Žeň objevů 2016

Autoři: Jiří Grygar a David Ondřich

Věnováno památce Georgije Karského (*1932; kosmická geodézie), Ladislava Košinára (*1929; hvězdárna Sobotiště), Teodora Pintéra (*1947; sluneční fyzika) a Antonína Rükla (*1932; astronomická kartografie).

Úvodem

V loňském jubilejním 50. přehledu o rozvoji astronomie se nám zdálo, že není myslitelné, aby se vroce 2016 se odehrály objevy, které ten náš jubilejní rok svým významem ještě překonají. Přesto se to zcela jednoznačně stalo zveřejněním objevu gravitačních vln hned ze dvou různých zdrojů vhlubokém vesmíru po třicetiletém úsilí mnoha špičkových vědců a techniků. Kromě toho se japonským odborníkům podařilo důmyslným manévrem spětiletým zpožděním usadit sondu Akatsuki na oběžnou dráhu kolem Venuše a získat první pozoruhodné výsledky o stavu její atmosféry. Kamery na družici LRO získávají další podrobné informace o proměnách měsíčního regolitu, místech přistání vprojektu Apollo, identifikaci poloh retroreflektorů na dvou Lunochodech a o nových impaktních kráterech na Měsíci. Na Marsu stále fungovalo vozítko Opportunity a modul Curiosity začal svýstupem na horu Aeolis Mons. Kamera na oběžné sondě MRO docílila rozlišení 250 mm na povrchu planety.

Kolem Jupiteru započala obíhat odolná sonda Juno, která mapuje i polární oblasti Jupiteru a studuje jeho radiační pásy a silné magnetické pole. Přestože mise Cassini se blížila ke svému závěru, její nejnovější výsledky zejména při studiu podpovrchových vodních oceánů na několika přirozených družicích planety jsou velmi přesvědčivé. Vříjnu 2016 skončil přenos všech dat zprůletu sondy New Horizons kolem Pluta a Charonu. Sonda však míří kdalšímu cíli, jenž dosáhne počátkem r. 2019. Evropská sonda Rosetta ukončila přistáním na kometě 67P dvouletou misi, během níž sledovala zblízka aktivitu komety před průletem přísluním i po něm. Další sonda Dawn prozkoumala zoběžné dráhy vlastnosti první objevené planetky a nyní dokonce trpasličí planety Ceres.

U červeného trpaslíka Proximy Centauri se podařilo po sedmnáctiletém měření objevit exoplanetu o hmotnosti jen o třetinu vyšší než má Země. Pomocí 3,6 m teleskopu CFHT se podařilo zobrazit dosud největší galaxii vpozorovatelném vesmíru sprůměrem 260 kpc a hmotností bilionu Sluncí. Našla se i nejhmotnější černá veledíra vgalaxii vzdálené od nás jen 64 Mpc shmotností 17 miliard Sluncí. Další průlom vastrometrii vyvolává evropská družice Gaia, která sleduje polohy, vlastní pohyby a vzdálenosti více než miliardy hvězd do vzdáleností až 8 kpc. Neúnavný HST ve spolupráci steleskopem SST umožnil objev galaxie staré jen 400 mil. let po Velkém třesku. A stále se prohlubuje záhada velmi krátkých rádiových záblesků přicházejících zneznámých zdrojů hlubokého vesmíru. Zdá se, že vesmír před námi skrývá nepřeberné množství nových velkolepých překvapení.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety Sluneční soustavy

1.1.1. Merkur

9. května 2016 se uskutečnil druhý přechod Merkuru přes sluneční disk v tomto století. Přestože se Merkur mezi Slunce a Zemi dostává častěji než Venuše, tento jev nikdy nezískal takovou popularitu jako přechod Venuše. Bezpochyby za to může jednak horší pozorovatelnost jevu, jednak jeho nepříliš zajímavý průběh. Existuje však jedna drobná záhada, která přechod Merkuru provází. R. 1736 poprvé zveřejnil F. de Plantade pozorování podivné světelné aury okolo Merkuru. Pozorování potvrdili další pozorovatelé v letech 1786, 1789 a 1799. V listopadu 1868 pozoroval přechod Merkuru anglický obchodník W. Huggins a kromě aury spatřil také světlý bod téměř přesně uprostřed temného kotouče planety. V průběhu 19. století se někteří astronomové pokoušeli dokázat, že jde o projevy Merkurovy husté atmosféry, zatímco jiní namítali, že jde o vizuální artefakty založené na stejném principu jako mnohé optické iluze. Lidské oko ve spojení s mozkem neumí dobře zpracovat ostrou hranu s velkým kontrastem jasu a okolí rozhraní interpretuje podle okolností jako jasnější nebo naopak temnější než ve skutečnosti. V případě aury kolem Merkuru jde nepochybně o optickou iluzi, stejně jako v případě tmavé nebo světlé „kapky“, kterou pozorovatelé mohou vidět těsně před nebo po 1. a 4. kontaktu přechodu. Případ světlého bodu je poněkud složitější – na některé lidi funguje sofistikovaná optická iluze, založená na porovnávání geometrických obrazců v různých stupních šedi, při které se mozek nedokáže smířit s tím, že ve středu nejvnitřnějšího obrazce nic není a setrvale v něm vytváří světlý nebo tmavý bod. R. Baden Powell, pozdější zakladatel skautingu, již r. 1850 navrhl, že původcem světlého bodu může být difrakce, což se o 80 let později povedlo fotograficky zdokumentovat francouzskému astronomu A. Couderovi. Toto vysvětlení ovšem potřebuje konkrétní optickou soustavu, na které se difrakce uplatní, a Merkur je podstatně dál od optiky pozemských astronomů než Couderovo laboratorní černé stínítko. I v dnešní době však má smysl přechody Merkuru pozorovat. Dnes víme, že Merkur skutečně atmosféru má, a ačkoli není hustá, spektroskopie při přechodu odhaluje cenné údaje o jejím chemickém složení. Další příležitost nastane 11. listopadu 2019, ve střední Evropě však Slunce zapadne ještě před 3. kontaktem.

P. Peplowski aj. zveřejnili analýzu odrazivosti povrchu Merkuru, založenou na posledních pozorováních neutronové spektroskopu na palubě družice MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging), která je ještě stihla pořídit v posledních dnech před ukončením mise 30. dubna 2015. Na dně velkých kráterů a v horninách z nich vyvržených se nachází materiál s velmi nízkou odrazivostí, který dosud nebyl podrobně prozkoumán. Výskyt v okolí pouze velkých kráterů naznačuje, že materiál pochází ze středních vrstev kůry Merkuru. Neutronová spektroskopie odhalila, že jde o 1–3 % uhlíku v nečekané formě grafitu, tedy klasické tuhy na psaní. Autoři odhadují, že grafit je primárním zdrojem ztmavení Merkurova povrchu a na povrch se nejprve dostal v důsledku tuhnutí prvotního oceánu magmatu, později byl překryt impaktním materiálem a vulkanickými výlevy v době těžkého bombardování a nakonec se promíchaný s těmito pozdějšími horninami znovu dostal až do vrchní vrstvy regolitu při posledních velkých impaktech.

Jak se předpokládaná planeta velikosti Merkuru, která velmi pravděpodobně vznikla v rovině ekliptiky na dráze blízké kruhové, mohla dostat na současnou dráhu s vázanou rotací a značnou excentricitou a poměrně velkým sklonem? F. Roig, D. Nesvorný a S. DeSouza se pokusili najít odpověď v rámci hypotézy skákajícího Jupiteru, podle které se ve Sluneční soustavě zformovala tři velká tělesa – Jupiter, Saturn a tři ledoví obři. Po blízkém setkání s Jupiterem byl jeden z ledových obrů ze soustavy vymeten a Jupiter naopak „skočil“ dovnitř dráhy Saturnu, který byl naopak vyhozen do větší vzdálenosti a oběžné doby obou planet se srovnaly na současný poměr ~1:2,5. Právě období nestability, kdy si velké planety vyměňovaly pozice, použili autoři k modelování chování dráhy Merkuru na základě mnoha proměnných parametrů a ukázalo se, že v několika případech je velmi dobře možné reprodukovat současnou excentricitu a sklon dráhy Merkuru zároveň s přibližnými drahami ostatních terestrických planet a také populací malých těles za drahou Neptunu. Autoři zdůrazňují, že v simulacích je nutné zahrnout relativistické efekty, bez nich je naopak efekt skákajícího Jupiteru příliš silný a simulace neposkytují realistické výsledky.

1.1.2. Venuše

Japonská kosmická agentura JAXA zveřejnila výsledky prvních experimentů zachráněné družice Akatsuki, které v r. 2010 selhal hlavní motor při brzdném manévru a sonda se nestala družicí Venuše, ale Slunce. O pět let později při dalším přiblížení k Venuši se inženýrům podařilo sondu pomocí manévrovacích motorů dostrkat na eliptickou dráhu Venuše, ovšem podstatně vzdálenější než byla původně plánovaná. Pětiletý pobyt v meziplanetárním prostoru také družici poněkud poznamenal, takže vědecká měření se musejí tu a tam vyrovnávat s různými přístrojovými problémy. Celkově jde však o úspěch a už první výsledky ukázaly dvě nečekaná překvapení. Prvním je složitá prostorová struktura atmosférických mračen kyseliny sírové, kterou družice odhalila už z velké vzdálenosti. Až budou k dispozici data z průletů pericentrem dráhy, očekává se průlom v poznání procesů ve Venušině atmosféře – ta je pro nás zatím do velké míry záhadná, protože její vrstvy a jevy se v ní odehrávající nemáme jak zachytit; na rozdíl od např. povrchu, který umíme zobrazovat pomocí radarových odrazů. Druhé překvapení je útvar podobný prohnutému luku, který družice objevila v dlouhých infračervených (IČ) vlnových délkách a který nerotuje s horními vrstvami atmosféry, ale naopak vypadá, že se otáčí s pevným povrchem. Z prvních dat není jasné, jakým způsobem útvar vzniká, ani jestli se v čase vyvíjí nebo je dlouhodobě stabilní. Autoři nechtějí příliš spekulovat, protože potvrzené zatím není ani to, zda útvar skutečně rotuje v souladu s povrchem.

P. J. Mouginis-Mark publikoval analýzu radarových dat ze sondy Magellan, konkrétně z přístroje FMIDR (Full-resolution Mosaicked Image Data Record) z okolí Venušiny sopky Maat Mons. Tato štítová sopka je na Venuši nejvyšší, zdvihá se přibližně 9 km nad okolní terén. Na jejím vrcholu je kaldera o rozměrech přibližně 26×30 km a úbočí sopky jsou pokryta necelou desítkou kráterů o průměru asi 10 km a dvěma stovkami menších kráterů o průměru 1 km a větším. Svahy pokrývají lávové proudy a několik riftů a celkový charakter sopky ukazuje na relativně nízké geologické stáří, ale autor nenalezl žádný důkaz právě probíhajícího vulkanismu.

Na Venuši se uplatňuje superrotace, tedy jev, kdy atmosféra rotuje vyšší rychlostí než pevný povrch. Tento fakt známe již poměrně dlouho, ale stále dobře nevíme, čím je způsoben. J. Mendonça a P. Read vytvořili podrobný numerický model, v němž se pokusili superrotaci Venušiny atmosféry simulovat. Zveřejnili první výsledky a ty vypadají nadějně: díky podrobnému modelování zářivého přenosu energie, konvekce a několika rozhraní atmosférických vrstev a také zahrnutím různých tepelných kapacit různých vrstev atmosféry se podařilo získat rámcovou shodu s pozorovanou superrotací v oblačné vrstvě atmosféry. Model vytváří některé jevy, které se zatím na Venuši nepodařilo pozorovat, např. silnou zonální cirkulaci, teplotní vlny a specifickou polodenní přílivovou vlnu. Dále autoři přiznávají potíže modelu při simulaci nízkých vrstev atmosféry, kde se model nedokáže zatím dobře vypořádat např. s proměnnou velikostí povrchem absorbované a znovu vyzářené sluneční energie.

1.1.3. Země

P. Horálek aj. publikovali výzkum, který následoval poté, kdy první z autorů při fotografování observatoře ESO na La Silla 20. 1. 2015 neplánovaně zachytil atmosférický bouřkový jev, nazývaný červení skřítci (angl. red sprites). Jde o nepříliš prozkoumaný světelný fenomén, částečně proto, že jeho trvání je velmi krátké, záblesky zpravidla trvají méně než 1 s, částečně proto, že k jeho dobrému zachycení je potřeba upravený digitální fotoaparát, který má odstraněný IČ filtr. V tomto případě se stalo vůbec poprvé, že tento jev byl pozorován na některé velké astronomické observatoři. Následný výzkum ukázal, že skřítci pocházeli ze skupiny bouří nad východními svahy And v severní Argentině, která byla v dané chvíli vzdálena od La Silla asi 560 km. O týden později se P. Horálkovi opět náhodou podařilo skřítky zachytit na Cerro Paranal. Jev teoreticky předpověděl již r. 1920 Ch. Wilson, vynálezce mlžné komory, za kterou dostal r. 1927 Nobelovu cenu. První experimentální důkaz přišel až r. 1989 a rozsáhlejší výzkum přinesly teprve dlouhodobé pobyty kosmonautů na Mezinárodní kosmické stanici. Skřítci jsou jen jednou skupinou výbojů, které se souhrnně označují jako přechodné světelné úkazy (TLE, transient luminous events). Jde o elektrické výboje ve výškách nad 90 km nad zemí a typickou červenou nebo načervenalou barvu mají díky excitovaným molekulám N2, vzácněji se však vyskytují i výboje jiných barev. Na rozdíl od obyčejných blesků, u nichž jde o přenos záporného náboje z mraku do země, u TLE se jedná o přenos kladného náboje do troposféry Země.

NASA, NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) a britská Met Office (obdoba českého/slovenského hydrometeorologického úřadu) v lednu 2016 zveřejnily zprávu o dosavadním teplotním rekordu za předchozí rok. 2015 se stal podruhé za sebou nejteplejším rokem známé historie, oproti předindustriální éře stoupla průměrná teplota na Zemi již více než o 1 °C. Na vině je mimořádně silný klimatický jev El Niño a souběh s pozitivním efektem pacifické oceánské oscilace, která se nachází v té fázi, kdy se teplé pacifické proudy u západního pobřeží Jižní Ameriky nezanořují do větších hloubek, ale naopak zůstávají blízko pod hladinou. Podle autorů lze očekávat, že i následující roky budou mimořádně teplé. O měsíc později rekord potvrdil průměr za leden, který se stal nejteplejším lednem od r. 1880, a zároveň byl devátým nejteplejším měsícem za sebou od r. 1979.

Růst globální teploty Země koreluje s růstem zastoupení CO2 v atmosféře. Zatímco před průmyslovou revolucí se průměrná hladina CO2 pohybovala kolem 280 ppm (miliontin, parts per million), v r. 2015 byla průměrná roční hodnota téměř 400 ppm a v r. 2016 narostla o 3,05 ppm a tuto pomyslnou hranici překročila. V druhé polovině roku se navíc ukázalo, že hranici 400 ppm překročila nejen průměrná hodnota, ale dokonce i roční minimum – hladina CO2 v průběhu ročních dob sice přirozeně kolísá, ale i sezónní hodnota CO2 dosáhla rekordní hodnoty za celou známou historii.

Naposled o pozemském počasí: Světová meteorologická organizace (WMO) zveřejnila na základě analýz dat za posledních 10 let dva rekordy, týkající se blesků. Nejvzdálenější známý blesk udeřil v Oklahomě v létě 2007 ze vzdálenosti 321 km. Blesk s nejdelším trváním – 7,74 s pak zasáhl v r. 2012 na jihu Francie. V těchto případech nejsou k porovnání dřívější data, ale obecně se meteorologové shodují, že extrémních jevů přibývá.

K. Zahnle a R. Buick zveřejnili svůj výzkum více než 60 mikrometeoritů, které byly vyloveny ze dna vápencového jezera v Západní Austrálii v oblasti Pilbara. Meteority jsou 2,7 miliardy staré, většina z nich má průměr kolem desetiny µm a všechny až na dva jsou tvořeny magnetitem (Fe3O4), zbylé dva obsahují směs původní slitiny železa a niklu a drobné příměsi jako wüstit (FeO + původní kovy). Kromě samotného pozoruhodného faktu, že mikrometeority dokázaly na dně jezera přežít v dobrém stavu, je nejzajímavější právě přítomnost oxidů železa. Aby mohl povrch kovového meteoru při průletu atmosférou zoxidovat v potřebné míře, je v atmosféře nutné dostatečné zastoupení kyslíku. Jenže velké okysličení pozemské atmosféry nastalo teprve před 2,4 miliardami let a mezi paleontology panuje obecné přesvědčení, že před ním bylo množství kyslíku v atmosféře na úrovni pouhých tisícin procenta. Autoři přicházejí s odvážnou hypotézou, že dávná atmosféra před velkým okysličením byla ve skutečnosti rozdělena na spodní a svrchní, přičemž spodní měla stejné složení, jaké se předpokládalo doposud, zatímco svrchní – ve výškách mezi 75 a 90 km nad zemí – byla na kyslík bohatá zhruba stejně jako ta současná. Zdrojem kyslíku by mohl být buď primordiální CO2 nebo snad SO2, pocházející z vulkanických erupcí, nebo vodní pára (to už je poměrně divoká spekulace, jak sami autoři přiznávají).

Zemské magnetické pole udržuje mocné dynamo ve spodním zemském plášti a vnějším jádře, tvořené zejména proudy lehčích prvků vypuzovaných z jádra, tepelnou konvekcí vyvolanou pomalým přenosem tepla a pravděpodobně též dalším teplem, vytvořeným rozpady radioaktivních prvků. Paleomagnetické záznamy ukazují, že magnetické dynamo funguje nejméně 3,4 miliardy let. Problém je v tom, že podle nedávných propočtů nemohlo být před tak dlouhou dobou zemské jádro diferencované, jinými slovy, že první jmenovaný proces, který je zároveň z hlediska výkonu dynama nejdůležitější, nemohl k tvorbě magnetického pole přispívat. Vnitřní (nejen) železné jádro je nanejvýš miliardu let staré. J. O'Rourke a D. Stevenson přišli s hypotézou, která může vysvětlit dřívější záznamy o síle zemského magnetického pole. Autoři navrhují, že přísun hořčíku ve formě oxidů či silikátů díky dopadům meziplanetární látky při těžkém bombardování a jeho následné klesání v tavenině zemského pláště v podobě slitiny s železem může vytvořit potřebný příspěvek k výkonu zemského dynama. Podle autorů je podstatné, že hořčíku v zemském plášti musí být nanejvýš 1÷2 hmotnostní %; jinak by do spodního pláště stahoval také nadměrné množství kyslíku a křemíku a dynamo by nefungovalo.

Stáří vnitřního a vnějšího jádra je navíc problém sám o sobě. Od r. 2012, kdy byly publikovány první výpočty tepelné vodivosti tekutého vnějšího jádra, to skutečně vypadá, že teplo odváděné z vnitřního jádra vnějším jádrem do spodního pláště je tak velké, že diferencované jádro nemůže být starší než onu asi miliardu let. Výpočty ovšem předpokládají konkrétní průběhy materiálových vlastností na teplotě a tlaku, v tomto případě jsou podstatnými parametry tepelná vodivost a elektrický odpor, neboť nosiči obou druhů energie jsou volné elektrony. Potíž je, že hodnoty těchto parametrů při teplotách a tlacích odpovídajících vnějšímu jádru dobře neznáme, navíc jsou na sobě do určité míry nepřímo závislé. K. Ohta aj. publikovali svá měření elektrického odporu železa při teplotách nad 4 500 K a tlacích v řádu milionů atmosfér, podle nichž je elektrický odpor za těchto podmínek velmi nízký, což ukazuje, že vnitřní jádro je ještě mladší, nanejvýš 700 mil. let. Zároveň však Z. Konôpková aj. publikovali svá měření tepelné vodivosti za podobných podmínek, dokonce použili takřka shodné uspořádání experimentu (obě skupiny laserovými pulsy zahřívaly železo v diamantovém lisu). Podle nich je ovšem relativně nízká tepelná vodivost, což naopak znamená, že vnitřní jádro je staré nejméně 3 miliardy let. Experimentální rozpor je obvyklá věc a rozhodnout budou muset další měření.

T. Sato, S. Okuzumi a S. Ida zveřejnili výsledky svých simulací vývoje protoplanetárního disku, kterými se pokusili vysvětlit, proč voda na Zemi tvoří pouze 0,023 % hmotnosti. Standardní modely vývoje disku předpokládají, že se sněžná čára (vnější hranice ekosféry) v průběhu vývoje disku dostala do vzdálenosti menší než 1 au, což způsobilo srážky zmrzlých tělísek protoplanetárního disku se zárodečnou Zemí, a tím se na povrch planety dostala voda. Autoři ukazují, že přísun zmrzlé vody do okolí Prazemě funguje jen v případě, že akreční disk není ani příliš kompaktní, ani příliš protáhlý (vnější poloměr musí být ≥ 100 au a zároveň ≤ 300 au), nesmí být příliš turbulentní a především se sněžná čára musela dostat blíž než 1 au velice brzy: 0,5÷2 Mr po zformování akrečního disku.

Po celý pleistocén až do začátku holocénu, tedy v rozmezí asi 2,59 milionu po 12 000 let před současností, se víceméně pravidelně střídaly doby ledové a meziledové. V průběhu holocénu lidstvo vymyslelo zemědělství, dělbu práce a průmyslovou revoluci a jeho dopad na okolní prostředí exponenciálně roste. Zvyšující se hladina CO2 v atmosféře (viz výše) je možná důležitým prvkem, který brání nástupu nové doby ledové. A. Ganopolski, R. Winkelmann a H. Schellnhuber publikovali výsledky svých výpočtů, podle nichž kombinace předindustriální hladiny CO2 v ovzduší spolu s nízkou hodnotou excentricity zemské dráhy stačí, aby oddálila počátek doby ledové minimálně o 50 000 let. Autoři argumentují, že bez skleníkového efektu CO2 by Země zůstala v pravidelném střídání zalednění severní polokoule a téměř úplného odlednění po velmi dlouhou dobu; pozoruhodné je, že na odklad nástupu doby ledové plně stačí uhlík vypuštěný do atmosféry ještě před počátkem masivního spalování fosilních paliv.

Tzv. malá doba ledová mezi 16. a 19. stoletím je dobře historicky popsána. U. Büntgen aj. v dendrologickém záznamu 150 živých i 500 padlých stromů v ruském Altaji nalezli důkaz, že 13 z 20 nejchladnějších lét nastalo v 6. století AD. Někdy v r. 536 došlo k mohutné sopečné erupci, která způsobila ochlazení celé severní polokoule; následné vulkanické výbuchy v letech 540 a 547 pak daly vzniknout nejchladnější dekádě za posledních 2 300 let a průměrná teplota se na dlouhodobý průměr severní polokoule vrátila teprve po 120 letech. Pozdně antická doba ledová tak pravděpodobně stála za sociálními nepokoji a rozšířením moru, které dokonaly úpadek říše východořímské.

Milankovićovy cykly, tedy kvaziperiodické klimatické cykly způsobené různým osluněním a proměnným albedem zemského povrchu, které jsou závislé na periodických změnách excentricity zemské dráhy, sklonu osy rotace a její precese, byly potvrzeny teprve r. 1976 na základě výzkumu vrtů v projektu Deep Sea Drilling, publikovaných v článku J. Hayse, J. Imbrieho a N. Shackletona. Tento článek zdánlivě vyřešil otázku střídání dob ledových a meziledových (samotná Milankovićova shrnující práce vyšla již r. 1941), ale skutečnost je jako obvykle složitější. Z přehledu, publikovaného D. Hodellem ke 40letému výročí původního článku, v němž autoři poprvé použili přirovnání astronomických cyklů ke kardiostimulátoru, jsou zjevné dva hlavní problémy, kvůli kterým stále příčinám nástupu ledových dob úplně nerozumíme: jaká složka klimatu je vůči „tiknutí“ kardiostimulátoru nejcitlivější a kdy přesně k reakci klimatu na změnu astronomických cyklů dochází. První problém je možné přeformulovat jako otázku: co je skutečný spouštěč zalednění / odlednění? A druhá potíž je, že z klimatického hlediska nejlépe prozkoumané období je poslední zhruba milion let, ale podle všeho je důležitější naopak získat podrobné datování ze staršího pleistocénu.

Dva nezávislé týmy potvrdily dlouho existující domněnku, že před zhruba 2 miliony let vybuchly ve vzdálenost asi 60 až 130 pc dvě supernovy, které jednak pomohly utvořit místní bublinu horkého plazmatu, uvnitř níž se nachází Sluneční soustava, jednak mírně ovlivnily vývoj života na Zemi. Dokládají to jak usazeniny izotopu železa 60Fe v zemské kůře na dně oceánů, tak vlastnosti místní bubliny. D. Breitschwerdt aj. modelovali výbuchy supernov v hvězdné asociaci Štíra a Kentaura, v níž Slunce vzniklo a do níž patří, a dokázali pomocí 16 výbuchů supernov během posledních 13 milionů let nasimulovat právě takovou bublinu, kterou v okolí Slunce pozorujeme. Podle modelu vybuchly poslední dvě supernovy právě před 1,5 a 2,3 milionu ve vzdálenostech 90÷100 pc – hmotnosti supernov byly asi 8,8 M⊙ a 9,2 M⊙. A. Wallner aj. podrobně analyzovali usazeniny na dně Pacifiku, Atlantiku a Indického oceánu, které prokazují zvýšený přísun 60Fe v období před 1,5÷3,2 a 6,5÷8,7 milionu let, což odpovídá jak simulacím výbuchů D. Breitschwerdta aj., tak dlouhodobému odhadu, že supernova ve vzdálenosti do 100 pc vybuchne v průměru jednou za milion let. L. Fimianiová aj. potvrdili detekci izotopu 60Fe i ve vzorcích měsíčního regolitu, což dokazuje, že zvýšená hladina tohoto izotopu není jen pozemská záležitost.

B. C. Thomas aj. zkoumali vliv těchto supernov na zemskou biosféru a ukázali, že zatímco přímé dopady ve formě zvýšeného elektromagnetického záření včetně např. rozkladu molekul ozónu ve vrchní atmosféře jsou zanedbatelné, avšak dlouhodobé dopady srážek vysokoenergetických částic kosmického záření s troposférou a následné spršky energetických částic na povrch Země vliv mít mohou. Podle propočtu autorů se pro supernovu ve vzdálenosti 100 pc počet srážek částic s energií ≥ 1 TeV se Zemí zvýší téměř o řád na dobu tisíců let a na zemský povrch se za tu dobu dostane 20× více mionů z druhotných spršek kosmického záření. Autoři spekulují, že zvýšená mutace a rakovinotvorné procesy způsobené právě výbuchem supernovy mohou stát za vymíráním organismů na rozhraní pliocénu a pleistocénu.

S. Petersenová, A. Duttonová a K. Lohmann prozkoumali vzorky vrtů ze Seymourových ostrovů u Antarktidy z rozhraní křídy-paleogén (K-Pg) a našli v něm jasný důkaz zastoupení. První oteplení o (7,8 ± 3,3) °C časově odpovídá vzniku Dekkánských trapů (před 66,3 Mr), posléze teplota pozvolna klesala až do rozhraní K-Pg, kde došlo k dalšímu oteplení o (1,1 ± 2,7) °C. Autoři argumentují, že magmatické výlevy v Dekkanu způsobily počátek hromadného vymírání, které dopad planetky, která vytvořila kráter Chicxulub (před 66,0 Mr), už jen urychlilo.

V dubnu 2016 začaly v pozůstatcích centrálního pahorku kráteru Chicxulub průzkumné vrty, jejichž cílem byl sběr vzorků DNA, které mohly v horninách zanechat mikroby přeživší dopad planetky. Zamýšlená hloubka vrtů byla 1 500 m pod hladinu moře, zajímavé vrstvy se v květnu objevily od 670 m hlouběji, nakonec se do června podařilo provrtat do hloubky 1335 m pod mořem. V hloubce 748 se ve vrtu objevil narůžovělý granit, který vzhledem k velikosti zrn musí pocházet z vrstev 8÷10 km pod povrchem (nejméně tak hluboko tedy dosáhla deprese, která vytvořila kráter). J. Morganová aj. v listopadu 2016 zveřejnili výsledky průzkumných vrtů, které potvrdily základní poznatky z průběhu vrtných prací. Dopad planetky Chicxulub rozdrtil a částečně roztavil horniny podloží do hloubky nejméně 25 km, z nichž některé byly vystaveny tlaku přesahujícímu 60 GPa. Uprostřed kráteru se během minuty vztyčila přes 40 km vysoká hora částečně natavené horniny, která se v průběhu následujících dvou minut rozprskla po okolí a dala vzniknout vnitřnímu prstenci, z něhož pochází zmíněný granit. Ten vykazuje netypicky nízkou hustotu, což souvisí s jeho značnou fragmentací; získali jsme tak experimentální potvrzení, proč horniny centrálních pahorků a vnitřních prstenců výrazně pomaleji vedou seismické vlny – může za to rozdrobenost původních hornin, které byly vystaveny obrovskému tlakovému šoku, nicméně neprodělaly úplné roztavení. Zhruba pět minut po dopadu planetky celou oblast zaplavila mořská přílivová vlna (která se v následujících hodinách a dnech ještě mnohokrát vrátila) a deset minut po dopadu bylo dno kráteru prakticky ve stejném stavu jako dnes (když si odmyslíme 600 m třetihorních a čtvrtohorních usazenin). Fascinující mj. je, že i za těchto podmínek dokázal na samotném místě dopadu přežít mikrobiální život, který právě díky fragmentaci původních hornin dokonce získal větší životní prostor.

T. Watsonová informovala o spuštění francouzské pozemní bolidové sítě FRIPON (Fireball Recovery and InterPlanetary Observation Network), která byla slavnostně uvedena do provozu 28. května 2016. Síť odstartovala s 68 kamerami, které jsou rozmístěné zhruba v 70÷80km rozestupech a zatím nepokrývají celé území Francie. V plánu je ovšem rozšíření sítě nejméně na 100 kamer, které by měly pokrýt celé území a v budoucnu by měly s pomocí odhadové tisícovky dobrovolných hledačů umožnit nález v průměru jednoho dopadnuvšího meteoritu ročně.

J. Borovička aj. zveřejnili katalog dostupných videozáznamů bolidu, který 15. února 2013 proletěl nedaleko ruského města Čeljabinsk. Záznamů se sešla téměř tisícovka, pro zhruba 3/4 z nich bylo možné získat přesné souřadnice, odkud byly pořízeny. Velká část z nich již byla použita pro analýzu bolidu, jsou kategorizované podle druhu záznamu i zachycených projevů bolidu a autoři slibují dlouhodobou údržbu katalogu pro další výzkumy.

H. Haack, R. Greenwood a H. Busemann publikovali analýzu tzv. Johnova kamene, údajného jediného makroskopického pozůstatku výbuchu bolidu Tunguska z 30. června 1908. Úlomky kamene byly objeveny r. 2014 a autoři jeho vzorky podrobili jednak průzkumu zastoupení izotopů kyslíku, jednak vzájemné poměry vzácných plynů. Analýza izotopů kyslíku ukázala na typické pozemské složení a také vzácné plyny nevykazují mimozemský původ. Autoři konstatovali, že ať je Johnův kámen cokoli, pochází ze Země a rozhodně nejde o pozůstatek tělesa, které způsobilo tunguský bolid. Mikroskopické pozůstatky výbuchu bolidu nicméně byly v kmenech stromů skutečně nalezeny a jejich chemické složení odpovídá kometárnímu nebo chondritovému složení meteoroidu, což je v dobrém souhlasu se skutečností, že bolid vybuchl již ve stratosféře, a tedy měl velmi křehkou strukturu.

J. Borovička a A. Berežnoj analyzovali spektra bolidu Benešov, který proletěl nad Československem 7. května 1991 a po více než 20 letech byly nalezeny jeho úlomky. Jednalo se o těleso s průměrem asi 1 m a pro výšky 90÷20 km nad zemí máme k dispozici spektroskopické záznamy. Autoři po nálezu meteoritů provedli detailní rozbor spekter a jednak potvrdili dřívější předběžná měření, jednak prozkoumali proměny spektrálních čar podél celé zaznamenané trajektorie bolidu. Kromě již dříve nalezených čar FeO, CaO, AlO a MgO autoři objevili také emisní čáry N2.

A. Hutzlerová aj. zveřejnili výzkum dvou soukromých sbírek meteoritů z pouště Atacama v Chile. Obě sbírky vykazují oproti antarktickým meteoritům významnější zastoupení chondritů typu H. Pro jednu sbírku je možné určit prostorovou hustotu, která vychází na 168 meteoritů s hmotností 10 g na km^2, tedy prostorově nejhustší vzorek meteoritů v horkých pouštích. Poušť Atacama je extrémně suchá oblast a na základě eroze hornin kosmickým zářením se odhaduje, že místní prostředí se významně nezměnilo v průběhu posledních 7 milionů let. To vše dohromady znamená, že buď se v atacamské poušti nějakým neznámým způsobem hromadí meteority (snad by tam mohly pravidelně putovat i ze svahů okolních hor) nebo je míra dopadu meteorických těles na povrch Země v posledních 2 milionech let podstatně vyšší, než se dosud předpokládalo.

S. Harlan aj. publikovali výzkum sběru meteoritů na dně vyschlého jezera Misfits Flat v Nevadě, kde byl v září 2013 nalezen první. Celkem se dosud našlo 58 úlomků s celkovou hmotností 339 g, většina pochází z jednoho místa o rozměrech 350×180 m. Dosud analyzované úlomky jsou chondrity typu LL a pocházejí z tělesa o rozměrech 200÷800 mm, které dopadlo před 8 100 lety. Dále byl nalezen další meteorit z tělesa o průměru 0,5÷1 m, které dopadlo před ≤ 300 lety. Existují svědectví o bolidu z 2. března 1895, která se shodují s místem dopadu tohoto meteoritu.

Meteorit Mason Gully je druhý, který se podařilo nalézt díky australské bolidové síti Desert Fireball Network – spadl 13. dubna 2010 a nalezen byl 3. listopadu téhož roku. K. Dylová aj. provedli jeho chemickou a mineralogickou analýzu, z níž vyplynulo, že jde o chondrit typu H, který se jen v několika ohledech liší od zcela typických zástupců této kategorie, např. je poněkud více porézní. Pochází z tělesa, které prošlo částečnou diferenciací a samotný meteorit nebyl metamorfován.

Od otevření Tutanchamonova sarkofágu v r. 1925 se diskutuje o původu dýky, kterou měla panovníkova mumie po své pravé ruce. D. Comelliová aj. provedli rentgenovou spektroskopii ostří dýky a ukázali, že složení kovu je prakticky shodné s dalšími známými kovovými meteority – dýka je vyrobena ze železa se zhruba 10% příměsí niklu a 0,5% příměsí kobaltu a je zpracována velice kvalitně. Egypťané ve 14. stol. př. n. l. ještě metalurgii železa neovládali, od 19. dynastie (13. stol. př. n. l.) se navíc v zápisech objevuje ve spojení s rituálními kovovými předměty termín „železo z hvězd“, což autoři dávají do souvislosti s možným pádem kovového meteoritu, z něhož byla vyrobena Tutanchamonova dýka.

1.1.4. Měsíc

Na Měsíci začneme nejprve lidskou stopou. Měsíční družice Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) objevila na povrchu kráter, vytvořený dopadem urychlovacího stupně S-IVB mise Apollo 16, čímž úspěšně završila kompletní katalog všech míst dopadu pozůstatků po misích Apollo. Kráter má rozměry zhruba 40×30 m a impakt vytvořil několik výrazných paprsků vymrštěného měsíčního regolitu. J. Plescia aj. prozkoumali všechny nalezené krátery sond Ranger a zmíněných urychlovacích stupňů S–IVB. Místa dopadu se dělí do dvou kategorií: téměř kolmé impakty od přímých nárazů a impakty pod nízkým úhlem z oběžné dráhy Měsíce. Sondy Ranger měly typickou hmotnost zhruba 370 kg a vytvořily krátery o průměru 14÷15 m, zatímco stupně S-IVB při hmotnosti přibližně 14 tun vytvořily krátery ≥ 30 m. Přestože oba druhy těles se s měsíčním povrchem střetly zhruba ve stejné rychlosti kolem 2 600 km/s, podstatný rozdíl je právě v úhlu dopadu. Nezanedbatelná je též hustota dopadajícího tělesa – Ranger je přes svou menší hmotnost podobnější typickému meteorickému tělesu než z velké části prázdný – přestože podstatně větší a hmotnější – urychlovací stupeň S-IVB. Proto jsou také krátery vytvořené Rangery podobnější přírodním měsíčním kráterům.

LRO na oběžné dráze kolem Měsíce oslavil sedmé výročí a J. W. Keller aj. vydali souhrn úspěchů, kterých se podařilo dosáhnout. Prvenství má na kontě družice mnoho, za všechna vypíchněme: úplná termální přehlídka povrchu Měsíce, první laserová altimetrie mimo oběžnou dráhu Země a s ní spojený topografický katalog povrchu, objev nejchladnějších míst ve Sluneční soustavě, radarová měření povrchu odvrácené strany Měsíce, objev podpovrchových úložišť vodíku a vodního ledu, objev přítomnosti těkavých prvků v povrchové vrstvě regolitu, objev mnoha nových (≤ 5 r starých) kráterů a mnoho dalších. K tomu všemu samozřejmě velké množství snímků povrchu, včetně objevových snímků většiny lidských artefaktů a map celého povrchu, které budou sloužit budoucím sondám a lidským expedicím, které se na Měsíc chystají.

E.  Speyerer aj. informují o sčítání kráterů na základě dat z kamer LRO, které odhalilo na povrchu 222 nových kráterů s průměrem ≥ 10 m na povrchu Měsíce. Vzhledem k období, za které nové krátery vznikly, jde o třetinové zvýšení dříve předpokládaného počtu. Autoři navíc pozorovali dopady druhotného kráterování, tj. dopady materiálu vyvrženého při primárním impaktu, z něhož odvozují, že měsíční regolit je do hloubky 2 cm kompletně „přeorán“ během pouhých 81 000 let, tj. víc než 100× rychleji, než odhadovaly dřívější modely.

J. Szalay a M. Horányi zveřejnili výsledky měření toku meteorických tělísek sondou LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) na povrchu Měsíce, mezi nimiž o dva řády nad průměr (zhruba 1 mikrometeoroid za minutu) vystupuje roj Geminid. C. Dukesová a D. Hurleyová publikovaly měření kolísání exosféry Měsíce. Měsíc nemá atmosféru v pravém slova smyslu, ale z povrchu se odpařuje různé množství látek, které se nějakou dobu vznášejí v těsné blízkosti, dokud neuniknou do volného prostoru. Měření spektroskopu UVS (Ultraviolet and Visible Spectrometer) na palubě LADEE ukazují, že množství látky v exosféře je především přímo úměrné oslunění dané oblasti, v některých případech jde až o trojnásobné zvýšení hustoty částic. Zmíněné dopady mikrometeoritů také způsobují zvýšený přísun atomů (sodík, draslík) a molekul (K2CO3) do exosféry, jak informovali A. Colaprete aj.

M. Ćuk aj. simulovali vývoj soustavy Země–Měsíc po vzniku Měsíce z materiálu vyvrženého srážkou Prazemě s Praměsícem za předpokladu, že Země po srážce rychle rotovala s velkým náklonem rotační osyvůči rovině ekliptiky. Cílem simulací bylo vysvětlit současný sklon roviny oběhu Měsíce kolem Země vůči ekliptice. Podle autorů dokáží periodické perturbace dráhy Měsíce s velkým sklonem vůči ekliptice dobře odnášet ze soustavy Země–Měsíc moment hybnosti a postupně natočí rotující Zemi i oběžnou dráhu Měsíce do poloh, odpovídajících současným. E. Young aj. přinesli další nezávislý důkaz, že Měsíc skutečně vznikl na základě zmiňované srážky. Autoři použili analýzu poměrů izotopů kyslíku z měsíčních a pozemských hornin. Podle autorů měl Praměsíc odlišné izotopické složení než Prazemě a promícháním obou materiálů vznikla ve Sluneční soustavě unikátní kombinace, která se podstatně liší od látky z pozdějších meteorických impaktů.

Raný geologický vývoj Měsíce po zformování zůstává do jisté míry zahalen tajemstvím. M. Siegler aj. přišli se zajímavou hypotézou, podle níž byla původní rotační osa Měsíce o zhruba 6° odkloněná oproti současné. Hypotézu autoři dokládají měřením rozložení vodního ledu v kráterech na měsíčních pólech, kam nikdy nedopadá sluneční svit. Rozložení ledu v polárních čepičkách totiž zcela neodpovídá současným místům hlubokého stínu, navíc místa se zvětšenou vrstvou ledu na obou pólech jsou přesně naproti sobě. Podle autorů za to může změna momentu hybnosti Měsíce v důsledku rozsáhlé vulkanické činnosti v oblasti Oceánu bouří (Ocenaus Procellarum), kterou pravděpodobně vyvolal ohřev hornin radioaktivním rozpadem. Procellarum bylo vulkanicky aktivní nedlouho po zformování Měsíce, což znamená, že vodní led na dně kráterů v blízkosti obou pólů je miliardy let starý a patrně obsahuje původní vodu ze Sluneční soustavy.

M. Zuberová aj. a B. Johnson aj. nezávisle použili data ze sond GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) k měření gravitačního pole nad Východním mořem (Mare Orientale). Východní moře je jeden z nejmladších a největších zachovaných impaktních kráterů ve Sluneční soustavě a obsahuje trojitou strukturu vnitřních prstenců rozhozeného materiálu. Oba týmy odhadují průměr původně vytvořeného kráteru na 320÷460 km a také potvrzují, že dno kráteru bylo po impaktu vyplněno roztaveným materiálem zpod měsíční kůry.

1.1.5. Mars

Recurring slope lineae (RSL, vracející se rovné stružky) jsou jevy, které jsou pozorovatelné na Marsu na prudších svazích v pozdním jaru nebo v létě, v rovníkových oblastech pak kdykoli během roku, pokud na dané místo dostatečně intenzivně svítí Slunce. Na podzim a v zimě pak obvykle zmizí, aby se po roce objevily znovu. Stružky mají délky v desítkách až stovkách metrů, hloubku / šířku obvykle několika dm do několika m. L. Ojha aj. zveřejnili nálezy ze spektrografu družice Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), podle nichž se podařilo za teplot 250÷300 K ve stružkách nalézt spektra solí ze skupiny chlorátů a perchlorátů. Tyto soli se dobře rozpouštějí ve vodě, takže se podle autorů při dostatečném ohřátí dostanou na povrch nebo těsně pod něj, kde se voda odpaří, čímž vytvoří zmíněnou stružku, zatímco soli změní její barvu. Opět jde jen o nepřímý důkaz přítomnosti vody na povrchu Marsu.

M. Massé aj. provedli sérii experimentů s písečnými svahy se sklony odpovídajícími výše zmíněným terénům, a to v podtlakové komoře s atmosférou napodobující Marsovu. Zjistili, že při teplotách nad 270 K se většina vody odpařuje varem, což způsobuje odvalování pískových zrn, která se pak gravitačním působením rozběhnou ze svahu dolů a postupně formují prohlubující se stružku. Když autoři místo čisté vody použili silné roztoky soli, efektivita tvorby stružek byla menší, ale stále patrná. Kvůli nižšímu tlaku atmosféry však stačí mnohem menší množství vody než v podmínkách odpovídajících pozemským.

Pro RSL existuje také dobré alternativní vysvětlení, které nepotřebuje vodu vůbec. N. Hoffman ho navrhl již v r. 2002, nově ho potvrdili C. Pilorget a F. Forget. Suchý led CO2, vzniklý přímým fázovým přechodem z plynného do pevného skupenství, se v průběhu pokryje vrstvou prachu a pískových zrn. Když na vrstvu regolitu začne svítit Slunce, zmrzlý CO2 se nerovnoměrně ohřívá a sublimující plyn odvaluje zrníčka stejným způsobem jako v Massého experimentech. Podle Pilorgeta a Forgeta se suchý led vyskytuje ve všech oblastech severní polokoule Marsu, kde byly stružky pozorovány.

Ať je vysvětlení jakékoli, NASA pro jistotu zaujala pozici předběžné opatrnosti a pokud by mělo vozítko Curiosity podobnou stružku překonat, pozemský tým bude muset najít jinou cestu, aby rover v žádném případě nemohl kontaminovat (zatím neprokázanou) vodu pozemskými mikroby. Naštěstí to není příliš pravděpodobné, stružky se obvykle vyskytují na svazích s větším sklonem, než Curiosity dokáže vyjet.

Stabilita svahů na Marsu je zajímavá sama o sobě. M. Tsige aj. se zaměřili na dostupná data oblasti Valles Marineris, ve kterém se nachází množství rozsáhlých sesuvů. Největší sesuv měří na délku 40 km, na šířku 60 km a výška útesu, který zbyl po odtržení horniny, je téměř 7 km. Autoři numericky zkoumali dynamiku sesuvů a ukázali, že svahy tvořené neudusaným a neuspořádaným materiálem nepotřebují žádný externí vliv jako zemětřesení nebo rychlý odpar vody z pórů v hornině, k zahájení sesuvu plně stačí gravitace, jakmile sklon svahu překročí kritickou mez. Naopak pro svahy tvořené udusaným nebo jinak utuženým materiálem je nutný vnější spouštěč, aby se svah sesul. Podpovrchový led dokonce pomáhá stabilitu svahu udržet. Nejčastějším spouštěčem sesuvů jsou podle všeho dopady meteoritů a následné zemětřesení.

Curiosity v kráteru Gale našel další nepřímý důkaz o přítomnosti vody na povrchu Marsu, ovšem v dávné minulosti. D. Rubin aj. publikovali podrobnosti o nalezených zkamenělých trubicích, které vymlela a posléze jimi proudila špinavá voda, jež postupně ukládala nečistoty v podobě sedimentů na stěnách trubice. Podobně jako na Zemi nakonec trubice odolaly zubu času lépe než původní hornina a díky tomu je Curiosity po 3,2÷3,6 Mr objevil.

Milankovićovy cykly se uplatňují i na Marsu. Jeden z důkazů předložili I. B. Smith aj. na základě radarových měření polárních čepiček pomocí družice MRO. Autoři změřili objem ledu, který se v polárních oblastech uložil od konce poslední doby ledové (přibližně před 370 tis. lety). Jde o zhruba 87 tis. km3 ve vrstvě mocné kolem 300 m, což by vystačilo na pokrytí celé planety vrstvou tlustou 600 mm. Led ukládaný v době meziledové není souvislý, protože čepička podléhá sezónním změnám a intenzivnější erozi, lokálně se ale nachází v mocnějších vrstvách. S. Brough, B. Hubbard a A. Hubbard modelovali úbytek ledu v nalezených povrchových ledovcích na povrchu Marsu, aby mohli odhadnout, o kolik ledu planeta přišla od posledního maxima zalednění, které nastalo patrně před 4÷6 Mr. Autoři zkoumali 436 ledovců, které vykazují měřitelný úbytek, a vytvořili modely jejich pohybu a úbytku vlivem klimatu. Podle modelu ustoupily povrchové ledovce z celkové plochy 6,86 km2 a ztratily objem 0,31 km3, což po přepočtu na celou planetu představuje ztrátu asi 135 km3 ledu.

Na povrchu Marsu stále pracují dva robotické rovery; kromě zmiňovaného Curiosity stále pracuje rover Opportunity, který r. 2016 přežil svou 7. zimu na planetě a oslavil 12. výročí činnosti. NASA zveřejnila informace o šťastném vyčištění solárních panelů větrnými víry (tzv. tančícími derviši), což vozítku dovolilo pokračovat ve výzkumu po celou zimu. Opportunity se nachází v údolí Marathon Valley, které protíná kráter Endeavour od západu na východ a předchozí spektroskopie družice MRO v této oblasti objevila přítomnost smektitu, tedy jílu, který vzniká za mokra v neutrálním prostředí. Vozítko má za úkol obrousit některé nalezené kameny a na místě provést analýzu složení.

Už deset let nad planetou krouží několikrát zmiňovaná družice MRO, která měla původně pracovat pouhé dva roky. Všechny přístroje stále pracují a kamera HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) s rozlišením až 250 mm díky opakovanému snímání stejných míst na povrchu objevila řadu dynamických procesů. Y. Tao a J.-P. Muller navíc publikovali metodu matematického zpracování obrazů stejného území, díky které je možné mezní rozlišení kamery posunout až na neuvěřitelných 50 mm. Tzv. superrozlišovací technika využívá unikátních subpixelových informací obsažených v různých snímcích povrchu pomocí stackingu a zpracování dat napříč všemi snímky naráz. Autoři demonstrovali sílu své metody zrekonstruováním stop vozítka Spirit v kráteru Gusev a nálezem přistávacího modulu Beagle 2 evropské sondy Mars Express.

Přistávací modul Schiaparelli evropsko-ruské sondy ExoMars měl 19. října 2016 měkce přistát na povrchu Marsu. V průběhu sestupu s ním však orbitální část mise, Trace Gas Orbiter, ztratila kontakt a několik dní nebylo jasné, co se stalo. Po týdnu ESA zveřejnila pravděpodobných průběh událostí: Schiaparelli zahájil sestup podle plánu, padák se otevřel, avšak 4 min 41 s po zahájení modul odhodil jak padák, tak tepelný štít (o téměř minutu a půl dříve než měl). Brzdicí motory, které měly pracovat 30 s, aby modul zpomalily na měkké přistání, byly v činnosti jen 3 s, pak je počítač vypnul v domnění, že už je na povrchu. Následoval volný pád z výšky 2÷4 km a náraz na povrch rychlostí kolem 300 km/h, po němž zbyl z modulu protáhlý kráter (našla ho opět kamera HiRISE sondy MRO). Na vině je zřejmě chyba SW, kvůli které počítač nesprávně vyhodnotil vzájemně nesouhlasící údaje z výškových a tlakových senzorů. Zatím tedy na povrchu Marsu pracují jen sondy NASA; nikdo jiný dosud nesvedl přistát tak, aby sonda dlouhodobě pracovala.

Mars má kromě umělých družic také dva satelity přírodní. Dlouho se předpokládalo, že vznikly jinde ve Sluneční soustavě (pravděpodobně v hlavním pásu planetek) a planeta je následně zachytila. P. Rosenblatt aj. však publikovali práci, která jako první dokázala potvrdit alternativní hypotézu. Podle ní vznikly Phobos a Deimos akrecí z materiálu vyvrženého po srážce Marsu s velkou planetkou. Autoři ukázali, že z akrečního disku se zformují nejprve vnitřní větší měsíce, které odmigrují do větších vzdáleností, což umožní zformování menších měsíců. Velké měsíce pak planeta přitáhne zpět a po 5 milionech let na ni spadnou, zatímco menší měsíce jsou buď odhozeny pryč, nebo se některé z nich usadí na stabilních drahách podobných těm současným. Pokud je teorie správná, jsou Phobos a Deimos – stejně jako náš Měsíc – složené z promíchaného materiálu Marsu a původce obřího impaktu.

T. Ronnet aj. dále tuto teorii podpořili modelováním struktury obou měsíců, zformovaných v akrečním disku okolo planety. Materiál na okrajích disku nemohl projít geologickou diferenciací a naopak vznikl postupným nabalováním prachu a kondenzujícího plynu. Porovnání se spektroskopickými daty Phobosu a Deimosu ukazuje, že model zformování ve vnější části akrečního disku velmi dobře odpovídá skutečnosti.

B. Black a T. Mittal simulovali budoucí vývoj dráhy Phobosu. Mars slapovým působením zkracuje jeho oběžnou dobu, která je v současnosti jen 7,7 h. Za 20÷40 mil. let měsíc podlehne slapovým silám a jeho vnější porézní vrstvy vytvoří okolo rovníku Marsu prstenec, který vydrží miliony až stovky milionů let. Pevnější kamenné jádro slapy roztrhají na balvany, které budou bombardovat rovníkové oblasti a vytvoří pás protáhlých kráterů.

1.1.6. Jupiter

Velká červená skvrna se prokazatelně mění od r. 1870. Jde o anticyklónu, která se po většinu času zmenšuje (jen v letech 1915–1921 se mírně protahovala) jak ve východozápadním směru, tak ve směru sever-jih. Koncem 19. století měla podélnou úhlovou velikost 35° (~40 tis. km), od r. 1922 se zkracuje tempem 0,14°/r, ve 21. stol. už 0,19°/r – její současná úhlová velikost je jen 14°. Ačkoli se zmenšuje, stává se zároveň v optickém oboru červenější. Historici se přou, zda D. Cassini, jeho synovec G. Maraldi a R. Hooke mezi lety 1665–1713 viděli stejnou červenou skvrnu – jejich popisy Velké červené skvrně odpovídají, ale podezřelé je, že po následujících 160 let její existenci nikdo nezaznamenal. Mohlo jít o stejnou bouři, ale stejně dobře se mohlo jednat o jinou, podobně velikou.

J. O'Donoghue aj. publikovali svá měření teploty atmosféry nad Velkou červenou skvrnou, která je překvapivě o několik stovek K vyšší než kdekoli jinde na planetě. Dokonce ani růst teploty vrchní atmosféry Jupiteru směrem od pólů k rovníku nepřekoná místní nárůst teploty, který je zřejmě indukován bouří. Představa autorů je taková, že obří vír po okrajích stahuje studený plyn z vrchních vrstev atmosféry a středem naopak nad sebe vyvrhuje teplejší plyn z vrstev spodních, roli může hrát i ohřev způsobený akustickými vlnami.

R.  Carlson aj. provedli experimenty s čpavkem (CH3) a acetylenem (C2H2), které byly již koncem 80. let 20. stol. předpovězeny v atmosféře Jupiteru. Autoři porovnáním s dosud nezveřejněnými IR spektry ze sondy Cassini potvrdili, že plynný čpavek vynesený do vysokých vrstev atmosféry se světlem ionizuje a prudce reaguje s acetylenem a vytváří četné alifatické uhlovodíky, které jsou zodpovědné za červenou barvu bouře ve viditelném oboru.

4. července 2016 na oběžné dráze kolem Jupiteru úspěšně zaparkovala sonda Juno. K planetě letěla pět let a čekají ji dva roky práce a nejméně 33 oblety na protáhlé polární dráze. Na konci srpna se pustila do prvního průzkumného přiblížení k planetě, pro jistotu zpočátku s vypnutými přístroji. Zkušební oblet s oběžnou dobou 53,5 d dopadl dobře a sonda získala první snímky jižního pólu Jupiteru. První výsledky potvrdily polární záře nad jižním pólem, kde se nevyskytuje polární hexagon jako na Saturnu, ale naopak komplikovaná soustava vírů. Drobné problémy nastaly před zahájením druhého oběhu 18. října, kdy jen několik hodin před přiblížením sonda vypadla komunikace se Zemí a sonda se uspala do nouzového stavu. Pravděpodobně to způsobila radiací vyvolaná chyba v řízení. Oběžná doba bude později zkrácena na 14 dní a sonda se bude dostávat do stále nižších a nižších poloh na planetu. Hlavními úkoly jsou průzkum oblačnosti, zejména hlubších vrstev atmosféry, zastoupení vody, měření magnetického pole a radiačních pásů planety. Vědci také doufají, že pomocí měření gravitačního pole bude možné rozřešit otázku, zda má Jupiter kamenné jádro. Sonda bude nakonec navedena na kolizní dráhu s planetou a shoří v její atmosféře. Za zmínku ještě stojí, že zpracování snímků z kamery JunoCam se může ujmout kdokoli, NASA se rozhodla zveřejňovat přímo surové snímky, které mohou dobrovolníci jakkoli zpracovat a posléze nahrát do sdílené galerie na webu.

Amatérský rakouský astronom G. Kernbauer zachytil 17. března 2016 na videu okraje disku Jupiteru podivnou světelnou skvrnu, které si nejprve vůbec nevšiml kvůli špatnému seeingu. Pozorování nezávisle potvrdil irský astronom J. McKeon a matematické zpracování obrazu odhalilo, že se v obou případech jedná o stejný jev – srážku malého tělesa s Jupiterem. Záblesk trval něco málo přes 1 s a jde o pátý zaznamenaný případ za posledních 10 let. R. Hueso aj. již dříve spočetli, že objekty o průměru 5÷20 m se s Jupiterem srazí zhruba 5× za měsíc; je tedy zřejmé, že většinu srážek nevidíme.

Radioobservatoř VLA (Very Large Array) pozorovala atmosféru Jupiteru na vlnových délkách 1,7÷7 cm (4÷18 GHz) a I. de Paterová aj. poprvé použili speciální techniku zpracování dat pro odstranění vlivu relativně rychlé rotace planety. VLA se opakovaným pozorování stejného místa pod různými úhly dokázala „podívat“ až do hloubky asi 100 km pod viditelnou oblačnost, kde panuje tlak přibližně 8 atmosfér. Potvrdilo se, že neprůhledné mraky jsou převážně tvořeny plynným čpavkem. V radiovém oboru jsou také patrné stejné pásy jako ve viditelném spektru, které téměř současně pozoroval HST.

I. de Paterová aj. pozorovali v letech 2003–2005 Jupiterův měsíc Íó pomocí Keckova 10m dalekohledu ve viditelném oboru a o 10 let později se k němu vrátili. V systematické kampani získali pomocí Keckova a severního dalekohledu Gemini snímky během 100 pozorovacích nocí v IR oblasti. Od srpna 2013 do prosince 2015 K. de Kleerová a I. de Paterová zaznamenaly 48 jednotlivých horkých míst na povrchu měsíce, z nichž některé byly aktivní ve více než 30 pozorovacích nocích. V srpnu 2013 došlo ke třem mimořádným erupcím, ale pak téměř dva roky k žádné. Celková geotermální aktivita Íó je velmi proměnná v měřítku týdnů až měsíců. Autorkám se nepodařilo najít v datech žádnou periodicitu, což je zvláštní, neboť slapové síly Jupiteru na planetu působí dlouhodobě opakovaně. Porovnaly svá pozorování s daty sondy Galileo a navrhují dělit pozorované erupce na Íó do dvou skupin: dlouhodobě (≥ 1 r) aktivní se střední intenzitou a krátkodobé (trvající jednotky dní) s mimořádnou intenzitou.

Gejzíry kapiček vody nad Jupiterovým měsícem Europa byly poprvé pozorovány r. 2013. HST se na Europu soustředil během celkem 10 přechodů přes disk planety v marné snaze objevit v ultrafialové (UV) oblasti spektra záblesky v jeho atmosféře. Ve třech případech – v lednu, březnu a dubnu 2014 – místo toho nalezl další výtrysky. W. Sparks aj. ohlásili jejich objev na jižní polokouli měsíce, ale patrně jde o jiné výtrysky než v r. 2013 (ty se nacházely přímo nad jižním pólem měsíce). Europa je tedy po Saturnově měsíci Enceladus dalším tělesem, ze kterého v gejzírech uniká voda do volného prostoru.

1.1.7. Saturn

Na jaře 2013 se Saturn blížil do opozice s vhodným náklonem vůči Zemi a sonda Cassini jej zároveň oblétala po téměř polární dráze. Astronomové toho využili k současnému pozorování planety dalekohledy na Zemi (a její oběžné dráze) a přístroji sondy. Po třech letech souborně vyšlo množství prací, věnovaných Saturnovým polárním zářím. Cassini pořídila přes 140 h záznamu v UV, optickém i IR oboru, stejně jako získávala data o ionizovaných částicích a intenzitě magnetického pole. Polární záře dosahují do výšky 1÷1,5 tis. km nad viditelnou atmosféru a jejich spektru dominuje silná čára H-α. Prostorový charakter se liší na severní a jižní polokouli, na severu je méně oblouků, ale více spirálních struktur kolem pólu. Na noční straně je dobře patrné uvolnění po zmizení tlaku slunečního větru a data ze sondy také na noční straně ukázala téměř dvojnásobný elektrický proud podél siločar magnetického pole.

V. Pogialli aj. publikovali výsledky měření radarové altimetrie povrchu Saturnova měsíce Titanu, pomocí nichž se podařilo prokázat, že na Titanu se kromě již dříve pozorovaných jezer kapalných uhlovodíků vyskytují také řeky. Kanály v oblasti Vid Flumina sousedící s 2. největším jezerem Titanu Ligeia Mare se nacházejí na dně až 570 m hlubokých roklí a díky šťastné náhodě se přístrojům sondy Cassini podařilo pozorovat také odlesky radiových vln ze Slunce jak na hladině jezera, tak na hladině některých kanálů. Podařilo se tak prokázat, že výška hladiny jezera i kanálů je stejná, tedy že kanály tvoří zatopené přítoky uhlovodíků (především kapalného methanu) do jezera. Rokle jsou stovky km dlouhé a sklon jejich svahů dosahuje nejméně 40°, což naznačuje, že byly do podloží vymodelovány během geologicky podstatné doby. Buď byla dříve hladina jezera podstatně níže než nyní, nebo byl okolní terén vyzvednut nějakým tektonickým procesem.

S. Singh aj. zveřejnili analýzu složení Titanovy atmosféry s ohledem na zastoupení acetylenu. Opar v atmosféře znesnadňuje přímá spektroskopická měření; proto musí vědci využít kombinované přístupy. Autoři použili přímá měření ze spektrometru na palubě přistávacího modulu Hyugens (úspěšně přistál v lednu 2005) v kombinaci s mikrovlnným detektorem na palubě Cassini. Zjistili, že C2H2 se v atmosféře i na povrchu skutečně vyskytuje ve všech třech skupenstvích, pravděpodobně častěji v rovníkových oblastech a měření naznačují, že v atmosféře dokonce možná představuje nejpodstatnější složku.

D. Jennings aj. publikovali přehled teplot na povrchu Titanu na základě IR spekter z Cassini v letech 2004–2014, kdy na severní polokouli panovala zima a jaro. Na rozdíl od terestrických planet jsou rozdíly mezi ročními obdobími na Titanu malé. Maximální teplota (93,65 ± 0,15) K, měřená od (jižního) pólu k (severnímu) pólu se v průběhu zimy a jara nezměnila, jen se její místo posouvá směrem k severu. Na jižním pólu za měřené období ochladilo téměř o 2 K, zatímco na severním pólu se naopak o víc než 1 K oteplilo.

M. Beuthe, A. Rivoldini a A. Trinh prozkoumali všechna dostupná data z Cassini o měsících Enceladus a Dione. Autoři modelovali oba měsíce jako tělesa s tlustou volně plovoucí slupkou. Ukázalo se, že pozorované librace i slapové deformace lze těmito modely velmi dobře vysvětlit. Nejlepší model pro Enceladus dává ledovou slupku tlustou (23 ±4) km a pod ní oceán s hloubkou (38 ±4) km; na jižním pólu má slupka tloušťku jen (7 ±4) km, což poskytuje dobrý prostor pro vysvětlení vodních gejzírů. Pro Dione vycházejí nejlépe hodnoty tloušťky slupky (99 ±23) km a hloubky oceánu (65 ±30) km.

M. Ćuk, L.  Dones a D. Nesvorný simulovali vývoj Saturnových měsíců a přišli na to, že četné dráhové rezonance mezi měsíci je nutně musely alespoň částečně zamknout na svých současných drahách. Jenže slapové působení Saturnu, které měsíce odtlačuje od planety, by muselo měsíce střední velikosti (např. výše zmiňované Enceladus a Dione) odehnat do podstatně větších vzdáleností, pokud ovšem nejsou podstatně mladší, než se dosud doudilo.. Autoři odhadují, že prostřední měsíce se zformovaly teprve před 100 mil. let. Nabízejí též způsob, jak odhad potvrdit: tyto mladé měsíce nemohly být vystaveny intenzivnímu bombardování ze všech stran, neboť v době jejich formování už musel být akreční disk tenký; na jejich povrchu by se tedy krátery měly nacházet přednostně v rovníkových oblastech.

1.1.8. Uran, Neptun

V září 2014 objevili amatérští astronomové na kotoučku Uranu jasnou bouři. Na planetu se následně zaměřily velké přístroje. P. Irwin aj. publikovali výsledky pozorování VLT (Very Large Telescope) integrovaným fotometrem i spektrometrem SINFONI z října a listopadu 2014. Autoři se pokusili pozorovaná spektra modelovat a ukázali, že datům dobře odpovídá už jednoduchý model ze dvou vrstev: spodní vrstvu tvoří oblačnost v oblasti tlaků 200÷300 kPa, zatímco vrchní vrstvu tvoří krystalky methanového ledu při tlaku 125 kPa.

Sonda Kepler se v rámci náhradního programu K2 zaměřila také na Neptun. V rámci 49 d trvající kampaně, kdy sonda pořizovala snímky planety každou minutu, se podařilo získat přesnou a podrobnou světelnou křivku. A. Simonová aj. zveřejnili porovnání s daty z Keckova 10m dalekohledu a HST, z něhož autoři odvodili citlivost dlouhodobých fotometrických měření typu K2 vůči strukturám viditelným na kotoučcích planet. Ukázalo se, že menší počet výraznějších viditelných struktur v atmosféře je pro získání kvalitní světelné křivky lepší než větší počet méně výrazných atmosférických jevů. Dobré odhady budeme v budoucnu potřebovat, jakmile získáme první světelné křivky exoplanet.

Cs. Kiss aj. využili data Kepleru z programu K2 k analýze chování Neptunova nepravidelného měsíce Nereidy. Současná rotační doba měsíce je (11,59 ± 0,02) h, ale amplituda činí jen 0,033 mag; v r. 1960 byla naopak amplituda výrazně větší a za 30 let by podle autorů opět měla být. Na základě 15letých fotometrických dat autoři vytvořili model měsíce s poměrem velikosti os 1,3:1, který dobře odpovídá také dřívějším IR měřením Spitzerovým dalekohledem (SST). Největší průměr měsíce autoři odhadují na přibližně 340 km. Jeho albedo 0,26 je nízké především kvůli předpokládanému velkému počtu kráterů.

D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se pokusili najít odpověď na otázku, proč je tak málo těles v Edgeworthovu-Kuiperovu pásu v rezonanci s Neptunem, jak by plynulo z obecně přijímané teorie postupné migrace Neptunu do vnějšího disku planetesimál. Autoři propočítali scénář tzv. zrnité migrace, jež probíhá po drobných skocích způsobených těsnými průlety velkých planetesimál kolem Neptunu. Ukázalo se, že poměr těles v rezonanci E.-K. pásu vůči těm ostatním je v takovém případě podstatně bližší skutečnosti. Autoři zkusili parametry dále zpřesnit, aby co nejvíce odpovídaly současnému stavu, a zjistili, že nejlepších výsledků dosáhnou, pokud bude disk planetesimál do vzdálenosti ≤ 30 au obsahovat 1÷4 tis. těles s hmotností trpasličí planety Pluto, které budou tvořit 10÷40 % hmotnosti celého pásu (celkem přibližně 20 MZ).

1.1.9. Trpasličí planety a protoplanety

S. Stern aj. publikovali první výsledky po průletu sondy New Horizons okolo trpasličí planety Pluto v r. 2015, kdy největší přiblížení nastalo 14. července na vzdálenost jen 13 691 km. Již tyto první výsledky – stejně jako první obrázky – jsou ohromující. Povrch Pluta obsahuje velmi rozdílné terény, proměnné albedo i pestrobarevný povrch. Kůra trpasličí planety vykazuje tektonické procesy, obsahuje vodní led stejně jako ledy těkavých látek, jsou na ní geologicky mladé struktury a ledovcové splazy. Nejstarší krátery na povrchu jsou patrně až 4 miliardy let staré. Atmosféra je překvapivě rozsáhlá se stopami uhlovodíků, vyskytuje se v ní opar a pouze mírné větry, což je při tlaku jen 10 µbar překvapivé. Hustota trpasličí planety je jen o 10 % vyšší než hustota jejího měsíce Charonu; obě tělesa se patrně zformovala z téže látky po srážce dvou trpasličích protoplanet. Charon na rozdíl od Pluta nevykazuje tektonickou aktivitu, ale před 4 miliardami let musel projít obdobím bouřlivého vulkanismu; na jeho severním pólu se nachází záhadná tmavá dočervena zbarvená oblast. New Horizons dále mj. zjistila, že odrazivost měsíců Nix a Hydra je podstatně vyšší než u Pluta a Charonu; proč, to zatím není jasné.

Největší nížina na Plutu Sputnik Planum je složená především ze zmrzlého N2 a příměsi CO, zatímco okolní výšiny jsou tvořeny z velké části vodním ledem. Některé „hory“ vodního ledu však byly nalezeny i uprostřed nížiny. Mají polygonální vrcholky a jde patrně o vodní ledovce odlomené z okrajů Sputnik Planum, které plavou na tajícím dusíku. Pokud je někde mělčina, ledovce uvíznou na místě a hromadí se tam a třením o sebe se obrušují. J. Moore aj. odhadují tloušťku dusíkového zmrzlého moře až na 10 km. Stáří Sputnik Planum autoři předpokládají max. 10 mil. let a předpokládají, že oblast je stále aktivní. J.  Keane aj. zjistili, že objem nížiny je tak veliký, že přestože vyplněna zmrzlým dusíkem, způsobila v průběhu milionů let reorientaci rotační osy trpasličí planety vůči Charonu – obě tělesa mají vázanou rotaci, fakticky jde o trpasličí dvojplanetu. F. Nimmo aj. navíc modelovali vnitřek Pluta a přišli s hypotézou, že i on může mít pod zhruba 40 km silnou ledovou kůrou podpovrchový oceán.

Atmosféra na Plutu byla objevena r. 1988 a nyní se ukázalo, že prakticky všechny předpoklady o ní byly špatně. Má podstatně nižší teplotu – v horních vrstvách pouhých 70 K, dosahuje do mnohem nižších výšek nad povrch – jen 2,5 tis. km namísto předpokládaných 7,5 tis. km, má podstatně nižší ztráty odparem, vyskytují se v ní aerosoly tvořící mlhy – acetylen, etylen (C2H4), etan (C2H6). Podle výpočtů A. Earlové a R. Binzela se díky změnám ve sklonu rotační osy jednou za 2,8 mil. let trpasličí planeta dostane do takové orientace, kdy Slunce přímo ozařuje 97 % jejího povrchu, což podle propočtů vede ke zvýšení průměrné teploty až o 7 K a také ke zhoustnutí atmosféry až na úroveň povrchového tlaku 280 mbar, tj. více než čtvrtiny pozemského tlaku.

D. McComas aj. analyzovali působení slunečního větru v nejbližším okolí Pluta. Z měření rychlosti nabitých částic a míry odnosu těžkých iontů (zejména methanu) z Plutovy atmosféry autoři odhadují indukci magnetického pole na povrchu trpasličí planety ≤ 30 nT. Přestože je magnetické pole slabé, odnos nabitých částic z atmosféry je malý, pouze 1 % teoreticky předpokládané hodnoty. Autoři charakterizují druh působení slunečního větru na Pluto jako něco mezi kometárním a planetárním typem interakce.

