Žeň objevů 2017

Autoři: Jiří Grygar a David Ondřich

Věnováno památce astronauta Eugena Cernana (*1934), RNDr. Luďka Neužila (*1928) z Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově a Jaroslava Trnky (*1976), vedoucího hvězdárny ve Slaném.

"Nejsem tak domýšlivý, abych se domníval, že naše Slunce je jediné, které má kolem sebe rodinu planet"

Churchill (1874-1965) v eseji: Are we alone in the Universe? (1939)

Úvodem

V únoru 2017 napsal italsko-americký astronom Mario Livio pro prestižní vědecký týdeník Nature podrobnou studii o vědeckých zájmech nejproslulejšího britského premiéra. Již ve svých 22 letech, když Churchill sloužil jako voják v Indii, studoval Darwinův spis O původu druhů. V r. 1931 předpověděl, že během půlstoletí se potvrdí možnost získávat energii termonukleární přeměnou vodíku na hélium, a v jedenáctistránkové eseji, z něhož je citát, rozebíral mimo jiné vlastnosti planetárních ekosfér kolem hvězd. Během války výrazně podpořil vývoj radaru a nukleárních zbraní. Když se ho náčelník R.A.F. otráveně zeptal, zda chce Churchill místo bombardování nepřítele vsadit na logaritmická pravítka, tak mu to Churchill potvrdil. Churchillovi bylo tedy jasné, že podpora špičkové vědy a techniky je klíčová ve válce i v míru, aby se mohla země ubránit a následně prosperovat. Premiér si však byl vědom toho, že stále spoustu věcí nevíme, ale když se budeme hodně snažit, tak se před námi otevřou netušené obzory.

Přesně to se v astronomii naplnilo vrchovatou měrou v roce 2017, kdy se díky výkonnému radaru podařilo prokázat aktivní sopky na Venuši a vozítko Curiosity začalo stoupat po úbočí hory Aeolis Mons a našlo tak výrazné mineralogické a geologické změny i důkaz, že dno kráteru Gale bylo zaplaveno vodou před více než 3,5 mld. let. Pomocí diamantové kovadliny vědci laboratorním pokusem zjistili, že kovový vodík při tlaku pětmilionkrát vyšším než tlak atmosféry u povrchu Země je ve shodě s teorií elektricky vodivý. Právě takový tlak panuje v nitru Jupiteru. Sonda Juno obíhající Jupiter na polární dráze objevila velmi složitou strukturu silného magnetického pole planety i četné drobné i větší atmosférické víry právě v okolí Jupiterových pólů. V září 2017 ukončila svou misi mimořádně vytrvalá a úspěšná sonda Cassini/Huygens, jež po dobu 14 let studovala planetu, její početné prstence a řadu zajímavých měsíců především Titan a Enceladus. Jedinečný pozorovací materiál se v posledních měsících činnosti sondy získával při kaskadérských průletech Cassiniho dělením až do vnější atmosféry Saturnu. Úplné zpracování bohaté pozorovatelské sklizně potrvá jistě ještě několik roků a překvapení budou téměř jistá. V říjnu se pomocí robotického teleskopu Pan-STARRS 1 na Mauna Haleakala začala sledovat podivuhodná dráha prvního zaznamenaného interstelárního vetřelce - jenž se po průchodu přísluním ve vzdálenosti 38 mil. km protáhl kolem Země ve vzdálenosti 200 mil. km a opět opustí planetární soustavu za drahou Neptunu v r. 2022. V srpnu 2017 pozoroval úplné zatmění Slunce patrně nejvíce pozemšťanů v dějinách, protože pás zatmění procházel kontinentální částí USA a hoteliéři mohli v pásu zvednout ceny za ubytování o řád i více.

