc) radiově hlučných kvasarů SDSS J1312-0321 pomocí rentgenové družice Swift. Z rentgenové spektroskopie vyplývá, z bezprostředního okolí rychle rotující černé veledíry o hmotnosti 11 GM_☉ vyvěrá netepelný výtrysk, který odnáší přebytečný moment hybnosti akrečního disku a molekulového anuloidu, jež veledíru obklopují. Výtrysk směřující k Zemi má vrcholový úhel užší než 5°, což znamená, že v této vzdálenosti od Země se nacházejí stovky podobných kvasarů o velké hmotnosti centrální veledíry, kde však optická osa výtrysku Zemi míjí. Týž kvasar sledovali evropskou sítí EVN (rádiointerferometr VLBI) K. Gabányi aj. Autoři tak našli spodní mez pro jasovou teplotu rádiového zdroje >100 GK. Porovnání s archivními údaji o rádiové jasnosti kvasaru poukázalo na výrazné nepravidelné kolísání rádiového toku, což svědčí o tom, že zmíněný objekt lze zařadit mezi blazary.

W. Kollatschny aj. upozornili na pozoruhodný fakt, že opticky velmi jasný kvasar PG0043+039 (vzdálenost 1,3 Gpc; zářivý výkon 2,4 TL_☉ ≈ 9.10³⁸ W) nebyl až dosud pozorován v rentgenovém oboru spektra. Přitom nejvyšší zářivý tok spadá do ultrafialové oblasti 250 nm. Autoři proto v červenci 2013 souběžně sledovali objekt dlouhou expozicí rentgenové družice Newton, v daleké ultrafialové oblasti pomocí HST, a obřími pozemními teleskopy HET (10m Hobby-Eberly Telescope; Davis Mts.; Texas; 2 km n. m.) a SALT (11,1 x 9,8m South African Large Telescope; Sutherland, JAR; 1,8 km n.m.). Tak zjistili, že objekt jeví dosud nejvyšší gradient spádu zářivého toku s exponentem –2,37 směrem k vysokým energiím. Přitom ultrafialová část spektra jeví ještě strmější pokles s exponentem –2,67. Navíc je rozložení energie v ultrafialové části spektra charakterizováno mnoha netypickými hrboly. Simulace prokázaly, že polohy hrbolů, jejich rozteče a poměry jejich intenzit souhlasí s jejich identifikací jako cyklotronových čar v silném magnetickém poli 20 kT v bezprostředním okolí černé veledíry o hmotnosti 8,9 GM_☉. Teplota plazmatu tam dosahuje 40 MK.

Další důkaz o výskytu magnetických polí v okolí obzoru událostí černých veleděr podali I. Marti-Vidal aj. pomocí měření polarizace mikrovlnného záření obří anténní soustavy ALMA v Chile. Díky vynikajícímu úhlovému rozlišení aparatury mohli sledovat bezprostřední okolí černé veledíry v jádře kvasaru PKS 183-211 a určili z velikosti Faradayovy rotace, že minimální hodnota indukce magnetického pole tam dosahuje 10 mT ve vzdálenostech jen desítek světelných dnů od veledíry. Měření probíhala na frekvencích 350 ÷ 1 050 GHz (vlnové délky 286 ÷ 856 µm), což odpovídá frekvencím >1 THz v klidové soustavě kvasaru vzdáleného 3,4 Gpc, jehož jasnost je zesílena mezilehlou gravitační čočkou.

M. Grahamová aj. využili obří databáze Catalina Real-Time Transient Survey o kolísání jasnosti 247 tisíc kvasarů během uplynulých 9 let. V naprosté většině případů jde o stochastické kolísání jasnosti, které může mít mnoho různých fyzikálních příčin. V docela velkém souboru tak nalezli pouze 20 kvasarů podezřelých z periodických změn jasnosti. Mezi nimi vynikl kvasar PG 1302-102 (Vir; vzdálenost 1,1 Gpc), jenž jevil sinusové kolísání jasnosti v optickém oboru s periodou (5,2 ±0,25) roku. Je tedy pravděpodobné, že v centru kvasaru se nacházejí dvě černé veledíry, které obíhají kolem společného těžiště v rozteči ~0,1 pc. To znamená, že současný kvasar vznikl splynutím dvou galaxií, jež se odehrálo o 3,3 mld. let dříve. Zmíněnou periodicitu potvrdili nezávisle H. D. Jun aj. pozorováním kvasaru infračervenými družicemi Akari a WISE. Prokázali tak, že za zmíněné sinusové kolísání je odpovědný cirkumbinární akreční disk obklopující obě veledíry.

D. Kim aj. využili japonské družice AKARI („Světlo“; v provozu v letech 2006-2011), jež pracovala v infračerveném pásmu 1,8 ÷ 180 µm, k publikaci údajů o 83 relativně blízkých galaxií typu AGN, jež se nacházely ve vzdálenostech 8 Mpc až 1,5 Gpc a byly v infračerveném pásmu K jasnější než 14 mag. Ve spektrech nalezli emisní čáry Brackettovy série vodíku na vlnových délkách 2,6 a 4,0 µm i polycklických aromatických uhlovodíků (PAH) v pásmu 3,3 µm. To jim umožnilo odhadovat hmotnosti centrálních černých veleděr i tempo tvorby hvězd v aktivních jádrech. Porovnáním s měřeními týchž objektů v pozemních přehlídkách teleskopy SDSS a 2MASS a na družicích WISE a ISO dostali údaje o výskytu horkého (1,1 kK) a teplého (220 K) prachu v aktivních jádrech.

C. S. Yan aj. analyzovali optické a ultrafialové spektrum nejbližšího známého kvasaru Mrk 231 (UMa; vzdálenost 180 Mpc) a odtud usoudili, že vzhled spektra svědčí o akrečním toku plynu na binární černou veledíru. Obě veledíry obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,2 roku ve vzdálenosti pouhých 590 au. Optické a ultrafialové záření pochází převážně z cirkumbinárního akrečního disku a minidisku kolem sekundární veledíry. Pokud se tento model potvrdí, stane se kvasar doslova laboratoří pro výzkum fyzikálního vztahu mezi veledírami a jejich akrečními disky.

J. Hennawi aj. studovali pomocí Keckova 10m teleskopu spektra 29 párů svítivých kvasarů ve vzdálenostech kolem 3 Gpc. Hledali přitom takové páry, kde mohli pozorovat silnou emisi v čáře Lyman-α pochopitelně posunuté do vizuálního pásma optického spektra. V přehlídce upoutal jejich pozornost kvasar SDSS J0841+3921 rozsáhlým (>50 kpc) oblakem emisní čáry Ly-α. Při 3h dlouhé expozici se ukázalo, že vláknitá vodíková mlhovina má obrovské rozměry (310 kpc) a neskutečný zářivý výkon v této čáře (2×10³⁷ W). Spektrální snímek však dále ukázal tři kompaktní zhuštění v mlhovině, která autoři interpretují jako další kvasary. To znamená, že v obří mlhovině se nacházejí celkem 4 kvasary, což je zatím jediný známý kvadruplet. Autoři odhadují, že pravděpodobnost výskytu kvadrupletových kvasarů činí jen 10^-7, takže šlo o neobyčejně šťastnou souhru náhod. Současně připomněli, že prakticky všechny galaxie, které ve svém centru obsahují černou veledíru, musí projít fází kvasaru, ale ta je časově tak krátká, že pozorovat kvasary na dálku se daří jen velmi vzácně. Zmíněný případ pak patrně představuje zárodek budoucí klasické kupy galaxií s malým počtem obřích galaxií a množstvím menších satelitních galaxií. Svědčí také o tom, že plyn v zárodcích kup galaxií je chladnější a hustší, než se dosud soudilo. Největší zárodky struktur mají zřejmě bohaté zásoby chladného plynu o hmotnostech řádu 10¹¹ M_☉.

J. Souchay aj. zveřejnili již 3. vydání velkého astrometrického katalogu kvasarů (LQAC-3), jenž obsahuje polohy pro téměř 322 tisíc kvasarů. Katalog tak definuje unikátní vztažný souřadnicový systém pro veškerou astrometrii, který je navíc „odolný“ proti zastarání, jelikož vzdálené kvasary mají neměřitelně nepatrný vlastní pohyb v závislosti na čase. Katalog kromě velmi přesných ekvatoreálních souřadnic přidává také údaje o kosmologických červených posuvech, pozorovaných jasnostech a morfologii kvasarů. Katalog obsahuje údaje o více než 14 tis. galaxií s jádry AGN a téměř o 1,2 tis. kvasarů třídy BL Lac, takže proti předchozímu vydání z r. 2012 se tyto podmnožiny rozrostly o 70 %.

N. Secrets aj. identifikovali 1,4 milionů galaxií s aktivními jádry díky dvoubarevné infračervené fotometrii družice WISE v katalogu Wide-field Infrared Survey Explorer (AllWISE). Odtud vyplývá, že na čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru 38 galaxií AGN v rozsahu pozorovaných infračervených jasností 20 ÷ 26 mag. Autoři si ověřili, že v tomto rozsáhlém katalogu jsou záměny izolovaných hvězd za galaxie AGN za zanedbatelné (<0,04 %). Katalog podstatně rozšířil databázi galaxií AGN, protože plných 1,1 milionů položek v katalogu jsou nové objevy družice WISE. Autoři odhadli, že až do 19 mag ve spektrálním oboru R je katalog úplný z 84 %. Katalog velmi prospěje zejména ultrapřesné astrometrii, protože kvasary a vzdálené galaxie AGN mají velmi přesné souřadnice, takže tato obrovská databáze neobyčejně zlepší přesnost a stabilitu univerzální vztažné souřadnicové soustavy pro kosmologii.

5.8. Černé díry a veledíry

G. Lansbury aj. využili nové rentgenové družice NuSTAR k prozkoumání 9 sporných kandidátů na kvasary. Díky zobrazení ve tvrdé části rentgenového spektra se jim podařilo v 5 případech zjistit, že jde skutečně o kvasary zabalené do opticky neprůhledných oblaků plynu a prachu. Zřejmě pozorujeme kvasary, jež se vyvíjejí právě teď před našima očima a postupně se rozzáří v běžných oborech spektra. Určitě tam probíhá překotná akrece na černé veledíry. Vznik kvasarů se dále urychluje splýváním dvou či více galaxií. Je tedy docela možné, že takto zabalených kvasarů je více než těch, které můžeme pozorovat opticky, popřípadě v rádiovém oboru spektra.

F. Y. Wang aj. hledali společný fyzikální mechanismus pro vznik rentgenových erupcí pozorovaných u tak rozdílných zdrojů jako jsou GRB, slapové roztrhání hvězdy u GRB 110328A (Swift J1644+57) a nepravidelné výbuchy centrální veledíry v naší Galaxii (Sgr A*) i v některých jádrech aktivních galaxíí (AGN). Tyto erupce jsou vždy doprovázeny relativistickými kolimovanými výtrysky. Vzniká tak otázka, zda nakonec nejde ve všech případech o touž fyzikální příčinu, což musí platit v rozmezí 9 řádů hmotností pro mateřské černé díry i veledíry. Autoři z této obsáhlé statistiky erupcí pro zmíněné typy zdrojů zjistili, že tři statistické ukazatele, tj. rozložení zářivých výkonů v různých oborech spektra, trvání jevů a prodlevy mezi nimi se silně podobají podobným parametrům pro sluneční erupce, které jsou vyvolávány rekonexí (přepojením) siločar lokálních magnetických polí ve sluneční chromosféře. Autoři proto soudí, že rekonexe je universální příčinou všech těchto projevů, takže zmíněné kolimované relativistické výtrysky jsou řízeny magnetickým polem.

Rovněž M. Kadler aj. zdůraznili významnou úlohu výtrysků vyvěrajících z bezprostředního okolí černých veleděr v centru rádiových kvasarů. Příčinou jejich existence je totiž značná energie uvolňující se při akreci plynu na veledíru kvůli zákonu o zachování momentu hybnosti. Není divu, že se řada astrofyziků domnívá, že tyto výtrysky jsou zdrojem kosmického záření ultravysokých energií a také neutrin o energiích řádu PeV, jež byla pozorována aparaturou IceCube na jižním pólu. K objasnění podivuhodné role výtrysků vznikl na jižní polokouli mezinárodní projekt TANAMI (Tracking Active galactic Nuclei with Austral Milliarcsecond Interferometry), jenž kombinuje zobrazování a spektrální analýzu s vysokým úhlovým rozlišením v pásmech od vysokofrekvenční radioastronomie až po tvrdé záření gama s pozorováním vysokoenergetických neutrin.

Významný pokrok ve studiu okolí černých veleděr ohlásil mezinárodní tým 19 institucí z observatoří v Severní Americe, Asii a Evropě, jenž se účastní projektu EHT (Event Horizon Telescope). Celosvětový pozorovací program probíhal na rádiové vlnové délce 1,3 mm (frekvence 230 GHz) a soustředil se na měření rádiového toku a polarizace okolí černé veledíry v centru naší Galaxie. Během pěti nocí v r. 2013 dosáhla úhlová rozlišovací schopnost EHT 40 mikrovteřin, tj. čtyřnásobku Schwarzschildova poloměru černé veledíry. Na základě těchto interferometrických měření zjistili M. Johnson aj., že magnetický akreční disk kolem veledíry budí nestability v magnetickém poli, jež pak řídí jak akreci plynu na černou díru, tak usměrnění relativistických výtrysků odnášejících přebytečný moment hybnosti do okolního prostoru. Autorům se podařilo rozlišit částečné usměrnění siločar magnetického pole ve vzdálenosti 6 Schwarzschildova poloměru a také odhalit proměny indukce magnetického pole během desítek minut, což přispěje k hlubšímu pochopení, co se děje během akrece plynu a jak vznikají relativistické výtrysky.

P. Mimica aj. upozornili, že GRB 110328A (= Swift J1644+57; Dra; vzdálenost 1,2 Mpc) se dá velmi těžko vysvětlit akrecí slapově roztrhané hvězdy na černou veledíru, protože po několika měsících začal stoupat rádiový tok v pásmech frekvencí 1,4 ÷ 43,6 GHz, zatímco rentgenové záření plynule klesalo. Jelikož však celý úkaz znamenal uvolnění fantastického množství energie >10⁴⁶ J, podařilo se autorům vysvětlit i zmíněné pozdní rádiové zjasnění pomocí vhodné geometrie úkazu a postupné degradace záření gama až do pásma rádiových vln. Y. Yoon aj. sledovali dlouhodobě chování mateřské galaxie, v níž se zmíněný úkaz odehrál, a to v různých spektrálních pásmech jakož i pomocí kamery WFC3 HST. Teprve po 500 d se následky výbuchu rozplynuly a tak mohli autoři odhalit důležité parametry galaxie. Hmotnost hvězd v galaxii je poměrně nízká (1,4 GM_☉) podobně jako tempo tvorby hvězd 0,03 M_☉/r. Stáří hvězdné populace nepřesahuje 0,6 mld. let. Centrální černá veledíra má minimální hmotnost kolem 5 MM_☉.

A. Broderick aj. využili již částečně fungujícího virtuálního radioteleskopu EHT (Event Horizon Telescope) k pozorování obří černé veledíry ve známé galaxii M87 v souhvězdí Panny (hmotnost 6 GM_☉; vzdálenost 16,5 Mpc). EHT sestává z několika velkých radioteleskopů instalovaných na různých kontinentech, které pracují synchronně na vlnové délce 1,3 mm (231 GHz), takže dosahuje úhlového rozlišení 60 µas. Po svém dokončení vytvoří obří interferometrický systém (VLBI) o průměru Země. Systém v r. 2015 již dosáhl úhlového rozlišení těsně nad hranicí obzoru událostí pro blízkou černou veledíru v centru naší Galaxie, ale též pro daleko větší černou veledíru v centru galaxie M87. Zpracování obrovského objemu dat proběhlo v počítačových sítích GRID a je koordinováno výzkumnými ústavy MIT v USA a MPI pro rádiovou astronomii v Bonnu v SRN. Autoři se zaměřili na studium známého výtrysku z galaxie M87, který byl už na počátku XX. stol. pozorován v optickém oboru spektra. Existence úzkého (kolimovaného) výtrysku, v němž prýští plyn z okolí obzoru událostí relativistickou rychlostí, je důkazem, že černá veledíra nabírá neustále velké množství látky z rovníkového akrečního disku.

Výtrysk může dlouhodobě fungovat buď přímým odstřeďováním plynu z akrečního disku, anebo elektromagnetickým vytahováním rotační energie černé díry, jak ukázali R. Blandford a R. Znajek už v r. 1977. Na základě těchto rádiových měření kombinovaných s optickou fotometrií pomocí obřích pozemních i kosmických dalekohledů se autorům podařilo určit průměrný zářivý výkon výtrysku řádu 10³⁷ W, který ovšem není stálý a kolísá během času až o jeden řád. V každém případě však autoři prokázali, že obzor událostí giganttické černé veledíry existuje a po dokončení celosvětové soustavy VLBI bude možné pozorovat, co se děje těsně nad ním.

M. Argová aj. studovali změny jasnosti v jádře blízké galaxie NGC 660 (typ AGN; vzdálenost 13 Mpc; centrální tichá černá veledíra o hmotnosti 22 MM_☉ s nepatrně zářícím okolím) v různých oborech spektra z archivů optických i radioastronomických observatoří (VLBI v pásmech 1,4 a 5,0 GHz – vlnové délky 60 mm a 214 mm), ale též rentgenové družice Chandra. Po dlouhém období klidu se AGN během několika měsíců v r. 2012 zjasnilo o více než dva řády. Během této epizody se z okolí černé veledíry vynořil kolimovaný výtrysk o rychlosti 30 tis. km/s. Autoři navrhli dvě možnosti, jak výbuch vysvětlit, tj. explozi supernovy, anebo pád větší hmoty do veledíry. Ať už bude správné vysvětlení jevů jakékoliv, je docela překvapující, že i velmi tiché veledíry mohou poměrně rychle zvýšit aktivitu ve svém nejbližším okolí.

M. Bachetti aj. se zabývali příčinami výskytu ultrasvítívých rentgenových zdrojů (ULX) pozorovaných většinou v cizích galaxiích. Jejich rentgenové zářivé výkony jsou totiž o 12 řádů vyšší než rentgenový výkon Slunce. Po dlouhou dobu se všeobecně soudilo, že podstatou těchto úkazů je akrece hmoty z hvězdného průvodce na černou díru o hmotnosti kolem 10 M_☉. Eddingtonova mez zářivého výkonu pro takto hmotnou černou díru dosahuje 10³² W. Jenže řada ultrasvítivých zdrojů má vyšší zářivé výkony, takže podle autorů v posledních letech sílí přesvědčení, že ULX jsou projevem akrece na intermediální černé díry s hmotnostmi ≥100 M_☉. Příkladem je hypersvítivý rentgenový zdroj HLX-1 v obří spirální galaxii ESO 243-49 (Phe; vzdálenost 90 Mpc) s rentgenovým výkonem >10³⁵ W, takže zdrojem by měla být intermediální černá díra o hmotnosti ~20 kM_☉! Kromě toho existují jiné ultrasvítivé rentgenové zdroje, jež mají za zdroj hvězdné černé díry, ale akrece hmoty na ně probíhá o řád vyšším tempem než Eddingtonova mez. Právě tímto způsobem lze dobře vysvětlit ultrasvítivé rentgenové zdroje do zářivých výkonů 10³⁴ W.