A. Parker aj. oznámili objev měsíce u trpasličí planety (136472) Makemake. Měsíc dostal provizorní název S/2016 (136472) 1 a byl objeven pomocí kamery WFC3 na palubě HST 27. dubna 2015. Jasnost měsíce – neformálně se označuje jako MK2 – je o 7,8 mag (tj. zhruba 1300×) nižší než Makemake a objevu patrně dlouho unikal, protože rovinu oběhu pozorujeme téměř přesně z boku, takže se MK2 občas schovává v záři mateřské trpasličí planety. Z počátečních měření byla jeho oběžná doba odhadnuta na 12,4 d a velká poloosa dráhy na ≥ 21 tis. km. Makemake se nyní nachází ve vydáleosti 52,4 au od Slunce. Průměr MK2 je podle odhadů na základě pozorování kosmickými dalekohledy Spitzer a Herschel ≤ 175 km, ale pak musí mít velice nízké albedo, jen kolem 4 %. Autoři uzavírají článek poznámkou, že pokud všechny trpasličí planety mají měsíce (všechny čtyři nacházející se za Neptunem mají alespoň jeden měsíc), musely být obří impakty v E.-K. pásu běžnou záležitostí.

D.  Hastingsová aj. zveřejnili měřenírotační doby měsíce Hi'iaka u trpasličí planety (136108) Haumea. Rotační doba měsíce činí 9,8 h a je 120× kratší než jeho oběžná doba. Autoři odhadují, že osa rotace má podstatný sklon a velkou precesi, což by mělo být možné ověřit během několika let pozorování pomocí HST a Magellanova dalekohledu. F. Gourgeot aj. se zaměřili na samotnou Haumeu a pomocí přístroje SINFONI na VLT potvrdili přítomnost vodního ledu nejméně na polovině povrchu. Na povrchu se vyskytuje červená skvrna, která ale nemá zásadně odlišné spektrum, patrně jen obsahuje větší množství uhlovodíků. Autoři také určili orbitální parametry obou měsíců trpasličí planety: Hi'iaka má oběžnou dobu 49,03 d a velkou poloosu (téměř kruhové) dráhy 49,5 tis. km, zatímco menší Namaka má oběžnou dobu 18,32 d a velkou poloosu dráhy 25,1 tis. km, ovšem při excentricitě 0,16.

A. Pál aj. zkoumali – zatím nepojmenovanou a oficiálně nepotvrzenou – trpasličí planetu (225088) 2007 OR10 pomocí sondy Kepler v rámci mise K2 a použili rovněž archivní data IR dalekohledu Herschel. Data z Kepleru umožnila určit rotační periodu 2007 OR10 na 44,8 h, což v kombinaci s IR daty dovolilo shora odhadnout množství vyzářeného tepla a albedo, které je opět značně nízké – 8,9 %. Kombinací všech údajů pak vychází průměr tělesa na 1,5 tis. km, což je mnohem víc, než se původně odhadovalo. Z 2007 OR10 je tak po Plutu a Eris rázem třetí největší trpasličí planeta ve Sluneční soustavě. IR spektra povrchu ukazují na přítomnost zmrzlého metanu, CO a N2.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Transneptunská tělesa (TNO)

S. Sheppard aj. hledají soustavně velmi vzdálené objekty TNO pomocí teleskopů Subaru na Mauna Kea a dalších přehlídkových teleskopů na CTIO (Cerro Tollolo Interamerican Observatory) v Chile. Našli tak řadu objektů, které mají přísluní >40 au, ale mají jen mírně excentrické dráhy (e <0,3), takže poloosy jejich drah se pohybují v rozmezí 50 ÷ 100 au. Nemohou tedy souviset s vnitřní částí Oortova oblaku. Spíše je pravděpodobné, že souvisejí s rezonancemi v periodách s Neptunem. Navíc mají často výrazné sklony drah k ekliptice (>20°), Autoři se proto domnívají, že jejich stabilní dráhy řídí jak zmíněné rezonance, tak Lidovovův-Kozaiův mechanismus v soustavě tří těles, z nichž to třetí má zanedbatelnou hmotnost (vůči Slunci a Neptunu).

C. Trujillo a D. Tholen nalezli pomocí 8,2m japonského teleskopu Subaru na Mauna Kea nejvzdálenější těleso ve dráze za Neptunem s provizorním označením V774104. Nacházelo se v době objevu v září 2015 ve vzdálenosti 103 au od Slunce v souhvězdí Ryb a mělo jasnost 24 mag. Tak vzdálená tělesa se neprozradí vlastním pohybem vůči hvězdnému pozadí, ale tím, že Země obíhá poměrně rychle kolem Slunce, takže díky tomu se objekt pohybuje vůči Zemi úhlovou rychlostí 1,3″/h. Autoři odhadli jeho rozměr na 500 km za předpokladu, že albedo objektu dosahuje 15 %. Jde už o třetí vzdálený objekt v zemi nikoho, předešlá takto vzdálená tělesa jsou (90377) Sedna a 2012 VP113 . Výskyt těchto objektů lze vysvětlit několika mechanismy. Mohou to být tělesa vyvržená z Oortova oblaku po přiblížení cizí hvězdy k oblaku, nebo tělesa na vnitřním okraji samotného oblaku, popřípadě i následek existence hmotné planety ve velké vzdálenosti od Slunce.

Poslední domněnku rozpracovali na začátku roku 2016 K. Batygin a M. Brown, kteří si všimli, že šest nejvzdálenějších planetek v Edgeworthově-Kuiperově pásu má společné přísluní svých drah v jednom místě ve zmíněném území nikoho. Počítačové simulace pak naznačily, že za tuto shodu by měla být odpovědná „9. planeta“ o pravděpodobné hmotnosti ~10 MZ, poloměru 3 RZ a očekávané vizuální jasnosti >22 mag, jež je přitom tak daleko od Slunce, že obíhá v periodě ~11 tis. let po velmi protáhlé dráze s délkou velké poloosy 700 au a přísluním ve vzdálenosti >200 au. Proto ji nemohla odhalit infračervená družice WISE, která už vícekrát uskutečnila kompletní přehlídku oblohy s dosahem 22 mag. Oba autoři se rozhodli ověřit své výpočty pozorováním pomocí již zmíněného teleskopu Subaru, který je vybaven vynikající širokoúhlou kamerou HSCs průměrem zorného pole 1,5° a čipem CCD o kapacitě 900 Mpix. Jelikož hypotetická planeta má protáhlou dráhu, tak se s největší pravděpodobností nachází v souladu s 2. Keplerovým zákonem poblíž odsluní, což snižuje výrazně možnost objevu, protože tam je pochopitelně její pozorovaná jasnost nejnižší. Autoři předpokládají, že během pěti let však planetu naleznou.

Řada astronomů však přišla s jinými vysvětleními pro zmíněnou koncentraci přísluní vzdálených planetek (např. i statistickou fluktuací), takže zatím jde o dosti spornou domněnku. Její váhu dále snížily údaje o přesné poloze Saturnu, které pořizuje sonda Cassini pomocí palubního radaru. A. Fiengaová aj. ukázali, že by se vliv údajné deváté planety měl projevit gravitačními poruchami na dráze Saturnu, ale žádné takové poruchy se nenašly. Podobně G. Li a F. Adams simulovali rozličné scénáře vývoje dráhy údajné 9. planety s předpokládanými rozměry eliptické dráhy v intervalu 400 ÷ 1 500 au. Zjistili tak, že během vzniku Sluneční soustavy v zárodečné hvězdokupě by souběžně vznikající okolní hvězdy takovou planetu ze Sluneční soustavy brzo vymetly.

E. Linderová a C. Mordasini propočítali pozorovatelné charakteristiky údajné 9. planety pomocí termodynamického modelu pro parametry spočítané Batyginem a Brownem. Tak se ukázalo, že 9. planeta by měla vnitřní zdroj tepla ze smršťování a proto by byla i v odsluní relativně jasná zejména v infračerveném pásmu pokrytém družicí WISE, tj. spolehlivě nad hranicí citlivosti družice, která už vícekrát prohlédla celou oblohu.

Naproti tomu S. Sheppard a C. Trujillo, kteří pomocí 8,2m teleskopu Subaru a 4m Blancova a 6,5 Magellanova teleskopu observatoře CTIO v Chile systematicky hledají objekty s hlavními poloosami drah >150 au, objevili dalších pět TNO s takto velkými poloosami. Domněnku o 9. planetě podporují tím, že jeden z nich (2013 FT28) má ekliptikální délku přísluní přesně v protisměru proti ostatním. Další objev TNO (2014 FE72) má odsluní v Oortově oblaku (3 kau!).

J. Kavelaars aj. oznámili v září 2015 objev další velmi vzdálené planetky 2015 RR245 , kterou pak během roku 2016 sledovali M. Bannisterová aj. Tak se podařilo určit hlavní dráhové parametry: a = 81 au; e = 0,6; odsluní 129 au; přísluní 34 au; oběžná doba 735 let. Při albedu 10 % by měla planetka průměr 700 km, ale při albedu 25 % jen 450 km. Objev souvisí se systematickou přehlídkou vzdálených TNO objektů, jenž probíhá na Mauna Kea pomocí kamery MegaCam se zorným polem 1 čtv. stupeň a čipem CCD 378 Mpix u 3,6m teleskopu CFHT pod názvem OSSOS (Outer Solar System Origin Survey). Objev dále posiluje domněnku, že „území nikoho“ mezi Edgeworthovým-Kuiperovým pásem a vnitřní částí Oortova oblaku je ve skutečnosti obydleno a tvoří další významnou složku struktury Sluneční soustavy.

S. Porter aj. pozorovali 2. 11. 2015 pomocí kamery LORRI na sondě New Horizons TNO (15810) 1994 JR1ze vzdálenosti 1,85 au a znovu 7. 4. 2016 ze vzdálenosti 0,7 au. Objekt rotuje v periodě 5,5 h a má velmi drsný povrch. Objekt se přibližuje k Plutu na vzdálenost 2,7 au každých 2,4 milionů let a Pluto tak svou gravitací ruší jeho dráhu. Jde o první TNO po Plutu a Charonu, kde se podařilo získat takové podrobnosti.

D. Vokrouhlický aj. ukázali, že řada těles TNO se vlivem dráhových poruch přesouvá do tzv. hlavního pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Podle autorů v původní konfiguraci planet Sluneční soustavy existovala za Neptunem další planeta o podobné hmotnosti, jakou má Neptun. Ještě dál za ní se nacházelo několik tisíc trpasličích planet a 50 miliónů TNO s rozměry >100 km. Jenže „přebytečná“ planeta se po blízkém přiblížení k Jupiteru dostala na hyperbolickou dráhu a Sluneční soustavu opustila. Dříve než zmizela, však ovlivnila dráhy těles TNO ve zmíněných vzdálenostech, která se tak dostala až do hlavního pásu ve dvou rezonančních dráhových pásmech (3/2 a 4/3). Zbytek se usadil v oblasti dnešního Edgeworthova-Kuiperova pásu, případně byl zachycen obřími planetami jako neřádné satelity, popřípadě jako Trojáné Jupiteru. Autoři usoudili, že meteorit Tagish Lake (dopad v Kanadě v r. 2000), jenž se výrazně odlišuje od ostatních uhlíkatých chondritů, je prvním vzorkem materiálu drobných objektů prvotní Sluneční soustavy.

Naproti tomu R. Brown a J. Firth tvrdí, že existenci TNO v současných drahách nelze uspokojivě vysvětlit jinak, než předpokladem, že tato tělesa vznikla uvnitř dráhy Neptunu a do současných poloh se dostala následnou migrací až během posledních několika miliónů let! Během migrace Neptun výrazně ovlivnil dráhu řady z nich, což vedlo ke koncentraci argumentů přísluní ω poblíž 0° pro objekty s velkými poloosami drah >150 au.

1.2.2. Kentauři

M. Panova a Y. Wu zkoumali vlastnosti prstenců objevených kolem kentaura (10199) Chariklo během pozorování zákrytu hvězdy Chariklem v červnu 2013. Jde o dva prstence ve vzdálenosti zhruba 130 km od centra kentaura o šířkách 6,5 a 3 km oddělených 9 km širokou mezerou. Podle dalších pozorování se ukázalo, že prstence vykazují excentricitu, rozměry částic v prstencích dosahují řádově metry a jejich úhrnná hmotnost činí 1013 kg. Životnost prstenců odhadli na 100 tis. roků, což je asi o řád kratší doba než životnosti kentaurů samotných. Autoři dále přepokládají že v období kolem přísluní budou částice prstenců vykazovat kometární aktivitu. Naproti tomu B. Kondratyev soudí, že hmotnost prstenců dosahuje 9.1015 kg při hustotě částic 2,7× voda. Vnitřní prsten je asi 10 hmotnější než vnější. Typické rozměry částic by měly dosahovat 0,25 m. Podle autora by se měly prstence sbalit do satelitů během nejbližších 10 tis. let.

M. Galiazzo aj. posuzovali možnost, že kentauři jsou potomci TNO a mohou svůj relativně krátký život skončit jako planetky hlavního pásu, kde narušují stabilitu starých rodin planetek, popřípadě i jako křížiči Země. Jejich životnost v hlavním pásu činí dosahuje však nanejvýš 4 mil. let, a na rozdíl od původních planetek mají vyšší excentricity než domácí planetky a velké poloosy jejich drah se pohybují v rozmezí 2,8 ÷ 3,2 au.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

I když je planetka (1) Ceres od r. 2006 formálně převedena do kategorie trpasličích planet, z důvodu kontinuity ji budeme v našem přehledu stále řadit mezi planetky hlavního pásu. Rok 2016 přinesl právě pro Cereru řadu převratných objevů, neboť od 13. 1. 2015 ji podle M. Raymana začala snímkovat kosmická sonda Dawn ještě během příletové fáze k Cereře. Na prvním snímku ze vzdálenosti 380 tis. km zabrala planetka jen 37 pixelů s rozlišením povrchu 36 km. Sondu se podařilo pomocí iontového motoru zaparkovat na oběžné dráze kolem planetky 6. 3. 2015 a od 16. 12. 2015 do 2. 9. 2016 byl její povrch snímkován s lineárním rozlišením 15m/pix. Tak se především podařilo studovat strukturu záhadné velmi jasné skvrny v kráteru Occator (ø 92 km), jež byla objevena HST zdálky už v r. 2005. Navíc se podařilo objevit na povrchu Cerery přes 130 podobných jasných skvrnek menších rozměrů.

M. De Santis aj. zjistili, že v chemickém složení skvrn převažuje docela obyčejná soda (uhličitan sodný; Na2CO3; jde o velmi podstatnou surovinu pro textilní průmysl, sklářství a další obory, takže spotřeba sody na Zemi přesahuje 32 mil. t/rok.) Dalšími příměsemi ve skvrnách je uhličitan amonný a chlorid amonný. Autoři soudí, že jde o krystalické produkty solných roztoků pod povrchem Cerery. Něco podobného se už dříve pozorovalo na povrchu Saturnova měsíce Enceladus.

T. Roatsch aj. využili 900 snímků, pořízených přehlídkovou kamerou z výšky 4,4 tis. km během sedmi oběhů Dawn kolem Cerery v červnu 2015 k sestavení atlasu povrchu trpasličí planety s rozlišením 400 m/pixel. Atlas (dawn_gis.dir.de/atlas) v měřítku 1: 2 000 000 obsahuje také oficiální nomenklaturu povrchových útvarů schválenou IAU. Týž tým následně využil 2 400 snímků pořízených mezi polovinou srpna až října 2015 z výšky 1,5 tis. km k sestrojení dalšího atlasu s rozlišením 140 m/pixel v měřítku 1:750 000. O. Ruesch aj. analyzovali snímky s nejlepším rozlišením 35m/pixel, které pokrývají přes 99 % povrchu planetky, což umožnilo sestavit podrobnou geologickou mapu a určit i stáří objektů na povrchu Cerery. Naprostým unikátem je kryovulkán Ahuna Mons o relativní výšce 4 km a základně široké 17 km, jehož stáří autoři odhadli na 210 mil. let.

S. Marchi aj. si povšimli, že vzhledem ke stáří Cerery jeví povrch mnohem méně velkých impaktních kráterů, než se očekávalo. Simulace impaktů naznačovaly, že na povrchu planetky bude alespoň 10 kráterů s průměrem >400 km, a k tomu dalších 40 kráterů s průměrem >100 km. Ve skutečnosti není na planetce žádný kráter s průměrem >280 km a jen 16 kráterů s průměrem >100 km. Přitom na Vestě, která má poloviční průměr než Ceres, jsou dva krátery s průměrem ~500 km. Je ale možné, že tři velké prolákliny (planitiae) na Cereře o průměrech až 800 km mohou být svědectvím o velmi raných velkých impaktech, jejichž vzhled se však setřel pružností podpovrchového ledu, která je vyšší než pružnost hornin.

R. Park aj. zkombinovali údaje o vnitřní stavbě Cerery získané zčásti i z pozemních pozorování s mnohem podrobnějšími údaji sondy Dawn. Ukázali, že planetka je geologicky částečně diferencovaná, tj. má kamenné jádro, nad nímž se nachází slupka těkavých sloučenin. Povrch jeví isostázi (kompenzaci výšin poklesem vnitřních vrstev). Podle výpočtů autorů se hustota jádra planetky pohybuje mezi 2,5 ÷ 2,9násobkem hustoty vody v pozemských podmínkách, kdežto vnější slupka o tloušťce 70 ÷ 190 km má hustotu jen 1,7 ÷ 2,0× voda. Rovníkový průměr Cerery činí 963 km. J.-P. Combe aj. uvedli, že střední hustota celé planetky činí jen 2,16× hustoty vody, což znamená, že těleso obsahuje velké množství vody převážně v podobě ledu.

Neutronová a gama spektrometrie sondy Dawn odhalila podle T. Prettymana aj. výskyt vodíku, železa a draslíku na povrchu Cerery. Získaná data potvrdila, že povrchový materiál byl pozměněn interakcí s vodou, která vyvěrala z nitra Cerery. Uhlíkatá složka regolitu se podobá uhlíkatým chondritům v meteoritech. Ve středních a vysokých geografických šířkách Cerery obsahuje regolit místa s vysokou koncentrací vodíku. To potvrzuje názor, že pod povrchem Cerery je hodně vodního ledu, který tam přežívá už miliardy let. T. Platz aj. zkoumali zastoupení ledu v 634 kráterech poblíž pólů, které jsou trvale ve stínu, ale jen v deseti z nich je vodní led zastoupen. To znamená, že podobně jako v trvale zastíněných místech na Merkuru a Měsíci může led na povrchu Cerery místy dlouhodobě přežít.

Podpovrchové vrstvy Cerery téměř určitě obsahují množství ledu, neboť její průměrná hustota je poměrně nízká (2,2násobek hustoty vody v pozemských podmínkách), jak zjistili J.-P. Combe aj. Navíc M. Formisano aj. připomněli, že družice Herschel (ESA) a sonda Dawn pozorovali občasné výrony vodní páry v okolí trpasličí planety. J. Y. Li aj. shrnuli údaje o epizodách vodní páry za poslední tři dekády, kdy se planetce občas věnoval HST a některé pozemní teleskopy. Výrony páry trvají měsíce a nezávisejí na proměnné vzdálenosti Cerery od Slunce, takže nejde o sublimaci při vyšší teplotě, jako tomu bývá u komet. Podle G. Thangjama aj. snímky kráteru Occator pomocí  kamery na sondě Dawn ukazují, že oblak vodní páry nad kráterem je důkazem přítomnosti trvalého oparu nad dnem kráteru a liší se tak od jiných přechodných oblaků páry nad planetkou. Zatím se nepodařilo potvrdit, zda má Ceres trvalou vodní exosféru; spíše jde o dočasné úkazy.

D. Buczkowski aj. uvedli, že Ceres je zčásti geologicky diferencována, takže má uvnitř silikátové jádro a kolem něho plášť bohatý na vodní led. Na povrchu se vyskytují hlavně phyllosilikátové minerály.

V r. 2012 objevili R. R. Fu aj. remanentní magnetismus meteoritu Allan Hills A81001. Jelikož meteorit patří k eukritům, je prakticky jisté, že pochází z planetky Vesta. Odtud M. Formisano aj. nyní usoudili, že Vesta měla na počátku svého vývoje tekuté kovové jádro a tudíž dynamové magnetické pole, jehož indukce na povrchu planetky dosahovala 2 µT. Toto pole ochránilo povrch Vesty od kosmického zvětrávání ionizačním zářením, takže jde vlastně o velmi netypickou planetku, jež navzdory malému objemu byla geologicky diferencována a představuje spíše protoplanetu, kterou se však vinou poruch od Jupiteru nepodařilo dostavět.

B. Denevi aj. studovali regolit Vesty pomocí kamery na sondě Dawn s lineárním rozlišením až 15 m/pix. Odhalili tak impaktní krátery s průměry <300 m a rozpoznali horniny typu diogenitu a eukritu vyvržené z hloubek až 1 km pod povrchem planetky. V paprscích vyvržených z některých kráterů pak nalezli různé formy howarditu. Je zřejmé, že právě tyto složky se podílely na vzniku regolitu a jeho postupném zvětrávání, vyvolaném dalšími impakty, při nichž se menší úlomky zmíněných tří hornin dostaly po nárazu impaktoru na heliocentrické dráhy, jež po dlouhé době některé z nich zavály v podobě achondritických meteoritů na Zemi.

Také S. Pirani a D. Turrini připomněli, že Vesta je jediná planetka, jejíchž vzorky hornin a minerálů máme k dispozici na Zemi v podobě eukritů, howarditů nebo diogenitů. Tyto achondrity se podobají pozemským bazaltům, které patří mezi magmatické horniny. Meteority z Vesty jsou však mladší než 4 mld. let, takže byly z planetky vymrštěny až po raném těžkém bombardování v první půlmiliardě let po vzniku Sluneční soustavy. Autoři se pokusili rozkrýt události, které se během těžkého bombardování projevily na povrchu Vesty a prokázali, že tehdy mělo na Vestě vzniknout kolem 30 impaktních kráterů s průměrem >1 km. čili pětkrát častěji, než kdyby epocha těžkého bombardování nenastala. Jenže tyto krátery byly přeorány pozdějšími impakty, takže se nedochovaly, což je v souladu s pozorováním kráterů sondou Dawn zblízka.

F. Moreno aj. zobrazovali aktivní planetku P/2018 G1 (PanSTARRS) od konce dubna až do počátku června r. 2016 pomocí 10,4m teleskopu GTC na Kanárských ostrovech. Z těchto měření zpětně usoudili, že aktivita planetky započala téměř rok před průchodem planetky přísluním a byla nejspíš způsobena dopadem menšího tělesa na její povrch, jež bylo nárazem zcela rozbito. Oblak prachu o hmotnosti 17 Mt pak provázel planetku ještě během přísluní, takže impaktní projektil musel mít průměru možná až 100 m.

Díky široké mezinárodní spolupráci pozorovatelů planetek, na níž se významně podílejí čeští astronomové pod vedením P. Pravce, se daří objevovat další binární planetky, popřípadě další satelity planetek. V r. 2016 tak byly rozpoznány binární planetky (2242) Balaton (oběžná doba 13,0 h; rotační perioda primární složky 2,8 h). Sekundární složka má rozměr >1/4 rozměru primární složky. Podobně byl objeven průvodce planetky (2535) Hämeenlinna (oběžná doba 21,2 h; rotační perioda primární složky 3,2 h; průměr sekundární složky >0,2 primáru); (6016) 1991 PA 11 (21,3 h; primár 2,8 h; sekundáru >0,2); (5872) Sugano (18.0h; primár 3,4h; sekundár >0,3) a (12008) Kandrup (rovnocenné složky rotující synchronně obíhají v periodě 1,7 d).

Pomocí 8,2m teleskopu UT3 kamerou SPHERE se v další široké mezinárodní spolupráci podařilo objevit už druhý satelit planetky (107) Camilla. Jde o celkem šestý případ planetek se dvěma satelity. Do této exkluzivní skupiny v hlavním pásu už totiž patří planetky (87) Sylvia, (45) Eugenia, (216) Kleopatra, (93) Minerva a (130) Elektra.

J. Žižka aj. nalezli příklad těsného páru planetek, které společně putují v pásu planetek po dobu 15 tis. až po téměř milion let. Jde o planetky (87887) 2000 SS286 a (415992) 2002 AT49. První z nich má rotační periodu 5,8 h a druhá 2,6 h. Jejich pozorovaná absolutní hvězdná velikost H (15,0 a 16,2 v oboru R) kolísá velmi málo, takže obě tělesa mají zřejmě téměř kulový tvar. Z výpočtů minulých drah těles autorům vyšlo, že se k sobě těsně přiblížila před 7,4 tis. lety, resp. s nižší pravděpodobností už před 45 tis. let. Z toho autoři usuzují, že před 7,4 tis. lety se buď rozdělila, nebo teprve tehdy vznikla jako zprvu gravitačně vázaný pár. To znamená, že se podařilo objevit pár planetek s dosud nejkratší dobře určeným stářím.

1.2.4. Křížiči

Během roku 2015 snímkovala infračervená družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; zrcadlo ø 0,4m; pásmo 3 ÷ 25 µm) soustavně planetky, které křižují zemskou dráhu a jsou tedy potenciálně nebezpečné pro střet se Zemí. Určila tak přesné dráhy pro 439 křížičů, z toho 72 nových, mezi nimi 8, kteří by mohli Zemi v dohledné budoucnosti ohrozit. V průběhu roku tak nashromáždila na 5 mil. jejich snímků. D. Perna aj. odhadli celkový počet nebezpečných křížičů na 1,6 tis. a současný počet všech křížičů na 4,7 tis. Nejnebezpečnější jsou takoví křižiči, kteří mají nízkou střední hustotu, protože ty nelze účinně rozstřílet kvůli tlumícímu efektu poréznosti jejich materiálu.

C. Rumpf aj. zhodnotili stav informací o meziplanetárních objektech potenciálně nebezpečných kvůli možné srážce se Zemí. Jak známo, příslušnou tabulku o objektech PHA (Potentially Hazardous Asteroids) udržují a denně aktualizují weby NASA a ESA. Zatím se podařilo identifikovat dvě tělesa, která se podle výpočtu dráhy následně srazila se Zemí. V prvním případě šlo mikroplanetku 2008 TC3 (ø 4 m; 80 t) objevenou 6. 8. 2008 R. Kowalskim na Mt. Lemmon v Arizoně 19 h před impaktem. Její přesná budoucí trajektorie byla spočítána během 8 h a zveřejněna elektronicky. Mikroplanetka zanikla přesně podle výpočtu nad Núbijskou pouští v Severním Súdánu. Hlavní výbuch (ekvivalent ≈1,5 kt TNT) se odehrál ve výšce 37 km nad zemí. V poušti byly následně nasbíráno na 600 kamenných úlomků o celkové hmotnosti 10,5 kg (meteorit s rodokmenem se jmenuje Almahata Sitta). Týž pozorovatel objevil 1.1. 2014 také další mikroplanetku 2014 AA (ø 3 m; 40 t). Její kolizní dráha byla spočítána po 70 min pozorování. K výbuchu došlo podle předpovědi po 21 h od objevu nad Atlantikem (44° z. d.; 11° s. š.) asi 3 tis. km východně od Caracasu. Mikroplanetka patřilo do rodiny křižujících planetek typu Apollo (q = 0,9 au; Q = 1,4 au; e = 0,2; i = 1,4°; P = 1,25 r). Autoři původní práce ukázali, že už v současné době můžeme odhalit PHA v dostatečném předstihu před impaktem. U těles, která by mohla způsobit vážné škody, lze očekávat, že jejich přesné kolizní trajektorie budou známy s daleko větším časovým předstihem před ničivým impaktem. Zatím však astronomové nedokáží včas odhalit křížiče, kteří by se k Zemi blížili ve směru od Slunce. K tomu cíli by musela být vypuštěna infračervená družice usazená někde kolem dráhy Venuše.

J. Hanuš aj. zkoumali dráhu a vlastnosti podivuhodného křížiče (3200) Phaeton s přísluním jen 0,14 au, jenž je patrně zdrojem mocného pravidelného prosincového meteorického roje – Geminid. Pomocí infračervených měření pozemními teleskopy a kosmickým teleskopem SST se pokusili na základě termofyzikálních modelů odvodit geometrické parametry planetky. Určili tak siderickou rotační periodu tělesa (3,06 h s chybou ± 2. 10-6) a dále směr rotační osy vůči ekliptice s chybou ±5°; průměr 5,1 ±0,2 km a albedo 12 %.

Kromě křížičů doprovázejí Zemi dočasně kvazisatelity, jež jsou vlivem gravitačním poruch zachyceny Zemí, ale budoucí poruchy způsobí, že se z gravitačního náručí Země opět časem vymaní. V r. 2016 objevili pozorovatelé při přehlídce na Havajských ostrovech miniplanetku 2016 HO3, která má průměr <100 m a Zemi střídavě předchází či pronásleduje na dráze podobné podkově. Nikdy se však k Zemi nepřiblíží na vzdálenost <30násobek vzdálenosti Měsíce. Ze všech kvazisatelitů má zatím dlouhodobě nejstabilnější dráhu. Jak uvedl R. Jedicke, tento kvazisatelit by byl velmi vhodným objektem pro zkoumání pomocí sondy, popřípadě i lidské posádky.

Největší počet kvazisatelitů na podkovovitých drahách studovali C. & R. de la Fuente Marcosovi. Popsali tak dráhové parametry kvazisatelitu 2015 SO2, jenž patří do rodiny planetek Aten a dalších kvazisatelitů 2015 XX169; 2015 YA; 2015 YQ 1 a (469219) 2016 HO3. Nejstabilnějším průvodcem Země po dobu řádu tisíců let je kvazisatelit 2015 XX169, zatímco ostatní Zemi poměrně brzo opustí vlivem poruch od Venuše. V současnosti má Země již 18 potvrzených kvazisatelitů. Jak uvedl K. T. Smith, kvazisatelit 2016 HO3 je vůbec nejbližším dosud objeveným průvodcem Země. Má průměr jen několik desítek metrů a jeho vzdálenost od Země kolísá mezi 38násobkem a stonásobkem vzdálenosti Země-Měsíc. Proto se potenciálně hodí pro automatický nebo i pilotovaný let s cílem odebrat vzorky hornin z jeho povrchu.

D. Clark aj. odhadli, že jen 1 % kvazisatelitů může nakonec dopadnout na Zemi. Daleko nejčastější doba pobytu v okolí Země se pohybuje kolem několika desítek let, ale kvazisatelit 2006 RH120 se odpoutal od Země už během roku. Přesná měření rychlostí bolidů v Evropské bolidové síti řízené českými astronomy ukázala, že asi 0,1% bolidů pochází od miniaturních kvazisatelitů, která před srážkou se Zemi setrvávala na kvazisatelitních drahách od 48 dnů do více než 5 let. Průměrně jde o objekty s hmotnostmi kolem 5 kg, tj. průměrem asi 0,15 m, které vlétají do atmosféry Země rychlostmi kolem 11,0 km/s.

Na observatoři Arecibo probíhala v r. 2016 radarová pozorování blízkozemních planetek ve frekvenčním pásmu 2,38 GHz (vlnová délka 126 mm). V polovině ledna tak byla opakovaně sledována planetka (85990) JV6. Na základě srovnání s předešlými radarovými měřeními v Arecibu a na stanici Goldstone  (Mohavská poušť, Kalifornie; DSS ø 70 m; pásmo 8,56 GHz; 35 mm) se ukázalo, že planetka vykazuje negravitační zrychlení. Podobně dopadla přesná radarová měření planetky (441987) NY 65 v červnu 2016. Planetka se přibližuje k Zemi každoročně, takže vědecký tým observatoře počítá s dalším zpřesněním údajů o těchto negravitačních vlivech na její dráhu.

A. Ipatov aj. uskutečnili bistatické radarové pozorování planetky 2011 UW158 z observatoře Goldstone v pásmu 8,56 GHz s pravotočivou polarizací a signál od ní odražený přijímali na ruských radarech RT-32 s průměry parabol 32 m na observatořích Zelenčukskaja (levotočivá polarizace) a Badary (pravotočivá polarizace). Když se 19. 7. 2016 planetka přiblížila k Zemi na vzdálenost šestinásobku vzdálenosti Země – Měsíc, podařilo se tak změřit její hlavní rozměry (350 × 520 m), rotační periodu 36 min a určit směr rotační osy vůči ekliptice.

M. Knight aj. pozorovali pozemskými dalekohledy, ale také pomocí SST údajnou kometu 322P/SOHO (P/1999 R1) ve vzdálenostech 2,2 ÷ 1,2 au od Slunce. Jde o první periodickou kometu objevenou sluneční družicí SOHO, která byla nezávisle sledována neslunečními teleskopy. Autoři tak zjistili, že „kometa“ nejevila na žádném z těchto snímků jakoukoliv aktivitu. Z krátkodobých periodických změn jasnosti s amplitudou 0,3 mag se podařilo určit rotační periodu tělesa na 2,8 h. Odtud vyplývá, že hustota tělesa větší než hustota vody v pozemských podmínkách, což komety nikdy nedosahují následkem vnitřní poréznosti. Také její barevný index R-I je modřejší než u komet. To znamená, že ve skutečnosti jde o planetku s průměrem něco přes 200 m a albedem ~25 %. Aktivita pozorovaná družicí SOHO není tedy projevem standardní kometární aktivity při přiblížení tělesa ke Slunci, ale má jinou fyzikální příčinu. Proto lze objekt považovat za planetku s dosud nejmenší vzdáleností přísluní (0,053 au; 8 mil. km). Planetka má odsluní ve vzdálenosti 5,0 au; a = 2,5 au; i = 13°; e = 0,978; P = 4,0 r.

D. Sears aj. poukázali na možnost, jak prozkoumat možná rizika srážky Země s planetkou díky studiu meteoritických kráterů na Zemi. Především se dají zhodnotit zprávy očitých svědků takových pádů. I když jsou subjektivní, přece jen se v nich najdou objektivní důkazy o tom, jak probíhá průlet meteoroidu atmosférou Země. Dále existuje už 19 filmových nebo digitálních videí o průletech meteoroidů, což umožňuje získat kvalitní údaje o průletu a fragmentaci těles, jež se řítí atmosférou vysoce nadzvukovou rychlostí. V současné době je na Zemi rozpoznáno 188 meteoritických kráterů a pro 10 z nich jsou k dispozici úlomky původního tělesa. Z toho lze odvodit vztah mezi mineralogickými a geologickými vlastnostmi projektilu a rozměrem impaktního kráteru. Pro většinou nalezených meteoritů lze změřit jejich odolnost proti tlakovým silám, hustotu, poréznost, koeficient vodivosti tepla, atd. Důležité informace o průletu atmosférou poskytuje utuhlá kůra na povrchu meteoritu a výsledný tvar úlomku či hlavního tělesa meteoritu. Tyto studie se rozbíhají v Amesově výzkumném centru (NASA, Moffet Field, Sillicon Valley) a ve Státní laboratoři Lawrence Livermore (Kalifornie). Výsledky budou veřejně přístupné na internetu. Podobně D. Cottová-Figueroavá aj. připravují laboratorní testy s úlomky uhlíkatých i obyčejných chondritů, pomocí nichž lze pak simulovat průlety meteoroidů s průměrem až 100m zemskou atmosférou

A. F. Cheng aj. referovali o přípravě projektu AIDA (Asteroid Impact & Deflection Experiment), jenž má ověřit možnost změny dráhy binárního křížiče (65803) Didymos koncem září roku 2022. Jde o společný projekt NASA (Double Asteroid Redirection Test) a ESA (Asteroid Impact Mission). Projekt počítá s nárazem těžkého projektilu na sekundární složku planetky (ø 150 m) rychlostí 7 km/s, což by mělo způsobit změnu oběžné doby sekundáru o 4 minuty. Tak velká změna by se dala snadno změřit pozemními či kosmickými teleskopy. Fyzikální vlastnosti sekundární složky by předem změřila sonda AIM. Odborníci předpokládají, že impakt vyvolá měřitelnou prachovou komu kolem sekundáru. Podobně by se mělo zdařit pozorovat morfologii impaktního kráteru, což by pomohlo lépe pochopit, jak probíhají vzájemné srážky planetek.

1.2.5. Obecné studie o planetkách a Trojánech

S. Sheppard připomněl, že první tři Lagrangeovy body v soustavě dvou těles našel L. Euler už v r. 1765. Mají konvexní stabilitu, takže tělesa z nich vychýlená se již do nich nevracejí. J. Lagrange našel v r. 1772 body L4 a L5, které vykazují konkávní stabilitu, takže vychýlená tělesa se do nich vracejí. Protože Jupiter má ve srovnání se Sluncem mezi všemi planetami suverénně nejvyšší hmotnost ~0,001 MO a solidní vzdálenost 5,2 au, jsou příslušné Lagrangeovy body L4 a L5 soustavy Slunce – Jupiter hojně zaplněny mnoha tisíci drobných těles.

A. Izidoro aj. zkoumali vývoj hlavního pásu planetek od počátečního chaosu při vzniku Sluneční soustavy až po současnost. Dnešní pás vykazuje dynamicky vybuzené dráhy s různými výstřednostmi a sklony a celkem nepatrnou úhrnnou hmotností na úrovni 0,001 MZ. O vybuzení drah se postaraly planety Jupiter a Saturn vinou migrace svých drah z místa vzniku směrem ke Slunci a posléze ve směru opačném. Autoři soudí, že i raná Sluneční soustava podléhala dráhovému chaosu od samého počátku své existence.

E. Beitz aj. studovali kolizní historii geologicky nediferencovaných planetek hlavního pásu, jelikož pravděpodobně většina meteoritů nalézaných na Zemi vznikla během velmi rychlých nárazů menších projektilů na tyto planetky, Při těchto nárazech se menší projektil zničí, zatímco na planetce vznikne vinou uvolněné energie odpovídající impaktní kráter. Část úlomků z povrchu planetky přitom opustí planetku rychlostí vyšší než únikovou a některé pak vlivem dráhových poruch nakonec spadnou na Zemi jako meteority. Autoři na základě Monte Carlo simulací odhadli, že typická planetka o průměru 200 km se během existence Sluneční soustavy srazila s projektily většími než 200 mm přibližně 1014krát. Statistickou studii porovnali s modelem tvaru planetky (21) Lutetia za předpokladu, že původně šlo přibližně o kulové těleso s poloměrem odpovídajícím dnešní hlavní ose dvojosého elipsoidu. Souhlas mezi současným tvarem planetky a simulovaným kolizním modelem je docela přesvědčivý.

V. Carruba aj. se zabývali otázkou, které rodiny planetek jsou nejstarší a dospěli k závěru, že téměř všechny dosud identifikované rodiny vzniklé tvrdou srážkou mateřské planetky jsou poměrně mladé. Jak se ukazuje, po prvotním rozptylu úlomků bezprostředně po velké srážce dochází k dráhovým poruchám úlomků vlivem klasického Jarkovského efektu a efektu YORP (Yarkovsky - O´Keefe – Radzievskii – Paddack). Naprostá většina současných rodin není starší než 2,7 mil. let. Pouze některé paleorodiny (Koronis a Eunomia) mohly vzniknout snad až před 3,8 mil. let. Hlavní pás už dávno smazal doklady o období těžkého bombardování uvnitř Sluneční soustavy v první půlmiliardě let po jejím vzniku.

D. Vokrouhlický aj. se zabývali revizí stáří rodiny planetky (2384) Schulhof na základě nových pozorování jasnosti hlavního tělesa a určení jeho rychlosti rotace a orientace sklonu rotační osy. Zjistili též, že tato rodina má o polovinu více členů, než se dosud udávalo. Odtud odvodili stáří rodiny na (800 ±200) tis. let.

M. Granvik aj. ukázali, že většina křížičů dráhy Země, Venuše i Merkuru pochází z hlavního pásu planetek vlivem negravitačních tepelných poruch jejich drah (efekty YORP a Jarkovského). Křížiči Země představují směs planetek s nízkým a vysokým albedem; rozhraní mezi nimi tvoří planetky s albedem 10 %. Naproti tomu i po započtení výběrových efektů mají zejména křížiči Merkuru většinou vysoké albedo. To lze podle autorů vysvětlit tím, že tmavé planetky s přísluním v blízkosti řádově desetinásobků poloměru Slunce více pohlcují teplo ze Slunce, což vede ke zrychlování jejich rotace a nakonec k rozpadu odstředivou silou mnohem dříve než u planetek s vysokým albedem.

R. Nugent aj. zveřejnili výsledky obnovené infračervené přehlídky planetek NEOWISE, která započala koncem r. 2013 po dvou letech soustavných pozorování. Hlavním cílem přehlídky bylo zlepšit údaje o počtech, rozměrech a albedech křížičů Země, což se podařilo pro 207 křížičů, z nichž pro většinu (84 %) byly předtím známy jen jejich jasnosti. V porovnání s jinými metodami určování těchto parametrů jsou údaje o rozměrech křížičů nyní známy s přesností ±20 % a o albedech s přesností ±40 %. Program NEOWISE hledá přednostně křížiče s průměrem >100 m a nízkým albedem. Kromě toho týž program poskytl nové přesnější údaje pro téměř 8,9 tis. planetek zejména v hlavním pásu.

V únoru 2016 vyšel v časopise Astronomy & Astrophysics článek J. Hanuše aj. o konvexních modelech planetek připravený v rozsáhlé mezinárodní spolupráci 169 autorů z 88 astronomických institucí. Jde o výsledek desetiletého úsilí ve shromažďování optických pozorování pro téměř 400 planetek. Autoři tak dokázali spočítat 3D modely pro 36 planetek, jejichž hmotnosti jsou známy, určit jejich rotační periody a orientace os rotace. Odtud také mohli spočítat jejich střední hmotnosti. Navíc uveřejnili modely pro 250 planetek včetně 13 planetek rodiny Hungaria a tří křížičů Země. Publikované údaje navíc poslouží pro rozbor fyzikálních parametrů různých populací planetek, zejména termofyzikálních modelů, menších kolizních rodin planetek, určení tvaru planetek z tranzitů před hvězdami, popřípadě planetek, jejichž disky se podařilo zobrazit.

P. Pravec aj. v souhrnném článku o binárních planetkách a tripletech pojednali o rotačních periodách a roztečích složek pro dublety a triplety, které křižují dráhu Země nebo/a dráhu Marsu, jakož i pro malé planetky hlavního pásu. Ukázali, že 24 binárních planetek vykazuje synchronní rotace sekundárních složek v rezonanci 1:1, kdežto dalších 22 planetek s větší roztečí mezi složkami a/nebo silně excentrickými drahami jeví asynchronní rotaci. Asynchronní binární planetky mají obecně krátké (<10 h) rotační periody. Je docela překvapující, že sekundární složky mají vesměs dobře definované rotační periody, stálé po dobu týdnů až roků. Výjimkou je dublet (35107) 1991 VH, jehož sekundární složka vykazuje chaotickou rotaci.

H. Cibulková aj. určovali orientaci rotačních os a deformace (protažení) planetek na základě fotometrie, která obvykle poskytuje více údajů o jasnosti planetky v dané noci, ale řídce a nepravidelně v delších časových intervalech. Nová metoda navržená autory však pomocí optimalizace modelu trojosého elipsoidu dokáže zmíněné parametry určit přesněji než běžně používaná inverze světelné křivky. Směry rotačních os pozorovaných planetek nejsou rozloženy rovnoměrně v ekliptikální délce, zejména pro planetky s malými sklony drah k ekliptice. Planetky s průměry <25 km jsou protáhlejší než planetky nad touto mezí.

1.2.6. Komety

1.2.6.1. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

Podobně jako již v r. 2015 přicházely i v roce 2016 převratné zprávy díky dalším údajům z epochálního projektu Rosetta-Philae (ESA). M. Hirabazashi aj. nalezli na snímcích spojovacího můstku mezi oběma jádry komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková dvě rovnoběžné trhliny s roztečí 750 m od sebe. Jde podle autorů o důkaz, že vinou zrychlující se rotace komety v důsledku výtrysků plynu a prachu se trhliny budou zvětšovat. Kromě toho ke zrychlování rotace komety přispívají svým gravitačním působením Slunce a Jupiter, jakož i odpařování amoniaku a CO2. Nakonec zhruba po 100 letech se obě jádra oddělí rychlostí menší než únikovou, takže budou obíhat kolem barycentra soustavy, ale postupně se budou k sobě opět přibližovat, aby se nakonec spojila při mírné rychlosti nárazu do odlišného tvaru burského oříšku Autoři připomněli, že zatím máme podrobné snímky pouze pro sedm komet. Z toho pět má tvar burského oříšku, takže podobný osud má nejspíš většina komet. Celý proces štěpení a splývání se může u krátkoperiodických komet mnohokrát opakovat. Naproti tomu je téměř jisté, že komety se příliš nepodílely na epoše těžkého bombardování v první půlmiliardě let po vzniku Sluneční soustavy, protože se při dlouhém letu do nitra Sluneční soustavy stačily procesem splývání a rozcházení úplně zničit.

B. Davidsson s rozsáhlým mezinárodním týmem dospěli na základě měření Rosetty i Philae a jejich srovnáním, jak s výsledky mise Stardust se vzorky komety 81P/Wild 2, tak i ze studia meteoritů, k závěru, že významnou roli při formování malých těles Sluneční soustavy sehrál ohřev středně velkých kondenzací v protoplanetárním disku díky radionuklidům s krátými poločasy rozpadu. Tak vznikla poměrně hustá a kompaktní tělesa zbavená nejtěkavějších molekul CO a CO2 i amorfního vodního ledu, jež zažila přeměny způsobené ohřátou kapalnou vodou. Příkladem jsou nepravidelné satelity Phoebe (ø 213 km) u Saturnu a Himalia (ø 170 km) u Jupiteru. Patří k nim také většina TNO s průměry do 400 km. Jen menší počet z nich rostl dále, jak ukazuje zachycený měsíc Neptunu Triton a trpasličí planety Pluto a Eris. Naproti tomu jádra komet jeví obecně nízkou hustotu vinou vysoké poréznosti, jsou křehká a bohatá na nejvíce těkavé látky a obsahují i amorfní vodní led. To znamená, že představují původní hromady sutě, vyhnuly se ohřevu radionuklidy a utvořily se z materiálu, jenž zbyl po vzniku TNO, přičemž nabraly prvotní materiál z období zhruba 3 mil. let po vzniku Sluneční soustavy. Tento závěr byl nezávisle potvrzen také výzkumem prachových částic unikajících z povrchu komety 67P, jak zjistil rozsáhlý mezinárodní tým pod vedením M. Bentleye. Komety tedy vznikaly na periférii Sluneční soustavy z planetesimál obsahujících prach a led a jejich jádra dosahují velikostí od stovek metrů po desítky kilometrů. Studium složení komet nám tak dává možnost poznávat materiál, který pochází z nejranějšího období vznikání Sluneční soustavy.

G. Fillacchione aj. v široké mezinárodní spolupráci zdůraznili, že podobně jako u řady jiných komet se na povrchu jádra komety 67P vyskytuje jen málo ledu.

Většina povrchu je téměř rovnoměrně pokryta tmavým dehydrovaným materiálem žáruvzdorných prvků a organických molekul. Vodní led objevili jedině na dvou svislých stěnách a hromadách sutě pod nimi v oblasti Imhotep. Jde o mikroskopická zrníčka ledu, která patrně vznikla difúzí vodní páry nebo slinováním (zahříváním a současným stlačováním ledového prášku, čímž se obejde tekutá fáze). Podle A. Johansena to vypadá na překonání kanonického Whippleova modelu jader komet jako špinavých sněhových koulí modelem ledových porézních koulí špinavého prachu.

Podobně totiž dopadl výzkum M. Pätzolda aj., kteří se pokusili modelovat nitro jádra komety 67P na základě proměření jejího gravitačního pole pomocí změn oběžné rychlosti sondy Rosetta, když se pohybovala ve výškách 10 ÷ 100 km nad kometou. Odtud dostali hmotnost komety (9,982 ±0,003).109 kg a střední hustotu (533 ±6) kg/m3. To prakticky znamená, že poréznost komety dosahuje plných 73 %, což se shoduje se střední hustotou komety 9P/Tempel. Kometa 67P tedy obsahuje 4× více prachu než ledu podle hmotnosti a 2× více podle objemu. V celém objemu jádra však nejsou žádné velké dutiny, nýbrž homogenní řídký materiál.

A. Lucchetti aj. prozkoumali pomocí kamery Osiris NAC s vysokým rozlišením terén v oblasti Abydos, kde se modul Philae nechtěně utábořil. Geomorfologie terénu ukazuje, že jde o prvotní terén z doby vzniku kometárního jádra. Autoři také zveřejnili údaje o četnosti a rozměrech balvanů v této oblasti a změřil ve dvou vizuálních spektrálních pásmech albedo terénu, jež se pohybuje v rozsahu 5,8 ÷

7,4 %. Tím zlepšili interpretaci údajů, které získal modul Philae během napájení přístrojů chemickými bateriemi.

Podle F. Morena aj. započala měřitelná aktivita komety 67P ve vzdálenosti 4,3 au od Slunce, jak ukázala kamera OSIRIS na sondě Rosetta a snímky pořizované dalekohledy VLT ESO. Tempo uvolňování prachu činilo zpočátku 0,5 kg/s a postupně stoupalo až na 15 kg/s ve vzdálenosti 2,9 au. Poměr prachu ku plynu kolísal v rozmezí 3,8 ÷ 6,5 : 1

P. Feldman aj. zkoumali složení plynů, které unikaly z jádra komety 67P v průběhu jejího přibližování ke Slunci. Nejprve šlo o atomy H a O vzniklé disociací vodní páry. Posléze se přidaly atomy C a O vzniklé disociací CO2. Od poloviny dubna 2015 se objevily čáry polozakázaného multipletu O I (vlnová délka 135,6 nm) v epizodách trvajících 10 ÷ 30 min. Další pozorování tak nepřímo potvrdila občasný výskyt molekul O2. Tato složka se objevovala zcela nezávisle na opticky viditelných výtryscích. Spektrum plynů se nápadně změnilo počínaje červnem 2015, když se přidal pás molekuly CO, ačkoliv tento plyn neměl téměř žádný podíl na urychlování optických výtrysků.

J. Vincent aj. sledovali dlouhodobě prachové výtrysky z komety 57P kamerou OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Sensing System) z různých úhlů pohledu, takže se jim podařilo odhalit jejich trojrozměrnou strukturu a následně i jejich zdroje na povrchu jádra komety. Šlo o malé oblasti na severní polokouli, které při přímém zobrazení vykazují ostré topografické zlomy v podobě útesů. Jelikož podobná lokalizace platí i pro komety už dříve sledované zblízka (včetně komety 1P/Halley), usoudili, že jde o jev typický pro všechny aktivní komety.

M. Hlichenbach aj. využili aparatury, která zachycovala prachové částice v komě komety 67P k určení fyzikálního a chemického charakteru částic v závislosti na vzdálenosti komety od Slunce. Ve vzdálenostech >3 au od Slunce identifikovali 585 prachových částic s rozměry 14 µm – submm. Počty částic klesaly s jejich rozměry exponenciálně s koeficientem –3,1. Po mineralogické stránce šlo většinou o silikáty (olivíny a pyroxeny), případně o sulfidy železa. Poměr Na/Fe byl vyšší než u uhlíkatých chondritů faktorem 1,5 ÷ 15 ×. V prachových částicích nebyly žádné stopy po organických sloučeninách. Morfologie i chemické složení prachu se v podstatě shodovalo s parametry pro interplanetární prach.

Stejná aparatura na sondě Rosetta posloužila také O. Mousisovi aj. k řešení otázky, odkud pochází ledy v kometách. Z výsledků těchto měření vyplynulo, že ledy nejsou pozůstatkem interstelární látky, ale vznikly až ve sluneční pramlhovině, takže stavební materiál pro komety pochází z klatrátů (krystalických sloučenin vzniklých vřazením molekuly do dutiny v krystalové mříži) a případně též z čistých krystalických ledů.

Hlavní výsledky výzkumu v projektu Rosetta-Philae shrnul J. Anderson. Během desetiletého letu ke kometě 67P proletěla sonda těsně kolem planetek (2867) Šteins a (21) Lutetia. Na uzavřené dráze kolem komety sonda pracovala přes dva roky. Drsné přistání modulu Philae na povrchu omezilo jeho činnost na výdrž chemických baterií 64 h. K důležitým výsledkům patří zejména trojnásobné množství deuteria v kometárním ledu oproti zastoupení deuteria v mořské vodě na Zemi a měření zastoupení N2; CO2; a Ar , jež prokázalo, že jádro komety vzniklo ve vnější ledové části Sluneční soustavy. Během přibližování komety do přísluní unikala vodní pára stejnoměrně z celého pracholedového povrchu. V prachu a plynu se podařilo objevit glycin a ethanol i složité dosud bezejmenné sloučeniny uhlíku; dále též příměsi obsahující Na, Mg, Al, Si, Fe, Ca a komplexní makromolekuly. Modul Philae přidal také glykolaldehyd a páchnoucí molekuly H2S; amoniak a HCN (zmíněné látky páchnou po řadě jako hořké mandle, zkažená vejce a kočičí moč). Usměrněné silné výtrysky pocházely z aktivních jam na povrchu a z okrajů útesů. Uvnitř jam se nacházejí až 3m balvany, patrně stavební kameny (kometesimály), z nichž kometární jádro vzniklo. Ve výtryscích trvajících 3 ÷ 30 min unikaly až metrové balvany. Jednotlivé výtrysky odnášel 60 ÷ 260 t materiálu. V komě komety, která ve směru ke Slunci dosahovala v době vrcholné aktivity až do vzdáleností >180 km, objevila sonda vodní páru, CO2 a CO. Koma interagovala se slunečním větrem a vytvářela zejména v době největší aktivity bezvětrnou dutinu obklopující vlastní kometu. Při vzniku komety se jednotlivé části spojovaly rychlostmi <1 m/s. Ke spojení obou jader došlo přibližně před 4 mld. let.

Mimořádně úspěšná mise Rosetta (nákladem 1,3 mld. €) byla rozhodnutím ESA ukončena sérií zplošťujících trajektorií sondy a následným 12h trvajícím přistávacím manévrem 30. 9. 2016 s přistávací rychlostí 0,5 m/s. V poslední fázi své činnosti pořídila 2. a 5. 9. 2016 snímky zapadlého modulu Philae, což bylo důležité pro zhodnocení výsledků měření, jež modul zpočátku vysílal. Při přibližování k povrchu získávala sonda podrobnější snímky se stále lepším rozlišením; poslední přenesený snímek pořízený 10 s před dopadem zabírá 1 m2 povrchu z výšky 20 m nad terénem. Po dosednutí na povrch v oblasti Sais (podle názvu egyptského města, v němž byla Rosettská deska vystavena) byla vysílačka Rosetty vypnuta.

1.2.6.2. Jednotlivé periodické komety

M. Pajola aj. využili snímků z kamery High Resolution Imager na sondě Deep Impact získaných během průletu (projekt EPOXI) kolem komety 103P/Hartley 2 dne 4. 10. 2010 ke klasifikaci rozložení balvanů s průměry >10 m na povrchu komety. Autorům se podařilo identifikovat 332 balvanů, tj. s hustotou četnosti 140 balvanů na 1 km2. Jádro komety ve tvaru burského oříšku vykazovalo na obou lalocích stejnou závislost četností balvanů na jejich rozměrech. Funkce četnosti klesala s velikostí balvanů exponenciálně s koeficientem –2,7. To je podstatně nižší hodnota než pro stejnou závislost na kometě 67P (koeficient –3,6). Také tvar balvanů s rozměry >30 m na kometě Hartley 2 je obecně mnohem protáhlejší, než na kometě 67P. Ještě více se však liší od téměř kulatých balvanů na planetkách (25143) Itokawa a (433) Eros, které vznikaly při srážkách. Z těchto srovnání vyplývá, že balvany na planetkách a na kometách mají odlišný původ.

M. Ishiguro aj. popsali aktivitu komety Jupiterovy rodiny 15P/Finlay (objev 1886; a = 3,5 au; q = 0,98 au; e = 0,72; i = 7°; P = 6,5 r; průchod přísluním 27. 12. 2014) v polovině prosince 2014 a a polovině ledna 2015. Při druhém zjasnění na 8 mag vyvrhovala plyn (většinou C2 a CN) a prachové částice (převážně porézní silikáty a organická zrnka o typických rozměrech 0,3 µm – 1 mm) průměrnou rychlostí 1,1 km/s. Během každého zjasnění tak uvolnila až 109 kg prachových částic. I když toto množství prachu je zhruba o tři řády menší, než kolik se uvolnilo při spektakulárním výbuchu komety 17/Holmes v r. 2007, kinetická energie na jednotku hmotnosti 10 kJ/kg je byla pro obě komety srovnatelná a souhlasila také s odpovídající energií na jednotku hmotnosti uvolněnou při výbuchu komety 332P/Ikeya – Murakami (objev 3. 11. 2010; průchod přísluním 13. 10. 2010 ve vzdálenosti 1,6 au), který začal 18 dnů po průchodu přísluním a trval 4 dny. Odtud autoři usoudili, že ve všech případech měl výbuch shodnou fyzikální příčinu. Pravděpodobně šlo o náhlou krystalizaci amorfního vodního ledu uloženého pod povrchem kometárního jádra vyvolanou pozvolným prostupem tepla do podpovrchových vrstev komety. Ze zpráv o výbuších komet Jupiterovy rodiny a krátkoperiodických komet s drahami podobnými kometě 2P/Encke lze odhadnout, že v průměru se odehrávají alespoň 3 takové výbuchy během dvou let a průměrná dodávka prachu do interplanetárního prostoru dosahuje tempa >10 kg/s.

M. Ishiguro aj. pozorovali širokoúhlou (2,2°) kamerou připojenou ke Schmidtovu 1,05m teleskopu observatoře v Kiso kometu 17P/Holmes při jejím prvním návratu ke Slunci (přísluní 27. 3. 2014 v heliocentrické vzdálenosti 2,05 au; oběžná perioda 6,9 r) po již zmíněném epochálním výbuchu po předešlém přiblížení v r. 2007. Na sérii snímků z 22. 9. 2014 pořízených v době, kdy byla kometa vzdálena od Slunce 2,5 au a od Země 2,0 au, se autorům podařilo objevit jednak čerstvě vymrštěný prach ze současného přiblížení ke Slunci, ale též dlouhou úzkou strukturu v pozičním úhlu 275°, která obsahuje prach uvolněný z jádra komety při rekordním výbuchu po předešlém přiblížení. Typické rozměry prachových částic v této struktuře se pohybovaly v rozmezí 1 ÷ 10 mm a vzdalují se od jádra rychlostmi ~50 m/s. Celková hmotnost materiálu vyvrženého během výbuchu v r. 2007 činí ~6.1011 kg a jeho kinetická energie řádově 10 PJ. Y. G. Kwonová aj. sledovali kometu 17P po od května 2013 do března 2015 pomocí šesti teleskopů pěti observatoří severní i jižní polokoule. Produkce prachu stoupala zvolna během přibližování ze vzdáleností 3,1 ÷ 2,6 au, ale zvýšila se o 80 % proti prvním měřením ve vzdálenosti 2,2 au. Po průchodu přísluním však rychle klesala až na pouhou třetinu počáteční hodnoty. V porovnání s předešlým průchodem přísluním se tak snížila o pět řádů. Také aktivní plochy na jádru komety se zmenšily před přísluním 2014 na třetinu a po přísluní na setinu v porovnání s jejich rozsahem v přísluní 2007. Prachový plášť jádra komety má nyní tloušťku jen ~60 mm. Z toho vyplývá, že obecně jádra vyhaslých komet přišla při minulých ohřevech u Slunce o těkavé prvky (ledy) a pokrývají se naopak žáruvzdornými prvky, které nachytají ve vnitřních částech Sluneční soustavy. Kometa 17P se tak obalila tenkým nepropustným pláštěm během jediného oběhu kolem Slunce.

R. Miles aj. se věnovali v sérii článků proslulým kvaziperiodickým výbuchům komety 29P/Schwassmann-Wachmann. Pozorovali kometu v letech 2012-2012 a znovu v létě 2014 a využili také archivních pozorování pomocí HST z března r. 1996. Zjistili, že výbuchy mají velmi strmý průběh a po dosažení maxima jasnosti následuje povlovný pokles. Ledová zrnka mají obvykle shodnou rychlosti kolem 260 m/s, což odpovídá sublimaci ledů CO a N2 při teplotě ~24 K. Nesouměrná vějířová koma dosahuje maximální jasnosti 5 ÷ 6 d po výbuchu. Jelikož se výbuchy opakují v periodách 52 ÷ 65 d, autoři odhadují, že jádro komety rotuje v periodě ~ (59 ±4) d. Úniková rychlost z jádra komety je poměrně vysoká (~18 m/s), tak valná část vyvržených ledových zrnek se po balistických drahách vrací zpět na povrch jádra. Tento hromadný návrat může občas vyvolat nový výbuch na jiném místě povrchu komety. I když výbuchy ustanou, kolísá jasnost jádra komety s amplitudou ±0,25 mag v intervalech 2 ÷ 10 d. To znamená, že jádro je mírně aktivní díky krátkodobým slabším výtryskům po větší části povrchu.

R. Miles v dalších dvou pracích pak ukázal, že kvaziperiodické výbuchy na této kometě nemohou být vyvolány krystalizací amorfního vodního ledu, ale nějakým jiným mechanismem společným pro 10 ÷ 15 % periodických komet. Studoval totiž navíc údaje o dalších 16 kometách, jež jeví kvaziperiodické výbuchy s amplitudou >2 mag, a které se navzdory tomu nerozpadají. Podle jeho domněnky jsou tyto výbuchy způsobeny roztavením kometárních ledů a exotermickým rozpouštěním plynů, zejména CO a CO2 pod tlaky 10 ÷ 200 kPa. Podobně se pak rozpouštějí silně těkavé plyny O2 a N2 v kapalném methanu a dalších uhlovodících při tlacích > 80 kPa. Výhodou pro účinnost těchto procesů je pomalá rotace příslušných kometárních jader. Podle autorových výpočtů toto exotermické rozpouštění probíhá při teplotách 65 ÷ 95 K, a to až do heliocentrických vzdálenosti 15 au. Navíc se tak dají vysvětlit i mimořádně mocné výbuchy u komet Jupiterovy rodiny (viz kometa 17P/Holmes) , kde se při teplotách 150 ÷ 200 K rozpouští CO2 ve vodním roztoku methanolu (CH3OH). U komety 29P se mu na základě archivních dat o výbuších z let 2002-2014 podařilo navíc lokalizovat na povrchu jádra výbuchy s periodicitou (57,6 ±0,4) d, což znamená, že jde o stabilní zdroj (kryovulkán), v němž se tuhý methan pod povrchem jádra začíná při tlaku >12 kPa tavit a pohlcovat silně těkavé plyny, což se projevuje periodickými výbuchy.

Počátkem r. 2016 pozorovali P. Dekelver aj. pokračující rozpad krátkoperiodické (P = 5,4 r) komety 332P/(Ikeya-Murakami) objevené po průchodu přísluním jako C/2010 V1 během výbuchu v říjnu 2000, a znovu pozorované o pět let později jako P/2015 Y2.Ještě 4. 1. 2016 se kometa skládala jen ze dvou složek A (20,6 mag) a B (22,5 mag), ale už 8. 1. se objevila další oddělená složka C (22 mag), a 18. 1. složka D (22,5 mag). Některé složky brzy zmizely, takže 29. 1. už zbyly jen složky A (20,2 mag) a C (19,8 mag). K tomu poznamenal Z. Sekanina, že zpětně se ukazuje, že velký výbuch komety v r. 2010 měl závažnější dopad na štěpení komety, než se zprvu zdálo. Již počátkem prosince 2012 započal totiž proces kaskádového štěpení komety, když se od hlavního jádra komety oddělil úlomek A relativní rychlostí 0,4 m/s. Ve skutečnosti hlavní složkou komety je úlomek C, jenž byl dlouho pasivní a projevil se aktivitou až 8. 1. 2016. Sekanina dále odhadl, že složka B se oddělila od hlavního jádra někdy mezi druhou polovinou r. 2013 a první polovinou r. 2014. Složka D se patrně oddělila až v polovině října 2015. Mezitím několik dalších skupin pozorovatelů objevilo 3. 2. úlomek E (20 mag); úlomek F počínaje 5.2. (22 mag) a úlomky G a H (oba 21 mag) a 9. úlomek J (22,6 mag) dne 6. 2. Také J. Kleyna aj. dospěli k závěru, že fragmentace komety probíhala během návratu komety do odsluní až do r. 2014. Příčinou výbuchů a následných štěpení jader je zřejmě krystalizace amorfního vodního ledu postupujícím ohřevem dovnitř jádra. D. Jewitt aj. na základě snímků komety pomocí HST odhadli čas rozvoje fragmentací na říjen-prosinec 2015. Jednotlivé úlomky odpadaly rychlostmi 0,06 ÷ 3,5 m/s. Řada menších úlomků se brzy roztočila takovou úhlovou rychlostí, že se rozpadla odstředivou silou. Průměr hlavního jádra odhadli na 0,55 km.

M. DiSanti aj. popsali mechanismus postupného rozpadu komety D/2012 S1 (ISON), jež patřila do komet otírajících se o Slunce. Autoři sledovali její rozpad pomocí infračervené fotometrie a spektroskopie teleskopy Keck II a IRTF (NASA) na sopce Mauna Kea v době, kdy kometa byla ještě daleko od Slunce (1,2 ÷ 0.3 au). Produkce vodní páry se během té doby zvýšila o dva řády. Podíly těkavých plynů (CO, C2H6 a C H4) vůči vodní páře se během té doby vůbec neměnily. Methanol (CH3)H byl potlačen pro vzdálenosti > 0,5 au, ale pro menší vzdálenosti se zachoval. V těchto menších vzdálenostech zesílilo zastoupení čpavku, formaldehydu a kyanovodíku. J. Keanová aj. pak sledovali postup destrukce komety ISON ve vzdálenostech 0,31 ÷ 0,08 au od Slunce (kometa prošla přísluním 28. 11. 2013 ve vzdálenosti necelé 2 mil. km od Slunce v mikrovlnném pásmu spektra (450 a 850 µm). Také infračervené snímky získané během průletu ISON přísluním odhalily postupné rozprášení komety. Rozptýlený prach dosáhl hmotnosti 5.1010 kg.

Z. Sekanina a R. Kracht upozornili na skupinu geneticky příbuzných komet, které mají téměř shodné geometrické dráhy, ale liší se časy průchodů přísluním. Zcela určitě tyto genetické rodiny vznikly rozpadem jedné mateřské komety. I zcela malé rychlosti rozpadu řádu 1 m/s způsobí, že se časy průchodů přísluním rozejdou o celé roky až desítky let. Autoři tak prokázali, že komety C/1988 A1, C/1996 Q1 a C/2015 F3 jsou geneticky spřízněny. Navíc je pravděpodobné, že do téže rodiny patří také záhadný objekt pozorovaný na Lickově observatoři při západu Slunce 7. 8. 1921. Podrobným pátráním se autorům podařilo prokázat, že i tento objekt a zmíněné tři novodobé komety geneticky souvisejí s kometou C/1847 (Hindl), jejíž oběžná perioda dosahuje 8,3 tisíce (!) let a v přísluní se přibližuje ke Slunci na vzdálenost 8 RO (!!). Přestože mezi kometou z Licku a třemi dalším je velký rozdíl v časech průchodu přísluním, lze jej jednoduše vysvětlit tím, že mateřské těleso se rozpadalo na úlomky rychlostmi do 1 m/s. Podle výpočtu obou autorů došlo k rozpadu pramáti této rodiny během přísluní přibližně v 7. tisíciletí př. n. l.

Jak uvedli P. Jenniskens a J. Vaubaillon, kometa 252P/LINEAR objevená 7. 4. 2000 s oběžnou periodou 5,3 roků se 21. 3. 2016 přiblížila k Zemi na minimální vzdálenost 5,3 mil. km. V lednu 2016 se od ní oddělil úlomek P/2016 BA14 (PANSTARRS), který se 22. 3. přiblížil k Zemi na 3,6 mil. km. Hlavní složka dosáhla maxima jasnosti (6 mag) koncem března 2016 Autoři propočítali předchozí trajektorie komety, z nichž vyplynulo, že kometa by mohla být příčinou slabého meteorického roje s geocentrickým radiantem α = 3 h 12 min; δ = -16° a se vstupní rychlostí do zemské atmosféry 11,1 km/s. Šlo by o meteoroidy uvolněné z jádra komety během návratů ke Slunci v letech 1824–1926. Platnost této domněnky se však nepodařilo prokázat.

1.2.6.3. Souhrnné studie o kometách

D. Hines a A.-C. Levasseurová-Regourdová ukázali, jak klíčový význam pro pochodpení složení a vývoje prachové složky kometárního materiálu má polarimetrie. V poslední době se podařilo pomocí díky polarimetrii na HST získat významné údaje o prachové složce komet C/2012 S1 (ISON a 67P/Čurjumov-Gerasimenková. Polarimetrie komety 67P navíc probíhala souběžně s počátkem činnosti sondy Rosetta na oběžné dráze kolem komety i přistáním modulu Philae přímo na kometě. E. Hadamcikova a A.-C. Levasseurová-Regourdová rovněž publikovaly polarimetrické snímky prachu komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 pomocí 0,8m reflektoru na observatoři OHPve Francii. Po dobu sedmi dnů na rozhraní dubna a května pozorovaly každou noc úlomky B a C a po dvě následující noci také úlomek G. Úlomek G byl slabší než B, zatímco úlomek C vypadal téměř jako původní kometa. Stupeň polarizace tohtoto úlomku se však výrazně měnil s čassem a různé části úlomku jevily v daném času odlišnou polarizaci. Autorky z měření usoudily, že jádro komety se tvořilo ze stavebního materiálu stejnorodého chemického, ale heterogenního fyzikálního složení.

E. Zubko aj. se zabývali stanovením podílu prachové složky komet na jejich celkové hmotnosti a chování. Pozorování komet pomocí úzkopásmových filtrů umožní odhadnout podíl plynné složky, ale integrální jasnost komety závisí na odrazivosti prachové složky. Proto je měření stupně polarizace záření komety tak důležité. Autoři propočítali řadu modelů a použili je pak k interpretaci polarizačních měření šesti komet. Podle očekávání velmi vysokou polarizaci vykázala kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), zatímco nejnižší stupně polarizace naměřili autoři u komet C/1975 N1 (Koabayashi-Berger-Milon) a 23P /Brorsen-Metcalf. Autoři varují, že obecně se podíl prachové složky přeceňuje a ve skutečnosti je několikrát nižší, než si myslíme.

P. Dybczynski a M. Królikowska se soustavně zabývají hledáním zdroje resp. zdrojů dlouhoperiodických komet. Dosavadní výzkum totiž nepříznivě ovlivňují silné negravitační efekty v trajektoriích komet v okolí přísluní. Proto se autoři zaměřili na studium dráhových oblouků co nejdále od Slunce. Namísto dlouhodobých průměrných drah volili pro identifikaci zdrojů kratší časové intervaly pokrývající jen současnou oskulační dráhu, a pro ni zavedli opravy na odhadované negravitační efekty, přičemž polohy v okolí přísluní při výpočtu zcela vynechali. Dosud takto prozkoumali dráhy více než stovky dlouhoperiodických komet. Tak se ukázalo, že velký počet dlouhoperiodických komet měl v minulosti přísluní poměrně hluboko v pásmu planet, takže podrobný profil křivky 1/a, která vedla J. Oorta k domněnce o zásobárně kometárních jader v mrazivých hlubinách Sluneční soustavy ve vzdálenostech desítek tisíc au, je nepřesný. Na druhé straně tvrzení, že tandem Jupiter-Saturn brání většině panenských komet, aby se probojovaly do blízkosti terestrických planet, není kategorické. Nezanedbatelný počet dlouhoperiodických komet ve skutečnosti snadno proklouzne. Zato gravitační poruchy kometárních drah od blízkých hvězd jsou v podstatě zanedbatelné.