Kolem červeného trpaslíka TRAPPIST-1 obíhá 7 exoplanet srovnatelných se Zemí. Celý planetární systém je však tak miniaturní, že i nejvzdálenější sedmá planeta obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti menší než je poloměr dráhy Merkuru vůči Slunci. Radioastronomové objevili pulsar s nejkratší periodou rotace neutronové hvězdy 1,4 ms, tj. 707 obrátek/s ! Jejím průvodcem je otrhaná hvězda o hmotnosti 2 % hmotnosti Slunce, jež kolem ní obíhá v rekordně krátké periodě 6,4 h. Pozemní obří dalekohledy společně s HST pozorovali výbuch supernovy vzdálené od nás 4 Gpc, která v maximu dosáhla zářivého výkonu 40násobku zářivého výkonu naší Galaxie. Pravděpodobně však nešlo o supernovu, ale o rychle rotující černou veledíru, jež slapově roztrhala a polykala během 10 měsíců hvězdu, která se k ní neopatrně přiblížila pod Rocheovu mez. Během 13 let provozu Observatoře Pierra Augera v Argentině se ukázalo, že částice kosmického záření ultravysokých energií nepřicházejí z náhodných směrů, nýbrž z jednoho preferovaného směru, takže jsou urychlovány na rekordní energie mimo naši Galaxii, velmi pravděpodobně v úzkých výtryscích z blazarů (= kvasary, kde jeden z jejich protilehlých výtrysků míří k Zemi). Zatímco v r. 2016 byla poprvé zveřejněna pozorování gravitačních vln, jež vznikají při splynutí hvězdných černých děr, tak aparatury LIGO a Virgo pozorovaly v srpnu 2017 gravitační vlny, jež vznikly při splynutí dvou neutronových hvězd. Po splynutí byly pozorovány dlouhotrvající dosvity úkazu v celém elektromagnetickém spektru od rádiových vln až po fotony záření gama, takže se definitivně zrodila mnohopásmová astronomie (Multimessenger Astronomy), což je zatím největší astronomická událost ve XXI. století. Na další velké objevy je už také našlápnuto: naprosto záhadnou povahu mají rychlé rádiové záblesky v trvání milisekund, které přitom klouzají od vysokých frekvencí k nižším a většinou se neopakují ze stejného místa. První takový případ byl objeven v r. 2007 v archivu údajů australského radioteleskopu v Parkesu. Zcela určitě jde o velmi vzdálené extragalaktické zdroje naprosto neznámé povahy. Jak patrno, při zevrubném sledování novinek z astronomie se nudit nebudete.

1. Sluneční soustava

1.1. Merkur

R.S. Park aj. analyzovali radiometrická data družice MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging), pořízená ve dvou sadách mezi roky 2011–2014. Pozemní systém rádiových antén NASA, Deep Space Network, měřil pravidelně mj. přesnou polohu družice. Z těchto měření je možné sestavit dráhu družice kolem planety a tato dráha zase dovoluje odvodit s mimořádnou přesností pozici těžiště Merkuru na oběžné dráze kolem Slunce. Dráha Merkuru je značně citlivá na poruchy způsobené ostatními planetami Sluneční soustavy a také se u ní uplatňují relativistické efekty. Stáčení argumentu perihelu je nejcitlivějším parametrem dráhy, u něhož se ovšem oba efekty sčítají ještě s kvadrupólovým momentem gravitačního pole Slunce – jelikož na sobě všechny veličiny závisejí, není možné jednoduše rozhodnout, která složka přispívá jakým poměrem. Autoři na základě velkého množství pozičních měření MESSENGERu odvodili statistické řešení, podle kterého se relativistický parametr β liší od jedničky o (–2,7 ± 3,9)×10–5 a příspěvek kvadrupólového momentu je (2,25 ± 0,09)×10−7. Nová absolutní hodnota precese Merkurova perihelu je podle autorů (575,310 0 ± 0,001 5)″/století.

1.2. Venuše

P. D'Incecco aj. zkombinovali data evropské družice Venus Express s archivem rádiových měření sondou Magellan a objevili pět čerstvých lávových proudů na úbočí sopky Idunn Mons. Již v letech 2006–2007 přístroj VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) na palubě Venus Express na východní straně sopky zjistil zvýšení tepelného záření – autoři zkombinovali digitální model terénu s co nejpodrobnější tepelnou mapou oblasti a ukázali, že pozorované zvýšení záření lze velmi dobře vysvětlit existencí čerstvých lávových proudů, které navíc překrývají starší útvary na povrchu sopky. Spolu se zvýšeným obsahem SO2 v atmosféře Venuše, který detekovala jak Venus Express, tak americká sonda Pioneer Venus Orbiter, jde o velmi silný nepřímý důkaz vulkanismu na planetě.

P. Machado aj. pomocí kombinace dat z Venus Express s pozemními měřeními na CFHT (Canada-France- Hawaii Telescope) změřili poledníkové proudění ve vrchních vrstvách atmosféry Venuše. Průměrná hodnota rychlosti větru kolmé na rovníkové proudění je 81 km/h na obou polokoulích a jde o důležitý parametr pro model proudění ve Venušině atmosféře. Zatímco rovníkové proudění dosahuje v nejvyšších vrstvách rychlostí až 400 km/h, rychlost větru těsně nad povrchem je jen zhruba 10 km/h – proč, to stále není jasné. Autoři zdůrazňují, že kromě jednoduchého proudění od rovníku k pólům se v atmosféře vyskytují zonální větry směřující od východu k západu.

1.3. Země

B. Marty aj. publikovali výsledky měření hmotnostním spektrometrem ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) na palubě evropské sondy Rosetta, které odhalily, že v nepatrné atmosféře okolo jádra komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková se nachází jiný poměr izotopů xenonu než v jiných částech Sluneční soustavy, včetně částic slunečního větru. Autoři argumentují, že kometární materiál obsahuje primordiální zastoupení jednotlivých izotopů, v nichž převažuje vyšší množství lehčích izotopů (nejvíce je ve srovnání se slunečním větrem izotopu 129Xe), a že na pradávnou Zemi dopravily komety až 22 % xenonu „navíc“ k látce pocházející z impaktů chondritických těles a částic slunečního větru.