M. Heidaová aj. oznámili, že rentgenový zdroj CXO J1225+1445 třídy HLX v galaxii SDSS J1225 (vzdálenost 182 Mpc), který byl poprvé pozorován už v r. 2008 družicí Chandra mimo centrum zmíněné galaxie, opakovaně sledovali jak družicí Chandra v letech 2012 a 2014, taka navíc také v archivu HST, kde měl obvykle jasnost 26 ÷ 27 mag. V r. 2008 byl zářivý výkon zdroje v rentgenovém pásmu obrovský (2×10³⁴ W), ale následně klesl až do neviditelnosti. Koncem listopadu 2014 však znovu stoupl na hodnotu zhruba poloviční jako v r. 2008. Souběžně se měnila i jasnost zdroje na snímcích HST. V rentgenovém oboru tak kolísá jasnost zdroje minimálně 60krát. Jde teprve o druhý takový případ po zdroji HLX-1 v galaxii ESO 243-49 (vzdálenost 90 Mpc) a autoři se přiklánějí k názoru, že v oboru případech jde o intermediální černé díry.

D. Pasham aj. zkoumali kvaziperiodické vysokofrekvenční oscilace rentgenové jasnosti ULX NGC 1313 X-1 (Ret, vzdálenost 4 Mpc) na základě opakovaných měření rentgenovou družicí Newton. Podobně jako u jiných ULX se jim podařilo prokázat, že i tento objekt jeví rezonanci dvou period oscilací (0,46 Hz a 0,29 Hz) v poměru 3:2. Odtud odvodili pravděpodobnou hmotnost zdroje X-1 (5 ±2) kM_☉, což je patrně první případ, kdy pozorovaná hmotnost černé díry evidentně přesahuje hmotnost standardních hvězdných černých děr, ale nachází se na spodní hranici pro hmotnost intermediálních černých děr. Podobně Z. Stuchlík a M. Kološ prokázali na základě existence dvou kvaziperiodických oscilací rentgenového zdroje ULX M82 X-1 v rezonanci 3:2, že příslušná černá díra má hmotnost v rozmezí 140 ÷ 660 M_☉ a spin a 0,05 ÷ 0,6.

M. Volonteriová aj. ukázali na základě modelových simulací, že v rané vesmíru mohla růst hmotnost černých veleděr velmi rychle díky relativně krátkým (ročním) epizodám překotné akrece interstelárního plynu a prachu tempem o několik řádů vyšším než připouští příslušná Eddingtonova mez. Díky nadkritické akreci mohou černé díry vyrůst v kosmologicky krátkém čase na pozorované hodnoty řádu 1 GM_☉ už během éry reionizace vesmíru, ve shodě se současnými astronomickými pozorováními nejvzdálenějších galaxií. K podobnému závěru dospěli také P. Madau aj., kde nadkritická Eddingtonova akrece hrála významnou roli od zanikání hvězd I. generace hvězd (populace III) do 800 mil. let po Velkém třesku.

B. Trakhtenbrot aj. to vzápětí potvrdili díky pozorování galaxie CID-947, která má červený posuv z = 3,33, takže ji vidíme ve stáří 2 Gr po Velkém třesku. Galaxie typu AGN byla rozpoznána díky silnému rentgenovému záření družicemi Newton a Chandra a následně pozorována také opticky 10m Keckovým dalekohledem. V centru galaxie autoři pozorovali extrémně silnou a širokou čáru H_β, čímž se jim podařilo určit hmotnost centrální černé veledíry téměř 7 GM_☉, neboť bolometrický zářivý výkon z jejího okolí činí ≤2. 10³⁹ W. U dosud zkoumaných bližších černých veleděr nepřesahuje jejich hmotnost 0,5 % hmotnosti celé galaxie, kdežto u tohoto daleko mladšího objektu dosahuje osminy její hmotnosti. To znamená, že výroba raných černých veleděr překotnou akrecí plynu (a možná i skryté látky?) předchází vzniku výsledné struktury galaxie.

X. B. Wu aj. snímkovali pomocí obřího binokulárního teleskopu LBT na Grahamově hoře v Arizoně kvasar SDSS J0100+2802 o stáří jen 875 mil. let po Velkém třesku. Zjistili, že jde o mimořádně svítivý objekt o zářivém výkonu 420 TL_☉ (1,6 × 10⁴¹ W!!), takže černá veledíra v jeho centru musí mít hmotnost 12 GM_☉. Kupodivu navzdory své extrémní hmotnosti se poměr hmotnosti veledíry a hmotnosti hvězd v příslušné galaxii vejde do standardního pásma 0,14 ÷ 0,5 %, což ukazuje na příčinnou souvislost mezi centrální veledírou a hmotností dané galaxie. Všechny tyto gigantické hodnoty lze stěží vysvětlit známými fyzikálními mechanismy růstu černých veleděr v kosmologicky relativně velmi krátkém čase po Velkém třesku. V každém případě objev tak silně nadsvítivého kvasaru v rané fázi vývoje vesmíru dává naději, že se podaři objevit podobné objekty s ještě větším stářím. Kromě toho studium absorpčních spekter nadsvítivých raných kvasarů umožňuje sledovat, jak se s rostoucím věkem vesmíru zvyšoval podíl těžších prvků (metalicita) následkem kolektivního úsilí jednotlivých generací hvězd.

Naproti tomu V. Baldassareová aj. využilli 6,5m Clayova teleskopu na observatoři Las Campanas (Chile) a také údajů z rentgenové družice Chandra k určení hmotnosti centrální černé díry v trpasličí galaxii RGG 118 (poloha J1523+1145; vzdálenost 112 Mpc; hmotnost 2,5 GM_☉; objev z přehlídky SDSS). Obdrželi tak zářivý výkon akrečního disku kolem veledíry 4×10³³ W a odtud vyplývá hmotnost veledíry pouhých 50 kM_☉, což je zatím nejnižší hmotnost černé veledíry v dosud takto zkoumaných galaxiích. Autoři tak protáhli funkci hmotnosti (poměr hmotnosti veledíry a celkové hmotnosti hvězd v dané galaxii) centrálních černých veleděr i do pásma málo hmotných trpasličích galaxií. Titíž autoři totiž už v předešlém roce nalezli černé veledíry o hmotnostech 0,08 ÷ 6,30 MM_☉ v souboru 151 trpasličích galaxií.

A. Reinesová a M. Volonteriová určovaly poměr hmotnosti veleděr a hvězdných složek pro 262 galaxií typu AGN a dalších 79 galaxií se známou hmotností centrální veledíry v lokálním vesmíru (do vzdálenosti 230 Mpc). Autorky ukázaly, že tento poměr dosahuje stálé hodnoty 0,025 % v intervalu hmotností hvězdné složky galaxií 0,1 ÷ 1 000 GM_☉. To je velmi důležitý výsledek pro objasnění problému neuvěřitelně rychlého růstu hmotnosti černých veleděr v jádrech galaxií v první miliardě let po Velkém třesku.

D. Sijackiová aj. porovnali předpovědi z obří kosmologické hydrodynamické simulace vývoje vesmíru Illustris s výskytem černých děr v časovém intervalu od současnosti do času 1,2 mld. let po velkém třesku. Autoři našli velmi dobrý souhlas mezi modelem a hustotou výskytu černých děr v celém zkoumaném časovém rozmezí. Podobně dobře dopadlo tak srovnání mezi modelem a bolometrickou i rentgenovou svítivostí galaxií AGN během posledních 6 mld. let. Také předpovězená a pozorovaná funkce hmoty pro černé veledíry a hmotnosti současných galaxií souhlasí.

F. Tombesi aj. se věnovali dosud nerozřešené otázce, jak mohou relativně nepatrné centrální černé veledíry s poloměry nanejvýš

1/1 000 světelného roku ovlivňovat tak výrazně vývoj celých galaxií, které jsou minimálně o osm řádů větší než tento prakticky bodový zdroj energie. Využili k tomu rentgenových pozorování relativní blízké (716 Mpc) galaxie IRAS F11119+3257 klasifikované jako ultrasvítivá infračervená galaxie (ULIRG), což znamená, že patří mezi galaxie s aktivními jádry (AGN) a tedy velmi aktivní centrální černou veledírou. Měření prokázala, že její aktivní jádro vydává 80 % záření celé galaxie, tj. dosahuje zářivého výkonu 1,5 × 10³⁹ W (~ 4 TL_☉ !). Autoři zjistili, že veledíra v centru galaxie je obklopena horkým akreční diskem vykazujícím obrovský moment hybnosti. Gravitační akrece plynového disku veledírou je současně mocným zdrojem rentgenového a ultrafialového záření, vyvolaného fotoionizací a tlakem záření. Tak vzniká na periférii disku silný horký vítr Comptonovým ohřevem v ionizovaném plynu. Tento vítr o rychlost ¼c napájí energií chladný molekulový plyn ve vzdálenostech stovek parseků od veledíry. Současně se ukázalo, že proces předávání energie z vnitřního zdroje do vnějšího dosahuje účinnosti 20 %; podstatně více než klasická termonukleární reakce transmutace vodíku na hélium s účinností jen 0,7 %. Tím se daří vysvětlit, jak aktivita černé veledíry dokáže těmito mocnými dodávkami energie ovlivnit vývoj celé galaxie v epizodách překotné tvorby hvězd a naopak útlumu tvorby hvězd v mezidobích. Díky této studii se nabízejí možnosti zkoumat detaily procesu ovlivňování vývoje galaxií centrálními veledírami pomocí aparatury ALMA a budoucího gigantického teleskopu E-ELT o průměru primárního zrcadla 39 m.

I. Martí-Vidal aj. využili aparatury ALMA na nejkratší vlnové délce 0,3 mm (frekvence 1THz) k pozorování bezprostředního okolí černé veledíry u galaxie PKS 183-211 (typ AGN; vzdálenost 3,4 Gpc; obraz zesílen mezilehlou galaxií - gravitační čočkou ve vzdálenosti 2,3 Gpc). Extrémně krátká použitá vlnová délka umožnila autorům objevit silnou polarizaci rádiového záření a výrazné Faradayovo stáčení roviny polarizace, což znamená, že jen několik světelných dnů nad obzorem událostí černé veledíry dosáhla indukce magnetického pole 0,3 mT, tj. stonásobku dosud pozorovaných hodnot v okolí veleděr. Magnetické pole pak usměrňuje protilehlé polární výtrysky, v nichž se částice vzdalují od rychle rotující veledíry relativistickými rychlostmi. Odnášejí tak přebytečný moment hybnosti akrečního disku v rovníkové rovině veledíry. Následkem toho může veledíra rychle růst akrecí plynu z disku.

E. Botaccini aj. dokázali, že v rentgenovém spektru centra galaxie Mrk 876 (typ AGN, Seyfertova galaxie třídy 1; vzdálenost 550 Mpc) se vyskytuje čára železa s energií v klidové soustavě souřadnic 4,8 keV. Tato čára má však vůči pozorovateli nižší energii 4,2 keV, což autoři vysvětlují relativistickým červeným posuvem v těsném akrečním disku obklopujícím rotující černou veledíru ve vzdálenosti <6 Schwarzschilových poloměrů.

M. Mezcua aj. objevili plošný zdroj 3c ve spirální galaxii NGC 2276 (Cep; 12 mag; vzdálenost 37 Mpc), v jejíchž spirálních ramenech se nachází řada oblastí s překotnou tvorbou hvězd.Tvar galaxie je gravitačně ovlivněn sousední eliptickou galaxií NGC 2300 (11 mag). Z objektu 3c vycházejí dva protilehlé kolimované rádiové výtrysky s rozdílnými intenzitami a rozměry. Hlavní výtrysk je velmi jasný a dlouhý >600 pc; protilehlý výtrysk je mnohem slabší a dlouhý jen 1,8 pc. Autoři odhadují, že jde o typické úkazy v okolí akreující černé díry, jejíž hmotnost dosahuje 50 k M_☉, tj. patří mezi zatím vzácně prokazované intermediální černé díry.

M. Graham aj. podrobně zkoumali variace jasnosti kvasaru PG 1302-102 (Vir; vzdálenost 1,1 Gpc). Zjistili, že jde o téměř dokonalou sinusovku s periodou 5,2 let, což lze dobře vysvětlit modelem dvou těsných černých veleděr s hmotnostmi 200 ÷ 1 200 MM_☉, jež kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 0,1 pc a vinou vyzařování gravitačních vln se spolu slijí nejpozději za milion let. Existence binárních veleděr zřejmě souvisí s prolínáním galaxií, ale zachytit je v tomto těsném objetí je poměrně vzácné. Jde fakticky o krátkodobou epizodu, kdy jsou veledíry už tak blízko, že mění jasnost celé soustavy.

T. Liu aj. nalezli další takový případ u jasného rádiově hlučného kvasaru PSO J334+01 (vzdálenost 3,2 Gpc) objeveného přehlídkovým teleskopem PanSTARRS1. Kvasar totiž pravidelně mění svou jasnost v různých oborech spektra v periodě 1,5 roku. Autoři odhadli hmotnost centrální černé veledíry na 9 GM_☉, což však fakticky znamená, že jde o těsný pár veleděr, které jsou od sebe vzdáleny už jen 7 Schwarzschildových poloměrů, tj. necelých 200 mld. km (~1,2 tis. au).

5.9. Kupy a nadkupy galaxií

B. Simmons aj. ukázali na bohatém materiálu z HST, že tvorba příček v galaxiích je projevem jejich vývojové zralosti. Pomocí projektu Galaxy ZOO, jehož se zúčastnilo přes 200 tisíc (!) dobrovolníků, se autorům podařilo ukázat, že v čase 3 mld. let po Velkém třesku se příčky vyskytly jen u 10 % galaxií a tento stav se nezměnil ani do času 6 mld. let. Naproti tomu současné galaxie se honosí příčkou až v 70 % případů.

M. Montesová a I. Trujillo využili záběrů z pole FF (Frontier Fields) HST kupy galaxií Abell 2744 (vzdálenost 1,1 Gpc) ke studiu parametrů hvězd-přízraků, jež se nacházejí v prostoru mezi jednotlivými galaxiemi zmíněné kupy. Na rozdíl od hvězd uvnitř galaxií jsou tyto přízračné hvězdy modřejší. a tedy mladší o 3 ÷ 9 mld. let než hvězdy v galaxiích. Mají proto metalicitu téměř shodnou s metalicitou Slunce. Autoři odhadují, že celková hmotnost přízračných hvězd v kupě představuje asi 6 % celkové hmotnosti kupy. Podle jejich názoru jde o hvězdy vzniklé v galaxiích podobené naší s úhrnnými hmotnostmi hvězd kolem 3.10¹⁰ M_☉, jež byly slapově roztrhány svými hmotnějšími partnerkami. V centrální oblasti kupy s rozměrem 400 kpc tak slapovému roztrhání podlehlo asi 5 galaxií typu naší Mléčné dráhy.

T. Webbová aj. objevili pomocí SST opticky bohatou kupu galaxií SpARCS1049+5640 (vzdálenost 3,0 Gpc) a její existenci potvrdili pomocí spektrografu MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer For Infra-Red Exploration) u Keckova 10m teleskopu. Další údaje o kupě získali z archivu teleskopů CFHT, UKIRT, JCMT, Herschel a HST. Lineární rozměr kupy činí 500 kpc a její hmotnost dosahuje 400 TM_☉. Centrální galaxie kupy má infračervený zářivý výkon 6,2 TL_☉. V centrální galaxii probíhá překotná tvorba hvězd tempem 860 M_☉/rok. To lze vysvětlit tím, že v čase 3,8 mld. let po Velkém třesku měla kupa ještě dostatečné množství volného plynu, aby z něho mohla rychle tvořit nové hvězdy.

A. Gonzales aj. potvrdili rekordní hmotnost kupy galaxií MOO J1142+1527 (vzdálenost 2,6 Gpc) z katalogu infračervené družice WISE. Využili k tomu Sunjajevova-Zeldovičova efektu, kdy fotony reliktního záření se rozptylují na horkých elektronech v kupě galaxií a tím mění vzhled energetického spektra reliktního záření. Tak odvodili hmotnost obří kupy 1,1×10¹⁵ M_☉, což je nejvyšší známá hmotnost kupy galaxií ve vzdálenostech nad 2,6 Gpc. Autoři očekávají, že v současně probíhající přehlídce celé oblohy pomocí teleskopu SST se podaří nalézt asi 1 750 vzdálených kup galaxií, ale jen asi v pěti případech budou mít hmotnosti srovnatelné se současnou rekordní kupou.

M. Jazaucová aj. studovali snímky pozoruhodné kupy galaxií Abell 2744 (vzdálenost 1,2 Gpc), která se nachází v poli HFF. Pole zobrazily nejvýkonnější kamery ACS a WFC3 HST a jelikož masivní kupa představuje silnou gravitační čočku, zobrazuje vzdálenější galaxie v daném směru vícenásobně. Autoři vyvinuli program pro vyhledávání vícenásobných obrazů. Ten se velmi osvědčil, neboť se jim podařilo nalézt přes 180 vícenásobných obrazů od více než 60 galaxií. Odtud pak velmi přesně určili hmotnost zmíněné kupy (2,162 ±0,005)×10¹⁴ M_☉. Jde teprve o druhý případ určení hmotnosti kupy s přesností lepší než 1 %.

Druhou výtečnicí je kupa MACS J0416 (vzdálenost 1,3 Gpc) rovněž v poli HFF s hmotností 1,15×10¹⁵ M_☉ a lineárním rozměru 1,9 Mpc.

W. Marcus popsal historii objevu “prázdných oblastí” (proluk) ve struktuře vesmíru, v nichž je hustota galaxií snížena minimálně o řád proti okolí. První proluku mezi nadkupami galaxií Virgo a Coma objevil v r. 1978 B. Gregory. O tři roky později potvrdil objev R. Kirshner a ukázal že proluka ve směru k souhvězdí Pastýře má rozměr 90 Mpc. Přehlídky oblohy dovolily od r. 1986 trojrozměrné mapování struktury vesmíru. Proluky samozřejmě nejsou dočista prázdné; jde však o zředění hustoty látky a výrazné snížení hustoty kup galaxií až o tři řády proti běžnému stavu.

Díky dokončení přehlídky 2dF nalezli v r. 2004 M. Vogeley a F. Hoyleová v katalogu přehlídky téměř 300 proluk mezi 245 tis. galaxiemi. Větší přehlídka SDSS (700 tis. galaxií) vedla v r. 2012 k objevu 1 054 proluk. Nejnověji P. Sutter zveřejnil údaje o 2 tisících prolukách. N. Hamaus aj. simulovali vývoj proluk a ukázali, že proluky se rozpínají rychleji než husté partie vesmíru. Díky tomu vznikají relativně ploché stěny na hranicích mezi prolukami a nadkupami galaxií. Galaxie v prolukách jsou od sebe v průměru vzdáleny 15 Gpc, tj. dvakrát dále než v Místní soustavě galaxií, a o řád dále než v kupách galaxií.V prolukách zatím nebyly nikde nalezeny galaxie srovnatelné s galaxií M31 nebo dokonce M87. V dohledné době lze očekávat další pokroky ve studiu velkorozměrové struktury vesmíru díky kosmickému projektu Euclid (ESA; 2020), přehlídkovému dalekohledu LSST (Chile, 2023) a obřímu radiointerferometru SKA (Austrálie a Jižní Afrika, 2025).