S. Lorek aj. si položili otázku o vzniku komet ve Sluneční soustavě. Obecně se soudí, že jsou pozůstatkem ledových planetesimál, které se utvořily za hranicí sněžné čáry kolem Slunce. Postupně se však ukázalo, že proces růstu mikrometrových prachových a ledových zrnek na tělesa kilometrových rozměrů má řadu neznámých, protože určitě není hladký, a přitom se uskutečnil v astronomicky velmi krátkém čase. Rozsáhlé simulace na počítačích umožnily autorům studovat, co se děje při gravitačním hroucení zárodečného prachoplynového mračna Sluneční soustavy. Propočítali vývoj čtyř zárodečných mračen v rozsahu hmotností 2,6.1011÷2,6.1020 kg. Během zahušťování mračen s původní hmotností ≥2,6.1014 kg se prachová a ledová zrnka srážejí a vznikají řádově centimetrové oblázky, s poměrem silikátového prachu k ledové složce 0,5÷10. S rostoucí hmotností zárodečného mračna stoupá podíl ledových zrnek v oblázcích. Typickou hustotu dobře proměřených kometárních jader (50 % hustoty vody v pozemských podmínkách) lze proto objasnit tím, že zárodečné mračno mělo spíše vysokou hmotnost.

K. Sárneczky aj. analyzovali údaje o aktivitě 50 dlouhoperiodických komet v heliocentrických vzdálenostech >5,2 au. V těchto vzdálenostech nejsou totiž komety příliš ovlivněny ohřevem od Slunce, takže jejich aktivitu vyvolávají vnitřní poměry v jádrech. Během posledních 10 let se autorům podařilo shromáždit příslušné údaje o kometární aktivitě pomocí indexu Afp, jenž závisí na jejich albedu, rozsahu prachové komy, rozměru zorného pole, geometrické vzdálenosti od Země a Slunce, a poměru velikosti vlastního vyzařování komety k ozáření Sluncem ve vzdálenosti 1 au. Autoři ukázali, že u dynamicky panenských komet je tato aktivita podstatně vyšší, než vlastní aktivita krátkoperiodických komet. Panenské komety jeví souměrnou komu, na rozdíl od krátkoperiodických komet, kde je koma výrazně nesouměrná a produkce prachu a plynu silně kolísá v čase. Mnoho komet vytváří dlouhý úzký chvost, jehož intenzita nezávisí na jasnosti příslušné komety.

Závěrečnými fázemi života 73 dlouhoperiodických komet s oběžnými periodami 200÷1 000 let a přísluními <2,5 au se zabývali J. Fernández aj. Šlo o komety objevené v letech 1850–2014. Ukázali, že většina zkoumaných komet má za sebou 200–300 průletů přísluním a zjevně pocházejí minimálně ze dvou zdrojů. Jedním z nich jsou Kentauři mezi Jupiterem a Neptunem a dalšími komety Halleyovy a Jupiterovy rodiny komet. Dosud se za dlouhoperiodické komety považovaly objekty s oběžnou dobou >200 let, ale podle této práce by se mělo toto rozhraní snížit na 125 let.

1.2.7. Meteory a meteorické roje

R. Blaauw aj. navrhli novou metodu pro měření intenzity kolektivní optické jasnosti meteorických rojů vůči sporadickému pozadí. Zatímco dřívější metoda měřila optický tok ve stále stejné výšce 100 km, autoři ji rozšířili do 3D prostoru. Měří totiž při jasné obloze mezní hvězdnou velikost každých 10 minut a tím kalibrují jak světelný tok radiantu sporadického pozadí i příslušného meteorického roje, tak světelný tok v různých výškách ve 2 km výškových intervalech. Teprve tímto postupem dostávají realistické hodnoty hmotnosti materiálu sporadických, resp. rojových meteoroidů Tento postup si ověřili při pozorování maxima meteorického roje Perseid v noci 13. 8. 2015 pomocí šesti širokoúhlých kamer. V maximu tak dostali specifickou hmotnost toku Perseid 0,003 g, která pak klesala až na 0,000 5 g. Přepočtená zenitová hodinová frekvence tak dosáhla 101 met/h.

N. Rudraswami aj. zkoumali proces ablace a chemických změn, jímž procházejí meteoroidy během hypersonického průletu zemskou atmosférou. Jedině tak lze totiž zpětné stanovit jejich fyzikální, mineralogické a chemické vlastnosti před vstupem do atmosféry. Autoři propočítali tyto změny pomocí sítě modelů, v nichž uvažovali postupně vstupní rychlosti meteoroidů do zemské atmosféry 11 km/s a 16 km/s pro zenitové úhly 0°–70° a rozměry meteoroidů 100÷400 µm. Tak se ukázalo, že meteoroidy mohou přežít bez velkých mineralogických a chemických změn při šikmém vstupu v zenitových vzdálenostech 30°–90° a minimální vstupní rychlosti 11 km/s. Tehdy se zachová zastoupení sloučenin MgO, SiO2 a FeO. Jakmile však rozměry částic dosáhnou 400 µm, hraje ablace materiálu meteoroidu významnou úlohu a přežijí jedině žáruvzdorné prvky Al a Ca. Při rychlostech 16 km/s se vinou ablace větší meteoroidy zcela vypaří. Olivínová složka meteoroidu s podílem Fe/Mg >0,8 se začne tavit při teplotě 1 730 K a zcela se odpaří při 1 800 K. Autoři odhadli, že díky pomalým meteoroidům vstupujícím do atmosféry pod zenitovými úhly >30° získává Země hmotnost 20 tis. t/r.

Jak uvedli J. Madiedo aj., proletěl nad Španělskem 10. 7. 2012 denní bolid s absolutní hvězdnou velikostí -4,5 mag a velmi dlouhým trváním 17 s. Šlo zřejmě o dosud nejslabší pozorovaný tečný bolid a současně o první případ, kdy příslušný meteoroid patří k meteorickému rojí (denní ζ-Perseidy). Autoři odhadli vstupní hmotnost meteoroidu v rozmezí 1,5÷115 kg, jenž na svítící dráze v zemské atmosféře dlouhé 510 km ztratil ablací asi 260 g své hmoty. Tímto průletem se na jeho povrchu vytvořila tuhnoucí kůra a výrazně se změnila i geometrie jeho budoucí dráhy ve Sluneční soustavě.

P. Jenniskens a M. Breukers informovali o aktivitě červencových γ-Drakonid zaznamenané holandskou stanicí CAMS (Cameras for Allsky Meteor Surveillance) ve dnech 27. a 28. 7. 2016.. Geocentrická rychlost 27 km/ a dráhové elementy poukázaly na zdroj s délkou velké poloosy (27 ±4) au, což je podobné dráze komety 1P/Halley. Dvouhodinovou aktivitu roje zaznamenal také P. Brown na základě pozorování kanadského meteorického radaru CMOR přesně o půlnoci UT 27./28. 7.

Počátkem srpna 2016 uveřejnil P. Jenniskens předpověď mimořádně vysokého maxima Perseid, protože podle jeho výpočtů posunuly gravitační poruchy od Jupiteru dráhu jádra roje směrem k průsečíku se Zemí. To se už dříve několikrát odehrálo: v letech 1980, 1992 a 2004 v heliocentrických délkách 140,00÷140,19°. Navíc by podle dřívějších výpočtů J. Vaubaillona mělo dojít ke střetávání s meteoroidy uvolněnými z mateřské komety 109P/Swift-Tuttle před jedním, čtyřmi a sedmi průchody komety přísluním, resp. s filamentem obsahujícím ještě dříve uvolněné částice díky dráhovým rezonancím. Meteoroidy uvolněné během sedmého přísluní by měly procházet 12. 8. 2016 v ranních hodinách UTC ve vzdálenosti jen 34 tis. km od Země. Naproti tomu meteoroidy z prvního minulého přísluní v r. 1862 by podle M. Maslova měly prolétat v minimální vzdálenosti 200 tis. km od Země již 11. 8. v pozdních nočních hodinách UTC. Tento autor dále spočítal, že prachové částice uvolněné z jádra komety během přísluní v r. 1479 by měly zvýšit maximální frekvenci z obvyklých 85 met/h na 125 met/h. Ještě vyšší maximální frekvenci 135 met/h v r. 2016 předpověděli D. Moser a B. Cooke pro svěovou půlnoc 12./13. 8. Podle P. Jenniskense se zmíněné předpovědi docela trefily. Pozorování z mnoha stanic Mezinárodní meteorické organizace ukázala, že během 12. 8. činila maximální zenitová frekvence Perseid v intervalu 22:19÷23:19 h UTC dokonce 140 met/h a vyvrcholila téměř půlhodinovým zvýšením frekvence na 190 met/h kolem času 23.22 UTC (heliocentrická délka 139,47°). Podle Jenniskense a M. Koopa se Země potkala s filamentem 13.8. v čase 8:10 h UTC (heliocentrická délka 139,82°). H. Sugomito oznámil, že frekvence Perseid měřená japonským meteorickým radarem dosáhla maxima 270 met/h v heliocentrické délce 139,47°.

V r. 2005 došlo podle P. Jenniskense k objevu nového meteorického roje Camelopardalid s geocentrickou rychlostí 45 km/s. Pro rok 2016 předpověděl E. Lyytinen maximum činnosti roje na odpolední hodiny 5. 10. (heliocentrická délka 192,56°). Vizuálně byly v tom období pozorovány jen tři rojové meteory, ale H. Sugimoto ohlásil vysokou radarovou frekvenci s maximem 5.10. ve 14:45 h (heliocentrická délka 192,56°). Lyytinen odtud zlepšil dráhové parametry dosud neobjevené mateřské komety: oběžná doba ~750 let, vzdálenost přísluní 0,99 au, e =0,93, i = 77°; vyvržení meteoroidů při průchodu přísluním v r. 1255.

M. Passas aj. pořídili 16.10. 2014 kvalitní spektrum bolidu -2,5 mag na rozhraní červeného a infračerveného pásma (700÷800 nm). Nalezli v něm jednak atmosférické čáry dusíku a kyslíku, ale hlavně čáry meteoroidu Cr I, Fe I, Fe II, Zr I. Pd I a W I). Maximální teplota plazmatu kolem meteoroidu dosáhla 1,5 kK. Jelikož dráha bolidu byla souběžně snímkována na dvou stanicích, podařilo se ukázat, že šlo meteoroid z pravidelného meteorického roje Orionid, takže nyní máme poprvé nepřímý údaj o zastoupení těchto prvků v jádře Halleyovy komety, jež je mateřskou kometou Orionid.

A. Olech s rozsáhlým týmem pozorovatelů popsali průlet dvou jasných bolidů z meteorického roje Jižních Taurid nad Polskem v nočních hodinách 31. 10. 2015. První bolid PF311015a Okonek byl zaznamenán na šesti stanicích polské bolidové sítě PFN. Vstoupil do atmosféry rychlostí 33 km/s a začal svítit ve výšce 118 km. Proletěl svítící dráhu o délce 60 km a na jejím konci se zpomalil na 30 km/s. Maximální jasnosti -16 mag dosáhl ve výšce 82 km. Druhý bolid PF311015b Ostrowite byl rovněž zachycen 6 kamerami PFN. Měl stejnou vstupní rychlost a svítit začal ve výšce 108 km a svítil až do výšky 58 km nad zemí. Maximální jasnosti -15 mag dosáhl ve stejné výšce jako jeho předchůdce. Heliocentrické dráhy obou bolidů se shodují s dráhou Jižních Taurid i mateřské komety 2P/Encke, ale podobají se též drahám planetek 2005 UR a 2005 TF50. Při rekonstrukci dráhy prvního bolidu autoři zjistili, že při mimořádné aktivitě roje v říjnu 2005 proletěl příslušný meteoroid v těsné blízkosti Země. Zdá se, že všchny zmíněné objekty mohou být pozůstatky po větší srážce původního tělesa s jiným objektem.

J. Jones aj. zpochybnili souvislost bohatého a stabilního meteorického roje Geminid s planetkou (3200) Phaeton. Využili k tomu současné databáze o tomto roji, z něhož vyplývá, že nesouhlasí úniková rychlosti meteoroidů pozorovaných v roji při různých návratech s únikovou rychlostí ze zmíněné planetky – tato rychlost je minimálně třikrát nižší. Pokusili se o nalezení jiného zdroje Geminid pomocí dráhových parametrů planetek 2005 UD a 1999 YC, ale neuspěli. Objevili však, že planetka 2005 UD je zdrojem denního meteorického roje Sextandid. Nezávisle na této studii narazila na problém zdroje i G. Ryabova, když předpokládala, že mateřským objektem Geminid je planetka Phaeton a simulovala, co se stane, když z planetky odlétají mikrometeoroidy s hmotnostmi v rozmezí 0,3 mg až 0,02 g. Jenže ji tak vyšlo, že šířka roje Geminid by byla minimálně dvakrát menší, než je pozorovaná. Kromě toho nesouhlasí ani heliocentrická délka maxima roje o celý den. Autorka to objasňuje velkou změnou dráhových parametrů planetky v době, kdy došlo k hlavnímu výtrysku těkavých látek z tělesa planetky. Musíme se zřejmě smířit s tím, že původ nejbohatšího pravidelného meteorického roje pozorovaného každoročně je znovu nejasný.

P. Jenniskens a J. Baggaley oznámili, že stanice CAMS na Novém Zélandu zaznamenaly 31. 12. 2015 v rozmezí 3,5 h aktivitu nového meteorického roje Volantid (Létající ryba) s poměrně jasnými meteory v rozmezí -2÷3 mag. Odtud odvodili polohu radiantu i geocentrickou rychlost 28 km/s. Dráhové elementy roje poukazují na zdroj v Jupiterově rodině komet, ale identifikovat konkrétní kometu se zatím nepodařilo.

P. Jenniskens aj. provozují s podporou NASA od r. 2010 síť čtyř stanic projektu CAMS (Mt. Hamilton, Kalifornie; Gainesville, Florida; Baltimore, Maryland; Flagstaff, Arizona), jehož cílem je rozpoznat jednotlivé zdroje rojových i sporadických meteorů na základě sledování jejich svítících drah v zemské atmosféře. Na každé stanici bylo instalováno 20 šírokoúhlých kamer, jež dokáží určit polohu radiantu s přesností lepší než 2° a vstupní rychlost s přesností <10 %. Pro bohatší meteorické roje je přirozeně přesnost výsledků daleko lepší. Hlavní výsledky již šestiletého provozu autoři zveřejnili ve dvou na sebe navazujících pracích. Především publikovali přesné orbitální elementy drah 70 meteorických rojů z dosud potvrzených 95 meteorických rojů na základě údajů o trajektoriích více než 110 tis. meteoroidů v rozsahu jasností -2÷ +4 mag. Kromě toho rozlišili komplexy komet Encke, Machholz, 169P/NEAT a planetky Phaethon. Struktura komplexů poukazuje na jejich vznik kaskádovým rozpadem mateřských těles během posledních stovek až tisíců let. Například Severní a Jižní Tauridy (mateřská kometa 2P/Encke) jsou ve skutečnosti složeny z 19 oddělených rojů a souvisí s úlomky, jež se pohybují na dráze podobné dráze komety 2P v rozsahu dráhových poloos 2,20÷2,35 au. Dalším důležitým výsledkem projektu je objev 60 nových meteorických rojů, takže celkový počet meteorických rojů identifikovaných na severní polokouli stoupl na 230; z toho 177 je nezávisle potvrzeno minimálně jedním dalším nezávislým projektem. Ve skutečnosti však po delším provozu projektu CAMS může počet rojů stoupnout až na nějakých 700 zdrojů. Přes 70 % hmotnosti částic v rojích pochází z komet a planetek Jupitervy rodiny. Sporadické meteory jsou nejhojnější ze směru apexu zemské dráhy, ale pokud jde o jejich souhrnnou hmotnost, tak 98% z nich přichází ze zdroje v antiheliu.

L. Neslušan, P. Jenniskens aj. oznámili, že do databáze Centra pro údaje o meteorech IAU (MDC) přidali data z projektů CAMS za léta 2010-2013 a revidovali údaje z katalogů fotografických pozorování. Veřejně přístupný katalog nyní obsahuje údaje o téměř 5 tis. fotografických a 110 tis. digitálních pozorováních drah meteorů.

J. Szalay aj. využili aparatury Lunar Dust Experiment (LDEX) na sondě LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) obíhající kolem Měsíce k identifikaci meteorických rojů. Aparatura LDEX totiž dokázala zaznamenávat prachové částice vyvrhované z Měsíce při dopadech kometárních či planetkových mikrometeoroidů až do výšek 200 km nad měsíčním povrchem. Sporadické pozadí dávalo průměrnou četnost 1 částice/min, ale během činnosti meteorických rojů produkce částic stoupala až o dva řády. Tak se například podařilo zcela jednoznačně pozorovat činnost prosincových Geminid. Autoři tak prokázali, že jako detektor meteorických rojů lze využít kterékoliv tuhé těleso Sluneční soustavy, které nemá atmosféru.

I. McCrea aj. uvedli, že moderní meteorologické radary EISCAT_3D (European Incoherent SCATter) využívající inkoherentního rozptylu na terčích v zemské atmosféře mohou úspěšně a s velkou přesností sledovat také průlety meteoroidů zemskou atmosférou.s časovým rozlišením 1 ms, prostorovým rozlišením 10 m a určováním přesných trajektorií v rozmezí 200÷70 km nad Zemí. Tyto parametry jim dovolují mapovat i rozložení mikrometeoroidů ve Sluneční soustavě. Odhady hmotnosti meteoroidů, které vstupují do vysoké atmosféry Země, se pohybují v rozmezí 2÷200 t/d. Souběžná radarové a spektrální sledování meteoroidů dovoluje podrobně analyzovat i jejich chemické složení. A. Pellinenová-Wannbergová aj. uvedli, že radary EISCAT_3D pracující na frekvenci 233 MHz (1,3 m) s výkonem až 10 MW dávají možnost studovat vlastnosti mikrometeoroidů, jež hypervysokými rychlostmi bombardují sluneční panely umělých družic Země i kosmických sond, a tím je postupně degradují. Nová generace těchto radarů umožní podle autorů pořídit denně průměrně 190 tis. trajektorií meteoroidů v širokém rozsahu rozměrů a hmotností. Při snížení frekvence radarů bude možné pozorovat i čelní ozvěny meteoroidů ve výškách až 115 km nad zemí.

R. Rudawska aj. ukázali, že souběžně s radarovým pozorováním lze soustavně získávat i optická spektra meteorů pomocí spektrografu AMOS (All-sky Meteor Orbit System-Spec) instalovaného na observatoři Modra u Bratislavy. E. Lyytinen a M. Gritsevichová zlepšili metodu určování drah a dalších parametrů jasných metorů a bolidů tím, že souběžně měří parametry atmosféry, které se dosti výrazně mění v čase i ve směru pozorování. Až dosud se totiž používalo tzv. standardních atmosfér pro jednotlivá roční období, ale to je často zcela zavádějící, protože skutečné parametry zemské atmosféry se neustále docela rychle mění.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

E. Lakdawallaová shrnula poslední úspěchy kosmonautiky ve Sluneční soustavě, ale upozornila, že jsme stále na začátku cesty, protože v Edgeworthově-Kuiperově pásu se téměř určitě vyskytují stovky aktivních objektů podobných Plutu a Charonu. Zajímavé jsou také aktivní měsíce planet: Triton, Titan, Enceladus, Io a Europa jakož i mnozí Trójani a Kentauři.

R. Parker a J. Dale upozornili, jak obtížné je vysvětlit výskyt krátkožijících radionuklidů 26Al a 60Fe během utváření pramlhoviny Sluneční soustavy. Podle starší domněnky byla v té době ještě pohromadě „sluneční hvězdokupa“ obsahující řadu hmotných hvězd s krátkou dobou života, jež posléze vybuchly jako supernovy a obohatilo pramlhovinu radionuklidy. Novější domněnka předpokládá, že v „hvězdokupě“ probíhala tvorba hvězd v časové posloupnosti zániků supernov a vzniku nových pokolení hmotných hvězd zásluhou rázových vln předešlých supernov, čímž se zárodečný materiál sluneční pramlhoviny postupně téměř plynule obohacoval o krátkožijící radionuklidy. Autoři však zjistili, že i tento druhý scénář může fungovat jedině při splnění mnoha nepravděpodobných fyzikálních podmínek, takže je téměř určitě chybný podobně jako zmíněná starší domněnka.

S. Arakawa a T. Nakamoto vyšli z poznatku, že silikátová zrnka v nejstarších meteoritech nepocházejí z interstelárních mračen, ale kondenzují v chondritech na nanometrová zrníčka v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Odtud odvodili, že v horké sluneční pramlhovině se silikáty nejprve ohřály na plyn, který pak zpětně kondenzoval na miniaturní zrníčka, jež se přímo shlukovala, až nakonec vyrostla na kamenné planetesimály, jež pak snadno splynuly na protoplanety.

J. Deckers aj. uskutečnili experiment, v němž centimetrové kuličky tuhého ledu o teplotě 256 K vstřelovali do decimetrových ledových terčů rychlostmi 15÷45 m/s. Při srážkách se projektily rozpadaly, ale částečky rozpadu uvízly v terči. Přírůstky hmotnosti terče však byly při zmíněných rychlostech a teplotě nepatrné. Vzrostly však při snížení rychlosti kuliček pod 7 m/s. Autoři tak ukázali, že pomalými srážkami mohou snadno vyrůst planetesimály v pásmu za sněžnou čarou Sluneční soustavy.

Y. Hasegawa aj. konstatovali, že chondrule (kuličky o velikosti několika milimetrů vzniklé rychlým ochlazením roztavených složek nejstarších meteoritů – chondritů) představují původní složky sluneční pramlhoviny., takže objasnění jejich vzniku je klíčem k odpovědi na otázku, jak vznikaly terestrické planety a kamenná jádra plynných obřích planet. Autoři dokázali, že chondrule se tvoří při srážkách planetesimál vedoucích k akreci, jestliže rychlost srážek překročí 2,5 km/s. Tehdy se materiál budoucích chondrulí roztaví a vymrští v podobě kapalných výtrysků, jež v podmínkách kosmického prostoru rychle zkondenzují. Tato základní představa však nezohledňuje další faktory, které mohou vznik chondrulí ovlivnit, takže výzkum bude dále pokračovat.

R. Visser a C. Ormel studovali nově objevený mechanismus budování kamenných jader planet Sluneční soustavy z centimetrových oblázků. Sestavili pohybové rovnice pro oblázky, jež uvažují jak gravitační vazby, tak tah plynu, vedoucí k akreci oblázků. Simulovali tak růst hmoty splývajících oblázků v 3D prostoru pro vzdálenosti 1, 3 a 10 au od hvězdy. Uvažovali navíc, zda je materiál oblázků lepkavý nebo nelepkavý i dva režimy proudění: nelepkavý stabilní a Stokesův lepkavý. Ze simulací zjistili, že pouze částice, jejichž doběh je kratší než 1 tis. sekund, podléhají aerodynamickému ohybu, takže jejich gravitační vazby přispívají k zachycení částic na stávajících oblázcích. Nejdéle trvá akreční růst na planetesimály o poloměru 100 km, ale tento čas se zkrátí, je-li protoplanetární disk chladný.. Jakmile interakce mezi oblázky přejde z pouhého geometrického do Safronova fokusačního režimu, začíná akrece i pro částice s doběhem >1 tis. sekund. Tak například dochází k akrece na planetesimály ve vzdálenosti 1 au od hvězdy už pro oblázky o počátečním průměru 0,3 mm. Zato ve vzdálenostech ~10 au trvá proměna prachu a plynu na planetesimály ve všech případech přes 10 mil. let.

S. Kenyon aj. zkoumali okolnosti vzniku terestrických planet v kontextu se současnými objevy kamenných exoplanet. Z této statistiky vychází, že minimálně 20 % zralých hvězd slunečního typu má kamenné planety podobné terestrickým. To je v příkrém rozporu se skutečností, že v prvních 10 mil. letech existence hvězd podobných Slunci, kdy měly tyto planety vznikat, se kolem těchto hvězd pozoruje horký prach sotva ve 3 % případů. Za tento rozpor možná mohou dosud významné výběrové efekty ve statistice exoplanet, anebo daleko snazší a rychlejší vznik kamenných terestrických planet. Autoři nakonec usoudili, že horký prach se nejspíš odstraní brzděním ve zbytku plynného akrečního disku kolem mladé hvězdy.

D: Tamayo aj. využili strojového učení k náhradě obvyklých simulací, kdy se simuluje budování planetární soustavy pomocí časově náročného problému gravitační interakce N těles, kde N >106. Vypracovali algoritmus trénovaný na testovací množině, jenž pak propočetl řádově 10 miliónů orbitálních drah v čase o tři řády kratším než

pro standardní výpočet gravitačních interakcí mnoha těles. To dává velké možnosti pro budoucí ještě rozsáhlejší výpočty nejenom pro řešení otázky stability Sluneční soustavy, ale též pro planetární soustavy, jež budou objeveny pomocí družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite).

N. Kaib a J. Chambers v obsáhlé studii simulující raný věk Sluneční soustavy ukázali, že její dnešní poklidný vzhled se podstatně liší od nejranější fáze, v níž se jako první utvořily obří ledové planety. Skoro určitě jich bylo více než dnes, takže minimálně jedna z nich byla přebytečná a dráhové poruchy a těsná sblížení ji vymrštila na únikovou dráhu. Klíčovou roli v moderním uspořádání hrály planety Jupiter a Saturn, které vlivem gravitačních poruch procházely rezonancí poměru oběžných period 2:1, což mimo jiné odstranilo s pravděpodobností 85 % ze soustavy aspoň jednu terestrickou planetu. Pravděpodobnost přežití současných čtyř terestrických planet je dokonce velmi nízká – pouze 5 %! Autoři proto koketují s myšlenkou, že zmíněný dráhový chaos v soustavě ledových obrů se odehrál ještě dříve, než terestrické planety vznikly. Pokud totiž terestrické planety vznikly během dráhového chaosu, tak pravděpodobnost, že bude dnešní soustava terestrických planet stabilní, klesá na pouhé 1 %! Další problém souvisí s prokázanou epochou těžkého bombardování, jak to vidíme na stáří velkých impaktních kráterů na Měsíci v době před 3,9 mld. roků. Tento nesporný fakt se vysvětluje tím, že podle tzv. Nicejského modelu byl zmíněny dráhový chaos obřích ledových planet odsunut až do tohoto období. Model, na němž se významně podílejí čeští astronomové D. Nesvorný a D. Vokrouhlický, totiž dobře vysvětluje strukturu dnešního Edgeworthova-Kuiperova pásu, existenci Trójanů Jupiteru a početných nepravidelných měsíců u obřích planet. Naproti tomu častá a nebezpečná rezonance 2:1 oběžných period Jupiteru a Saturnu by podle simulací měla vyvolat mnohem větší deficit současného momentu hybnosti terestrických planet, než pozorujeme. Autoři tak dospívají k závěru, že stabilita drah i samotné přežití dnešních terestrických planet v této gravitační divočině byly chatrné. Tyto rozpory vedou autory k domněnce, že epocha těžkého bombardování měla nějakou dosud neznámou příčinu, protože samotná existence Země a dalších terestrických planet na stabilních a téměř kruhových drahách znamená, že v dávné minulosti Sluneční soustavy se stále příliš nevyznáme.

Také P. Brasil aj. dospěli na základě faktu, že žádné rodiny planetek vzniklé z mateřského tělesa kaskádou srážek nejsou starší než 4,0 mld. let, k závěru, že v první půlmiliardě let existence Sluneční soustavy existovalo celkem pět obřích ledových plynných planet. Tato domněnka z r. 2009 se nazývá „skákající Jupiter“. Jupiter totiž možná ve spolupráci se Saturnem zavinil, že přebytečná planeta o hmotnosti podobné Neptunu se vinou gravitačních poruch dostala do části hlavního pásu planetek. Tam způsobila dráhový chaos vedoucí ke srážkám velkých planetek a ke vzniku osmi nejstarších rodin planetek, načež na to sama doplatila dalšími poruchami od Jupiteru a Saturnu. Nakonec byla vymrštěna ze Sluneční soustavy rychlostí vyšší než únikovou.

Díky sondě Cassini/Huygens byly získány zejména v posledním období její činnosti u Saturnu významné poznatky o struktuře početných prstenců, jež z planety učinila záhadnou ozdobu planetární soustavy. Podle P. Nicholsona a L. Esposita mají částice v hlavním prstenu A tuhá ledová jádra obalená vnějšími načechranými vrstvičkami. V prstencích A i B se přitom jen vzácné vyskytují částečky s rozměry ≤10 mm, s výjimkou vnějšího okraje prstence A. V prstencích G a E se naopak vyskytuje spousta prachových částic s mikronovými rozměry. Podstatně se zlepšily údaje o hustotě a ohybu vln v prstencích a nečekaných anomáliích tvaru prstenců. Ve vnitřní části prstenu C se vyskytuje svislá trhlina vyvolaná rezonancí s oběžnou dobou Titanu. Silné hustotní vlny jsou také porušovány vinou dráhových rezonancí s měsíci Janus a Epimetheus. Hustota prstenu B je v některých vlnových oblastech podstatně nižší, než se dosud uvádělo. V Cassiniho dělení se nalézá Huygensův prstýnek, který však zakrývá nějaký až kilometrový objekt uvnitř. Něco podobného se nejspíš schovává i ve vnějších partiích hlavních prstenů A a B. V difuzním prstenu D se objevila podivná výstředná spirála pravděpodobně vyvolaná impaktem většího tělesa koncem r. 2011. Je zřejmé, že soustava prstenců prodělává trvalý vývoj, který se poprvé podařilo sledovat zásluhou třináctileté činnosti sondy.

E. Zirnstein aj, L. Burlaga aj. a L. Burlaga a N. Ness v sérii prací interpretovali výsledky pozorování družice IBEX (Interstellar Boundary Explorer) a kosmických sond Voyager 1 a 2 av letech 2012-2016. Zatímco sonda IBEX obíhá kolem Země po velmi výstředné eliptické dráze s apogeem ve vzdálenosti 305 tis. km, Voyager 1 už překročil v srpnu 20 vnější hranici magnetického heliopouzdra, kdežto Voyager 2 se k této hranici teprve blížil. Přestože byla sonda IBEX tak blízko ke Slunci, mohla díky registraci energetických neutrálních atomů studovat geometrii a další charakteristiky vnitřní části heliopouzdra. jež je definována prudkým poklesem nadzvukové rychlosti slunečního větru na rychlost podzvukovou. Zmíněné neutrální atomy totiž vznikají výměnou elektrického náboje mezi částicemi slunečního větru a elektricky nabitými částicemi interstelární prostředí a směřují odtud ke Slunci. Během pěti let měření v pásmu slunečního chvostu na straně Země odvrácené od Slunce se tak podařlo objevit atomy přicházející z pásma pod rázovou vlnou heliopouzdra. Tak se ukázalo, že tvar heliopouzdra připomíná roztřepenou magnetickou bublinu, jejíž hranice navíc neustále kolísají, jak se v různých směrech přetlačuje sluneční vítr a nabité částice interstelárního pozadí. Voyager 2 zaznamenal v heliopouzdru důsledky rostoucí sluneční činnosti už po slunečním minimu na počátku r. 2008. Tehdy se projevily první známky nastupujícího 24. cyklu. Během prvních 249 dnů r. 2012 narostla indukce slunečního magnetického z 0,14 nT na 0,29 nT. Sonda pozorovala zkroucené heliosférické proudové vrstvy ve tvaru Parkerovy spirály po 88 % pozorovacího času, a dále 8 izolovaných hraničních protonových vrstev, avšak celkový magnetický tok ze Slunce byl po celý rok 2012 stálý. Voyager 1 pozoroval od koncem srpna 2012 ve vzdálenosti 121 au od Slunce průniky zakrytého interstelárního magnetického pole na vnější hranici heliopouzdra. Od té doby až do r. 2016 byla indukce magnetického pole v heliopouzdru 0,48 nT pozoruhodně stálá s chybou ±0,2 %. Krátkodobé poruchy byly vyvolány účinky proměnného slunečního větru, který se prodral až za vnější hranici heliopouzdra.

Zatím nesmírně vzdálenou budoucností Sluneční soustavy se zabývali J. Guo aj. Je jisté, že ke konci svého termonukleárního vývoje, tj. zhruba za 6,5 mld. let, se Slunce změní v červeného obra, ale při svém pohybu po asymptotické větvi Hertzsprungova-Russellova diagramu ztratí významnou část své hmotnosti, což povede ke vzdalování terestrických planet od Slunce. Jenže tento efekt bude menší než slapové síly, které nakonec přinutí terestrické planety ke zmenšování poloměru jejich drah. Zcela určitě bude Sluncem nejprve zalit Merkur a po něm i Venuše. Mars téměř určitě rozpínání Slunce přežije a osud Země je na hraně. Jenže podle klíčové studie I. Sackmannové aj. z r. 1993 je zcela jisté, že už za 1,1 mld. let bude život na Zemi ohrožen růstem zářivého výkonu Slunce o 10 % proti současnosti. Proto našim vzdáleným potomkům nezbude, než už za miliardu let balit kufry a stěhovat se na Mars, přičemž se na tuto malou planetu vejde maximálně jen 2 miliardy uprchlíků!

1.4. Slunce

J. Vaguero aj. zveřejnili výsledky dlouhdobých měření poloměru slunečního disku, jenž probíhal na Královské observatoři španělského námořnictva téměř nepřetržitě od r. 1773 do r. 2006. Za tu dobu se poloměr Slunce (po korekci na proměnnou vzdálenost Země od Slunce) v mezích chyb nezměnil a činí (958,9 ±1,8)″.

M. Meftah aj. využilli umělé družice Picard, která odstartovala v červnu 2010 a během 24. cyklu sluneční činnosti pracovala až do března 2014. Sensor SNS (Sun Ecartometry Sensor) snímkoval Slunce v červeném filtru (782 ±2,5 nm). Během celého období kolísalo sluneční ozáření v tomto pásmu v rozsahu pouhých ±0,8 ‰, takže je patrné, že sluneční zdroj zářivé energie je až neuvěřitelně stáložárný. Také S. Dewitte a S. Nevens určovali hodnotu TSI (Total Solar Irradiance) pomocí různých kosmických aparatur od r. 1979 až do léta 2016, takže pokryli zcela 22. i 23. cyklus, a k tomu značnou část 24. cyklu sluneční činnosti. Střední hodnota TSIve vzdálenosti 1 au od Slunce činila 1 362,9 W/m2. Po celou dobu nepřesáhly odchylky od střední hodnoty ±1 W/m2, tj. ±0,7 ‰. M. Dasi-Espug aj. rekonstruovali průběh TSI pomocí nepřímých ukazatelů jako jsou magnetický tok v aktivních oblastech, výskyt slunečních skvrn a fakulových polí od r. 1700 do r. 2009. Odtud plyne, že za tu dobu stoupla TSI o 1,2 W/m2.

P. Kotrč aj. uvedli, že dosud nebylo řádně potvrzeno, že tok energie v Balmerově spojitém spektru slunečních erupcí vzrůstá v průběhu úkazu. Autorům se to zdařilo selektorem obrazu umístěným za ohniskem horizontálního slunečního spektrografu HSFA-2. Při pozorování průběhu erupce třídy X ze dne 11. 6. 2014 se klidová hodnota spektra zvýšila 2,3 ÷ 5,5× .

T. Okamoto aj. a P. Antolin aj. zjistili na na základě snímků slunečních družic TRACE (od r. 1998), Hinode (2007) a SDO (2012), že početné příčné magnetohydrodynamické Alfvénovy vlny vznikající ve sluneční chromosféře o tloušťce pouhých 5 tis. km, teplotě 25 kK a hustotě o 8 řádů nižší než je hustota zemské atmosféry na úrovní mořské hladiny uvolňují díky magnetickým polím dostatečné množství zářivé energie pro ohřev koróny. Donedávna však nebylo jasné, jak se tato energie může přenést do sluneční koróny o teplotách milionů kelvinů. Družicové snímky s vysokým rozlišením nyní ukázaly, že v protuberancích se nacházejí vlákna přehřátého plazmatu, která kmitají příčně (jako struny na kytaře), ale i podélně. Pokud mají příčné i podélné vlny shodnou rychlost, vznikají rázy, víry a velkorozměrová turbulence. Tření a elektrické proudy pak přenesou tuto energii do velmi řídké sluneční koróny, kterou pak ohřívají na zmíněnou vysokou teplotu.

M. Druckmüller zpracoval pomocí svého pokročilého grafického algoritmu PM-NAFE dynamický průběh slunečních erupcí a filamentů pozorovaných v letech 2012-2016 družicí Solar Dynamics Observatotory (NASA) v EUV pásmech 21, 17 a 30 nm. Časově zhuštěné videozáznamy (formát .avi) v nepravých barvách využívají naplno mimořádné kvality kamery AIA na družici (www.zam.fme.vutbr.cz/~druck/Sdo/Pm-nafe/0-info.htm). Jednotlivé soubory mají velikost 200÷400 MB, takže stahování chvíli trvá, ale výsledný dojem stojí za to.

Y. Chi aj. prozkoumali na základě pozorovacího materiálu o interplanetárních výronech koronální látky (ICME = Interplanetary Coronal Mass Ejections) a jejich vazby na různé projevy sluneční činnosti. Frekvence výronů a rázových vln jeví korelaci s relativním číslem, ale výskyt magnetických oblaků ve výronech s relativním číslem nesouvisí. Tato oblaka se vyskytují nejčastěji v okolí minima sluneční činnosti. Rychlost výronů, indukce magnetického pole a jejich další parametry rostou úměrně se sluneční činností, takže v maximu bývají rekordní. Asi polovina výronů vykazuje rázové vlny, šířící se ve směru od Slunce. Tyto výrony též vykazují nejvyšší rychlosti šíření a mívají rekordně vysokou magnetickou indukci.

F. Clette aj. se věnovali svízelné otázce, který z rozličných parametrů nejlépe vystihuje kolísání sluneční činnosti. Historicky nejdéle používaným parametrem je Wolfovo číslo (práce z r. 1851 a 1856), které zohledňuje jak výskyt skupin sluneční činnosti, tak celkový počet skvrn, přičemž počet skupin má o řád vyšší váhu. Trpělivé bádání v archivech umožnilo zpětně určit Wolfova čísla pro sluneční cykly od r. 1750. Jde tedy o nejdelší poměrně homogenní časovou řadu indikující periodické změny v celé astrofyzice. Tato řada slouží zejména jako indikátor chování slunečního dynama a poskytuje oporu i pro historii sluneční činnosti na časové stupnici tisíců let (sledované nepřímo pomocí výskytu radionuklidů s vhodnými poločasy rozpadu ve stromech a ledových vrstvách v Grónsku nebo Antarktidě). Nemenší význam má sledování sluneční činnosti také pro předpovědi kosmického počasí, tj. kolísání odporu atmosféry při pohybu umělých družic Země, dálkového bezdrátového rádiového spojení a vlivu indukovaných elektrických proudů na silové transformátory, elektrické sítě a ropovody či plynovody.

Navzdory popularitě Wolfova čísla byla jeho vhodnost zpochybněna v r. 1998 D. Hoytem a K. Schattenem, kteří jako přesnější indikátor sluneční činnosti navrhli zavést pouze počty skupin slunečních skvrn. Rekonstruovali tak denní, měsíční a roční indikátory činnosti v letech 1610-1995 na základě více než 111 tis. pozorovacích dnů, zatímco Wolfova čísla jsou založena jen na datech pro 66 tis dnů. Autorům se totiž zdařilo nalézt v archivech velké množství pozorování z doby před rokem 1874. Z této statistiky vyplynulo, že Wolfovo maximum v r. 1805 ve skutečnosti nastalo už v r. 1801, takže žádný sledovaný sluneční cyklus nebyl delší než 15 let. Zároveň se zmenšil statistický šum vyloučením malých osamělých skvrn. Autoři tak upozornili na schisma, které od té doby provází sluneční výzkum, protože souběžně existují dva metodicky odlišné indikátory sluneční činnosti, a nikdo po řadu let nezkoumal, který je lepší. Výhodou skupinového indikátoru je prodloužená časová řada, jež zahrnuje i poslední dlouhé sluneční minimum (1645-1715) objevené v letech 1890-1894 manžely Annie R. a Edwardem W. Maunderovými, které časově koincidovalo s „malou ledovou dobou“ na severní polokouli Země. R. a D. Neuhäuserovi však upozornili na řadu chyb a opomenutí Hoyta a Schattena při interpretaci sledování slunečních skvrn S. Mariusem od června 1617 do konce r. 1618, jakož i vynechání Mariusových pozorování skvrn z let 1611 a 1612, která jsou shodná se zákresy Galilea a Jungiuse z týchž dní. Autoři proto navrhují, aby se kriticky prozkoumala všechna pozorování ze 17. stol., zejména s ohledem na zmíněné minimum Maunderových.

Vyřešení dilematu Wolfovo číslo vs. skupiny skvrn iniciovali F. Clette E. Cliver a L. Svalgaard v r. 2011. V široké spolupráci a po mnoha pracovních poradách dospěli k nové kalibraci zmíněných indikátorů ve dvojčísle časopisu Solar Physics z listopadu 2016, jež obsahuje 36 prací věnovaných této klíčové záležitosti. Zvláštní pozornost věnovali početné skupiny autorů dalším indikátorům sluneční činnosti, jako jsou celková plocha skvrn, celkové ozáření od Slunce (TSI), intenzita čáry K (Ca II), sluneční zářivý tok v pásmu EUV, výskyt rentgenových erupcí (X), počty koronálních ejekcí látky (CME), variace kosmogenetických nuklidů v pozemských vzorcích a kolísání trvání jednotlivých cyklů sluneční činnosti. V závěrečné studii J. Vaqueraoa aj. jsou publikována rekalibrovaná data o počtu skupin slunečních skvrn od r. 1610 až do současnosti, která tvoří nový přesnější a méně zašuměný základ pro objektivní charakteristiku sluneční činnosti. P. X. Gao aj. sledovali pomocí ročních průměrů celkového počtu slunečních skvrn dlouhodobé trendy kolísání sluneční činnosti v období let 1700–2015. Odtud jim vyšlo, že v periodě 1700–1975 sluneční činnost zvolna rostla, ale od té doby až do 24. cyklu opět klesá, takže se údajně blížíme do stoletého Gleissbergova minima, jež bude o něco hlubší než Daltonovo, ale výrazně hlubší než zmiňované minimum Maunderových .

Následující listopadové číslo časopisu Solar Physics bylo věnováno dalšímu otevřenému problému sluneční fyziky, tj. stále nejasnému mechanismu ohřevu koróny poměrně chladnou chromosférou Slunce. Základní poznatky shrnuli V. Nakariakov aj. , když za důležitou příčinu vysoké teploty koróny označili magnetické vlny a oscilace v koróně, jež poskytují diagnostické údaje o horkého plazmatu i příčině vzniku slunečního větru. Vlny a oscilace lze totiž sledovat v širokém rozsahu frekvencí od rádiových vln až po velkorozměrovou magnetohydrodynamiku. Tak se ukázalo, že právě tyto vlny propojují různé vrstvy sluneční atmosféry. Sluneční erupce se vyznačují kvaziperiodickými pulsacemi, jež usnadňují přenos tepelné energie do koróny. Dokonce se podařilo nalézt analogie mezi vlnovými interakcemi ve sluneční koróně nebo ve slunečním větru a zemskou magnetosférou. Když se ve sluneční chromosféře vytvoří rekonexí magnetického pole erupce, tak do nulového bodu erupce proniká pomalá magnetoakustická vlna, jež se následkem toho urychlí a vyvolá v plazmatu kvaziperiodické oscilace přímo předurčené k intenzivnímu přenosu energie do koróny. Přitom vzniká rázová vlna, která zatlačí chromosféru ve směru k centru Slunce.

Mimochodem, jak uvedli P. Charbonneau aj., časopis Solar Physics vznikl počátkem roku 1957, takže má za sebou již půlstoletí úspěšné existence. Vznikl z iniciativy holandského astrofyzika Cornelise de Jagera a českého astronoma Zdeňka Švestky, jímž se podařilo sestavit velmi kvalitní mezinárodní redakční radu, čímž zajistili renomé časopisu. Během půlstoletí v něm vyšlo přes 10,1 tis. recenzovaných prací, jež zabraly téměř 134 tis. tiskových stran. Zatímco v I. ročníku měl časopis 1,0 tis. tiskových stran, v ročníku 2016 se rozsah zvětšil na téměř čtyřnásobek. Za tímto rozvojem stojí především kosmický výzkum, který umožnil pozorovat Slunce včetně koróny, slunečního větru, koronálních výronů hmoty a celkového slunečního ozáření (TSI) z observatoří za hranicemi zemské atmosféry. Na zemi pak tyto nové možnosti doplnila helioseismologie, jež poskytuje cenné údaje o slunečním nitru. Snad nejvýznamnějším výsledkem tohoto období byl objev deficitu slunečních neutrin, který se po dlouhém tápáni podařilo objasnit pomocí rovnoměrných oscilací leptonové vůně neutrin mezi elektronovou, mionovou a tauonovou.

N. Wright a J. Drake zpochybnili současnou teorii slunečního dynama, které dává předpovědi, co se děje na povrchu hvězd slunečního typu, kde pozorujeme díky dynamu skvrny, erupce a záření chromosféry i koróny v rentgenovém a UV pásmu vlnových délek. Jak známo, tyto hvězdy mají jádro se zářivým přenosem energie z centra k povrchu, jež je obklopeno konvektivní slupkou, v níž se energie přenáší k povrchu konvekcí plynu. Rozhraní mezi slupkou a jádrem se nazývá tachoklina, protože tam dochází ke střihu vnitřního magnetického pole vinou diferenciální rotace. Naproti tomu hvězdy, které jsou plně konvektivní, tachoklinu nemají. Proto se předpokládalo, že tam bude hvězdné dynamo vypadat dočista jinak. Autoři však našli příklady několika zcela konvektivních niter hvězd s povrchovými parametry naprosto shodnými se slunečním dynamem. To znamená, že na výskytu tachokliny se vlastnosti magnetického dynama nepodílejí.

C. de Jager aj. upozornili na nedávnou změnu vlastností slunečního dynama, které se odehrála během patnáctiletého období na přelomu našeho tisíciletí. Zřejmě šlo o Přechod z období Velkého maxima sluneční činnosti, které vyvrcholilo v letech 1957–1958, kdy se šťastnou shodou okolností uskutečnil Mezinárodní geofyzikální rok, do něhož se zapojily také všechny tehdejší sluneční observatoře. Maximum pak doznívalo i v dalších dekádách XX. století. Podle názoru autorů počátek Přechodu nastal v r. 1995. Vrchol Přechodu se pak odehrál v letech 2005‒2010, kdy byla sluneční činnost pozoruhodně nízká. Příčinou poklesu mohly být pulsace sluneční tachokliny. Její rovníková část se ponořila hlouběji a pulsovala s poloviční amplitudou ±20 tis. km.

Jak upozornila I. Kitiashviliová, většina předpovědí intenzity a trvání slunečních cyklů se opírá o analýzu předešlých cyklů, což však není příliš vhodné, protože model hvězdného dynama má vážné nedostatky a pozorování nám neumožňují spolehlivě určit současnou ani minulou strukturu magnetického pole Slunce. Ještě obtížnějším oříškem je odhadnout jeho dynamiku. Proto zvolila metodiku založenou na Kálmánově filtrování pro modelování magnetického pole. Odtud předpověděla budoucího vývoj sluneční aktivity pomocí nelineární teorie nízkého řádu pro sluneční dynamo. Touto metodou odhadla v r. 2008 budoucí průběh 24. cyklu, a zatím jí to dobře vychází. Proto se v r. 2016 odvážila předpovědět, že minimum 24. cyklu proběhne na rozhraní let 2019‒2020 a maximum 25. cyklu se odehraje v letech 2023‒2024 s vyhlazeným maximálním relativním číslem 90. Konec 25. cyklu nastane v intervalu let 2028‒2030. Ještě předtím M. Ogurtsov zasadil dosavadní průběh 24. cyklu do širšího kontextu sluneční paleoastrofyziky, která v současné době pokrývá období od r. 8555 př. n. l. do r. 1605. Odtud odvodil, že relativní číslo R v maximu 24. cyklu dosáhne hodnoty 85 ±30. To se dobře shoduje se skutečnosti, protože vyhlazené maximální R dosáhlo hodnoty 82 v dubnu 2014.

M. Švanda a M. Karlický porovnávali četnost a mohutnost výskytu hvězdných erupcí na hvězdách hlavní posloupnosti tříd K až A. Tak se ukázalo, že erupce na hvězdách třídy A mají 4× nižší hustotu energetického toku ve směru do vnějších vrstev atmosféry hvězd, než je tomu u hvězd třídy G. Vyslovili domněnku, že proto pozorujeme deficit horkých korón u hvězd A, zatímco u hvězd G se koróny ohřívají nanoerupcemi v chromosférách.

Redakce vědeckého týdeníku Nature připomněla vrcholnou úlohu, kterou od r. 2010 plní na geostacionární dráze americká sluneční družice Solar Dynamics Observatory (SDO), jež s vysokou kadencí 12 s snímkuje Slunce v 9 pásmech EUV a UV (9,4÷170 nm) jakož i v bílém světle. Dalším přístrojem na palubě je helioseismický a magnetický zobrazovač (HMI). Aparatury SDO produkují denně 1,5 TB dat a jsou veřejně přístupná. Každý třetí snímek je redukován na velikost 1 MB, takže odtud je možné rychle zjistit, co se právě na Slunci děje. Dosavadní archiv obsahuje v r. 2016 už několik PB údajů. Právě tohoto archivu využívá M. Druckmüller k zobrazování vývoje slunečních erupcí a protuberancí s rekordně vysokým úhlovým i časovým rozlišením.

V. Nakariakov a j. shrnuli hlavní výsledky družice SDO, které se podařilo objevit příčné dlouhoperiodické (půlhodinové) oscilace v koronálních smyčkách a filamentech. Ze sluneční seismologie v projektu GONG (Global Oscillation Network Group) a z dat družice SDO se podařilo prokázat, že indukce magnetického pole v koronálních filamentech přesahuje 2,5 mT. Pomocí ruského radioteleskopu RATAN-600 se navíc zjistilo, že trubice magnetického toku se v aktivních oblastech mírně rozevírají a rádiové zdroje jeví spirální magnetické struktury. Na dně chromosféry jsou siločáry magnetického pole svislé, takže nemají vliv na zmíněné oscilace. S rostoucí výškou se však siločáry začínají naklánět, což dovoluje nízkofrekvenčním vlnám stoupat vzhůru až do koróny. Systém GONG umožnil během roku pozorovat po dobu 5 dnů v chromosférickém filamentu v čáře H-α oscilace s periodou 20÷30 h, přičemž různé segmenty filamentu oscilovaly s různými periodami. V samotných slunečních erupcích byly pozorovány kvaziperiodické oscilace s periodami 40÷50 s v pásmech rentgenovém, mikrovlnném a rádiovém. Asi v třetině případů erupcí se tyto oscilace s periodami 5÷9 s pozorovaly také v pásmech tvrdého rentgenového a gama záření. V ukotveních chromosférických erupcí se vyskytuje Rayleighova-Taylorova nestabilita (hranice mezi hustším a řidším plazmatem nebo plynem) elektrických proudů, jež vzlínají do magnetických smyček a odnášejí dostatečné množství urychlovaných elektronů do koróny. Elektrická pole tak přispívají k urychlování jak elektronů, tak i protonů. Tím se podstatně zvyšuje celková dodávka energie a koróna se ohřívá až na teploty >5 MK.

P. Gaulme aj. zkoumali asteroseismcké oscilace Slunce pomocí družice Kepler v režimu K2 po dobu 49 dnů s rychlou kadencí 1 minuta. Po celou tu dobu však nepozorovali Slunce, ale jasnost planety Neptun, která posloužila jako zrcadlo pro zmíněná měření. V porovnání s jinými měřeními však měla tato měření o řád vyšší šum a dala pro Slunce hmotnost o 14 % a poloměr o 4 % vyšší než jsou současné nejlepší hodnoty. Přesto jde o důležitý výsledek, protože se autorům podařilo pomocí Slunce kalibrovat asteroseismická měření vzdálených hvězd.

J. Y. Zhong aj. napodobili podmínky magnetického přepojování siločar (rekonexi), které je patrně příčinou erupcí na Slunci, v pozemní laboratoři. Použili k tomu výkonných laserů a docílili tak efektivní teploty až 1 GK díky urychlení elektronů na relativistické rychlosti. Pozorované energetické spektrum v pásmu energií ≥ 500 keV se velmi podobalo slunečním erupcím X, při nichž se pozoruje tvrdé rentgenové záření i záření gama. Samotné ztvrdnutí energetického spektra však musí mít ještě další příčinu v podobě rázových vln a turbulence, které vygenerují vysoce energetické elektrony.

N. Raouafi aj. shrnuli poznatky o usměrněných slunečních koronálních výtryscích, které navzdory svému krátkému trvání představují významný zdroj přenosu hmoty a energie do vnější koróny. Přestože energie přenášená výtrysky je menší než energie uvolněná v erupcích a koronálních výtryscích látky (CME), má s těmito úkazy mnoho společného, především výbušnou magneticky řízenou dynamiku. Usměrněné výtrysky propojují také velké komplexní projevy sluneční činnosti s těmi nejdrobnějšími pozorovatelnými krátkodobými jevy, jako jsou sluneční spikule. Podle názoru autorů jsou právě kolimované koronální výtrysky klíčem k pochopení fyzikálních příčin ohřevu koróny a urychlování slunečního větru, takže je potřebí jim věnovat náležitou pozornost.

K. J. Li aj. využili údajů z různých družic a kosmických sond v půlstoletém období od konce listopadu 1963 do konce prosince 2013 ke statistice rozložení rychlostí slunečního větru vůči Slunci. Rychlost slunečního větru dá rozčlenit do tří skupin: pomalý vítr do 450 km/s; rychlý do 725 km/s a extrémně rychlý nad 725 km/s. Vítr v prvních dvou skupinách jeví kolísání v periodě shodné se sluneční rotační periodou. Extrémně rychlý vítr se objevuje až na sestupné větvi slunečního cyklu. Průměrná rychlost slunečního větru dosahuje jen 373 km/s.

S. Patsakouras aj. věnovali pozornost přívalu úkazů kosmického počasi ve dnech 7.-11. 3. 2012, kdy se mj. rozvinula druhá největší geomagnetická bouře 24. cyklu sluneční činnosti. Projevila se zesílením ultrapomalých magnetických vln, úbytkem relativistických elektronů ve Van Allenových radiačních pásech a vstřikováním energetických elektronů do magnetosféry Země. Celá epizoda vyvrcholila dvěma superrychlými (>2 000 km/s) koronálními výrony látky (CME), jímž v ranních hodinách 7. 3. 2012 předcházely dvě erupce třídy X, které vznikly v téže aktivní oblasti (NOAA 11429) necelou hodinu po sobě. Pouze druhý výron však nakonec trefil Zemi. Autoři odhadli, že ve vzdálenosti 13 R☉ od Slunce činila indukce magnetického pole v CME 1÷16 µT. Načež P. Riley aj. pozorovali 23. 7. 2012 pomocí sondy STEREO A supersonickou (3,3 tis. km/s neboli 28 machů) rázovou vlnu, která prošla výronem asi 20 h po jeho vymrštění z koróny. Jak uvedli N. Gopalswamy aj., výron CME dorazil k Zemi za pouhých 18,5 h, což svědčí o tom že energetické částice nesly energie řádu GeV, přičemž rázová vlna se utvořila ve vzdálenosti 1,5 R☉ s počátečním zrychlením 1,7 km/s2. To jsou vesměs dosud nevídaně vysoké hodnoty.

S. Wedemayer aj. zdůraznili, že pro budoucí výzkum sluneční chromosféry má mimořádný význam pozorování Slunce mikrovlnnou aparaturou ALMA (Atacama Larga Millimeter/submillimeter Array), protože fakticky otevřela nové okno elektromagnetického spektra s rekordní časovou i úhlovou rozlišovací schopností. Vyžaduje to ovšem mnoho programovací práce i simulací, aby se podařilo jedinečného potenciálu observatoře v nadmořské výšce 5 km využít. Na tomto projektu se významně podílejí také čeští astronomové.

L. Kitchatinov aj. se věnovali ošemetnému problému, že cizí hvězdy slunečního typu se vyznačují relativně častými supererupcemi, takže kdyby se něco takového přihodilo Slunci, bude mít Houston problém. Magnetické dynamo v nitru Slunce podléhá vlivům diferenciální rotace a proto neustále osciluje. Kdyby se však stalo, že sluneční dynamo přejde na stabilní režim, zesílí se indukce magnetického pole na povrchu Slunce o více než dva řády, a to by vedlo k supererupci. Počítačové simulace autorů však ukázaly, že ve skutečnosti supererupce na Slunci nehrozí.

Několik týmů se zabývá hledáním slunečních analogů nebo dvojníků. D. Mahdi aj. našli v archivu ešeletového spektrografu ELODIE (1,9m teleskop OHP v jižní Francii), jenž obsahuje 2 800 hvězdných spekter s vysokým rozlišením, analog Slunce v podobě hvězdy HD 138573 (= HIP 0761114) v souhvězdí Hada (7,2 mag; sp. G5 IV-V; vzdálenost 30 pc; +4,8 MAG; 5,76 kK). J. Galarza aj. označili za dvojníka Slunce hvězdu HIP 100963 (Vul; 7,1 mag; G5 V; 28 pc), kterou proměřovali spektrografem HIRES Keckova 10m reflektoru na Mauna Kea. Dostali tak parametry: 5,82 kK; 1,03 M☉; metalicita [Fe/H] = -0,003; stáří 2,0÷2,4 Gr. Týž tým našel ještě jasnějšího dvojníka HD 45184 (CMa; 6,4 mag; G1.5 V; 5,86 kK; 1,05 M☉; 22 pc; [Fe/H] = 0,04; stáří 3 Gr) a slabšího dvojníka Inti 1 (5,84 kK; [Fe/H] = 0,07; 1,04 M☉; stáří 4 Gr). M. Flores aj. ohlásili, že dvojník HD 45184 má cyklus aktivity 5,1 let a rotuje v periodě 20 d. P. Beck aj. objevili sluneční analog v podobě hvězdy KIC 3241581, která je primární složkou těsné dvojhvězdy. Má efektivní teplotu 5,69 kK, ale vyšší zastoupení těžších prvků než Slunce. Rotuje v periodě 26 d, což je nejblíže rotační periodě Slunce. D. Salabert aj. zkoumali magnetickou proměnnost mladého (1 Gr) slunečního analogu KIC 10644253 (=BD+47 2683; 9,3 mag; G0 V; 6,03 kK; 1,13 M☉; 1,11 R☉; [Fe/H] = 0,12; rotace 11 d; vzdálenost 100 pc; stáří 1,1 Gr), jenž je ovšem mnohem aktivnější než usedlé Slunce. Jeho cyklus aktivity je navíc podstatně kratší (1,5 r). D. Graczyk aj. našli dalšího dvojníka v sekundární složce zákrytové dvojhvězdy LL Aqr (9,3 mag). Tato dvojhvězda nejeví žádnou fyzikální interakci vyjma gravitace.Sekundární složka je spektrální třídy G3 V; hmotnost 1,03 M☉; poloměr 1,00 R☉; [Fe/H] = 0,02; vzdálenost 125 pc; stáří 2,3 ÷2,7 Gr. Všichni zmínění dvojnící však mají zřejmě proti Slunci nějaké odchylky, především jsou mladší, ale i některé další parametry jsou významně odchylné.

M. Lund aj. využili programu K2 družice Kepler v období 22.4.‒ 2.7. 2016 k hledání gravitačních mikročoček, protože tehdy byla Země vůči družici v nejpříznivější poloze pro jejich odhalování ve výduti Galaxie, kde je nejvyšší plošná hustota hvězd. Během zmíněného období se na úhlové ploše 3,7 čtv. stupňů podařilo změřit paralaxy pro >170 mikročoček. Některé takto objevené objekty jsou zřejmě planety, obíhající kolem mateřských hvězd; vzácně se v souboru vyskytly i samostatné planety ‒ nomádi. Z paralax se pak daly spočítat vzdálenosti a hmotnosti čočkujících hvězd a jejich průvodců. Mezi nimi převažovaly hvězdy slunečního typu. Tento úspěch jel vodítkem pro plánovaný kosmický teleskop WFIRST (Wide Field InfraRed Space Telescope).

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

18. ledna 2016 byla odstartována pozorovací kampaň Evropské jižní observatoře (ESO) Pale Red Dot, tedy „bleděčervená tečka“, jejímž cílem je nalezení planety obíhající kolem nejbližší hvězdy po Slunci, Proximy Centauri. Názvem kampaň odkazuje k slavné fotografii Země z Voyageru 1 a snahou byla detekce planety metodou radiálních rychlostí. Hlavním přístrojem byl spektroskop HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) na 3,6m teleskopu ESO na Cerro Paranal, ale do kampaně byly zapojeny i další přístroje po celém světě. V únoru 2016 Proxima Cen přešla přes jasnější hvězdu v pozadí, což pozoroval Hubbleův kosmický teleskop (HST) ve snaze zaznamenat mikročočkování, tj. slabé zesílení světla hvězdy v pozadí v důsledku zakřivení v gravitačním poli planety. Na hvězdu se dále zaměřila kanadská družice MOST (Microvariability and Oscillations of STars).

Soustředěné úsilí bylo korunováno úspěchem. G. Anglada-Escudé aj. oznámili objev planety Proxima b, která má minimální hmotnost 1,3 MZ a kolem mateřské hvězdy oběhne jednou za přibližně 11,2 d po dráze s velkou poloosou 0,05 au. Amplituda radiální rychlosti hvězdy dosahuje pouze 1,38 m/s, což na vzdálenost 1,295 pc představuje neuvěřitelnou přesnost měření. Vzhledem k tomu, že Proxima je červený trpaslík spektrálního typu M5.5 s povrchovou teplotou zhruba 3 050 K, hmotností 0,12 M⊙, poloměrem 0,14 R⊙ a svítivostí 0,15 L⊙, nachází se planeta b v její ekosféře. Hvězda je však aktivní a v rentgenové oblasti dosahuje její zářivý výkon stejných hodnot jako Slunce.

Všechny získané parametry byly získány jen na základě měření radiálních rychlostí Proximy. Přechody planety přes kotouček hvězdy se nepodařilo zjistit, situaci komplikuje sama Proxima svou aktivitou. J.  Davenport aj. publikovali měření zmiňované družice MOST, která ukazují, že hvězda během necelých 38 dnů pozorování prodělala 66 vzplanutí s energiemi v rozmezí 1029÷1031 erg. Porovnáním s hvězdnými modely autoři odvozují, že nízkoenergetických vzplanutí s energií ≤ 1028  erg hvězda prodělá 63/den, zatímco vzplanutí s naopak vysokou energií 1033 erg prodělá zhruba 8/rok. Nízkoenergetická vzplanutí komplikují hledání zákrytů, zatímco vysokoenergetická vzplanutí mají předpokládaný neblahý vliv na atmosféru planety.

C. Garraffová, J. J. Drake a O. Cohen vytvořili model hvězdného větru a magnetického pole v okolí Proximy na základě pozorovaných spektrálních čar, které odpovídají magnetické indukci přibližně 30 mT na povrchu hvězdy. Model počasí v okolí planety b ukazuje, že tlak hvězdného větru může být až 2000× větší než tlak slunečního větru na Zemi, navíc se tento tlak mění až o několik řádů v průběhu jediného dne. Vzdálenost planetární magnetopauzy od povrchu planety se kvůli tomu může stejnou rychlostí měnit až 5×, což bude mít patrně velký vliv na odnos vrchních vrstev atmosféry planety, pokud existuje; stejně tak není jisté, že planeta vůbec má významnější vlastní magnetické pole.

Přes všechny tyto nepříznivé okolnosti by Proxima b mohla být obyvatelná. I. Ribas aj. zveřejnili výsledky svých simulací vývoje planetární dráhy. Autoři předpokládají, že celkové ozáření planety od hvězdy dosahuje ve srovnání se Zemí vysokých hodnot, zejména v ultrafialové (UV) a rentgenové oblasti spektra. Stejně tak předpokládají, že současná rotační osa planety je kolmá k rovině oběhu a planeta má vázanou rotaci. Ze simulací překvapivě vychází, že planeta se v mnoha případech dostane dovnitř ekosféry Proximy během 100÷200 Mr a přijde při tom z atmosféry o množství vody srovnatelné se všemi pozemskými oceány. To není málo, ale pokud by původní množství vodíku a kyslíku na planetě bylo vyšší než na terestrických planetách, stále jí na místě může být dostatek; právě odhad poměru vody na protoplanetě v simulacích představuje největší nejistotu.

B. Brugger aj. publikovali model pravděpodobné vnitřní struktury a velikosti Proximy b. Protože není známo složení planety, autoři předpokládají, že jde o kamennou planetu s možnou příměsí vody. Pro modely s různým poměrem vody a hustších hornin vychází velikost planety v rozmezí 0,94÷1,46 RZ.

L. Kreidbergová a A. Loeb modelovali potenciální detekci přítomnosti atmosféry kolem Proximy b v mikrovlnném pásmu 5÷12 µm, což je jedna ze spektrálních oblastí, v níž bude pozorovat Webbův kosmický teleskop (JWST). Autoři modelovali planetu zcela bez atmosféry a planetu s přenosem 35 % tepla z denní na noční stranu a ukázalo se, že JWST bude bezpečně schopen tyto dvě situace odlišit. Autoři navíc vytvořili model atmosféry zemského typu, která by měla být snadno detekovatelné díky přítomnosti absorpčních pásů ozónu na vlnové délce 9,8 µm.

Proxima Cen je vzdálenou složkou trojhvězdy, jejíž centrální dvojici tvoří α Cen A a B. U složky B byla taktéž r. 2012 nalezena planeta s oběžnou dobou 3,24 d a hmotností minimálně 1,13 MZ. Planetu se následně nepodařilo potvrdit žádným nezávislým měřením. V. Rajpaul, S. Aigrain a S. Roberts zveřejnili analýzu veřejně dostupných dat, na základě nichž byl objev planety oznámen – a ukázali, že jde velmi pravděpodobně o falešný poplach. Oběžná doba planety je podle všeho pouze artefakt výpočetních algoritmů, vyvolaný kombinací vzorkování pořízených dat a délkou pozorovacího období.

R. Worth a S. Sigurdsson modelovali vývoj celé trojhvězdy α Cen jako problém tří těles s ohledem na možnost tvorby planet kolem jednotlivých složek. Proxima se pravděpodobně po svém vzniku nacházela na mnohem bližší dráze kolem centrální dvojhvězdy a teprve později byla vymrštěna na současnou vzdálenou dráhu. Dokud byla blízko, měla na tvorbu protoplanetárních disků kolem obou složek podstatný vliv; přesto podle většiny simulací i v takových discích může vzniknout několik málo planet ve vzdálenostech ≤ 2 au. Stejně tak nedokáže blízká dráha zabránit vzniku planet kolem samotné Proximy. Podle autorů je tedy pravděpodobné, že se kolem všech tří složek nacházejí planety. Prokázání jejich nepřítomnosti bude naopak známkou, že celá trojhvězda prošla v minulosti bouřlivých vývojem, při němž byly planety vymeteny do prostoru.

Málo hmotné objekty hvězdného typu s povrchovou teplotou nižší než 2 700 K jsou někdy označovány jako velmi chladní trpaslíci. Patří mezi ně hnědí trpaslíci a také velmi málo hmotné hvězdy a zajímavé jsou především proto, že v okolí Slunce tvoří přibližně 15 % všech hvězd. Teorie formování protoplanetárních systémů a planet předpovídají, že kolem takových objektů by měly existovat zatím neobjevené planety terestrického typu. M. Gillon aj. oznámili objev tří takových planet kolem hvězdy 2MASS J23062928−0502285, vzdálené od Země asi 12 pc. Hvězda má poloměr přibližně 0,11 R⊙, hmotnost 0,08 M⊙ a svítivost jen 0,05 L⊙. Planety objevil 60cm dalekohled přehlídky TRAPPIST (TRansiting Planets and PlanestIsimals Small Telescope), podle níž hvězda a její planetární soustava dostala populární název TRAPPIST-1. Oběžná doba vnitřních dvou planet je 1,5 d, resp. 2,4 d a obě se nacházejí blízko vnitřní hranice ekosféry, velmi pravděpodobně s vázanou rotací – planeta b dostává ve srovnání se Zemí čtyřnásobné množství osvitu, planeta c zhruba dvojnásobné. V systému se vyskytuje ještě jedna planeta, jejíž oběžnou dobu zatím nebylo možné určit přesně, může být kdekoli mezi 4,5 a 73 d, pravděpodobně však uvnitř ekosféry své hvězdy.

Systém TRAPPIST-1 do budoucna představuje slibnou možnost přímé spektroskopie planetárních atmosfér. J. de Wit aj. pořídili transmisní spektrum planet b a c při společném přechodu přes kotouček hvězdy 4. května 2016. Spektrum získané kamerou WFC3 na palubě HST nemá zatím dostatečné rozlišení k určení jednotlivých spektrálních čar v transmisním spektru. Na základě jeho celkového tvaru v pásmu 1,15÷1,7 µm je pouze možné vyloučit, které typy atmosfér vnitřní planety s jistotou nemají. Autoři uvádějí, že atmosféry zcela jistě nejsou bezmračného vodíkového typu, ale pro hustší modely atmosfér jsou možné jak atmosféry s vodní párou, tak atmosféry typu Venuše se silnými mraky.

A. Tsiaras, M. Rocchetto a I. P. Waldmann oznámili objev atmosféry kolem planety 55 Cnc e. Opět pomocí kamery WFC3 na palubě HST pozorovali pokles jasnosti hvězdy při přechodu planety před ní a z analýzy hloubky tranzitu v různých vlnových délkách odvodili přítomnost atmosféry kolem planety. Atmosféra vykazuje absorpční čáry vodíku a hélia a kyanovodíku (HCN). Autoři uvádějí, že všechny detekované látky jsou určeny pouze zpětným modelováním spekter tak, aby odpovídala pozorovaným datům. Teprve další spektroskopie zejména v infračervené (IR) oblasti umožní potvrdit kyanovodík v atmosféře. Pokud se tam skutečně nachází, má to zajímavé důsledky pro planetární chemismus, zejména to znamená, že celá planeta musí být nadprůměrně bohatá na uhlík. Při úplné absenci vodních par, která je prokazatelná už z prvotních dat, to v kombinaci s parametry celé planety – hmotnost 8,08 MZ, poloměr 1,91 RZ – prozrazuje uvnitř planety přítomnost krystalického uhlíku.