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

S. Sazonov a R. Sunjajev ukázali, že díky pozorování rádiové spektrální čáry H I na vlnové délce 211 mm (1,42 GHz) lze sledovat, co se dělo ve vesmíru v rané epoše 100 ÷ 500 mil. let po Velkém třesku. Tehdy už určitě vznikaly černé veledíry, v jejichž okolí zářily čím dál tím víc akreční disky převážně v rentgenovém pásmu spektra. To mohlo zahájit reionizaci vesmíru po éře šerověku (0,38 ÷ 400 mil. let po Velkém třesku). Autoři však usoudili, že dalším významným příspěvkem k reionizaci vesmíru byly hvězdy I. generace (populace III) z vodíku a hélia, které kvůli své vysoké hmotnosti žily jen krátkou dobu (řádově 10⁶ let) a vybuchovaly jako supernovy. Během výbuchu vyzářily značnou energii v podobě měkkého (< 30 MeV) kosmického záření, které v čase 270 mil. let po Velkém třesku ohřálo intergalaktické prostředí na teplotu ~100 K a stalo se tak zdrojem ohřevu během prvních stovek milionů let reionizace vesmíru do doby, než se o pořádné rozsvícení vesmíru postaraly kvasary a první galaxie.

V další práci N. Inogamov a R. Sunjajev připomněli, že v raném vesmíru hrál významnou energetickou roli tlak záření spíše než tlak baryonů a elektronů. Také hustota energie reliktního záření byla srovnatelná s hustotou energie klidové hmoty baryonů. V lokálních měřítcích se vyskytovaly poruchy hustoty vyvolané stojatými akustickými vlnami. Již v r. 1970 poukázali Sunjajev a J. Zeldovič, že tyto přídavné zdroje energie v raném vesmíru ovlivní spektrum reliktního záření odchylkami od Planckova zákona. Nynější citlivá měření spektra reliktního záření radioteleskopy na jižním pólu (SPT), v poušti Atacama (ACT) a na družic Planck potvrdila, že zmíněné stojaté akustické vlny vskutku existovaly a jejich utlumení přineslo další energetickou porci pro reionizaci.

D. McGreer aj. ukázali, že ze spektroskopie jasných kvasarů vzdálených od nás 3,84 ÷ 3,92 Gpc (stáří vesmíru 940 ÷ 1 190 mil. let) vyplývá, že éra reionizace vesmíru skončila přibližně 1 mld. let po Velkém třesku, tj. pro kosmologické červené posuvy z ~ 6. K tomuto závěru dospěli studiem 22 kvasarů, jejichž spektra exponovali několik hodin pomocí teleskopů Magellan, MMT a VLT. Tato časomíra není závislá na použitých modelech vývoje vesmíru a zdá se tedy víceméně definitivní. Přechody mezi érami nejsou totiž náhlé, ale spíše velmi povlovné. K podobnému závěru dospěla na základě simulací počtu a zářivých výkonů kvasarů ve vzdálenostech až 4 Gpc (770 mil. let po Velkém třesku) také L. Keatingová aj.

Rozsáhlý mezinárodní tým odborníků pod vedením S. Drivera uveřejnil obsáhlou práci, založenou na pozorováních vybraného úseku jižní oblohy o úhlové ploše 230 čtv. stupňů. Cílem práce bylo porovnat množství vyzařované energie v současném vesmíru s energií, kterou vesmír vydával před 2,5 mld. let. Měření plošné jasnosti probíhalo ve 21 spektrálních úsecích od daleké ultrafialové do daleké infračervené oblasti. Do rozsáhlého projektu se zapojily družice GALEX, WISE a Herschel a pozemní přehlídkové stroje SDSS, VST a VISTA (ESO). Po pečlivé kalibraci a propojení všech údajů autoři uvedli, že současný vesmír produkuje v objemu 1 Mpc³ zářivý výkon (1,5±0,3 ×10³⁵ W. To je jen 60 % zářivého výkonu na stejnou jednotku objemu před 2,5 mld. let!

Většina tohoto výkonu pochází z termonukleárních reakcí v nitru hvězd. Dalším významným přínosem je svícení horkých akrečních disků kolem černých veleděr v jádrech galaxií. Třetím zdrojem zářícím v dlouhovlnné části spektra jsou chladná obří molekulová mračna, která pohlcují ultrafialové a viditelné záření hvězd, čímž se ohřívají. Tuto energii opět vyzáří v mikrovlnné a rádiové oblasti spektra. V pomyslné krychli o hraně 300 Mpc se v průměru nachází 80 nadkup galaxií, 160 tis. kup galaxií, 3 milióny velkých galaxií jako např. M87 v Panně; 30 mil. trpasličích galaxií a 600 bilionů hvězd. V pozorovatelné části vesmíru se nachází několik set miliard galaxií.

I. Szapudi aj. se pokusili objasnit, proč družice Planck, která s velkou přesností mapovala rozložení teploty reliktního záření po celé obloze, nalezla v souhvězdí Eridanu chladnou skvrnu o rozměru 5° (těžiště v souřadnicích 0315-1935). Zatímco po celé obloze kolísala teplot reliktního záření nanejvýš v rozmezí 18 µK, skvrna měla teplotu o 70 µK nižší, a v některých bodech až o 140 µK nižší. K tomu cíli využili pozemní infračervené přehlídky oblohy 2MASS, další přehlídky pomocí infračervené družice WISE, jakož i údajů o rozložení galaxií z přehlídky širokoúhlým teleskopem Pan-STARRS 1. Tak se jim podařilo zjistit, že ve směru k chladné skvrně se nachází obří proluka s řádovým deficitem průměrné hustoty vesmíru o průměru 220 Mpc a těžištěm ve vzdálenosti 820 Mpc od Slunce. Autoři se domnívají, že právě toto obří zředění hustoty hmoty ve směru, který souhlasí s polohou chladné skvrny, je příčinou pozorované anomálie.

D. Eckert aj. patrně rozřešili záhadu chybějící baryonové látky vesmíru. Podle současného kosmologického modelu by měla hmotnost baryonů dosahovat téměř 5 % úhrnné hmoty vesmíru (25 % připadá na skrytou látku – dark matter a 70 % na skrytou energii – dark energy). Jenže všechny odhady množství baryonů z různých astronomických pozorování dávají jen pětinu očekávané hmotnosti. Kosmologické simulace však nyní dokazují, že většina baryonů se nenachází v galaxiích, ale v horkých vláknech kosmologické pavučiny. To potvrdila rentgenová pozorování vláken pavučiny v okolí kupy galaxií Abell 2744 (vzdálenost 1,2 Gpc), v nichž se pohybují baryony o teplotách 0,1 ÷ 10 MK. Při tak vysokých teplotách se neprojeví v optickém spektru, a tím tato velká hmota unikala až dosud pozornosti. Vlákna pavučin jsou souvislá na délkách až 8 Mpc a 5 ÷ 10 % jejich hmotnosti připadá na baryony.

D. Martin aj. ukázali, že na snímcích pokročilého zobrazovače Palomar Cosmic Web Imager instalovaného v ohnisku 5m Haleova teleskopu a zobrazujícího zorné pole v kosmologicky posunuté čáry Lyman-α, že v okolí jasného kvasaru UM 287 (vzdálenost 3,3 Gpc) se nachází rozsáhlý akreční disk o průměru 120 kpc, obsahující hluboké „studny“ skryté látky. Ty jsou napájeny vlákny kosmologické pavučiny, jež slouží jako „potrubí“, jímž se do nich doslova vstřikuje chladný neutrální vodík. Z rotační křivky disku (rychlost až 500 km/s) se jim podařilo odvodit úhrnnou hmotnost obřího disku včetně složky skryté látky 10 TM_☉, což je o řád více skryté látky než v skryté látce hala naší Galaxie.

Kanadští a američtí radioastronomové rozběhli v r. 2015 projekt CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment). „Antény“ radiointerferometru nebudou pohyblivé, ale budou sledovat oblohu jako astrometrické průchodní stroje, přičemž naráz zobrazí plochu 200 čtv. stupňů oblohy. Pracovní frekvence pokryjí pásmo 400 ÷ 800 MHz (vlnové délky 375 ÷ 750 mm). Jedním z úkolů CHIME bude sledovat rychlé rádiové záblesky (FRB), které během své krátké existence řádu zlomků sekundy rychle snižují frekvenci signálu díky tomu, že jsou od nás velmi daleko a signál proto snižuje svou původní frekvenci rozptylem v intergalaktickém a interstelárním prostředí. Tempo změny frekvence s časem se nazývá dispersní míra. Tato veličina je úměrná vzdálenosti rádiového zdroje, takže díky rozpoznaným FRB můžeme určit nejenom souřadnice zdroje na obloze, ale pomocí dispersní míry i vzdálenost zdroje od nás. Tak se dají pomocí FRB mapovat hlubiny vesmíru ve všech třech geometrických rozměrech. Metoda je zcela nezávislá na dosavadních metodách mapování 3D a po uvedení radioteleskopu v údolí Okanagan poblíž Pentictonu v Britské Kolumbii do plného provozu bude pomocí FRB mapovat objekty v kosmologických vzdálenostech.

6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

Velký mezinárodní tým pod vedením V. Vikrama využil nové širokoúhlé (570 Mpix) kamery DECam během jejího testování u 4m Blancova teleskopu na observatoři CTIO v Chile ke snímkování 139 čtv. stupňů jižní oblohy se středem pole o souřadnicích 05-52 s cílem vytvořit hmotnostní mapu skryté látky pomocí metody slabého gravitačního čočkování. Podařilo se jim tak odhalit nadkupy i proluky v hlubokém vesmíru (vzdálenosti 1,8 ÷ 2,6 Gpc). Ze snímků více než 1 mil. galaxií pak nalézali fluktuace hmotnosti skryté látky na úrovni téměř 7σ při úhlovém rozlišení kolem 20´. Na snímcích jsou patrné hlavní rysy kosmologické pavučiny, v jejichž uzlech a vláknech se nacházejí kupy galaxií oklopené rozmytými obrysy skryté látky. Jde však teprve o slibný začátek. V programu DES (Dark Energy Survey ) se prohlédne zhruba 30× větší plocha oblohy.

Rozložení skryté látky lze též studovat pomocí reliktního záření, jehož intenzita je zesílena slabým gravitačním čočkováním rozsáhlých hal skryté látky o hmotnostech ~10¹³ M_☉, jak ukázali M. Madhavacheril aj. polarimetrickými měřeními radioteleskopem ACTPol (Atacama Cosmology Telescope Polarimeter ). Díky těmto měřením našli 12 tisíc téměř bodových zjasnění, jejichž polohy souhlasí s polohami obřích galaxií přehlídky SDSS. Každá z těchto galaxií je obklopena velmi hmotným halem skryté látky o řád větším než je halo skryté látky kolem naší Galaxie. Naměřená rozložení hal s úhlovým rozlišením kolem 1´ dobře odpovídají kosmologický modelům pro rozložení skryté látky.

Také D. Harvey aj. potvrdili existenci skryté látky ve 30 kupách galaxií pozorováním 72 případů, v nichž se jednotlivé galaxie právě prolínají. Nalezli pro každý úkaz jednak hmotné těžiště zářící látky (plynu a hvězd), ale též těžiště skryté látky, která se projevuje poruchami v rozložení zářící látky. Obě těžiště jsou vůči sobě soustavně posunuta, což svědčí o gravitačním působení skryté látky na látku zářící.

Jak uvedl D. Castelvecchi, urychlovač LHC v laboratoři CERN se zdokonaluje k poslednímu pokusu objevit částice skryté látky v podobě WIMP (Weakly Interacting Massive Particle ). Odhaduje se, že hmotnost těchto částic by měla být minimálně stejná jako hmotnost protonu (~1 GeV), ale může být i podstatně vyšší (~1 TeV), takže se budou pohybovat líně a budou tedy „chladné“. Mnozí odborníci však začínají pochybovat, že částice WIMP existují, a začínají hledat jiné možnosti, jak vysvětlit vlastnosti skryté látky, kterou astronomové vidí díky jejím gravitačním účinkům velmi dobře. M. Cervantes a R. Lang využili podzemní aparatury XENON100 k hledání interakcí mezi elektrony a hypotetickými částicemi skryté látky. Ani jim se nepodařilo najít během dlouhotrvajícího sledování žádný signál, takže existence částic skryté látky zůstává i nadále velkou záhadou.

Téměř surrealisticky působí nápad G. Prézeaua, jak studovat vlastnosti skryté látky ve Sluneční soustavě. Autor vychází z poznatku, že ve vnějších halech galaxií máme jasné doklady o existenci skryté látky v podobě velejemných vláken. Podle jeho názoru se vlákna koncentrují do míst, kde je podstatně zvýšená hustota zářící látky, což znamená, že velmi jemné „vlasy“ skryté látky bychom měli pozorovat v blízkosti planet Sluneční soustavy. Z autorových výpočtů pro Zemi a Jupiter vychází, že tyto vlasy procházejí skrze obě tělesa a jejich hustota se zvyšuje proti pozadí o 7 řádů pro Zemi a 8 řádů pro Jupiter. „Kořínky“ vlasů se nacházejí ve vzdálenosti kolem 1 mil. km od centra Země, resp. 100 tis. km od centra Jupiteru, a tam se údajně dociluje hustota o 9, resp. 11 řádů vyšší, než je hustota pozadí! Autor dokonce tvrdí, že pokud by se podařilo existenci těchto vlasů potvrdit, rozřešíme tím i otázku, jaká je jejich fyzikální podstata. Kdyby tato práce neprošla recenzním řízením v prestižním časopise ApJ 814; 122, věru bych se neodvážil o ní v tomto přehledu ani zmínit.

V polovině prosince 2015 vypustila čínská kosmická agentura CNSA (China National Space Administration ) umělou družici DAMPE (DArk MattErProbE ) určenou k detekci kosmického záření (KZ) a paprsků gama vysílaných supernovami, pulsary a snad i při interakcích zářící a skryté látky. Dva podobné přístroje z členských států NASA a ESA sledující podobné cíle už pracují na ISS. Jde o aparaturu AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer ) a CET (Calorimetric Electron Telescope).

J. Magana aj. využili hmotné kupy galaxií Abell 1689 (Vir ; vzdálenost 750 Mpc; hmotnost 500 TM_☉; nejvyšší počet svítících oblouků; přes 160 tis. kulových hvězdokup) jako mocné gravitační čočky pro zobrazování galaxií v hlubokém vesmíru. To jim umožnilo testovat čtyři různé modely budoucího zrychleného rozpínání vesmíru vinou skryté energie a porovnat empirické údaje z čočkování s dosavadními nezávislými metodami měření. K těm patří pochopitelně určování vzdáleností supernov třídy Ia hlubokém vesmíru (tak byl jev zrychleného rozpínání vesmíru v r. 1998 objeven), dále měření baryonových oscilací v kosmologické pavučině a rovněž pozorování fluktuací reliktního záření. Autoři prokázali, že pozorování velmi vzdálených galaxií pomocí silného gravitačního čočkování je velmi nadějné pro nezávislou a velmi přesnou kontrolu průběhu zrychleného rozpínání vesmíru, což pomůže rozlišit, který z dosavadních modelů rozpínání se nejvíce blíží realitě.

P. Hamilton aj. dokázali v podzemní laboratoři pomocí interferometrických měření, že skrytá energie pravděpodobně nemůže být vysvětlena existencí páté síly ve vesmíru, což by představovalo rozpor se současnou teorií gravitace. Ani E. Aprile aj. v pokusu XENON100 nenalezli žádné důkazy, že by se za skrytou energií skrývala tzv. chameleonová síla, jejímž nosičem by měl být částice, jež se chovají podobně jako populární ještěři, ale na rozdíl od nich nemění svou barvu, nýbrž hmotnost v závislosti na hustotě okolního prostředí! V hustém prostředí mají chameleony vysokou hmotnost, ale v řídkém naopak hmotnost ztrácejí. Oba zmíněné pokusy však jejich existenci silně zpochybnily.

6.3. Kosmologické konstanty a modely

V posledním roce druhého tisíciletí začala dosud nejrozsáhlejší přehlídka velkorozměrové struktury vesmíru díky 2,5m teleskopu SDSS (Sloan Digital Sky Survey ) instalovanému na observatoři Apache Point v Novém Mexiku (2,8 km n.m.) vybavenému širokoúhlou digitální mozaikovou kamerou se zorným polem o průměru 3°. Kamera se skládá ze 30 čipů CCD (2048x2048 pixelů), tj. celkem 126 Mpix, jež jsou uspořádány do šesti sloupců po pěti čipech a pokrývá pásmo UV až blízké IČ v šesti filtrech s centrem propustnosti 355 ÷ 893 nm. Duchovním otcem projektu je americký astronom James Gunn (*1938), jenž má ovšem řadu znamenitých spolupracovníků a pokračovatelů. Teleskop SDSS postupně uskutečňuje řadu přehlídek oblohy viditelné ze zeměpisné šířky +35°.

Během posledních 7 let pozorování zaznamenal teleskop rozložení galaxií na 25 % oblohy v projektu BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ), v němž se porovnává rozložení galaxií v obdobích před 3,5 a 5,7 mld. let a k tomu se připojilo rozložení kvasarů před 11 mld. let. To znamená, že se tak dá porovnat struktura vesmíru před a po začátku zrychleného rozpínání vesmíru v čase před 7 mld. let. Další výhodou přehlídky je možnost zjišťovat vzdálenosti těchto objektů nezávisle na hodnotách červeného posuvu, a to na základě velikosti fluktuací četností galaxií v různých epochách vývoje vesmíru. V raném vesmíru podléhaly malým oscilacím hustoty. V současné době je však hustota baryonů v galaxiích o šest řádů vyšší než je průměrná hustota zářící a skryté látky vesmíru. Větší hustota baryonů způsobila další nabalování hmoty z okolí, ale interakce baryonů s fotony vedla k ohřevu, který vyvolal tlakové vlny mířící zvnitřku koncentrovaných baryonů ven. Tyto akustické vlny lze dobře pozorovat. V současné době jsou vrcholy sousedních akustických vln od sebe vzdáleny průměrně 150 Mpc. Do r. 2015 se podle T. Delubaca aj. a F. Beutlera aj. podařilo zpracovat 85 % pozorovacího materiálu s udivující přesností 1 % v určování vzdáleností galaxií. Tak se podařilo dokázat, že ve shodě s teorií nejjednodušší formy skryté energie vesmíru se její hustota během rozpínání vesmíru nemění! To je důvod, proč v raném vesmíru nehrála skrytá energie téměř žádnou úlohu, ale od poloviny dosavadního věku vesmíru začala díky neměnné hustotě a své odpudivé síle převažovat nad gravitací zářivé i skryté látky a proto se tempo rozpínání vesmíru od té doby zvětšuje.

M. Rigault aj. zjistili, že supernovy třídy Ia, které vybuchují v prostředí výrazné tvorby hvězd, nejsou tak svítivé jako tytéž supernovy v prostředí, kde se hvězdy netvoří. Představuje to tedy problém pro studie, v nichž se užívá těchto „standardních“ svíček k určování vzdáleností galaxií a k výpočtu Hubbleovy konstanty tempa rozpínání vesmíru. Následkem toho je velikost této konstanty soustavně přeceňována. Autoři kriticky probrali celý řetězec určování vzdáleností v příčkách kosmologického žebříku, počínajícím trigonometrickými vzdálenostmi v naší Galaxii, následně pak cefeid ve Velkém Magellanově mračnu a ve spirální galaxii NGC 4258 (=M106; CVn ; typ AGN; vzdálenost 7,60 Mpc určená pomocí rádiových spektrálních čar megamaseru na frekvenci 22 GHz; vlnová délka 13,6 mm). Odtud pak dostali revidovanou hodnotu H _O = (70,6 ±2,6) km/s/Mpc. Pokud použili jenom megamaserovou příčku NGC 4258, tak obdrželi dokonce H _O = (68,8 ±3,3) km/s/Mpc ve velmi dobré shodě s naprosto nezávislým určením H_☉ pomocí multipólového rozvoje fluktuací reliktního záření.

Podobně revidovali hodnotu H_☉ S. Jang a M. G. Lee, kteří pro určování vzdáleností tří galaxií použili metodu přesného určení polohy špičky větve červených obrů z archivních snímků HST. Šlo o populární dvojici galaxií v interakci NGC 4038/4039 (Crv ) zvanou Tykadla, pro níž tak dostali poměrně přesnou vzdálenost (21,6 ±1,2) Mpc, a dále o galaxii NGC 5584 (Vir ), kde naměřili stejnou metodou vzdálenost (22,5 ±1,2) Mpc. Tyto vzdálenosti jim pak pomohly odvodit absolutní hvězdné velikosti pro pět zčervenalých supernov třídy Ia a pro tři nepatrně zčervenalé. Odtud dostali revidované hodnoty H_☉ pro obě skupiny. V prvním případě určili H _O = (69,3 ±3,9) km/s/Mpc a ve druhém H _O = (72,2 ±4,0) km/s/Mpc. Tím prvním určením H_☉ se přiblížili hodnotě určované nezávisle pomocí fluktuací reliktního záření.

P. Ade aj. ve velkém mezinárodním týmu (~170 spoluautorů) zveřejnili dosud nejpřesnější údaje o hodnotách důležitých fyzikálních konstant, což zlepšuje naše možnosti popsat události, které se odehrávaly v raném vesmíru během éry šerověku a při jeho ukončení rekombinací v čase 400 milionů let po Velkém třesku. Díky dosud nejpřesnějším údajům o fluktuacích reliktního záření mikrovlnné družice Planck (měření v letech 2009-2013) odvodili, že případná relativní změna velikosti konstanty jemné struktury nepřesáhla (3,6 ±3,7).10^-3 proti její současné hodnotě. Podobně její hodnota nezávisí na směru měření s přesností (-2,4 ±3,7).10^-2. Jinými slovy jde skutečně o konstantu nezávislou na stáří a poloze ve vesmíru. K podobně přesné nezávislosti na stáří vesmíru dospěli také při určování možné variace v hmotnosti elektronu, která není v relativní míře větší než (4 ±11).10^-3. Tato měření zlepšila v porovnání s výsledky předešlé družice WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - měření v letech 2000-2011) jim také umožnilo odstranit matematickou degeneraci mezi zmíněnými hodnotami a velikostí Hubbleovy konstanty H_☉.

W. W. Zhu aj. sledovali pomocí obřích radioteleskopů GBT (100m Green Bank Telescope, Západní Virginie) a 300m teleskopu v Arecibu oběžnou periodu (67,8 d) binárního pulsaru PSR J1713+0747 (kruhová dráha o poloměru 10 mil. km; sklon i = 73°) po dobu 21 let. Pulsary jsou obecně nejpřesnější kosmické hodiny, takže náhodné chyby jednotlivých měření nepřesáhly za celou dobu 90 nanosekund. Tak se jim podařilo odvodit, že pulsar (neutronová hvězda) má hmotnost (1,31 ±0,11) M_☉ a jeho průvodce (bílý trpaslík) hmotnost (0,286 ±0,012) M_☉. Zároveň zpřesnili i vzdálenost této soustavy na (1,15 ±0,03) kpc. Oběžná perioda se celou dobu nezměnila o více než (-0,20 ÷ 0,17) pikosekund/s, což dává vysoce konstantní oběžnou dobu. Díky tomuto výsledku a za pomoci podpůrných měření od dalších pulsarů autoři ukázali, že gravitační konstanta G měřená pomocí přesných vzdáleností Měsíce od Země laserem je shodná s hodnotou odvozenou pro binární pulsar s relativní přesností (-0,06 ±1,1).10^-12 G.

6.4. Reliktní záření a magnetická pole

V r. 2015 byly publikovány první výsledky měření fluktuací reliktního záření družice Planck (ESA) vypuštěné v r. 2009 a fungující do 23. 10. 2013. Tato zatím suverénně nejlepší družice pro pokročilé studium reliktního záření navazovala svými aparaturami na zkušenosti, které získaly předešlé družice COBE (COsmic Background Explorer, 1989-1993, Nobelova cena 2006) a WMAP. Lišila se od nich zejména tím, že kromě měření intenzity a rozměrů fluktuací možnila také změřit směr a velikost polarizace reliktního záření, což umožnilo poprvé mapovat průběhy magnetických siločar v interstelárním a intergalaktickém prostoru). Zatímco úhlové rozlišení družice COBE dosahovalo jen 10°, tak WMAP měřila s rozlišením 0,25° a Planck s rozlišením 5´. Čidla družice Planck byla ochlazována na teplotu 0,1 K (!), takže teplotní citlivost aparatury dosahovala 1µK.

Jak uvedl B. Keating, reliktní záření představuje nejdokonalejší experimentální černé těleso, takže umožňuje ověřovat Planckův zákon pro černá tělesa s nejvyšší možnou přesností vůbec. Další předností družice byla možnost souběžných měření v devíti pásmech elektromagnetického záření v rozmezí 30 ÷ 353 GHz (0,85 ÷ 10 mm). V  r. 2014 totiž J. Kovac aj. ohlásili objev gravitačních vln z inflační fáze rozpínání vesmíru v čase ~10^-35 s na základě měření aparatury BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalatic Polarization ) na jižním pólu. Tato polarizační měření však probíhala na jediné mikrovlnné frekvenci (150 GHz), a v lednu 2015 ukázaly výsledky družice Planck, že aparatura BICEP2 ve skutečnosti změřila vyzařování interstelárního prachu v naší Galaxii, který díky většinou hladce uspořádaným siločarám magnetického pole Galaxie jeví stejnou polarizaci jako teoreticky předpovídané gravitační vlny ve velmi raném vesmíru.

V červenci 2015 shrnula C. Carlisleová nejdůležitější výsledky družice Planck. Z multipólového rozvoje úhlových rozměrů fluktuací v rozmezí 0,07° ÷ 90° vychází hlavní vrchol na úhlovou rozteč 1°. Odtud pak vyšlo stáří vesmíru od velkého třesku (13,80 ±0,04) mld. let; podíl skryté energie (69,2 ±1,2) % a H _O = (67,8 M_☉ ±0,9) km/s/Mpc. Polarizaci prachu a plynu magnetickým polem Galaxie měřila družice Planck na frekvencích 353, 545 a 857 GHz (0,34 ÷ 0,85 mm). Tak se ukázalo, že magnetické pole je zejména v hlavní rovině spirální struktury Galaxie hladce uspořádané. Prachová zrnka sledují vlákna magnetických siločar. Turbulence a silná pole se však vyskytují v oblastech aktivní tvorby hvězd, jako je např. známá Velká mlhovina v Orionu (M42).

M. Johnson aj. využili tří antén (Havaj, Kalifornie a Arizona) systému EHT (Event Horizon Telescope ) v okolí rádiového zdroje Sgr A* v centru Galaxie, kde se nachází černá veledíra o hmostnosti ~4 MM_☉. Díky měření polarizace rádiového záření objevili synchrotronové záření, vyvolané kroužením elektronů ve vývrtce podél siločar magnetického pole. Intenzita záření však rychle kolísá na stupnici čtvrt hodiny, což znamená, že pole se rychle pohybuje ve vzdálenosti asi 6 Schwarzschildových poloměrů od veledíry. Jak poznamenal C. Reynolds, jde o velmi cenná pozorování, protože až dosud vědci předpokládali, že horký plyn bude kolem veledíry kroužit věčně, protože je velmi řídký a tak se nebrzdí. Jenže proměnlivé magnetické pole ho brzdí turbulencí, čímž mu odebírá moment hybnosti, takže plyn se nakonec zřítí do veledíry.

J. McBride aj. ohlásili první objev měření indukce magnetického pole v cizí galaxii pomocí Zeemanova rozštěpu spektrálních čar. Použili k tomu radiointerferometru na velmi dlouhé základně (VLA, GBT, Arecibo ) ve dvojitém polarizačním módu a sledovali tak čáry interstelárního megamaseru OH v prostupujících galaxiích Arp 220 (Ser ; vzdálenost 77 Mpc). Prolínání galaxií začalo před 700 mil. lety a je doloženo dvěma jasnými jádry s překotnou tvorbou hvězd v rozteči 350 pc od sebe, jakož i klasifikací soustavy jako nejbližší ultrasvítivý zdroj infračerveného záření (ULIRG ). Autoři proměřili indukci magnetického pole v centrálních zhuštěních o průměrech ~1 pc a dostali tak průměrnou hodnotu indukce lokálních magnetických polí v rozsahu 0,1 ÷ 0,5 µT. T. Yiastova-Hullová aj. ukázali, že v centrálních oblastech obou jader se absorbuje 65 ÷ 100 % KZ vinou velmi hustého molekulového plynu. To znamená, že jádra slouží jako protonové kalorimetry. Z obou jader tedy prýští jednak fotony záření gama, ale také vysoce energetická neutrina. Autoři odhadli, že v těchto centrech dosahuje indukce magnetického pole řádu 0,1 µT ve shodě s výsledky J. McBrideho aj.

J. Durrive aj. studovali možnosti vzniku magnetických polí v raném vesmíru během epochy reionizace vyvolaných existencí I. generace velmi hmotných hvězd (populace III), kvasarů a zárodků galaxií. Ukázali, že průměrná indukce intergalaktických magnetických polí na délkové stupnici stovek kiloparseků dosahovala hodnot 10 ^-27 T a na stupnici stovek parseků až 10 ^-23 T. Tak došlo v epoše reionizace k promagnetizování vesmíru, což pochopitelně ovlivnilo další vývoj struktur vesmíru. J. Finke aj. zjistili na základě měření spektrálního výkonu pěti vzdálených blazarů v pásmu vysoce energetického záření gama, že dnes na délkové stupnici ~1 Mpc musí být indukce intergalaktických magnetických polí ≥10 ^-23 T.

Význam magnetických polí v současném vesmíru zdůraznili v přehledovém článku v časopise Space Science Reviews vol. 191 (2015) V. Beskin aj. Zatímco průměrná magnetizace vesmíru je velmi nízké, procesy gravitačního hroucení a s tím související rychlé rotace vedou efektem dynama k obrovskému zvýšení indukce lokálních magnetických polí až na neuvěřitelné hodnoty 100 GT. Silně magnetičtí jsou již bílí trpaslíci, ale nejtěžší váhu představují magnetary.

6.5. Kosmické záření (KZ)

Z. Y. Wang aj. zkoušeli porovnat dosavadní výsledky pozorování UHE KZ s pozorováními toku neutrin v observatoři IceCube na jižním pólu. Tam se totiž občas zachytí neutrina s energiemi řádu PeV, která by teoreticky mohly pocházet z proslulých zábleskových zdrojů záření gama (GRB ). Autoři však zjistili, že neutrinový tok v pásmu vysokých energií je vyšší, než aby se dal vysvětlit činností GRB. D. Eichler proto tvrdí, že podíl neutrin na celkovém zářivém výkonu GRB dosahuje nanejvýš 15 %, takže převážnou část jejich výkonu obstarávají paprsky záření gama.

L. Tibaldo aj. ukázali, že kosmické záření o energiích ≤1 PeV pochází ze zdrojů v naší Galaxii. Data za 6,1 let pozorování záření gama v pásmu energií 0,3 ÷ 10 GeV družicí Fermi prokázala, že KZ sice prostupuje celou Galaxii včetně jejího hala, ale většina zdrojů tohoto záření se nachází v disku Galaxie. Elektricky nabité částice galaktického KZ se skládá především z protonů, ale i jader hélia, ale i ze stabilních jader těžších prvků až po vzácně se vyskytující aktinidy. Kromě toho však zahrnuje také elektrony, pozitrony a antiprotony. Průměrná hustota energie kosmických paprsků je srovnatelná s hustotami energie interstelárního záření, magnetických polí a turbulentních pohybů v interstelárním plynu. KZ galaktického původu tak výrazně ovlivňuje tepelný, chemický a magnetohydrodynamický stav mezihvězdného prostředí. Interakce KZ s ostatními složkami galaktického prostředí se projevuje jednak jako popředí, ale i jako pozadí v mnoha spektrálních oborech od rádiových vln až po záření gama. K tomu připojil M. Johnson aj. poznámku o tom, že povrchy planet v Galaxii jsou obvykle dobře chráněny před nepříznivými vlivy kosmických paprsků především existencí astropauzy (ve Sluneční soustavě heliopauzy), planetárním magnetickým polem (zejména planetárním dynamem) a ještě i samotnou atmosférou, pokud ji ovšem planety mají.

J. Dwyer aj. popsali svůj hrůzyplný zážitek ze srpna 2009 při výzkumném letu tryskovýn strojem Gulfstream V na Floridě, na jehož palubě instalovali částicový detektor. Kvůli navigační chybě neletěli k pobřeží státu Georgia, jak pilot odečetl na radaru, ale přímo do hradby silných bouřek, které letadlem pohazovaly dopředu i dozadu, až nakonec začalo padat. Vědci už počítali s tím, že průlet skončí tragicky, ale letadlo to naštěstí ustálo. Když pak zpracovali záznamy z detektoru, objevili, že během průletu zaznamenali tři silné záblesky záření gama s energiemi 511 keV, což je energie anihilace elektronu s pozitronem. Každý záblesk trval 0,2 s a byl doprovázen produkcí fotonů záření gama s nižšími energiemi. Rozluštění záhady, co se v bouřkovém mraku odehrávalo, jim trvalo pět let. Podle jejich názoru se vysoko v atmosféře Země odehrála srážka UHE částice KZ s jádry atomů dusíku, která způsobila, že vznikl obláček pozitronů, který na úrovni mraku anihiloval s elektrony, ale nejpravděpodobněji přímo s křídly letadla, jež se v bouřce silně nabila a vytvořila kolem svého profilu extrémně silné elektrické pole. Ostatně už delší dobu se mnozí odborníci domnívají, že blesky jsou iniciovány právě energetickými částicemi KZ, protože bez jejich přičinění by vodivé dráhy v mraku nebo výboje směřující k zemi nevznikly. Autoři se nyní snaží využít vojenských pancéřovaných letadel užívaných k útokům na tanky, které by mohly úmyslné průlety bouřkovými mraky bez pohromy přežít. V každém případě jsou bouřkové mraky fyzikálním prostředím, o němž dosud mnoho nevíme.

A. Aab aj. zveřejnili výsledky desetiletého (leden 2004 - březen 2014) sledování UHE KZ na obří (plocha 3 tis. km²; 1,66 tis. pozemních detektorů a 27 širokoúhlých světelných komor s průměry zrcadel 3,5 m) hybridní Observatoři Pierra Augera v argentinské pampě v okolí městečka Malargüe (zeměpisná šířka -35°; nadmořská výška 1,4 km). Observatoř dokázala během té doby zaznamenat sekundární spršky od 602 primárních částic KZ s energiemi ≥40 EeV včetně 231 primárních částic s energiemi ≥53 EeV (pro tak vysoké energie je zakřivení drah paprsků od vzdáleného zdroje pod vlivem magnetických polí menší než několik úhlových stupňů) v zenitových vzdálenostech

0° – 80°. Observatoř pokrývá během kalendářního roku pásmo oblohy mezi ˗90° a +45° deklinace, takže se zčásti překrývá s pásmem oblohy menší (plocha 762 km²) hybridní observatoře TA (Telescope Array ) v Utahu (zeměpisná šířka +39°; nadmořská výška 1,4 km) v pásmu deklinace –15° až +45°, což umožňuje v oblasti překryvu navzájem kalibrovat výsledky pozorování.

Výše zmíněný největší soubor údajů pro UHE KZ z observatoře Pierra Augera umožnil autorům porovnat rozložení příletů UHE částic s astronomickými katalogy kvasarů a galaxií s aktivnímí jádry, neboť odborníci mají silné podezření, že právě tyto druhy objektů mohou UHE KZ urychlovat na rekordní energie. Srovnáními s polohami v katalozích se především podařilo vyloučit, že by částice UHE KZ přicházely z centra naší Galaxie, z hlavní roviny naší Galaxie, nebo z hlavní roviny lokální kupy galaxií. V těchto směrech se nepozoruje zvýšená koncentrace zdrojů. Anizotropie se však pozoruje pro galaxie AGN vzdálené od nás <130 Mpc se zářivým výkonem >10³⁷ W z katalogu rentgenové družice Swift pro energie UHE KZ ≥58 EeV. Úhlový průměr této anizotropie na obloze dosahuje 18°. Podobnou anizotropii však autoři našli také u nejbližší (vzdálenost 3,8 Mpc) rádiové galaxie typu AGN Centaurus A (hmotnost centrální černé veledíry 55 MM_☉) s úhlovým průměrem anizotropie 15°.

Mezinárodní tým observatoře Telescope Array (Millard County) uveřejnil vzápětí obdobnou studii, v níž srovnávali směry příletů částic UHE KZ s polohami galaxií AGN a kvasarů na severní polokouli během měření v letech 2008-2013. Z podstatně skrovnějšího pozorovacího materiálu však žádné anizotropie nenalezli. Japonští vědci spolupracující na této observatoři získali od své grantové agentury prostředky na čtyřnásobné zvětšení plochy observatoře během následujících tří let, což by pochopitelně zvýšilo příliv údajů o UHE KZ a případné anizotropie mohlo odhalit. Rovnocenné sledování celé severní a jižní oblohy na podobné úrovni by rozhodně řešení záhady UHE KZ prospělo.

D. Caprioli navrhl, že urychlování elektricky nabitých protonů a atomových jader mohou obstarat blazary v kolimovaných relativistických výtryscích, kde urychlování probíhá v silných spirálových magnetických polích. Pokud Lorentzův faktor Γ v relativistickém výtrysku převýší hodnotu 30, tak určité procento kladně nabitých částic snadno dosáhne energie řádu 100 EeV, přičemž s rostoucí energií se zvyšuje podíl těžších atomových jader na úkor protonů, což podle L. Molino Bueno aj. dosavadní výsledky měření na Observatoři Pierra Augera jasně ukazují. N. Globus aj. soudí, že podobné výtrysky ze zdrojů GRB by mohly dosahovat týchž rekordních energií urychlených částic a energetické spektrum by se mělo s rostoucími energiemi rovněž přesouvat k těžším atomovým jádrům.

6.6. Astročásticová fyzika

E. Perelman aj. se pokusili testovat domněnku o kvantové gravitaci pomocí astronomických pozorování, v nichž se srovnávají parametry blízkých a vzdálených kvasarů a galaxií AGN získávané v rentgenové a a gama oblasti elektromagnetického spektra. Kvantová gravitace totiž předpokládá, že na velmi malých délkových stupnicích se prostoročas mění na kvantovou „pěnu“, jejíž rozmazanost se dá vypočítat z Planckovy délky (~10^-35 m). Rozličné varianty kvantové gravitace lze přitom rozlišit zavedením akumulačního parametru α, jenž má hodnotu 0,5 pro model náhodné procházky. Z rentgenových pozorování blízkých a vzdálených kvasarů družicí Chandra, jež dosahuje úhlového rozlišení 1″, však vyplynula spodní mez α >0,58. Ještě ostřejší spodní meze však vyplývají z pozorování družice Fermi v pásmu záření gama s energiemi řádu GeV (α >0,67) a z pozorování blazarů v energetickém pásmu TeV Čerenkovovými teleskopy VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System ), úbočí Mt. Hopkins, Arizona): α >0,72. Posledně uvedená mez dokonce prakticky vylučuje platnost tzv. holografického modelu vesmíru. Lze tedy konstatovat, že hodnota akcií hypotézy kvantové gravitace vinou zmíněných astronomických pozorování významně klesla.