B.-O. Demory aj. pořídili v létě 2013 pomocí Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) více než 75 h pozorovacích dat v průběhu necelého měsíce. Tato data pečlivě zpracovali a vytvořili teplotní mapu planety e. Planeta má vázanou rotaci, což má výrazné důsledky pro teplotu na povrchu, zejména ve spojení s faktem, že mateřskou hvězdu oběhne jednou za necelých 18 h ve vzdálenosti pouhých 0,015 au. Nejteplejší místo na povrchu se překvapivě nenachází přímo na spojnici mezi centrem planety a hvězdou, ale o (41 ± 12)° východněji a nejvyšší teplota dosahuje hodnoty (2 700 ± 270) K. Teplota na noční straně planety je výrazně nižší, „jen“ (1 380 ± 400) K. Přenos tepla mezi osvětlenou a neosvětlenou stranou je tedy značně neefektivní. Podle autorů se buď jedná o částečně neprůhlednou atmosféru, jejíž cirkulace je omezená na denní polokouli, nebo zcela chybějící atmosféru, jejíž efekt simuluje tekoucí láva přímo na povrchu planety.

M. Booth aj. oznámili objev pásu malých těles kolem hvězdy HR 8799 pomocí mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array), který je analogií Edgeworthova-Kuiperova pásu ve Sluneční soustavě. HR 8799 je několik desítek Mr stará hvězda s hmotností zhruba 1,5 M⊙, která se nachází ve vzdálenosti přibližně 39,5 pc v souhvězdí Pegasa. Zatím je první hvězdou, u které se podařilo přímo zobrazit více než jednu planetu (b až e, ve všech případech jde o obry). Pás malých těles se rozkládá ve vzdálenosti 145÷429 au od hvězdy a na vnitřní straně je ostře ohraničen, což je silný nepřímý důkaz, že mezi ním a známými čtyřmi planetami se nachází ještě pátá planeta v systému.

Q.  Konopacky aj. pořídili podrobná astrometrická data hvězdy HR 8799 kamerou NIRC2 na druhém 10m Keckově dalekohledu mezi roku 2009 a 2014. Z analýzy vlastních pohybů je možné přímo odvodit parametry drah planet ba e, pro zbylé planety je možné parametry pouze odhadovat na základě pravděpodobnosti. Všechny dráhy jsou patrně ve vzájemné rezonanci 1:2:4:8 a jsou koplanární nebo pouze minimálně skloněné vůči sobě.

Kromě vnějšího pásu malých těles se kolem HR 8799 nachází také vnitřní pás, podobný hlavnímu pásu planetek ve Sluneční soustavě. B. Contro aj. modelovali tento vnitřní disk a podle jejich výsledků začíná na 6 au a končí na 8 au od hvězdy s oběma okraji ostrými. Není souvislý, ale nacházejí se v něm prázdná místa, z nichž nejvýraznější je vytvořené čtvrtou planetou e v dráhové rezonanci 4:1. Vzájemná rychlost těles ve vnitřním pásu je kolem 1,2 km/s, což je dostatečné, aby se tělíska srážela a tvořila konstantní zdroj prachu, jehož tepelné záření pozoruje observatoř ALMA.

D. Apai aj. na HR 8799 v rámci ověřovacího provozu zaměřili spektrograf SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na observatoři VLT (Very Large Telescope) a v prosinci 2014 pořídili krátkou sérii fotometrických měření všech čtyř planet. Autoři ukázali, že při využití sofistikovaných algoritmů pro zpracování dat je možné už se současnými přístroji získat dostatečně přesná data pro měření změn jasnosti planet mezi sebou. To umožní přímo měřit rotační doby planet, zjišťovat variace odrazivosti povrchu např. v důsledku změn oblačnosti apod. Přímo napozorovaná data zatím neumožnila odvodit konkrétní hodnoty, protože se vlivem počasí nepodařilo získat dostatečně dlouhou časovou řadu. A. Zurlo aj. použili stejné přístroje a pořídili spektra všech čtyř planet v červené a blízké IR oblasti. Jejich měření pomohla upřesnit dráhy planet a stanovit limit hmotnosti pro případnou planetu f na 3÷7 MJ. Podle autorů jsou planety d a e v dráhové rezonanci 2:1 nebo 3:2. M. Bonnefoy aj. získaná spektra použili k porovnání s modely atmosfér planet. Zatímco pro planety d a e se podařilo pozorovaná spektra přiřadit k modelům prašných atmosfér, pro planety b a c žádný model nevyhovuje. Podle autorů jsou zřejmě planety méně hmotné a zakryté prachovými částicemi, proto modely selhávají.

Exoplanet v trojhvězdných systémech je zatím známo velmi málo. K. Wagner aj. oznámili přímé pozorování planety b kolem primární složky trojhvězdy HD 131399, která má zářivý výkon asi 10 L⊙. Planeta má pravděpodobnou velkou poloosu dráhy 82 au a numerickou excentricitu (0,35 ± 0,25) a hmotnost (4 ± 1) MJ a povrchovou teplotu (850 ± 50) K. Zbylé dvě složky tvoří těsnou dvojhvězdu, která kolem primární složky obíhají po dráze s velkou poloosou (349 ± 28) au a excentricitou (0,13 ± 0,05). Dráha planety je pravděpodobně stabilní (aby to bylo jisté, jsou nutná další astrometrická data), ale zatím není jasné, jak se mohla planeta na takové dráze zformovat. Pravděpodobně vznikla někde jinde a na současnou dráhu se dostala teprve časem; jedna pravděpodobná varianta je, že planet bylo původně více a interakce mezi nimi planetu b odsunuly, druhou pravděpodobnou možnost představuje scénář, ve kterém se planeta zformovala u těsné dvojhvězdy a primární složka trojhvězdy ji postupnými poruchami dráhy vymrštila do současné pozice.

C. Obermeier aj. objevili pomocí dat mise K2 kosmické sondy Kepler planetu u jedné z hvězd otevřené hvězdokupy Jesličky (M44, Praesepe). Hvězda K2-95 je červený trpaslík s povrchovou teplotou (3471 ± 124) K a planeta kolem ní obíhající má poloměr nejméně 3,47 RZ a oběžnou dobu 10,13 d. Planeta má hmotnost přibližně jako Neptun, což je u červeného trpaslíka překvapivé. Planet v otevřených hvězdokupách bylo zatím nalezeno poměrně málo, což naznačuje, že v hvězdokupách vznik planet probíhá poněkud jinak než u samostatných hvězd.

T. Boyajianová aj. zveřejnili výsledky dlouhodobého sledování hvězdy KIC 8462852 sondou Kepler. Hvězda je typická zástupkyně spektrální třídy F3V, která nemá žádného blízkého průvodce. V průběhu několika let hvězda prodělala několik poklesů jasnosti přibližně o 20 %, v délce 5÷80 d. Přestože autoři podrobili hvězdu dalším fotometrickým i spektroskopickým měřením, měření s vysokým rozlišením a následnému složitému zpracování dat, nepodařilo se jim najít prokazatelné vysvětlení pozorovaných poklesů jasnosti. Je jisté, že nejde o chyby měření, zároveň však žádný navržený mechanismus nevystihuje pozorovaná data dokonale; nejbližší je vysvětlení v podobě neuspořádaného oblaku kometárního a planetesimálního materiálu, který vznikl rozbitím původního tělesa s hmotností nejméně 10-6 MZ a průměrem alespoň 100 km.

Případ získal velkou publicitu zejména díky jednomu z možných vysvětlení, kterým je aktivita inteligentního života; hvězda získala přezdívku „Tabbyina hvězda“ a bulvární tisk přinesl „jisté“ informace o  zelených pidimužících, kteří kolem hvězdy stavějí elektrárnu. Skutečně jisté je, že příčina zatím není známá a aktivitu mimozemského života nelze vyloučit. Zároveň se na hvězdu zaměřila velká pozornost ostatních astrofyziků, díky čemuž bylo možné některé hypotézy vyvrátit. M. Hippke aj. provedli analýzu archivních fotometrických dat harvardských fotografických desek z let 1889–1990, pomocí nichž prokázali, že navržený setrvalý pokles jasnosti KIC 8462852 (0,16 mag/století) je ve skutečnosti v rámci statistické chyby, dané dlouhodobou nestabilitou fotocitlivé vrstvy na deskách. V. Makarov a A. Goldin provedli nezávislou analýzu dat Kepleru, která potvrdila astrofyzikální povahu poklesu jasnosti, a navrhli jako jeho zdroj zákryt oblakem mezihvězdného materiálu, který přechází nejen před Tabbyinou hvězdou, ale i před dalšími objekty v její úhlové blízkosti. Této hypotéze nahrává skutečnost, že nedaleko KIC 8462852 se nachází mlhovina Simeiz 57, což je pozůstatek po výbuchu supernovy. B. Montet a J. Simon analyzovali tuto možnost a ukázali, že různý pokles jasnosti v různých spektrálních oborech vylučuje možnost prostého zákrytu prachoplynným oblakem. Podle autorů je možné pozorované chování vysvětlit kombinací zákrytu mezihvězdným materiálem a pozůstatky po srážce planet nebo velkého množství komet v planetární soustavě okolo hvězdy KIC 8462852. G. Harp aj. publikovali zprávu o pozorování Tabbyiny hvězdy radioobservatoří ATA (Allen Telescope Array), která nezaznamenala v pásmu 1÷10 GHz žádné signály, svědčící o přítomnosti inteligentního života.

C. del Burgo a C. A. Prieto pomocí nových i archivních dat z HST určili parametry obří planety kolem hvězdy HD 209458. Hvězda má poloměr (1,2 ± 0,05) R⊙ a povrchovou teplotu (6 071 ± 20) K, planeta b má poloměr (1,41 ± 0,06) RJ. Tutéž planetu analyzovali Ch. Hellingová aj. – modelovali její atmosféru s ohledem na předpokládané složení neprůhledných oblaků. Z jejich modelu vychází veliká pravděpodobnost přítomnosti minerálních částic vysoko v atmosféře, pravděpodobný výskyt uhlovodíkových molekul a jen malé zastoupení vody.

K. Y. L. Suová aj. zaměřili přístroje observatoře ALMA na Fomalhaut, nejjasnější hvězdu Jižní ryby. Kolem ní obíhá planeta Dagon, která má značně eliptickou dráhu s velkou poloosou 177 au a oběžnou dobou přibližně 1 700 r. Uvnitř dráhy této planety se nachází disk prachu, plynu a malých těles. Autoři zkoumali soustavu v pásmu 345 GHz (vlnová délka 1,87 mm) a ve vnitřní oblasti o poloměru 15 au nenalezli známky žádného jiného tělesa než samotné hvězdy. Disk je ve vnitřních partiích tvořen planetesimálami, z nichž se vlivem záření a hvězdného větru odpařují prachové částice a molekuly plynu, které unikají do vnějších částí disku. Vnitřní hranice ekosféry se nachází přibližně 8 au od hvězdy, která má hmotnost přibližně 1,9 M⊙ a záařivý výkon 16,6 L⊙. L. Gauchet aj. se zaměřili na Fomalhaut(a na sedm dalších jasných hvězd, mj. i na β Pictoris nebo výše zmiňovanou HD 8799) přístroj NAOS–CONICA u dalekohledu VLTESO. Použili techniku řídké clony, která v podstatě ze vstupní pupily teleskopu vytvoří interferometr a umožní měřící aparatuře pracovat na hranici difrakčního limitu dalekohledu. Cílem autorů bylo techniku vyzkoušet a ověřit, zda je možné ji použít k detekci blízkých těles, přezářených světlem mateřské hvězdy nebo primární složky. U všech osmi byla snaha nalézt blízkého průvodce neúspěšná, autoři však pro všechny hvězdy stanovili horní mez hmotnosti a vzdálenosti průvodce – kolem Fomalhautu nemůže obíhat průvodce ve vzdálenosti 1÷2 au s hmotností ≥ 61,1 MJ (kolem zmiňované HD 8799 namůže být takový průvodce ve vzdálenosti 4÷8 au s hmotností ≥ 10,7 MJ). H. Beust aj. modelovali dráhu planety Dagon s ohledem na možnost, že ve skutečnosti k Fomalhautu není vázaná, a jen prolétá kolem, a dále s možností skrytého vnitřního průvodce v dráhové rezonanci. Podle autorů se zde neuplatňuje ani jeden hraniční případ, který může zmást algoritmy výpočtu dráhy, a pozorovaná výrazně eliptická dráha planety je skutečná.

Hvězda β Pictoris prodělala r. 1981 výrazný pokles jasnosti, pravděpodobně v důsledku přechodu planety přes kotouček hvězdy. R. 2003 byla existence planety a později přímo zobrazena ve vzdálenosti 6÷9 au od hvězdy. A. Lecavelier des Etangs a A. Vidal-Madjar publikovali své výpočty dráhy planety β Pic b, která by vyhověla všem dosavadním pozorováním. Autoři nalezli dvě možná řešení: buď má planeta s hmotností 10÷12 MJ oběžnou dobu (17,97 ± 0,08) r a excentricitu 0,12, nebo je oběžná doba (36,38 ± 0,13) r a excentricita dráhy je 0,32. Autoři vyzvali k průběžnému pozorování, detekce dalšího přechodu může rozhodnout, která dráha je správná.

A. Brandeker aj. publikovali výsledky IČ měření blízkého okolí β Pic, v němž se nachází disk tvořený plynem, prachem a malými tělesy. Z předchozích pozorování je známo, že plyn vykazuje vysoce nadprůměrné množství uhlíku; poměr zastoupení uhlíku vůči kyslíku je ≥ 20× vyšší než je průměrná hodnota v okolí všech hvězd. Autoři použili data ze sondy Herschel a dřívější data potvrdili. V disku se nachází zhuštěnina molekul plynu CO, jejíž původ je nejasný, ale její stáří je maximálně několik Mr. Celková hmotnost disku je jen několik zlomků MZ a jeho průměrná hustota je příliš nízká na to, aby se v něm ještě zformovaly další planety. Naopak v něm pravděpodobně probíhá opačný proces, tj. planetesimály se vzájemnými srážkami rozbíjejí na menší a menší tělesa, z nichž záření a hvězdný vítr odpařuje molekuly plynů a vymetá je z disku pryč.

Tým NASA pro sondu Kepler oznámil potvrzení dalších 1 284 exoplanet díky nové statistické metodě, která umožňuje paralelní zpracování mnoha kandidátů naráz. Téměř 550 těchto potvrzených planet je pravděpodobně kamenných, z toho devět je jich v ekosférách. Celkem již tedy máme potvrzených 2 336 exoplanet, z nichž 21 s poloměrem ≤ 2 RZ se nachází v ekosféře své mateřské hvězdy. T. Morton aj., autoři zmíněné statistické metody, dále publikovali 428 falešných detekcí, zpřesněný soubor parametrů mateřských hvězd všech planetárních systémů a statistiku fyzických parametrů nalezených planet. Družice Kepler je citlivější na planety s poloměry v řádu jednotek RZ a oběžnými dobami v desítkách dnů; a celkem 3 168 kandidátů z 7 056 bylo vyřazeno jako falešné detekce, většina z nich mezi obry – to je trochu překvapení, zatím se falešných detekcí předpokládala přibližně pětina.

Podobný poměr falešných detekcí potvrdili A. Santerne aj., kteří se v souboru kandidátů ze sondy Kepler zaměřili na obří planety s oběžnou dobou ≤ 400 d. 129 kandidátů šest let prověřovali pomocí spektrografu SOPHIE na 1,93m teleskopu Observatoire de Haute-Provence a jen 45 se prokázalo jako skutečné planety, ostatní jsou buď hnědí trpaslíci (3) nebo vícenásobné hvězdné systémy (63, z nich 48 zákrytové dvojhvězdy). Po vyloučení falešných detekcí se podle autorů objeví dvě výrazné skupiny: horcí jupiteři s periodami do několika dní a mírní obři jako ve Sluneční soustavě; jen několik obřích exoplanet se nachází mezi těmito dvěma skupinami. Autoři dále upozornili na korelaci mezi hustotou obřích planet a zvýšeným zastoupením železa v mateřské hvězdě, jejíž původ není jasný.

I. Crossfield aj. oznámili potvrzení 104 ze 197 kandidátů, nalezených sondou Kepler v rámci mise K2; 57 z nich se nachází ve vícečetné planetární soustavě, 37 z nich má poloměr ≤ 2 RZ a pět jich dostává stejné oslunění jako Země. Autoři odhadují, že během plánované čtyřleté mise K2 dokáže Kepler objevit asi 500–1 000 exoplanet. Zároveň i soubor dat z K2 potvrzuje, že počet falešných detekcí klesá s poloměrem exoplanety a zkracující se oběžnou dobou; pro kandidáty s poloměrem ≥ 8 RZ a/nebo oběžnou dobou ≤ 3 d je pravděpodobnost falešné detekce ≥ 30 %. E. Adamsová aj. analyzovali dostupná data mise K2 pro velmi krátkoperiodické planety s oběžnou dobou ≤ 1 d. Nalezli jich celkem 19 s poloměry v rozsahu 0,7÷16 RZ a oběžnými dobami 4,2÷23,5 h. Dalších pět kandidátů se nachází v zakázané oblasti s poloměry 3÷11 RZ a oběžnou dobou ≤ 1,5 d, kde podle teoretických modelů nemohou dlouhodobě vydržet – čeká je buď vymrštění pryč od hvězdy, nebo slapové roztrhání. Autoři také nalezli 91 nových zákrytových dvojhvězd a celkem objevili méně krátkoperiodických planet, než by odpovídalo průměru z původní mise Kepler; zda jde o přístrojový efekt nebo astrofyzikální odlišnost rozdílných oblastí oblohy, zatím není jasné.

J. Twicken aj. zveřejnili finální zpracování dat primární mise sondy Kepler. Data zahrnují 17 čtvrtletí měření 198 709 hvězd (z nich 112 046 po celou dobu trvání mise), v nichž se nachází 17 320 objektů s alespoň jedním pozorovaným tranzitujícím tělesem, které vyhovuje stanoveným podmínkám jako periodicita, alespoň tři pozorované poklesy jasnosti a odstup signálu od šumu. Po odečtení signálu těchto přechodů byly světelné křivky podrobeny dalším analýzám, při nichž bylo nalezeno dalších 16 802 signálů. Autoři upozorňují, že takto získaná data obsahují vyšší počet falešných detekcí, což je vyváženo úplností souboru dat. S. Kane aj. publikovali z finálních dat sondy Kepler katalog planet, nacházejících se v ekosférách svých hvězd. V optimistické variantě vnitřní hranice ekosféry jich je celkem 104, ve skeptické variantě (tj. vnitřní hranice ekosféry se nachází ve větší vzdálenosti od mateřské hvězdy) jich je 20, ve všech případech s poloměrem ≤ 2 RZ. Pro všechny planety autoři provedli simulace vývoje planetárního systému, z nichž vyplynulo, že všechny systémy jsou dlouhodobě stabilní.

Y. Alibert a W. Benz modelovali vznik planet v protoplanetárních discích kolem velmi málo hmotných hvězd, které tvoří ve vesmíru nejpočetnější skupinu. Z jejich podrobných simulací vývoje disků vyplývá, že i na velmi blízkých a krátkoperiodických drahách kolem trpasličích hvězd vznikají planety postupným nabalováním látky. Takové planety mají v 90 % alespoň 10 % hmotnosti v podobě vody a poloměry v rozmezí 0,5÷1,5 RZ. Podle autorů má na podobu planet největší vliv složení protoplanetárního disku; vlastnosti mateřské hvězdy teprve druhotně ovlivňují konečnou podobu planetární soustavy.

V protoplanetárních discích se dosud podařilo pozorovat některé základní struktury; zatím jsme však nenašli takový, v němž by bylo možné pozorovat přímo vznikající zárodky budoucích planet. L. Pérezová aj. pomocí observatoře ALMA pozorovali protoplanetární disk kolem mladé hvězdy Elias 2–27 a nalezli v něm dvě spirální ramena, která jsou patrná od vnějších částí disku směrem dovnitř až do jeho střední části. Podle autorů jde o první přímé pozorování spirálních hustotních vln, které se začnou gravitačně hroutit do zárodků budoucích planet. Celý disk má hmotnost zhruba čtvrtiny hmotnosti mateřské hvězdy, což podle mnoha počítačových simulací nestačí, aby se z hustotních vln přímo vytvořily planety, zároveň je ovšem možné, že tato právě taková spirální ramena představují způsob, jakým se z rotující protoplanetární soustavy odnáší přebytečný moment hybnosti, jehož přenos je jednou z dosud nevyřešených záhad vzniku planetárních systémů.

2.2. Hnědí trpaslíci

Hnědí trpaslíci jsou objekty příliš hmotné, aby bylo možné je označit jako planety, a zároveň příliš málo hmotné, aby v nich probíhaly termonukleární reakce jako v řádných hvězdách. G. Bihain a R.-D. Scholz provedli důkladnou analýzu rozložení známých hnědých trpaslíků do vzdálenosti ≤ 6,5 pc na obloze a zjistili, že – pozorováno v galaktických souřadnicích – je polovina oblohy téměř prázdná. Přesněji vzato ve směru, kam Slunce v Galaxii letí, je hnědých trpaslíků 5× méně než ve směru, odkud Slunce letí. To buď znamená, že existuje nějaký fyzikální důvod, proč nejsou směry rovnocenné, nebo je zastoupení hnědých trpaslíků všude stejné, ale naše pozorovací metody trpí nějakou směrovou slepotou, kterou zatím neumíme vysvětlit. V obou případech jsou nutná další pozorování, aby bylo možné rozhodnout, zda se nacházíme v galaktické anomálii, či zda jde o systematickou chybu našich přístrojů.

K. Luhman a T. Esplin publikovali výsledky měření rozložení vyzářené energie hnědého trpaslíka WISE 0855–0714, který je ve vzdálenosti 2,2 pc čtvrtý nejbližší ke Slunci. Pomocí spektrálních dat z observatoře Gemini North na Mauna Kea autoři potvrdili, že teplota atmosféry dosahuje hodnot jen 250 K; jde tedy o nejchladnější těleso svého druhu, jež známe. Stejný objekt zkoumali také A. Skemer aj., kteří objevili spektrální čáry vodních par a z kombinace měření z 8,1m teleskopu Gemini, VLT, HST a IČ spekter ze SST zjistili, že v atmosféře se nacházejí oblaka; atmosféra tohoto hnědého trpaslíka tak spíš připomíná Jupiter než skutečnou hvězdu, ačkoliv podle všeho není tak turbulentní.

J.  Hernández Santisteban aj. publikovali výsledky spektrálních analýz hnědého trpaslíka, který tvoří sekundární složku těsné dvojhvězdy J1433. Primární složkou systému je bílý trpaslík s povrchovou teplotou asi 13 000 K a obě složky kolem sebe oběhnou každých 78 min. Hnědý trpaslík vyplňuje celý svůj Rocheův lalok a jeho povrchová teplota je přibližně 2 400 K. Autoři z IČ spekter zjistili, že průměrná teplota polokoule hnědého trpaslíka, přivrácené k bílému trpaslíkovi, je trvale asi o 57 K vyšší než průměrná teplota odvrácené polokoule; nejvyšší nalezený rozdíl teplot je 200 K. Systém je pozoruhodný tím, že hnědý trpaslík od primární složky dostává přibližně stejné množství energie, jaké se uvolňuje z jeho nitra gravitačním smršťováním. Modelování jeho atmosféry proto může hodně napovědět o systémech tzv. horkých jupiterů, které v těsné blízkosti své mateřské hvězdy přijímají o několik řádů vyšší množství energie. Autoři dále upozorňují, že hnědý trpaslík vznikl postupnou ztrátou obálky přetokem na hmotnější primární složku, z původní hvězdy se tedy stala „podhvězda“.

J. Stone aj. objevili průvodce dvojhvězdy VHS 1256–1257, tvořené dvěma hnědými trpaslíky s hmotností 64,6 MJ. Není přesně jasné, jak je od nás systém vzdálen – paralaktické měření vzdálenosti udává hodnotu (12,7 ± 1) pc, zatímco hodnota ze spektrofotometrie vychází na (17,2 ± 2,6) pc. Pokud platí nižší hodnota, pak jsou obě složky dvojhvězdy nejméně svítiví známí zástupci spektrálního typu M7,5–M8 a hmotnost třetího průvodce je 11,2 MJ; oběžná perioda dvojhvězdy pak musí být přibližně 5,87 r. Pokud je správná větší hodnota, mají složky dvojhvězdy hmotnost 73 MJ, oběžná doba se prodlouží na 8,7 r a hmotnost průvodce vzroste až na 35 MJ. V tomto případě je potom také trojhvězda členem hvězdné asociace AB Dor. Systém je teprve třetí známou soustavou tvořenou pouze hnědými trpaslíky.

M. Wolf aj. zkoumali tři krátkoperiodické zákrytové dvojhvězdy s nízkou hmotností a zjistili, že ve všech třech případech přesná měření relativistických efektů ukazují na přítomnost třetí složky v systému. Zatímco oběžná doba zákrytových dvojhvězd se pohybuje v rozsahu 0,37÷0,56 d, oběžná doba třetích průvodců vychází na 1÷7 r. Hmotnosti těchto průvodců jsou podle všeho 0,08÷0,1 M⊙. Publikovaná práce je výsledkem spolupráce profesionálních a amatérských astronomů ze Sekce proměnných hvězd a exoplanet ČAS.

T. Karalidiová aj. analyzovali data HST z pozorování dvojice hnědých trpaslíků Luhman 16AB pomocí algoritmů založených na Markovových řetězcích. Simulace nejvyšší vrstvy oblačnosti obou složek ukázaly, že přibližně 19–38,5 % viditelného povrchu pokrývají jasnější oblaka, jejichž teplota dosahuje hodnot až o 200 K vyšších než pozadí, na jedné složce je dokonce patrná skvrna o přibližně 51 K chladnější než okolí. Nejistota ve velikosti skvrn je způsobena neznalostí rotační periody obou složek a také časovými změnami ve spektrech v rozdílných dobách pozorování. Autoři dále upozornili na přítomnost zatím nevysvětlených prvků spektra složky B, které se objevují vždy jednou za několik stovek otoček a mezitím nejsou patrné.

Q. Konopacky aj. objevili pomocí kamery Gemini Planet Imager hnědého trpaslíka v akrečním disku u hvězdy HR 2562 v projektované vzdálenosti (20,3 ± 0,3) au. Autoři odhadují spektrální třídu pozorovaného souputníka na L7±3 a jeho jasnost vychází na 0,0098 L⊙, což při předpokládaném stáří 300–900 Mr poskytuje odhad hmotnosti (30 ± 15) MJ. Rovina oběhu hnědého trpaslíka se v rámci chyby nachází ve stejné rovině jako akreční disk, dříve objevený družicí Herschel. Podle všeho se hnědý trpaslík navíc nachází uvnitř mezery v disku, což je první takový známý případ. Spektrum mateřské hvězdy je poněkud netypické a není možné přímo odhadnout její stáří, autoři se přiklánějí k variantě, že HR 2562 je stejně mladá jako její souputník.

J. Lannierová aj. pozorovali pomocí kamery NaCo na VLT 58 blízkých a mladých hvězd s nízkou hmotností a spektrálním typem M a použili Bayesovskou analýzu jejich souputníků. Z dat vyplývá, že planeta s hmotností 2÷80 MJ se u málo hmotné hvězdy nachází s pravděpodobností přibližně 4,4 % (pro rozmezí hmotností 2÷14 s pravděpodobností jen 2,3 %) ve vzdálenostech 8÷400 au. Porovnáním s dřívějšími přehledy navíc autoři odhadují, že u hvězd s nízkou hmotností se planety s hmotností ≥ 1 MJ a poměrnou hmotností vůči mateřské hvězdě Q <1 % vyskytují s nižší četností než u hmotnějších hvězd. Naopak se zdá, že statistická četnost planet hmotnějších ≥ 2 MJ s poměrnou hmotnost v rozsahu 1÷5 % je nezávislá na hmotnosti mateřské hvězdy.

2.3. Teoretická astrofyzika hvězd

Okrajové ztemnění koutoučků hvězd je důležitým fyzikálním parametrem prakticky velké většiny simulací nebo analýz, které berou v potaz záření hvězdy, ať už jde o přechody exoplanet před hvězdou, nebo o míru ozáření atmosféry blízkého souputníka. Přesto je míra okrajového ztemnění v modelech často prezentována jen jednoduchými aproximacemi. D. Kipping zveřejnil efektivní tříparametrický nelineární model okrajového ztemnění, založený na výpočtech podél tečné plochy kuželu ve směru pohledu. D.  Reeve a I. Howard publikovali hodnoty okrajového ztemnění pro velmi horké hvězdy s povrchovými teplotami 15÷55 kK pro různé hodnoty Eddingtonova limitu. Autoři dále zkoumali citlivost okrajových ztemnění vůči různým parametrům, jako je teplota, metalicita, rychlost mikroturbulencí apod., a ukázali, že ztemnění je na většině parametrů závislé jen nepatrně; jen pro velikost gravitačního zrychlení vykazuje silnější závislost.

N. Kostogryz aj. publikovali tabulky ztemnění od středu ke kraji kotoučku hvězdy pro rozsah teplot 4÷7 kK, log g 1÷5,5 a vlnové délky 400÷700 nm společně s mírou polarizace, která je důležitá zejména pro interferometrická pozorování. Obecně platí, že ve směru od středu k okraji polarizace roste. Podle výpočtů autorů se dále nejvíce mění u obřích hvězd s vysokou teplotou; pro kompaktní a málo hmotné hvězdy má naopak maximum v rozsahu 4 200÷4 600 K.

H. Lee a S.-C. Yoon simulovali vznik hvězd populace III, tedy nejstarších hvězd ve vesmíru s nulovou metalicitou. V modelech nechali vznikat různě hmotné hvězdy rychlou akrecí (~ 10-3 M⊙/r) a zkoumali, jak se dynamika protostelárního disku promítá do vlastností výsledné hvězdy. Ukázalo se, že Eddingtonův limit pro hmotnosti hvězdy větší než přibližně 5÷7 M⊙ účinně brání přenosu momentu hybnosti z hvězdy na akreční disk, čímž udržuje rychlý nárůst hmotnosti až na zhruba 20÷40 M⊙, kde se růst zastaví. Stejný mechanismus také udržuje poloměr hvězdy pod hranicí přibližně ≤ 50 R⊙, což mj. snižuje pravděpodobnost, že hvězda před svým zformováním prodělá nějakou interakci s jinou hvězdou. Ačkoli se autoři zaměřili na první hvězdy s nulovou metalicitou, ve skutečnosti se stejný limit uplatňuje u všech hmotných, rychle rostoucích hvězd bez ohledu na chemické složení protostelárního disku.

S. Naoz zveřejnil výsledky svých simulací hierarchických systémů tří těles, v nichž na dlouhých časových škálách dochází k oscilacím dráhových parametrů všech tří těles. Díky výměně momentu hybnosti mezi jednotlivými tělesy dochází postupně ke změnám excentricit a sklonů drah, v některých případech až do extrémních hodnot téměř radiálního pohybu nebo naopak zcela kruhové dráhy s velmi krátkou oběžnou dobou. V určitých případech je možná i změna orientace dráhy z dopředné na retrográdní, tzv. excentrický Kozaiův–Lidovův efekt. Takto je možné vysvětlit velkou množinu pozorovaných drah např. exoplanet, splývajících zákrytových dvojhvězd či zdrojů gravitačních vln v podobě splývajících neutronových hvězd.

S. Barnes aj. zrevidovali metodu určování stáří hvězd hlavní posloupnosti na základě rychlosti jejich rotace, tzv. gyrochronologii. Rotační periody hvězd je možné poměrně přesně měřit pomocí rozličných jasnějších či tmavších struktur v jejich atmosférách. Pro hvězdy hlavní posloupnosti je tak možné na základě spektrálního typu a metalicity odhadnout jejich stáří s přesností ≤ 10 % v porovnání s např. asteroseismologickým stářím nebo s určením věku podle příslušnosti k hvězdokupě.

P. Jofréová publikovala analýzu zkušebních hvězd družice Gaia, které byly vybrány pro ověření a kalibraci pozorovaných dat. Jde o hvězdy z velkého rozsahu Hertzsprungova-Russellova diagramu, s různými metalicitami a v různých vzdálenostech od nás. Všechny musí mít typické spektrum, přesně změřenou paralaxu, interferometricky určený průměr kotoučku, dobře určenou hmotnost a bolometrický zářivý tok. Autorka provedla srovnání zkušebních hvězd s hvězdami se stejným spektrem z různých spektroskopických přehlídek, aby prověřila požadavek na typické spektrum; ukázalo se, že pro málo hmotné hvězdy je splněn dobře, pro hmotnější hvězdy je ve spektroskopických přehlídkách méně srovnatelných hvězd. Vzdálenosti srovnatelných hvězd pokrývají všechny hodnoty až do 1,5 kpc a také různé metalicity jsou poměrně dobře zastoupeny s výjimkou hvězd s velmi nízkým obsahem těžších prvků.

S. Sichevskij zveřejnil výsledky určování poloměru hvězdy na základě povrchové teploty a gravitačního zrychlení s využitím modelů vnitřní struktury a vývoje hvězdy. Porovnáváním vypočteného spektra hvězdy se skutečnými daty je pro hvězdy hlavní posloupnosti možné určit jejich poloměr s chybou ≤ 3,9 %; pro hvězdy mimo hlavní posloupnost jsou chyby 10÷25 %. Autorovi se také podařilo dosáhnout lepší přesnosti pro hvězdy ve větvi červených obrů, pro ostatní části diagramu H-R je nutné v budoucnu zpřesnit vývojové modely.

2.4. Prahvězdy

H. Baobab Liu aj. pozorovali pomocí 8m teleskopu Subaru na Mauna Kea čtyři protostelární disky kolem právě vznikajících hvězd a nalezli v nich zhustky v podobě proudů, oblouků a chuchvalců. Autory napadlo, že by nárazy těchto struktur na vznikající hvězdu mohly vysvětlit zjasnění až o 5 mag, která je v oboru IČ možné pozorovat po dobu někdy až desítek let. Hydrodynamické simulace tuto hypotézu potvrdily a dřívější představa, že hvězda vzniká postupnou pozvolnou akrecí, musí podle autorů ustoupit věrohodnějším modelům vzniku hvězd. Takové modely musí počítat se vznikem gravitačních nestabilit v protostelárním disku, které budou „padat“ na rodící se hvězdu; jaký je dlouhodobý dopad takových struktur např. na formování planet, je zatím zcela neznámé.

Něco podobného objevili J.  Goicoechea aj. v případě molekulárního mračna v mlhovině M42 v Orionu, kde pomocí observatoře ALMA objevili v místě zvaném Orion Bar výrazný prostorový odstup mezi dvěma přechodovými oblastmi – první z horkého ionizovaného plynu do teplého neutrálního atomárního oblaku a druhé z atomárního plynu do chladného plynu molekulárního. Dosud předpokládaná víceméně homogenní přechodová plocha mezi ionizovaným prostředím a chladným oblakem je ve skutečnosti protkaná sítí různě hustých struktur, které umožňují záření UV v otevřené hvězdokupě Trapéz pronikat do mnohem větších hloubek, než se dříve předpokládalo. Podle autorů je zřejmé, že celá oblast vznikla rychlou kompresí rázové vlny. Interakce mezi jednotlivými částmi oblastí tvorby hvězd jsou mnohem dynamičtější a složitější, než jsme dosud soudili.

Nezávislým potvrzením tohoto závěru je práce L. Hartmanna aj., v níž autoři shrnuli současný teoretický základ akrece prahvězd s hmotností ≤ 1 M⊙. V blízkosti právě narozené hvězdy je klíčovým faktorem magnetické pole, které v akrečním disku na vzdálenostech do několika poloměrů hvězdy vytváří struktury, jejichž hroucení na hvězdu vytváří vzplanutí, trvající od jednotek hodin až po staletí. Interakce akrečního disku a prahvězdy ještě před zažehnutím termonukleárních reakcí je však mnohem méně prozkoumaná. Z experimentálního hlediska je problematické, že tuto fázi nemůžeme přímo pozorovat, protože vznikající hvězda září slabě a navíc je schovaná uprostřed akrečního disku. Dalším problémem je, že závěrečná fáze zrodu nové hvězdy slunečního typu trvá jen asi 3 Mr, takže je poměrně malá pravděpodobnost, že některý takový systém nalezneme.

R. Decarli aj. pozorovali taktéž pomocí observatoře ALMA jednu z částí Hubbleova ultrahlubokého pole (Hubble Ultra-Deep Field, HUDF) a pátrali po záření v čarách plynu CO, který se v blízkých galaxiích nachází v oblastech  intenzivní tvorby hvězd. K překvapení autorů se ukázalo, že čím vyšší je červený posuv pozorovaných galaxií, tím více plynu se v nich nachází až do hodnoty červeného posuvu z ~ 2; pak začne plynová složka opět klesat, ale až do z ~ 4,5 je stále patrná. Jde o první přímé pozorování, že hvězdy začaly vznikat už miliardu roků po Velkém třesku a o další zhruba dvě miliardy roků později bylo tempo jejich tvorby nejvyšší.

J. O'Meara aj. použili přístrojů na Keckově teleskopu na Havaji a VLT v Chile k pozorování v okolí čáry Lyman-α a objevili plynový oblak v okolí kvasaru ve vzdálenosti odpovídající stáří vesmíru jen 1,8 miliardy roků. Z podrobné analýzy spektrálních čar se ukázalo, že zastoupení prvků těžších než hélium odpovídá hodnotě jen asi 1/3000 v současném okolí Slunce. Podle autorů je tak oblak pozůstatkem po vybuchnuvších hvězdách populace III, které po několika milionech let svého života obohatily okolní prostředí, původně složené jen z vodíku a hélia.

F. Fontani aj. využili znovu observatoře ALMA k pozorování turbulentního hustého oblaku IRAS 16061–5048c1, v němž objevili různé fragmenty a struktury vláken, které přesně odpovídají předpovězené fragmentaci v důsledku silných magnetických polí. Podle teoretických simulací hraje magnetické pole rozhodující roli v tom, do jaké výsledné podoby se husté hmotné mračno promění – zda vzniknou velmi hmotné hvězdy nebo násobné systémy, zda budou hvězdy gravitačně vázány v hvězdokupě nebo budou v prostotu samostatně atd.

J. Kainulainen aj. nalezli podobnou fragmentaci 6,5 pc dlouhého oblaku Muška ve stejnojmenném souhvězdí na jižní obloze. Oblak je více fragmentovaný na okrajích, v centrální oblasti má 1,6 pc dlouhý filament a střední vzdálenost jednotlivých fragmentů je přibližně 0,4 pc. Podle autorů se jedná o ukázkový příklad gravitačního hroucení oblaku, který se ještě před několika desítkami Mr nacházel v hydrostatické rovnováze; gravitační hroucení postupuje od okrajů směrem ke středu, kam zatím ještě nedošlo.

M. Beltránová a W. de Wit shrnuli známá pozorování akrečních disků kolem nejmladších nalezených hvězd. Z pochopitelných důvodů takových systémů známe více u hmotnějších hvězd, kde jsou také patrně některé trendy. Podle autorů stojí za pozornost především skutečnost, že mnoho akrečních disků má srovnatelnou hmotnost jako právě narozená hvězda, což znamená, že jsou dlouhodobě nestabilní – zda je za tím nějaký neznámý mechanismus, který posunuje teoretickou hranici 0,3 M⊙ do vyšších hodnot, nebo zda se později protostelární disky dokážou části látky zbavit, zatím nevíme. Dále autoři upozorňují na kvadratickou závislost rychlosti akrece na hmotnosti vznikající hvězdy, která je patrná u hmotných a velmi hmotných hvězd a Herbigových Ae/Be hvězd.

2.5. Jednotlivé hvězdy

Prchajících hvězd, neboli hvězd s velmi vysokou rychlostí (≥ 30 km/s) pohybu vůči svému okolí zatím bylo v naší Galaxii náhodou objeveno něco přes 20. Pokud bychom jich znali více, bylo by možné rozhodnout, jaký mechanismus stojí za jejich mimořádně rychlým pohybem. Některé z nich míří od černé veledíry v centru Mléčné dráhy, některé zjevně prchají pryč z hvězdokupy. W. Chick aj. se zaměřili na zvukové rázové vlny v mezihvězdném prostředí, konkrétně na obloukovou rázovou vlnu v těsné blízkosti hvězdy ζ Oph (zeta Ophiuchi), horké velmi hmotné hvězdy spektrálního typu O, vzdálené od nás přibližně 112 pc. Ta se vůči svému okolí pohybuje rychlostí „jen“ 24 km/s, což už je v řídkém plynu nadzvuková rychlost, a její hvězdný vítr stlačuje před sebou mezihvězdný materiál, který následně intenzivně září v infračervené (IR) oblasti. Autoři si uvědomili, že takovýchto obloukových „mlhovin“ je na obloze známo víc; k jejich překvapení více než 95 % z nich má v centru horkou hmotnou hvězdu s vysokou rychlostí. Autoři nyní hledají další takové hvězdy v celé Galaxii, neboť následná analýza jejich galaktických drah umožní rozhodnout mechanismus jejich urychlení.

M. Nessová aj. pořídili katalog stáří 70 000 červených obrů, rozmístěných prakticky v celé Galaxii. Vycházeli z přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), která pořídila spektra více než 150 tis. hvězd, dříve fotometricky pozorovaných v rámci SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Autoři vybrali 1 475 objektů, které ještě navíc pozorovala sonda Kepler a okalibrovali jejich stáří asteroseismologickou metodou. Jak obr stárne, konvekce zasahuje hlouběji do vnitřních částí hvězdy a promícháváním vynáší na povrch těžší prvky, vzniklé jadernou fúzí, čímž povrch hvězdy mění spektrální charakteristiku. Na základě této kalibrace autoři využili algoritmus strojového učení, aby klasifikovali stáří všech ostatních hvězd. Ukázalo se tím, že galaktický disk Mléčné dráhy se stavěl postupně od středu ke krajům: starší hvězdy blíže centru jsou nad a pod rovinou Galaxie, mladší se drží v rovině disku; ve větších vzdálenostech je patrná mladší populace, která je rozptýlená i nad a pod rovinu disku. To znamená, že disk byl původně malý a postupem času se rozšiřoval – jako palačinka, která se na pánvi roztéká od středu k okrajům.

R. Roettenbacher aj. publikovali výsledky interferometrických měření hvězdy ζ And soustavou CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) na kalifornské observatoři Mt. Wilson. Hvězda je jednou složkou dvojhvězdy, má poloměr přibližně 15 R⊙ a rychle rotuje. Navíc jsou na ní skvrny, které se však nacházejí především v polárních oblastech, což v kombinaci s pozorovaným silným magnetickým polem znamená, že způsob fungování magnetického dynama musí být jiný než u současného Slunce. Autoři nabízejí hypotézu, že stejný mechanismus se uplatňoval u mladého Slunce, které v důsledku postupného smršťování a přítoku látky z protostelárního disku muselo rotovat mnohem rychleji než dnes.

J.  van Sadersová aj. připravili numerické modely se sníženým brzděním rotace magnetickým polem hvězd. Hlavním důvodem tvorby takových modelů je pozorovaný nesoulad odhadovaného věku starých hvězd pomocí astroseismologické metody a gyrochronologickou technikou. Až do nedávna nebylo možné pro hvězdy starší než 1 Gr kalibrovat gyrochronologická data; u otevřené hvězdokupy NGC 6819 s odhadovaným stářím 2,5 Gr se však podařilo získat rotační periody jednotlivých hvězd. Autoři zdůrazňují, že kromě dobrého souladu jejich modelů s pozorovanou rychlejší rotací hvězd starších než Slunce naznačuje slábnutí magnetického brzdění existenci zásadních změn chování magnetického dynama u hvězd za polovinou doby strávené na hlavní posloupnosti H-R diagramu.

P. A. Crowther aj. pozorovali pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) v ultrafialovém (UV) světle centrální oblast 30 Doradus, ve které se ve vzdálenosti asi 52 kpc od nás nachází hvězdokupa R136. Již dříve v ní byla nalezena hvězda s hmotností přibližně 250 M⊙. Autoři nyní analýzou H-R diagramu nejhmotnějších hvězd spektrálního typu O zjistili, že stáří hvězdokupy je (1,5 +0,3 -0,7) Mr a spektru dominuje 9 velmi jasných a hmotných hvězdy s hmotnostmi přesahujícími 100 M⊙. Tyto hvězdy mají dohromady svítivost přesahující 30 ML⊙ a každý měsíc vyvrhnou do prostoru množství látky srovnatelné s hmotností Země. Autoři upozorňují, že vzhledem k malým vzdálenostem mezi hvězdami v hvězdokupě není možné jejich původ vysvětlit splynutím dvou hmotných hvězd (tzv. binary merger); jakým jiným způsobem však může vzniknout tolik hvězd s hmotností ≥ 100 M⊙, nevíme.

P. Kervella aj. zveřejnili výsledky pozorování hvězdy Betelgeuze (α Ori) teleskopem Very Large Telescope (UT3 VLT) pomocí přístrojů SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) a ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), tedy kombinace výkonné adaptivní optiky a zobrazovací polarimetrie. Betelgeuze je nejbližší červený veleobr a díky průhlednosti jeho cirkumstelární obálky je již nějakou dobu známo, že ztrácí látku tempem až 10-6 M⊙. Autoři se zaměřili na nejvnitřnější oblast v okolí samotné hvězdy a potvrdili existenci asymetrických struktur ve vzdálenostech 2–3 R* (R* označuje poloměr fotosféry v blízké IR oblasti spektra, odpovídá velmi přibližně 900 R⊙); hranice 3 R* je podle nich hlavním rozhraním mezi horkou plynnou a mnohem chladnější prachovou obálkou. Pozorovaná asymetrie podporuje hypotézu, že za intenzivní ztrátou hvězdné látky stojí konvektivní pohyby v rozsáhlé atmosféře veleobra. M. Dolanová aj. numericky modelovali vývoj Betelgeuze jako nerotujícího kvazihydrostatického tělesa s okrajovými podmínkami na základě známých měření teploty, svítivosti, chemického složení povrchu a pozorované ztráty hvězdné látky. Jako nejlepší výsledek podle autorů vychází hmotnost prahvězdy (20+5-3) M⊙ a stáří 8÷8,5 Mr od usednutí na hlavní posloupnost.

S. Uttenthaler aj. analyzovali všechna dostupná spektra LX Cyg v optickém, blízkém a středním IR oboru mezi roky 1975 a 2008. LX Cyg je proměnná typu Mira a periodicky pulsuje – perioda pulsů se v uvedeném období prodloužila z asi 460 d na přibližně 580 d a nyní se jeví stabilní. Autoři dále zjistili, že hvězda změnila spektrální typ z S na C, což znamená, že volný kyslík v její atmosféře se – patrně kvůli poklesu teploty – váže s atomy uhlíku za vzniku molekul CO a z LX Cyg se stává hvězda uhlíková. Ve spektrech se dále nachází výrazná emisní čára na vlnové délce 10,7 µm, za kterou jsou zodpovědná prachová zrnka SiC. Podle autorů stojí za tak výraznou proměnou chování hluboké promíchávání konvektivní zóny, které vynáší do atmosféry uhlík z jádra.

M. Maercker aj. pomocí mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) a švédského radioteleskopu SEST (Swedish-ESO Sub-millimeter Telescope) pozorovali blízké okolí obří hvězdy R Scl. Ta se nachází na asymptotické větvi obrů H–R diagramu a prochází obdobím pulsování, při němž vrchní vrstvy fotosféry odhazuje do okolí, kde chladnou a vytváření plynovou obálku. Proti očekávání je podle autorů obálka souvisle vyplněná plynem a není oddělená; její hmotnost autoři odhadli na 4,5×10−3 M⊙ a teplotu přibližně 50 K. Obálka navíc obsahuje nepravidelné struktury, které ukazují, že pulsy neprobíhají pravidelně a ztráta hvězdné látky není ani zdaleka ve všech směrech stejná. Odhad celkové hmotnosti odhozené látky během jednoho pulsu, při němž hvězda ve slupce okolo jádra explozivním způsobem spaluje hélium, vychází až na 0,03 M⊙, tedy téměř 4× víc, než se předpokládalo.

C. R. Cowley aj. analyzovali velké množství dostupných spekter nejjasnější hvězdy noční oblohy, Siria A. Použili data z HST, družice COPERNICUS i mnoha pozemních observatoří v rozsahu od IR přes optický až po UV obor. Cílem bylo stanovit zastoupení 55 chemických prvků ve fotosféře hvězdy. Autoři zjistili, že pro většinu prvků se pozorované zastoupení pohybuje vysoko nad slunečními hodnotami (10–100násobky), ale nedosahuje dříve oznámených hodnot přesahujících 103. Sirius A je podle všeho zcela standardní chemicky podivná hvězda typu Am.

P. Ioannidis a J. H. M. M. Schmitt publikovali výzkum světelné křivky hvězdy Kepler-210, kolem které obíhají dvě planety zhruba velikosti Neptunu. Mateřská hvězda kromě zákrytů vykazuje další poklesy záření, které je možné interpretovat jako hvězdné skvrny. Autoři modelovali vývoj světelné křivky pro maximálně pět skvrn (či spíše skupin skvrn) a zjistili, že čtyřleté období pozorování sondou Kepler je možné rozdělit do šesti „sezón“, v nichž hypotetické skvrny vykazuje podobné chování jako na Slunci. Autoři dále předpokládali, že mateřská hvězda rotuje diferenciální rotací; životnost jednotlivých skvrn se pohybuje v rozmezí 60÷90 d a v průběhu každé „sezóny“ se četnost jejich výskytu mění analogicky ke slunečním cyklům.

S. Boro Saikiová aj. pomocí Zeemanova-Dopplerova zobrazování zkoumali vývoj magnetického pole hvězdy 61 Cyg A v průběhu 9 let a také objevili chování velice podobné slunečnímu cyklu. V průběhu cyklu se dipólové magnetické pole postupně komplikuje, mění intenzitu a následně se převrací, přičemž po přepólování se opět vrací k jednoduché základní struktuře. Podle autorů vychází z porovnání chování spektrálních čar Ca II jasná korelace mezi chováním magnetického pole a chromosférickým a koronálním cyklem.

F. Berski a P. A. Dybczyński publikovali podrobnější model průletu hvězdy Gliese 710 kolem Slunce. Již na základě předběžných výsledků z první zveřejněné sady dat astrometrické družice Gaia (Data Release 1, DR1) bylo spočteno, že v příštích několika Mr bude zmíněná hvězda nejbližší ke Slunci. Autoři vzali v potaz nejen data z DR1, ale také dřívější katalogy HIPPARCOS-2 a Tycho–2 a použili model Galaxie odpovídající skutečnému slunečnímu okolí. Hvězda projde v nejtěsnější vzdálenosti „pouze“ 13 365 au od Slunce za 1,35 Mr, její hvězdná velikost bude -2,7 mag a vlastní pohyb 52,58″/rok. Po těsném průletu se dá očekávat nárůst nových dlouhoperiodických komet, způsobený gravitačními poruchami Oortova oblaku.

2.6. Dvojhvězdy a násobné systémy

J.  Rodriguez aj. objevili nový zákrytový systém s nejdelší známou oběžnou dobou. Dosavadní držitelka rekordu, ε Aur s oběžnou dobou 27,11 r, byla překonána více než dvakrát. TYC 2505-672-1 má oběžnou dobu 69,1 r a primární zákryt červeného obra spektrálního typu M s hloubkou asi 4,5 mag trvá 3,45 r. Autoři analyzovali velké množství dostupných dat pokrývajících víc než 120 let. Primární složka má povrchovou teplotu přibližně 8 000 K, sekundární složku tvoří horká kompaktní hvězda s poloměrem jen 0,1÷0,5 R⊙, která je patrně pozůstatkem po dalším obru, který však přišel o vrchní vrstvy a zbylo jen jádro a jeho okolí, z něhož se patrně vyvine héliový bílý trpaslík. Neprůhledný disk kolem sekundární složky je zodpovědný za dlouhotrvající zákryty a patrně je tvořen plynem, o který původní obří hvězda přišla. Příští zákryt by měl nastat na začátku dubna 2080 a skončit v září 2083. Nezávislé ověření rekordu přišlo z Ruska, kde tým V. M. Lipunova aj. objev potvrdil na základě fotometrických dat z robotické sítě MASTER (Mobile Astronomical System of TElescope Robots) a spekter z 6m dalekohledu BTA (Большой Телескоп Альт-азимутальный) na Kavkazu. Podle autorů je poloměr primární složky asi 60÷200 R⊙ a zatmívající disk nemá viditelnou vnitřní mezeru – buď ji skutečně vůbec nemá, nebo kvůli náklonu disku vůči směru k nám není rozeznatelná; disk je dále složen z chladných částic s nízkou mírou rozptylu, patrně tedy prachových zrníček.

R. Sahai aj. použili přístroj STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) na palubě HST k pozorování červeného obra V Hya, který zhruba každého 8,5 r vymrští do prostoru vysokou rychlostí 200÷250 km/s zhustek horkého plazmatu. Směr vymrštění i jeho rychlost se však pokaždé mění. Autoři zkoumali emisní čáry S II a Fe II ve třech obdobích mezi r. 2002–2013 a navíc využili předchozí fotometrická pozorování, pokrývající téměř 17 let. Podle nich stojí je za záhadné chování zodpovědný neviditelný průvodce, který jednou za 8,5 r prochází periastrem dráhy, jež leží těsně nad nebo snad dokonce přímo v nejvyšších vrstvách atmosféry červeného obra; samotné zhustky pak vyvrhuje kolimovaný výtrysk kolmý k akrečnímu disku kolem průvodce. Precese rotační osy akrečního disku dobře vysvětluje, proč zhustky míří pokaždé jiným směrem. Autoři dále navrhují, že zhustky by mělo být možné přímo pozorovat v pásmu submilimetrových vln, což umožní sestavit trojrozměrný model systému a jeho okolí.

Ch. Brinch aj. pozorovali pomocí observatoře ALMA vznikající dvojhvězdu IRS 43, vzdálenou od nás asi 120 pc v souhvězdí Hadonoše. Ukázalo se, že obě složky mají kolem sebe své akreční disky, které ovšem neleží v jedné rovině. Kromě toho se kolem obou složek nachází třetí akreční disk, který je vůči rovině oběhu také skloněný. S pomocí archivních dat z observatoře VLA (Very Large Array) autoři dokázali odvodit vzdálenost obou složek na (74 ± 4) au při sklonu dráhy ≤ 30°. Taková neuspořádanost drah ukazuje buď na vznik systému uvnitř velmi turbulentní oblasti zárodečného plynového oblaku, nebo byla součástí systému třetí složka, která byla v nedávné minulosti vymetena ven.

N. Smith aj. zkoumali zjasnění v blízké galaxii NGC 4490, které se objevilo v r. 2011. Dosud se předpokládalo, že jde o jev typu V1309 Sco nebo V838 Mon. Autoři využili dostupná data v optickém a IR oboru a zjistili, že NGC4490-OT2011 se podobá spíš „opakovaným supernovám“ typu SN2008S. Porovnání spekter ale ukázalo, že NGC4490-OT2011 a V838 Mon mají stejný původ, liší se pouze různo velikostí energie úkazu. Autoři proto navrhují hypotézu, že ve všech případech přechodných zjasnění, která jsou jasnější než novy, ale méně jasná než supernovy, jde o splynutí dvojhvězd – jaký jev nakonec pozorujeme, pak záleží jednak na hmotnosti a spektrálním typu obou splývajících složek, jednak na jejich okolí, tedy zda je vidíme přímo nebo jsou skryté v oblaku cirkumstelární látky.

A. Tkachenko aj. modelovali Spiku (α Vir), zákrytovou proměnnou typu Algol, jejíž primární složka je pulsující hvězda typu β Cep (nezaměňovat s cefeidami, hvězdami typu δ Cep). Autoři využili nejmodernější přístupy k modelování spekter složek a podařilo se jim zreprodukovat rychlé oscilace primáru. Obě složky mají téměř shodné chemické složení, hmotnosti (11,43 ± 1,15) M⊙ a (7,21 ± 0,7) M⊙ a poloměry (7,47 ± 0,54) R⊙ a (3,74 ± 0,53) R⊙. Primární složka pulsuje ve třech přes sebe přeložených módech, z nichž základní je radiální a jeden ze zbývajících dvou je násobek oběžné doby a je zřejmě způsoben slapovými silami sekundáru. Na základě kombinace všech dat autoři odhadují stáří dvojhvězdy na (12,5 ± 1,0) Mr.

D. Harrington aj. podrobili Spiku spektroskopickému zkoumání. Na základě archivních dat z let 2000 a 2008 a vlastních pozorování z r. 2013 studovali změny profilu čar v závislosti na orbitální fázi. Zatímco z křivek radiálních rychlostí lze odvodit excentricitu dráhy na (0,108 ± 0,014), spektroskopie umožňuje odvodit vyšší hodnoty, až e = 0,125. Autoři nicméně i ze svých dat potvrzují souvislost mezi změnami profilu čar a slapovými silami a také se jim podařilo objevit slabou proměnnost spektrálních čar sekundární složky.

A. Hardy aj. objevili pomocí mikrovlnné observatoře ALMA výrazné zjasnění na vlnové délce 1,3 mm v blízkém okolí hvězdy NN Ser, zákrytové proměnné tvořené bílým a červeným trpaslíkem vzdálené od nás 512 pc. Kolem obou hvězd se nachází společná obálka cirkumstelární látky, která je v podezření, že obsahuje cirkumbinární planety. Autoři na základě měření odhadli hmotnost prachu ve společné obálce na (0,8 ± 0,2) MZ a modelovali pravděpodobný vznik protoplanetárního disku kolem obou složek dvojhvězdy. Simulace ukázaly, že se takový disk skutečně může zformovat ze zbytkového materiálu kolem hvězd v postkataklyzmatickém stádiu a dát vzniknout planetám „druhé generace“. Přítomnost skutečných planet zatím zůstává nepotvrzena.

P. T. Nhung také pomocí observatoře ALMA zkoumali strukturu obálky kolem Miry (ο Cet) v čarách 12CO s rozlišením 0,5″. Ve větších vzdálenostech od hvězdy jsou jasně patrné dva výrazné oblouky, jihovýchodní s modrým Dopplerovým posuvem a severní s červeným Dopplerovým posuvem, rozpínající se rychlostmi 1,7÷3 km/s od hvězdy. Oba tyto oblouky jsou patrně pozůstatky prstence, který vznikl někdy před asi 2000 let. V těsnějším okolí dvojhvězdy jsou patrné dva výrazné proudy, mířící na jihozápad a severovýchod, které se pohybují vyššími rychlostmi a opačně než oblouky (jihozápadní od nás, severovýchodní k nám). Kolem samotných složek je také měřitelný pohyb – Miru B obklopuje obálka plynu o tloušťce několika desítek au, která je podle autorů tvořena látkou přitékající z primární složky.

N. D. Richardson aj. zkoumali pomocí 1,5m dalekohledu SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System) na CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) slavnou (nejméně) dvojhvězdu η Car, kterou tvoří velmi hmotná horká modrá hvězda a patrně také horká a hmotná hvězda spektrálního typu O (druhá možnost je, že sekundár je Wolfova-Rayetova hvězda). Oběžná doba složek je 5,54 r a autoři studovali průchod periastrem, který nastal zhruba v polovině r. 2014. Ve spektrech mezi březnem 2012 a červencem 2015 je patrné, že vnitřní oblast kolem hvězd zhruba do vzdálenosti 230 au je velmi turbulentní a podle autorů jsou pozorované změny při posledních pěti průchodech periastrem způsobené rázovými vlnami, vznikajícími ve srážejících se hvězdných větrech obou složek. Rychlost hvězdného větru primáru je kolem 500 km/s, sekundáru dokonce téměř 3 000 km/s; při průchodu periastrem se srážejí částice s takovou energií, že získávají únikovou rychlost ze soustavy. Odnos látky je ohromný, primár ztrácí ročně přibližně 8,5×10-4 M⊙ a sekundár asi 10-5 M⊙.

T. R. Gull aj. ve stejném období η Car sledovali pomocí STIS na palubě HST ve spektrálních čarách železa Fe III (465,9 nm) a Fe II (481,5 nm). V nich je podle autorů dobře patrné, jak se struktury v hvězdném větru sekundáru při průchodu periastrem dráhy zbortí ve velmi hustém větru primáru a v některých případech v čáře Fe III zcela zmizí. Autoři potvrzují, že také v datech z HST je patrné, že se chování systému mezi jednotlivými oběhy příliš nemění a za většinu pozorovaných změn jsou zodpovědné turbulence ve srážejících se hvězdných větrech.

G. Weigelt aj. na η Car zaměřili přístroj AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) na VLT, který kombinuje vlastnosti spektrografu a interferometru v blízké IR oblasti spektra. Autoři v období 7–5 měsíců před průchodem periastrem v r. 2014 pořídili další nezávislý obraz blízkého okolí dvojhvězdy. V IR spektru jsou jasně patrné struktury podobné otáčející se vrtuli větráku, které sahají až do vzdálenosti 18,8 au (jihovýchodním směrem) a 13,6 au (severozápadním směrem). Na datech z VLT (I) je jasně patrná závislost viditelnosti struktur na radiální rychlosti v různých vlnových délkách, což by podle autorů mělo usnadnit tvorbu hydrodynamického modelu se zahrnutím zářivého přenosu energie ve srážejících se hvězdných větrech.

A. Gallene aj. využili interferometrická měření přístrojem PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) na VLT(I), který umožňuje kombinovat paprsky ze 4 teleskopů, ať už jde o 8,2m „velká“ zrcadla, nebo přídavná 1,8m zrcadla. Autoři se zaměřili na dvojhvězdu TZ For, pro niž nezávisle určili všechny parametry dráhy, hmotnosti obou složek a její vzdálenost. Ve všech 11 pozorovaných orbitálních fázích byl systém dobře rozlišitelný a základní parametry dobře odpovídají dosud známým hodnotám, jen s podstatně vyšší přesností. Hmotnost obou složek je (2,057 ± 0,001) M⊙, resp. (1,958 ± 0,001) M⊙, stáří systému (1,2 ± 0,1) Gr a jeho vzdálenost (185,9 ± 1,9) pc. Cíl určit všechny parametry s přesností ≤ 1 % se podařilo naplnit, a dvojhvězda tak může být použita pro kalibraci dat z astrometrické družice Gaia.

D. Pourbaix a H. M. J. Boffin použili spektroskop HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher) na 3,6m dalekohledu ESO na La Silla k dalšímu nezávislému určení vzdálenosti α Cen paralaktickou metodou. Desetiletý sběr dat umožnil kompletní rekonstrukci dráhy s oběžnou dobou (79,91 ± 0,013) r – pozorovaná paralaxa činí (743 ± 1,3) mas (tisícin obloukové vteřiny), což znamená, že systém se nachází poněkud dál od nás (1,346 pc; 4,388 sv. l.), než byla dosud přijímaná hodnota. Hmotnosti obou složek jsou podle autorů také o něco větší: (1,133 ± 0,0050) M⊙, resp. (0,972 ± 0,0045) M⊙. Tyto hodnoty jsou v perfektní shodě s dřívějšími astroseismologickými odhady.

R. Liseau aj. na α Cen zaměřili observatoř ALMA, pomocí které se podařilo jasně rozlišit obě složky ve všech pozorovaných pásmech (milimetrových i kratších vlnách). Získané teplotní profily obou atmosfér velmi dobře odpovídají navrženým teoretickým modelům. Podle autorů se atmosféry obou hvězd velmi podobají atmosféře našeho Slunce, což je první důkaz, že ohřev chromosféry nezářivými procesy funguje i u jiných hvězd. Primární složka má stejný spektrální typ jako Slunce, sekundár je o něco málo chladnější. Stáří dvojhvězdy podle modelů vychází na (4,85 ± 0,5) Gr.

P. Kervella aj. na základě nových i archivních astrometrických dat spočítali dráhu α Cen v prostoru až do r. 2050. Celý systém má poměrně velký vlastní pohyb (3,7″/r) a v průběhu nadcházejících dekád dojde k několika konjunkcím s okolními hvězdami. Nejvýraznější přiblížení nastane začátkem května 2028, kdy se α Cen dostane až na (0,015 ± 0,135)″ ke hvězdě 2MASS 14392160-6049528 s hvězdnou magnitudou asi 7,8. Vzhledem k předpokládané úhlové velikosti kotoučku této hvězdy (0,47 ± 0,05) mas je téměř jisté, že její světlo bude možné použít jako prosvětlovací zdroj systému α Cen; autoři očekávají, že přiblížení bude možné využít k potvrzení přítomnosti planet. Dále je zhruba 45% šance, že α Cen zafunguje jako gravitační čočka a vznikne kolem ní Einsteinův prstýnek a světlo hvězdy na pozadí bude až 5× zesíleno. V každém případě blízký průchod umožní ještě větší zpřesnění dráhy α Cen v prostoru.

E. Kıran aj. („jiní“ v tomto případě zahrnuje české astronomy z Ondřejova a MFF UK) se rozhodli prověřit příslušnost zákrytové proměnné BD+36°3317 k otevřené hvězdokupě δ Lyr. Spektroskopická i fotometrická měření umožnila stanovit vlastnosti jednotlivých složek – hmotnosti (2,24 ± 0,07) M⊙, resp. (1,52 ± 0,03) M⊙, poloměry (1,76 ± 0,01) R⊙, resp. (1,46 ± 0,01) R⊙ a povrchové teploty (10 450 ± 420) K, resp. (7623 ± 328) K. Střední vzdálenost dvojhvězdy od nás je (330 ± 29) pc a do hvězdokupy jednoznačně patří, čímž se opět podařilo o něco zpřesnit její vzdálenost.

Další prací českých astronomů je výzkum P. Mayera aj. dvojhvězdy V346 Cen. Autoři odvodili fyzické vlastnosti obou složek a pokusili se vysvětlit patrné zkracování oběžné doby. Z nedávných i historických světelných křivek zjistili, že pozorovaným datům nejlépe odpovídá stáčení přímky periastra v důsledku obecné teorie relativity a zatím nevysvětlené skokové zkrácení oběžné doby o 24 s zřejmě někdy v r. 1965 (!). Dále se z dat spektroskopu HARPS podařilo zjistit, že obě složky rotují rychleji, než by odpovídalo předpokládané rezonanci s oběžnou dobou. Míra stáčení argumentu perihelu odpovídá dřívějším studiím i teoretické předpovědi.

P. Zasche zveřejnil prvotní analýzy osmi zákrytových proměnných typu Algol: EI Aur, XY Dra, BP Dra, DD Her, VX Lac, WX Lib, RZ Lyn a TY Tri. Všechny mají oběžné doby v rozmezí 0,92÷6,8 d a minimálně dvě mají v systému třetí těleso: XY Dra s oběžnou dobou 17,7 r a VX Lac s periodou dokonce 49,3 r. Další dva systémy, EI Aur a BP Dra mají ve světelných křivkách znatelný další zdroj světla. Autor odvodil nových 468 časů minim, aby bylo možné dalšími měřeními odhalit změny v oběžné době jednotlivých systémů.

M. Mugrauer a B. Dinçel zaměřili přístroj CAFOS (Calar Alto Faint Object Spectrograph) na 2,2m teleskopu na observatoři CAHA (Centro Astronómico Hispano-Alemán) na nedávno objevenou sekundární složku dvojhvězdy HD 1071478, u jejíhož primáru již byla objevena planeta. Sekundár se nachází asi 35″, v projekci tedy ≥ 1 790 au od primární složky a autorům se podařilo potvrdit, že jde skutečně o bílého trpaslíka s povrchovou teplotou v rozmezí 5 900÷6 400 K. Dále autoři určili fyzické vlastnosti sekundáru: hmotnost (0,56 ± 0,05) M⊙, svítivost (2,0 ± 0,2) L⊙ a dobu od zformování bílého trpaslíka (2 100 ± 270) Mr. Jde teprve o druhý potvrzený případ bílého trpaslíka jako pozdní fáze hvězdného vývoje v soustavě s potvrzenou exoplanetou.

R. Tylenda a T. Kamiński zrevidovali dostupná spektrální měření kataklyzmické proměnné V1309 Sco, která v r. 2008 vybuchla jako jasná červená nova. Autorům se podařilo zpracovat všechna dostupná spektra před výbuchem a dále použili data z mnoha přístrojů (vč. kosmických), pořízená po výbuchu. Z porovnání rozložení spektrální energie před kataklyzmatem a po něm je jasně patrné, že v systému se už před výbuchem nacházelo velké množství prachu o teplotě 900÷1 000 K. Právě vysoká teplota naznačuje, že šlo o čerstvý materiál ze složek těsné dvojhvězdy, jak se k sobě postupně přibližovaly. Následná pozorování prachové obálky z let 2010–2012 ukazují, že celková hmotnost látky vyvržené při samotném výbuchu byla nejméně 10-3 M⊙. Prachu je v blízkém okolí hvězdy tolik, že ji téměř zcela zakrývá a drtivá většina záření je rozptýlená na prachových částicích. Od září 2008 objekt značně zeslábl, přestože stále zůstává mnohem jasnější než před výbuchem.

W. Liao aj. publikovali světelnou křivku zákrytové proměnné AI Dra v blízkém UV pásmu 245÷345 nm, kterou získali pomocí 150mm dalekohledu LUT (Lunar-based Ultraviolet Telescope) na palubě sondy Čchang-e 3, pracující na povrchu Měsíce od prosince 2013. AI Dra je polodotyková těsná dvojhvězda. Sekundární složka vyplňuje svůj Rocheův lalok a látka z ní přetéká na primár, na jehož povrchu se nachází horká skvrna. Z pořízené fotometrie je možné jednak odhadnout míru přetoku látky ze sekundární složky na primární 4,12×10-8 M⊙/r, jednak se ukázalo, že kolem centrální dvojhvězdy pravděpodobně obíhají další dvě tělesa s periodami 42 r, resp. 19,7 r. Primární složka už vyplňuje 69 % poloměru svého Rocheova laloku, systém se tak v relativně blízké budoucnosti stane dotykovým.

S.-B. Qian aj. zkoumali zákrytovou proměnnou SDSS J143547.87+373338.5, složenou z bílého trpaslíka s hmotností 0,5 M⊙ a hvězdy hlavní posloupnosti s hmotností asi 0,21 M⊙. Autoři zjistili, že systém vykazuje změny v oběžné době, které je možné vysvětlit dvěma způsoby. Buď se ze systému nějakým zatím neznámým způsobem odnáší moment hybnosti – ani vyzařování gravitačních vln a magnetické brzdění dohromady nejsou pro pozorovaný odnos dostatečné –, nebo se v systému nachází třetí složka, která oběhne centrální dvojhvězdy zhruba za 7,72 r a která v důsledku obecné relativity způsobuje zpoždění průchodu periastrem o 45,36 s. Hmotnost třetího tělesa lze odhadnout pouze v kombinaci se sklonem dráhy, tj. spodní hranice je (0,0189 ± 0,0016) M⊙; pokud by sklon dráhy byl ≥ 16°, hmotnost třetí složky by byla přibližně 0,072 M⊙, tj. na hranici hnědého trpaslíka.

J. A. Docobo, M. Andrade, P. P. Campo a J. F. Lingová podrobně analyzovali dráhy známého vícenásobného systému α Gem, neboli jednoho z dvojčat, Castora. Zejména pro složky A a B autoři vzali v potaz všechna dostupná data a spočítali všechny dráhy. Dvojhvězdy A a B kolem sebe obíhají po excentrické dráze s periodou (459,8 ± 4,2) r a excentricitou (0,337 ± 0,004). Složka C, také dvojhvězda, obíhá kolem společného těžiště systému AB po tak vzdálené dráze, že je zatím možné pouze zhruba odhadnout oběžnou dobu, která přesahuje 15 tis. roků. Dvojhvězda A má oběžnou dobu 9,21 d a velkou poloosu dráhy (0,127 ± 0,007) au při hmotnostech (2,57 ± 0,11) M⊙, resp. (0,53 ± 0,09) M⊙, dvojhvězda B má periodu jen 2,93 d a velkou poloosu dráhy (0,056 2 ± 0,003 3) au při hmotnostech (2,13 ± 0,1) M⊙, resp. (0,49 ± 0,09) M⊙. Podle autorů je zajímavé, že dráhu systému A ještě ovlivňuje Kozaiův–Lidovův efekt, dráha systému B je již kruhová (e = 0.002 ± 0.004) a patrně dlouhodobě stabilní.