Úplně opačnou cestou ke zkoumání fyziky velmi raného vesmíru se už před desítkami let vydala experimentální částicová fyzika budováním stále výkonnějších urychlovačů, jímž v současné době vévodí LHC (Large Hadron Collider ) v laboratoři CERN v Ženevě. Ten už dosáhl při experimentech se srážkami jader atomů olova podmínek, které panovaly v raném vesmíru v čase 1 µs po Velkém třesku při teplotách kolem 2 TK. Jak však uvádí D. Zieminska, fyzika částic je sice díky výsledkům LHC ve velmi dobré shodě teorie s experimentem, jenže samotné částice představují jen něco přes 4 % hmotnosti vesmíru. Čtvrtinu hmoty vesmíru tvoří tajemná skrytá látka, o níž víme jen to, že se projevuje gravitačními účinky, ale kterou nevidíme a neznáme, z čeho se skládá. Ještě větší problém představuje skrytá energie (70 % hmoty vesmíru), která také není vidět, a rovněž nevíme, z čeho se skládá. Navíc se projevuje rostoucí odpudivou silou, neboť se nezřeďuje navzdory rozpínání vesmíru.

S. Borsanyi aj. připomněli skutečnost podporující tzv. antropický princip, že hmotnost neutronu je o 0,14 % vyšší než hmotnost protonu. Pokud by totiž tento rozdíl byl menší než 0,09 %, tak by protony podléhaly inverznímu rozpadu beta a změnily by se v neutrony. Pokud by však ten rozdíl byl jen o něco větší než 0,05 %, vzniklo by v raném vesmíru podstatně více hélia-4 na úkor vodíku a v takových hvězdách by se nespustila termonukleární reakce. Kdyby však ten rozdíl byl o něco větší než 0,14 %, tak by inverznímu rozpadu beta podléhaly neutrony v takové míře, že v nitru hvězd by nenastartovala termonukleární reakce transmutace vodíku na hélium a nepodařilo by se jaderným slučováním vytvářet těžší prvky. Autoři si vytyčili úkol odvodit tento ideální rozdíl mezi hmotnostmi neutronů a protonů z prvních principů a po velmi složitých a časově náročných výpočtech se jim to podařilo.

Rostoucí databáze údajů o neutrinech pozorovaných antarktickou observatoří IceCube, jež pracuje naplno od května r. 2011 (celkové náklady stavby 279 mil. dolarů), obsahuje případy, kdy aparatura zaznamená ojedinělá kosmická neutrina s energií řádu PeV. Vysvětlit, jak tak vysoce energetická neutrina vznikají, není jednoduché. X. C. Chang aj. se domnívají, že neutrina přicházejí z cizích galaxií, v nichž se překotně tvoří hvězdy, což má za následek, že tam relativně často vybuchují supernovy. Pozůstatky po supernovách se považují za zásobárnu kosmického záření (KZ), takže energetická neutrina tam mohou snadno vznikat při srážkách vysoce urychlených protonů s energiemi řádu 1 EeV. K podobnému závěru dospěli také N. Senno aj., kteří za vhodný zdroj PeV neutrin považují jak klasické supernovy, tak nadsvítivé hypernovy. Tato neutrina mohou podle M. Aartsena aj. posloužit jako ukazovátka, kde přesně ve vesmíru se nacházejí zdroje UHE KZ. Přímá detekce zdrojů KZ je téměř nemožná, protože trajektorie paprsků KZ ovlivňují intergalaktická, interstelární a lokální magnetická pole.

G. Binder aj. a F. Vissani aj. snesli pádné argumenty, že vysokoenergetická neutrina pozorovaná observatoří IceCube přicházejí z hlubokého vesmíru, protože se jim podařilo určovat jejich „vůni“. Neutrina totiž při svém dlouhém letu oscilují mezi třemi vůněmi (elektronovou, mionovou a tauonovou) v časovém poměru 1:1:1, který skvěle platí pro dosud pozorovaných 137 neutrin s velmi vysokými energiemi zachycenými v Antarktidě. M. Aartsen aj. z třistačlenného týmu observatoře IceCube potvrdili, že observatoř zachytává vysoce energetická neutrina (energie >30 TeV) mimozemského původu. V rozsahu energií neutrin 0,25 ÷ 2,8 PeV klesá jejich tok s 2,5. mocninou energie.

D. Gaggerová aj. zkombinovali výsledky měření toku neutrin z aparatury IceCube s daty o záření gama na Čerenkovově observatoři Milagro (Fenton Hills, Nové Mexiko, 2,5 km n. m.; pásmo energií řádu TeV) a na družici Fermi (energie 20 MeV – 300 GeV). Autorům se podařilo vysvětlit pozorované hodnoty pro neutrina a fotony gama včetně anomálně vysoké difuzní emise paprsků gama s energiemi > TeV ve vnitřní části disku naší Galaxie za předpokladu, že asi čtvrtina toku vysoce energetických neutrin v aparatuře IceCube pochází z cizích galaxií.

L. Miramonti a V. Nachname zveřejnili výsledky scintilačního detektoru Borexino (BORon solar neutrINO EXperiment ) umístěného v Italské národní laboratoři v tunelu pod horským masivem Gran Sasso v Abruzských Apeninách ve střední Itálii. Aparatura už v r. 2010 prokázala výskyt neutrin ze tří větví termonukleárního protonově-protonového řetězce (⁷Be, ⁸B, pep), ale poté proběhla náročná modernizace, který nyní umožnila zaznamenat neutrina z hlavní větve slunečního cyklu (pp). V této fázi mohou vědci navíc sledovat sezónní kolísání výtěžnosti větve ⁷Be.

6.7. Experimentální a teoretická fyzika

N. Kanekar aj. ukázali, že během vývoje vesmíru patrně nedochází ke změnám poměru µ hmotností protonu a elektronu vůči dnešní hodnotě (µ = 1 836,152 673). K důkazu použili měření rádiových spektrálních čar methanolu (CH₃OH) anténní soustavou VLA v Socorro (Nové Mexico) v rádiově hlučném blazaru PKS1830-211 (vzdálenost 3,4 Gpc). Blazar je totiž zobrazen, a jeho čáry tudíž zesíleny, mezilehlou gravitační čočkou ve vzdálenosti 2,2 Gpc od nás. V rádiovém spektru pozorovali tři čáry methanolu na frekvencích 48 ÷ 61 GHz (vlnové délky 5,0 ÷ 6,2 mm). V porovnání s dalšími dříve změřenými poměry hmotností se tak podařilo snížit horní mez případné časové změny poměru µ na 4.10^-7 během posledních 7,5 mld. let. Podobnou metodou odvodili M. Dapra aj. při studiu čar molekulového vodíku kvasaru SDSS J1237+0647 (vzdálenost 3,48 Gpc) a jejich absorpci v mezilehlých mračnech vzdálených 3,45 Gpc. Použili k tomu výkonného spektrografu UVES u 8,2m teleskopu VLT ESO. Tak zjistili, že za posledních 11,4 mld. let zůstal tento poměr µ stálý s relativní přesností lepší než 10^-6 .

Jak uvedla redakce Nature (526, č. 7573, 305), po mnoha letech diskusí se podařilo sjednotit názory, jak nově definovat fyzikální jednotky hmotnosti, elektrického proudu a teploty. Kilogram bude napříště definován pomocí Planckovy konstanty h, a vztahů E = h.ν a E = m.c². Planckova konstanta h je v současné době známa s relativní přesností 10^-8. Nová jednotka hmotnosti pak poslouží k novým typům definicí ostatních zmíněných jednotek. Ke schválení převratné normy by mělo dojít v r. 2018. Hlavní výhodou nového systému je jeho nezávislost na etalonech, které se vyskytují jen na několika místech na světě, a jejichž stabilita není dostatečná. Nově si bude moci příslušné jednotky fyzikálních veličin změřit každý odborník ve své laboratoři.

V r. 1955 demonstroval britský fyzik první atomové cesiové hodiny, které se staly fyzikálním normálem pro jednotky času a frekvence v r. 1967. Tak vznikl atomový čas, v němž je trvání jedné sekundy definováno jako 9 192 631 770 cyklů záření mezi dvěma energetickými hladinami atomu Cs-133. Od r. 1997 se definice zpřesnila tak, že atomy Cs musí být v klidu a mají teplotu 0 K :-) Nejlepší cesiové hodiny dosahují relativní stability frekvencí 3.10^-16 , takže se předběhnou nebo zpozdí o 1 s za 138 mil. let. V současné době však probíhají pokusy s daleko přesnějšími optickými hodinami využívajícím kmitů atomů stroncia nebo ytterbia při vyšších frekvencích, takže dosahují stability frekvencí řádu 10^-18, tj. chyby 1 s za 15 mld. let. Tyto hodiny se zkoušejí ve Velké Británii, Francii, Německu, Itálii a v USA. Jejich signály se přenášejí na družice a přijímají ostatními laboratořemi, takže tím se dále zlepšuje synchronizace časových a frekvenčních měření. Problém je však v tom, že spojení s družicemi probíhá na mikrovlnách, takže tím se snižuje přesnost srovnávání. Proto se už zkouší propojení laboratoří optickými vlákny, ale to jde jen uvnitř jednoho kontinentu, nikoliv přes oceán.

M. Eremets aj. oznámili, že se jim podařilo docílit supravodivosti u sirovodíku (sulfan; H₂S) při intenzivním stlačení 150 GPa. Sirovodík je za pokojové teploty sice páchnoucí a jedovatý plyn, ale supravodivost při zmíněném stlačení nastává již při teplotě 203 K (-70° C), což je nový rekord. Předností objevu je také jednoduchost molekul, takže se uvažuje o testování jiných sloučenin vodíku s těžšími atomy. Svatým grálem oboru je docílit supravodivosti při teplotách >273 K, tj. nad bodem mrazu vody. To by mělo velký dopad na levnější přenos elektřiny, ale také na citlivost rozličných fyzikálních detektorů a čipů.

V květnu 2015 byl po dvouleté modernizaci opět spuštěn nejvýkonnější hadronový urychlovač (LHC) v laboratoři CERN a při zkušebním provozu dosáhl plánované rekordní energie 13 TeV. Mezitím byly uveřejněny výsledky experimentu LHCb (Nature Physics 11, 743), v němž při čelních srážkách vznikaly biliony subatomových baryonů Λ⁰. Při jejichž následném rozpadu se kvark b měnil na kvark u. Podle předpovědi standardního modelu částic by se vlivem slabé jaderné síly měly takto proměnit jen kvarky b s levotočivým spinem. To se v experimentu bezvadně potvrdilo. Kdyby se totiž takto měnily i kvarky b s pravotočivým spinem, znamenalo by to, že ve vesmíru existuje alespoň jedna další fundamentální fyzikální síla. Standardní model tak vyšel z této důležité zkoušky bez ztráty květiny.

Koncem roku 2015 se v LHC po dobu jednoho měsíce proháněla jádra atomů ²⁰⁸Pb. Při jejich čelních srážkách totiž vznikalo kvarkové-gluonové plazma ohřáté na teplotu >10 EK. Tak se podařilo napodobit podmínky, které panovaly ve vesmíru zhruba pikosekundu po Velkém třesku.

V r. 1990 rozhodla Národní vědecká agentura USA, že podpoří výstavbu dvou observatoří pro pozorování gravitačních vln v Hanfordu (stát Washington) a v Livingstonu (stát Louisana). Observatoře byly uvedeny do zkušebního technologického provozu v r. 1999 a v r. 2006 dosáhly předpokládané citlivosti pro vědecká pozorování. Brzy však bylo zřejmé, že pro úspěšnou detekci bude potřebí podstatně zvýšit citlivost i časové rozlišení signálů, takže v r. 2014 byla dokončena významná modernizace aparatury. Během zkušebního provozu v r. 2015 byly pozorovány dva vzdálené kosmické zdroje gravitačních vln, ale výsledky měření byly publikovány po pečlivém rozboru až v r. 2016.

Koncem roku 2015 (přesně 2. prosince) uplynulo 100 let od zveřejnění Einsteinovy epochální práce o obecné teorii relativity (OTR) čítající pouhé čtyři strany textu a výpočtů. Einstein na ni pracoval plných osm let. Nepochybně to byly pro něho velmi vyčerpávající roky. Naštěstí pro Einsteina se v r. 1914 neuskutečnilo kvůli I. světové válce ověření předpovědi o ohybu světla hvězd v okolí Slunce během úplného zatmění, protože Einsteinův tehdejší výpočet velikosti odchylky byl koncepčně chybný (0,87″). Podle P. Ferreiry však v listopadu 1915 Einstein zjistil, že se touto teorií dá báječně vysvětlit záhadný přebytek (43″/100 let) stáčení dráhové elipsy planety Merkuru.

Publikoval vzápětí naprosto suverénní dílo, které změnilo nejenom fyziku a astronomii, ale i filosofii. Sám Einstein napsal 10. prosince 1915 svému příteli M. Bessovi: „Jak nápomocná je nám tady pedantická přesnost astronomie, které jsem byl zvyklý se tak často posmívat“.

V květnu 1919 se zásluhou A. Eddingtona aj. uskutečnila v Atlantiku a v Brazílii dvě nezávislá měření ohybu obrazu hvězd během úplného zatmění Slunce, které se v té době promítalo přes známou hvězdokupu Hyády s řadou jasných hvězd. V listopadu 1919 Eddington sdělil odborné výsledek: naměřil ohyb v naprostém souladu s revidovanou Einsteinovou předpovědi (1,75″). Důležitými mezníky se pak stala předpověď existence gravitačních vln (1905 H. Poincaré, 1916 Einstein), teorie gravitačních singularit – statických černých děr (1916 K. Schwarzschild) a dále modely rozpínajícího se vesmíru (1922 A. Fridman, 1927 G. Lemaître, který model potvrdil na základě pozorování úprku galaxií a 1929 E. Hubble). Na to navázaly předpovědi existence gravitačních čoček (březen 1936 F. Link, prosinec 1936 Einstein). Přesto se však OTR nestala příliš populární, protože její jemné efekty se při tehdejší přesnosti fyzikálních a astronomických měření daly ověřit jen s velkými náhodnými a někdy i systematickými chybami.

Naprostý zvrat však způsobil objev kvasarů v r. 1963 (M. Schmidt aj.). Ukázalo se, že jde o nesrovnatelně vzdálenější objekty než tehdy rekordně vzdálené galaxie s obrovskými zářivými výkony a miniaturními rozměry. V prosinci 1963 se uskutečnila v Dallasu mezinárodní konference, jíž se zúčastnili přední fyzikové a astronomové a kde se fakticky zrodila relativistická astrofyzika. Od té doby až dosud se vždy v lichých rocích konají „Texaské konference“ v různých světových vědeckých centrech a obor neustále rozkvétá. Symbolicky právě v jubilejním roce 2015 byly poprvé pozorovány gravitační vlny vznikající při splývání hvězdných černých děr.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

S. Bowlerová referovala o druhém sympoziu londýnské University College, věnovaném počátkům života (na Zemi). Představy o zformování základních kamenů pro vznik života jsou celkem dobře propracované, ale stále zůstává veliký neprozkoumaný prostor mezi komplexními chemickými procesy a živými organismy. Protože z doby předpokládaného vzniku života na Zemi zcela chybí fosilní záznam, jsou vědci odkázáni pouze na odhadování procesů, které vedly ke vzniku prvních živých struktur. Je pravděpodobné, že se to nestalo najednou, naopak šlo spíše o různé posloupnosti postupných kroků. Je také pravděpodobné, že se skutečnou historii vzniku života nedozvíme. V dalších výzkumech mohou napomoci extremofilové, organismy přežívající za vysokých (55 ÷ 122 °C) i nízkých teplot (-20 °C), tlaků desítek MPa, kyselého i zásaditého prostředí (pH 0 ÷ 9), v nasycených roztocích solí. Ačkoli jsou vlastnosti těchto organismů (a zejména mnohých biomolekul, díky kterým přežívají) nepochybně důležité i pro potenciální průmyslové využití, stále o nich mnoho nevíme.

L. Bargeová aj. zveřejnili výsledky dlouholetých experimentů s laboratorními napodobeninami podmořských hydrotermálních vývěrů. Nejde o slavné „černé kuřáky“, ale o mírnější alkalickou variantu tzv. komínů, objevenou šťastnou náhodou r. 2000 v severním Atlantiku. Autoři prokázali, že sulfidy a oxidy železa rozpuštěné v okolí takového teplého vývěru mohou zformovat jednoduchou membránu, která dokáže vytvořit gradient protonů a umožní vznik elektrického napětí o hodnotě téměř 1 V, což stačí na rozsvícení LED diody. Autoři dále experimentují s dalšími chemickými sloučeninami, zaměřují se zejména na fosfor a molybden.

T. Samuels aj. publikovali zprávu z prvního setkání mladých astrobiologů a Evropské astrobiologické asociace (EANA). Pozoruhodná je mj. práce M. Mory z Lékařské univerzity v Grazu na experimentu ABREX na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS). Lišejník terčovník pohledný (Xanthoria elegans ) byl vystaven účinkům ultrafialového (UV) i kosmického záření, značným změnám teploty a vakuu na plošině modulu Columbus po dobu 18 měsíců a přežil v dobré kondici. I na Zemi se vyskytuje v poměrně krušných podmínkách (roste v nadmořských výškách až 7 000 m) a za odolnost vůči UV záření vděčí svým pigmentům, i tak je ovšem překvapivé, jak snadno vydržel extrémní podmínky ve volném kosmu.

20. 7. 2015 oznámil na tiskové konferenci internetový podnikatel Jurij Milner, že daruje v příštích deseti letech 100 milionů dolarů organizaci SETI (Search for Extra-Terrestrial Inteligence ) na program Breakthrough Listen, tedy soustavnou přehlídku oblohy v rádiovém a optickém oboru. Rádiová přehlídka bude založená na datech ze 100m radioteleskopu v Green Bank (Západní Virginie, USA) a 64m radioteleskopu v Parkesu (Austrálie), pokud budou k dispozici další finanční prostředky, možná se přidají další radioteleskopy. Optickou přehlídku má zajišťovat 2,4m Automated Planet Finder na Lickově observatoři (Mt. Hamilton, Kalifornie, USA). Pátrání v rádiovém oboru bude rozděleno do dvou projektů: první se bude věnovat postupnému a důkladnému průzkumu milionu nejbližších hvězd, zatímco druhý bude pravidelně prohlížet oblast Mléčné dráhy a centra Galaxie a následně ještě 100 nejbližších galaxií ve snaze zachytit signál od civilizace u některé ze vzdálenějších hvězd. Součástí programu má být vývoj nových hyperspektrálních snímacích technik v rádiovém oboru a také nových algoritmů pro zpracování velkého množství dat. Datové toky z nových přehlídek se odhadují o několik řádů vyšší, než v současné době zpracovávaná data z radioobservatoře v Arecibu. J. Milner dále vyhlásil cenu Breakthrough Message v hodnotě milionů dolarů na nalezení zprávy, kterou bychom měli vyslat potenciálně objevené mimozemské civilizaci; zda vůbec nějakou zprávu vysílat, má být součástí diskuze.

C. Xie aj. publikovali článek o údajném objevu biologického kompasu, kterým se někteří zástupci ptáků, hmyzu a (mořských) savců řídí při migracích napříč pozemskými kontinenty i oceány. Podle autorů jde o molekulární komplex proteinů, biopolymerů a zvláštních smyček atomů železa, který dovoluje octomilkám cítit slabé magnetické pole Země dokonce včetně jeho polarity (severojižní orientace). Práce vyvolala rozporuplné reakce, mnozí výzkumníci poukazují na nedostatečné objasnění, jak je orientace magnetické střelky nanometrové velikosti detekována uvnitř senzorických buněk a jak dále funguje přenos této informace do mozku zvířat. Také se zdá, že stavební kameny zmíněného komplexu se nacházejí v mnoha buňkách v tělech zkoumaných živočichů, nejen v předpokládaných senzorech magnetického pole. Nezávislé ověření a další výzkum jsou v tomto případě nutné, mj. i proto, že mezi autory zmíněného článku došlo k veřejné roztržce, což na celou věc vrhá další podezření. Faktem nicméně je, že žádné lepší vysvětlení prokazatelné citlivosti některých druhů zvířat k zemskému magnetickému poli zatím neexistuje.

S. Seagerová a W. Bains shrnuli současný stav hledání života na exoplanetách. Objevů exoplanet přibývá a je celkem zřejmé, že „planetární zoo“ se bude rozrůstat stále rychleji. Naproti tomu o mnoha planetách nevíme nic víc, než že existují, případně několik základních parametrů jako je hmotnost, vzdálenost od mateřské hvězdy a průměrná hustota. Spektroskopie planetárních atmosfér je však na vzestupu a má smysl hledat cesty, jak detekovat přítomnost života. Pátrání komplikuje fakt, že nevíme dost o vlastní zemské biosféře, abychom mohli např. rozhodnout, zda si některé molekuly vybral pozemský život pro danou roli proto, že jsou celkově nejvhodnější, anebo proto, že jiné v dané době nebyly k dispozici. Autoři navrhují dva směry pátrání – jeden je založený na vlastnostech pozemského života, druhý je zcela obecný. Prvním je snaha detekovat stopové prvky molekuly, které jsou v dané atmosféře dlouhodobě nestabilní, zato na Zemi jsou běžnou součástí biologických cyklů; příkladem může být molekula O ₂ v převážně vodíkové atmosféře u hvězdy aktivnější než Slunce – UV záření molekuly kyslíku rozbíjí a vysoce reaktivní kyslík se velmi rychle slučuje s okolními prvky na jiné molekuly. Mírné, ale stálé zastoupení O₂ v takové atmosféře pak znamená, že ho něco nebo někdo musí doplňovat. Druhým směrem je pátrání po všech malých molekulách, které jsou zároveň stabilní a těkavé, takže se mohou do atmosféry snadno dostat z povrchu planety. Budeme-li mít k dispozici katalog všech takových plynů na všech známých exoplanetách, vystoupí do popředí nějaký skrytý vzor, nějaká převažující charakteristika, pokud existuje. Pak můžeme i laboratorně na Zemi zkoumat, jaký se za tímto opakujícím složením atmosféry skrývá způsob vzniku. Autoři nicméně zdůrazňují, že dosavadní úroveň zkoumání exoplanet je nedostatečná – i kdybychom pozorovali Slunce jen od jeho nejbližší hvězdy, nedokázali bychom Zemi ani objevit, natož na ní zjistit přítomnost pozemského života.

Záblesky gama záření (GRB ) jsou pokládány za potenciální hrozbu pro život na příliš blízkých planetách. Vzhledem k tomu, že počet identifikovaných zdrojů GRB stoupá v galaxiích s vyšším červeným posuvem, obecně se předpokládá, že podmínky vhodné pro život byly v důsledku tehdy častějších výbuchů GRB horší než dnes.. Y. Li a B. Čang analyzovali dostupné záznamy výbuchů GRB v pozemském fosilním záznamu, z nichž vyplývá, že na posledních 500 Mr připadá 0,93 GRB, který by způsobil hromadné vymírání. Autoři zaokrouhlili hodnotu na 1 a zkoumali, zda se i mezi galaxiemi přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey ) najdou takové, v nichž je frekvence výbuchů GRB nižší než tato hodnota. Překvapivě se ukázalo, že ano: pro galaxie s červeným posuvem z ~ 1,5 je jich přibližně 50 % a i pro galaxie z ~ 3 téměř 10 %. Jako nejvhodnější pro život se jeví galaxie podobné Mléčné dráze, poměrně hmotné s nepříliš překotnou tvorbou hvězd.

P. Dayalová aj. se taktéž zaměřili na galaxie a jejich vhodnost k poskytování podmínek potřebných pro vznik a udržení života. Na základě dostupných parametrů galaxií z přehlídky SDSS zjistili, že „galaktická ekosféra“ se dá poměrně dobře určit pomocí tří základních parametrů: celková hmotnost hvězd, celková hmotnost kovů (tedy prvků hmotnějších než hélium) a celková míra tvorby hvězd v galaxii. Při použití těchto parametrů na obří eliptické galaxie se ukázalo, že díky vysoké metalicitě a nízké probíhající tvorbě hvězd mohou hostit až 10 000× víc planet uvnitř ekosfér svých mateřských hvězd než naše Galaxie. To z takových galaxií o hmotnosti alespoň dvojnásobku hmotnosti Mléčné dráhy dělá mnohem pravděpodobnější kolébky života než spirální galaxie. V každém případě je zřejmé, že pro vznik a udržení života je jedním z nejdůležitějších parametrů poměrně malá tvorba nových hvězd.

R. L. Griffith aj. využili katalog galaktických objektů družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer ) k vytipování potenciálních kandidátů na civilizace III typu podle Kardašovovy škály (viz níže). Tyto galaxie vykazují abnormální emise ve středních infračervených (IR) vlnových délkách, které by bylo možné vysvětlit jako nepřímý důkaz zpracování energie vyspělou civilizací – jasnost těchto galaxií v IR oboru je vyšší než v kratších vlnových délkách, zejména v optickém oboru, což je možné vysvětlit tak, že někdo zachycuje energetičtější záření jednotlivých hvězd dané galaxie a při zpracování této energie naopak přispívá k IR zářivému toku odpadním teplem. M. Garret následně provedl porovnání IR spekter těchto 93 galaxií s rádiovými vlnovými délkami, díky čemuž zjistil, že drtivou většinu pozorovaných anomálií lze vysvětlit čistě astrofyzikálně, např. IR emisí hustého prachu, zcela zakrývajícího masivní černou veledíru ve středu aktivního galaktického jádra. Zbylo šest galaxií, v nichž je poměr toku záření v IR oblasti vůči jiným spektrálním oblastem skutečně netypický a další výzkum těchto výjimečných objektů je nutný. Vzhledem k celkovému počtu původního souboru v řádu stovek tisíc galaxií však autor uzavírá, že civilizace III typu jsou v blízkém vesmíru mimořádně vzácné, pokud vůbec existují.

P. Behroozi a M. S. Peeplesová porovnali porovnali parametry modelů formování galaxií s modely tvorby planetárních soustav. V Hubbleově sféře (objem 10¹³ Mpc³) podle tohoto porovnání vychází pravděpodobný počet Zemi podobných planet přibližně na 10²⁰ a zhruba stejné číslo připadá na obří planety. Různá metalicita galaxií překvapivě příliš neovlivňuje tvorbu planet zemského typu, naopak ale zpožďuje tvorbu plynných obrů; čím vyšší zastoupení kovů v galaxii, tím později obří planety vzniknou. Sluneční soustava vychází z porovnání modelů jako úplně průměrný zástupce, obří planety se zformovaly v mediánu stáří po vzniku Galaxie a terestrické planety vznikly po čtyřech pětinách vzniku Zemi podobných planet v Mléčné dráze. Naše Galaxie je podle všeho chudší na terestrické planety; obsahuje jich asi jen 10⁹, zatímco plynných obrů je v ní přibližně 10¹⁰. Autoři dále uvádějí, že pokud bude ve viditelném vesmíru i nadále probíhat tvorba hvězd z galaktického plynu tak jako dosud, vznikne ještě téměř desetinásobný počet planet, než kolik jich nyní existuje. To znamená, že pravděpodobnost, že jsme první a jedinou civilizací ve vesmíru je jen asi 8 %, nezávisle na jednotlivých proměnných v Drakeově rovnici.

Kardašovova škála (též klasifikace) oslavila půl století existence. V polovině 60. let 20. století ji navrhl ruský astronom Nikolaj Semjonovič Kardašov na základě růstu celosvětové spotřeby energie. Nejjednodušší varianta předpokládá tři úrovně spotřeby energie, kterým odpovídají jednotlivé typy : typ I, planetární civilizace, tedy taková, která spotřebovává veškerou dostupnou energii na své domovské planetě (odhadem asi 10¹⁶ W), typ II, hvězdná civilizace, která spotřebovává většinu nebo všechnu energii své mateřské hvězdy (např. pomocí tzv. Dysonovy sféry; odhadem asi 10²⁶ W), a typ III, galaktická civilizace, spotřebovávající dostupnou energii své domovské galaxie (asi 10³⁶ W). Ačkoli je Kardašovova škála mnohdy vysmívána jako příliš zjednodušující měřítko, dosud přežila všechny pokusy o překonání nebo významné modifikace. M. M. Ćirković publikoval přehledný souhrn půlstoletí těchto navrhovaných změn – od zjemnění typu II na několik samostatných kategorií (např. Kecskesova klasifikace nebo Barrowova škála založená naopak na schopnostech civilizace ovládat stále elementárnější částice mikrosvěta), přes rozšíření na typ IV a V (ovládající kupy galaxií, resp. celý vesmír) až po fantastické koncepty jako introdus (přenos celé civilizace do virtuálního, pravděpodobně elektronického světa; podle románu Diaspora G. Egana) nebo stroj Krellů (stroj skrytý uvnitř planety, schopný z dostupné energie tvořit jakoukoliv hmotnou látku; podle filmu Zakázaná planeta F. M. Wilcoxe). Pátraní po mimozemských civilizacích pod hlavičkou SETI se postupně přesunuje od hledání civilizací typu II (uvnitř Mléčné dráhy nebo Místní skupiny galaxií) k hledání civilizací typu III v blízkém i vzdálenějším vesmíru. Kardašovova škála se stále jeví jako dostatečně dobré základní měřítko pro pátrání po cizím inteligentním životě; je jednodušší objevit jednu civilizaci typu III (pokud existuje) než najít tisíce civilizací typu I.

8. Přístroje

8.1. Pozemské optické přístroje

Na vrcholku havajské sopky Mauna Kea započala stavba 30m dalekohledu (TMT, Thirty-Meter Telescope ). Zahájení stavby má velké zpoždění, které zavinila politika, nedostatek financí i protesty místních obyvatel. Do financování projektu s předpokládanou cenou 1,4 miliardy dolarů se zapojila Kanada a Indie a po dlouhých vyjednáváních se konečně podařilo připravit detailní rozpočet (např. zmiňovaná Kanada zaplatí budovu dalekohledu a kopuli). Zrcadlo obřího dalekohledu bude sestávat z 492 voštinových segmentů, z nichž každý má velikost 1,4 m napříč; celková plocha bude 144× větší než Hubbleův kosmický dalekohled (HST). Očekává se, že úhlové rozlišení bude alespoň 10× lepší. TMT je prvním z nové generace obřích dalekohledů po několika desetiletích; následovat by měly Obří Magellanův dalekohled (GMT, Giant Magellan Telescope ) a evropský Extrémně velký dalekohled (E-ELT, European Extremely Large Telescope ). TMT měl být dokončen v r. 2022; dá se ovšem očekávat, že se to nestihne, neboť jen v průběhu r. 2015 došlo k několika přerušením stavebních prací a nakonec pozastavení na neurčito; projekt TMT už díky tomu získal přezdívku stop-and-go scope (dalekohled „zastav a jeď“). Jedním z možných kompromisů je utlumení či dokonce vyřazení z činnosti ostatních dalekohledů na Mauna Kea, jakmile bude TMT uveden do provozu. Dosavadní historie učí, že zlepšení o řád u všech přístrojů přineslo objev dosud zcela neznámého jevu, očekávání astronomů jsou tedy pochopitelně veliká.

Spory o stavbu se vedou také na sousedním ostrově Maui na vrcholu Haleakala, kde se staví sluneční dalekohled D. K. Inouyeho (DKIST ); v červenci 2015 byla kvůli neoprávněnému přístupu na stavbu dalekohledu zatčena skupina více než 20 lidí. DKIST (pojmenovaný po havajském senátorovi) buduje americká Národní sluneční observatoř a po dokončení plánovaném v r. 2019 se stane největším slunečním dalekohledem na světě s efektivním průměrem 4,2 m.

Výše zmiňovaný projekt GMT získal povolení ke stavbě na observatoři Las Campanas v Chile. Sedm zrcadel dohromady bude tvořit dalekohled s celkovou plochou zrcadla ekvivalentní primárnímu zrcadlu o průměru 25 m. Jedenáct partnerských subjektů z Austrálie, Brazílie, Chile, Koreje a USA projektu přislíbilo finance ve výši půl miliardy dolarů, což je předpokládaná polovina celkové ceny. První zrcadlo by mělo spatřit první světlo v r. 2021, celý dalekohled by měl být kompletní r. 2024. Také projekt GMT má své problémy; jeho ředitel fyzik Ed Moses se po necelém roce působení vzdal z rodinných důvodů vedení. Prozatímním vedením byl pověřen astronom P. McCarthy, dokud nebude zvolen řádný ředitel.

Potvrzení spolupráce a financování získal také projekt E-ELT. Brazilská první komora parlamentu po letech diskutování a odkládání schválila smlouvu o spolupráci na projektu, který se má zhmotnit v sousedním Chile na Cerro Armazones. 39m zrcadlo E-ELT by mělo spatřit první světlo v r. 2024 a Brazílie do projektu přinese 270 milionů eur v průběhu deseti let. V Chile na Cerro Pachón byl položen základní kámen přehlídkového dalekohledu LSST (Large Synoptic Survey Telescope ). LSST bude mít průměr zrcadla „jen“ 8,36 m, zato bude vybaven citlivou 3Gpx kamerou a jeho primárním cílem bude průběžná přehlídka celé oblohy. První světlo by měl spatřit již v r. 2019 a do plného provozu má být uveden r. 2022. Očekávaná cena je 680 milionů dolarů a financován je z prostředků vládních institucí USA a soukromých dárců.

Velké dalekohledy se však jen nebudují a nechystají, nýbrž bohužel i zavírají. UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope ), jeden z nejproduktivnějších dalekohledů v oblasti exoplanet, černých veleděr v jádrech galaxií a dalších oborech astrofyziky se od r. 2012 potýká s problémy s financováním provozu. Královská rada pro vědecké a technické přístroje zastavila svůj peněžní příspěvek, který tvořil většinu příjmů; prozatím provoz převzala Havajská univerzita s podporou University of Arizona a firmy Lockheed Martin, nicméně budoucnost zůstává velmi nejistá, neboť ve hře je opět politika kvůli výše zmiňovanému TMT (UKIRT by se měl stát jedním z „obětovaných“ dalekohledů). Podobná situace nastala s 15m mikrovlnným dalekohledem Jamese Maxwella (JCMT, James Clerk Maxwell Telescope ), jehož podporu opět převzala Havajská univerzita a sdružení východoasijských observatoří. Tentýž osud hrozí také výše zmiňovanému radioteleskopu Green Bank, VLBA (Very Long Baseline Array ), optickým dalekohledům na Kitt Peaku a také kalifornské Lickově observatoři (pro tu se podařilo zajistit krátkodobé financování, ale dlouhodobý výhled je nejistý).

R. Zimmerman zveřejnil velký přehled technických potíží, které provázely počátky velkých optických přístrojů posledních dvou dekád. Žádný z velkých dalekohledů se problémům nedokázal vyhnout a některé z nich dokonce způsobily částečnou nefunkčnost oproti původním plánům. Od konce 70. let 20. století, kdy vznikly první funkční dalekohledy se segmentovými zrcadly, se očekávalo, že druhá generace s rozměry primárního zrcadla nad 8 m bude prostým rozšířením prvotního konceptu. Keckův dalekohled spatřil první světlo v r. 1993 (druhý dalekohled v r. 1996), ale uvést do provozu interferometr, který měl sběrnou plochu obou 10m primárů proměnit na dalekohled s efektivním průměrem 85 m, se nikdy nepodařilo. Částečně kvůli technickým problémům, částečně kvůli politickým tahanicím, které protahovaly vybudování pomocných menších dalekohledů ve směru kolmém na základnu mezi oběma hlavními zrcadly; až NASA v r. 2010 definitivně rozhodla zastavit financování interferometru, což vedlo k úplnému zrušení projektu v r. 2012. Oba dalekohledy samostatně naštěstí pracují dobře a patří ke špičce pozemské optické astronomie.

Takové štěstí neměl ani Hobbyho-Eberlyho dalekohled (HET) v Texasu, ani jihoafrický SALT (Southern African Large Telescope ). Oba dalekohledy jsou navržené se sférickým primárním zrcadlem s pevnou zenitovou vzdáleností a pohyblivým sekundárním zrcadlem; od počátku se předpokládalo, že výsledný obraz nebude příliš ostrý a doménou přístrojů bude spektroskopie. Ukázalo se však, že skutečná kvalita obrazu je velmi špatná vinou velkých tepelných dilatací v důsledku špatně větratelné kopule, což mj. způsobuje i rychlou degradaci pokovení zrcadel. Přes deset let trvala náprava největších nedostatků HET, ale ani pak nebyly výsledky tak dobré, jak se očekávalo. McDonaldova observatoř získala od NASA grant na přestavbu HET na jednoúčelový přístroj pro pátrání po skryté energii na základě širokoúhlé spektroskopie mnoha cílů; do provozu by měl být modernizovaný HET uveden snad v r. 2018. SALT se dokázal největším potížím HET vyhnout, ale kvalita obrazu byla kolísavá od očekávané dobré po naprosto strašlivou. Sedm let trvalo, než technici a vědci přišli na příčinu problémů – přístroj pro korekci zakřivení jednotlivých zrcadel byl navařen na hliníkovou konstrukci, přilepenou k uhlíkovému kompozitu hlavního rámu; každý z materiálů (hliník, lepidlo, uhlík) má jiný průběh tepelné roztažnosti, takže korekční mechanismus nebyl schopen při změnách teplot jednotlivá zrcadla správně korigovat. I po nalezení problému se musí primární zrcadlo 2× za noc znovu adjustovat, aby se SALT alespoň přiblížil očekávaným limitním parametrům. Large Binocular Telescope (LBT), dvojice zrcadel o průměru 8,4 m s výslednou společnou plochou odpovídající efektivnímu průměru zrcadla 11,8 m a prostorovým rozlišením, jaké by měl dalekohled o průměru 22 m, se také potýkal s vážnými potížemi. Stavba začala později, než měla, otočná konstrukce budovy o hmotnosti 2 200 tun se velmi rychle opotřebovávala, navíc jedno z nosných těles celého systému bylo mírně vychýlené. Dalekohled měl také mouchy, které bylo třeba vychytat – unikající olej se přes chladicí větráky dostával až na primární zrcadla, posuvná ramena pro přístroje v sekundárním ohnisku vibrovala ve větru. Vše se nakonec podařilo vyřešit, ale větším problémem se ukázaly přístroje – některé z dvojic byly instalovány až r. 2014, tedy až devět let po uvedení dalekohledu do provozu. Ani GTC (Gran Telescopio Canarias ) se neobešel bez počátečních potíží. Hlavním problémem se ukázalo chlazení obou hlavních přístrojů, Dewarova nádoba s kamerou OSIRIS byla chybně navržená a teplotu CCD čipu nebylo možné stabilně udržet na požadovaných 170 K; jiný neduh postihl IR přístroj CanariCam, jehož chladicí směs by měla vydržet rok, ale po pěti (někdy i pouhých dvou) měsících je nutná její výměna, což dalekohled na týden vyřadí z provozu. Podobné dětské nemoci prodělal i HST a je rozumné je očekávat u všech budoucích velkých přístrojů TMT, GMT i E-ELT. Velkým rizikem je samozřejmě výskyt podobných potíží u JWST (James Webb Space Telescope ), u něhož případná oprava nebude možná.