P. Zasche a R. Uhlař na základě nových fotometrických měření přezkoumali dráhy pětinásobného systému V994 Her. Ukázalo se, že oběžná doba dvojice zákrytových proměnných A a B kolem sebe je 2,9 r namísto autory dříve určené hodnoty 6,3 r. Sklon dráhy je také mnohem menší vůči směru k nám a obě dvojhvězdy vykazují pomalé stáčení periastra 116 r, resp. 111 r. Aktualizované hmotnosti složek dvojhvězdy A jsou (3,01 ± 0,06) M⊙, resp. (2,58 ± 0,05) M⊙ a dvojhvězdy B (1.84 ± 0.03) M⊙, resp. (1.93 ± 0.04) M⊙. Úhlová velikost veliké poloosy dráhy složek A a B je 17 mas, což by mělo v blízké budoucnosti umožnit jejich přímé rozlišení interferometry. Příslušnost složky C, objevené r. 2001 a vzdálené zhruba 1″ od centrální čtveřice, zůstává zatím nejistá.

J. Nemravová aj. analyzovali spektrální, fotometrická i interferometrická data čtyřnásobného hierarchického systému ξ Tau, vzdáleného od nás 64,1 pc. Autoři využili data pozemního i kosmického původu a připravili několik numerických modelů systému. Centrální dvojici Aa+Ab s periodou 7,14 d obíhá složka B jednou za 145 d a kolem tohoto trojnásobného systému ještě obíhá složka C s periodou 51 r. Systém prochází dynamickým vývojem a zejména centrální dráha se významně mění – dochází jak ke stáčení periastra, tak k posunu uzlů dráhy a časovým změnám v průchodu periastrem. Vlastnosti složky C zatím stále není spolehlivě určit, protože má příliš nízkou jasnost. Podle autorů představuje systém ideální laboratoř pro testování vývojových hypotéz, neboť v důsledku hierarchického uspořádání jsou všechny změny rychlé.

S. Rappaport aj. objevili neobvyklý vícenásobný systém EPIC 212651213/212651234, který obsahuje dvojici těsných dvojhvězd A a B, kolem nichž ještě obíhá pátá složka C. Dvojhvězdy mají oběžné doby pouhých 5,1 d, resp. 13,1 d, zatímco vzdálená složka oběhne centrální čtveřici jednou za zhruba 65 r na dráze s velkou poloosou přibližně 25 au; hodnoty je však třeba brát s velkou rezervou, autoři vyzývají k podrobným měřením radiálních rychlostí složky C.

O něco méně neobvyklý systém nalezli v datech sondy Kepler H. Lehmann aj. KIC 7177553 byl původně identifikován jako zákrytová dvojhvězda s oběžnou dobou přibližně 18 d. Autoři pátrali po případných planetách v systému a skutečně zjistili změny okamžiků zákrytu s periodami přibližně 100 s a 529 d, což by odpovídalo planetě s hmotností těsně pod hranicí hnědého trpaslíka. Autoři tedy podrobili systém spektroskopickému zkoumání a k velkému překvapení zjistili, že namísto obří planety je v systému druhá dvojhvězda, vzdálená asi 167 au. Další průzkum potvrdil, že obě dvojhvězdy jsou složené z pomalu rotujících hvězd slunečního typu; zatím není možné určit vzájemnou oběžnou dobu obou dvojic, autoři odhadují, že je někde mezi 1÷3 tisíci let. Dále autoři upozorňují, že pozorované změny okamžiků zákrytu není možné vysvětlit druhou dvojhvězdou, stále je tedy velmi pravděpodobné, že systém obsahuje také nejméně jednu planetu.

Dvojhvězdy a vícenásobné systémy jsou ve vesmíru kolem nás velmi běžné a nejméně polovina hvězd slunečního typu má alespoň jednu hvězdnou souputnici. Formování násobných soustav však v porovnání s průměrnou dobou života kterékoli hvězdy trvá velmi krátkou dobu. Proto tento proces dobře neznáme, vznikajících systémů kolem sebe zkrátka vidíme málo; navíc jsou na dálku špatně vidět, protože jsou většinou chladné a slabé. Podle teoretických představ může násobný systém vzniknout dvěma způsoby: fragmentací rozsáhlého oblaku prachu a plynu na jednotlivé hvězdné zárodky anebo rychlým zhroucením různých částí jednoho zárodečného akrečního disku v důsledku gravitačních nestabilit. Zatímco pro první způsob vzniku – typické jsou pro něj vzdálenosti jednotlivých složek ≥ 1 tis. au – již byly v minulosti nalezeny důkazy, např. v oblasti tvorby hvězd Barnard 5 v souhvězdí Persea, na objev systému vznikajícího druhým způsobem jsme museli počkat. J. Tobin aj. pomocí antén ALMA pozorovali (také v souhvězdí Persea) vznikající trojhvězdu L1448 IRS3B a zjistili, že vzdálenost složek centrální dvojhvězdy (hmotnosti asi 1 M⊙) je jen 61 au a třetí složka (hmotnost asi 0,085 M⊙) kolem nich obíhá ve vzdálenosti asi 183 au v jakémsi spirálním ramenu, což je zjevně protostelární látka, dosud gravitačně nezachycená třetí složkou. Autoři odhadují, že k fragmentaci disku došlo před pouhými asi 150 000 r, jde tedy skutečně o hvězdné novorozeně. Zajímavé bude zjistit, jak četné jsou těsné násobné systémy ve srovnání s volnějšími vícehvězdami, vzniklými fragmentací ve velkém měřítku.

A. Richichi aj. použili 2,5m dalekohled TNT (Thai National Telescope) k měření úhlových průměrů kotoučků hvězd pomocí zákrytu hvězd Měsícem. Kromě samotných průměrů hvězd s přesností ≤ 0,05 mas objevili hvězdné průvodce hvězd ο Psc s úhlovou vzdáleností (12,4 ± 0,4) mas a 31 Ari s úhlovou vzdáleností (3,76 ± 0,02) mas. Autoři zdůrazňují, že díky technickému pokroku a neustálému zrychlování elektroniky je možné použít měsíční zákryty k velmi přesným fotometrickým měřením; v případě TNT je teoreticky možné během jednoho období sucha stihnout až 500 jednotlivých zákrytů.

Q. Gao aj. využili data sondy Kepler ke klasifikaci míry kontaktnosti zákrytových proměnných. Autoři zpracovali data o 1 049 těsných dvojhvězdách, v nichž nalezli 6 818 bílých záblesků od 234 jednotlivých zdrojů. Cílem bylo zjistit, jestli míra blýskání nějak souvisí s morfologií těsných dvojvězd. Ukázalo se, že ano, ovšem opačně proti očekávání – dotykové dvojhvězdy a dvojhvězdy se společnou obálkou vykazují záblesky méně než částečně kontaktní nebo úplně oddělené dvojhvězdy. Autoři nalezli závislost míry blýskání na oběžné době – čím kratší, tím více záblesků s maximem kolem hodnoty Porb ~ 3 d. Podobně blýskání závisí i na rotační periodě složek – opět čím kratší, tím více záblesků, ovšem jen do hodnoty Prot ~ 1,5 d. Autoři dále u dvou nejaktivnějších dvojhvězd hledali, zda je míra záblesků závislá na orbitální fázi, a nenalezli žádnou zřejmou korelaci. Zdá se, že záblesková aktivita více souvisí s vlastnostmi jednotlivých složek než s interakcemi v rámci systému.

S. Barros aj. prohledali dostupná data z pozorovacích kampaní 1–6 mise K2 sondy Kepler a nalezli 172 planetárních kandidátů a 327 podezřelých zákrytových proměnných. V misi K2 sonda již sonda není schopná přesné pointace, hvězdy v obrazovém poli se tedy mírně posouvají, což do jejich světelných křivek vnáší systematické chyby. Autoři využili zkušenosti a numerické postupy vyvinuté původně pro zpracování dat z družice CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits). Zpracovaná data byla přednostně zaměřena na jasné hvězdy, takže lze následně získat jejich spektra pozemními přístroji.

A. Prša aj. publikovali detailní popis druhé verze otevřeného modelovacího softwaru PHOEBE (PHysics Of Eclipsing BinariEs), který využívá moderních výpočetních postupů a především zohledňuje nejrůznější fyzikální efekty, které se u zákrytových proměnných uplatňují – např. 3D modelování povrchu složek, zpoždění v důsledku konečné rychlosti světla, odraz záření na jednotlivých složkách, nelineární okrajové ztemnění atd. Fotometrická i spektrální měření se neustále zpřesňují a zejména díky datům z velkých přístrojů je možné pomocí PHOEBE významně zpřesnit odvozené fyzické parametry jednotlivých hvězd, což zase vede ke zpřesnění údajů všech katalogů, které tyto hvězdy využívají pro kalibraci.

D.-W. Kim a C. Bailer-Jones publikovali software pro klasifikaci proměnných hvězd, postavený na algoritmech strojového učení. Autoři použili trénovací data z katalogů OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a EROS-2 (Expérience pour la Recherche d'Objets Sombres) a pro všechny objekty určili 16 vlastností jejich světelných křivek (např. perioda, strmost atd.). Algoritmus má za úkol přiřadit objekt do jedné ze sedmi základních kategorií – δ Sct, RR Lyr, cefeidy, cefeidy II. typu, zákrytové proměnné, dlouhoperiodické proměnné a neproměnné; jednotlivé kategorie mohou mít ještě jemnější členění. Při řazení do kategorií algoritmus dosahuje úspěšnosti 98 %, pro podkategorie je úspěšnost ≥ 80 %, jak bylo ověřeno na známých proměnných z katalogů MACHO, LINEAR a ASAS. Důležité je, že algoritmus nemá žádné zvláštní požadavky na vstupní data – světelná křivka může mít jen několik desítek bodů s téměř libovolným vzorkováním a časovým rozpětím. Může tedy posloužit jako základní vstupní filtr pro vytipování podezřelých proměnných z velkých katalogů.

2.7. Novy, rekurentní a trpasličí novy

Zhruba čtvrtina lithia ve vesmíru vznikla přímo při velkém třesku, ale původ zbylých tří čtvrtin byl dosud záhadou. P. Molaro aj. nalezli v odhozeném materiálu novy V5668 Sgr, která vybuchla 15. března 2015, významné zastoupené berylia 7Be. To už se ve spektrech nov našlo dříve, překvapením bylo jeho množství, které přesahuje desetinásobek hodnoty, kterou obsahuje celé naše Slunce. 7Be je nestabilní s poločasem rozpadu 53,2 d a podle autorů stačí, aby každý rok vybuchly dvě takové novy k produkci lithia pro pozorovaný vesmír.

Naše kategorizace nov, trpasličích nov a dalších jevů podobných novám je značně závislá na konkrétních pozorováních. P. Mróz aj. přišli s dalším potvrzením hypotézy, že všechny jevy jsou v principu stejné, liší se jen v míře akrece látky na bílého trpaslíka. Autoři použili data získaná pro novu V1213 Cen ve fázi před výbuchem i po něm. Ještě šest let před vzplanutím systém vykazoval zášlehy typické pro trpasličí novy, které jsou způsobené nepravidelným přítokem látky, zatímco po vzplanutí tyto zášlehy zcela zmizely, systém je téměř o celou magnitudu jasnější a spektroskopie ukazuje, že míra akrece se výrazně zvýšila.

A. Özdönmez aj. podrobně analyzovali H-R diagramy 119 nov v naší Galaxii a odvodili míru zčervenání pro každou z nich na základě IR dat. Pro všechny systémy pak určili pravděpodobné vzdálenosti, pro 73 z nich se to podařilo s přesností ≤ 1 %. Pro většinu z nich jsou nově odvozené vzdálenosti větší než se dosud předpokládalo, naopak se potvrdilo, že většina nov se nachází v galaktickém disku a centrální výduti maximálně do vzdálenosti 0,3 kpc kolmo k rovině Galaxie.

M. M. Shara aj. využili HST k 10 týdnů trvajícímu pozorování centrální oblasti galaxie M87 a objevili 32 klasických nov a 9 slabších nepravidelných jevů. Prostorová i časová distribuce jednotlivých vzplanutí byla zcela náhodná a na základě jasných jevů autoři odvodili míru vzplanutí nov v M87 jako 363+33−45 za rok. Jmenovitá jasnost galaxie M87, připadající na novy pak vychází na (7,88 ± 2,6)/r/1010 L⊙; obě hodnoty jsou 3–4× vyšší, než dávaly dřívější odhady. Autoři upozorňují, že to může souviset s bouřlivou kanibalistickou minulostí M87, ale spíše jde podle nich o systematické podcenění počtu vzplanutí nov v cizích galaxiích na základě pozemních dat – mnohé slabé novy v blízkosti center galaxií prostě nezaznamenáme.

M. F. Bode aj. potvrdili, že nova LMC 2009a je stejný objekt, který vzplanul jako LMC 1971b. Na základě zpracování všech archivních dat od blízkého IR přes optický a UV obor až po rentgenovou oblast autoři odvodili rychlost odhozeného materiálu na 1÷4 tis. km/s, míru akrece zhruba 3,6×10-7 M⊙/r a hmotnost primární složky – bílého trpaslíka – v rozmezí 1,1÷1,3 M⊙ a pravděpodobnou periodu systému 1,2 d. Sekundární složku tvoří podobr, z něhož přetéká látka do jasného akrečního disku kolem primáru. Vypočtená míra akrece je v souladu s pozorovaným opakovaným vzplanutím po 38 letech. Autoři upozorňují na velkou podobnost se systémem KT Eri, což naznačuje, že také KT Eri je dosud neodhalená rekurentní nova.

M. J. Darnley aj. analyzovali data velké pozorovací kampaně, kterou pro r. 2015 připravili na očekávané vzplanutí rekurentní novy M31N 2008-12a v galaxii v Andromedě. Vzplanutí zachytil 2m dalekohled LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope) na Havaji 28. srpna 2015 a následně se na objekt zaměřily další observatoře. Získaná data odhalila záření materiálu, který se kráce po vzplanutí pohyboval rychlostmi asi 13 tis. km/s, spektrální „podpis“ sekundární složky coby červeného obra a nejrůznější emisní čáry velmi ionizované látky. Průběh jednotlivých vzplanutí mezi roky 2013–2015 byl téměř totožný. Autoři také překvapivě odvodili, že perioda vzplanutí není necelý rok, ale ve skutečnosti poloviční hodnota (174 ± 10) d.

2.8. Fyzické proměnné a chemicky podivné hvězdy

G. Clementini aj. zveřejnili studii věnovanou cefeidám a hvězdám typu RR Lyr v datové sadě DR1 družice Gaia. Autoři se zaměřili na okolí jižního nebeského pólu včetně Velkého Magellanova mračna (LMC) a cílem studie je ověřit kvalitu dat DR1. Do vzorku bylo zahrnuto 599 cefeid a 2 595 RR Lyr hvězd, z nichž 43, resp. 343 je nově objevených. Velká většina těchto proměnných se nachází uvnitř LMC nebo ve vzdálenosti jen několika stupňů od něj a pouze 63 jasných hvězd RR Lyr je součástí galaktického hala. Autoři potvrzují vysokou kvalitu astrometrických dat a odhadují, že zpracování celých datových sad (zejména po zveřejnění DR2) odhalí tisíce dosud neznámých proměnných v Galaxii i okolních galaxiích.

J. Liška publikoval analýzu trojhvězdy φ Dra, jejíž složkou je jedna z nejjasnějších chemicky podivných hvězd. Autor zpracoval všechna dostupná měření systému a překvapivě zjistil, že přes 40 let tradovaná hodnota periody centrální spektroskopické dvojhvězdy je špatná. Namísto 27 d je skutečná hodnota 127,99 d, velká poloosa dráhy je asi 1 au a excentricita 0,707. Hmotnost celé dvojhvězdy je přibližně 3,28 M⊙ a hmotnost vzdálené složky B je asi 2,4 M⊙. Složka B je o více než magnitudu slabší a červenější než centrální dvojhvězda a oběhne ji jednou za 307,8 r. Nepodařilo se potvrdit, zda potenciální další složka C je nebo není gravitačně vázaná k hlavní trojici; pokud ano, její oběžná doba se pohybuje v řádu 104÷105 roků.

2.9. Planetární mlhoviny

M. Otsuka aj. pořídili spektroskopickou analýzu planetární mlhoviny Lin49 v Malém Magellanově mračnu (SMC) pomocí přístroje X-shooter na UT3 VLT a Spitzerova kosmického dalekohledu. Ukázalo se, že mlhovina obsahuje velké množství uhlíku, dokonce v podobě molekul fullerenu C60. Autoři použili program TLUSTY (vytvořený I. Hubeným) pro modelování atmosféry centrální hvězdy a zjistili, že pozorovaným spektrům nejlépe vyhovuje model obra s počáteční hmotností 1,25 M⊙ a velmi nízkou metalicitou. Pro pásmo 1÷5 µm autoři nedokázali nalézt souhlas modelu s pozorovaným spektrem, což podle nich buď znamená, že uhlíková zrna jsou menší než předpokládaných 0,005–0,1 µm a jde patrně o nějaké nanostruktury, nebo se v centrální oblasti kolem hvězdy nachází látka s jakousi nepravidelnou strukturou, ale vysokou hustotou.

Planetárních mlhovin je známo víc než tisícovka a jen málo z nich má pravidelný kulový tvar. Většina z nich je nepravidelných, ale nemalá část má tvar přesýpacích hodin nebo rozevřených motýlích křídel. H. Bond navrhl již r. 1975, že tvar a orientace výsledné planetární mlhoviny souvisí s postavením dráhy centrální dvojhvězdy. T. Hillwig aj. (Bond je jedním ze spoluautorů) provedli důkladnou analýzu prostorového rozložení planetárních mlhovin vůči jejich centrálním objektům a objevili dva nové systémy, které jsou perfektně zarovnané podle rotačních os – NGC6337 a Sp 1. Celkem je tak těchto systémů známo osm, což vypadá jako málo, ale ze statistického hlediska je to již dostatečně vysoké číslo, aby bylo možno prohlásit, že orientace vzniklé mlhoviny a dráhy centrální dvojhvězdy souvisejí.

2.10. Bílí trpaslíci

S. O. Kepler, D. Koester a G. Ourique oznámili objev unikátního bílého trpaslíka SDSS J124043.01+671034.68, v jehož atmosféře dominuje kyslík a druhé dva nejvíce zastoupené prvky jsou neon a hořčík, těch je však asi 25× méně. Všechno jsou to produkty termonukleárního slučování jader uhlíku, které probíhá v jádrech hmotných hvězd s původní hmotností 6÷10,6 M⊙, po nichž by zbyl trpaslík s hmotností ≥ 1 M⊙. Spektra tohoto trpaslíka však ukazují na povrchové gravitační pole odpovídající hmotnosti (0,56 ± 0,09) M⊙. Autoři navrhují, že v tomto případě došlo k zažehnutí spalování uhlíku mimo centrální oblast jádra a v důsledku silné konvekce se nerozšířilo do větší hloubky, ale naopak okolo jádra vytvořilo slupku O/Ne/Mg. Když pak hvězda přišla o svrchní vrstvy, zůstal současný viditelný povrch bílého trpaslíka.

J. Antoniadis aj. objevili málo hmotného bílého trpaslíka v soustavě s milisekundovým pulsarem. Pozoruhodná je na objevu excentricita dráhy e = 0,13 – bílí trpaslíci s nízkou hmotností by se měli přednostně nacházet na (téměř) kruhových drahách v důsledku slapového působení v průběhu předcházející fáze rozpínající se hvězdy. Autoři změřili povrchovou teplotu trpaslíka na (8 600 ± 190) K a poloměr (0,024 ± 0,004) R⊙. Hmotnost původní hvězdy byla asi 1,6 M⊙. Autoři upozorňují na podezření, že bílí trpaslík pulsuje, což by mohlo souviset s přenosem momentu hybnosti a pozorovanou vysokou excentricitou.

N. Hallakoun aj. v datech mise K2 sondy Kepler nalezli šestého známého dvojitého bílého trpaslíka SDSS J1152+0248. Má oběžnou dobu (2,396 8 ± 0,000 3) h a primární složku tvoří pulsující typ DA s hmotností (0,47 ± 0,11) M⊙, poloměrem (0,0197 ± 0,0035) R⊙ a stářím (52 ± 36) Mr. Autorům se nepodařilo získat žádné spektrální čáry sekundární složky, z fotometrie je možné odvodit hmotnost (0,44 ± 0,09) M⊙ a poloměr zhruba 0,022 3 R⊙. Systém je téměř dvojčetem bílého dvojtrpaslíka CSS 41177.

W. R. Brown aj. prozkoumali dostupná data o bílých trpaslících s nízkou hmotností (≤ 0,3 M⊙), kteří jsou složkou dvojhvězdy. Autoři pro jejich pozorované počty odvodili míru splynutí na 3×10-3/r pro celý disk Galaxie, což je 40× víc než míra tvorby dvojhvězd typu AM CVn, o něco více než počet slabých supernov a téměř přesně shodně jako míra tvorby hvězd typu R CrB. Autoři navrhují hypotézu, že dvojhvězdy s bílým trpaslíkem s nízkou hmotností mohou být předchůdci hvězd typu AM CVn a potenciálně slabé supernovy. Stejně podle nich většina systémů skončí splynutím obou složek za vzniku bílého trpaslíka s hmotností kolem 1 M⊙.

J. B. Holberg aj. aktualizovali katalog bílých trpaslíků, nacházejících se do vzdálenosti 25 pc od nás. Soubor zahrnuje 232 hvězdy, téměř dvojnásobek předchozího počtu. Autoři odhadují, že je zhruba z 68 % kompletní, odhad průměrné hustoty bílých trpaslíků je (4,8 ± 0,5)×10-3 pc-3. Rozložení hmotností má maximum na hodnotě 0,578 M⊙, průměrná míra vzniku nových bílých trpaslíků za posledních 8 Gr je asi 14×10-13/pc3/r. Místní vzorek vykazuje nerovnoměrné zastoupení systémů typu Sirius a naopak obsahuje překvapivě vysoký podíl osamělých bílých trpaslíků vůči složkám dvoj- nebo vícenásobných systémů: hodnota 74:26 naznačuje, že existuje nějaký mechanismus vymetání sekundárních složek v průběhu zrodu bílého trpaslíka.

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

3.1. Supernovy

V červnu zachytila přehlídka oblohy ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) supernovu SN 2015L, která se záhy ukázala jako nejsilnější dosud zachycené vzplanutí supernovy vůbec. Jev později dostal označení ASASSN-15lh a jen během prvních čtyř měsíců vyzářil energii odpovídající 1045 J, tj. více než celá Galaxie! S. Dong aj. v objevitelské práci navrhli jako možný zdroj tak silného záření vznik magnetaru. P. J. Brown aj. analyzovali dosvit vzplanutí v UV oblasti, kde po několika týdnech došlo k překvapivému zjasnění kontinua bez patrných spektrálních čar, které byly znatelné v prvních dnech jevu v optické oblasti. T. Sukhbold a S. Woosley shrnuli předpovědi teoretických modelů supernov a ukázali, že zatímco klasická supernovat typu I může vyzářit maximálně 3×1044 J, milisekundový magnetar může dosáhnout hranice až 4×1045 J.

M. C. Berstenová aj. numericky modelovali vzplanutí ASASSN-15lh a SN 2011kl. Pro ASASSN-15lh se autorům podařilo najít pravděpodobný model vzplanutí při vzniku magnetaru za předpokladu, že předchůdce supernovy byla skutečně hmotná hvězda, neboť jen hmotnost odhozené látky musí být alespoň 6 M⊙. V případě SN 2011kl jsou požadavky na předchůdce o něco mírnější; pozorovaná světelná křivka však vyžaduje, aby původní hvězda obsahovala nezanedbatelné množství niklu – ≥ 0,08 M⊙ 56Ni. V obou případech model ukazuje, že podobu vzplanutí výrazně ovlivňuje hydrodynamika odhozeného materiálu.

V listopadu 2014 P. L. Kelly aj. objevili supernovu, zesílenou gravitačním čočkováním na kupě galaxií MACS J1149+2223. Obraz supernovy vytvořil Einsteinův kříž, proto supernova dostala označení SN Refsdal podle norského astrofyzika S. Refsdala, který již v r. 1964 předpověděl, že taková pozorování supernov budou možná. Ze spekter získaných na HST a VLT autoři odvodili podobnost SN Refsdal k SN 1987A, jen s barvou více do modra a větší jasností. Na základě modelů SN 1987A odhadli hmotnost odhozené látky na (20 ± 5) M⊙. Autoři dále předpověděli, že obraz supernovy se objeví zhruba za rok znovu u dalšího zdeformovaného obrazu u čočkující kupy galaxií. To se skutečně 11. prosince 2015 prokázalo. Na nový obraz supernovy se pochopitelně zaměřila pozornost dalších astrofyziků. W. Karman aj. pořídili data přístrojem MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na VLT a zjistili, že zatímco emisní čáry hořčíku, železa a kyslíku ukazují na poměrně vysoký stupeň ionizace prostředí kolem supernovy, patrně není možné tuto ionizaci připsat přímo SN Refsdal, neboť se v průběhu vzplanutí prakticky nemění. S. Rodney aj. analyzovali fotometrická data z pozorování prvních čtyř obrazů supernovy, která dosáhla širokého maxima jasnosti zhruba po 150 d. Ze zpoždění zjasňování a rozdíly nejvyšší jasnosti mezi jednotlivými obrazy je možné vytvořit prostorový model kupy galaxií, která slouží jako gravitační čočka.

M. Kromer aj. provedli simulace vzplanutí supernovy iPTF14atg, která jako první zástupkyně typu Ia předvedla silný záblesk v UV oboru hned v počátku zjasnění. Autoři záměrně nechali stranou dosud předpokládaný model, v němž takový záblesk způsobuje interakce odvržené látky s druhou, normální hvězdou v systému. Ze série pravděpodobných modelů autorům vyvstala jako nejlepší možnost splynutí dvou bílých trpaslíků s hmotnostmi 0,9 a 0,76 M⊙, s uhlíkovou a kyslíkovou atmosférou. Problém je v tom, že tento model perfektně odpovídá pozorované světelné křivce v rozmezí od 10 d před až po mnoho týdnů po maximu zjasnění ve všech oborech spektra, ale nijak nedovede vysvětlit pozorovaný UV záblesk na začátku světelné křivky. Autoři navrhují několik mechanismů, které by mohly UV záblesk způsobit, ale ze získaných dat není možné rozhodnout, zda je některý z nich správný.

K. A. Franková aj. zveřejnili výsledky pozorování SN 1987A z rentgenové družice Chandra, pokrývající posledních 16 let. Chování pozůstatku po supernově závisí na vlnové délce, resp. energii záření – zatímco v pásmu 0,5–2 keV je světelná křivka konstantní ode dne 8 000 po vzplanutí, v pásmu 3–8 keV stále rostla nejméně do dne 10 000. Navíc se ukázalo, že i samotné rozpínání pozůstatku je závislé na vlnových délkách; ode dne 6 000 se prstenec látky rozpíná rychleji v pásmu 2–10 keV než v energiích ≤ 2 keV. Jihovýchodní oblouk prstence i v rentgenovém záření slábne, což je v souladu s optickými a IR pozorováními; rázová vlna zřejmě opouští prstenec kolem rovníku, vzniklý z odhozeného materiálu asi 20 tis. let před vzplanutím. R. McCray a C. Fransson shrnuli dosavadní výsledky pátrání po centrálním objektu, který zbyl po vzplanutí – stále platí, že všechny pokusy selhaly; horní odhad svítivosti kompaktního zbytku klesl na malé desítky L⊙. K. Blum a D. Kushnir modelovali signál, jaký by zhroucení SN 1987A vytvořilo v proudu neutrin. Autoři zjistili, že model velmi dobře odpovídá pozorovaným podmínkám – např. množství odhozeného 56Ni, nárůst neutrin 5 s po vzplanutí – tehdy, pokud v prvních 2 s hroucení jádra vznikne neutronová prahvězda, která se v důsledku přítoku další látky z bleskové zformovaného akrečního disku v následujících několika sekundách zhroutí do černé díry. Se současnými neutrinovými detektory si můžeme jen přát, aby další podobná supernova vybuchla v rozumné vzdálenosti brzy.

3.2. Degenerované hvězdy

V. I. Kondratěv aj. použili rádiovou observatoř LOFAR (LOw-Frequency ARray) k přehlídce milisekundových pulsarů. 48 ze 75 hledaných skutečně změřili v pásmu 110–188 MHz, tři navíc našli i v pásmu 38–77 MHz. Jde o největší soubor detekovaných pulsarů v takto nízkých vlnových délkách a v mnoha případech je šířka a profil pulsů vhodnější k určení přesného okamžiku maxima než u vyšších frekvencí. Přesnou analýzou jednotlivých systémů by mělo být možné určit systematické deformace vysokofrekvenčních pulsů např. v důsledku Faradayovy rotace či rozptylu na cirkumstelární látce; oprava časování by pak mohla dovolit detekci gravitačních vln pomocí pulsarů. A. V. Bilous aj. použili stejné přístroje k přehlídce pulsarů bez akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Detekovali 158 těchto objektů a pro 48 z nich poprvé získali rádiová spektra a zveřejnili profily pulsů v nízkých frekvencích.

M. Fortinová aj. modelovali možný vývoj dvou známých milisekundových pulsarů s ohledem na pravděpodobnou hmotnost původních neutronových hvězd, vzniklých při vzplanutí supernovy. PSR J1614-2230 je s (1,97 ± 0,04) M⊙ nejhmotnějším známým pulsarem s akrecí látky a PSR J0751+1807 nejméně hmotným takovým pulsarem při hmotnosti (1,26 ± 0,14) M⊙. Autoři simulovali možné cesty vedoucí k takovým pulsarům a zjistili, že pro PSR J0751+1807 mohla mít původní neutronová hvězda hmotnost jen ≤ 1 M⊙, zatímco pro PSR J1614-2230 mohla mít až 1,9 M⊙. Teorie zhroucení jádra supernov by tak měly vzít v potaz takovýto rozptyl možných výsledných hmotností.

D. L. Kaplan aj. objevili, že milisekundový pulsar PSR J1024−0719, o němž se dlouho předpokládalo, že je osamocený, má ve skutečnosti průvodce. Tím je málo hmotná (asi 0,4 M⊙) hvězda hlavní posloupnosti s nízkou metalicitou na velmi vzdálené dráze s periodou asi 2÷20 tis. r. Autoři navrhují, že systém mohl vzniknout v kulové hvězdokupě v galaktickém halu, odkud byl vlivem dynamických interakcí vymrštěn.

V červnu 2015 prodělala černá díra V404 Cyg asi dvoutýdenní zjasnění, které se v rentgenovém oboru stalo jedním z nejjasnějších zdrojů na obloze. V404 Cyg je poměrně dobře prozkoumaný systém ve vzdálenosti asi 2,4 kpc, v němž černá díra s hmotnost zhruba 9 M⊙ ze sekundární složky vysává látku do svého akrečního disku. M. Kimura aj. přišli s možným vysvětlením dlouhotrvajících zjasnění – akreční disk kolem černé díry je rozsáhlý a přetok látky ze sekundáru nestačí k jeho průběžnému doplňování. V disku proto vznikají mezery a akrece na černou díru není souvislá, ale přerušovaná a „trhaná“; pozorovaná zjasnění tedy vlastně představují normální stav a klidnější období naopak znamenají, že akreční disk nestíhá zásobovat černou dírou přísunem látky. Tuto teorii potvrzují data získaná F. Bernardinim aj. z družice Swift – zjasnění v rentgenovém oboru vždy následuje s určitým zpožděním za změnami viditelnými v optickém oboru. Vzniklá mezera na vnitřním okraji disku je identifikovatelná ihned, zatímco rentgenové záření zesílí až poté, co další látka mezeru skokově zaplní a černá díra opět naplno rozzáří své polární výtrysky. Podle T. Muñoz-Dariase aj. proces má proces fragmentace akrečního disku určitou pozitivní zpětnou vazbu – čím více látky je urychleno do polárních výtrysků, tím silnější je proud částic z nich rozptýlených zpět do disku a tím větší erozi a další fragmentaci v něm způsobují.

D. Götz a M. Falanga publikovali přehled současného stavu poznání záblesků gama záření (GRB). Zatímco o vlastnostech samotného záření toho již víme vcelku mnoho, o jeho zdrojích ani po čtyřech desetiletích výzkumu ne. Je jisté, že zdroje GRB se nacházejí v kosmologických vzdálenostech. U dlouhých GRB předpokládáme, že jde o konečnou fázi hvězd s hmotnostmi ≥ 30÷50 M⊙, ale ani tak není jasné, jaký mechanismus gama záření generuje – může jít o odhození vrchní vrstvy hvězdy nebo naopak rázovou vlnu uvnitř hvězdy nebo o skokové uvolnění magnetické energie v rozsáhlé turbulentní oblasti.

P. Petitjean aj. analyzovali využití GRB z hlediska vývoje vesmíru a kosmologie. GRB je možné využít jako standardní svíčky podobně jako supernovy typu Ia; na rozdíl od supernov mají tu výhodu, že jsou pozorovatelné na podstatně větší vzdálenosti, a tu nevýhodu, že dobře nerozumíme, jak vznikají; neumíme tedy dobře odhadnout, které konkrétní záblesky můžeme použít jako jednotky jasnosti. Také je známa korelace mezi počtem GRB a rychlostí tvorby hvězd v různých stářích vesmíru, i zde ovšem narážíme na neznalost fyziky gama záblesků a korelace neznamená příčinnou souvislost.

4. Mezihvězdná látka

A. Cummings aj. zkoumali energetické spektrum interstelárního prostředí v nejbližším okolí Slunce díky okolnosti, že kosmická sonda Voyager 1 se od srpna 2012 pohybuje vně heliopouzdra, tj. ve vzdálenosti >121 au. Sonda od té doby měří průměrnou energii atomových jader v kosmickém zá­ření 3 MeV/nukleon a průměrnou energii elektronů 2,7 MeV. Poměr jader H/He činí 12 ±1 a v po­rovnání se situací ve vzdálenosti 1 au od Slunce je intenzita jader vodíku 15× vyšší. Tempo ionizace atomů vodíku je více než o řád nižší než v difuzních mezihvězdných mračnech, takže je zřejmé, že částice kosmického záření o nižších energiích jsou v prostoru rozložené výrazně nerovnoměrně. Pod­le J. Richardsona aj. vstoupila sonda Voyager 2 do heliopouzdra v r. 2007. V něm probíhá rychlá re­konexe topologie heliomagnetického pole. Sonda protínala jednotlivé magnetické sektory tempem, jež bylo v souladu s očekáváním. Rozměry magnetických sektorů se však s časem mění. Tak na­příklad v letech 2008 ̶ 2009 bylo geometrické rozdělení sektorů docela rovnoměrné a Voyager 1 ne­procházel rozhraními mezi nimi příliš často. Podobně v letech 2011 ̶ 2012 střídaly sondy V 1 a V 2 sektory s opačnými znaménky magnetického pole méně často proti předpovědi, a také přechodů přes roz­hraní mezi sektory proti očekávání ubylo.

J. Cernicharo aj. uvedli, že na zmrzlém povrchu komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková se nacháze­ly četné komplexní organické molekuly. Zejména byly zastoupeny molekuly methyl-izokyanátu (CH3NCO), jehož laboratorní spektrum obsahuje téměř 1,3 tis. spektrálních čar. Minimálně 400 čar se podařilo najít v mračnech v mlhovinách v souhvězdí Orionu. Methyl-izokyanát má v mlhovinách v Orionu zhruba 10 % zastoupení vůči molekulám HNCO (kyselina izokyanatá) a CH3CN (methylkyanid). V komách komet se pozoruje podobné zastoupení zmíněných organických molekul, jaké pozorujeme v horkých plynných mračnech v naší Galaxii. Naproti tomu v chladných mračnech v mlhovinách v Orionu je zmíněných molekul daleko více než na zmrzlém povrchu komety.

Cílem objevování dalších organických molekul v kometárním materiálu je přirozeně porovnání s jejich obsahem ve hvězdných kolébkách, protože jde vesměs o prekurzory prebiotických molekul. Nejkvalitnější výsledky podle A. Coutense aj. získává pochopitelné špičková mikrovlnná aparatura ALMA v Chile, která pracuje jak v milimetrovém, tak submilimetrovém pásmu elektromagnetického záření. Autoři sledovali na této observatoři pár prahvězd IRAS 16293-2422 (mračno ρ Oph; vzdá­lenost 120 pc). Objevili v jejich okolí jak deuterované molekuly formamidu (NH2CHO), tak kyseliny izokyanaté (HCNO) i její deuterované verze (DCNO).

T. Suzuki aj. hledali prostřednictvím 45m radioteleskopu (pásmo 3 mm) a 10m submilimetrového (pásmo 0,83 mm) radioteleskopu na observatoři Nobeyama v Japonsku prekurzor glycinumethylenimin (CH2NH). Zaměřili se na 12 oblastí s intenzivní tvorbou velmi hmotných hvězd i na další dvě oblasti s tvorbou hvězd o nízké hmotnosti. Nejvyšší koncentraci methyleniminu objevili ve známé Kleinmannově-Loweově hvězdné kolébce (KL Ori). Celkem se jim podařilo najít prekurzor glycinu v osmi kolébkách s koncentracemi >10 % vůči prototypu KL Ori.

B. Croiset aj. použili letecké observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astro­nomy) k podrobnému mapování zastoupení polycyklických aromatických uhlovodíků (molekuly PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) v populární reflexní mlhovině NGC 7023 (Cep; Kosatec; vzdálenost 400 pc; průměr 1,8 pc). Hvězda uvnitř prachového mračna má nízký zářivý výkon, takže nedokáže mračno ionizovat, ale její světlo se na prachových částicích velmi dobře rozptyluje, tudíž mlhovina má totožné spektrum jako hvězda v ní zabalená. Autoři pozorovali mlhovinu v infračer­vených spektrálních pásmech 3,3 a 11,2 µm. Zastoupení těchto molekul bylo relativně nízké, emisní spektra odpovídala fotovypařování velmi malých zrníček prachu, jak už ukázala předešlá spektra po­řízená kosmickým teleskopem SST v pásmu 8 µm. Molekuly PAH se podařilo identifikovat jedině v oblastech s většími zrnky v severozápadním a jižním směru od hvězdy. Zato se podařilo najít důkazy o vzniku obřích molekul uhlíku (C60 ̶ fullereny).

Už od 30. let minulého století astronomové dokázali měřit difuzní světlo vznikající rozptylem fotonů na interstelárním prachu a plynu. Rekordní citlivost a spektrální rozsah současných přehlídkových aparatur umožnila M.-A. Mivilleovi-Deschénesovi aj. studovat galaktický cirrus a jeho intenzitu až do úhlového rozlišení 1″. Sledovali tak variace jasnosti pomocí kamery MegaCam u 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea ve spektrálním pásmu g ve vysoké galaktické šířce 32°. Tato měření zkombi­novali s pozorováním družic Planck a WISE. Následně tak zjistili, že změny jasnosti galaktického cirru lze popsat jedinou funkcí s exponentem -2,9 ±0,1 v rozsahu rozměrů 0,01÷50 pc. Velikost ex­ponentu na všech délkových stupnicích je v souladu s očekáváním pro tepelně bistabilní a turbulentní rozložení neutrálního vodíku za předpokladu, že hustota cirrových mračen je vyšší, než se dosud pro chladný neutrální plyn soudilo.

L. Zychová a S. Ehlerová se zabývaly interstelárními bublinami v naší Galaxii, což jsou struktury mezihvězdného prostředí o rozměrech řádu desítek parseků. Vznikají působením hvězdných větrů, intenzivním zářením velmi hmotných a tedy krátkožijících hvězd a zejména pak výbuchy supernov. Autorky využily atlasů galaktických bublin v čarách H I (pokrytí hlavní roviny Galaxie) a v čarách CO (Galaktický prstenec), odkud určily jejich kinematické vzdálenosti, rozměry, stáří a rychlosti rozpínání bublin, počáteční hustoty mateřského oblaku i energii vloženou do bublin. Objevily tak dvě soustavy bublin, jednu vzdálenou a druhou bližší. Navzájem se však sobě podobají tím, že vznikly srážkou dvou obřích bublin s poloměry 20÷30 pc, jež se srazily před několika miliony let. Bližší menší (ø 4 pc) infračervená bublina o stáří <1 Mr leží v průsečíku srážky bližších velkých bublin. Podle názorů autorek výskyt mladých infračervených bublin v obou soustavách je spojen s dávnější­mi srážkami obřích bublin. Srážky pak mají za následek zvýšení pravděpodobnosti zrodu nového pokolení hvězd.

N. Altobelli aj. zjistili pomocí prachového analyzátoru na kosmické sondě Cassini, že přístroj zachy­til celkem 36 zrnek interstelárního prachu. Autoři mohli stanovit pomocí hmotového spektrometru zastoupení jednotlivých prvků. Jejich mineralogické složení je pozoruhodné. Většinou šlo o si­likátová zrnka bohatá na Mg, resp. o oxidy s inkluzemi Fe. Tyto prvky společně s Ca mají klasické zastoupení charakteristické pro nejbližší interstelární okolí. Naproti tomu zastoupení C a S jeví vý­razný deficit. Zmíněný soubor je chemicky velmi homogenní, což je důsledek procesů homogenizace již v interstelárním prostoru.

A. Fox aj. se zabývali původem a stupněm metalicity vysokorychlostního plynného mračna HVC Smith, jež stále ještě nabírá plyn akrecí. Nachází se necelé 3 kpc pod hlavní rovinou Galaxie. Jeho vzdálenost od nás (12,4 kpc) je známa s chybou 10 % a současně má také dobře změřenou prosto­rovou rychlost téměř 300 km/s. Mračno má neobvykle vysokou hmotnost >1 MMʘ, takže kdyby zářilo ve viditelné oblasti, zabíralo by na naší obloze oblast o úhlovém průměru 15º. Autoři se sna­žili odhalit jeho původ pomocí UV spektroskopie kamerou COS HST a také sledováním spektra H I na vlnové délce 211 mm 100m radioteleskopem GBT v Green Banku v Západní Virginii. Z rozboru rádiového a UV spekter vyplynulo, že má jen 53 % sluneční metalicity, takže asi nejde o pozůstatek nějaké kanibalizované trpasličí galaxie, ale ani o intergalaktické mračno. Záhadou je vysoká hmotnost mračna a prográdní prostorový pohyb vůči centru Galaxie. Jak metalicitu, tak vysokou hmotnost lze však podle autorů objasnit původem mračna ve vnějším disku Galaxie, kde nabíralo chladný plyn padající z koróny naší Galaxie.

R. Giovanelli a M. Haynesová se zaměřili na rozložení oblastí neutrálního vodíku v cizích galaxi­ích. Využili přitom rádiových přehlídek na severní (Arecibo Legacy Fast ALFA) a jižní (H I Parkes All Sky Survey). Dosud nejrozsáhlejší přehlídky v rádiovém oboru porovnali s optickými údaji, což by mělo pomoci rozřešit rozpor mezi teorií a pozorováním týkající se nízké hmotnosti H I v halech galaxií. K tomu bude potřeba přehlídek, jež buď už probíhají, nebo se uskuteční v blízké budoucnosti.

M. Gerinová shrnula poznatky o interstelárních hydridech, což jsou molekuly, které obsahují jeden atom těžkého prvku a jeden či více atomů vodíku. Jsou to totiž první molekuly, které vznikají v mezihvězdném prostoru z původně jednoatomových plynů. Přímá a snadná cesta k jejich vzniku po­skytuje významné údaje o interstelárním prostředí v nejranějším období vývoje vesmíru. O rychlý pokrok v posledních letech se zasloužila zejména infračervená družice Herschel (ESA), která v le­tech 2009 – 2013 pozorovala mj. hydridy v daleké infračervené oblasti a submilimetrovém pásmu spektra.

Jednou ze zajímavých záhad vzniku života na Zemi je skutečnost, že všechny živé organismy vesměs využívají vždy jen jeden mód chirálních molekul. Jde o molekuly, které se liší pravým a levým op­tickým stáčením polarizovaného světla, i když jinak jsou chemicky téměř zcela totožné. Tak na­příklad v živých organismech najdeme jen levotočivé módy aminokyselin, a naopak pravotočivé módy cukrů. Jak upozornili B. McGuire aj., podobná anomálie se pozoruje u některých typů meteo­ritů. Zmínění autoři nyní objevili první chirální molekulu propylenoxid (CH3CHCH2O) v plynném skupenství. Molekula se nachází v chladné molekulové slupce obklopující velmi hmotné protoste­lární kupy v oblasti tvorby hvězd Sgr B2 v centru naší Galaxie. Oblak Sgr B2 je téměř doslova zla­tonosným rýžovištěm všemožných organických molekul, jejichž čáry i pásy spadají převážně do střední a daleké infračervené oblasti spektra.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy

T. David aj. sledovali pomocí spektrografu HIRES 10m Keckova teleskopu radiální rychlosti dvou zá­krytových dvojhvězd objevených družicí Kepler během programu K2 a dále další dvě již dříve obje­vené zákrytové dvojhvězdy v Plejádách. Z těchto křivek radiálních rychlostí a fotometrie se jim po­dařilo určit hmotnosti složek s přesností <2,5 % a poloměry s přesností <4,5 %. Tak obdrželi ne­závislou hodnotu vzdáleností Plejád: (132 ±5) pc. Podobně T. Mädler aj. určili individuální pa­ralaxy 15 hvězd sp. tříd F, G a K, jež jsou složkami dvojhvězd. Odtud obdrželi střední vzdálenost hvězdokupy (134,8 ±1,7) pc. To je v dobré shodě s předběžnou hodnotou trigonometrické paralaxy pomocí družice Gaia (136,2 ±1,2) pc. Je tedy již zcela zřejmé, že údaj z družice HIPPARCOS (120 ±1,5) pc je chybný, ale příčina této chyby je stále nejasná. Následně autoři zjistili, že zákrytový sys­tém objevený v projektu K2 v otevřené hvězdokupě Hyády sestává z hvězdy, kolem níž obíhá exoplaneta o rozměru Neptunu s horní mezí hmotnosti <1.2 MJ.

Týž pozorovací materiál programu K2 pro Plejády využili L. Rebullová aj. ke studiu rotačních rych­lostí více než 500 hvězd v Plejádách (stáří této hvězdokupy se odhaduje na 125 Mr). Asi čtvrtina hvězd vykazuje vícenásobné periody patrně vinou tmavých skvrn na površích hvězd a diferenciální rotace. To se týká hlavně pomalu rotujících hvězd, zatímco hvězdy s výraznou jedinou periodou rotu­jí jako tuhá tělesa. Podle J. Stauffera aj. je ve zmíněném souboru téměř třetina pomalu rotujících hvězd. Naproti tomu hvězdy spektrálních tříd F, G a K, jež většinou vykazují podvojnost, rotují ob­vykle rychle. Plně konvektivní pozdní červení trpaslíci mají stabilní rotační křivky, takže na jejich povrchu se zřejmě větší skvrny nevyskytují. Hvězdy s hmotnostmi ~ 0,3 Mʘ ztratily během svého života asi polovinu momentu hybnosti a vznikaly pravděpodobně jako osamělé objekty.

G. Gonzales aj. využili 5. kampaně projektu K2 k měření rotačních rychlostí 98 hvězd hlavní po­sloupnosti v otevřené hvězdokupě M67 (Cnc; vzdálenost 850 pc; ø 3 pc) ke zpřesnění jejího stáří na (5,4 ±0,2) Gr. Jenže S. Barnes aj. obdrželi stejnou metodou a z téhož pozorovacího materiálu nižší stáří (4,2 ±0,2) Gr, takže je patrné, že obě skupiny silně podcenily velikost systematických chyb v určení skutečného stáří hvězdokupy.

L. Brewerová aj. využili okolnosti, že ve starší (2,5 mld. let) otevřené hvězdokupě NGC 6819 (Cyg) v poli družice Kepler byla objevena oddělená zákrytová dvojhvězda WOCS 24009 (složky B a C) s krátkou oběžnou periodou 3,6 d. Spektroskopie však prozradila, že kolem barycentra těsné dvojhvězdy obíhá ještě vzdálená třetí hvězda (složka A), která má vliv na kolísání oběžné periody těsné dvojhvězdy. Navíc se ukázalo, že méně jasná složka těsné dvojhvězdy vykazuje krátký totální zákryt, což umožnilo velmi přesně spočítat parametry celé trojice. Nezákrytová složka A právě opouští hlavní posloupnost s hmotností 1,25 Mʘ. Složky B a C mají po řadě hmotnosti 1,09 Mʘ a 1,08 Mʘ a poloměry 1,10 Rʘ a 1,07 Rʘ. Již dříve byly v této hvězdokupě objeveny další dvě zákry­tové dvojhvězdy, a díky tomu se autorům podařilo zpřesnit vzdálenost hvězdokupy na 3,0 kpc s chybou ±2 % a její stáří na 2,4 Gr. E. Bavarsad aj. určili velmi přesně oběžnou dobu (4,64 d s relativní chybou 2.10-6) oddělené zákrytové dvojhvězdy KV 29 v otevřené hvězdokupě M11 (Sct; 1,9 kpc; ø 60 pc). Odtud pak odvodili hmotnosti složek 3,6 Mʘ a 1,8 Mʘ i jejich poloměry 5,4 Rʘ a 1,7 Rʘ. Z těchto přesných parametrů pak určili stáří hvězdokupy na (222 ±15) Mr.

T. Husser aj. pořídili díky skvělému spektrografu MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) u dale­kohledu VLT ESO spektra více než 12 tisíc hvězd v kulové hvězdokupě NGC 6397 (Ara, 2,4 kpc; ø 20 pc; hmotnost 45 k Mʘ; stáří 13,4 Gr). To jim umožnilo sestrojit diagram H-R od hlavní posloup­nosti až po vrchol větve červených obrů a současně zpřesnit průměrnou hodnotu metalicity na 0,9 ‰ ʘ. Kom­binací s fotometrií hvězdokupy pomocí HST také určili efektivní teploty hvězd a tíhové zrychlení na jejich povrchu. Jde zatím o vůbec nejpřesnější diagram pro kulovou hvězdokupu.

C. Li aj. zjistili pomocí barevných diagramů pro vybrané kulové hvězdokupy v Magellanových mračnech (VMM a MMM) zobrazené HST, že navzdory jejich stáří 12÷13 mld. let v nich proběhlo více epizod zvýšené tvorby hvězd. Nejpřesvědčivěji se to ukázalo na mladé kulové hvězdokupě NGC 1783 (stáří 2 mld. let; VMM), kde se potvrdilo, že před 1,4; 0,9 a 0,45 mld. let vznikala nová pokolení hvězd, jež ovšem představují jen zlomek hmotnosti hvězdokupy v rozmezí 0,2÷2 %. V menší míře se to podařilo potvrdit také pro hvězdokupu NGC 1696 (VMM) a NGC 411 (MMM). Au­toři se domnívají, že se to týká především kulových hvězdokup, které vznikly před více než 10 mld. let a jejichž hmotnost dosáhla aspoň 1 MMʘ. Jak uvedly A. Notaová a C. Charbonelová, první po­chybnosti o jednotném stáří hvězd v kulových hvězdokupách se objevily v r. 2004, když se pomocí vícebarevné fotometrie HST podařilo odhalit více hvězdných populací různého stáří v patrně nej­hmotnější kulové hvězdokupě ω Centauri v naší Galaxii. Zatím není jasné, jak k těmto následným epizodám vzniku hvězdných populací dochází. Nejspíš jde o dílo středně hmotných nejstarších hvězd ve hvězdokupách, které se ke konci své existence ocitnou na asymptotické větvi obrů (Asymptotic Giant Branch = AGB), kdy se zbavují hmoty mocnými hvězdnými větry nebo i výbušnými výrony hmoty. Tento materiál různých hvězd obsahuje i atomy těžších prvků vzniklých v jejich nitru při termonukleárních reakcích. Takto obohacený produkt pak slouží jako stavební materiál nových pokolení hvězd. Autorky však varují, že jejich scénář má své slabiny, protože další pokolení hvězd by měla mít shodnou metalicitu s pů­vodní metalicitou hvězdokupy, zatímco mateřská galaxie svou metalicitu průběžně zvyšuje.

P. Zhang aj. uvedli, že ve 3. katalogu družice Fermi, která studuje vesmír v pásmu energií až přes 300 GeV (záření gama), se nachází také 16 kulových hvězdokup, jež jsou zdroji energetického zá­ření gama. V nejnovějších měřeních družice však autoři nalezli dalších pět kulových hvězdokup včetně velmi známé hvězdokupy M15 (Peg; 10 kpc; ø 50 pc; stáří 12 Gr; metalicita 4 ‰ ʘ). Jak v této kompaktní hvězdokupě, tak i ve dvou dalších se nacházejí četné milisekundové rádiové i rentgenové pulsary, takže je velmi pravděpodobné, že právě tyto objekty jsou kolektivním zdrojem vysoce energetického záření gama.

Počítačové simulace vývoje kulových hvězdokup jsou obtížné, protože potřebný strojový čas roste s třetí mocninou počtu hvězd, má-li se pokrýt vývoj kulové hvězdokupy za 12 mld. let. Přitom v naší Galaxii známe přes 150 kulových hvězdokup a v galaxii M31 jich je kolem 500. Dosud nejú­spěšnější program AMUSE ( Astrophysical Multipurpose Software Environment) napsal S. Portegeis Zwart. Do programu se dají vkládat další moduly jako do stavebnice LEGO. Nejnovější program Dragon zveřejnili v únoru 2016 Long Wang aj. Představuje modely vývoje kulových hvězdokup během 12 mld. let. Modely obsahují 1 mil. hvězd a 5 % prvotních dvojhvězd. Program počítá dynamický vývoj hvězdokupy i hvězdný vývoj jednotlivých hvězd a dvojhvězd, odhaduje počet a dobu vzniku neutronových hvězd a hvězdných černých děr a uvažuje i vliv slapových sil. Během první miliardy let se vytvoří vnitřní jádro hvězdokupy, kde dominují hvězdné černé díry, jež se postupně slévají na intermediální černou díru. Naproti tomu vnější jádro se nehroutí a postupně se rozpíná. Když se počáteční funkce hmotnosti hvězd změní, mění se vý­znamně výsledek vývoje hvězdokupy, tj. výsledná funkce hustoty hvězd, raná ztráta hmoty hvězdokupy i relativní zastoupení hvězdných černých děr.

5.2. Naše Galaxie

J. Bland-Hawtorn a O. Gerhard v obsáhlém přehledovém článku o naší Galaxii zdůraznili, že jde o referenční etalon pro studium diskových spirálních galaxií, protože je to jediná soustava, v níž pozorujeme jak slabě svítící trpasličí hvězdy, tak extrémně svítivé veleobry. Nejstarší hvězdy našeho hvězdného ostrova poskytují informace o tom, jak takové soustavy vznikají, a mladší hvězdy jsou dokladem vývoje Galaxie během mnoha miliard let. Galaxie představuje svítivou spirálu s centrální příčkou ve tvaru burského oříšku, s dominujícím hvězdnými diskem a difuzním hvězdným halem. Velká část soudobé astrofyziky je závislá na důkladném průzkumu tohoto našeho kosmického domova.

S. Sharma aj. zveřejnili teoretický koncept nazvaný Galaxia, jenž má modelovat stavbu a vývoj naší Galaxie na základě pozorovacích údajů o jednotlivých populacích hvězd z již dokončených velkých přehlídek. Ukázali přitom na významnou pomoc při zpřesnění modelů díky asteroseismologii pod­statně zlepšených zásluhou jedinečné družice Kepler. První předběžné výsledky ukazují na dobrý souhlas modelů s pozorovanou fotometrií i průměrnými asteroseismologickými parametry. V blízké bu­doucnosti bude možné porovnávat výpočty modelů s rozloženími hmotnosti jednotlivých složek po­pulací, z nichž je Galaxie utvořena i jejich vývojem během 13 mld. let existence našeho kosmického domova.

Počítačové simulace kosmologického vývoje galaxií poukazují na hierarchickou strukturu sou­stav galaxií, kde by velké a hmotné galaxie, jako je ta naše měly být obklopeny stovkami trpasličích galaxií. Donedávna se zdálo, že naše Galaxie se této hierarchii vymyká, protože až dosud seznam sa­telitních trpasličích galaxií obsahoval jen pár desítek objektů. G. Torrealba aj. však nyní objevili ve veřejně přístupné přehlídce ATLAS, založené na datech z 2,6m přehlídkového teleskopu VST (ESO) výraznou trpasličí galaxii Crater 2 (vzdálenost 120 kpc), jež je čtvrtou největší trpasličí galaxií v okolí naší Galaxie. Byla objevena teprve nyní, protože její plošná jasnost je velmi nízká. Tím se po­tvrdilo, že právě nízká plošná jasnost trpasličích galaxií je příčinou, proč jich v okolí naší Galaxie vidíme tak málo. Jako již mnohokrát astronomy opět zaskočil výběrový efekt. Od chvíle, kdy začaly podobné hluboké přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a DES (Dark Energy Survey), se tempo objevů satelitních galaxií začalo zvyšovat.

Y. Huang aj. protáhli rotační křivku galaktických objektů až do vzdálenosti 100 kpc od centra Galaxie. Díky mnohovláknovému spektrometru LAMOST (Large sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; Xinglong, Čína; primární zrcadlo Schmidtovy komory ø 4 m; simultánní spektroskopie 4 tis. objektů pomocí roboticky nastavované vláknové optiky) pořídili spektra 16 tis. červených obrů ve shluku na větvi obrů v diagramu HR. Jde tedy o obry ve směru anticentra Galaxie, kteří mají efektivní teplotu 5 kK; absolutní hvězdnou velikost +0,5 MAG a prodělali heliový záblesk, takže zdrojem jejich zářivé energie je termonukleární přeměna helia na jádra těžších chemických prvků. K tomu přidali 5,7 tisíce obrů spektrální třídy K pozorovaných v halu Galaxie v pře­hlídkách SDSS/SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration). Odtud ob­drželi kruhovou oběžnou rychlost pro hvězdy ve vzdálenosti Slunce (8,1 kpc) od centra Galaxie: (240 ±6) km/s. Vůči tomuto standardu se ovšem Slunce pohybuje rychlostí (12 ±7) km/s. S rostoucí vzdáleností od centra se tato hodnota nemění až do vzdálenosti 25 kpc od centra Galaxie. Teprve pak začíná rotační křivka klesat, takže ve vzdálenosti 100 kpc od centra Galaxie se sníží na 150 km/s. Plynulý pokles křivky pro shluk červených obrů je však dvakrát narušen propadem rotační rychlosti ve vzdálenostech 11 a 19 kpc. Z celkového obrazu o rotačních rychlostech pak vychází viriálová hmotnost hala skryté látky (900 ±75) GMʘ.

M. Nessová aj. proměřili v projektu APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Ex­periment; 300 spekter naráz) spektra 70 tis. červených obrů až do vzdálenosti 15 kpc. Protože z toho­to kvalitního pozorovacího materiálu chtěli autoři získat představu o rozložení různě starých hvězd na­příč naší Galaxií,využili navíc světelných křivek červených obrů pořízených fotometrickými druži­cemi Kepler (NASA) a CoRoT (CNES/ESA). Kombinací obou zdrojů dat pak mohli určit hmotnost hvězd v celém souboru. Potvrdili tak domněnku, že nejstarší hvězdy se nacházejí v okolí centra Galaxie, zatímco mladší hvězdy převažují ve vnějších partiích galaktického disku. J. Johnson aj. zdů­raznili, že spektroskopické přehlídky, rotační periody hvězd a jejich asteroseismické parametry změřené družici Kepler v původním i náhradním projektu K2 zlepšily a rozšířily údaje o efektivních teplotách hvězd, což nakonec umožňuje určit i stáří jednotlivých hvězd i celých hvězdných populací. Tak se například ukázalo, že hvězdy ve vzdálenosti Slunce od centra Galaxie mají velmi rozdílné metalicity. Ve slunečním okolí byly dokonce identifikovány hvězdy, které souvisejí s tzv. modrými loudaly (blue stragglers) – hvězdami původně v těsných dvojhvězdách, které se omladily intenzivním přeno­sem hmoty mezi složkami. Tak se postupně rozvíjí nová velmi perspektivní disciplína – galaktická archeologie.

Ye Xu aj. podstatně zlepšili představu o spirálních ramenech v naší Galaxii na základě radiointerfe­rometrie VLBI. Autoři tak prokázali, že tzv. Orionova ostruha je ve skutečnosti lokálním spirálním ramenem v galaktické struktuře, protože zlepšená měření vzdálenosti do něj přeřadila oblasti tvorby hvězd dříve chybně zařazených do Perseova ramena. Právě oblasti tvorby hvězd jsou nejpřesnějším indikátorem, kudy jednotlivá spirální ramena vedou. Lokální rameno je dlouhé 6 kpc a dotýká se na svém vnějším konci Perseova ramena. Z Lokálního ramene vybíhá ostruha také do ramena ve Střelci. Díky vodním a methanolovým maserům v interstelárních mračnech se podařilo na frekvencích 22 GHz (14 mm) a 6,7 GHz (45 mm) výrazně zpřesnit vzdálenosti v Galaxii, takže oblast příč­ky Galaxie zabírá 4 kpc kolem centra a Slunce je od centra vzdáleno 8,1 kpc. Spirální struktura není tedy zdaleka tak čistá, jak vyplývalo z Linovy teorie hustotních vln. Budoucí teorie bude zřejmě daleko složitější. V. Bobylev a A. Bajková studovali strukturu Galaxie ve směru kolmém k hlavní rovině. Vertikální škálová výška poklesu hustoty hmoty dosahuje 40 pc, ale pro rozložení hvězdných asociací autoři dostali škálovou výšku 48 pc a pro cefeidy dokonce 66 pc. Slunce se nachází ve ver­tikální vzdálenosti 16 pc pod hlavní rovinou galaktického disku. Autoři dále odhadli, že v Galaxii se nyní nalézá na 5 tis. hvězdných asociací typu OB. V další práci A. Bajková a V. Bobylev stanovili z průběhu rotační křivky pro Galaxii její hmotnost v oblasti o poloměru 50 kpc: 400 GMʘ; v oblasti o poloměru 200 kpc dokonce 710 GMʘ.

I. Dékány aj. zveřejnili výsledky přehlídky Vía Láctea pomocí 4,1m přehlídkového teleskopu VIS­TA (Cerro Paranal, ESO), z nichž vyplývá, že naše Galaxie vznikla zhroucením zárodečného chuchvalce plynu do souvislého disku, v němž začaly vznikat první hvězdy. Jejich vznik zavdal pří­činu k nestabilitám jejich drah, takže řada hvězd se dostala na dráhy šikmo skloněné k hlavní rovině disku, takže postupně vytvořily výduť v centrální části vznikající galaxie. Většina hvězd ve výduti jsou tedy nejstarší hvězdy Galaxie, ale výduť neustále omlazují nově vznikající hvězdy z disku. E. Valentiová aj. odvodili z dat téže přehlídky, že úhrnná hmotnost hvězd ve výduti dosahuje 20 GMʘ, což je podstatně vyšší hodnota, než se dosud udávala.

E. Mussoux aj. sledovali kolísání aktivity zdroje Sgr A* od února do dubna 2014 v různých spekt­rálních oborech v době, kdy se k černé veledíře rekordně přiblížil podivuhodný mlhavý objekt G2. Během sledování zdroje zaznamenali autoři celkem 7 vzplanutí, z toho u tří pozorovali i zvýšení toku rentgenového záření. Vzplanutí v rentgenovém pásmu pozorovali pomocí družice Newton, v blízké infračervené oblasti díky kamerám WFC3/HST a SINFONI/VLT a rádiová měření probíhala na ob­servatořích VLA (Very Large Array; Socorro, N.M.) a CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy; Owens Valley; Kalifornie). V průběhu pozorovací kampaně nic nena­svědčovalo tomu, že by pozorovaná vzplanutí měla nějakou fyzikální souvislost s průletem objektu G2 perinigriconem dráhy kolem černé díry ve vzdálenosti 144 au.

M. Walls aj. se pokusili řešit otázku, proč okolí černé veledíry v jádře naší Galaxie svítí velmi slabě – desetmiliardkrát méně než je teoretická Eddingtonova svítivost. Pozorovali proto odlesky rentgenového záření na molekulových mračnech, která jsou od nás vzdálena o stovky až tisíce svě­telných let více než zmíněná veledíra, takže k nám putují se zpožděním a dostáváme tak záznam ak­tivity v okolí černé veledíry před tisíci lety. Zdá se, že v minulosti byla aktivita veledíry významně vyšší než je nyní (ve skutečnosti ̶ jaká byla před nějakými 26 tis. lety!). J. Bland-Hawthorn aj. však už dříve přišli s názorem, že existence tzv. Fermiho bublin a silné vyzařování z Magellanova proudu vzdáleného od naší Galaxie 50 ÷ 100 kpc svědčí o tom, že aktivita veledíry v centru Galaxie byla před milionem let velmi vysoká.

T. Fritz aj. podrobně zmapovali centrální hvězdokupu v naší Galaxii v úhlovém průměru 17′. Vyu­žili k tomu přehlídek z teleskopů VISTA a NACO/VLT jakož i kamery WFC3/IR HST. Zjistili, že hvězdokupa se skládá ze dvou složek, tj. z vnitřního mírně zploštělého kompaktního jádra a vnější cirkumnukleární hvězdné zóny. Poloviční světelný poloměr hvězdokupy činí 180 pc a jeho absolutní hvězdná velikost v infračerveném pásmu K dosahuje -16 MAG. Pomocí kamer NACO a SINFONI (VLT) mohli v centrální oblasti 1 ÷ 4 pc změřit >10 tis. vlastních pohybů hvězd a >2 500 radiálních rychlostí. Odtud obdrželi úhrnnou hmotnost hvězd v oblasti o úhlovém průměru 100″: 6,1 MMʘ.

A. Chael aj. pozorovali simultánně centrum naší Galaxie pomocí sítě EHT (Event Horizon Teles­cope) devíti špičkových radioteleskopů rozmístěných od Havaje přes kontinentální USA, Grónsko, Chile až po Francii a Španělsko. Síť pracovala na vlnové délce 1,3 mm (frekvence 231 GHz); navíc v polarimetrickém režimu. Měření v pravotočivé i levotočivé kruhové polarizaci probíhala zkříženě, takže umožnila měřit i lineární polarizaci, jež popisuje průběh a indukci magnetických polí v bezpro­středním okolí černé veledíry o hmotnosti 4,3 MMʘ v centru naší Galaxie (vzdálenost 8,1 kpc) s fa­ntastickým úhlovým rozlišením 25 mikrovteřin. Polarimetrický signál na velmi dlouhých základnách byl pro autory překvapením, protože to znamená, že v nejbližším okolí veledíry se vyskytují jak uspořádaná, tak i chaotická magnetická pole. Zároveň zjistili, jak tato pole ovlivňují pozorované úzké relativistické výtrysky plazmatu odnášející z okolí černých veleděr přebytečný moment hybnosti ma­teriálu, který pak na povrch veledíry dopadá. Dalším překvapením je výrazné kolísání indukce magne­tického pole na časové stupnici 15÷30 minut. Lze to vysvětlit silnou turbulencí plynu, jež usnadňuje jeho spolknutí veledírou. V současné době nejeví centrální veledíra žádné výtrysky, na rozdíl od mocných výtrysků veledíry v jádře galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16,4 Mpc; hmotnost veledíry 7 GMʘ). Obrovská hmotnost této veledíry znamená také, že lineární rozměr veledíry je 1,7tisíckrát větší než obzor událostí naší veledíry, takže se autoři po dalším zvýšení rozlišovací schopnosti EHT na 15 mikrovteřin chtějí pokusit studovat s podobným výkonem tuto vzdálenou veledíru.

P. Nemeth aj. změřili rychlosti dvou hvězd z přehlídky SDSS, jež evidentně z naší Galaxie prchají, protože jejich prostorová rychlost vůči centru Galaxie je dvakrát vyšší než u Slunce. Odtud odvodili hmotnost hala naší Galaxie: 3 GMʘ. E. Hodgesová-Klucková aj. změřili průměr hala 40 kpc jednak z radiálních rychlostí hvězd v čáře O VII, a dále z archivních údajů rentgenové družice New­ton. Oběžná rychlost hvězd v halu činí 183 km/s, zatímco průměrná rychlost hvězd v hlavním disku dosahuje 240 km/s.

L. Šubr a J. Haas simulovali fyzikální příčiny úprku hvězd z naší Galaxie hyperbolickými rychlost­mi modelem tenkého výstředného hvězdného disku, v němž se vyskytují mladé dvojhvězdy a jenž se nachází v centru Galaxie poblíž centrální černé veledíry. Přímou simulací problému N těles prokáza­li, že dráhy těsných dvojhvězd podléhají oscilacím vinou Lidovova-Kozaiova efektu. V důsledku efektu se dvojhvězdy nakonec dostanou do takové blízkosti černé veledíry, kde jejich vzájemnou gravitační vazbu zruší silné slapy od veledíry. Ztráta vazby se projeví prudkým vymrštěním alespoň jedné hvězdné složky na únikovou dráhu z Galaxie, zatímco druhá složka uvízne na protáhlé elip­tické dráze kolem veledíry – tak vznikají dosti početné hvězdy S obíhající centrální veledíry po značně výstředních drahách. Model rovněž vysvětluje okolnost, že pozorované prchající hvězdy se soustřeďují do jednoho privilegovaného směru vůči černé veledíře. K podobnému závěru dospěli ne­závisle také J. VanLandingham aj., kteří v simulacích ukázali, že obdobný mechanismus funguje i v případě přiblížení těsné dvojhvězdy k intermediální černé díře o hmotnosti v rozmezí 1÷10 kMʘ. V praxi to ale znamená, že takto vznikají prchající hvězdy vzácně; hlavním producentkou uprchlic se jeví centrální černá veledíra.

5.3. Místní soustava galaxií

A. Hamanowicz aj. využili databáze OGLE-IV ke zmapování prostorové struktury trpasličí sféroidální galaxie Sgr i její kulové hvězdokupy M54 (=NGC 6715). Použili k tomu parametry poloh 174 proměnných hvězd třídy RR Lyr a 4 cefeid. Rozložení proměnných hvězd prozradilo, že trpasličí galaxie podléhá slapovým deformacím vinou naší Galaxie, neboť se k ní přiblížila na vzdálenost 26,7 kpc. To nakonec povede k jejímu pohlcení v naší Galaxii.

Zdá se to skoro neuvěřitelné, že australský astronom amatér M. Sidonio objevil novou trpasličí galaxii poblíž Místní soustavy galaxií. V říjnu 2012 fotografoval pomocí 0,3m reflektoru galaxii NGC 253 (Scl; 8 mag; vzdálenost 3,5 Mpc) digitální kamerou. Při prohlížení snímku si povšiml pro­táhlého obláčku opodál. Následně 8,2m dalekohled Subaru na Mauna Kea podle A. Romanowskyho aj. po­tvrdil, že jde o trpasličí galaxii NGC 253-dw2, která je slapově rozbita zmíněnou velkou spirální galaxií. Její hlavní poloosa je dlouhá 2 kpc a průmět její vzdálenosti od NGC 253 činí jen 50 kpc, což vysvětluje její probíhající rozpad vinou slapů od hlavní galaxie této sousední místní soustavy. Zářivý výkon trpasličí galaxie dosahuje 2 MLʘ, tj. absolutní hvězdná velikost činí V= -10,7 MAG. Znovu se potvrzuje, že hmotné galaxie postupně roztrhají a pohltí své menší sourozence. Navíc je zřejmé, že zkušení amatéři i s nevelkými přístroji mohou stále významně přispívat k velkým astronomickým ob­jevům.

S. Elgueta aj. se zabývali nově objevenou oddělenou zákrytovou dvojhvězdou OGLE-LMC-ECL-25658 ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), jež se skládá ze dvou pozdních obřích hvězd spektrální tří­dy G, které obíhají kolem sebe po výstředné dráze s periodou ~200 d. Primární i sekundární zatmění je totální, což dalo naději na velmi přesné astronomické i fyzikální parametry soustavy. Autoři zkouma­li jak světelnou křivku, tak křivku radiálních rychlostí obou složek, takže určili jednotlivé parametry s přesností 15 %. Obě složky mají stejné hmotnosti 2,23 Mʘ i stejnou metalicitu 23 % sluneční meta­licity. Autoři odtud odvodili vzdálenost soustavy, a jelikož soustava se nachází poměrně daleko od ba­rycentra VMM, zavedli pro výpočet vzdálenosti těžiště VMM příslušnou korekci vyplývající z mode­lu rozložení hmotnosti v disku galaxie. Výsledná hodnota vzdálenosti VMM (50,3 ±0,5) kpc je ve velmi dobré shodě s dřívějšími měřeními. K téměř shodnému výsledku (50,1 ±0,4) kpc dospěli také L. Musella aj., kteří určili vzdálenosti 24 cefeid ve hvězdokupě NGC 1866 staré 140 Mr.

A. Jacyszyn-Dobrzeniecká aj. uvedli, že v katalogu OGLE-IV (Optical Gravitational Lensing Ex­periment) se nachází 9,4 tis. cefeid v základním pulsním módu, resp. v jeho první harmonice. Pro všechny cefeidy v souboru spočítali jejich vzdálenosti a tím zmapovali tvar a náklon VMM vůči pozorovateli. Východní část VMM je k nám nejblíže a hlavní rovina je vůči naší Galaxie skloněna pod úhlem 24°. Nejvíce pozorovaných cefeid ve VMM vzniklo před 100 mil. let. MMM má tvar protáhlého elipsoidu a funkce stáří cefeid má dva vrcholy: 110 Mr a 220 Mr. Mladší cefeidy se na­cházejí na straně MMM přivrácené k naší Galaxii, zatímco starší cefeidy jsou od nás nejdále. Autoři našli 9 cefeid v přemostění obou galaxií. Jejich polohy jsou doslova rozházené; nejbližší cefeida v mostu je k nám blíž než všechny cefeidy VMM, a nejvzdálenější je ještě dál než všechny cefeidy v MMM. S výjimkou jedné cefeidy jsou všechny cefeidy v mostu mladší než 300 Mr.

A. Bhardwaj aj. vyšli při mapování VMM jak z údajů OGLE, tak také z vlastních infračervených měření jasnosti v pásmech J, H, K, což jim umožnilo využít vztahu mezi periodou a svítivostí cefeid podle Wesenheitova vztahu, jenž je přesnější infračervenou analogií vztahu perioda-svítivost H. Leavittové. Určili tak fotometrické vzdálenosti pro téměř 1,3 tis. cefeid v centrální oblasti VMM. Obdrželi tak střední hodnotu vzdálenosti VMM 49,4 kpc s relativní chybou jen 3,3 %. Týmž postu­pem pak určili i vzdálenost galaxie M31 v Andromedě na základě fotometrických vzdálenosti pro 477 cefeid: 780 kpc s chybou 9,6 %. V závěru práce pak autoři shrnuli i vzdálenosti pro několik dalších členů Místní soustavy galaxií (poslední v tabulce je galaxie v sousední místní soustavě v sou­hvězdí Sochaře):

Galaxie Souhvězdí Počet cefeid Vzdálenost (kpc) Chyba (%)
MMM Tukan 602 64,0 2,3
NGC 6822 Střelec 20 48,1 2,8
IC 1613 Velryba 23 711,2 3,2
M 33 Trojúhelník 24 875,0 1,9
NGC 247 Velryba 10 3311,1 4,2

A. Bhardwaj aj. podobně v další práci určovali z materiálu přehlídky OGLE-III vztah Leavittové v infračervené modifikaci podle Wesenheita pro více než 1,6 tis. cefeid v MMM pulsujících v první harmonice. Obdrželi tak diferenciální modul vzdáleností mezi VMM a MMM a odtud jejich vzá­jemnou vzdálenost 12,53 kpc, takže MMM se nachází ve vzdálenosti 61,9 kpc od centra naší Galaxie.

Na tuto práci navázali V. Ripepi aj., kteří pomocí kamery VIRCAM (hmotnost kamery 3 t!) přehlídkového 4,1m teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy; ESO; Cerro Paranal) sledovali světelné křivky téměř 4,2 tis. klasických cefeid v MMMpulsujících v zá­kladním módu.. Obdrželi tak diferenciální vzdálenost obou Mračen 12,93 kpc a pro vzdálenost tě­žiště MMM od centra Galaxie 63,39 kpc. resp. 64,27 kpc, když vzali navíc v úvahu vzdálenosti ce­feid v MMM, které jsou součástí zákrytových dvojhvězd. Vzdálenost MMM určovali také V. Scowcroftová aj. pomocí kosmického teleskopu SST, jenž pozoroval cefeidy ve středním infračer­veném pásmu. Dostali tak diferenciální vzdálenost obou Mračen 12,47 kpc a vzdálenost Malého mračna od centra Galaxie (62,0 ± 0,3) kpc, tj. relativní přesnost ± 0,5 %. Z měření dále vyplynulo, že disk MMM je vůči nám nakloněn tak, že jeho východní okraj je o 20 kpc blíže než západní okraj. Měření ve středním infračerveném pásmu jsou zřetelně přesnější, než měření v blízkém infračerveném nebo optickém pásmu. V každém případě měření vzdáleností obou Mračen mají klíčový význam pro zlepšení přesnosti a zmenšení systematických chyb v kosmologickém žebříku vzdáleností; proto se zpřesňování těchto měření dvou nejdůležitějších spodních příček věnuje trvalá pozornost.

E. D'Onghiaová a A. Fox v přehledovém článku shrnuli současné poznatky o Magellanově proudu, jenž obepíná naši Galaxii propletenými vlákny na závětrné straně relativního pohybu Mračen vůči Galaxii a společně s návětrným ramenem dosahuje na obloze úhlové délky 200°. Všeobecně se sou­dí, že Proud vznikl díky slapovým silám tří členů kosmického mariáše a vlečnými tlaky (ram pressu­re forces) vyvolanými korónou naší Galaxie. Proud se dá popsat hydrodynamickými simulacemi, jež ukazují, že Galaxie tak akrecí získává plyn z Proudu, který způsobí ke zvýšení tempa vzniku nových hvězd. Autoři se dále zabývají původem, chemickým složením, fyzikálními poměry, dynamikou a budoucím osudem Magellanovy soustavy a průchody obou Mračen v blízkosti naší Galaxie.

J. Salomon aj. využili 40 satelitních trpasličích galaxií v okolí M31 k určení tangenciální rychlosti celého systému. Obdrželi pro východní složku rychlost 111 km/s a pro severní složku 99 km/s, takže výsledná tangenciální rychlost dosahuje 150 km/s, což je překvapivě vysoká hodnota. Radiální rychlost přibližování soustavy satelitů k naší Galaxii opravená o pekuliární rychlost Slunce činí (-87,5 ±13,8) km/s. To je v prvním přiblížení táž hodnota korigované radiální rychlosti přibližování jako pro samotnou M31 (-103,9 ±4,0) km/s. Vzniká tak pochybnost, zda je tzv. Místní soustava gravitačně vázaná, a nejde spíše o Místní oblet? Už v r. 2013 C. Partridge aj. odhadli, že M31 a naše Galaxie se minou v minimální vzdálenosti 550 kpc, což ovšem vyvolá významné slapové poruchy v obou soustavách.

J. Peñarrubia aj. se pokusili zlepšit hodnotu hmotnosti VMM, protože se ukázalo, že dosavadní ne­přesnost se podepisuje na systematicky nižším vyčíslení hmotnosti Místní soustavy galaxií. K tomu cíli změřili vzdálenosti a rychlosti náhodných pohybů všech galaxií až do vzdálenosti 3 Mpc, dále pak relativní rychlost Galaxie vůči galaxii M31 odvozenou z měření HST a jako další parametr uva­žovali hmotnost VMM (250 ±9) GMʘ. Tato hodnota naznačuje, že VMM je ponořeno do rozsáhlého hala skryté látky a vyvolává významné poruchy gravitačního potenciálu naší Galaxie. Pak jim vyšly hmotnosti Galaxie (1,04 ±0,25) TMʘ; M31 (1,33 ±0,36) TMʘ a celé Místní soustavy (2,64 ±0,40) TMʘ.

Jak ukázali M. Boylan-Kolchin aj., studium Místní soustavy může výrazně posloužit k poznání vlastností raného vesmíru, neboť její současný rozměr ~2 Mpc odpovídá v raném vesmíru útvaru o průměru ~ 7 Mpc (objemu 350 Mpc3). V raném vesmíru v čase před 13 Gr byla v tomto objemu (včetně skryté látky) soustředěna hmotnost ~ 2 GMʘ. Tato oblast je o něco větší než dnešní rozměr Hubbleova Ultrahlubokého pole (HUDF). Proto je současná Místní soustava srovnatelná s tehdejší daleko větší oblastí, jež se od té doby působením vlastní gravitace postupně zmenšuje. Lze tak dnes docela blízko sledovat zejména vznik a zastoupení trpasličích galaxií, a tak se docela lacino prodrat do nejranějších počátků tvorby galaxií v raném vesmíru.

5.4. Galaxie v lokálním vesmíru

M. Membrado a A. Pacheco revidovali hmotnosti nejbližších galaxií (včetně skryté látky) započtením jejich viriálových rozměrů a dostali pro naši Galaxii hodnotu (8,9 ±2,8).1011 Mʘ a dále pro M31 (12,5 ±2,5).1011Mʘ; M81 (21,5 ±7,7).1011Mʘ; Cen A (7,9 ±2,6).1011Mʘ a IC 324 Maffei (7,9 ± 2,6).1011Mʘ. Odtud jim vyšlo, že v lokální kouli o poloměru 5 Mpc je hustota vesmírné látky 4,5× vyšší, než je průměr v celém pozorovatelném vesmíru

K. McQuin aj. Využili HST ke zlepšení hodnoty vzdálenosti populární galaxie M104 (Sombrero; NGC 4594). Její unikátní morfologie měla totiž tu nevýhodu, že vzdálenosti určené standardními metodami se dramaticky lišily v rozmezí 6,2 ÷ 21,7 Mpc! Kamery WST a ACS zobrazily 13,5 tis. hvězd asymptotické větve červených obrů ve dvou filtrech a odtud autoři určili špičku diagramu barva-jasnost. Dostali tak pro vzdálenost galaxie dosti přesnou hodnotu 9,55 ± 0,35 Mpc (relativní chyba ±4 %). Podobně zlepšili vzdálenost pro galaxii M51 (CVn; Vír). Obdrželi tak vzdálenost (8,6 ±0,1) Mpc s relativní chybou ±1,2 %. Podobným způsobem chtějí autoři v budoucnosti zpřesnit dosud ne­jisté vzdálenosti dalších relativně blízkých galaxií M63 a M74.

J. Irwin aj. vyšli z poznatku, že v r. 2005 zaznamenaly rentgenové družice dvě podivná vzplanutí zdroje v blízkosti galaxie NGC 4697 (Vir; vzdálenost 12÷15 Mpc) v intervalu 4 let. Rentgenová svě­telná křivka se pokaždé během minuty zjasnila ~ 90×. V maximu dosáhl zářivý výkon vzplanutí hodnoty 1032 W. Prozkoumali proto archivní údaje nejvýkonnějších rentgenových družic Chandra a Newton v okolí 70 relativně blízkých galaxií a uspěli ve dvou případech. Jedno vzplanutí nalezli v blíz­kosti galaxie NGC 4636 Vir; 16 Mpc) a dalších pět vzplanutí v okolí nejbližší galaxie s aktivním jádrem Centaurus A (NGC 5128; vzdálenost ~ 4 Mpc). Udivující byl maximální zářivý výkon vzplanutí 1034 ÷1035 W! To jsou zářivé výkony minimálně o dva řády vyšší, než fyzikální zákony dovolují dosáhnout neutronové hvězdě. Přitom nárůst výkonu je rychlý – proběhne během minuty, kdežto pokles do minima trvá celou hodinu. Pokud by šlo o jedinečné události, tak by se vzplanutí dalo vy­světlit jako zánik mladé hvězdy v podobě mimořádně svítivé supernovy. Jenže zmíněná vzplanutí se odehrávají pouze na perifériích galaxií, kde se nacházejí jen velmi staré hvězdy. Neutronové hvězdy s extrémně silnou indukcí magnetického pole (magnetary), jež se vyskytují v naší Galaxii, dokáží sice při výbuchu i na tu obrovskou dálku ovlivnit stav zemské ionosféry, ale tato vzplanutí trvají jen zlomky sekundy. Neutronové hvězdy, které mají za průvodce běžnou hvězdu, vysávají ze svého prů­vodce vodík, jenž se usazuje na povrchu neutronové hvězdy a po čase vzplane termonukleární reakcí, která však trvá jen pár minut a navíc je v nejlepším případě o dva řády slabší než ona záhadná vzplanutí. Jelikož se zatím pokaždé pozorují až na perifériich jasných galaxií buď v kulových hvězdokupách, anebo dokonce v satelitních trpasličích galaxiích, soudí autoři práce, že za tyto úkazy jsou odpovědné černé díry o intermediálních hmotnostech 100÷1 000 Mʘ. Pokud je takový bumbrlí­ček doprovázen běžnou hvězdou na silně protáhlé dráze, tak pozorujeme opakovaná vzplanutí, když hvězda prochází perinigriconem své dráhy.

C. Conroy aj. se zaměřili na krátkodobé změny jasnosti obří eliptické galaxie M87 obsahující při­bližně 1012 hvězd, tj. asi stonásobek počtu hvězd v naší Galaxii. M87 je centrem nadkupy galaxií v souhvězdí Panny, do níž patří i naše Galaxie. Využili k tomu 52 archivních snímků M87 pořízených v průběhu 72 dnů r. 2005 kamerou ACS (Advanced Camera for Surveys) ve dvou filtrech 606 nm a 814 nm, přičemž každá expozice trvala 24 min. V takto obří galaxii s vysokým počtem hvězd očekávali, že jasnost jednotlivých snímaných pixelů (obsahujících ve vzdálenosti 16,4 Mpc desítky ti­síc až desítky milionů hvězd) bude v krátké časové stupnici stovek dnů stálá, protože v tak velkém počtu hvězd ̶ byť i s proměnnou jasností - se v tom počtu náhodné fluktuace vyrovnají. Navíc je většina hvězd v M87 velmi starých (řádově 10 Gr), takže i to by mělo přispět k nulovému výsledku. K pře­kvapení autorů však objevili měřitelné fluktuace u 24 % proměřovaných pixelů z celkového počtu 200 tis. pixelů. Amplitudy změn jasnosti dosahovaly až 1,5 %, což znamená, že v přepočtu na celou galaxii se tam nachází asi 72 tis. dlouhoperiodických proměnných v asymptotické větvi obrů. Hvězdy tohoto typu se vyznačují řádovými změnami své jasnosti v periodách 80 ÷ 1 000 dnů (viz Mira Ceti v naší Galaxii, která má průměrnou periodu změn jasnosti 330 dnů a její jasnost kolísá až o tři řády!). Háček je ovšem v tom, že z těchto měření vychází, že pobyt hvězd na asymptotické větvi obrů je relativně velmi krátký, dokonce o třetinu kratší, než dosud vycházelo z modelů hvězdného vývoje.

T. Holoien aj. pozorovali pomocí přehlídkového systému ASASSN(All-Sky Automated Survey for SuperNovae) a družice Swift nápadné zjasnění v centru galaxie 2MASX J2039-3054 (vzdálenost 216 Mpc). Výrazné zjasnění ASASSN-15oi započalo v červenci 2015 a autoři sledovali jeho rychlý nárůst a povlovný pokles celé 3,5 měsíce. Maximální zářivý výkon dosáhl 1,3.1037 W a během sledování zdroj vyzářil energii 6,6.1043 J. Ve spektru úkazu byly pozorován široké čáry hélia a silné modré spojité spektrum. Teploty ve zdroji stoupaly z 20 kK na dvojnásobek, zatímco zářivý výkon zdroje klesl z maxima během té doby 7×. Příčinou vzplanutí bylo pravděpodobně slapové roztrhání hvězdy v těsné blízkosti cent­rální černé veledíry.

M. Brienza aj. využili evropské anténní soustavy LOFAR (Low-Frequency Array) k objevu rozměrné (ø 700 kpc) radiogalaxie s nízkou plošnou jasností na vlnové délce 2,0 m (150 MHz). Po objevu pak rozšířili rádiová měření až do vlnové délky 1,85 m (162 MHz). Následně pak radiogalaxii pozo­rovali pomocí aperturně syntetické soustavy radioteleskopů v holandském Westerborku (14 parabol ø 25 m na základně o délce 2,7 km) v okolí čáry H I (211 mm; 1,42 GHz) a na vlnové délce 6 mm (4,9 GHz). Tyto údaje pak doplnili z archivu velkých radioteleskopů, takže získali docela jasnou představu o povaze zmíněné radiogalaxie, protože v téže poloze nalezli v infračerveném katalogu 2MASS dvě galaxie v poloze J1828+4914 vzdálené od nás 211 Mpc. Jejich optické jasnosti dosahují v infračerveném pásmu K (2,1 µm) jasností 12,9 a 13,8 mag. Projekce jejich vzájemné vzdálenosti činí 15 kpc a radiogalaxie je zřejmě totožná s jasnější složkou páru, zatímco slabší složka nepo­chybně ovlivnila vývoj své jasnější partnerky. Tak se autorům podařilo ukázat, že objevená radi­ogalaxie má svá nejlepší léta již za sebou, protože její kolimované výtrysky už nejsou pozorovány. Jejich zdroj v centru galaxie v bezprostředním okolí černé veledíry vyhasl před 60 mil. let. Předtím byla galaxie aktivní po dobu asi 15 mil. let. Jde o první pozorovaný případ takového scénáře a je pravděpodobné, že plánované přehlídky na metrových rádiových vlnách přinesou další podobné ob­jevy.

B. Boccardi aj. studovali prototyp galaxií s aktivním jádrem Cygnus A (vzdálenost 249 Mpc), u něhož pozorujeme oba výtrysky – jeden směřující šikmo k nám a druhý šikmo od nás. Díky globální radi­ointerferometrii VLTI na vlnové délce 7 mm (42,8 GHz) docílili úhlového rozlišení 90 µas, tj. line­árně 400 RSchwarzschild, přičemž černá veledíra v centru Cyg A má úctyhodnou hmotnost 2,5 GMʘ. Jak čelní, tak i zadní výtrysk mají široké vrcholové úhly 10°, a jejich rychlosti se průběžně zvyšují až do vzdálenosti 104 RS od veledíry, což dokládá, že jde o urychlování spirálovým magnetickým polem. Podle J. Scharwächtera aj. se ještě hmotnější veledíra nalézá v centru čočkovité galaxie NGC 1277 (vzdálenost 73 Mpc) v kupě galaxií v Perseovi. Autoři snímkovali okolí jádra galaxie milimetrovým interferometrem IRAM (Institut de RAdioastronomie Millimétrique; Plateau de Bure, Francouzské Alpy; 7 parabol; ø 15 m; délka základny až 768 m; úhlové rozlišení 0,9" – 2,9"). Aparatura tak mohla rozlišit strukturu galaxie s lineárním rozlišením až 320 pc. V jádře galaxie se podle údajů o molekule CO nachází 150 MMʘ molekulového plynu, jenž obíhá černou veledíru rychlostí 550 km/s. Odtud vyplývá, že veledíra může mít hmotnost až 17 GMʘ. Rozhodně však má hmotnost >5 GMʘ. Tím se vymyká z průběhu lineárního vztahu mezi hmotností centrální veledíry a hmotností celé galaxie – jde tedy o mimořádně obézní veledíru.

F. Gao aj. dokázali pomocí radiointerferometrie VLBI změřit trigonometricky vzdálenost megamase­rové galaxie NGC 5765b (Vir). Pomocí spektrálních čar vodního megamaseru se jim podařilo zpřesnit vzdálenost galaxie na (126 ±12) Mpc. Jádro galaxie má hmotnost 45 MMʘ. Autoři tak mohli odvodit i lokální hodnotu Hubbleovy-Lemaîtrovy konstanty (66,0 ±6,0) km/s/Mpc.

N. Bergvall aj. využili databáze SDSS DR7 k nové rekonstrukci podmínek pro překotnou tvorbu hvězd v lokálním vesmíru (interval vzdáleností 85÷1 300 Mpc). Především se jim podařilo dosáh­nout shody v hodnotách dynamické a fotometrické hmotností galaxií, jež vykazují překotnou tvorbu hvězd pro dvousložkový model (hvězdy a interstelární plyn) v intervalu hmotností 109 ÷1011,5 Mʘ. Autoři pak mezi galaxie s překotnou tvorbou hvězd zařadili pouze ty galaxie, které mají v sou­časnosti více než trojnásobek předchozího tempa tvorby hvězd (SFR = Star Formation Rate). V sle­dovaném souboru galaxií tak našli jen 1 % galaxií SFR, jež v lokálním vesmíru produkují 3÷6 % mladých hvězd. Éra SFR však trvá poměrně krátce; medián dosahuje 70 Mr. Pro SFR = 60 však trvání éry SFR klesá na 10 Mr. Autoři nenašli žádné galaxie, v nichž by se éra SFR odehrála před >1 Gr. Fáze po skončení éry SFR trvá minimálně 100 Mr a s hmotností galaxie stoupá až na dvojná­sobek času. Statistika pro vysoce svítivé galaxie, kde už éra skončila, je však negativně ovlivněna vysokým zastoupením prachu. Pravděpodobně je jich dokonce o řád více a éra aktivních jader galaxií (Active Galaxy Nucleus = AGN) následuje až po éře SFR.

Ačkoliv jsou hvězdy v galaxiích běžným zbožím, větší část klasické látky vesmíru se ve skutečnosti nalézá ve zdánlivě prázdném prostoru mezi galaxiemi. Nejlépe to je vidět díky přehlídkám svítící lát­ky, který představuje poměrně řídkou pavučinu s malými uzlíky a mezi vlákny pavučiny je tma. Vývoj vesmíru od Velkého třesku se vlastně po celou dobu týká nejhmotnější složky zářivé látky, tj. jader a atomů vodíku. Jádra vodíku vznikla sice už během prvních tří minut existence vesmíru, ale atomy vodíku až ve věku 375 tis. let po Velkém třesku, když se látka vesmíru dostatečně ochladila, aby se elektrony mohly přidružit k protonům. Tehdy započalo období šerověku (dark ages), které trvalo až do vzniku prvního pokolení hvězd v době kolem 200 milionů let po Velkém třesku. Hvězdy vysílaly do interstelárního prostoru také energetické fotony, které dokázaly ionizovat atomy vodíku, když měly vlnovou délku kratší než 91 nm, tj energie >13,6 eV. Problémem však zůstává, že v okolí hvězd v galaxiích je spousta materiálu, který toto záření pohlcuje, takže se nedostane do intergalak­tického prostoru, čili vesmír se nerozsvítí. Modelové výpočty naznačují, že epocha reionizace inter­galaktického prostoru musela začít nejpozději v čase 400 mil. let po Velkém třesku. Počet dostatečně hmotných galaxií, které by mohly intergalaktický prostor účinně reionizovat, je však výrazně nižší, než aby se reionizace povedla. Drobné velmi vzdálené galaxie nejsme dosud schopni pozorovat.

Naštěstí se Y, Izotovi aj. podařilo pozorovat blízkou málo hmotnou galaxii J0925+1403 (vzdálenost 1,1 Gpc; stáří 10,3 Gr po Velkém třesku), která vyniká překotnou tvorbou hvězd, takže 8 % ionizují­cího záření se prodere skrze galaxii do intergalaktického prostoru. Galaxie patří do nové třídy málo hmotných galaxií, kterým se říká „zelené hrášky“ (green peas). První hrášek (Hanny´s Voorwerp; LMi) objevila v r. 2007 holandská učitelka hudby Hanny Van Arkelová, která se zapojila do meziná­rodního projektu Galaxy Zoo, v němž dobrovolníci klasifikovali galaxie. Když uvážíme, že ve sku­tečnosti bylo malých galaxií určitě i v raném vesmíru mnohem více než těch obřích, tak se zdá, že je oříšek reionizace vesmíru blízký rozlousknutí. Máme totiž dobré důkazy o tom, že v čase 1 Gr po Velkém třesku už byl celý intergalaktický prostor vesmíru plně reionizován, což dokázaly svým kolektivním úsilím právě ty nejdrobnější galaxie.

5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

J. Thomasovi aj. se podařil kapitální úlovek zatím nejhmotnější černé veledíry (17 GMʘ) v jádře galaxie NGC 1600, což je docela blízká (64 Mpc) osamělá eliptická galaxie poblíž centra shluku galaxií v souhvězdí Eridanu. Galaxie o hmotnosti 1 TMʘ je produktem srážky dvou hmotných galaxií, jež se odehrála asi před 4 mld. let. Je obklopena minimálně 30 satelitními trpasličími galaxiemi. Dosud se soudilo, že takto obří hmotnosti veleděr se vyskytují pouze v centrech kup galaxií – dobrým příkladem jsou spící černé veledíry v galaxiích NGC 3842 (kupa ve Lvu) a NGC 4889 (kupa ve Vlasech Bereniky). Obě veledíry už patrně pohltily veškerý pro ně dostupný materiál, takže jejich okolí vyzařuje slabě, podobně jako okolí černé veledíry v jádře naší Galaxie. Nový objev však naznačuje že rekordně hmotné veledíry se mohou nacházet i mimo centra kup galaxií.

P. van Dokkum aj. nalezli v kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky (vzdálenost 100 Mpc) větší počet velkých galaxií vyznačujících se velmi nízkou plošnou jasností. Tato populace ultradifuzních galaxií se vyznačuje paradoxně vysokými hmotnostmi těchto objektů. Autoři věnovali 13,5 h expozic spektrografem DEIMOS (Deep Imaging Multi-Object Spectrograph) u dalekohledu Keck-II největší galaxii tohoto typu, která nese jméno Dragonfly 44 (Vážka; lineární poloměr 4,6 kpc; hmotnost 7 GMʘ; poměr hmotnost/svítivost 48). Odtud vyplývá překvapivý výsledek, že galaxie obsahuje jen 0,1 % standardní zářící látky, zatímco skrytá látka zde tvoří plných 99,9 % hmotnosti galaxie (řádově 1 TMʘ).

M. Bilicki s rozsáhlým týmem spolupracovníků porovnali navzájem dvě dosud největší fotometrické katalogy galaxií získané jednak infračervenou družicí WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), a dále digitálními skeny fotografické přehlídky UKST/POSS II. Oba katalogy pokrývají téměř 70 % oblohy mimo tzv. opomíjené pásmo a obsahují v průměru přes 650 galaxií na čtvereční stupeň oblohy. Jelikož jde o měření jasnosti galaxií ve čtyřech oddělených spektrálních pásmech, bylo tak možné odvodit z fotometrie přibližné vzdálenosti pro bezmála 20 milionů galaxií. Medián jejich vzdáleností dosahuje 750 Mpc s průměrnou chybou ± 17 % a celkový obraz o trojrozměrném rozložení těchto galaxií sahá až do vzdálenosti 1,33 Gpc od nás.

J. van Weeren s velkým týmem spolupracovníků studovali vlastnosti objektu RX J0603.3+4214 („Zubní kartáček“; vzdálenost 830 Mpc) pomocí obří evropské anténní soustavy LOFAR (LOw Frequency Array) ve frekvenčních pásmech 120 a 181 MHz (vlnové délky 1,66÷2,50 m) ve stejnojmenné kupě galaxií. Velmi kvalitní pozorování v této dosud málo prozkoumané oblasti rádiového spektra pak porovnali s měřeními rádiových aparatur VLA (Socorro, USA); GMRT (Pune, Indie) a rentgenové družice Chandra. Autorům se tak podařilo získat nové údaje o akustických rázových vlnách, jež vznikají během splývání a prostupování galaxií v kupě a jejich úloze při obnovování urychlování částic na relativistické rychlosti. Autoři pozorovali nadzvukové rázové vlny s průměrným Machovým číslem 2,8.

Desítky tisíc dobrovolníků z celého světa se podíleli na projektu Galaxy Zoo, jehož cílem od r. 2007 bylo vizuálně klasifikovat morfologii téměř milion galaxií snímkovaných pomocí 2,5m zrcadla SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Zkušenost dobrovolníků však nyní umožnila podobným způsobem klasifikovat morfologii 48 tis. galaxií v projektu HST CANDELS (Cosmic And Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey). B. Simmons aj tak klasifikovali každou galaxii nezávisle alespoň 40 dobrovolníky, kteří sledovali výskyt shlukování materiálu, nestabilitu příček, rozvinutost spirální struktury, prolínání galaxií a slapové jevy. Získali tak homogenní klasifikace pro galaxie v rozmezí vzdálenosti 2,4÷3,6 Gpc. Následně K. Willet aj v třetí fázi projektu GZH (Galaxy Zoo Hst) klasifikovali téměř 120 tis. galaxií na základě snímků v pásmu 814 nm s barevnou mezní hvězdnou velikosti <26,8 mag. Dobrovolníci klasifikovali galaxie s dominujícími výdutěmí nebo disky, detaily spirální struktury disků, výskyt příček, shlukování materiálů a geometrické tvary. Medián vzdáleností zmíněného souboru činil 2,3 Gpc, ale rozložení vzdáleností galaxií bylo zřetelně nesouměrné (1,0÷3,7 Gpc).

T. Di´az-Santos aj. studovali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA dosud nejsvítivější známou galaxii W2246-0526 (zářivý výkon 350 TLʘ = 1,3.1041 W; stáří 1,3 mld. let; vzdálenost 3,8 Gpc). Autoři zobrazili galaxii v čáře 157,7 μm [C II] a zjistili, že interstelární prostředí tam podléhá silným turbulencím. Galaxie v čase 1,4 mld. let po Velkém třesku marnotratně rozhazovala horký plyn, jenž z ní odtékal rychlostí 550 km/s.

K.-H. Huang aj. využili obřího spektrografu DEIMOS (DEep Imaging Multi-Object Spectrograph) Keckova 10m teleskopu a HST k objevu extrémně vzdálené galaxie zobrazené gravitační čočkou v podobě kupy galaxií MACS J2129.4−0741. Z červeného posuvu z = 6,85 vyplývá vzdálenost čočkované galaxie 4,0 Gpc, tj. stáří galaxie 800 mil. let po Velkém třesku. V té době představovala hmotnost všech hvězd galaxie jen 15 MMʘ, takže autorům se podařilo objevit zatím nejméně hmotnou galaxii v kosmologické epoše na konci šerověku (dark ages) vesmíru. Objev tak posílil názor, že o reionizaci vesmíru se nejvíce postaraly právě nejmenší vzniklé galaxie, které byly zdrojem silného ultrafialového záření.

V. Calvi aj. hledali pomocí kamery WFC 3 HST v projektu BoRG (Brightest of the Reionizing Galaxies) nejjasnější nečočkované galaxie ve stáří do 700 mil. let po Velkém třesku. Vyhledávání probíhalo souběžným snímkováním v pěti spektrálních filtrech v rozmezí vlnových délek 0,35 ÷ 1,7 μm. Autoři našli pět kandidátů s červenými posuvy z = 8,3÷10 (stáří 480÷615 Mr). Podle jejich názoru jde o vhodné cíle pro podrobné zkoumání vzájemných souvislostí mezi přibýváním skryté látky pro stavbu galaxie a reionizaci okolí.

C. Conselice aj. zjistili, že odhady počtu galaxií v pozorovatelné části vesmíru založené na pozorování Ultrahlubokého pole HST (UDF) jsou ve skutečnosti podceněny! Pro statistiku jsou totiž zmíněné málo hmotné galaxie v hlubinách vesmíru těžko dohledatelné. Když uvažovali spodní mez hmotnosti hvězd v nejstarších galaxiích 1 MMʘ a současnou funkci počtu galaxií v závislosti na stáří vesmíru, dospěli k závěru, že v čase 650 Mr po Velkém třesku se v pozorovatelné oblasti vesmíru již nacházely 2 bilióny galaxií, jejichž souhrnné záření v optické a blízké infračervené oblasti tvoří pozorované pozadí jasnosti oblohy.

P. Oesch aj. objevili pomocí grismové (grating – prism) kamery WFC3/IR HST galaxii GN-z11 (poloha 1236+6214) s červeným posuvem z = 11,1 ve věku 400 Mr po Velkém třesku. Využili k určení vzdálenosti galaxie posunuté polohy hrany Lymanovy série pro vodík do infračervené oblasti spektra (vlnová délka 1,47 μm). Odtud pak odvodili její třikrát vyšší zářivý výkon v ultrafialovém pásmu spektra v porovnání s typickými mladými galaxiemi shodného stáří. Úhrnná hmotnost hvězd zmíněné galaxie dosahuje 109 Mʘ, její průměr 1,2 kpc a tempo tvorby hvězd 20 Mʘ/rok. Díky tomuto pozorování se posunula spektroskopická hranice reionizace o dalších 150 mil. let před vrchol éry ionizace (600 mil. let po Velkém třesku). To znamená, že již ve stáří vesmíru 450 mil. let po Velkém třesku probíhala v tehdejších galaxiích intenzivní tvorba hvězd. Je proto pravděpodobné, že budoucí kosmické teleskopy JWST a WFIRST zobrazí zárodky prvního pokolení galaxií.

5.6. Gravitační mikročočky

L. Wyrzykowski aj. upozornili na výběrový efekt, jenž usnadňuje objev hvězdných pozůstatků (bílých trpaslíků, neutronových hvězd a hvězdných černých děr) v binárních soustavách, které mezi sebou nápadně interagují a tím se snadno prozradí. Jen vzácně se podaří objevit osamělou neutronovou hvězdu nebo hvězdnou černou díru, ačkoliv je jisté, že takových objektů musí být mnoho. Autoři proto prohlédli gigantickou databázi OGLE-III (Optical Gravitational Lensing Experiment; širokoúhlá kamera 8×8 kpix na polském 1,3m reflektoru na observatoři Las Campanas v Chile) obsahující obrazy 150 mil. objektů pozorovaných v letech 2001-2009. Nalezli 59 případů gravitačních mikročoček, z nichž 13 patří mezi osamělé hvězdné pozůstatky. Pro tyto mikročočky dokázali určit jejich hmotnost i vzdálenost. Nejvyšší hmotnost 9,3 Mʘ má hvězdná černá díra ve vzdálenosti 2,4 kpc od Slunce..

J.-P. Beaulieu aj. zjistili za pomocí rozboru světelné křivky úkazu OGLE-IV 2012-BLG-0026 (zorné pole 1,4 □°) čtyřmi dalšími teleskopy (včetně 10m Keck a 8,2m Subaru na Mauna Kea), že kolem čočkující hvězdy hvězdy sp. třídy G V (hmotnost 1,05 Mʘ; vzdálenost 4,0 kpc) obíhají dvě obří exoplanety o hmotnostech 0,14 MJ a 0,86 MJ ve vzdálenostech 4,0 a 4,8 au. Další pozorování obřími dalekohledy umožní dokonce z metalicity hvězdy odhadnout stáří soustavy. W. Zhu s velkým týmem spolupracovníků kosmických aparátů SST, WISE a pozemních přístrojů OGLE. KMTNET, ROBONET a MINDSTEP zjistili, že gravitační mikročočka OGLE-2015-BLG-1268 je osamělým hnědým trpaslíkem o hmotnosti 45 MJ , a další úkaz OGLE-2015-BLG-0763 osamělou hvězdou o hmotnosti 0,5 Mʘ ve vzdálenosti 6,9 kpc. Autoři upozornili, že když se kombinují po­zemní měření mikročočky s údaji kosmických teleskopů, přispěje to k výraznému zlepšení hodnot hmotnosti pro osamělé mikročočky. Také Y. Shvartzvald a velký tým identifikovali díky kosmickým teleskopům SST a Swift binární mikročočku OGLE-2015-BLG-1319 jako trpasličí hvězdu sp. Tří­dy K, kolem níž obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti 30÷65 MJ. Soustava ve vzdálenosti 5 kpc patří do výdutě naší Galaxie.

C. Han s dalším rozsáhlým týmem analyzovali světelnou křivku binární mikročočky OGLE-2015-BLG-0479LA,B, jak byla pozorována na zemi a souběžně SST. Kaustické špičky světelných kři­vek na Zemi a na kosmickém teleskopu SST byly vůči sobě posunuty o celých 13 dnů, což umožnilo zpřesnit vzdálenost mikročočky na 3 kpc a určit hmotnosti obou složek spektrální třídy G: 1,0 a 0,9 Mʘ. A. Santerne aj. se vrátili k rozboru velmi jasné binární mikročočky OGLE-2011-BLG-0417, protože se díky spektrografu UVES VLT (ESO) nepotvrdily předpokládané periodické změny radiálních rych­lostí. Další proměřování spektra pomocí UVES, ale též aparaturou NIRC2 Keckova dalekohledu ukázala, že jasnější složka je obří hvězdou ve výduti Galaxie, kdežto mikročočka má hmotnost 0,94 Mʘ ve vzdálenosti jen 1,1 kpc od Slunce. Autoři proto doporučují, aby se jednotlivé případy bi­nárních mikročoček dodatečně prověřovaly spektroskopicky, což pomůže velmi podstatně zlepšit přesnost parametrů složek binárních mikročoček.

C. Henderson s dalším velkým týmem využili pozorovací kampaně K2C9 družice Kepler (obdo­bí 22. 4. - 2.7. 2016), kdy velká vzdálenost družice od Země umožnila zpřesnit paralaxy 170 mikro­čočkových úkazů, pozorovaných ze Země. Tak se podařilo odhalit několik případů, kdy za mikročoč­kou se skrývá obří planeta. Nejkratší mikročočkové úkazy byly pravděpodobně způsobe­ny osamělými planetami (nomády). To by mohla definitivně potvrdit budoucí kosmická přehlídky WFIRST.

5.7. Gravitační čočky

Již koncem v r. 1990 zjistili A. Tyson aj., že kupy galaxií A 1689 a CL 1409+52 deformují obrazy vzdálenějších galaxií vinou gravitačního čočkování předpověděného obecnou teorií relativity. O sedm let později upozornil J. Gunn, že v hlubokém vesmíru jsou fakticky obrazy všech galaxií deformovány popředím, tj. bližšími hmotnými kupy galaxií. Slabé gravitační čočkování se zřejmě stane měřitelné pomocí přehlídkového 8,4m teleskopu LSST v Chile a družice Euclid (ESA). Kosmická tomografie bude perspektivní, jakmile se podaří zobrazit slabé gravitační deformace pro miliony velmi vzdálených galaxií.

P. Kelly aj. potvrdili předpověď z konce r. 2014, že obří kupa galaxií MACS J1149.5+2223 (hmotnost 1,4 PMʘ ; vzdálenost 1,6 Gpc), jež posloužila kameře HST jako gravitační čočka pro více než řádové zjasněné zobrazení výbuchu supernovy vzdálené 2,9 Gpc v podobě Einsteinova kříže, zopakuje celý úkaz ještě jednou s odstupem roku díky jiné hmotné galaxii v kupě. To se skutečně stalo 11. prosince 2015 v předem vypočtené poloze posunuté o 8" proti dřívější poloze, přesně ve shodě s teorií, kterou v r. 1964 publikoval norský astrofyzik S. Refsdal. Pouze jasnost úkazu z r. 2015 byla ve shodě s předpovědí nižší (26,5 a 26,2 mag v UV spektrálních pásmech 125 a 160 nm). S. Rodney aj. snímkovali Refsdalovu supernovu průběžně a zjistili, že od prvního objevu se ještě dalších 150 d pomalu zjasňovala až k maximu v dubnu 2015. Zároveň se jim zdařilo určit zpoždění tří vrcholů Einsteinova kříže vůči nejrychlejšímu v rozmezí 0,6÷27 dnů. Relativní zjasnění vůči prvnímu vrcholu dosáhlo 0,4÷1,17násobku. Podle všeho se Refsdalova supernova podobá očima viditelné supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, jejímž předchůdcem byl poněkud netypický modrý veleobr. C. Grillo aj. využili nejmodernějšího spektrografu MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) VLT (ESO) na Paranalu k určení parametrů 68 galaxií v kupě, jež posloužila jako gravitační čočka. Podobně pak prozkoumali průběh jasnosti mateřské galaxie Refsdalovy supernovy, což do jisté míry odpovídá rozložení hustoty materiálu v této velmi vzdálené galaxii. Tyto údaje pak umožnily autorům realisticky modelovat čočkování a modelové výsledky porovnávat s pozorováním. Shoda byla více než uspokojivá.

Také D. Bina aj. využili potenciálu spektrografu MUSE k prozkoumání kupy galaxií Abell 1689 (vzdálenost 700 Mpc), jež slouží jako silná gravitační čočka pro více různě vzdálených galaxií v pozadí. Na úrovni kupy jde o oblast o plošném rozměru 185×185 kpc2. Autoři zjistili, že všechny pozorované vzdálenější galaxie v zorném poli kupy jsou měřitelně čočkovány. Nejbližší z nich je vzdálena 2,1 Gpc a nejvzdálenější 3,9 Gpc. Autoři pořídili spektra 63 členů čočkující kupy a 26 čočkovaných galaxií, z toho 17 se nachází ve vzdálenostech >3,5 Mpc. Podle T. Petrushevské aj. je kupa A 1689 patrně vůbec nejlepší gravitační teleskop, který máme. Autoři využívají kryogenního zobrazovače HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager) VLT ESO, jakož i podpůrných údajů z 2,6m teleskopu NOT (Nordic Optical Telescope) k objevům čočkově zjasněných supernov v hlubokém vesmíru, ale též supernov ve zmíněné kupě galaxií. Zisk pro čočkované supernovy se pohybuje v rozmezí 0,3÷1,6 mag, což umožňuje objevovat v daném směru supernovy až do vzdáleností 3,5 Gpc (2,2 Gr po Velkém třesku). Autorům se v rámci projektu podařilo nalézt již 5 čočkovaných supernov třídy II v rozsahu vzdáleností 1,9÷3,0 Gpc.

M. Limousin aj. studovali silné čočkování kupy galaxií MACS J0717+3745 v zorném poli pozorování HFF (Hubble Frontier Field). Získali tím údaje pro 61 vícenásobně zobrazených vzdálených soustav. Jenže ani to nestačí k podrobnému zmapování rozložení hmoty v čočkující kupě. Problém spočívá v matematické degeneraci dvojrozměrných modelů, které provázejí výpočet optického zjasnění čočkovaných objektů, takže je potřebí získávat data pro modelování nezávislými pozorovacími metodami. Podle D. Cleryho se však už rozeběhl ředitelský program HST hledání I. generace hvězd po Velkém třesku, jenž využívá šesti nejhmotnějších kup galaxíí v programu HFF, na nějž bylo přiklepnuto 60 h expozic během tří let. Na tomto programu spolupracují také další kosmické aparáty – Spitzerův infračervený teleskop a rentgenová družice Chandra.

M. Betinelliová aj. objevili při prohlídce archivu 4m teleskopu V. Blanca (CTIO, Chile) téměř dokonalý Einsteinův prsten IAC J0101-3343 (Scl, pozorovatelný oblouk dlouhý 300°; Einsteinův poloměr 2,16"). Autoři se proto rozhodli prostudovat parametry gravitační čočky podrobněji pomocí spektrografu OSIRIS 10,4m teleskopu GTC (Roque de los Muchachos, La Palma). Spektra prokázala, že jako gravitační čočka slouží hmotná červená galaxie ve vzdálenosti 1,7 Gpc, kdežto čočkovaná galaxie patří mezi galaxie s překotnou tvorbou hvězd o hmotnosti 1,9 TMʘ ve vzdálenosti 2,6 Gpc.

P. Kervella aj. uvedli, že rychlý vlastní pohyb (3,7"/r) dvojhvězdy α Centauri skýtá příležitosti těsných konjunkcí se vzdálenějšími hvězdami, K vyhledávání cílů používají teleskopů ESO NTT (La Silla) a kamery NACO VLT (Paranal). Nejvýznamnější sblížení nastane s červeným obrem nebo veleobrem sp. třídy K a jasností 8 mag v poloze 2MASS 1439-6049 počátkem května 2028, k němuž se α Cen tehdy přiblíží na minimální úhlovou vzdálenost 0,015". Je dokonce naděje, že zmíněný obr vstoupí do oblasti Einsteinova prstenu gravitačního čočkování naší nejbližší dvojhvězdy. Tak těsné přiblíženi navíc umožní zvýšení jasnosti objektu 5×. Současně se zvýší naděje na objev dalších exoplanet kolem dvojhvězdy a podstatně se zpřesní hodnoty vlastního pohybu, paralaxy a také dráhových parametrů dvojhvězdy.

5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií

Y.L. Ai aj. zveřejnili první část přehlídky kvasarů pomocí čínského spektroskopického mnohovláknového spektrografu obří Schmidtovy komory LAMOST (Large sky Area Multi-Object fiber Spectroscopic Telescope; počet vláken 4 tisíce; primár ø 4 m; sekundár ø 6 m; Xinglong, Čína), pořízených během prvního roku provozu. Databáze DR1 obsahuje údaje o více než 3,9 tis. kvasarech, z nichž téměř 1,2 tis. připadá na nové objevy. Jde většinou o blízké a středně vzdálené objekty; nejvzdálenější kvasar se nachází ve vzdálenosti 3,8 Gpc.

V. Karamanavis aj. studovali blazar PKS 1502+106 (vzdálenost 3,1 Gpc), jenž byl objeven pomocí družice Fermi v r. 2008. Blazar vykazuje silnou proměnnou aktivitu v ultrarelativistickém výtrysku fotonů záření gama v řádech měsíců. Autoři sledovali chování výtrysku pomocí milimetrové interferometrie VLBI na frekvencích 43 GHz (vlnová délka 7 mm) a 86 GHz (3,5 mm) a doplněných také o frekvenci 15 GHz (20 mm). Výtrysk vykazuje vysokou superluminální rychlost 5÷22.c a během času se tempo průběhu superluminální rychlosti průběžně zvyšuje. Vrcholový úhel výtrysku usměrněného spirálovým magnetickým polem dosahuje (3,8 ±0,5)°. Emisne fotonů gama ve výtrysku počiná ve vzdálenosti <6 pc od základny výtrysku.

Y. Kovalev aj. a M. Johnson aj. využili družice RadioAstron, jež se od Země vzdaluje na vzdálenost až 170 tis. km, k rekordnímu úhlovému rozlišení prototypu kvasarů 3C-273 (Vir; vzdálenost 750 Mpc) 26 mikrovteřin (lineární rozlišení ve vzdálenosti kvasaru ~14,5 tis. au). Radiointerferometrie probíhala na vlnových délkách 62 a 180 mm (frekvence 4,8 a 1,66 GHz). Za normálních podmínek pro inverzní Comptonův jev může jasová teplota zářícího plazmatu dosáhnout maximální hodnoty nanejvýš 1011.5 K. Relativistické zesilování může tuto hodnotu zvednout ve výtrysku nanejvýš na 1.1013 K. Jenže díky VLBI pozorujeme nyní ve výtrysku oblasti s rozměry 15 tis. au s jasovou tep­lotou nad zmíněnou relativistickou mezí. Patrně se v okolí centrální černé veledíry plazma zahřívá netepelnými procesy, jež však vyžadují rychlejší pohyby, než ve výtrysku pozorujeme. E. Meye­rová aj. zpracovali výsledky 20 let pozorování kvasaru 3C-273 pomocí teleskopu HST. Úzký vý­trysk vyvěrající z kvasaru je zřejmě vysoce relativistický na stupnici pod 1 pc a jeví superluminální rychlosti až 15c. Reálné rychlosti uzlíků o rozměrech do 1 kpc však ukazují, že hmota výtrysku se pohybuje průměrnou rychlostí jen 0,2c.

C. Chidiac aj. považují rádiový kvasar 3C-273 za blazar, protože jeho výtrysk směřuje téměř přímo k Zemi. Sledovali výraznou aktivitu zdroje v letech 2008-2012 a ukázali, že variace zářivého výko­nu v různých pásmech elektromagnetického spektra vykazovaly silnou provázanost s tím, že se změny v oboru rádiového záření soustavně opožďovaly za variacemi zářivého výkonu v pásmu gama o (110 ±27) d. Podobnou korelaci vykazovala i měření v rentgenovém pásmu s tím, že šlo evidentně o dvě složky. První z nich se předbíhala proti záření gama o 50 d a druhá se opožďovala o 110 d za změnami v pásmu gama.. Autoři to přičítají geometrickým rozdílům mezi zdroji různých složek spektra vůči ose výtrysku.

Podobně X.-n. Sun aj. srovnávali údaje o proměnnosti obřích laloků blízké (3,6 Mpc) aktivní galaxie Cen Az rádiových měření družice Planck s údaji o variacích záření gama družice Fermi. Díky úpravě ovládacího softwaru pokrývá nyní družice Fermi rozšířené energetické pásmo v roz­sahu 60 MeV – 30 GeV. Autoři ukázali, že severní lalok je v pásmu gama větší než v rádiovém pás­mu, a v obou lalocích se zdroj záření gama stěhuje v čase. Měření z družice Planck poskytla údaje o rozložení magnetických polí v obou lalocích; nejsilnější pole se nachází na okraji jižního laloku.

Podle M. Ackermanna aj. se v kvasaru 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc) odehrál gigantický výbuch v pásmu záření gama zaznamenaný družicí Fermi. Je to vůbec nejmohutnější krátkovlnný výbuch za dobu sledování zmíněného kvasaru z kosmického prostoru. Pokud byl výbuch všesměrový, tak jeho maximální zářivý výkon dosáhl 1042 W. Pozorování ukázala, že zdroj výbuchu se nalézal ve vzdá­lenosti několika stovek Schwarzschildových poloměrů (RS) od černé veledíry a fotony gama nazna­čily vysoký Lorentzův faktor minimálně Γ = 35, spíše ale Γ = 50! Autoři odhadli indukci magne­tického pole 0,13 T. Jde vesměs o zcela výjimečné až neuvěřitelně obří hodnoty.

L. Ahnen aj. pozorovali extrémně silné záření gama u blazaru QSO B0218+357 (vzdálenost 2,3 Gpc), jenž je gravitačně čočkován, takže byl pozorován jako dvojitý s časovým zpožděním 11 d mezi oběma obrazy. V červenci 2014 prodělal blazar silný výbuch v pásmu gama objevený pomocí družice Fermi a následně soustavně sledovaný aparaturou MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes) na ostrově La Palma. Výbuch se projevil v pásmu energií 65÷175 GeV. Jde o dosud nejvzdálenější zdroj záření gama, který astronomové pozorovali.

L. Matvějenko a S. Selezněv zkoumali jemnou strukturu jádra Seyfertovy galaxie NGC 1275 (= Per A = 3C 84; vzdálenost 110 Mpc) pomocí radiointerferometrie VLBI v období let 2005-2010. Na vlnové délce 20 mm (frekvence 15 GHz) tak dosáhli úhlového rozlišení až 50 μarcs. V jádru se nacházejí dvě rovnoběžné soustavy (ve směru východ-západ) s projekcí rozteče 0,5 pc. Každá sou­stava má svůj napájecí zdroj, jenž je zdrojem pro příslušný bipolární lalok o severním průměru 5 pc a jižním průměru 6,5 pc. Laloky jsou navíc obklopeny třemi pásmy s nízkými rychlostmi rozpínání. Projektované průměry pásem mají po řadě úhlové průměry 0,3 pc; 0,8 pc a 1,4 pc. Jasové teploty na základnách soustav dosahují pro východní složku 50 TK a pro západní binární složku s lineární roztečí 0,27 pc 15 TK. Teploty na základnách laloků přesahují 1 TK a rychlosti rozpínání se rela­tivně liší o 600 km/s. Pokud obě soustavy obíhají kolem těžiště po Keplerových elipsách, tak jejich oběžná perioda dosahuje 5 tis. roků a centrální veledíry mají hmotnosti ~10 MMʘ.

B. Boccardi aj. proměřili pomocí radiointerferometrie VLBI (vlnová délka 3,5 mm; 86 GHz) obou­stranný výtrysk rádiové galaxie Cygnus A (vzdálenost 230 Mpc). Docílili tak rekordního lineárního rozlišení 200 RS pro jádro galaxie. Základny obou výtrysků jsou velmi široké (227 ±98) RS, což je daleko vyšší hodnota než poloměr poslední vnitřní stabilní kruhové dráhy kolem černé veledíry. Vý­trysky jsou napájeny buď z rotace akrečního disku, a/nebo dokonce z rotace veledíry.

Z.-Y. Zheng aj. objevili, že rádiově tichý kvasar SDSS J0159+0105 (vzdálenost 800 Mpc) sou­stavně sledovaný přes 8 let jeví dvě periodické změny jasnosti v pásmu V: 2,02 r a 4,11 let. Poměr obou period 1:2 je typický pro binární černé veledíry v širokém rozsahu poměru jejich hmotností. Podporou pro podvojnost veleděr poskytla také spektroskopická měření. Autoři uvedli, že součet hmotností obou veleděr dosahuje 130 MMʘ, jejich rozteč činí pouze 0,013 pc (15 světelných dnů) a společný cirkumbinární disk má vnitřní poloměr 0,026 pc (30 sv. dnů).

I. Khrykin aj. upozornili, že navzdory velkému úsilí panuje nejistota v určení průměrné životnosti kvasarů, což je podstatné pro naše představy o tempu růstu černých veleděr a průběhu reionizace vesmíru po konci šerověku. Jednotlivé odhady se dokonce o řády liší. Autoři přicházejí s myš­lenkou, že dobrým indikátorem životnosti je sledování čáry Lyman-α pro He II u kvasarů ve vzdá­lenostech kolem 3,5 Gpc (z ~ 3), kde je výskyt kvasarů relativně největší. Odtud vychází, že kvasa­ry jsou aktivní po dobu až 30 mil. let.

G. Madejsi a M. Sikora zveřejnili přehledový článek o současném stavu sledování galaxií s aktivní­mi jádry (AGN) v pásmu záření gama. Velkou zásluhu má především neúnavná družice Fermi, která objevuje výbuchy a kolísání nejenergetičtějšího elektromagnetického záření, ale též italská družice AGILE (Astro‐Rivelatore Gamma a Immagini Leggero). Následná měření však pro­bíhají na zemském povrchu díky Čerenkovovu efektu (VERITAS v Arizoně, MAGIC na ostrově La Palma, HESS-II v Namibii a GT-48 na Krymu). Tak je dobře pokryté pásmo energií 100 MeV – 175 GeV. Největší záhadou stále zůstává vznik vysokoenergetických úzce kolimovaných výtrysků v pásmu gama, kde máme sice jisté představy o urychlování elektricky nabitých částic ve spirálových magnetických polích, ale vznik výtrysků zůstává nejasný. Kromě konkrétních zdrojů existuje také difuzní extragalaktické pozadí, jež nepochybně souvisí jak s blazary, tak s existencí černých veleděr v dlouhé historii existence vesmíru.

5.9. Černé díry a veledíry

K. Belczynski aj. se pokusili zhodnotit čerstvý objev splynutí hmotných dvojhvězdných černých děr prozrazený příchodem kratičkého signálu gravitačních vln. Modelováním ukázali, že k takové­mu splynutí může dojít individuálním vývoje velmi hmotných (40÷100 Mʘ) složek těsné dvojhvězdy, jež mají alespoň o řád nižší metalicitu než Slunce. Soustava prodělala minimálně jednu výměnu hmoty mezi složkami a také fázi společné plynné obálky. Dvojhvězda musela vzniknout nejpozději 2 Gr po Velkém třesku, popřípadě s menší pravděpodobností 2,8 Gr před současností. Obě složky se přitom zhroutily individuálně do černých děr bez průvodního výbuchu supernovy. Autoři odhadli, že pokud se podaří dále zvýšit citlivost detektorů gravitačních vln, mohli bychom ročně zaznamenávat až 1 tisíc signálů gravitačních vln vyvolaných splynutím párů černých děr s hmotnostmi 20÷80 Mʘ.

A. El-Batala aj. pozorovali pomocí družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) rentgenovou dvojhvězdu o nízké hmotnosti (LMXB) GS 1354-645 (= BW Cir; vzdálenost 25÷61 kpc), jež se skládá z černé díry o hmotnosti >8 Mʘ a hvězdného průvodce sp. třídy G III o hmotnosti >1,0 Mʘ, který kolem ní obíhá v periodě 2,5 d. Hvězdná černá díra má zatím nejrychlejší přesně změřený spin: a > 0,98.

J. Haas a L. Šubr se zabývali otázkou, kde se vzaly mladé a dosti hmotné hvězdy v bezpro­středním okolí černých veleděr v jádrech galaxií. Nejlépe to pozorujeme právě v naší Galaxií, kde se kolem veledíry potlouká několik stovek takových hvězd. Začátkem příběhu je pád hmotného plynného mračna do blízkosti veledíry, jež se poměrně rychle přemění na hustý akreční disk v rovníkové rovině veledíry. Hydrodynamické modelování autorů prokázalo, že proces vzniku hvězd je pak velmi rychlý, takže většina zrozených hvězd obíhá po silně protáhlých Keplerových elipsách a jejich dráhy podléhají oscilacím díky různým variantám Kozaiova-Lidovova efektu. V další práci pak titíž autoři ukázali tento efekt vede řadu hvězdných párů k těsnému přiblížení k veledíře, kde pak dochází k jejich slapovém rozpadu s tím, že jedna složka zůstane těsně svázána s veledírou, za­tímco druhá složka získá únikovou rychlost. Tento scénář dokáže vysvětlit, proč unikající hvězdy jeví silnou anizotropii únikových směrů. J. VanLandigham aj. označují Kozaiův-Lidovovův me­chanismus za příčinu splývání párů hvězdných černých děr v blízkosti veledíry díky zesilující pro­dukci gravitačních vln.

A. Taylor a P. Jagannathan zkoumali pomocí anténní soustavy GMRT (Giant Metrewave Radio Te­lescope, Pune, Indie) rozložení rádiových výtrysků z galaxií v zorném poli ELAIS N1 o ploše 1,2 □°. Pracovali na vlnové délce 0,5 m (frekvence 612 MHz) a rozlišili tak celkem 65 výtrysků. Nej­méně tucet výtrysků vykazovalo shodný směr, což dokazuje, že tyto černé veledíry mají shodný směr rotačních os. Mateřské galaxie těchto veleděr jsou přitom od sebe navzájem vzdáleny více než desítku Mpc. To podle názoru autorů znamená, že zmíněné galaxie pocházejí z jediné obří struktury jednotně rotujícího oblaku plynu ve velmi raném vesmíru.

A. Barth aj. využili aparatury ALMA k přesnému určení hmotnosti černé veledíry, jež se nachází v centru galaxie NGC 1332 (Eri; 22 Mpc). Proměřovali v čáře CO (2-1) rotující disk, který obklopuje jádro galaxie až do vzdálenosti 200 pc od centra. Odtud pak odvodili hmotnost veledíry 6,6 MMʘ s chybou jen 10 %.

A. King si položil otázku, zda existuje teoretická horní mez hmotnosti pro černé veledíry. Souvisí to s pojmem Eddingtonovy svítivosti, jež pro každé těleso udává rovnováhu mezi zářivým výkonem a gravitací, takže těleso je stabilní. Pro černé veledíry tak spočítal maximální Eddingtonovu svítivost 6,5.1041W. To dobře souhlasí s pozorováním, kdy nejvyšší pozorované luminosity jsou sice blízké, ale vždy o něco menší než zmíněná mez. Tomu pak odpovídá maximální možná hmotnost veleděr 50 GMʘ. Pouze v případě, že by měla veledíra maximální možný prográdní spin a = 1, mohla by existovat i s hmotností až 270 GMʘ. K nižší mezi hmotnosti černých veleděr (10÷60) GMʘ dospěli K. Inayoshi a Z. Haiman, kteří vyšli z odhadu, kolik volného plynu může být vtaženo do nejhmotnějších veleděr. V každém případě už známe veledíru s hmotností 17 GMʘ.

K. Bosnon a L. Gallo varují, že spiny černých veleděr se daří i pro nejvyšší hodnoty spinu určit v nejlepším případě s chybou ± 12 %. Výjimkou je podle M. Valtonena hodnota spinu primární černé veledíry kvasaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc). Primární veledíra má hmotnost 18 GMʘ a ko­lem ní obíhá sekundární veledíra o hmotnosti 100 MMʘ v periodě ~12 let po velmi výstředné dráze (e = 0,7) s velkou poloosou 0,1 pc. Jelikož v pericentru dráhy dochází k pravidelným výbuchům, podařilo se z opakovaných měření odvodit spin primární černé díry a = 0,31 s chybou jen 3 %.

Podle A. Lupiho aj. a J. Gabora aj. však stále není jasné, jak mohly vyrůst černé veledíry v tak krát­kém údobí necelých 800 Mr po Velkém třesku. Zatím to vypadá tak, že „stavební kameny“ pro ta­kovou náročnou práci musely mít hmotnost řádu 105 Mʘ! Kde se taková monstra vzala, je záhada. V r. 2016 byly vyvinuty tři hydrodynamické kódy (ramses, gizmo, gasoline), které to se skřípěním zubů dokáží tím, že předpokládají ideální podmínky pro vznik hmotných hvězd, brzkých výbuchů supernov a hladkou akreci na černé díry.

G. Tremblay aj. uvedli, že podle současných názorů na krmení černých veleděr plynem jde o plynu­lé proudění rozžhaveného plynu do chřtánu veledíry ze všech směrů. Autoři však při pozorování okolí jádra obří blízké galaxie Abel 2597 (vzdálenost 330 Mpc) zjistili, že kolem veledíry se na­chází hustý oblak horkého plazmatu, do něhož se však vsáváji rychlostmi ~ 300 km/s chladná obla­ka plynu vinou tepelných nestabilit, takže to zesiluje rychlé krmení centrální veledíry.

Mezitím R. McElroy aj. a B. Husemann aj. objevili nápadnou proměnnost emisního spektra galaxie Mrk 1018 (třída AGN;vzdálenost 180 Mpc). Až do 80. let minulého století byly emisní čáry v oko­lí černé veledíry velmi úzké, ale pak došlo ke změně, když se emisní čáry zjasnily a podstatně rozší­řily. Byl to zřejmý důkaz, že akrece plynu na veledíru prudce vzrostla a horký obal se rozšířil. Oba týmy však sledovaly vývoj aktivity plynule a zjistily, že v r. 2010 začaly široké čáry slábnout a do r. 2015 se vše vrátilo do původního stavu před r. 1980. Nezávisle se to potvrdilo i pozorováními v rentgenovém spektrálním oboru. To znamená, že zvýšená aktivita trvala přibližně 30 let, což představuje dů­ležitou zprávu o tom, jak dlouho a jak intenzivně černé veledíry hodují. I když dnes známe řádově statisíce objektů třídy AGN (kvasary a blazary mezi ně patří), tak zatím jen u 20 z nich byly pozorovány střednědobé změny spektra, a jen u tří z nich se podařilo sledovat celý cyklus od nízkého stavu k vysokému a nazpět. Lze očekávat, že se v příští dekádě pozorovací materiál o těchto změnách rozšíří, což umožní lépe pochopit, jak akrece na veledíry probíhá.

W.-H. Lei aj. ukázali, že zdroj IGR J1258+0134, klasifikovaný jako černá veledíra v jádru blízké (17 Mpc) galaxie NGC 4845, prodělal v r. 2011 výbuch v pásmu tvrdého rentgenového záření způ­sobený slapovým roztrháním a pohlcováním objektu o hmotnosti 8÷40 MJ veledírou o hmotnosti (0,3÷18) Mʘ. Součástí scénáře slapové drcení byl podle autorů i relativistický rádiový výtrysk, jenž byl o rok později objeven rádiovou aparaturou JVLA na frekvencích 1,6 a 6 GHz (191 a 50 mm). Osa výtrysku svírala se zorným paprskem úhel 30°.

G. Leloudas s velkým týmem spolupracovníků navrhli nové vysvětlení pro záhadnou supernovu 2015 lh, která vzplanula 14. června 2015 na rozhraní souhvězdí Indiána a Tukana, dosáhla v maxi­mu absolutní hvězdné velikosti -23,5 MAG, tj. zářivého výkonu 2.1040 W (5 TLʘ) a celkově vyzáři­la energii 1045 J. Navíc po 70 dnech slábnutí od maxima měla světelná křivka zastávku až do 160 d od začátku vzplanutí. Objekt se nachází se v galaxii vzdálené od nás 860 Mpc. Spektroskopie po­mocí HST prozradila, že zastoupení různých chemických prvků ve spektru odpovídá spíše slapové­mu roztrhání a pohlcování trosek í méně hmotné hvězdy černou veledírou než klasické supernově. Autoři tak soudí díky tomu, že ve spektru výbuchu jsou přítomny prvky skupiny C N O, odpovídají­cí vzniku v termonukleárních reakcích, a černá veledíra v galaxii má jednak vysokou hmotnost >800 MMʘ a současně rychle rotuje.

E. Cheung aj. ukázali, jak během vývoje vesmíru přibývá galaxií s hmotnostmi >20 GMʘ, v nichž téměř nebo dočista přestávají vznikat hvězdy. Během posledních 10 mld. let existence vesmíru se zastoupení takových galaxií zvedlo 25krát. O snížení tempa vzniku hvězd se totiž posta­rají aktivní černé veledíry v centru galaxií, když překotně nabírají hmotu a jeví se na dálku jako kvasary. Jenže galaxie současně získávají stavební materiál pro další pokolení hvězd vinou ztráty hmoty hvězdnými větry, popřípadě vzájemnými srážkami hvězd. Tento plyn by měl vychladnout a následně splynout do nové generace hvězd. Autoři však zjistili, že právě neaktivní veledíry v cent­ru hmotných galaxií jsou alespoň v 10 % případů obklopeny bisymetrickými emisemi io­nizovaného plynu s vysokým gradientem rychlostí. Odtud vypočítali, že právě tato aktivita stačí, aby dostatečně ohřívala interstelární plyn, čímž mu zabrání, aby se ochladil a proměnil na hvězdy další generace. Proto dnes již více čtvrtina galaxií nemá žádný nebo skoro žádný plyn a stávající hvězdy v nich postupně odumírají.

5.10. Kupy a nadkupy galaxií

V rámci projektu „Jižní opomíjené pásmo“ prohlédli L. Staveley-Smith aj. v rádiové čáře H I po­mocí 64m radioteleskopu v australském Parkesu plochu >1 800 □° v galaktických souřadnicích 212° < l < 36° a  ǀbǀ <5° až do vzdálenosti 80 Mpc. V tomto opticky opomíjeném pásmu v rovině disku naší Galaxie nalezli 883 galaxií o rádiové jasnosti ≥ 6 mJy; z toho třetinu dosud neznámých. Dostali se tak do vzdáleností větší než je Velký Poutač (Great Attractor). Z tohoto souboru má 51 % galaxií protějšek v optickém nebo blízkém infračerveném pásmu (NIR). Navíc se podařilo poprvé najít protějšky dalších 27 % galaxií. Pouze pro 8 % galaxií však existují údaje o jejich vzdá­lenostech na základě velikosti kosmologického červeného posuvu. Nejvýznamnější předtím nezná­mou galaxii je objekt HIZOA J1353-58, který je pravděpodobně průvodcem galaxie Circinus (ESO 97-G13; poloha 1413-65; typ Seyfert; vzdálenost 4,0 Mpc; 4° od roviny Galaxie), jež patří mezi 12 velkých galaxií obklopujících Místní soustavu galaxií.

A. Kovács a J. Bellido si povšimli, že mezi tzv. Chladnou skvrnou v rozložení reliktního záření a superprolukou v Eridanu existuje fyzikální vazba. Pomocí údajů z fotometrických (2MPZ) a spektroskopických (6dF) měření kosmologických červených posuvů vylepšili trojrozměrnou mapu hustoty hmoty v Eridanu. Superproluka je ve směru zorného paprsku protáhlá v délce 1 Gpc. Jde vlastně o celou šňůru navzájem propojených proluk, která se protíná s bohatými nadkupami v Herkulu a Vlasech Bereniky a také se Sloanovou velkou stěnou. Superproluka má tvar protáhlého elipsoidu, ale pokles teploty reliktního záření v ní dosahuje jen 40 μK, takže to nestačí pro objasně­ní příčiny Chladné skvrny v reliktním záření.

M. Einasto aj. konstatovali, že Sloanova velká stěna (Sloan Great Wall) je výsledkem interakce gravitační síly skryté látky a antigravitace skryté energie v lokálním vesmíru. Simulacemi prokázali že Stěna má hmotnost ≥2,5 PMʘ. Centrální oblast Stěny o poloměru ≤8 Mpc může mít hmotnost až 2 PMʘ, takže se pravděpodobně nakonec zhroutí do černé veledíry.

A. Dey aj. využili kamery MOSAIC1.1 Mayallova 4m teleskopu (Kitt Peak, Arizona) k zobrazení plochy 1,2° × 0,6° (lineární rozměry 150 × 75 Mpc), kde se nachází jádra budoucí kupy galaxií PC 217.96+32.3. Na této ploše napočítali 165 galaxií se silnou čárou Lyman-α a 788 galaxií s vidi­telnou hranou Lymanovy série vodíku. Autoři pak pomocí spektrografu DEIMOS u 10m Keckova te­leskopu změřili kosmologické červené posuvy pro 164 galaxií a dostali tak vzdálenost prakupy 3,7 Gpc. Odtud pak odhadli, že do současné doby se prakupa rozdělila na dvě kupy s úhrnnými hmotnostmi >1015 Mʘ a >6.1014 Mʘ. Celý systém se tak dnes pravděpodobně podobá známé blízké nadkupě v souhvězdí Vlasu Bereniky (Com) vzdálené od nás jen 100 Mpc.