W. Sutherland aj. publikovali detailní popis dalekohledu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy ), 4m širokoúhlého přístroje vybaveného 67 Mpx kamerou VIRCAM (Vista IR CAMera ) se zorným polem o průměru 1,65°. Přístroj se nachází na Evropské jižní observatoři na Cerro Paranal v Chile. VIRCAM je umístěna v Cassegrainově ohnisku, má hmotnost 2,9 tuny (z čehož 800 kg připadá na chladicí směs) a detektor je tvořen 16 CCD prvky HgCdTe. Hlavním úkolem je pravidelné a rychlé skenování rozsáhlých oblastí jižní oblohy; více než ¾ pozorovacího času je vyhrazeno šesti přehlídkám (jedna zcela obecná, jedna zaměřená na disk a výduť Galaxie, jedna věnovaná Magellanovým mračnům a tři extragalaktické). Detektor druhé generace 4MOST (4-m Multi-Object Spectroscopic Telescope ) se projektuje a měl by být instalován v r. 2021.

P. Wheatly aj. zveřejnili zprávu o prvním světle dalekohledu NGTS (Next-Generation Transit Survey ), který bude také z Paranalu pátrat po exoplanetách zákrytovou metodou. NGTS provozuje sdružení britských a švýcarských univerzit a německá kosmická agentura DLR. Dalekohled se skládá z 12 objektivů o průměru 20 cm s běžnými komerčními CCD kamerami a je zamýšlen jako doplněk k družici Kepler, neboť díky širšímu zornému poli a schopnosti zobrazovat jasnější hvězdy bude moci detekovat také obří planety u jasných hvězd. Dalekohled pracuje plně automaticky a získaná data budou sloužit mj. pro výběr cílů příští generace obřích dalekohledů.

Podobný projekt byl pod názvem Evryscope spuštěn na Cerro Tololo taktéž v Chile, jak informují N. Law aj. Za projektem stojí Severokarolínská univerzita a jedná se o 27 běžných dalekohledů o průměru pouhých 7 cm, které jsou na robotické montáži připevněny tak, aby pokryly necelou čtvrtinu viditelné oblohy. Soustava pořídí snímek oblohy každé dvě minuty; datový tok 13 Mbps není možné z observatoře přímo přenášet, proto se data předzpracovávají na místě. Cílem je detekce exoplanet kolem pozdních hvězdných fází, zejména bílých trpaslíků a autoři vyjednávají o možnosti instalovat stejný přístroj také na další observatoře. Obdobnou konfiguraci využívá také síť malých dalekohledů HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network ) G. Bakose, která je naopak zaměřena na hledání planet podobných Neptunu kolem nejbližších a nejjasnějších hvězd.

B. Flaugher aj. zveřejnili podrobný popis detektoru DEC (Dark Energy Camera ), instalovaného na 4m Blancově dalekohledu na Cerro Tololo v primárním ohnisku. Hlavním cílem přístroje je pátrání po supernovách. Zorné pole kamery je 2,2°, průměr závěrky 60 cm, sedm filtrů a pětičlenný optický korektor, jehož poslední čočka zároveň slouží jako čelní stěna Dewarovy nádoby. Srdce kamery tvoří 62 CCD čipů (2 048×4096 px), 12 CCD čipů je navíc vyhrazeno pro pointaci a ostření. Celkové rozlišení kamery je 570 Mpx, vyčtení všech čipů trvá 20 s a elektroniku pro vyčítání čipů je nutné chladit vodou. Vývoj kamery trval téměř čtyři roky, pracovalo na něm více než 120 lidí a jde o zatím nejpropracovanější detektor, který je k dispozici.

8.2. Kosmické přístroje

HST oslavil 25 let na oběžné dráze kolem Země. V r. 1990 ho do kosmu vynesl raketoplán Discovery a ukázalo se, že jde o nejdražší katastrofu v dosavadních dějinách astronomie – za 2 miliardy dolarů lidstvo poslalo na oběžnou dráhu přístroj, který poskytoval neostré obrázky. V prosinci 1993 problém se sférickou aberací vyřešila korekční zrcadla COSTAR, čímž se rázem katastrofa změnila v obrovský úspěch. HST od té doby změnil znalosti o Sluneční soustavě, tvorbě hvězd, Místní skupině galaxií, struktuře galaktických kup, vzniku prvních galaxií ve vesmíru, rozpínání a stáří vesmíru a v neposlední řadě vyrobil tisíce úchvatných obrázků vesmíru, které se pro mnoho lidí staly zdrojem potěšení a díky otevřenému přístupu také zásadním výukovým materiálem ve školách. Za čtvrt století HST stihl 130 000 obletů Země, pořídil přes milion expozic, na základě jeho dat vyšlo téměř 13 000 článků, které získaly přes půl milionu citací. Po instalaci poslední generace přístrojů v r. 2009 (kterou nebylo snadné prosadit, neboť po havárii raketoplánu Columbia NASA zakázala další servisní mise) je HST ve výborné kondici a očekává se, že bude pracovat nejméně do r. 2020. Astronomická obec doufá, že vydrží pracovat alespoň několik let souběžně s JWST, který postrádá schopnost zobrazení v optickém a UV oboru. Sílí hlasy, že HST by bylo možné robotickou misí vylepšit ještě jednou a tím prodloužit životnost o další desetiletí, ale zatím jde pouze o představy. Také se uvažuje o nástupci, High Definition Space Telescope (HDST), který by měl 12m segmentové primární zrcadlo a pokrýval by IR, optickou i UV oblast spektra; takový dalekohled by snad mohl odstartovat ve 30. letech.

Spitzerův kosmický dalekohled (SST) je po vyčerpání chladicí směsi v polovině r. 2009 odkázán jen na pasivní chlazení, nicméně měření na vlnových délkách 3,6 a 4,5 µm v tzv. teplém režimu nadále pokračují, v posledních dvou letech dokonce požadavky na pozorovací čas neustále stoupají. SST ve spolupráci s HST pozoruje „hraniční pole“ (Frontier Fields ) – gravitačními čočkami vzdálených hustých kup galaxií zobrazené ještě mnohem vzdálenější galaxie z  raného vesmíru, a určuje jejich parametry jako vzdálenost, hmotnost a stáří. Oba dalekohledy ve spolupráci vlastně připravují pozorovací program pro JWST, který se od počátku bude moci zaměřit na tyto předvybrané cíle.

Projekt JWST se sice posunuje kupředu, ale rozhodně neběží podle plánu. Předpokládaný start v r. 2018 je v ohrožení, což předraženému projektu (doposud stál 8,8 miliardy dolarů) kladné body nepřidává. Celý projekt NASA, Kanadské vesmírné agentury CSA a evropské ESA byl r. 2011 zreorganizován a začalo sestavování jednotlivých částí dalekohledu. V této fázi už však projekt nemá téměř žádné časové rezervy, takže pokud se objeví nějaké problémy, téměř jistě to bude znamenat posun startu.

8.3. Radioteleskopy

Po 17 letech se podařilo vyřešit záhadu tzv. perytonů, detekovaných na radioteleskopu v Parkesu. Perytony jsou milisekundové záblesky pozemského původu, jejichž frekvenční drift zdařile imituje průchod horkého výtrysku chladným plazmatem ve vzdáleném vesmíru. Právě tato podobnost astronomy dlouho mátla, neboť rychlé rádiové záblesky (FRB ) se již celkem spolehlivě podařilo lokalizovat v kosmologických vzdálenostech. Zdroj perytonů byl nakonec objeven: mikrovlnná trouba. Otevře-li totiž nedočkavec chtivý teplého jídla mikrovlnku dřív, než se sama vypne, milisekundový záblesk záření magnetronu unikne ze stíněné klece – a pokud je anténa radioteleskopu nakloněná pod vhodným úhlem, peryton je na světě. To také znamená, že ostatní FRB, které Parkes zaznamenal a které byly dosud sporné, pocházejí skutečně ze vzdáleného vesmíru. Dosud nejvíce zkoumaný FRB 140514 byl díky spolupráci 12 dalších teleskopů ve velkém rozsahu vlnových délek konečně přesněji lokalizován – E. Petroff aj. zveřejnili přehledovou studii, která ukazuje, že se nejedná ani o blízkou supernovu, ani dlouhotrvající gama záblesk, ale o jev odpovídající červenému posuvu z ~ 0,5 (asi 5,5 Gly). Výrazná polarizace signálu ukazuje, že záblesk vznikl ve velmi silném magnetickém poli. Co je zdrojem záblesků, zatím nevíme – jedním ze slibných návrhů jsou dopady meziplanetární látky, tedy komet a/nebo planetek, na neutronovou hvězdu.

Square Kilometer Array (SKA) je ambiciózní projekt největší radioobservatoře světa, jejímž cílem má být mj. detekce gravitačních vln v nepatrném časovém kolísání period pulsarů anebo detekce reliktního záření vodíkových oblaků, z nichž se zformovaly první hvězdy. Projekt se po dlouhé stagnaci opět posunul vpřed; ústředí projektu bude v Jodrell Banku na půdě Manchesterské univerzity. Observatoř bude mít dvě lokality – pro střední frekvence 350 MHz÷14 GHz 200 antén v Jihoafrické republice, pro nízké frekvence 50÷350 MHz 130 000 antén (sic!) v Austrálii. Pozorovací program by měl začít vznikat v r. 2018 stejně jako první stavby; do té doby je nutné vyřešit mnohé technické problémy – např. datový tok ze všech antén v obou lokalitách je srovnatelný se současným průměrným tokem celého internetu, což pochopitelně znamená, že bude nutné vyřešit, jak takový obrovský objem dat přenášet, zpracovávat a ukládat. Náklady projektu jsou samozřejmě vysoké, prozatím se počítá s fází I, která by měla mezi lety 2018 ÷ 2030 stát 680 milionů eur.

8.4. Astronomické přehlídky a databáze

Jak uvedla M. Agnerová, pradávná fotografická přehlídka oblohy provozovaná na severní i jižní polokouli Harvardovou observatoří od r. 1885 do r. 1992 (s přestávkou v letech 1953-1973 zaviněnou skrblickým ředitelem Observatoře D. Menzelem) má nesmírný význam pro studium vývoje nov a supernov, ale dokonce i černých děr a veleděr. Podle B. Schaefera jde o půl miliónu skleněných fotografických desek s hmotností 170 tun. Většina desek má rozměry 200 x 300 mm, ale část z nich má formát 360 x 432 mm. J. Grindlay tak nedávno zjistil, že v r. 1918 se kvasar OJ 287 zjasnil o 6 mag, a prototyp kvasarů 3C-273 mění poměrně pravidelně svůj zářivý výkon v periodě 16 let už po dobu delší než století. V současné době dobrovolníci postupně skenují všechny snímky s cílem jejich digitalizace a zachování tohoto unikátního archivu pro budoucí pokolení astronomů.

Naproti tomu D. Michalik aj. využili prvních dat z astrometrické družice II. generace Gaia (ESA) k porovnání s předešlou družicí HIPPARCOS (ESA), která pracovala na blízké dráze. Časový odstup dvou desetiletí mezi družicemi umožnil podstatně zpřesnit údaje o vlastních pohybech 2,5 milionu hvězd z katalogu Tycho. Pokud se podaří dokončit plánovanou pětiletou misi, tak se dočkáme ještě výrazně přesnějších a obsáhlejších dat o jasnostech, vzdálenostech, vlastních pohybech a spektrech více než miliardy hvězd až do vzdálenosti 8 kpc od Slunce. Podle P. Jofréové aj. dosáhla přesnost trigonometrických vzdáleností hvězd z družice HIPPARCOS 3 %.

Astronomové ale i fyzici všech profesí touží po co nejpřesnějších časových stupnicích zachovávajících stabilitu po celé věky. Současné nejpřesnější cesiové normály dosahují relativní přesnosti 10^-17, ale ta asi ještě s novými normály poroste. Na druhé straně pro občanský provoz se používá univerzální čas (UT), který se vztahuje k rychlosti zemské rotace. Ta, jak známo, nepravidelně kolísá, a dlouhodobě se zpomaluje. Proto už řadu desetiletí je třeba občas vkládat do běhu UT přestupné sekundy. To však je v konfliktu s požadavkem rovnoměrně plynoucího atomového času (AI). Zatím nikdo neví, jak z toho vybruslit. Řešení se odkládá minimálně do r. 2023.

Jiný svízelný problém spočívá ve snaze astronomů sestavit databázi, která by o libovolném objektu pozorování shromáždila veškerá data získaná pozorováním a jeho interpretací. Tak vznikla už koncem minulého století idea zřídit digitální databázi univerzálního formátu, jež by byla plynule rozšiřována a aktualizována. V r. 2002 vznikla dokonce Aliance virtuálních observatoří (IVOA), jenže ta se skládá z 21 dílčích virtuálních observatoří, takže k ideálu pro pohodlí astronomů je ještě velmi daleko.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Jacob BEKENSTEIN (*1947; termodynamika černých děr); Alexander BOJARČUK (*1931; stelární astronomie); William BONNOR (*1920; kosmologie); Alexander DALGARNO (*1928; molekulová astrofyzika); Jean DENISSE (*1915; radioastronomie a kosmonautika); Val FITCH (*1923; asymetrie hmoty a antihmoty, Nobel 1980); Helena HOLOVSKÁ (*1946; ČAS); Robert KRAFT (*1928; těsné dvojhvězdy); Bruce McINTOSH (*1929; meteory); Yoichiro NAMBU (*1921; narušení symetrie, Nobel 2008); Andrzej PACHOLCZYK (*1936; astrofyzika); David RAUP (*1933; periody vymírání organismů); Gregorz SITARSKI (*1932; nebeská mechanika, komety); Charles TOWNES (*1915; maser, mezihvězdné molekuly, Nobel 1964); Ingrid VAN HOUTEN-GROENEVELD (*1922; objevitelka >4,6 tis. planetek); Jean-Paul ZAHN (*1935; stelární hydrodynamika).

H. Abt srovnal na souboru 674 amerických astronomů, kteří zemřeli v letech 1991-2015 jejich úmrtní věk s nejčastějším úmrtním věkem v americké populaci, který v té době činil 77 let. Astronomové nejčastěji umírali ve věku 85 let a 11% z nich se dožili minimálně 90 let.

Někdy však astronomové umřeli i násilnou smrtí. To se týká legendární dvojice čínských astronomů Hi a Ho, kteří byli popraveni, když se opili, a proto nepředpověděli úplné zatmění Slunce 22. října 2137 př. n. l. Ještě smutnější osud čekal Timurova vnuka – slavného uzbeckého astronoma a matematika Ulugh Bega (1394 -1449), jenž se stal v r. 1411 i vládcem tamějšího chanátu. Mezi lety 1417-1420 vybudoval v hlavním městě Samarkandu něco na způsob univerzity a v letech 1424 -1428 tam nechal postavit obří zední kvadrant, kterým se výrazně zapsal do dějin astronomie. V r. 1437 určil délku siderického roku s chybou +58 sekund a o několik let později délku tropického roku s chybou +25 sekund. Přesnost jeho měření poloh hvězd byla překonána až Tychonem Brahem ke konci 16. století. Jako vládce byl konfrontován s odbojným synovcem, nad nímž sice zvítězil v r. 1448, ale o rok později ho nechal popravit jeho vlastní nejstarší syn, jenž se stal guvernérem Samarkandu.

9.2. Ceny a vyznamenání

Svět
William BORUCKI (Shawova c.: družice Kepler); Takaaki KAJITA (Nobel: oscilace neutrin); Michel MAYOR (Zlatá m. RAS: exoplanety); Arthur McDONALD (Nobel: oscilace neutrin); Rašid SJUNJAJEV (Eddingtonova m. RAS: efekt SZ); 1337 fyziků (Breakthrough c.: 5 mezinárodních experimentů prokázavších oscilace neutrin)

Domácí
Jan PALOUŠ (Nušlova c.; dynamika galaxií); Petr PRAVEC (Kopalova přednáška; planetky); Jana OLIVOVÁ (Littera astronomica; publicistika); Reinhold AUER (c. J. Šilhána; proměnné hvězdy); Pavel PECH (Zemanova c.; astrofotografie)

9.3. Astronomické katalogy, observatoře a společnosti

Z iniciativy populární americké senátorky B. Mikulski vznikl veřejně dostupný katalog MAST (Mikulski Archive for Space Telescopes ) uložený v archivu STScI v Baltimoru. Od února 2015 tam jsou na adrese: http://archive.stsci.edu/ přístupné snímky HST z kamer WFPC2, ACS a WFP3. Navíc mohou kvalifikovaní zájemci využívat i řadu dalších archivů v pásmech od extrémní ultrafialového až po rádiové jak v oboru přímého zobrazování, tak i pro spektroskopii. Velmi se tak přiblížila idea univerzální virtuální observatoře, kdy na jednom portálu lze získat o pozorovaných objektech veškeré pozorovací informace.

T. Shibuya aj. využili jedinečných vlastností kamer HST k sestavení katalogu CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Survey ) jakož i údajů Hubbleova ultrahlubokého pole (HUDF ) k morfologické klasifikaci zhruba 190 tis. galaxií ve vzdálenostech od Místní soustavy až po 4,0 Gpc (stáří vesmíru 0,5 mld. let po Velkém třesku). Prokázali tak, že nejstarší galaxie měly menší lineární rozměry než galaxie pozorované v současnosti a poukázali na významnou roli, kterou ve vývoji vesmíru hrají galaxie s překotnou tvorbou hvězd (až tisíc M_☉/rok).

S. Alam se svým velkým týmem vydali 11. a 12. vydání univerzální přehlídky hvězd a galaxií SDSS-III (Sloan Digital Sky Survey ) obsahující optická a blízké infračervená měření jasnosti a spekter pořízená od r. 2008 – do července 2014. V rámci projektů BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ), APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment ), MARVELS (Multi-object Apache point observatory Radial Velocity Exoplanet Large area Survey ) a SEGUE-2 (Sloan Exploration of Galactic Understanding 2 ) se podařilo od úplného začátku projektu SDSS v r. 1998 do léta 2014 zobrazit v pěti spektrální oborech přes 1/3 oblohy a zaznamenat přes 5 milionů spekter. To umožňuje řešit na vyšší úrovni základní kosmologické otázky a odhalit podrobnosti o vývoji vesmíru od vzniku prvních galaxií až po současnost.

N. Secrets aj. nalezli díky výslednému katalogu AllWISE družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer ) ve středním pásmu infračerveného spektra 1,4 milionů galaxií s aktivními jádry (AGN ); z toho 1,1 mil. zdrojů nebylo dosud známo! Na každý čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru 38 zdrojů AGN. Zdánlivá jasnost ve spektrálním pásmu g stoupá s klesající jasností až do g ~ 20 mag; pak začne klesat. Mezní hvězdná velikost pro zdroje AGN činí 26 mag. Ve většině (84 %) případů korelují zdroje AGN s kvasary pro jasnosti v oboru R <19 mag. Záměna s hvězdami je málo pravděpodobná a autoři odhadují, že v celém souboru není více než 60 chybných klasifikací.