M. Ishigaki aj. nalezli silnou koncentraci kompaktních galaxií A2744z8OD ve vzdálenosti 4,0 Gpc (650 Mr po VT). Nalézá se v Hubbleově hraničním poli (HFF) a je viditelná díky gravitačnímu čoč­kování kupou galaxií Abell 2744 (Scl; vzdálenost 1,2 Gpc). Koncentrace je neuvěřitelně vysoká; překračuje průměrné hodnoty o dva řády, takže nic takového předtím nikdo neviděl. Jde zřejmě o ranou fázi vývoje kupy galaxií, která má v současnosti hmotnost 1014 Mʘ. Pozorovaná koncentrace tvoří v současnosti jádro kupy galaxií, v němž započala tvorba hvězd v čase <370 Mr po VT.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Během r. 2016 byly publikovány v 16 pracích (DR12) výsledky projektu BOSS (Baryon Os­cillation Spectroscopic Survey), jenž využil technického potenciálu 2,5m přehlídkového teleskopu SDSS (Sloan Digital Sky Survey; zorné pole 3°; 2,8 km n.m.; Apache Point Observatory, Sunspot, N.M.) ke zviditelnění zvukových vln šířících se vesmírem v souladu s předpovědmi J. Peeblese, J. Yu, J. Zeldoviče a R. Sjunajeva v 70. letech minulého století. Na tomto programu spolupracovalo od r. 2000 přes tisíc astronomů z 50 vědeckých institucí. Výsledkem je mapa a katalog rozložení poloh 1,5 milionů galaxií v objemu 7,5.109 (sv.let)3, jež zmíněné předpovědi o akustických vlnách s vysokou přesností potvrdily.

A.Veropalumbo aj. využili baryonových oscilací pro určování vzdáleností kup galaxií pomocí vztahu mezi vzdálenostmi a kosmologickým červeným posuvem. Vybrali si velké soubory kup galaxií pro tří červené posuvy z (0,2; 0,3 a 0,5) a pro každý posuv vyhledali velký počet kup (~13, ~42 a ~12 tisíc). Pro zmíněné tři vzorky pak vyhledali vrcholy vln akustických oscilací a dostali tak so­lidní údaje o velikosti Hubbleovy konstanty (H0), plochosti vesmíru a hodnotě stavové rovnici pro skrytou energii. Tyto hodnoty potvrzují správnost standardního kosmologického modelu s chladnou skrytou látkou.

A. Riess aj. zlepšili přesnost v určení H0 pro lokální vesmír z 3,3 % na 2,4 %. Díky vynikající ka­meře WFC3 na HST proměřovali periody cefeid v 11 lokálních galaxiích a pozorovali také 300 su­pernov třídy Ia až do vzdálenosti 580 Mpc, jejichž vzdálenosti kalibrovali pomocí cefeid v naší Galaxii a cefeid ve zmíněných lokálních galaxií. Vzdálenosti cefeid kontrolovali také pomocí trigo­nometrie megamaserů v galaxii NGC 4258, oddělených zákrytových dvojhvězd v galaxii M31, dru­žice HIPPARCOS atd. Odtud dostali výslednou hodnotu H0= (73,2±1,7) km/s/Mpc. Tato hodnota se ovšem dosti výrazně liší do výsledku družice Planck kombinované s údaji družice WMAP, ba­ryonových oscilací a mikrovlnného teleskopu ACT v poušti Atacama: H0 = (69,3±0,7) km/s/Mpc. Na tento rozpor upozornili také G. Adddison aj. právě díky zmíněnému rozdílu hodnot Hubbleovy konstanty, jenž je výrazně větší než udávané střední chyby měření.

D. Rubin a B. Hayden uvedli, že všechny dosavadní kosmologické testy potvrzují zrychlené rozpí­nání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadního stáří. Svědčí o tom jak supernovy třídy Ia, tak hodnota H0 , vlnové délky baryonových akustických oscilací a hodnota kosmologické konstanty Λ. K témuž závěru dospěli M. Jee aj., kteří odvodili základní kosmologické parametry z přehlídky gravitačního čočkování v hlubokém vesmíru (mezní hvězdná velikost v pásmu R 27,5 mag) v kombinaci s údaji s družice WMAP za 9 let jejího měření fluktuací reliktního záření. Konstanta křivosti geometrie vesmíru k = -0,01 svědčí o ploché geometrii; podíl hmotnosti zářící látky činí 4,75 %; skryté látky 24,6 % a skryté energie 70,7 %; H0 = 68,6 km/s/Mpc. Z kombinace údajů gravitačního čočkování, družice WMAP a z baryonových akustických oscilací jim pak vyšla stavová rovnice skryté energie w = -1,02, což odpovídá názoru, že jde o kosmologickou konstantu v rovnicích obecné teorie relativity.

Současně byly publikovány výsledky měření družice Planck, jež s velkou přesností měřila fluktua­ce teploty reliktního záření a odtud se vědcům podařilo zjistit, že v čase 480 Mr po VT bylo io­nizováno nanejvýš 10 % rozptýlené látky vesmíru. Tento podíl stoupl na 50 % až v čase 700 Mr a vesmír byl plně ionizován v čase 1 Gr. Poté začala ionizace znovu klesat a dnes je většina rozptýlených atomů vodíku a hélia elektricky neutrálních.

H. Kamdar aj. využili strojového učení při modelování vzniku a vývoje galaxií v hierarchických strukturách vesmíru. Dosud byly tyto pokusy omezeny prudkým nárůstem počítačového času v problému N těles, zejména když se do programu měla zahrnout hydrodynamika. Autoři využili k trénování strojového učení obří simulace Illustris a odtud se pak při velké úspoře výpočetního času podařilo správně určit hmotnost plynu, hvězd i černých děr jakož i tempa vzniku hvězd a růstu jejich metalicity. Podařilo se tak také vysvětlit vazby mezi diskem a halem galaxií. Výpočet za­hrnující plně rozvinutou hydrodynamiku se přitom výrazně zkrátil na pouhé minuty!

6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

Všechny dosavadní snahy částicových fyziků najít částice skryté látky a případně i skryté energie selhávají. Podzemní detektor LUX (Large Underground Xenon) v dole Homestake v Jižní Dakotě nezískal žádný signál skryté látky v podobě částic WIMP (Weakly Interacting Massive Particles). Podobně neúspěšná jsou i měření v urychlovači LHC. Podle D. Castelvecchiho rozpačitě dopadl také experiment DAMA (DArk Matter) v italské podzemní laboratoři pod masivem Gran Sasso i jeho mezinárodní nástupce XENON1T (detektorem je 1 tuna xenonu), korejský experiment KIMS (Korea Invisible Mass Search). Další pokusná zařízení se rojí jako pověstné houby po dešti, ale žádné z nich navzdory velkému úsilí nepřineslo očekávané výsledky. Podobně selhávají i astronomické metody pozorování, které se pokoušely najít známky existence sterilního neutrina v rentgenových spektrech kup galaxíí nebo v HFF (Hubbleovo hraniční pole).

6.3. Reliktní záření a magnetická pole

Během poslední čtvrtiny roku 2016 byly ve 28 pracích publikovaných v časopise Astronomy and Astrophysics zveřejněny podrobné výsledky měření fluktuací pole reliktního záření a jeho polariza­ce díky bezchybné činnosti družice Planck, jež pracovala na oběžné dráze od srpna 2009 do října 2013. Na zpracování výsledků se podíleli odborníci ze 150 institucí celého světa. Tak se podařilo zpřesnit hodnotu stavové rovnice pro skrytou energii: w = (-1,006 ±0,045), což znovu potvrzuje před­poklad, že jde skutečně o kosmologickou konstantu v rovnicích obecné teorie relativity. Podobně skvěle je prokázána nukleosyntéza atomových jader H, He, Li, Be, B v prvních minutách po Velkém třesku. Naproti tomu existuje mírný rozpor mezi amplitudou multipólového spektra odvo­zeného z reliktního záření v porovnání s nižšími hodnotami amplitud téhož spektra v bohatých ku­pách galaxií, resp. v datech získaných slabým čočkováním.

V další práci Planckova týmu dospěli autoři k závěru, že v počáteční fázi vývoje vesmíru hrála skrytá energie zcela zanedbatelnou roli. Tím se podařilo vyvrátit celou řadu alternativních domně­nek o povaze gravitace (MOND = Modified Newton Dynamics). Všechny výsledky jednoznačně podporují správnost standardního kosmologického modelu ΛCDM s nenulovou kosmologickou konstantou a s chladnou skrytou látkou. V další práci se rozebíraly výsledky měření slabého gravitačního čočkování, jež je potvrzeno na úrovni 10 σ. Ačkoliv je rozložení fluktuací teplot re­liktního záření docela izotropní, přece jen existuje výrazná anomálie v podobě „chladné skvr­ny“, pro níž zatím není žádné vysvětlení.

Díky měřením polarizace reliktního záření získali astronomové podrobná data o průběhu siločar magnetických polí v naší Galaxii a dokonce i jejím blízkém okolí (Místní soustava). Siločáry magnetických polí jsou většinou překvapivě hladké a spojité. Pouze v oblastech, kde probíhá tvor­ba prahvězd, ale též v centru Galaxie je pole silnější a velmi turbulentní. Indukce prvotního magne­tického pole je napříč Galaxií velmi nízká, na úrovni nanejvýš 0,4 pT, ale ve zmíněných expo­novaných oblastech stoupá až na 0,14 nT. V měřeních se nenašly žádné známky o Alfvénových vlnách, jejichž existenci některé kosmologické domněnky předpokládaly. Soubory údajů o fluktua­cích teploty a polarizaci reliktního záření též jednoznačně ukázaly, že v čase 10-36 s po VT proběhla prudká kosmologická inflace, jež trvala možná až do času 10-32 s ve shodě s teoretickými pracemi A. Gutha, A. Lindeho, P. Steinhardta aj. počínaje r. 1980.

6.4. Kosmické záření (KZ)

A. Cummings aj. uvedli, že počínaje srpnem 2012 registruji aparatury na sondě Voyager 1 spek­trum interstelárních částic KZ s energiemi >3 MeV/nukleon a >2,7 MeV/elektron. Protony a jádra He mají v energetickém spektru ploché maximum v pásmu 10÷50 MeV, ale mohou dosáhnout energií až 346 MeV/nukleon. Díky těmto měřením, která od té doby stále pokračují, se daří charak­terizovat i podíl jader různých prvků v galaktických zdrojích KZ.

A. Taylor shrnul v přehledovém článku problémy, které se vyskytují při hledání mechanismů urychlování částic kosmického záření v Galaxii na energie vyšší než 1 PeV. V tomto energetickém pásmu se začíná snižovat podíl urychlených protonů v energetickém spektru na úkor těžších jader včetně nej­těžších jader železa. Současně končí výrazná převaha zdrojů energetického KZ, takže pro energie >100 PeV už téměř úplně převažují extragalaktické zdroje. Výhodou je, že tak vysoké energie lze registrovat pozemními vodními nebo scintilačními detektory počínajíc energiemi 1 EeV, tj. ve dne i v noci. Při této energii tvoří protony stále ještě 80 % primárních částic, ale s rostoucí energií nad tuto mez jich ubývá, zatímco postupně přibývá urychlených jader atomů He, C, O, N a nakonec Fe. Nevýhodou však zůstává, že s rostoucí energií primárních částic rychle klesá jejich četnost, takže je obtížné i pomocí velmi rozlehlých aparatur získat dostatečně rychle velkou statistiku. Částice s nejvyššími energieemi řádu 100 EeV se daří zachytit jen několikrát za rok.

S. Buitink aj. zveřejnili údaje o registraci primárních částic KZ v rozmezí energií 1017÷1017,5 eV v intervalu měření od června 2011 do ledna 2015. Pomocí evropské rádiové soustavy LOFAR pracu­jící v pásmu metrových rádiových vln tak ukázali, že v tomto pásmu existuje dosud neznámá složka galaktického KZ. Není snadné zjistit, kde se takové energie v naší Galaxii berou, protože po­zůstatky po supernovách vysílají KZ jen s energiemi řádu 10 TeV. Jako na zavolanou mezinárodní observatoř H.E.S.S. v Namibii, která registruje vysokoenergetické záření gama pomocí soustav mozaikových zrcadlových teleskopů, odhalila nový zdroj záření gama, jenž s přesností 1' souhlasí s polohou centra Galaxie (zdroj Sgr A*). Observatoř totiž svými zrcadly zaznamenává v noci koláče modrého Čerenkovova záření vznikajícího v atmosféře při superluminálním průletu fotonů záření gama i jeho energetické charakteristiky v centrální oblasti Galaxie o průměru 10 pc. Odtud se dá odhadnout, že souběžně vznikající částice KZ mohou snadno dosahovat energií řádu PeV. Souběžně pozorování odlesků dávných výbuchů v okolí centrální černé veledíry na prachových mračnech vzdálených od nás o stovky tisíc sv. let dále, než je zdroj Sgr A*, prokázala, že okolí veledíry jeví krátkodobá silná zvýšení jasnosti v intervalech 106÷107 let.

Pokud jde o rekordní energie KZ, které dnes sledují aparatury Observatoře Pierra Augera (PAO) v Argentině a TA (Telescope Array, Utah), tak měření z PAO prokázala, že při srážkách s energiemi o řád většími než mají srážky v urychlovači LHC v laboratoři CERN, vzniká o 30÷60 % více mionů, než kolik dávají extrapolace dat z LHC. A. Khanin a D. Mortlock hledali původ 69 spršek s re­kordními energiemi získanými měřením na PAO a zjistili, že pravděpodobným zdrojem těchto částic jsou galaxie s aktivními jádry (AGN) z katalogů kvasarů VCV, Swift-BAT, a 2MRS. Určit přesně polohu zdrojů UHE KZ je o něco snazší, protože primární částice o tak vysokých energií podléhají daleko méně zakřivením v kosmických magnetických polích než částice o energiích <1 EeV.

Bohužel však UHE KZ podléhá poměrně rychle degradaci původní energie srážkami s fotony ul­traměkkého reliktního záření. Již v r. 1966 ukázali K. Greisen, G. Zatsepin a V. Kuzmin, že primární částice KZ s energiemi >50 EeV proto nedoletí k Zemi s původní energií, pokud byl jejich zdroj od nás vzdálen >50 Mpc (= mez GZK). Jak patrno, Matka Příroda si svá největší tajemství skrývá opravdu rafinovaně. K. Kotera a J. Silk však přišli v souvislosti s objevem gravitačních vln při sráž­kách hvězdných černých děr s domněnkou, že v těchto případech musí souběžně vznikat silný záblesk UHE KZ. Pokud budeme pozorovat takový zdroj ve vzdálenosti pod limitem GZK, tak se nám možná rozsvítí. K. Fang a K. Kotera snesli argumenty, že částice KZ s nejvyššími energiemi nemohou být protony ze stabilních zdrojů, ale jádra lehčích i těžších prvků buď ze stabilních, anebo i krátcežijících zdrojů. To se dobře shoduje s dosavadními výsledky statistiky UHE KZ na observa­toři PAO i s měřeními aparatury LOFAR.

6.5. Astročásticová fyzika

Na jižním zeměpisném pólu se nachází několik experimentálních systémů. Jedním z nich je observatoř IceTop, jejímž úkolem je měřit tok neutronů z galaktických zdrojů pomocí atmosférických spršek kosmického záření. Neutrony mají na rozdíl od nabitých částic tu velkou výhodu, že při průletu Galaxií není jejich dráha ovlivněna galaktickým magnetickým polem. Naproti tomu jsou dlouhodobě nestabilní a doba jejich života na cestě je přímo úměrná jejich energii; zhruba platí, že na každý PeV (1015 eV) energie stihnou uletět 10 pc, než se rozpadnou. M. Aartsen aj. (spoluautorů řazených dle abecedy je celkem 310) zveřejnili analýzu čtyř let pozorování celé dostupné části oblohy, tedy od deklinace -90° do zhruba -50°. Autoři pátrali po statisticky významném zvýšení toku částic, přicházejících z úzkého prostorového úhlu – a nic nenalezli. Cílené pátrání po známých zdrojích v pásmu energií nad 100 PeV (neboť většina známých zdrojů se nachází ≥ 1 kpc) ale také nebylo úspěšné, přestože v optickém záření známe pulsary a hmotné rentgenové dvojhvězdy, schopné produkovat fotony s energiemi vysokých TeV. Vysvětlení se skrývá buď ve faktu, že zdroje energetického záření neprodukují dostatečně energetické neutrony (a v dostatečném množství), nebo že se všechny takové zdroje nacházejí tak daleko od nás, že k nám vytvořené neutrony nedoletí. Také je možné, že neutrony jsou směrované v úzkém výtrysku a shodou okolností žádný takový výtrysk nemíří k jižní zemské polokouli.

Výše zmíněný experiment IceTop se nachází přímo nad observatoří IceCube, která je doslova zavrtaná do souvislé ledové pokrývky pod jižním pólem. Tým mezinárodního projektu 12 států Severní Ameriky, Evropy, Asie a Austrálie (vedený F. Halzenem) zveřejnil zpracování měření mezi roky 2009–2015 z detekovaných průchodů nabitých mionových neutrin, jejichž vrchol spršky se nacházel i mimo objem 1 km3 samotné observatoře IceCube. Data jsou omezená na severní (sic!) oblohu a směry není možné určovat přesně, takže opět nastupuje statistické zpracování; z něj vyplývá, že pozorované spektrum neutrin je „tvrdší“ – zastoupení vyšších energií je významnější – než předchozí publikovaná energetická spektra. Nejenergetičtější zaznamenaná sprška odpovídá energii původního mionového neutrina (4,5 ± 1,2) PeV, což s pravděpodobností ≥ 99,995 % vylučuje jeho atmosférický původ. V detekovaných sprškách s energií neutrin ≥ 200 TeV se autorům nepodařilo nalézt korelaci se známými zdroji záření gama.

Stejní autoři použili ještě další data z experimentu DeepCore, pořízená mezi květnem 2012 a dubnem 2013, aby – opět pro severní oblohu – pátrali pro přechodných zvýšeních v toku neutrin. Ani v tomto případě se nepodařilo najít korelaci se známými zdroji vysoce energetického elektromagnetického záření; jinými slovy, zdroje generující např. záření gama nejsou dostatečně mocné, aby vyvolaly zvýšenou tvorbu neutrin. Další potvrzení této skutečnosti zveřejnili S. Adrián-Martínez aj. (spolupráce projektů ANTARES a IceCube, celkem 427 spoluautorů), kteří zpracovali překrývající se data obou detektorů mezi roky 2008–2011; ani v těchto datech se nepodařilo nalézt významné zvýšení toku neutrin z elektromagneticky aktivních zdrojů.

Ač by se tedy mohlo zdát, že neutrinová astronomie vlastně jen určuje horní limity teoretických modelů kataklyzmických dějů, které nedokáží vytvářet neutrina, skutečnost je jako obvykle složitější. Tým projektu IceCube (opět 311 spoluatorů) na sklonku r. 2016 nakonec publikoval zprávu, že se mu podařilo v datech pro 807 záblesků záření gama (GRB) nalézt korelaci pěti slabých zvýšení toku neutrin a mionů, která jsou však s velkou pravděpodobností atmosférického původu. To znamená, že záblesky gama přece jen nějaké dostatečně energetické částice kosmického záření generují, ale jednak jsou naše přístroje zatím málo citlivé a jednak nedokážeme dost dobře odlišit původní neutrina, která přiletěla ze zdroje, od těch, která vznikla ve spršce po srážce se zemskou atmosférou.

K. Murase aj. upozornili, že existuje také opačný problém – pro některé zaznamenané události zvýšeného toku neutrin v datech experimentu IceCube neznáme jejich protějšky v rentgenovém a gama oboru elektromagnetického záření. Autoři analyzovali neutrina s energiemi kolem 30 TeV, pro něž družice Fermi nezaznamenala žádné zjasnění v záření gama s energiemi ~GeV–TeV. To buď znamená, že existuje nějaký mechanismus urychlení neutrin na vysoké energie, aniž by zároveň vznikalo záření gama, anebo jsou fotony gama pohlceny v okolí zdroje. Autoři zkoumali, co by mohlo způsobit takové pohlcování, a přišli s hypotézou, že právě tak se chovají srážky proton-foton v hustém prostředí – srážky přímo vytvářejí energetická neutrina a vzniklé fotony gama záření se velmi často „anihilují“ za vzniku částice a antičástice, kterými může být elektron a pozitron, ale také neutrino a antineutrino.

Do čtveřice zpráva od týmu IceCube (F. Halzen a M. G. Aartsen aj., 303 spoluautoři) o neúspěšném pátrání po tzv. sterilním neutrinu (a antineutrinu), čtvrtém druhu neutrina, které bylo teoreticky navrženo v 90. letech minulého století jako vysvětlení pozorovaného nedostatečného počtu mionových neutrin při průchodu podzemními detektory. Čtvrtý druh (anti)neutrina by nezapadal do standardního modelu elementárních částic, takže pátrání po něm pochopitelně vzrušuje mnoho fyziků. Hmotnost sterilního (anti)neutrina by měla být o něco vyšší než elektronového, mionového nebo tauonového (anti)neutrina. Přesto se v datech IceCube podle autorů v rozsahu energií 320 GeV÷20 TeV nepodařilo s 90 % věrohodností najít ani náznak existence sterilního (anti)neutrina, při započtení výsledků experimentů LSND (Liquid Scintillator Neutrino Detector) a MiniBooNE (Mini Booster Neutrino Experiment) je věrohodnost jeho neexistence dokonce téměř 99 %.

P. Padovani aj. prozkoumali korelace mezi známými blazary emitujícími záření gama a neutriny zachycenými experimentem IceCube, a to pomocí kombinace energetických spekter neutrin a elektromagnetického záření. Zatímco pro většinu známých blazarů je korelace neznatelná, pro pět zdrojů se podařilo ztotožnit slabý (~10–20 %) signál z IceCube s polohou blazaru – jde ovšem pouze o ty nejsilnější zdroje záření gama. Autoři upozorňují, že ztotožnění zatím není možné pro žádný galaktický zdroj záření gama, ačkoli pro dva nejsilnější takové případy by mohla pomoci prostá statistika zachycených neutrin, tedy vytrvat a měřit dostatečně dlouho.

Neutrina při pohybu oscilují mezi třemi druhy; to je známo od r. 2001 (teoreticky oscilaci předpověděl již r. 1957 B. Pontecorvo). Kdybychom věděli, jestli antineutrina oscilují stejně anebo odlišně, mohlo by nám to napovědět, proč ve vesmíru vidíme více hmoty než antihmoty. Tým projektu Daya Bay Reactor Neutrino Experiment (227 spoluautorů) zveřejnil výsledky měření ze dvou období – 621 dnů se dvěma detektory a 217 dnů se šesti detektory. Detekce funguje na principu inverzního β rozpadu elektronového antineutrina, při němž vznikne neutron a pozitron, který během několika ns anihiluje v okolí za vzniku záblesku. Pokud jádro gadolinia zachytí neutron, dostane se do excitovaného stavu, z něhož přejde opět do stabilního stavu vyzářením fotonu gama záření, většinou během desítek až stovek µs. Detektory naplněné rozpuštěným gadoliniem jsou umístěny pod zemí ve vzdálenosti stovek m až jednotek km od šesti reaktorů jaderné elektrárny, která vygeneruje každou sekundu asi 3,5×1022 elektronových neutrin. Díky dvojici charakteristických záblesků je možné jasně identifikovat, které zaznamenané události odpovídají zachycení elektronového antineutrina. Autoři zjistili, že elektronových antineutrin je méně, než vyplývá z dřívějších experimentů Daya Bay, které nebyly zaměřeny na jednotlivé druhy antineutrin – situace podobná 60. letům 20. stol., kdy „chyběla“ sluneční neutrina. Závěr je zřejmý: antineutrina také oscilují, ale měření zatím nejsou dostatečně přesná, aby bylo možné jednoznačně říct, zda rozdílné chování částic a antičástic zodpovídá za jejich odlišné zastoupení v pozorovaném vesmíru.

Nezávislé potvrzení odlišného chování neutrin a antineutrin přišlo od experimentu T2K (Tokai to Kamioka). K. Iwamoto aj. publikovali výsledky 6 let experimentu, v němž proud mionových neutrin z experimentu Japan Proton Accelerator Research Complex poblíž obce Tokaimura mířil na detektor Super-Kamiokande, vzdálený víc než 295 km. Detektor měřil zvýšení toku elektronových neutrin, aby bylo zřejmé, kolik neutrin v průběhu cesty změnilo svůj druh. Posléze JPARC změnil tok částic na mionová antineutrina a měření Super-Kamiokande se opakovalo. Podle teoretických předpokladů měl detektor zjistit 24 elektronových neutrin a 7 antineutrin – ve skutečnosti ale bylo detekováno 32 elektronových neutrin a jen 4 antineutrina. Stále ještě nelze vyloučit, že jde o náhodu, neboť počty zaznamenaných událostí jsou příliš nízké. Pomoci by měl experiment NOvA, který běží pod vedením Fermi National Accelerator Laboratory v Illnois a který vystřeluje proud neutrin (resp. v době psaní tohoto článku již proud antineutrin) do 810 km vzdáleného dolu v Minnesotě.

Již r. 1937 navrhl italský teoretický fyzik E. Majorana, že mohou existovat fermiony, které jsou samy sobě antičásticemi. To bylo v r. 2012 potvrzeno pro superponované stavy velkého množství elektronů v supravodivých polovodičích. Návrh, že právě neutrina by také mohla být takovými „autoantičásticemi“, představuje jedno z alternativních vysvětlení přebytku hmoty nad antihmotou v pozorovaném vesmíru. A. Gando aj. publikovali výsledky pátrání po takových Majoranových neutrinech pomocí dvojitého β rozpadu 136Xe v experimentu KamLAND-Zen. Výsledky jsou negativní, což znamená pouze to, že pokud (anti)neutrina jsou Majoranovými částicemi, horní hranice jejich hmotnosti se nachází v rozmezí 61÷165 meV. Jinými slovy: potřebujeme citlivější detektor, abychom mohli Majoranovu teorii v případě neutrin potvrdit či vyloučit.

A. Peimbert, M. Peimbert a V. Luridiana na základě kompilace studií oblastí H II a nových výpočtů rekombinačních koeficientů spektrálních čar He I přepočítali hmotnostní zastoupení primordiálního hélia ve vesmíru. Jejich hodnota 0,2446 ± 0,0029 je nižší než z předchozích výpočtů, což je podle autorů dáno kombinací systematických a statistických chyb při výběru oblastí H II zahrnutých do měření. Mezi parametry teoretických modelů, které vysvětlují vznik počáteční nukleosyntézy, patří počet druhů neutrin a střední doba života neutronu. Autoři ukázali, že jejich výsledku nejlépe odpovídají hodnoty 2,90 ± 0,22 druhů neutrin a délka života neutronu (880,3 ± 1,1) s.

K. Fang a A. Olintová spočítali příspěvek kup galaxií k urychlování částic s extrémními energiemi. Pomocí prostorového modelování rozložení baryonové látky a turbulentních magnetických polí zkoumali interakce protonů, urychlených na velmi vysoké rychlosti. Z teoretického modelování vyplývá, že zatímco nabité částice zůstávají zachyceny v pasti magnetických polí okolo galaktických kup, energetická neutrina s energiemi ≥ 30 TeV vzniklá z těchto srážek mohou přispívat až 20 % ke spektru, pozorovanému experimenty jako IceCube. Podle autorů je možné, že stejný efekt postihuje i naše blízké okolí, tedy že příspěvek takových interakcí v bezprostřední blízkosti naší Galaxie je pro neutrina s energiemi ≤ 200 TeV vyšší, než vyplývá z pouhého odhadu počtu aktivních zdrojů neutrin v Galaxii.

6.6. Teorie relativity a gravitační vlny

Y. Sang, H.–N. Lin a Z. Chang zveřejnili výsledky měření platnosti Einsteinova principu ekvivalence, který je základem relativity. Autoři využili dat 20 krátkých záblesků záření gama z přístroje Burst Alert Telescope na palubě družice Swift pomocí rozdílu času příletů méně a více energetických fotonů. Výpočet je založen na předpokladu, že energetičtější fotony ve zdroji nemohou vzniknout dříve než méně energetické fotony. Využitím celých spekter a ne jen času příletu izolovaných fotonů autoři dosáhli vyšší přesnosti, např. pro GRB 150101B má potvrzení platnosti přesnost nejméně 5,59×10-10.

Neobvyklým příspěvkem obecné relativity může být podle N. Gorkavyie a A. Vasilkova gravitační odpudivá síla, kterou v silném gravitačním poli vytváří odnos energie v podobě gravitačních vln. Autoři použili model zrychlení částice v nestacionárním kvazisférickém poli, v němž velký počet objektů vyzařuje gravitační vlnění, a ukázali, že úbytek energie (a látky) systému v míře ~5 % hmotnosti vede ke vzniku gravitační odpudivé síly, která s časem slábne, ale nikdy zcela nezmizí. Autoři spekulují, že taková síla může souviset se zrychlováním rozpínání vesmíru.

11. února 2016 tým projektu Advanced LIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) oznámil na tiskové konferenci, že se 15. září 2015 podařilo zachytit signál gravitačních vln ze splynutí dvou černých děr. Dlouho očekávaná zpráva přišla přesně 100 let po předpovědi jevu samotným A. Einsteinem. Experimentátoři si zprvu nebyli jisti, zda jde o skutečný signál nebo jen o neoznámené „cvičení“, které mělo prověřit jejich schopnost najít signál v zašuměných datech. Když se ukázalo, že jde o skutečné pozorování, M. Drago, který patroloval nad automatikou experimentu, rozeslal zprávu více než tisícovce ostatních členů týmu a začala intenzivní práce na analýze získaných dat. Experimentátoři se následně rozhodli měřit ještě celý další měsíc, aby ověřili, že nejde o náhodný výkyv měřicích aparatur. Pak přišlo zpracování na několika nezávislých superpočítačích, sepsání zprávy (B.  Abbott aj., 1 015 spoluautorů ze 133 vědeckých institucí; údajně ≥ 5 tisíc e-mailů) a oznámení výsledků. Ty jsou fascinující: frekvence gravitační vlny během pouhých 150 ms vzrostla z 35 Hz na 250 Hz, maximální amplituda dosáhla velikosti 10-21; vlna nejprve dorazila do interferometru v Livingstonu a o 7 ms později do Hanfordu (vzdálenost mezi interferometry je asi 3 tis. km). Signál má podobu charakteristického „cvrknutí“ (angl. chirp), tedy souběžné rychlé zvýšení frekvence a amplitudy vlny, zakončené prudkým exponenciálním úbytkem do nuly – stejný profil mají zvuky hmyzího cvrkotu, odtud tedy název. Zdrojem signálu byla dvojice černých děr s hmotnostmi (36 ± 4) M⊙ a (29 ± 4) M⊙, jejichž splynutí dalo vzniknout černé díře s hmotností (62 ± 4) M⊙ a energie (3,0 ± 0,5) M⊙·c2 byla vyzářena v podobě gravitačních vln. Zdroj se nacházel někde za Magellanovými mračny v kosmologické vzdálenosti asi 410 Mpc (odpovídající červený posuv z ~ 0,1) a gravitační výkon černé dvojdíry byl v danou chvíli větší než zářivý výkon všech hvězd v pozorovatelném vesmíru. Jde o obrovský úspěch experimentální – potřebného zvýšení přesnosti interferometrů na hodnotu 10-23 bylo dosaženo společným úsilím materiálových, optických, vakuových i výpočetních technologií – i teoretické fyziky; někteří členové týmu zasvětili detekci gravitačních vln 50 let svého profesního života! Kromě dalšího otevřeného okna do vesmíru jde také o nové potvrzení platnosti Einsteinovy obecné relativity.

Stejní autoři zároveň zveřejnili další práci, zabývající se povahou černé dvojdíry, která splynula v jednu větší. V zásadě jsou představitelné dva základní scénáře, podle nichž může takový binární objekt vzniknout: buď jde o pozůstatek velmi hmotné dvojhvězdy, jejíž složky postupně prošly fází supernovy, neutronové hvězdy a zhroucením do černé díry, nebo jde o výsledek dynamického zachycení dvou původně zcela samostatných černých děr v hustě osídlené hvězdokupě. Z prvního objevu nelze rozhodnout, který scénář je pravděpodobnější; pokud by se jednalo o první variantu, znamenalo by to, že musejí existovat i velmi hmotné dvojhvězdy s poměrně slabým hvězdným větrem a nízkou metalicitou. Také by to znamenalo, že vývoj od zažehnutí termonukleárních reakcí ve složkách dvojhvězdy až po splynutí dvojice černých hvězd musel proběhnout velmi rychle. Pokud jde o druhou variantu, o původních hvězdách nevíme téměř nic kromě toho, že zjevně existuje mechanismus tvorby černých děr s hmotnostmi ≥ 25 M⊙ . Mezi vznikem jednotlivých černých děr a jejich zachycením ve dvojdíře mohly uplynout až miliardy roků.

S. Adrián-Martínez aj. (1 405 spoluautorů) oznámili, že v časovém období 1 000 s kolem události GW150914 neutrinové observatoře ANTARES a IceCube nezachytily žádná neutrina, související se splynutím dvojice černých děr. ANTARES je podmořská observatoř, umístěná ve Středozemním moři jižně od francouzského Toulonu; ta v době splynutí černé dvojdíry nezaznamenala žádné neutrino. IceCube zachytil neutrina 3, ale ani jedno nepřiletělo ze směru GW150914. Nulová detekce umožňuje stanovit horní hranici, kolik energie mohla splývající dvojice černých děr vyzářit v podobě neutrin: 1,3×1047 J. V případě GW150914 to představuje víc než pětinu celkově vyzářené energie. K. Abe aj. následně zveřejnili, že identifikovat související neutrina se nepodařilo ani detektoru Super-Kamiokande – ten v případě GW150914 zachytil 4 neutrina, která však s jevem nesouvisela, v případě druhého GW151226 nezaznamenal neutrino žádné.

Naproti tomu družice Fermi nějaký signál s energií ≥ 50 keV asi 0,4 s po GW150914 zachytila. Podařilo se ho najít až v archivu, protože byl tak krátký a slabý, že automatika experimentu ho nevyhodnotila jako dostatečně zajímavý. Záblesk záření gama přišel z oblasti oblohy, kde se GW150914 nacházel, ale byl na okraji zorného pole přístrojů a nepřesnost v určení polohy zahrnuje oblast 200 čtv. stupňů. Podle V. Connaughtonové aj. jsou tři možnosti: buď jde o falešný poplach (chyba měření nebo náhodná fluktuace) nebo jde o náhodný souběh dvou nesouvisejících jevů anebo jde skutečně o optický protějšek splynutí dvou černých děr. Poslední možnost je značně nepravděpodobná, neboť elektromagnetické záření v okolí černých děr vzniká v horkém plynu nebo výtrysku, ale těsná dvojice černých děr se musela navzájem připravit o své akreční disky dávno před tím, než došlo k jejich splynutí.

Týmy projektů LIGO a Virgo (W. Del Pozzo a B. P. Abbott aj., 983 spoluautoři) prozkoumaly událost GW150914 z teoretického hlediska a porovnali získaný signál s předpokládaným průběhem splynutí dvou černých děr. Zjistili, že hmotnost a spin výsledné černé díry jsou v souladu s relativistickými výpočty, a pokusili se určit limit Comptonovy vlnové délky gravitonů, která je s 90% pravděpodobností ≥ 1013 km. Autoři uzavírají, že podle všech dostupných informací jsou měření GW150914 v souladu s obecnou relativitou.

17. února 2016 indická vláda oznámila, že třetí interferometr s identickým uspořádáním jako LIGO bude vybudován na území Indie do r. 2023. Projekt s názvem LIGO-India bude stát 12,6 miliardy rupií. Později bylo oznámeno, že vybranou lokalitou bude oblast Marathwada ve státě Maharashtra na západní straně Indického poloostrova, v níž již místní vláda pro budoucí laboratoř vyčlenila 40 ha pozemek. Přidání třetího interferometru umožní určení polohy zdroje gravitačních vln na obloze a Indie má vzhledem ke geografickým vzdálenostem od USA téměř ideální polohu.

Na začátku dubna 2016 oznámili japonští vědci z týmu experimentu KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector), že zahájili ověřovací provoz interferometru, který má spolupracovat s americkým LIGO a evropským Virgo. Cílem testu je ověřit kvalitu stavebních prací, plný provoz s výkonným laserem by měl být zahájen za 2 roky.

Devět měsíců po oznámení prvního experimentálního potvrzení gravitačních vln byla oznámena druhá detekce, k níž došlo 14. června 2016. Také v tomto případě šlo o splynutí dvojice černých děr, tentokrát „pouze“ s hmotnostmi (14,2 +8,3 -3,7) M⊙ a (7,5 ± 2,3) M⊙, také vyzářená energie odpovídala „jen“ asi 1 M⊙ . Hmotnost výsledné černé díry činí (20,8 +6,1 -1,7) M⊙ a její vzdálenost od nás činí asi 440 Mpc. Detekovatelný signál trval téměř celou 1 s a zachytil 55 oběhů s frekvencí rostoucí do 35 Hz do 450 Hz s amplitudou přibližně 3,4×10-22.

Experiment LIGO po úvodních dvou objevech absolvoval desetiměsíční odstávku a vylepšení detektorů. V polovině listopadu 2016 proběhl zkušební náběh a od konce měsíce interferometry opět měří. Cílem vylepšení bylo především zvýšení citlivosti a frekvenčního rozsahu aparatury, což fakticky znamená zvýšení dosahu observatoře.

Pozemské interferometry pro detekci gravitačních vln budou vždy omezené co do frekvencí, na nichž mohou efektivně měřit. Proto se již připravují interferometry, jejichž ramena budou měřit stovky tisíc nebo dokonce miliony km – a to na oběžné dráze kolem Slunce. První vlaštovkou je evropský projekt eLISA, o němž bude řeč dále, a nedlouho po objevu první detekce gravitačních vln oznámili také čínští vědci dva ambiciózní projekty založené na stejném principu. Prvním byl projekt Taiji („velký předěl“) čínské Akademie věd, jehož šéfem bude W. Yue-Liang. Kosmická aparatura by měla sledovat dráhu Země s roztečí sond ~3 mil. km. Náklady na projekt a jeho provoz by měly dosáhnout 14 mld. jüanů a sondy by měly odstartovat v r. 2033. Druhým oznámeným projektem byl TianQin (metafora označující drnkání na strunný nástroj), což je trojice družic na oběžné dráze Země s roztečí asi 150 tis. km. Ten by měl stát „jen“ 2 mld jüanů a družice by mohly odstartovat v r. 2030; tento projekt zaštiťuje S. Yat-Sen z University of Zhuhai. Oba projekty jsou zatím pouze na papíře a shánějí finance, nicméně oba se dostaly do stovky strategických projektů pro příští pětiletku.

Číňané také projevili zájem spolupracovat na zmíněném projektu eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna), ať už by mělo jít o financování nebo spolupráci ve formě sdílení dat z přípravy misí či dokonce výměnu konkrétních technologií. V prosinci 2015 odstartovala průzkumná sonda, skutečně nazvaná LISA Pathfinder, do Lagrangeova bodu L1 dráhy Slunce–Země. Primárním cílem sondy bylo prověřit technologii laserového interferometru v podmínkách nulové gravitace. Dvojice krychliček ze slitiny zlata a platiny ve vzdálenosti 38 cm od sebe měla jediný úkol – ověřit, že v podmínkách volného pádu je možné změřit vzdálenost jejich odrazných ploch s přesností nejméně 1 pm (10-12 m). To se ve skutečnosti podařilo s přesností víc než 5× lepší a data z prvních měření byla na Zem odvysílána 23. února 2016, tedy ani ne 2 týdny po první úspěšné pozemní detekci gravitačních vln. Jelikož se průzkumná mise mimořádně vydařila, M. Perryman jako předseda příslušné komise Evropské kosmické agentury (ESA) v červenci 2016 oznámil, že projekt eLISA za miliardu € by mohl být urychlen možná až o 5 let a odstartovat již r. 2029. Tomu by mohlo napomoci oznámení ze září 2016, že NASA by se mohla do projektu, z něhož kvůli rozpočtovým škrtům v r. 2011 odstoupila, opět vrátit. Rozpočet původního projektu byl přes 4 mld. $ a následně byl jako čistě evropský zredukován; nyní by se nejednalo o další rozšíření rozpočtu, ale především o urychlení celého projektu.

Stabilní velmi rychlá rotace neutronových hvězd, kterou měříme jako tikání milisekundových pulsarů, je možné využít k různým astrofyzikálním experimentům. Jedním z nich je potenciální detekce gravitačních vln – za tím účelem vznikla tři experimentální sdružení radioteleskopů, označovaná jako PTA (Pulsar Timing Arrays, termín původně označoval vybranou sadu pulsarů na obloze, ale přeneseně se začal používat i pro spolupracující radioteleskopy): Parkes PTA na observatoři v australském Parkesu, evropský PTA sestávající z čtveřice velkých radioteleskopů (Effelsberg, Lovell, Nançay, Westerbork) a konečně americký NANOGrav (North-American Nanohertz Observatory for GWs). Princip měření spočívá v dlouhodobém sledování řady milisekundových pulsarů a měření zpoždění jednotlivých signálů na mnoha místech současně.

J. Verbiest aj. publikovali první zprávu o zpracování dostupných dat z jednotlivých observatoří za téměř dvě desetiletí měření. Analýza se potýká s mnohými těžkostmi od kalibrace dat po šum způsobený různými citlivostmi přístrojů, ale autoři uvádějí, že mezinárodní spolupráce PTA zvyšuje citlivost proti jednotlivým PTA více než 2× a momentálně je schopna dosáhnout citlivosti 1,7×10-15 pro alespoň jedno splynutí černé dvojdíry ročně. R. N. Caballero aj. publikovali konkrétní výsledky měření 42 pulsarů evropským PTA, z nichž vyplývá, že šum v datech časování jednotlivých záblesků pulsarů rozmývá potenciální signál gravitační vlny zeslabením ≥ 9,1×. Výhodou je, že nepřetržitým sledováním dlouhodobě stabilních pulsarů je možné tento šum výrazně potlačit – stačí jich tedy nalézt dostatek. G. Desvignes aj. informovali o zpřesnění známých parametrů zmíněných pulsarů – vzdáleností, vlastních pohybů, v šesti případech objevu podvojnosti pulsaru a v jednom případě i přesném určení hmotnosti složek.

A. M. Matthewsová aj. a E. Fonseca aj. stejným způsobem analyzovali sadu milisekundových pulsarů, vybraných pro výše zmíněný NANOGrav, za období přes 9 let systematických pozorování. Zkoumaných pulsarů bylo 37, resp. 24 a oba týmy autorů publikovaly výrazně zpřesněné fyzické parametry všech z nich. Hmotnost neutronových hvězd v souborech se pohybuje v rozmezí 1,180÷1,928 M⊙ . Vlastní pohyby a rychlosti vzhledem k centru naší Galaxie napovídají, že zvolené pulsary patří spíš ke starší populaci hvězd.

S. R. Taylor aj. analyzovali dosavadní činnost PTA z teoretického hlediska. Aktuální citlivost spřažených radioteleskopů zatím nedovoluje gravitační vlny detekovat, což se podle autorů v nejbližších dvou desetiletích nemůže změnit, pokud by jednotlivé observatoře nevěnovaly sledování vybraných milisekundových pulsarů veškerý pozorovací čas. Autoři doporučují zaměřit se na spolupráci co nejvzdálenějších radioobservatoří a co nejvíce zvětšit počet sledovaných pulsarů, což by mělo umožnit detekci kvadrupólových momentů gravitačních vln mezi různými dvojicemi pulsarů. I tak se podle nich nedá očekávat první detekce dříve než za několik let dalšího sběru dat.

6.7. Teoretická fyzika

S. Hawking, M. Perry a A. Strominger publikovali práci, která by měla pomoct rozřešit paradox ztráty informací při Hawkingově vypařování černých děr. V komunitě teoretických fyziků článek zaznamenal rozporuplné přijetí, neboť podle některých z nich paradox vlastně neřeší. Autoři předložili možnost, že vakuum v okolí černé díry sice musí být prosté energie, ale nikoli nízkoenergetických částic (např. fotonů, hypotetických gravitonů, příp. dalších polních částic); právě do těchto částic se při překročení horizontu událostí může „obtisknout“ informace, obsažená v původní látce. Autoři pak ukázali možnost, jak se takto „uložená“ informace nakonec může dostat do černé díry. Kritici ovšem namítají, že práce je neúplná, neboť přenos informace do černé díry je nadmíru složitý (složitost teoretičtí fyzikové velmi nemají v oblibě) a – jak sami autoři připouštějí – hlavně není jasné, jak by se takto přenesená informace dále dostala do Hawkingova záření. Někteří teoretici ovšem myšlenku přivítali jako možné řešení jiného problému s černými děrami, známého jako ohnivá zeď na horizontu událostí.

Problém tří a více těles je od konce 19. století znám jako oříšek, který obecně nemá analytické řešení, tedy polohu těles v čase není možné popsat (jednoduchou) matematickou funkcí. Pro speciální konfigurace těles taková řešení mohou existovat; všechna dosud známá řešení představují tzv. centrální konfigurace, kdy všechna tělesa obíhají kolem společného těžiště. B. Érdi a Z. Czirják zveřejnili objev dalšího takového rovinného řešení pro čtyři tělesa, z nichž dvě se nacházejí na ose symetrie systému a zbylá dvě mají stejnou hmotnost a nacházejí se symetricky vůči sobě dle dané symetrie. Autoři kromě analytického řešení v polárních souřadnicích ukázali některé varianty hmotností složek se stabilním uspořádáním.

Kvantoví fyzici obvykle označují separátní koherentní stavy elektromagnetického oscilátoru jako „kočičí“ podle anekdotické Schrödingerovy kočky. Ch.  Wang aj. publikovali práci o uspořádání experimentu, v němž se taková „kočka“ tvořená fotony mikrovlnného záření může nacházet současně ve dvou vhodně uspořádaných dutinách. Na celý systém je podle autorů možné pohlížet jako na jednu superponovanou dutinu, v níž se nachází kvantově provázaná dvojice „koček“. Experiment má velký význam pro budované kvantové počítače.

6.8. Experimentální fyzika

Spektroskopická měření jsou nejpřesnějším nástrojem současné vědy ve všech odvětvích. M. Hori aj. zveřejnili výsledky měření vlastností exotického atomu epHe, v němž se na místě vnitřního elektronu nachází antiproton. Vnější elektron zajišťuje elektrickou neutralitu, a atomy tak mohou přežít četné srážky v plynu, což zase umožňuje ochlazení vzorku. Při teplotě zhruba 1,5 K pak mají tyto atomy střední dobu života v mikrosekundách, což je dostatečně dlouho, aby bylo možné posvítit si na ně laserem a měřit frekvence přechodů mezi jednotlivými stavy systému. Autoři se rozhodli využít neobvyklé uspořádání k prověření symetrie CPT, tedy invariance obrácení náboje, parity a času, která je jedním ze základních stavebních kamenů částicové fyziky. Na základě měření frekvencí 13 přechodů autoři uvádějí, že symetrie CPT je potvrzena v rámci přesnosti měření, tj. 10–9. Dalšími výsledky jsou potvrzení teoretických modelů kvantové elektrodynamiky a shoda hmotnostní protonu a antiprotonu, oboje s přesností nejméně 10-10.

15. prosince 2015 došlo při srážce typu proton–proton v LHC (Large Hadron Collider) s celkovou energií asi 750 GeV k zachycení atypického páru fotonů záření gama, které částicovým fyzikům řádně zamotaly hlavu. Jednoduché vysvětlení je, že se jedná o anomálii, kterou se nepodaří zopakovat dalšími experimenty. Proti tomu mluví skutečnost, že dvojici fotonů nezávisle zachytily dva různé detektory (konkrétně ATLAS a CMS) rozmístěné kolem tubusu srážejících se částic. Spekulace sahají od nového druhu kvarku (víc než 4× těžšího než kvark u) přes částici příbuznou Higgsovu bosonu až po druh gravitonu, částici zodpovědnou za přenos gravitační síly. Na místě je opatrnost, ačkoli jen během čtvrt roku po objevu teoretičtí fyzikové zveřejnili 285 článků s možnými způsoby vysvětlení pozorovaných záblesků. Jako obvykle rozhodnou další měření.

Tým projektu LHCb (R. Aaij aj., 1468 spoluautorů; LHCb je jeden z detektorů LHC) zveřejnil postupně dvě zprávy, z nichž vyplývá, že exotická částice pentakvark s největší pravděpodobností skutečně existuje. Zatímco všechna látka kolem nás, na níž si můžeme sáhnout, je tvořena baryony, tedy trojicemi kvarků, teoretičtí fyzici již poměrně dlouhou dobu předpokládají, že za vysokých energií mohou po krátkou dobu existovat částice složené ze čtyř kvarků a jednoho antikvarku. V první studii autoři ukázali, že výsledky zachycené srážky je obtížné interpretovat bez přítomnosti pentakvarku, ve druhé provedli porovnání teoretické předpovědi pozorovaných spekter a skutečné srážky za předpokladu, že pentakvark existuje. Důkazy jsou nepřímé, ale přesvědčivé.

Měření experimentu LHC 29. dubna 2016 neočekávaně přerušila kuna skalní, která chtěla k neznámému účelu využít izolaci kabeláže jednoho z povrchových transformátorů, což způsobilo výpadek elektřiny v části urychlovače a odstávku celého experimentu. Na rozdíl od kuny se experiment po krátké době zotavil. LHC v průběhu r. 2016 stanovil rekord v počtu srážek typu proton–proton, neboť jich do 25. října toho roku stihl provést 1015, čímž byl naplněn jejich plánovaný počet. Následně byl LHC překonfigurován na srážky protonů s jádry olova a po zhruba měsíci provozu byl zastaven kvůli údržbě (do května 2017).

Dlouho protahovaný projekt jaderné fúze ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) se dočkal revize plánů a zjednodušení připravované aparatury. Vedení projektu 16. června 2016 oznámilo, že namísto dříve plánovaných těžkých izotopů vodíku bude prstenec plazmatu tvořen jen obyčejným vodíkem. Stavební práce u francouzského města Cadarache nezačnou dříve než v r. 2025, tedy o 5 let později proti dosavadnímu plánu, a projekt bude vyžadovat dalších nejméně 4,6 mld. €. První testy nebudou moci začít dříve než v r. 2032 a fúzní reakce se dočkáme nejdříve r. 2035.

Těžkosti má také experiment NIF (National Ignition Facility) v Lawrence Livermore National Laboratory v Kalifornii. Po neúspěšných pokusech o zažehnutí jaderné fúze v letech 2010 a 2012 si americká energetická administrativa nechala vypracovat zprávu o stavu projektu. Z ní vyplývá, že namísto vyjmenovávání překážek, proč se zatím nepodařilo naplnit cíle projektu, by se výzkum měl začít věnovat tomu, zda je vůbec možné navrhovaným způsobem fúzní reakce nastartovat. Laboratoř se brání, že se nemůže naplno věnovat výzkumu kvůli přednostním armádním zakázkám, týkajících se fyziky jaderných zbraní. Mírných pokroků se přesto podařilo dosáhnout, i tak ale administrativa požaduje lepší koordinaci jednotlivých projektů a osekání činností, které s hlavním cílem nesouvisejí.

Čínský experiment CEPC (Circular Electron Positron Collider) také nemá budoucnost jistou. Projekt v přepočtu asi za 6 mld. $ kritizoval laureát Nobelovy ceny Ch. N. Yang jako neopodstatněně drahý a vzhledem k nedávným úspěchům LHC v Ženevě především jako zbytečný. 70 % nákladů by měla zaplatit Čína. Kdo zafinancuje zbylých 30 %, stále známo není. Především chybí jasný program, co by měl vlastně urychlovač měřit a proč. Představitelé Ústavu fyziky vysokých energií Čínské Akademie věd kritiku odmítají, ale faktem je, že kromě základních parametrů se o projektu nic dalšího neví.

Protony mohou být ve skutečnosti menší, než se dlouhou dobu domníváme na základě experimentů s rozptylem elektronů na vodíkových jádrech. První náznak přišel již r. 2010 při měřeních vázaných stavů exotických atomů vodíku, v nichž kolem protonu namísto elektronu obíhá mion. R. Pohl aj. zveřejnili výsledky měření podobného experimentu, v němž mion obíhá kolem jádra těžkého vodíku – i v tomto případě vychází nábojový poloměr protonu přibližně o 5 % menší proti hodnotám, plynoucím z elektronového rozptylu. Autoři si dali velmi záležet, aby ověřili, že nejde o systematickou chybu měření; vysvětlení zatím chybí a jsou zapotřebí další nezávislé experimenty.

Rychlé radiové záblesky (Fast Radio Bursts, FRB) jsou charakteristické trváním v řádu milisekund, polohami mimo disk Galaxie a vysokou disperzí signálu. Vzhledem k nedávnému potvrzení kosmologické vzdálenosti záblesku FRB150418 je právě vysokou disperzi možné využít k testu základní fyziky: X.-F. Wu aj. použili data FRB150418 ke stanovení horní hranice hmotnosti fotonů – pro červený posuv z = 0,492 musí být klidová hmotnost fotonu ≤ 5,2×10-47 g, tedy nejméně 1020× menší než hmotnost elektronu. Přesnost určení hmotnosti touto metodou je téměř o 3 řády lepší než dokázaly předešlé metody.

X.-C. Duan aj. prověřili platnost univerzality volného pádu v „kvantovém“ režimu. Autoři nechali v interferometru padat atomy 87Rb s různými spiny a měřily rychlost jejich volného pádu a prokázali, že s přesností 10-10 je volný pád nezávislý na spinu. Pro budoucí teorii kvantové gravitace tento fakt tedy představuje jasnou okrajovou podmínku.

Mezinárodní unie pro čistou a užitou chemii (International Union of Pure and Applied Chemistry) oznámila v červnu 2016 jména čtyř nových chemických prvků. Nihonium (s atomovým číslem 113) je pojmenováno podle „země vycházejícího slunce“ – prvek objevil japonský tým; moscovium (115) a tennessin (117) jsou nazvané podle umístění objevitelských laboratoří a oganeson nese jméno na počest ruského chemika Jurije Oganesjana.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

V r. 2003 byly v jeskyni Liang Bua na indonéském ostrově Flores objeveny pozůstatky drobných hominidů, kterým byl posléze přiznán status samostatného druhu Homo floresiensis. Dalších více než deset let trvalo bezvýsledné pátrání po dalších příbuzných těchto malých lidí s výškou v dospělosti jen kolem 1 m, běžně přezdívaných jako „hobiti“, jejichž pozůstatky byly datovány do doby před 60÷100 tisíci lety. Až v říjnu 2014 objevil v oblasti Mata Menge (74 km od místa původního nálezu) místní kopáč první zub, následovaný krátce na to spodní čelistí a dalšími zuby. G. van den Bergh aj. zveřejnili dvě práce s podrobnostmi nálezu. Čelist patřila dospělému jedinci, zatímco zuby povětšinou dětem. Pozůstatky, datované zhruba 700 000 roků nazpět, vyvolaly další otázky, především: odkud malí lidé přišli a proč byli tak malí? Podle tvaru čelisti autoři soudí, že předchůdci hobitů patřili k druhu Homo erectus, jehož zástupci se na ostrov dostali zhruba před milionem let. Tomu by také nasvědčovaly nejstarší nálezy 149 primitivních nástrojů a artefaktů. Malý vzrůst hobitů pak lze pravděpodobně přičíst přizpůsobení ostrovním podmínkám a omezeným zdrojům potravy; zmenšení velikosti těla je u ostrovních druhů v průběhu evoluce několikrát dobře zdokumentovaný jev. Je nutné dodat, že jiní autoři soudí, že ke zmenšení hobitů mohlo dojít ještě před jejich příchodem na ostrov Flores, a také příslušnost jejich předků k Homo erectus je vzhledem k omezené velikosti vzorku poměrně těžko prokazatelná. Také v tomto případě jsou potřeba další nálezy.

Jeden z nejdůležitějších čerstvých objevů v astronomii se týká počtu (exo)planet – jsou přinejmenším stejně časté jako hvězdy. Podle některých vědců to představuje velmi silné potvrzení, že jsme ve vesmíru sami. W. Borucki, vedoucí vědecký pracovník sondy Kepler, vyjádřil svou podporu hypotéze, známé z historie pod názvem Fermiho paradox: proč nás ještě žádná dostatečně vyspělá civilizace nekontaktovala? Dlouhodobé průzkumy vzdáleného a nejvzdálenějšího vesmíru zdánlivě zesilují tvrzení, že kromě nás (viditelný) vesmír nikdo jiný neobývá – nepozorujeme galaxie, jejichž energetické spektrum se proměňuje zesilováním v odpadním, tepelném záření a ubýváním v energetičtějších částech spektra. Na druhou stranu, je skutečně rozumné očekávat, že se vyspělá civilizace chová jako lidstvo v 19. století? R. 1960 astronom F. Dyson navrhl možnost detekce vyspělé civilizace na základě typického spektra hvězdného zdroje, který je slabý ve všech oborech s výjimkou infračerveného – inteligentní bytosti postupně obklopí celou svou mateřskou hvězdou soustavou fotoelektrických panelů, které veškeré záření přeměňují na snadno využitelnou energii; z panelů ovšem stále uniká odpadní tepelné záření, které je možné pozorovat, aniž by byla vidět samotná hvězda. Pokud je rychlé cestování vesmírem skutečně tak energeticky náročné, jak zatím vyplývá z našeho poznání fyzikálních zákonů, je velmi pravděpodobné, že rozvinuté civilizace jsou do značné míry limitované energií svých mateřských hvězd. Pak je samozřejmě rozumné očekávat, že se takové civilizace budou snažit využít dostupné zdroje maximálně a měli bychom pozorovat alespoň u některých hvězd postupný úbytek záření v energetičtějších oblastech spektra.

Zatím převládalo obecné mínění, že nic takového ve vesmíru neregistrujeme. Pozorování hvězdy KIC 8462852 – poněkud ironicky právě sondou Kepler – však toto přesvědčení poněkud nabouralo. Tabbyina hvězda, jak se KIC 8462852 přezdívá podle autorky první publikované práce T. Boyajianové, totiž vypadala, jako by ji v časovém intervalu zhruba 100 d začala právě taková postupně budovaná struktura obklopovat. Světelná křiva ve viditelném oboru spektra vykazovala nepravidelné a zvláštní poklesy, což následně podpořil B. Schaefer, který publikoval vývoj jasnosti hvězdy na harvardských fotografických deskách v rozmezí let 1890–1989. Podle něj došlo za století pozorování k 20% poklesu jasnosti Tabbyiny hvězdy, který není zaznamenatelný u kalibračních hvězd v zorném poli. Pokud by ztemnění ve světelné křivce Keplera bylo možné vysvětlit přítomností oblaku prachu v okolí hvězdy, dlouhodobá pozorování z Harvardovy observatoře by vyžadovala množství prachu v řádu 104–107 větším. Alternativní nabízené vysvětlení v podobě komet se pro dlouhodobý pokles jeví jako zcela nerealistické – komety by musely být obrovské (průměr ≥ 200 km) a musely by jich být statisíce. Následně další autoři (např. K. Stassun aj., M. Hippke a D. Angerhausen) ukázali, že postupný pokles jasnosti lze vysvětlit systematickými chybami při pořizování skleněných desek, resp. při jejich digitalizaci, neboť i u jiných hvězd je možné vysledovat podobná „ztmavení“. Světelná křivka z Keplera je však skutečná a stále platí, že KIC 8462852 obklopuje cosi, o jehož povaze nevíme vůbec nic.

V takové situaci se astronomové nacházejí poměrně často, takže se různé týmy pustily do různých simulací. E. Bodmanová a A. Quillenová publikovaly realistické modely, jak by musela vypadat kometární oblaka, schopná způsobit poklesy jasnosti Tabbyiny hvězdy v době pozorování sondou Kepler – zjednodušeně řečeno jich buď musí být hodně (stovky až tisíce) o průměru ≥ 10 km nebo méně (desítky až stovka) o průměru ≥ 100 km. Velkou část pozorované světelné křivky Keplera by bylo možné vysvětlit rodinou komet vzniklou rozpadem tělesa o velikosti planetky Ceres. B. Montet a J. Simon se zaměřili na nejprudší poklesy a zjasnění světelné křivky a publikovali svůj model, z nějž plyne, že ať hvězdu zakrývá cokoli, není to soustředěné na jedné oběžné dráze, ale téměř jistě se jedná o více těles v různých vzdálenostech od hvězdy. Ani jejich model však nedokázal úplně reprodukovat pozorované skutečné poklesy a zjasnění hvězdy KIC 8462852. J. Wright a S. Sigurdsson shrnuli zatím publikované modely a rozšířili teoretické možnosti o modely zahrnující mezihvězdnou látku a gravitačně vázaný objekt s opticky tlustým diskem. Jejich simulace ukázaly, že nepravidelný oblak mezihvězdné látky a (opticky) neviditelný objekt s diskem se statisticky jeví jako nejpravděpodobnější příčina pozorovaných změn jasnosti.

Kromě teoretiků se na Tabbyinu hvězdu zaměřily také další přístroje experimentálních astrofyziků. M. Schuetzová aj. informovali, že optická pozorování na observatoři SETI v panamské Boquete a rádiová měření na Allenově poli v Kalifornii neprokázala výskyt jakýchkoli jen vzdáleně periodických signálů, které by bylo možné přičíst inteligentnímu životu. S. Tingay aj. zveřejnili taktéž neúspěšnou detekci umělých signálů pomocí Murchisonova širokoúhlého pole (MWA, Murchison Widefield Array) v pásmu 103÷133 MHz. MWA se nachází v západní Austrálii a je to technologický předchůdce připravované nízkofrekvenční radioobservatoře SKA (viz dále). Je nutno poznamenat, že aby byly signály případné civilizace u KIC 8462852 detekovatelné pomocí MWA, musel by mít rádiový vysílač namířený přímo na Sluneční soustavu výkon nejméně 1014 W, tedy několika řádově více, než dosahují naše nejlepší současné přístroje. A.  Abeysekara aj. analyzovali devět hodin necílených historických záznamů KIC 8462852 v gama oboru z observatoře VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System), pořízených mezi r. 2009 a 2015; ani v tomto případě nebyla detekce umělých signálů úspěšná.

Pátrání po známkách mimozemské inteligence se nezaměřovalo jen na Tabbyinu hvězdu. Radioteleskop v australském Parkesu začal naslouchat okolí Proximy Cen v rámci 10letého projektu Breakthrough Listen, který darem 100 milionů dolarů financují Jurij a Julia Milnerovi. U Proximy se předpokládá přítomnost planety v ekosféře, projekt bude kromě rádiové oblasti hledat signály i v optickém oboru. Data projektu stejně jako software použitý pro zpracování dat budou veřejně k dispozici. G. Harp aj. publikovali zprávu o souboru pozorování 9 293 hvězd radioteleskopy Allenova pole (ATA, Allen Telescope Array) mezi r. 2009 a 2015. Z pozorovaných hvězd jich nejméně 2 015 hostí exoplanety, z nichž asi 65 se pravděpodobně nachází v ekosférách svých mateřských hvězd. Ve více než 19 000 hodin záznamů v rozsahu frekvencí 1÷9 GHz se při pátrání v mnoha pásmech naráz nepodařilo najít žádný umělý signál, přesahující prahovou citlivost observatoře 180÷310×10-26 W/m2. Organizace SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) dále oznámila, že ATA zahájí dva roky trvající projekt, který se zaměří 20 000 nejbližších červených trpaslíků v naději, že objeví umělé signály v jejich okolí. Červení trpaslíci jsou sice chladnější a méně svítiví než hvězdy slunečního typu, ale v Galaxii jsou nejpočetnější složkou ze všech hvězd a exoplanety kolem nich prokazatelně existují.

Hledání života mimo Zemi se opírá o znalosti života pozemského, v nichž stále máme mezery. K. Freeman aj. publikovali shrnutí známých limitů živých organismů na naší planetě; použili tři parametry okolního prostředí – teplotu, salinitu a pH. Teplotní extremofilové obývají prostředí s teplotou „pod nulou“ i nad bodem varu vody, specializované mikroby prosperují v extrémně kyselých i zásaditých roztocích. Kromě těchto parametrů se na Zemi vyskytuje řada dalších extrémů – nedostatek živin, světla, vody nebo silná radioaktivita, mnoho druhů organismů stále vůbec nepotřebuje kyslík. Rozsah zmíněných parametrů, v němž život dokáže prosperovat, je obrovský: teplota -15÷121 °C, salinita 0÷36 %, pH 0–14 (!) – v mnoha případech navíc nerozumíme mechanismům, které organismům umožňují v těchto extrémních podmínkách přežít.

Na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) probíhají mj. biologické experimenty, které zjišťují chování různých organismů v nízké gravitaci a při vysokých dávkách UV i kosmického záření. S. Onofri aj. publikovali výzkum dvou druhů antarktických hub Cryomyces, které ve svém domovském prostředí žijí v horninách a které byly na ISS po dobu 18 měsíců vystaveny simulované marsovské atmosféře s 95 % hladinou CO2. Po návratu na Zem se ukázalo, že 2/3 buněk zůstalo nedotčených a 10 % vzorku se dokázalo ve vhodných podmínkách opět rozmnožovat a založit kolonie.

B. L. Barney aj. provedli mechanické experimenty se spórami mikroba Bacillus subtilis, jejichž povrch nabili elektrickým nábojem a magnetickým polem je urychlovali na různé rychlosti, v nichž je nechali narážet do skleněné překážky. Ukázalo se, že spóry jsou schopné bez úhony přečkat i rychlosti (299 ± 28) m/s a (záporné) zrychlení při nárazu ~1010 m/s2. Většina spór přečkala experimenty při všech sledovaných rychlostech, což je podle autorů překvapivé a výrazně zvyšuje pravděpodobnost potenciálního přenosu života kosmickým prostorem.

C. Meinertová aj. oznámili výsledky experimentů s ozařováním povrchu ledů, tvořených vodou, metanolem a čpavkem, při teplotě 78 K a tlaku 10-5 Pa. Autoři nechali molekuly zkondenzovat na chladném povrchu, poté je ostřelovali UV zářením a po zahřátí na pokojovou teplotu analyzovali vzniklé látky. Ukázalo se, že v prostředí simulovaného mezihvězdného prostoru vede intenzivní záření k tvorbě komplexních molekul jako ribózy, lyxózy, arabinózy, ale i glykolu a glycerolu atd. Těchto molekul vzniká překvapivě vysoké množství, až 3,5 % hmotnosti původních látek. Vzniklé produkty jsou dobře rozpustné ve vodě, což silně podporuje hypotézu, že prekurzory aminokyselin i cukrů vznikly v kosmickém prostoru neživotnými procesy a na Zem byly dopraveny na povrchu meteorického materiálu.

K velmi podobným výsledkům došli M. J. Abplanalp aj., kteří ve spolupráci s R. Kaiserem ostřelovali svazkem elektronů led o teplotě jen 10 K, tvořený molekulami CO, CH4 a C2H6. Také v tomto případě se podařilo potvrdit, že simulované kosmické záření funguje jako katalyzátor chemických reakcí, které vytvářejí molekuly jako acetaldehyd a vinylalkohol. Autoři zdůrazňují, že prebiotické molekuly mohou tímto způsobem vznikat i uvnitř ledu, ne jen na jeho povrchu, jak se až do nynějška soudilo. To má velký význam pro následný potenciální přenos těchto stavebních kamenů pro život na povrch planet, formujících se kolem hvězd ve hvězdných porodnicích, kde již bylo detekováno přes 200 molekul od jednoduchých po komplexní uhlovodíkové struktury.

T. Suzuki aj. pátrali po molekulách metaniminu (CH2NH) ve 14 hvězdných porodnicích. Metanimin je prekurzorem glycinu, jedné ze základních 24 aminokyselin, které vznikají translací z RNA; tato molekula byla údajně ve vesmíru objevena již r. 1994, což se nejprve neprokázalo, nakonec se ji ale skutečně r. 2008 podařilo objevit pomocí radioteleskopu v Arecibu. Autoři metanimin potvrdili ve čtyřech oblastech a ve čtyřech dalších jako první objevili její přítomnost. Koncentrace molekuly jsou velmi nízké (10-8–10-9) a jsou nepřímo úměrné stupni rozvoje H II regionů; zdá se, že čím méně UV záření produkují čerstvě vzniklé hvězdy, tím více metaniminu se v mezihvězdné látce vyskytuje. Podle autorů molekula vzniká v plynné fázi látky a ne termochemickými procesy při odpařování ze zrn prachu.

A. Coutens aj. zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) na pra-dvojhvězdu s nízkou hmotností IRAS 16293–2422 a potvrdili přítomnost molekuly formamidu (NH2CHO) v okolí složky B. Formamid používáme jako účinné rozpouštědlo a také jako zdroj pro výrobu kyanovodíku, za vysokých teplot se ale při působení UV záření může přeměnit na guanin, jednu z bází nukleových kyselin. Autoři navíc zjistili, že kromě základní formy se molekula v okolí vznikající dvojhvězdy vyskytuje ve variantách, kdy je jedno z jader vodíku nahrazeno deuteriem. Poměr molekul s těžkým vodíkem vůči základním molekulám víceméně kopíruje poměr pro molekulu kyseliny isokyanaté (HNCO), což podle autorů podporuje hypotézu, že formamid i kyselina isokyanatá vznikají podobným procesem, pravděpodobně na povrchu prachových zrn.

Samotná detekce jednotlivých molekul k potvrzení nebo vyvrácení přítomnosti života na exoplanetě nestačí. Astrobiologové zatím nedovedou říci, které spektrální čáry molekul v atmosféře exoplanety při přechodu před hvězdným diskem můžeme považovat za důkaz, že se na planetě vyskytují živé organismy. S. Domagal-Goldman informoval, že v Seattlu (WA, USA) proběhla konference astrobiologů, zaměřená právě na určení vhodné kombinace plynů. V zásadě jsou dvě možnosti, jak k problému přistoupit – buď sledovat molekuly plynů, které známe ze Země jako převážně biogenní (tj. vytvořené živými organismy), a vyloučit takové jejich kombinace, které ukazují na jiný původ vzniku (např. přítomnost molekul O2, vytvořených fotodisociací vodní páry). Druhá možnost je vzít dlouhý seznam molekul plynů, které jsou dostatečně stabilní, aby přečkaly v atmosféře (exo)planety, a postupně jednu po druhé vylučovat ty, jejichž významné zastoupení lze vysvětlit geochemickými procesy; zbylá množina molekul, resp. nějaká jejich kombinace by měla představovat solidní „biosignaturu“ – výhoda druhého přístupu je mj. v tom, že se neomezuje na pozemské podmínky, nevýhoda je samozřejmě v podstatně větší náročnosti celého procesu.

J. Krissansen-Totton aj. se na problém podívali z velké vzdálenosti a druhé strany: jak bude z dálky vypadat celkové odrazné spektrum Země (její dvojnice) v optickém oboru? Rayleighův rozptyl husté atmosféry s ledovými částicemi by v modré oblasti vypadal stejně jako zemská atmosféra, ale mimo modrou barvu by chyběl výrazný pokles uprostřed vizuálního spektra, způsobený pohlcováním světla molekulami ozónu. Podobně se pro jednotlivé abiotické atmosféry, jejichž jednotlivé spektrální charakteristiky jsou shodné s tou zemskou, dají nalézt odlišnosti. Jestli je metoda prakticky využitelná, závisí především na přístrojové přesnosti a možnosti odlišit odražené světlo atmosféry od ostatních zdrojů (svit mateřské hvězdy, zodiakální světlo atd.). Autoři upozorňují, že pro atmosféry srovnatelné s dávnou Zemí je metoda paradoxně citlivější než pro exoplanety shodné se současnou Zemí.

D. Carrera, M. B. Davies a A. Johansen zkoumali, jak se změní možná obyvatelnost exoplanet, vezmeme-li v potaz dynamické jevy ve slunečních soustavách, v nichž se nachází exoplanet více. Zejména vnější obří planety na excentrických drahách působí jako silné nakopávače, které dokáží exoplanetu odsunout z ekosféry, odmrštit ji pryč od mateřské hvězdy nebo dokonce způsobit její rozpad. Série simulací ukázala, že vnitřní planety v systému jsou schopné zůstat v ekosférách svých hvězd, pokud platí následující podmínky: obří planety nemají příliš rozdílné hmotnosti (čím větší rozdíl v jejich hmotnosti, tím větší dynamická nestabilita systému), ani jedna z obřích planet nemá excentricitu větší než 0,4, a dále, že čím je větší velká poloosa dráhy a menší excentricita obřích planet, tím větší procento vnitřních planet zůstává na stejných nebo podobných drahách; medián 50 % přeživších vnitřních se nachází u vzdálenosti 5 au a excentricitě 0,2 vnějších obřích planet. S rostoucím počtem vnitřních planet také roste pravděpodobnost, že dojde k dynamické interakci a posléze katastrofické události – srážce nebo vymetení ze soustavy – mezi nimi samotnými.

D. H. Forgan použil stejný přístup k modelování planetárních soustav kolem obou složek dvojhvězd. Obyvatelnost planety v takovém systému závisí nejen na vzdálenostech a radiačních aktivitách obou složek dvojhvězdy, ale také na gravitačních poruchách drah jednotlivých exoplanet. Autor simuloval vývoj dvou skutečných dvojhvězd, Kepler-47 a α Cen. V prvním případě by exoplaneta podobná Zemi prodělávala rychlé Milankovićovy cykly, tedy periodické nebo kvaziperiodické změny excentricity a sklonu rotační osy – zhruba každých 1 000 let, modulovaných případnými dalšími exoplanetami, pokud by se v systému nacházely. Dopady na planetární klima by byly srovnatelné s mnohem rychlejším střídáním podnebí v důsledku oběhu složek centrální dvojhvězdy. Ve druhém případě autorovi vychází perioda Milankovićových cyklů zhruba na 15 000 let, což je srovnatelné s dobou oběhu složek kolem sebe; fázové posuny jednotlivých oscilací se pak skládají do dlouhodobého cyklu s periodou zhruba 100 000 let. Také v tomto případě by změny klimatu byly modulovány případnými dalšími exoplanetami v systému.

J. Steffen a G. Liová simulovali vývoj těsného páru exoplanet, podobného dvojici systému Kepler-36, také s ohledem na oscilace sklonu rotační osy, které mají na planetární klima nejvýraznější vliv. Překvapivě se ukázalo, že bez vnějšího vlivu obřích planet nejsou orbitální rezonance prvního řádu příliš významné a sklony rotačních os exoplanet se výrazně nemění. Rezonance také nejsou důležité při přenosu meteorické látky mezi jednotlivými planetami, dokud se k sobě dráhy exoplanet výrazně nepřiblíží – pak se pravděpodobnost přenosu hornin (a s nimi potenciálního mikrobiálního života) výrazně zvýší.

M. Cuntz a E. Guinan zveřejnili porovnání vhodných podmínek pro život v okolí jednotlivých spektrálních typů hvězd, se zaměřením na (červené) trpaslíky. Autoři použili k posouzení vhodnosti mateřské hvězdy k hoštění obyvatelné exoplanety pět kritérií: četnosti jejího spektrálního typu mezi všemi hvězdami, rychlost hvězdného vývoje, velikost ekosféry, síla a stálost hvězdného větru generovaného magnetickým polem a frekvence a síla eruptivních procesů na povrchu. Zejména poslední dvě kritéria výrazně snižují vhodnost červených trpaslíků jako ideálních hostitelů obyvatelných exoplanet. Jako statisticky nejvhodnější hostitelé exoplanet s podmínkami vhodnými pro život se podle autorů jeví rané hvězdy spektrální třídy K.

R. Gobat a S. E. Hong využili model vývoje naší Galaxie s pozorovaným výskytem exoplanet v ekosférách svých hvězd v okolí Slunce k odhadu, jak jsou ostatní galaxie potenciálně vhodné k poskytování obyvatelných podmínek na povrchu exoplanet. Autorům ze statistiky vyšlo, že poměr hvězd hostících obyvatelné exoplanety zemského typu vůči všem ostatním jen slabě závisí na celkové hmotnosti galaxie s maximem kolem 4×1010 M⊙. Autoři odhadují, že 0,7 % všech hvězd v galaxiích typu Mléčné dráhy hostí ve své ekosféře exoplanetu zemského typu. Z modelu dále plyne, že vhodnost galaktických podmínek pro život se v průběhu posledních asi 8 Gr výrazně nezměnila. V Galaxii se většina obyvatelných planet zformovala v oblasti galaktického disku už asi 1,5 Gr před vznikem Sluneční soustavy a Zemi podobných exoplanet se v Mléčné dráze dosud zformovalo asi 1,4×109.

8. Přehlídky, přístroje

Událostí roku v přístrojové oblasti bylo bezesporu zveřejnění první várky dat z družice Gaia, DR1 (Data Release 1). Přístroj Evropské kosmické agentury (ESA) o hmotnosti přes 2 tuny odstartoval 19. prosince 2013 z kosmodromu poblíž Kourou ve Francouzské Guyaně. Má tři hlavní moduly – astrometrický, fotometrický a spektrografický. Astrometrie a fotometrie je zaměřená na hvězdy s magnitudami v rozsahu 5,7–20 ve vlnových délkách 320÷1000 nm, spektrograf měři radiální rychlosti v pásmu 847÷874 nm (čáry ionizovaného vápníku). Po počátečních těžkostech s kalibrací přístrojů družice od 25. července 2014 měří a vydání DR1 doprovázelo 19 vědeckých článků přímo od členů jejího týmu. Prvotní výsledky jsou v následujících odstavcích – začněme faktem, že během prvních 24 hodin po zveřejnění se do katalogu připojilo 11 000 uživatelů a již během několika dní se na preprintových serverech objevily první články. Do konce r. 2016 dosáhl počet publikovaných článků na základě DR1 téměř tisícovky.

L. Lindegren aj. (celkem 83 spoluautoři) spolu se zveřejněním DR1 publikovali zmíněné souhrnné zprávy o získaných a zpracovaných datech. Gaia za prvních 14 měsíců činnosti změřila polohy více než 1,1 miliardy hvězd jasnějších než 20,7 mag, pro 2 miliony jasnějších hvězd (≤ 11,5 mag) katalog obsahuje polohy, paralaxy a vlastní pohyby s přesností stejnou jako u družice HIPPARCOS nebo lepší (~0,3 mas). Autoři upozorňují, že s dalšími várkami dat (během primární plánované mise družice budou nejméně další tři) se bude přesnost dat významně zvyšovat a bude možné určit např. systematické chyby dřívějších katalogů způsobené posunem definovaných souřadnicových soustav. A. G. A. Brown aj. (jiní = 590 spoluautorů) doplnili informace o fotometrických datech, která jsou k dispozici pro všechny změřené zdroje ve filtru G; speciální pozornost byla věnována přibližně 3 000 cefeid a proměnných typu RR Lyr v oblasti kolem jižního pólu ekliptiky, pro něž Gaia pořídila světelné křivky s vysokým časovým rozlišením. V dalších článcích byla podrobně zveřejněna redukce syrových dat, metody kalibrace fotometrických dat a vývoj a stav přístrojů družice samotné. Některé očekávané problémy – např. zvýšený šum čipů CCD vlivem kosmického záření – se neprojevily v takové míře, jak se čekalo; naopak se vyskytly nečekané potíže – roztřepená vlákna materiálu, z něhož je vyroben tepelný štít, částečně zasahují do zorného pole objektivů družice a dochází na nich k rozptylu světla. Družice je celkově v dobré kondici a již z DR1 je zřejmé, že výsledný katalog bude pro astronomii 21. století převratný.

Jedním z prvních praktických výsledků DR1 je nezávislé určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Plejády (M45), kolem jejíž hodnoty panuje dlouhodobý spor. Zatímco rádiová interferometrie poskytovala hodnotu (136,2 ± 1,2) pc – blízké hodnoty byly následně potvrzeny dalšími způsoby měření vzdálenosti –, astrometrická družice HIPPARCOS však naměřila hodnoty o 16 pc nižší, a to s přibližně stejnou chybou. Z dat DR1 vyplývá hodnota (134 ± 6) pc, jde tedy o další nezávislé potvrzení, že zpracování dat z Hipparca trpí nějakou systematickou chybou. Podle autorů týmu Gaia by mohlo jít o problém při aplikaci korekcí pro relativně jasné hvězdy Plejád; konečný katalog družice Gaia by měl obsahovat přesné paralaxy všech jednotlivých hvězd, které do hvězdokupy patří, což snad spor konečně rozhodne. Druhým praktickým výsledkem je, že první várka dat obsahuje více hvězd, než se čekalo – z toho autoři usuzují, že Mléčná dráha je o něco větší, než jsme si mysleli.

Tvůrci projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment), který využívá mnohoobjektovou spektroskopii na 1,2m UKST (UK Schmidt Telescope) v Austrálii, oznámili 5. vydání dat spektroskopické přehlídky, která přímo navazuje na DR1. Obsahuje totiž přes 520 tis. spekter více než 457 tis. hvězd, z nich přes 215 tis. se nachází v katalogu DR1; pro tyto hvězdy představuje přehlídka RAVE nejméně dvojnásobné zpřesnění hodnot radiálních rychlostí a pro ≥ 70 % hvězd dosahuje přesnosti ≤ 10 km/s. Kromě dat radiálních rychlostí projekt ze spekter určuje povrchovou teplotu, gravitační zrychlení, celkovou metalicitu a zastoupení 7 chemických prvků.

Ohledně DR1 však není všechno jen růžové. Někteří vědci se ozvali s námitkami vůči naměřeným hodnotám paralax v porovnání s nezávislými měřeními. K. Stassun a G. Torres zjistili ze souboru 158 zákrytových proměnných, že katalog DR1 udává hodnoty paralaxy posunuté v průměru o (−0,25 ± 0,05) mas, tj. vzdálenosti vycházejí větší proti dřívějším měřením. Autoři upozornili, že problém zřejmě nějak souvisí s ekliptikální šířkou – zatímco u severního pólu ekliptiky má posun hodnotu -0,38, u jižního pólu jen -0,05. W.-Ch. Jao aj. získali prakticky shodnou systematickou chybu (-0,24 ± 0,02) mas porovnáním s paralaxami 612 samostatných hvězd; díky většímu vzorku také zjistili, že velikost chyby klesá se vzdáleností hvězdy. Do třetice s podobnou hodnotou systematické chyby přišli J. de Ridder aj., kteří pomocí astroseismologické metody na vzorku 938 červených obrů získali hodnotu posunu paralax (-0,29 ± 0,02) mas.

A. C. Schneider aj. použili data družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) k vytvoření přehlídky blízkých hvězd s velkým vlastním pohybem (≥ 250 mas/r). Družice WISE byla v prosinci 2013 znovu oživena s novým hlavním cílem, jímž je detekce blízkozemních planetek, ale její infračervené (IR) detektory jsou vhodné i k pozorování málo zářících trpasličích hvězd. Autoři získali katalog 20 548 objektů s velkým vlastním pohybem, z nichž 1 001 je nových. Zaměřili se na ty se vzdáleností ≤ 25 pc od Slunce a podrobili je následnému výzkumu v optickém i IR oboru – výsledkem je 24 nově objevených trpaslíků spektrálních tříd M, L i T.

D. Lang, D. Hogg a D. Schlegel využili stejná data z družice WISE k poněkud netradičnímu zpracování, jemuž říkají „vnucená fotometrie“. Pomocí poloh nebeských zdrojů z katalogu přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a typu zdroje z téže přehlídky (rozlišení hvězda / galaxie, galaktický profil atp.) vypočetli „jasnost“ zdroje v jednotlivých snímcích WISE pomocí datových charakteristik, použitých k redukci dat v dřívějších katalozích družice WISE. Tento postup nelze označit za skutečnou fotometrii, ale má dvě zásadní výhody: i pro splývající zdroje WISE díky vysoké přesnosti SDSS umožňuje určit jejich jednotlivé relativní „jasnosti“ a především poskytuje konzistentní porovnání vizuálních jasností v katalogu SDSS a IR „jasností“ WISE. Autoři zveřejnili na internetu kromě vybraných ukázek výstupů také software pro zpracování jednotlivých dlaždic katalogu WISE.

S.  Majewski publikoval shrnutí výsledků přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) v rámci SDSS–III, která v rozmezí let 2011–2014 pořídila přes půl milionu spekter více než 160 000 hvězd Mléčné dráhy ze všech jejích oblastí, včetně hvězd zakrytých hustým prachem. Předběžné výsledky se už stihly uplatnit např. v dynamice Galaxie, mapách chemického složení hvězd v disku i výduti, chemii mezihvězdného prostředí, detekci neviditelných průvodců a chemickém vývoji hvězdokup. V běhu je druhá fáze přehlídky, která by měla skončit v r. 2020 a která bude více zaměřená na hvězdy, které pozorovaly přístroje Kepler a CoRoT a pro něž bude možné kombinací dat určit velmi přesně chemické složení, dynamiku a věk, což má ve výsledku umožnit vznik velmi přesného modelu vývoje Mléčné dráhy.

R. de Jong aj. za konsorcium 4MOST (4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope) informoval o této přehlídce, která se připravuje na Evropské jižní observatoři (ESO) na Paranalu na 4metrovém dalekohledu VISTA. Jde o širokoúhlou přehlídku, jejímž úkolem bude pořídit 25 milionů spekter objektů z celé jižní oblohy; při pozorováních za soumraku a při špatných podmínkách je projekt připraven pořídit i spektra jasných hvězd. Projekt je ve fázi dokončení návrhu přístrojů; první světlo by měl spatřit v r. 2021 a přehlídka by měla trvat nejméně pět let, přičemž by se ke každému pozorovanému objektu měla vrátit nejpozději za dva roky. Projekt by měl být doplňujícím pozemským přístrojem k očekávaným objevům od kosmických teleskopů Gaia, eROSITA, Euclid, TESS a PLATO a ESO očekává jeho významný přínos astroseismologickým měřením, která opět umožní zpřesnění znalostí o stáří, hmotnostech a chemickém složení hvězd v Galaxii.

ESO oznámila vítěze výběrového řízení některých zakázek pro Evropský velmi velký dalekohled (E-ELT) za 400 milionů €, což je zatím největší kontrakt, jaký byl v historii pro pozemní astronomii uzavřen. Zakázku na kruhovou budovu o výšce bezmála 80 m s otočnou kopulí o průměru 85 m a samotnou konstrukci dalekohledu s průměrem primárního zrcadla 39 m získal italský průmyslový holding ACe Consortium. Menší zakázku na sekundární zrcadlo o průměru 4 m a další pomocná zrcadla systému adaptivní optiky získala francouzská společnost Reosc. Stavební práce na Cerro Armazones by měly začít v r. 2017 (pozn. z budoucnosti: základní kámen byl skutečně položen 25. května 2017) a konstrukce dalekohledu i budovy by měly být hotové v r. 2024.

Projekt 30metrového dalekohledu (TMT, Thirty Meter Telescope) na Mauna Kea se nadále nachází v nejistém stavu. Poté, co v prosinci 2015 místní soud rozhodl o zrušení mimořádného stavebního povolení, se zástupci projektu odvolali a věc řeší právníci. Vedení TMT se začalo rozhlížet po náhradní lokalitě, pokud by se se zástupci havajských náboženských skupin nepodařilo dojít k rozumné dohodě. Projekt za 1,5 miliardy dolarů před koncem roku oznámil, že jako záložní umístění byl vybrán vrchol Roque de los Muchachos na kanárském ostrově La Palma – jeho nadmořská výška je sice o 1650 m nižší, což by představovalo zhoršení podmínek pro IR astronomii, naproti tomu na místě existuje rozsáhlá observatoř s dobrou infrastrukturou.

Adaptivní optika potřebuje k činnosti referenční zdroj světla ve vysoké atmosféře, aby mohla detekovat změny vlnoploch při průchodu vzduchovými vrstvami. Takovým zdrojem bývá v dnešní době laser – R. Arsenault aj. informovali, 26. dubna 2016 byl na čtvrtém z dalekohledů VLT (Very Large Telescope) na Paranalu uveden do provozu kompletní laserový systém 4LGSF (4 Laser Guide Star Facility), který bude následně doplněn aktivními prvky pro primární i sekundární zrcadlo a v dalším roce umožní zapojení nových přístrojů MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) a HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager). Všechny systémy byly vyrobeny a otestovány v laboratořích v německém Garchingu a čeká je už jen kompletace na observatoři. Po dokončení a uvedení do provozu půjde o nejdokonalejší systém adaptivní optiky, který lidstvo vytvořilo.

J. Vaubaillon aj. informovali, že 28. května 2018 byla spuštěna rozsáhlá bolidová síť FRIPON (Fireball Recovery and InterPlanetary Observation Network), čítající na 100 kamer a 25 rádiových přijímačů, pokrývajících celou viditelnou oblohu nad Francií. Rozestupy mezi kamerami jsou 50÷100 km, řada z nich je umístěná na univerzitních či kulturních budovách, dvě jsou na Korsice a po jedné v rakouské Vídni a rumunské Bukurešti. Automatický systém při detekci meteoru z více než dvou kamer provede přibližný výpočet dráhy a pravděpodobné dopadové oblasti a upozorní lidský dohled. Kromě sítě detektorů tvůrci projektu mysleli i na podporu dobrovolníků, kteří následně vyrazí do terénu hledat úlomky dopadnuvších meteoritů – systém Vigie-Ciel má v budoucnu nabídnout i koordinaci hledajících.

E. V. Garcia aj. zveřejnili zprávu o úspěšných testech optického vláknového interferometru VISION (Visible Imaging System for Interferometric Observations at NPOI) na dalekohledu NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) na Andersonově náhorní plošině nedaleko Flagstaffu v americké Arizoně. Autoři po laboratorních testech provedli zkoušku na nadobří dvojhvězdě ζ Ori A (celá trojhvězda je Alnitak, v Orionově pásu při pohledu ze severní polokoule nejvíce vlevo) – ve vlnových délkách 570÷750 nm je rozdíl jasností obou složek (2,18 ± 0,13) mag, poziční úhel (223,9 ± 1)° a úhlová vzdálenost složek je (40,6 ± 1,8) mas, což je v dobré shodě s dříve publikovanými parametry drah.

K. Gwinner aj. publikovali podrobný popis vlastností kamery HRSC (High Resolution Stereo Camera) na palubě evropské družice Mars Express, která 25. prosince 2003 po téměř sedmiměsíčním letu zakotvila na oběžné dráze kolem Marsu. HRSC má objektiv typu APO-Tessar s ohniskovou vzdáleností 175 mm a světelností f = 5,6, detektorem je 9 CCD čipů s velikostí pixelů 7×7 µ při rozlišení 8,25″/pixel a filtrovým kolem s devíti pozicemi pro barevné i panchromatické filtry. Kamera umožňuje jednotlivé expozice s časy v rozsahu 2,24÷54,5 ms a díky sekvenčnímu vyčítání poskytuje také pásové skenování povrchu Marsu. Šířka snímaného pásu odpovídá 52,2 km při výšce 250 km nad povrchem (povrchové rozlišení 10×10 m), délka závisí na velikosti volné operační paměti v danou chvíli. Díky snímání stejných míst pod různými úhly je možné zkonstruovat jak digitální model terénu (DTM), tak pořídit ortofoto mapy se subpixelovým rozlišením. Za 10 let provozu družice se podařilo pořídit DTM s rozlišením 50 m a výškovým rozlišením ~10 m pro zhruba 40 % povrchu planety, panchromatické ortofoto mapy s rozlišením ≤20 m pro ~70 % povrchu a s rozlišením ≤100 m pro 97 % povrchu. HRSC je doplněna druhou kamerou SRC (Super Resolution Channel), která má přibližně 5× vyšší rozlišení, ovšem jen 1 Mpx CCD snímač bez filtrového kola. Důležitým doplňkovým programem obou kamer je pravidelné snímání obou Marsových měsíců; pro Phobos byl dat již pořízen dostatek k vytvoření úplného DTM a kompletní ortofoto mapy.

NASA zveřejnila datum 1. října 2016 coby zahájení programu Beyond Spitzerova kosmického teleskopu (SST), tedy prodloužení mise o dalšího 2,5 r. 13 let po zahájení provozu je SST stále v překvapivě dobré kondici, přestože chladicí směs je dávno vyčerpaná. Pracují dvě kamery z původních čtyř a pasivní chlazení udržuje jejich teplotu na 30 K. Sonda stále více zaostává za Zemí, což vynucuje její poněkud nevhodnou orientaci – aby fungovala komunikace se pozemním střediskem, musí sonda odklonit sluneční panely od optimální polohy, což klade vyšší nároky na baterie. Primárními cíli programu Beyond bude sledování exoplanet a spolupráce s HST na pozorování nejvzdálenějších galaxií. T.  Esplin a K. Luhman navrhli metodu využití kamery IRAC (InfraRed Array Camera) na SST k přesné IR astrometrii slabých zdrojů, zejména k měření paralaktických vzdáleností hnědých trpaslíků v okolí Sluneční soustavy a ke zjišťování vlastních pohybů vznikajících prahvězd v blízkých oblastech tvorby hvězd; autoři prokázali úspěšnost metody na vzorku archivních dat.

Konstrukce JWST (James Webb Space Telescope), největšího kosmického dalekohledu s průměrem zrcadla téměř 6,5 m pokročila do další významné fáze. Po sérii jednotlivých testů platformy, přístrojové sekce a primárního zrcadla byly všechny části teleskopu sesazeny dohromady. Celý komplet teď čekají obdobné zkoušky, jakými nejprve prošly samostatné části: vakuový, kryo a vibrační test, kvůli nimž je nutné nejprve dokončit na míru vyvinutou testovací komoru. Celý projekt provázejí od počátku problémy a zásadní změny, pracuje na něm přes 1 000 lidí ze 17 zemí světa už více než 20 let; rozpočet projektu několikrát překročil stanovenou hranici a JWST má aktuální cenovku 8 miliard dolarů.

NASA kromě zpráv o vývoji JWST vypustila do světa také podrobnější informace o dalekohledu WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope), který má být dalším z nástupců HST a SST. Americký Kongres uvolnil finance na zahájení projektu a přístroj, jehož hlavním cílem bude rozsáhlá přehlídka vzdálených galaxií, by měl být hotov v polovině 20. let. Na projektu už se podle původních představ mělo pracovat, ale zdržel se mj. právě kvůli průtahům a prodražení JWST. Tentokrát se zdržení ukázalo jako prospěšné, neboť r. 2012 dostala NASA od bezpečnostních složek dvojici zrcadel o průměru 2,4 m, původně určených pro špionážní družice. Rozměr zrcadel je větší, než měla mít původní verze WFIRST, ale přizpůsobení sondy většímu průměru zrcadel nevyžaduje vyšší náklady, než by stála výroba nového primárního zrcadla – sonda tak díky zdržení bude mít větší sběrnou plochu a citlivost.

Největší astronomickou záhadu posledních let, rychlé radiové záblesky (Fast Radio Bursts, FRB), se zvolna daří rozplétat víc a víc. V archivu radioteleskopu z Green Bank (GBT) K. Masui aj. objevili záznam FRB110523, u něhož se poprvé podařil zjistit lineární polarizaci signálu (kruhová polarizace již byla detekována dříve). Autoři dle modelu rozložení mezihvězdné látky směrem ke zdroji odhadli vzdálenost zdroje odpovídající červenému posuvu z ≤ 0,5. Lineární polarizaci lze vysvětlit buď hustým oblakem látky se silným magnetickým polem v těsném okolí zdroje, nebo polohou zdroje v centrální oblasti mateřské galaxie. Protože se zároveň z jiných zdrojů zdá, že FRB jsou pravděpodobně dvojího druhu, autoři upozorňují, že FRB110523 pochází spíše od mladého hvězdného objektu než od splývající neutronové dvojhvězdy, které se typicky uvnitř hustých oblastí mezihvězdné látky nenacházejí. Kromě tohoto případu bylo v archivu GBT nalezeno dalších ≥ 6 000 záznamů FRB.

E. Keane aj. pomocí postupně budované sítě SKA (viz níže) zachytili FRB150418, ke kterému následně australská observatoř ATCA (Australia Telescope Compact Array) nalezla slabý rádiový dosvit, jenž po 6 dnech zmizel. Díky zpřesněné poloze autoři využili 8,2m dalekohled Subaru na Mauna Kea a nalezli slabou eliptickou galaxii s červeným posuvem z = (0,492 ± 0,008). Tato galaxie nevykazuje žádné známky tvorby hvězd, podle autorů se v tomto případě nejspíš jedná o druhý typ FRB, vyvolaný pravděpodobně kolizí dvou kompaktních objektů.

Do třetice FRB: L.  Spitlerová aj. použili r. 2015 radioteleskop v Arecibu k následným pozorováním FRB121102 a zjistili, že záblesky se opakují; celkem v rozmezí asi 3 h zachytili dalších deset vzplanutí s dostatečně shodnou lokalizací na obloze. Ať je tedy příčina záblesku jakákoli, přinejmenším tento zdroj ji dokáže přežít. Záblesky se od sebe poněkud liší, což autoři přičítají fyzickým změnám prostředí kolem zdroje. Snaha pozorovat opakované záblesky FRB121102 observatoří v Parkesu byla neúspěšná, což je patrně způsobené nedostatečnou citlivostí tamější aparatury. P. Scholz aj. naopak ohlásili úspěšnou detekci další pětice záblesků pomocí GBT a potenciální rentgenový protějšek v archivu družice Swift (pravděpodobnost náhodné shody polohy je však vysoká). Na základě kombinace dat z různých zdrojů autoři odhadují, že za den na celé obloze zableskne ≥ 10 000 FRB.

R. Adam aj. publikovali zprávu o prvním „světle“ observatože MeerKAT (More of Karoo Array Telescope), která je předstupněm budované sítě SKA (Square Kilometer Array). MeerKAT zatím sestává z 16 antén o průměru 13,5 m. Antén bude nakonec 64 na ploše více než 17,5 tis. m2 a po dokončení celého pole se bude jednat o nejcitlivější radioteleskop na jižní polokouli a zároveň jednu ze tří hlavních základen systému SKA. Další části SKA měly být podle původního plánu budovány od r. 2018 a má se jednat jednak o 133 středněvlnných antén, umístěných stejně jako MeerKAT v Jižní Africe – tzv. SKA1, a pak o australský dlouhovlnný systém LFAA (Low-Frequency Aperture Array), který bude mít antén téměř 130 tisíc. Jako malá ukázka budoucích schopností může posloužit fakt, že MeerKAT v zorném poli prvního pozorování objevil více než 1 300 galaxií, zatímco před jeho spuštěním jich v daném poli bylo známo pouze 70. Celý systém by měl začít pracovat v r. 2020, SKA1 však vzbudil nevoli místních obyvatel kvůli velkým nárokům na prostor a vyvlastňování farem a další vývoj tak není zcela jasný; také slibovaný přínos místní ekonomice se v případě MeerKAT zatím příliš neprojevil.

Největší anténa světa radioteleskopu FAST (Five-hundred metre Aperture Spherical Telescope) vybudována v Číně poblíž vesnice Jinke (26° s. š.; 107° v. d.) zahájila 25. září 2016 testovací provoz. Anténa se skládá ze 4 450 panelů a funguje na principu aktivní optiky. Projekt stál 180 mil. dolarů a jeho hlavními pozorovacími cíli budou pulsary, molekulární mračna, FRB a pravděpodobně také pátrání po mimozemské inteligenci. Systém teleskopu je poměrně složitý a očekává se zhruba tříletá fáze ladění a vychytávání problémů.

Průzkumný projekt LISA Pathfinder, jehož hlavním úkolem je ověřit koncept pro projekt pozorování gravitačních vln z černých veleděr eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna; ESA), zahájil v březnu 2016 testovací provoz. Sonda obíhající kolem bodu L1 má pracovat šest měsíců. Jádro sondy sestává ze dvou krychlí ze slitiny zlata a platiny o hraně 46 mm, umístěných ve dvou vakuových komorách ve vzdálenosti 380 mm od sebe. Hlavním cílem je prověřit, že je možné změřit změny vzdálenosti krychlí s přesností ≤ 10 pm (pikometr = 10-12 m), doplňkovým programem je testování mikroakcelerometrů a orientačních trysek s nepatrným výkonem.

E. Barrelet zveřejnil velmi neobvyklou metodu kalibrace optického systému velkých dalekohledů, která využívá důmyslného propojení řízeného zdroje světla s vyčítáním elektronického signálu z detektoru dalekohledu. Autor na příkladu dalekohledu CFHT (Canada France Hawaii Telescope) a kamery MegaCam a LED zdroje světla SNDICE (SuperNova Direct Illumination Calibration Experiment) ukázal, že díky analýzám vlnoploch, statistickým výpočtům a optimalizacím elektroniky detektorů je možné zvýšit citlivost dané soustavy až o dva řády bez nutnosti zasahovat do optiky nebo mechaniky teleskopu. Metoda díky statistickým přístupům zohledňuje drobné vady zrcadel, charakteristický šum jednotlivých prvků elektroniky a dokonce i efekty zbytkového světla v prostoru primárního zrcadla. Jednou vypočtené „kalibrace“ je navíc možné používat poměrně dlouhou dobu, samozřejmě pokud se nemění konfigurace optického systému.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

John BEKENSTEIN (*1947; termodynamika černých děr); André BRAHIC (*1942; planety a jejich prstence); James CRONIN (*1931; astročásticová fyzika; Nobel 1980); Klim ČURJUMOV (*1937; komety); Rodney DAVIS (*1930; radioastronomie); Pietro GIANNONE (*1937; stelární astrofyzika); Ichiro HASEGAWA (*1928; meziplanetární látka); Michael JURA (*1947; interstelární látka a astrobiologie); Georgij KARSKÝ (*1932; kosmická geodézie); Ladislav KOŠINÁR (*1929; hvězdárna Sobotište); Sir Harry KROTO (*1939; fullereny v kosmu); A. G. Davis PHILIP (*1924; stelární astrofyzika a stavba galaxií); Teodor PINTÉR (*1947; sluneční fyzika); Nina POLOSUCHINA-ČUVAJEVA (*1931; stelární astrofyzika); Jaroslav RAJCHL (*1931; meteorická astronomie); Mercedes RICHARDSOVÁ (*1955; těsné dvojhvězdy); Elizabeth ROEMEROVÁ (*1929; komety a planetky); Antonín RÜKL (*1932; astronomická kartografie); Lutz SCHMADEL (*1942; planetky; historie astronomie); Roberto SISTERÓ (*1939; výzkum hvězd a galaxií; kosmologie); Jean-Louis STEINBERG (*1922 (přežil holocaust); radioastronomie a kosmonautika); Ewen Whitaker (*1923 (tajný podíl na invazi 1944); výzkum Měsíce, podíl na projektu Apollo).

9.2. Ceny a vyznamenání

Mezinárodní ceny

Immo APPENZELLER (m. Karla Schwarzschilda; Astronomische Gesellschaft; vývoj hvězd a astronomická technika); John BARROW (Zlatá m. RAS: kosmologie; >500 prací); Anthony BELL (Eddingtonova m. RAS: astrofyzikální urychlovače částic); Ronald DREVER + Kip THORNE + Rainer WEISS + LIGO tým [1015 osob – 2,5 tis. $/os. ]: (Gruberova c. + Special Breakthrough c. + Shawova c. + Kavliho c.; gravitační vlny); Andrew FABIAN (m. Bruceové ASP; >1 tis. prací; obecná astrofyzika); Roy KERR + Roger BLANDFORD (Crafoordova c.: rotující černé díry).

Domácí ocenění

Zdeněk MIKULÁŠEK (Nušlova c.; stelární astronomie); Zdeněk STUCHLÍK (Kopalova přednáška; relativistická astrofyzika); Alena a Petr HADRAVOVI (Littera astronomica; překlady klasiků); Martin MAŠEK (c. Jindřicha Šilhána; proměnné hvězdy); Pavel PROKOP (c. Jindřicha Zemana; astrofotografie); Michal ŠVANDA (c. AV a nadace Neuron: popularizace); Michal ŠVANDA (c. Akademie věd ČR za popularizaci vědy).

Mezinárodní astronomické olympiády

21. IAO (Mezinárodní astronomická olympiáda; Pamporovo, Bulharsko; 16 států):
Jindřich JELÍNEK (II. pořadí; Olomouc); Martin SCHMIED a Martin ORSÁG (III. pořadí; Vyškov);

10. IOAA (Mezinárodní olympiáda v astronomii a astrofyzice; 47 států) Bhubaneswar, Indie):
Josef LIPTÁK (3. místo; Banská Bystrica); Jindřich JELÍNEK (9. místo; Olomouc) – oba zlaté m. Martin OKÁNIK (48. místo; Banská Bystrica) – stříbrná m.; Lukáš SUPIK (83; Třinec); Jana SVRČKOVÁ (89. místo; Senica) – oba bronzová m.

9.3. Astronomické katalogy, observatoře a společnosti

I. Soszynski aj. zveřejnili katalog proměnných hvězd třídy RR Lyrae na základě mimořádně úspěšného polského projektu OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), jehož primárním cílem bylo získat údaje o gravitačních mikročočkách. V jeho rámci se opakovaně zobrazuje jak oblast výdutě naší Galaxie, tak také obě Magellanova mračna. Jelikož projekt uchovává již od r. 1992 data o všech změnách jasnosti hvězd v těchto polích, umožňuje vytvářet homogenní katalogy o různých typech proměnnosti hvězd až do vzdálenosti Malého Magellanova mračna. Nový katalog obsahuje údaje o více než 39 tis. hvězd RR Lyr ve Velkém a 6,4 tis. hvězd v Malém mračnu. Pro účely kalibrace vzdáleností jsou přidány také údaje o proměnných hvězdách tohoto typu v popředí. Katalog pomůže kalibrovat přesné vzdálenosti ostatních trpasličích galaxií v okolí naší Mléčné dráhy, protože hvězd třídy RR Lyr je daleko více než cefeid, jenže pro nižší zářivý výkon oproti cefeidám se hodí k přesné kalibraci vzdáleností soustav jen v lokálním okolí Galaxie.

Podobně M. Pavlak aj. využili projektu OGLE k sestavení katalogu zákrytových dvojhvězd v obou Magellanových mračnech. Katalog obsahuje údaje o 40 tis. zákrytových dvojhvězdách ve Velkém a dalších 8,4 tis. takových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu, z toho přes 16 tis. případů přibylo oproti předešlým katalogům. Katalog je téměř kompletní do 19,6 mag, přičemž rozsah jasností pokrývá interval 13,0 ÷ 20,4 mag. Úhlová plocha, kterou zabírají Magellanova mračna je ovšem úctyhodná: 650 □°.

Týž projekt OGLE využili I. Soszynski aj. také k sestavení katalogu více než 450 tis. zákrytových dvojhvězd opakovaně sledovaných ve výduti naší Galaxie ve fotometrických pásmech I a V. Tento program se postupně vylepšoval. Na observatoři Las Campanas v Chile nyní pracuje 1,3m Varšavský teleskop, který od r. 1997 do r. 2000 sledoval opakovaně 30 mil. hvězd na ploše 11 □°; v letech 2001-2009 se však plocha zvětšila na 69 □° (200 mil. hvězd) a od r. 2010 už na 182 □° (400 mil. hvězd).

Podobně významný je i katalog zákrytových dvojhvězd zveřejněný týmem B. Kirka, jenž obsahuje mimořádně přesné údaje o světelných křivkách zákrytových dvojhvězd v základním poli družice Kepler, tj. v souhvězdích Cyg, Lyr a Dra na úhlové ploše 105 □°. V katalogu se nacházejí i speciální případy trojhvězd, soustav, v nichž hloubka minim kolísá s časem, ale též soustavy, v nichž za celou dobu měření došlo jen k jednomu zeslabení jasnosti zkoumané hvězdy. Katalog obsahuje údaje o téměř 2,9 tis. zákrytových soustav, což představuje 1,3 % všech bodových objektů v zorném poli družice.

D. Armstrong aj. využili metody strojového učení ke klasifikaci proměnných hvězd včetně zákrytových dvojhvězd pro pokračování projektu Kepler-2, kdy se družice v intervalech několika desítek dnů posouvala podél ekliptiky. Využili několika trénovacích souborů k příslušnému učení a pak už metodu použili naostro pro prvních 5 polí podél ekliptiky. Rozlišili tak přes 150 proměnných třídy RR Lyr, téměř 380 pulsujících hvězd typu δ Sct a přes 130 pulsátorů typu γ Dor. Dále rozpoznali 183 oddělených a 290 polodotykových a kontaktních zákrytových dvojhvězd. Jako obří třešeň na dortu rozpoznali dalších téměř 9,4 tis. proměnných, které mají na svém povrchu tmavé skvrny.

Jak uvedl autor objevu P. Cagaš, čeští astronomové spolupracující s velmi aktivní skupinou amatérů objevili v r. 2016 již 1000. českou proměnnou hvězdu v naší Galaxii. Jde o objekt V0729 Aql, což je zákrytová dvojhvězda typu Algol s oběžnou periodou složek 11,5 h. Dostala také domácí označení CzeV1000.

B. Whitmore aj. připravili 1. verzi doslova královského katalogu pozorování všech objektů, jež za čtvrt století vykonal Hubbleův kosmický dalekohled (HST). V tomto superkatalogu jsou zahrnuta všechna měření vykonaná aparaturami WFPC2, ACS/WFC, WFC3/UVIS, a WFC3/IR. Úhrnem jde přibližně o 80 mil. záznamů 30 mil. rozličných objektů, přičemž měření probíhala pomocí 112 různých kombinacích detektorů a filtrů! HST za tu dobu pořídil asi 160 tis. expozic. Jasnosti objektů v katalogu jsou přesné na ±0,1 mag, ale v mnoha případech dokonce na ±0,02 mag. Chyby v poloze nepřesahují 0,01", ale často klesají až na 0,002 3". Autoři se však vynasnaží tyto chyby v budoucích vydáních ještě snížit.

W. Williams aj. zveřejnili katalog rádiových zdrojů ve frekvenčních pásmech 130 ÷ 169 MHz (vlnové délky 1,8 ÷ 2,3 m) v zorném poli o plošné výměře 19 □° v souhvězdí Pastýře. Katalogová měření vykonali pomocí obří rádiové aparatury LOFAR (Low Frequency Array; 20 tis. stacionárních antén; 48 observatoří v Holandsku, Německu, Velké Británii, Francii, Švédsku, Irsku, Finsku a Polsku). Pointace zdrojů se uskutečňuje fázovými změnami jednotlivých antén. Katalog obsahuje téměř 6,3 tis. rádiových zdrojů s úhlovým rozlišením ~6" a citlivostí až 0,12 mJy ve svazku; o řád lepší, než tomu bylo u předešlých přehlídek. Katalog tak obsahuje i měření s hustotami rádiového toku <10 mJy. V katalogu jsou proto zastoupeny i galaxie s nízkým tempem vzniku hvězd, jakož i rádiově tiché galaxie s aktivními jádry),

P. Jenke aj. zahájili v r. 2010 hledání zdrojů GRB v cizích galaxiích pomocí celooblohového detektoru GBM na palubě družice Fermi. Katalog obsahuje údaje o téměř 1,1 tis. rentgenových vzplanutí pozorovaných během tříletého provozu družice; z toho 750 termonukleárních výbuchů, dále téměř 270 přechodných jevů způsobených akrecí materiálu na mateřskou černou díru, resp. rentgenovými impulsy, jakož i 65 neindukovaných záblesků záření gama. Odtud odhadli, že četnost těchto termonukleárních rentgenových výbuchů v pomyslné kouli se středem ve Slunci a průměrem 10 kpc dosahuje 1,4 výbuchů denně!

Dosud nejrozsáhlejší katalog všech rentgenových zdrojů na obloze (2RXS) publikovali T. Boller aj. I když katalog obsahuje údaje o 135 tis. zdrojů v energetickém pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV, je podle odhadu autorů asi 30 % zdrojů fiktivních. Když se však z katalogu vyloučí nejslabší zdroje, tak zbude 71 tis. zdrojů, ale jen 5 % z nich bude fiktivních.

Jak uvedli S. Rosen a jeho tým provozující družici XMM – Newton, pro vyhledávání nových zdrojů začali autoři používat speciální algoritmy, které mají co nejvíce snížit výskyt fiktivních zdrojů v rentgenových katalozích. Družice Newton je vůbec nejcitlivější družice pro rentgenový obor, která je v současné době stále v provozu. Má také široké zorné pole o průměru 0,5°. Nejnovější katalog 3XMM-DR5 obsahuje přes půl milionů záznamů pozorování téměř 400 tis. rentgenových zdrojů. Pro 133 tis. nejjasnějších zdrojů se podařilo zaznamenat jak jejich rentgenové světelné křivky, tak i rentgenová spektra. Je to vůbec nejrozsáhlejší katalog zdrojů v celé historii rentgenové astronomie. Obsahuje objekty jak z naší Sluneční soustavy, tak i z vnějšího vesmíru od naší Galaxie až po nejvzdálenější kvasary v hlubinách vesmíru.

Nejnovější výsledek družice Planck (ESA) publikoval tým autorů v časopise Astronomy & Astrophysics již 39. kolektivní studii o výsledcích dosud nejlepší družice, jež měřila intenzitu i polarizaci reliktního záření s rekordní přesností. V této práci autoři shromáždili údaje o vůbec nejvzdálenějších, a tedy i nejstarších zdrojích mikrovlnného záření Ve zmíněné práci autoři použili také výsledky, které už dříve získala infračervená družice IRAS (ESA). Katalog obsahuje údaje o submilimetrových astronomických zdrojích ve frekvenčním rozsahu 353 ÷ 857 GHz (vlnové délky 350 ÷ 850 μm) s úhlovým rozlišením 5ʹ. V seznamu zdrojů se nacházejí základní údaje o zářivém toku a vzdálenostech 2 151 objektů. Odtud pak vychází jejich gigantický zářivý výkon až >100 TLʘ!Generální ředitel Evropské jižní observatoře (ESO) T. de Zeeuw zveřejnil plány na dlouhodobý rozvoj této unikátní observatoře, která už svými současnými výsledky se stala vedoucím pozemním astronomickým pracovištěm. Zatímco vlastní dalekohledy na Paranalu stále pracují, technici a vědci plynule obměňují koncové přístroje a tím drží krok s rozvojem špičkové záznamové techniky. První generace koncových aparatur pro kvarteto 8,2m dalekohledů byla úplná v r. 2007. Tyto přístroje byly postupně nahrazovány druhou generací, která byla dokončena v r. 2014. Souběžně se rozvíjela adaptivní optika, která téměř úplně odstraňuje deformace obrazu kosmických objektů vinou neklidu atmosféry. Druhá generace lidarů pro adaptivní optiku začala pracovat již v r. 2013.

Jako první přístroj třetí generace kamer byl v r. 2016 uveden do chodu systém VLTI GRAVITY, jenž díky spřažení všech čtyř obřích dalekohledů dosahuje úhlového rozlišení až 10 úhlových mikrovteřin, (100krát lepšího než HST), a přitom mnohem levněji. Aparatura ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observation) umožní od r. 2019 měřit radiální rychlosti hvězd s přesností až ±0,1 m/s a pokryje jedinou expozicí spektrální pásmo 380 ÷ 788 nm.

Přístup Polska do ESO v r. 2014 pomohl zmírnit významnou ztrátu financí, které svého času přislíbila Brazílie, ale po mnohaletých odkladech ratifikace smlouvy s ESO jak ve vládě, tak v parlamentu to vzdala. Výstavba v optických i mechanických závodech ELT probíhá podle plánu, takže se patrně podaří dodržet plánované „první světlo“ v r. 2025.

V r. 2019 by měl být dokončen 4m sluneční teleskop D. K. Inouye na Havaji. V říjnu 2022 se plánuje zahájení provozu obřího 8,4m přehlídkového teleskopu LSST na hoře Cerro Pachón v Chile v nadmořské výšce 2,7 km (vzdušnou čarou 10 km jihovýchodně od observatoře CTIO na Cerro Tololo). Tato zařízení jsou silně podporováno státní americkou vědeckou nadací (NSF), ale ta chce současně ukončit nebo výrazně omezit podporu takových skvělých aparatur jakými jsou 305m radioteleskop v Arecibu a 100m radioteleskop na observatoři Green Bank v Západní Virginii, nebo optické teleskopy na státní observatoři Kitt Peak v Arizoně. Celkem má přízeň NSF ztratit 10 optických a rádiových teleskopů, které zatím jsou téměř nepostradatelné díky poloze v příznivých místech a kvalitě výsledků, které pořizují.

Na přelomu června a července 2014 se konala v Helsinkách mezinárodní konference o planetkách, kometách a meteorech, jejíž výsledky však byly publikovány až v r. 2016. Konference se mj. zabývala pokroky v pořizování spekter meteorů a bolidů a zdokonalování údajů o meteorických rojích pomocí nového radaru EISCAT_3D, jenž by měl zdokonalit sledování všech plazmových úkazů v zemské atmosféře. R. Rudawska a tým slovenských astronomů popsali modernizovaný pozorovací systém All-Sky Meteor Orbit System (AMOS-Spec), jenž umožní nejenom získávat spektra, ale i určovat souběžně atmosférickou dráhu meteoroidu a tím identifikovat, z kterého meziplanetárního objektu meteoroid pochází. Studium komet získalo pochopitelně velký impuls díky mimořádně úspěšné kosmické sondě Rosetta, jež zkoumala zblízka i z povrchu kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenková. Cenné údaje o kometách přináší také polarimetrie záření komet, jak ukázali E. Zubko aj. Autoři ukázali, že polarizace světla komet je nejvíce ovlivněna prachovými částicemi a podstatně méně plynem. Prachové částice vykazují vysoký stupeň heterogenity, takže je zřejmé, že jádra komet jsou slepena y velmi různorodého stavebního materiálu. Výzkum planetek těží ze skvělých pozorování těchto těles družicí Gaia. Její pozorování fotometrických fázových křivek zlepšuje taxonomii planetek díky zpřesnění údajů o albedu planetek, což pak zvyšuje přesnost určování jejích geometrických rozměrů.

Vědeckým ředitelem NASA byl jmenován Thomas Zurbruchen, jehož hlavním oborem je sluneční fyzika. Zurbruchen se však už podílel na kosmickém projektu studia Merkuru (sonda MESSENGER). Japonská kosmická agentura JAXA (Japan Aerospace eXploration Agency) reagovala na neúspěchy při vypuštění dvou rentgenovýzch družic a nešťastnou ztrátu pokročilé rentgenové družice ASTRO-H (Hitomi), jež po sérii chyb v řízení se roztočila na vysoké obrátky, které způsobily utržení obou slunečních panelů po pouhém měsíci měření na oběžné dráze kolem Země. Agentura změnila systém řízení a kontroly a slibuje vypuštění jednodušší rentgenové družice v r. 2021.

Redakce časopisu Nature uveřejnila koncem roku 2016 seznam 10 přírodovědců, kteří se v uplynulém roce mimořádně zviditelnili svými objevy. V této společnosti citovala také španělského astronoma G. Anglada-Escudé, jenž se svým týmem jako první prokázal, že kolem Proximy Centauri (Sp. M5.5 V) obíhá ve vzdálenosti 7,3 mil. km po kruhové dráze exoplaneta o hmotnosti 1,3 MZ v periodě 11 dnů. Šlo o výsledek perně zasloužený, protože autor a jeho tým sledovali změny radiální rychlosti hvězdy vůči pozorovateli po dobu 17 let. Hlavní autor vymyslel metodu, jak ze slabých a silně zašuměných dat vylovit správnou periodu oběhu a ostatní pak už byla rutina. Objev exoplanety u druhé nejbližší hvězdy hned po Slunci zvýšil naději, že většina hvězd je obklopena jednou či více exoplanetami, takže exoplanet je v Galaxii možná dvakrát více než hvězd.

V srpnu 2015 se konala v Tokiu 8. mezinárodní konference o kosmickém prachu. V. Kulkarni ukázal, že výskyt a složení prachu v různě starých galaxiích se pronikavě liší a umožňuje tak pochopit, jak výskyt prachu ovlivňuje celkový vývoj galaxií v čase. Jelikož třetím nejvíce zastoupeným prvkem ve vesmíru je kyslík (ovšem s velkým odstupem za vodíkem i héliem), jenž hraje významnou úlohu ve složení prachových částic; vyskytuje se zejména jako součást ledové námrazy na kondenzačních jádrech v okolí starých hvězd, ale i kolem supernov a v oblastech současné tvorby hvězd. G. Vidali aj. dokonce uskutečnili laboratorní experimenty, které ověřují reakce probíhající v rozličných fyzikálně-chemických podmínkách vesmírného prachu. Velmi zajímavé výsledky se týkají zpřesňování představ o roli prachu při vzniku planetárních soustav kolem nově vznikajících hvězd. Jak ukázali H. Kimura aj. dosavadní modelování podceňovalo lepící potenciál drobných částeček prachu až o dva řády. Velkou úlohu při slepování hrají žáruvzdorné částečky prachu, které překonávají hradby drcení materiálu při srážkách, a proto hrají klíčovou úlohu při tvorbě planetesimál v protoplanetárních discích.

Jak připomněla K. Korneiová, pokroky pozemské i kosmické astronomie vyžadují nové profese zejména u obřích dalekohledů, kde je třeba zaměstnávat specialisty – kvalifikované inženýry, pozorovatele a opraváře; observatoř ALMA potřebuje vysoce kvalifikované řidiče pro transportéry převážející rádiové paraboly a usazují je na přesně definované geodetické polohy na pláni o nadmořské výšce 5 km.. Podobně speciální je i výcvik pilotů pro stratosférickou observatoř SOFIA, jež se pohybuje v extrémních výškách pro dopravní letadla, má na boku trupu čtvercový otvor o hraně 3 metry, a musí se za různými astronomickými úkazy vydávat do zcela opuštěných koutů světa, kde chybějí řídící pozemní stanice.

Dávno předtím, než se začala diskuse o malých příležitostech pro vědeckou práci žen, sehrály americké ženy na přelomu 19. a 20. stol. nezastupitelnou roli v rozvoji astrofyziky. Ještě v 80. letech XIX. stol., kdy na hvězdárnách pracovali počtáři, tak to byli jedině muži. Ke genderové proměně přispěl rozhodující měrou ředitel Harvardovy observatoře E. Pickering, když získal finance od nadace Anny Palmerové-Draperové, vdovy po amatérském astronomovi a lékaři H. Draperovi. Draper totiž toužil po fotografickém katalogu hvězd, který by obsahoval nejenom jejich jasnosti, ale také spektra. Další velkou sumu 50 tis. dolarů získal Pickering od filantropky C. W. Bruceové právě na rozvoj astronomické fotometrie a spektroskopie. (Pacifická astronomická společnost uděluje dosud každoročně prestižní astronomickou cenu C. Bruceové.) Pickeringovi pomohla kuriózní náhoda, když zaměstnal jako služku ve své domácnosti těhotnou skotskou učitelku Williaminu Flemingovou, kterou opustil manžel. Brzy si povšiml, že jde o mimořádně nadanou ženu, takže ji v r. 1881 zaměstnal na observatoři jako první počtářku (= computer). Flemingová objevila na snímcích pořizovaných na Harvardu přes 300 proměnných hvězd a v r. 1899 se stala první kurátorkou archivu fotografií hvězdárny. Společně s Pickeringem revidovali první pokusy o spektrální klasifikaci pomocí písmen od nejteplejších modrých hvězd až k nejchladnějším červeným hvězdám. V r. 1895 přijal Pickering jako dobrovolnici Henriettu Leavittovou. Byla absolventkou Radcliffovy koleje v americkém Cambridge a v r. 1903 získala na observatoř placené místo. Během pěti následujících let měřila jasnosti cefeid na snímcích Velkého Magellanova mračna a odvodila tak vztah mezi jejich zářivým výkonem a délkou periody proměnnosti. To byl rozhodující krok k určování velkých vzdáleností ve vesmíru, když se podařilo kalibrovat vztah Leavittové pomocí cefeid z naší Galaxie v době, kdy ředitelem observatoře se stal H. Shapley. Rok po Leavittové nastoupila mezi počtářky Annie J. Cannonová, absolventka Wellesleyovy ženské koleje. (Tehdejší ženské koleje v USA dávaly studentkám možnost absolvovat pouze bakalářské studium.) Cannonová se zasloužila o výrazné zlepšení klasifikace hvězdných spekter, tak jak je známe z dosud velmi populárního katalogu Henryho Drapera (HD). Byla to velmi namáhavá práce a Cannonová ji zvládla rychlostí klasifikace tří hvězd za minutu! Díky ní máme základy přehlídek oblohy, které slouží pokroku astronomie i ve 21. století.

V r. 1923 nastoupila k Shapleyovi britská stipendistka Cecilia Payneová a v r. 1925 obhájila na Harvardu jako první žena doktorskou disertaci: Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars. Jako první astrofyzička prokázala, že Slunce není ze železa, jak o tom zdánlivě svědčil bohatý výskyt čar železa ve slunečním spektru, ale převážně z vodíku, a na druhém místě z hélia. Na všechny další prvky ve Slunci připadají jen 2 % jeho celkové hmotnosti. Významný americký astronom Otto Struve prohlásil, že šlo o nejdůležitější disertaci v celých dějinách astronomie. Navzdory tomu se až v r. 1956 jako C. Payneová-Gaposhkinová stala vůbec první profesorkou na Harvardu a později i šéfkou katedry astronomie. Nicméně už v r. 1943 byla zvolena členkou Americké akademie věd a umění.

Mimochodem, švédský matematik G. Mittag-Lefler napsal v r. 1925 Shapleyovi, že hodlá navrhnout Leavittovou na Nobelovu cenu, ale od něho se dozvěděl, že Leavittová zemřela na konci r. 1921 ve věku 53 let... Poslední velkou genderovou nespravedlnost způsobil Nobelův komitét v r. 1974, když Nobelovu cenu za fyziku neudělil objevitelce Jocelyn Bellové, ale jen jejímu školiteli A. Hewishovi.

Observatoř Harvardovy koleje uchovává dodnes největší sbírku asi půl milionu přehlídkových astronomických fotografií oblohy na skleněných deskách. Systematická přehlídka začala v r. 1885 a pokračovala na severní i jižní polokouli, byť s přestávkami, až do r. 1990. Po celou dobu se právě astronomky staraly o jejich pečlivou úschovu i využití. Skleněné fotografické desky vykazují neobyčejnou trvanlivost při šetrném opatrování, a není divu, že po vynálezu optických skenerů vznikla myšlenka tuto sbírku digitalizovat, čímž by se stala nesmrtelnou. Skenování se věnují dobrovolníci pod vedením J. Grindlaye, ale pohroma přišla z nečekané strany. V lednu 2016 praskla na observatoři vodovodní trubka o průměru 0,2 m a voda zaplavila suterén včetně 4 nejnižších polic s fotografickými deskami. Dobrovolníkům se podařilo zachránit před zatopením 12 % dosud neskenovaných desek, ale 61 tis. desek muselo být uloženo do mrazicích pultů. Digitalizace se protáhne, protože za oběť záplavě padl i drahý profesionální skener a počítače. Dosud byla digitalizována třetina fotografického materiálu; vodovodní havárie protáhne celou akci o několik let.

M. Ossendrijver nalezl při čtení babylonských klínopisných tabulek důkazy, že ji v polovině třetího století př. n. l. dokázali babylónští astronomové měřit změny poloh Jupiteru, který byl pro ně nejvyšším bohem. Dosud se soudilo, že takové výpočty se poprvé uskutečnily v Oxfordu až koncem 14. stol. Svědčí to o matematické i astronomické vyspělosti tehdejších astronomů.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V r. 1987 publikovali P. Bak aj. pozoruhodný článek „Samočinně organizovaná kritikalita“, jenž se týkal nového přístupu k problémům statistické mechaniky a teorie kondenzované látky. Článek však našel o čtyři roky později odezvu v časopise Astrophysical J. Letters 380 (1991), L89 pod titulem „Laviny a rozložení slunečních erupcí“, který napsali E. T. Lu a R. Hamilton. Postupně se nový koncept (SOC) začal rozšiřovat do dalších astrofyzikálních disciplín potýkajících se s vysokou komplexností astrofyzikálních jevů, zejména v erupcích na hvězdách, magnetosférických minibouřích, radiačních pásech kolem planet, jevech uvnitř heliosféry, výskytu kráterů na Měsíci, planetách, planetkách i kometách, proměnách Saturnových prstenců i v pásu planetek a transneptunských objektů, skocích v rotačních periodách pulsarů, v opakovačích měkkého rentgenového záření, kolísání zářivého výkonu blazarů, změnách jasnosti v akrečních discích černých děr i v kolísání toku kosmického záření. M. Aschwaden aj., A. Sharma aj. a T. McAtter aj. uvedli podrobné příklady, kdy se nový koncept v astrofyzice výrazně osvědčil, ale také někdy narazil na meze své použitelnosti. Jde však nesporně o učebnicový příklad obohacování vědeckého poznání výpůjčkami ze zdánlivě odlehlých oborů přírodních věd.

Profesionální astronomové by si zřejmě přáli, aby všechny publikované vědecké práce byly přístupné celé komunitě co nejrychleji a bez vysokých finančních nákladů. Pokud mateřská pracoviště nepředplácejí prestižní časopisy v oboru za těžké peníze, lze si důležitý vědecký článek koupit individuálně za neúměrně vysoké částky. Situaci ovšem významně zlepšil projekt, jenž započali J. Cohnová a P. Ginsparg v srpnu 1991 pod hlavičkou Státní laboratoře v Los Alamos (LANL), jež měla dostatečnou kapacitu pro uchovávání vědeckých článků psaných v textovém procesoru TeX, resp. později LaTeX. Původní doména úložiště měla adresu xxx.lanl.gov. Na tuto adresu začali astronomové posílat své rukopisy ve chvíli, kdy je současně posílali k recenznímu řízení do standardních tištěných vědeckých časopisů. Obava, že se tak autoři vyhnou recenznímu řízení, se kupodivu nepotvrdila; Ginsparg a jeho tým prováděli předběžnou kontrolu pečlivě a velmi levně: náklady na zařazení vědeckých článků do databáze se pohybují kolem 10 dolarů. Vynálezce Ginsparg však narazil na ztrátu zájmu LANL o tuto rychle se rozrůstající službu, takže celý projekt přesunul v r. 2001 nejprve na vlastní adresu arXiv.org. V současné době provozuje tuto službu Cornellova univerzita v Ithace (stát New York). V posledních letech podporuje projekt roční částkou 826 tis. dolarů; další finance přicházejí od Simonsovy nadace. K tomu lze připočíst ještě dobrovolné příspěvky vědeckých institucí, jejichž pracovníci této skvělé služby hojně využívají.

Jak uvedla E. Gibneyová v časopise Nature, na zádech této služby se chtějí svézt nové časopisy, které by vědecké články služby arXiv chtěly publikovat jako otevřené zdroje, tj. bez autorských i předplatitelských poplatků. Koncem r. 2016 přišel s takovou iniciativou britský astrofyzik Peter Coles, který se dokonce domnívá, že takové otevřené časopisy by mohly mít i jiné vědecké obory. Není však jisté, zda se tato iniciativa ujme. Současná prezidentka Mezinárodní astronomické unie E. van Dishoecková hájí dosavadní stav, kdy existuje snad jen půl tuctu vynikajících astronomických vědeckých časopisů s kvalitním recenzním řízením, jež zveřejňují solidní výsledky za odpovídající peníze, ale obvykle rok po publikaci je vydavatelé zpřístupňují všem zájemcům zdarma. Důraz na spolehlivost prací má podle jejího názoru přednost, a to mohou zajistit jen renomované časopisy s armádou kompetentních externích recenzentů.

Nejčtenější světový časopis pro astronomy – amatéry vychází v USA jako měsíčník pod jménem Sky and Telescope. Jeho začátky jsou spojeny s iniciativou manžely Charlie a Helen Federerovými, kteří si pronajali v r. 1941 kumbálek v suterénu Harvard College Observatory v americkém Cambridge. Manželům se podařilo sloučit dva předešlé časopisy The Sky a The Telescope. Byl to zprvu opravdu rodinný podnik, do něhož manželé zapojili i své děti Barbaru a Tonyho. Děti dělaly korektury a lepily adresky na poštovní zásilky předplatitelům. Teprve v r. 1956 mohli Federerovi zakoupit pozemek poblíž městské skládky, ale už o tři roky později zakoupili tři budovy, v nichž časopis dodnes vzkvétá. Sky & Telescope odebírají předplatitelé ze všech kontinentů a naleznete jej i v odborných knihovnách profesionálních astronomických pracovišť. V prosinci 2016 již vyšlo číslo 902; měsíční interval vycházení nebylo nikdy přerušeno. Dnes jde o velmi zdatnou instituci, kterou lze americkým astronomům docela závidět.

Mezinárodní astronomická unie ve snaze zpopularizovat obor začala kodifikovat nebo nově navrhovat jména pro jasnější hvězdy a umožňuje i laické veřejnosti navrhovat jména pro exoplanety. Nejsem si jist, že se to všeobecně ujme.

J. Cleland polemizoval s názorem, že více nočního světla přispěje k pocitu bezpečnosti a snížení kriminality. Situace je opravdu vážná. Světelné znečištění oblohy stouplo od r. 1925 o dva řády, a od r. 1950 padesátkrát. Mezná hvězdná velikost se za posledních 8 let snížila o 0,6 mag. Americká námořní akademie zrušila v r. 2000 na své škole kursy astronomické navigace. Jenže v r. 2017 je obnovila, protože je poměrně snadné rušit nebo vyřadit systém GPS; k výpadkům může dojít i kvůli slunečním bouřím, kosmickému smetí anebo hackerskému útoku.

F. Falchi aj. uveřejnili v r. 2016 aktualizovaný atlas světelného znečištění na zeměkouli založený na pozorování družice obíhající po kruhové polární dráze ve výšce 800 km. Autoři zjistili, že 1/3 populace nevidí Mléčnou dráhu (v Evropě a USA tento podíl stoupá na 99 %) a 80 % lidí žije na místech s výrazným světelným znečištěním. Nejvyšší znečištění oblohy se vyskytuje v Singapuru, největší tma je v Čadu. Plošné znečištění je největší v Itálii a Jižní Koreji. Mezi průmyslově vyspělými státy jsou na tom zatím nejlépe Austrálie a Kanada. Bohužel přechod od sodíkových svítidel na bílé LED povede ke zdvojnásobení intenzity světelného znečištění v nejbližší budoucnosti.

Jak uvedl V. Štefl, tak první pokus o určení délky astronomické jednotky (au) najdeme u Kopernika, který soudil, že jsme od Slunce vzdáleni 7 mil. km a Saturn od Země 60 mil. km. Podstatně lépe si vedli G. D. Cassini a J. Richer, když využili velké opozice Marsu v září 1672. Dostali tak vzdálenost 138 mil. km, což už je řádově správně. Teprve pozorování přechodů Venuše přes sluneční disk v letech 1761 a 1769, která zpracoval v r. 1771 T. Hornby, dala hodnotu, která je už velmi blízká moderním měřením. Dnes lze změřit vzdálenost Slunce od Země s přesností ±10 m, ale astronomická jednotka je definována jako pevné číslo au = 149 597 870 700 m.

Jak ukázali P. Harmanec a. Prša, je při neustále se zvyšující přesnosti astronomických měření naprosto nutné, aby základní astronomické etalony byly definovány co nejpřesněji. Zabránilo by se tak chybným závěrům studií jen proto, že každý autor má svou vlastní oblíbenou sestavu astronomických konstant, jež často vybočují ze soustavy jednotek SI, a do hry pak vstupují ještě převodní faktory mezi astronomickými a univerzálními jednotkami. Poloměr Slunce je zatím definován číslem 695 700 km. Celkové průměrné ozáření Sluncem ve vzdálenosti 1 au činí (1 361 ±0,5) W/m2. Odtud pak vychází současný bolometrický zářivý výkon Slunce (3,8275 ±0,0014).1026 W a efektivní teplota sluneční fotosféry (5772,0 ±0,8) K.

P. Tyson ukázal, jak mocným dodavatelem údajů jsou astronomické přístroje jak na Zemi, tak v kosmickém prostoru. Sluneční družice Solar Dynamics Observatory předává na Zemi podrobná data o povrchu Slunce tempem 3 TB/d. Ještě vyšší tempo 15 TB/d docílí přehlídkový teleskop LSST po svém dokončení. To znamená, že během 10 let provozu budeme mít jenom z tohoto přístroje 50 PB primárních dat, a jejich zpracování zabere téměř 200 PB. To však je teprve začátek, protože obří radioastronomická soustava radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array) v Austrálii a Jižní Africe bude produkovat ročně 4,6 EB dat!

M. Waldrop uvedl v týdeníku Nature, že se zřetelně přibližuje konec platnosti empirického Mooreova zákona, kdy počet čipů v jednotce plochy, popřípadě v objemu 3D, roste exponenciálně, a to už mnoho dekád. Hlavní problém představuje teplo vyzařované čipy: čím blíže jsou u sebe, tím více se přehřívají. Další problém představuje kvantově-mechanická komplexita výrobního procesu, která prudce zvyšuje množství zmetků. Proto se vkládají naděje do kvantových počítačů, které umožní pracovat mnohem efektivněji díky svému složení z quibitů, které mají více možností než pouhé nuly a jedničky.

Když se rozšířily smartphony, tak se dá leccos vyčíst z jejich využívání, například, jak dlouho lidé v různých zemích spí. To se pozná podle toho, že smartphone se během spánku (zatím) nepoužívá. Nejdéle spí Holanďané (8:05 h), nejméně obyvatelé Singapuru (7:23 h). Před 23. h usínají na Novém Zélandu, v Austrálii a v USA; nejpozději chodí spát Italové. Nejdříve se vstává v USA a Austrálii, nejpozději v Itálii, Španělsku a Spojených arabských emirátech (7:30 h).

V červenci 2016 skončil úspěšně pokus obletět zeměkouli v letadle Solar Impulse-2 bez paliva. Letadlo mělo rozpětí křídel 72 m a na nich celkem 17 tis. solárních panelů. Během předešlých 16 měsíců piloti B. Piccard a. Borschberg urazili vzdálenost 40 tis. km při 17 oddělených startech a přistáních. Nejdelší souvislý let v trvání 118 h uskutečnili mezi japonskou Nagoyou a Havají. V poslední etapě z Kahíry do Abu Dabi prodělalo letadlo doslova křest ohněm při turbulencích nad Saudskou pouští, ale bezpečně přistálo.

V plynule pokračujícím závodě o hledání největšího prvočísla dokázaly superpočítače dosáhnout v lednu 2016 nové mety: 274 207 281 -1. Napsáno konvenčním způsobem by mělo "pouhých" 23 249 425 cifer.

Čína se v posledních letech dostává v mnoha oborech vědy a techniky na světovou špičku (v r. 2000 měla Čína v sestavě 500 nejvýkonnějších superpočítačů právě jeden stroj). V r. 2016 dokončila stavbu nejrychlejšího superpočítače (Sunway TaihuLight) světa s výkonem 93 Petaflop/s. V první pětistovce má nyní Čína 167 strojů s kumulativní kapacitou 211 Pflop/s, kdežto USA 165 strojů s kumulativní kapacitou 173 Plop/s. Na Evropu připadá jen 105 soustav s úhrnnou kapacitou 115 Pflop/s. Čína nyní investuje do vědy a výzkumu více než celá EU a rychle dohání USA. Pětina vědeckých pracovníků světa žije a pracuje v Číně.

Pokud jde o celkovou podporu vědy, tak však vede Jižní Korea, která už v r. 2014 dala na vědu a výzkum 4,3 % HDP a tento podíl hodlá do r. 2017 dotáhnout na 5 %. Z toho hodlá během pěti let vydat na výzkum umělé inteligence v přepočtu 860 mil. dolarů. Tím odsunula na 2. místo Izrael, který stabilně věnuje na vědu a výzkum 4,1 %. Jak uvádějí komentátoři, velmi silným motivem pro intenzivní podporu vědy se stala porážka jihokorejského mistra světa Lee Sedola ve hře Go, která je pro počítače daleko složitější než šachy. Souboj mezi programem AlphaGo a Sedolem se odehrál ve dnech 10. - 16. března 2016 v Soulu. Hrálo se celkem 5 partií; Sedol vyhrál 4. partii a prohrál všechny ostatní. Již v lednu 2016 prohrál s týmž programem všech 5 partií evropský mistr Fan Hui.

Naproti tomu setrvale klesá podpora vědy v Rusku. Ruská vláda plánuje v nejbližších třech letech propustit asi 10 tis. badatelů, z toho poměrně nejvíce pracovníků Ruské akademie věd, takže Akademie zeštíhlí o 17 %.

Závěr

Je téměř jisté, že rok 2016 bude mít v astronomické historii ojedinělou výsadu, protože se v jeho průběhu otevřelo nové fyzikální okno do vesmíru. Až do počátku XX. století se veškerá astronomie odehrávala ve vizuálním oboru spektra. Jenže v r. 1912 objevil Viktor Hess kosmické záření, což vlastně z větší části není elektromagnetické záření, nýbrž proud urychlených částic, zejména protonů a jader těžších prvků, čili jde o druhé rozpoznané pásmo. Od té doby se uzounká škvíra vizuálního elektromagnetického záření rozepnula na nevídanou šířku od rádiového záření až po paprsky gama. Poměr dnes pozorované nejkratší a nejdelší vlnové délky elektromagnetického záření dosáhl neuvěřitelné hodnoty jedna ke kvadrilionu. Ve 30. letech byla v kosmickém záření objevena antihmota v podobě pozitronu, takže částicová fyzika má svůj zrcadlový obraz, což znamená, že pásmo astročásticové fyziky je vlastně zdvojené. V r. 1987 se díky výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu podařilo zachytit v podzemních detektorech skoro dva tucty neutrin, velmi plachých částic s nepatrnou kladnou klidovou hmotností, která dokonce přiletěla o 3 h dříve, než jsme mohli pozorovat výbuch supernovy opticky. Vzápětí prokázal neutrina z termonukleárního protonově-protonového řetězce ve Slunci Raymond Davis. Nejnověji máme díky aparatuře IceCube i rekordně energetické neutrino z dalekého blazaru. K tomu teď přibylo pásmo gravitačních vln, a to hned ze dvou různých typů zdrojů.

Jak v září 2016 konstatoval A. Michaelian, astronomie XXI. století těží jednak ze zmíněných studií v několika fyzikálně velmi odlišných pásmech, ale též z toho, že automatické kombajny na zemi, pod zemí i v kosmu produkují obrovité spousty užitečných a vysoce přesných dat, k jejichž analýze se musí užívat strojové učení a prvky umělé inteligence. Astronomie se přitom stává velmi demokratickou vědou, jelikož obrovitá data jsou většinou ihned – anebo nanejvýš se zpožděním jednoho roku – přístupná komukoliv a tím se zmnožuje jejich využití. Naše Žeň je skromným pokusem přispět k tomu, aby se povědomí o platinovém věku soudobé astronomie dostalo ke každému, koho mohou oslovit tak početné převratné objevy. Přitom můžeme předem zaručit, že v dalších letech četnost překvapivých objevů stále poroste.