J. Souchay aj. zveřejnili již III. vydání Velkého astrometrického katalogu kvasarů (LQAC-3 ), jenž je výsledkem srovnávání údajů o téměř 322 tis. kvasarů z devíti dílčích katalogů. N. Zacharias aj. publikovali první roboticky zpracovaný astrometrický katalog URAT1, jenž obsahuje přesné (<0,003″) polohy více než 228 milionů bodových objektů pro deklinace >-15° a jasnosti R v rozmezí 3 ÷ 18,5 mag. Používali k tomu širokoúhlé kamery Námořní observatoře USA ve Flagstaffu se zorným polem o průměru 9° a astrografu o průměru objektivu 203 mm. Měření probíhala od dubna 2012 do června 2015. Astrograf byl pak demontován a převezen na jižní polokouli, kde má dokončit homogenní měření pro celou oblohu.

Také katalog zdrojů záření gama pozorovaných družicí Fermi (3FGL ; NASA) se díky F. Acerovi a jeho týmu dočkal III. vydání. Obsahuje něco přes 3 tis. objektů pozorovaných družicí za čtyři roky měření pomocí širokoúhlé aparatury Fermi LAT (Large Area Telescope ), která pokrývá energetické pásmo 0,1 ÷ 300 GeV. Více než 1,1 tis. zdrojů se podařilo ztotožnit s blazary, ale pro další tisíc zdrojů se zatím žádný protějšek v jiných oborech elektromagnetického spektra nenašel. V naší Galaxii jsou nejčastějšími zdroji záření gama pulsary.

I když kvalita a rozsah moderních astronomických katalogů je dechberoucí, velmi cenné údaje obsahují starověké a středověké katalogy, byť obvykle obsahují jen stovky objektů a úhlová přesnost měření je opravdu nevelká. Jejich výhodou je však velký časový předstih; jinými slovy: čím starší měření, tím cennější. J. Jeon aj. uvedli, že zatímco staré evropské a arabské katalogy jsou již vesměs prozkoumány, neplatí to pro katalogy z východní Asie. Prohlédli tak korejský katalog údajně z roku 1396,0, jenž obsahuje polohy 277 hvězd do úhlové vzdálenosti 10° od roviny ekliptiky. Díky astrometrickému katalogu družice HIPPARCOS se jim podařilo najít současné polohy 274 hvězd z korejského katalogu, což je znamenitý výkon. Autoři však zjistili, že ve skutečnosti se korejské pozice hvězd vztahují k epoše (1363,1 ±3,2). Je přitom zřejmé, že katalog vznikl kompilací údajů z ještě starších katalogů včetně Ptolemaiova Almagestu.

Evropská jižní observatoř (ESO) se rozrostla o Polsko, takže má nyní již 15 členských států; hostitelskou zemi je Chile a strategickým partnerem Austrálie. V r. 2015 byla do plného provozu uvedena kamera MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer; spektrální pásmo 365 ÷ 930 nm ) vybavená adaptivní optikou II. generace. Dalším skvělým příspěvkem je aparatura SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument ), která umožňuje přímo zobrazovat exoplanety a měřit polarizaci jejich světla. Pracuje v červené a infračervené oblasti 0,6 ÷ 2,3 µm. Systém spřažení 4 teleskopů VLT umožnil v r. 2015 protáhnout základnu pro optickou interferometrii VLTI na celých 200 m. 8,2m teleskopy VLT nyní dosahují mezní hvězdné velikosti 30 mag (!) během hodinové expozice. Mikrovlnná aparatura ALMA uvedená do chodu v r. 2013 docílila v r. 2015 maximální délky inteferometrické základny 15 km. V r. 2014 publikovali astronomové z celého světa 865 prací založených na pozorováních přístroji ESO na La Silla, Paranalu a Chajnantoru. Nejenom tímto počtem, ale i špičkovou kvalitou výsledků se tak ESO stala nejvýznamnější světovou astronomickou observatoří.

V porovnání s úspěchem ESO je smutné, že řadě severoamerických observatoří hrozí omezení provozu, nebo i zánik. V r. 2008 zanikla observatoř David Dunlopa v kanadském Torontu, založená v r. 1935 a vybavená reflektorem o průměru zrcadla 1,9 m. Tehdy to byl po Mt. Wilsonu druhý největší teleskop na světě. Velká Británie hodlá uzavřít 3,8m infračervený teleskop a 15m radioteleskop JCMT na Mauna Kea na Havajských ostrovech. Na sopce Mauna Kea byl odmontován 0,9m reflektor pro výuku studentů, protože tamější aktivisté tím podmiňují případný souhlas s vybudováním 30m teleskopu TMT (Thirty Meter Telescope). Ve skutečnosti žádají demontáž alespoň dalších dvou teleskopů na této sopce. Podobně je ohrožena další existence 3m reflektoru Lickovy observatoře v Kalifornii. Americká Národní grantová agentura plánuje uzavřít 100m radioteleskop (GBT) na observatoři Green Bank v Západní Virginii, 300m radioteleskop v Arecibu a čtyři teleskopy na observatoři Kitt Peak v Arizoně.

S. Cavazzani aj. srovnávali po dobu 10 let pomocí družic GOES (Geostationary Operational Enviromental Satellite ) a Aqua, noční oblačnost nad observatořemi La Silla a Paranal (ESO) a Mt. Graham v Arizoně (sídlo 2x8,4m binokulárního teleskopu LBT a 1,8m Vatican Advanced Technology Telescope ). S převahou zvítězil Cerro Paranal (12 %) před La Silla (22 %) a Mt. Graham (37 %).

Vrcholnou akcí Mezinárodní astronomické unie (IAU) jsou valná shromáždění, konaná obvykle jednou za tři roky pokaždé v jiném světadíle. V r. 2015 se ve dnech 3. – 15. srpna konal XXIX. kongres IAU v Honolulu. Bylo to, jak poznamenal časopis Nature, největší profesionální astronomické shromáždění od Velkého třesku, neboť se ho zúčastnilo na 3,5 tisíce astronomů. Rychlý pokrok astronomie se projevil rekordním počtem příspěvků v rámci plenárních zasedání, odborných sympozií, 22 speciálních zasedání k aktuálním otázkám, zasedáních 9 vědeckých divizí a několik desítek odborných komisí. Určitou představu dává také výběr témat prestižních zvaných přednášek: Výsledky sondy Rosetta a vznik Sluneční soustavy, Výzkum raného vesmíru, Exoplanety – tisíce světů k prozkoumání, Náš vesmírný domov – nadkupa Laniakea a Spektroskopie H3+ : unikátní sonda rozložení molekulového plynu v Galaxii a dále v prostoru. Na kongresu v Honolulu se také volil nový výkonný výbor IAU. Jeho prezidentkou se stala Silvia Torresová-Peimbertová z Brazílie a generálním sekretářem Piero Benvenuti z Itálie. Příští prezidentkou od kongresu v r. 2018 ve Vídni bude Ewine van Dishoecková z Holandska. Poprvé v historii IAU je ve výkonném výboru více žen (6) než mužů (4).

Proslulý americký astronom Geoffrey Marcy (*1954), jenž patří k průkopníkům pozorování exoplanet, přišel o svou profesuru na prestižní kalifornské univerzitě v Berkeley kvůli mnoha stížnostem na sexuální obtěžování, na které si studentky stěžovaly už na jeho předchozím pracovišti na Univerzitě v San Francisku. Nicméně jeho chování se nezměnilo ani v Berkeley, kde dostal profesuru v r. 1999 a stížnosti začaly už v r. 2001, takže ho rektor opakovaně napomínal. Marcy byl donucen rezignovat v říjnu 2015 a zničil si svou pověst i kariéru.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

R. Bourtembourg zjistil, že Hipparchos zaznamenal ve svém katalogu z r. 128 př. n. l. planetu Uran jako hvězdu 5,4 mag blízko nad Spikou v Panně. Týž autor našel Uran jako hvězdu také v Almagestu (137 n.l.), takže jej viděl i Ptolemaios.

Jak uvedl P. Tyson, v r. 1840 pořídil americký chemik a fyziolog J. Draper první daguerrotypii Měsíce. Další daguerrotypie pořizovali od konce 40. let XIX. stol. J. Whipple a W. & G. Bondové pomocí 0,4m refraktoru Harvardovy observatoře. Fotografovali především Měsíc; od r. 1851 už zcela kvalitně. Pořídili také 100s expozicí snímek Vegy, takže zachytili fotony, které opustily Vegu čtvrt století před jejich dopadem na snímek. Těžko tehdy někdo mohl předvídat, že se ve XX. stol. objeví citlivé barevné fotografické emulse a v 80. letech supercitlivé čipy a jiné detektory nejenom pro viditelné světlo, ale pro detekci téměř libovolně krátkých i dlouhých elektromagnetických vln.

Astronom amatér D. Partyka svým 0,2m Celestronem vybaveným polární montáží s dělenými kruhy pozoruje ve dne mezi 11. a 16. h planety a hvězdy. Zvlášť oceňuje snímky Merkuru a Venuše ve spodní konjunkci se Sluncem, kdy vykazují nádherné srpky. Pozoruje na denním nebi také Mars, Jupiter a Saturn. Během dne už spatřil 62 hvězd, z toho 4 dvojhvězdy, např. Albireo nebo λ Ori, tj. vidí i hvězdy 5,5 mag. Také J. McCormick stejným typem Celestronu našel na denním nebi Arktura ; na něm dalekohled přesně zaostřil. Pozoroval pak dvojhvězdu ξ Boo a rozlišil obě složky úhlově vzdálené 5,7″, přičemž primární složka má jasnost 4,7 mag, ale sekundární 7,0 mag!

Další klíčový časopis Astronomy and Astrophysics (zal. 1969) vydávaný Evropskou jižní observatoří (ČR má v redakci svého zástupce) skončil v r. 2015 vydávání tištěné verze a od ledna 2016 přechází na výhradně elektronickou verzi publikace. Digitální revoluce tak opět výrazně pokročila. Ve Spojených státech dochází k témuž datu ke sloučení redakčních rad hlavních severoamerických profesionálních časopisů, tj. The Astrophysical Journal (zal. 1895) a The Astronomical Journal (zal. 1849; nevycházel v letech 1861-1864), od ledna 2016 s jediným šéfredaktorem E. Vishniacem. Tyto časopisy už rovněž vycházejí jen v elektronické verzi.

U nás oslavil v r. 2015 už 20 let své existence internetový portál České astronomické společnosti, založený v r. 1995 J. Chlachulou, jeden z prvních vědeckých portálů v Česku. Za dvě dekády v něm naši astronomové zveřejnili 6,7 tis. článků; 3,2 tis. zpráv o novinkách v astronomii a kosmonautice, 195 tiskových zpráv a 180 tiskových prohlášení. Na obsahu portálu se dosud podílelo téměř 260 autorů. Od r. 2006 běží populární soutěž astrofotografie měsíce. Portál má průměrnou roční návštěvnost 1,5 mil. hitů. Denní rekord přes 100 tis. hitů dosáhl portál během částečného zatmění Slunce 20. března 2015.

S rozvojem kosmické navigace GPS vznikla otázka, kde vlastně je nultý poledník. Ten byl v r. 1884 definován polohou pasážníku na britské observatoři v Greenwichi. Nyní je však nultý meridián posunut o 102 m směrem na východ od pasážníku. Způsobily to změny techniky měření souřadnic vlivem radiointerferometrie, moderní geodezie a zavedení atomových hodin. Po r. 1984 se pro určování přesných souřadnic přestalo užívat optické astrometrie. Zvítězila kosmická geodézie. V okolí observatoře v Greenwichi jsou rozmanité hustoty hornin, což způsobilo zmíněný posuv nultého poledníku.

Americké ministerstvo energie uvolnilo 200 mil. dolarů pro konstrukci superpočítače Aurora, jenž by měl být dokončen v r. 2018 a dosahovat rychlosti exaflopů. Naproti tomu C. Herley z Microsoftu odhadl, že uživatelé internetu stráví denně kolektivně 1 389 let (!) vkládáním bezpečnostních hesel do svých připojení k internetu. Firma IBM vyvinula ultrarychlý čip pro počítače dvojnásobným snížením rozměrů jeho tranzistorů na 7 nm, takže zvýšila čtyřikrát jeho kapacitu proti nejlepším dosavadním komerčně prodávaným čipům. Kanadská firma D-Wave Systems vyvinula kvantový počítač s rekordním počtem 1 152 qubitů, jenž údajně už dokáže konkurovat nejvýkonnějším digitálním počítačům.

Z mnoha článků v časopisech jako je Nature, Science a Daedalus vyplývá, že po útlumu pokroku ve výzkumu umělé inteligence v 70. a 80 letech minulého století se tento obor doslova probudil od začátku 21 stol. k novému strmému rozvoji. Počítačové programy postupně vyhrály nad mistry světa v šachu a hře GO a vedly k vývoji autonomně řízených aut a kamionů. Umělá inteligence může být velmi užitečná při zpracování gigantických datových souborů, v akademické i finanční sféře, strojovém překladu jazyků, zlepšení diagnóz chorob, a přeměně mobilů na osobní asistenty.

Na druhé straně, jak upozornil jeden z průkopníků umělé inteligence J. Bohannon, se před námi otevírají hrozivá rizika. Cituje vizionářské drama R.U.R. Karla Čapka z r. 1920 a vražedný počítač H.A.L. z filmu 2001: A Space Odyssey (1968) vymyšlený A. Clarkem a S. Kubrickem. Argumentuje analogií s jadernou energií, která skýtá naději na téměř neomezené množství energie pro lidstvo, ale byla už od r. 1942 (projekt Manhattan ) využita pro vývoj jaderných bomb. Podle jeho názoru jsme nyní v podobném, ale možná ještě hrozivějším dilematu, protože se před námi otevírá možnost využívání/zneužívání téměř neomezeného množství inteligence. Hlavní světové velmoci už nepochybně pracují na využití umělé inteligence při vývoji chytrých zbraní a kybernetických útoků.

Týdeník Nature (517, č. 7532) doložil mnoha čísly rozvoj vědy do r. 2015. V r. 2010 tvořili vědci 0,128 % světové populace, ale v r. 2015 stoupl tento podíl na 0,138 %. V absolutních počtech vědců vede Čína (1,4 mil. badatelů) před USA (1,25 mil.). Celosvětově se počet vědců pohybuje kolem 10 milionů. Většina vědců pracuje kolem 60 h týdně a řada z nich ještě déle. Redakce odhadla, že za rok vědci odpracují asi 26 miliard hodin, čili asi 2,97 milionů let. (Kdybychom se vrátili v mysli o stejný časový úsek do minulosti, tak se ocitneme mezi australopitéky v Africe. Naproti tomu celosvětová populace věnuje během roku sledování videí na YouTube zhruba 8 mil. let.) Roční celosvětové výdaje na vědu (výzkum a vývoj) plynule stoupají. V r. 2000 dosáhly 706 G$, ale v r. 2010 už 1,3 T$ a r. 2015 se vyšplhaly na 1,9 T$. R. 2015 bylo uděleno na celém světě 1,2 milionů patentů; dvojnásobek proti r. 2000.

V r. 2015 získalo celosvětově vědeckou hodnost PhD. rekordních 260 tis. badatelů. Počet uveřejněných prací v renomovaných časopisech dosáhl 920 tis. a jen 470 prací (0,5 ‰) bylo po publikaci odvoláno. V květnu r. 2015 byl v časopise Phys. Rev. Lett. sv. 114 překonán světový rekord v počtu spoluatorů jedné práce: 5 154. Tématem práce byla měření hmotnosti Higgsova bosonu v experimentech ATLAS a CMS na urychlovači LHC v laboratoři CERN. Během jednoho roku vědci vypijí v práci asi 1,7 miliardy šálků kávy, tj. asi 290 mil. litrů.

Týž časopis uvedl, že od r. 1990 do r. 2015 klesl počet podvyživených lidí na světě z 1,001 mld. na 795 milionů. Naproti tomu rychle roste výroba elektřiny ve fotovoltaických elektrárnách. Očekává se, že do r. 2020 bude instalován celosvětově výkon 700 GW. Díky umělým družicím, které se věnují dálkovému průzkumu Země v kombinaci s měřeními na místě (ground truth ) se ukázalo, že na zeměkouli rostou ~3 biliony stromů; je jich osmkrát více, než se dosud odhadovalo.

V týdeníku Science (347, č.6229) redakce referovala o výpočtu doby průletu kuličky Zemí pomyslnou dírou procházející středem Země a spuštěné volným pádem z jednoho otvoru díry. Výpočet uveřejnil časopis Amer. J. Phys. : průlet Zemí by trval 38 min 11 s.

Ve stínu oslav 100. výročí vzniku Einsteinovy obecné teorie relativity zůstalo pro astronomii neméně důležité výročí 150 let od zveřejnění Maxwellových rovnic pro elektromagnetismus. Skotský fyzik James Clerk Maxwell (1831-1879) ve své studii vystihl podstatu své teorie takto: „Souhlas mých výsledků s experimentem naznačuje, že světlo a magnetismus jsou vlastnostmi téže podstaty, takže světlo je elektromagnetická porucha, jež se šíří polem podle elektromagnetických zákonů“ (daných Maxwellovými rovnicemi). Slavné čtyři Maxwellovy rovnice, v nichž se mj. poprvé vyskytla mezní rychlost šíření elektromagnetických signálů a autor zavedl pojem elektromagnetického pole (místo éteru), znamenaly převrat v technických aplikacích a ten pokračuje dodnes.

Jak uvedl N. Engheta v týdeníku Science, s elektromagnetickými vlnami se dá manipulovat, přizpůsobovat je a ovládat pomocí různých materiálů, což až dodnes umožňuje vynalézat nová funkční zařízení. Začalo to radiofrekvenčními anténami, čočkami a zrcadly a pokračovalo telegrafy, mikrovlnnými vlnovody, lasery, optickými vlákny a silovými rozvody elektřiny. V nejnovějších aplikacích materiálových věd, nanotechnologiích a fyzice pevné fáze se tak na úrovni atomů podařilo vyvinout součástky, které mají nečekané vlastnosti, neznámé u přírodních materiálů. Světlo lze doslova tvarovat na stupnicích nano-, mikro- a mesoškálách podle libosti.

Závěr

Jubilejní 50. ročník Žně objevů mne nutí k zamyšlení nad naprosto neuvěřitelným tempem rozvojem astronomie během pouhého půl století. Je to jasně patrné z jednoduché statistiky. První Žeň objevů 1966 se vešla na 8,5 normalizovaných stran (1 strana = 1,8 tis. znaků). V r. 1975 to však už bylo 49 str.; 1985 – 50 str., 1995 – 155 str.; 2005 – 170 str. a 2015 - 258 str. Proto jsem loni uvítal návrh Mgr. Martina Gembece, že mi s psaním rozsáhlého textu pomůže. Jeho nápad mne navíc inspiroval, abych oslovil ještě Mgr. Davida Ondřicha, s nímž už řadu let píšu kratší přehledy objevů pro Astropis. Na prvních dvou dílech Žně 2015 jsme pracovali všichni tři, a na dalších třech pokračováních odvedl skvělou práci David, kterému velmi děkuji za kvalitu textu i dodržování harmonogramu. V tomto tandemu budeme pokračovat i nadále.