N. Dauphas provedl řadu simulací postupné akrece meteorické látky na zárodečnou Zemi, z níž vyplývá, že rozložení jednotlivých izotopů, z nichž se zemské horniny v současnosti skládají, vznikalo postupně v několika vlnách. Autor ukazuje, že zastoupení prvků rozpustných v kovech v zemském plášti souvisí s přísunem meteorické látky po zformování tekutého kovového jádra – prvky jako např. iridium, platina nebo ruthenium by měly všechny klesnout do jádra, ale v plášti jich je ve skutečnosti několika řádově více, než by mělo; pravděpodobně tedy dopadly na povrch formující se Země až poté, co vzniklo její tekuté jádro. Podobným postupem pro izotopy dalších prvků (titan, chrom, nikl, molybden) autor sestavil pravděpodobnou historii přísunu látky – zatímco v prvních 60 % akrece dopadala na Zem směsice planetesimál všeho druhu, následně už dopadalo téměř výhradně enstatické chondrity, jejichž izotopické složení daných prvků je nejpodobnější složení zemského pláště. To nezávisle potvrdili M. Fischer-Gödde a T. Kleine, kteří provedli zevrubné analýzy zastoupení izotopů ruthenia ve všech dostupných meteorických vzorcích a ukázali, že přísun ruthenia do zemského pláště nastal v posledních 0,5 % akrece a nešlo o uhlíkaté chondrity, ani jiný materiál z vnějších částí Sluneční soustavy. Jako obvykle tak vyvstávají další otázky, např. kde se vzalo v určitém období tolik enstatických chondritů, jejichž celkové chemické složení je odlišené od zemského pláště, nebo nejsou enstatické chondrity ve skutečnosti jen pozůstatky po vzniku Země (a Měsíce), které působením kosmického počasí zvětraly do současné podoby apod.

C.  Rumpf, H. Lewis a P. Atkinson analyzovali souvislosti mezi dopady meteoritů a lidskými úmrtími pro tělesa v rozmezí průměrů 15÷400 m. Autoři vzali v potaz vygenerované teplo, tlakové rázové vlny, pády úlomků, vlny cunami, poryvy větru i zemětřesení a vznik kráterů a zkoumali, které jevy jsou smrtelné a za jakých podmínek. Dobrá zpráva je, že pouze tělesa s průměrem ≥ 18 m mohou být smrtelná. U větších těles ze tří pětin za úmrtí mohou tlakové vlny a poryvy větru, v závěsu s horkem a cunami. Zásah na pevnině je téměř o řád nebezpečnější než na moři a úmrtí v důsledku vyvolaného zemětřesení je velmi vzácné.

P. Glišović a A. Forte zpětně modelovali vznik Dekkánských trapů, obřího vulkanického výlevu na území současné Indie, k němuž došlo před 65 miliony let. Model využívající konvektivní buňky a nejpřesnější známé složení zemského pláště ukázal, že gigantická erupce vznikla díky dočasnému splynutí dvou horkých chocholů ve spodním plášti – jeden se dnes nachází pod ostrovem Réunion, druhý pod Komorskými ostrovy. Událost měla globální klimatický dopad a přispěla spolu s impaktem planetky Chicxulub k hromadnému vymírání na rozhraní křídy a paleogénu.

A. Morlok aj. zveřejnili výsledky infračervené spektroskopie tří vzorků meteoritů, nalezených po bolidu Čeljabinsk 15. února 2013. Vzorky zahrnovaly jak části horniny přeměněné dopadem, tak vnitřní části, zasažené přeměnou jen nepatrně nebo vůbec. Nepřeměněné části obsahují charakteristická zrna olivínu, pyroxenu a živců, s postupujícím stupněm přeměny se ztrácí krystalická struktura minerálů. Celková spektra úlomků odpovídají LL-chondritům, tedy nejméně četné podskupině obyčejných chondritů.

R. Albrechtová aj. provedli podrobné zpracování dat z družice TRMM (Tropical Rainfall Measuring Mission), resp. jejího detektoru Lightning Imaging Sensor. Data byla pořízena mezi lety 1998–2013 a autoři z nich sestavili žebříček míst na zemském povrchu, na nichž nejčastěji dochází k úderu bleskem. Nejvyšší hustotu takových míst má Konžská pánev v Africe; Afrika celkově vyhrává – z top 500 lokalit se jich v centrální Africe nachází 283. Většina blesků udeří odpoledne, v létě a do pevniny. Absolutní prvenství však drží venezuelské jezero Maracaibo, nad nímž se tvoří bouřkové mraky 297 dní v roce. Maracaibo je s plochou ≥ 13 tis. km2 největším jihoamerickým jezerem, blesky do jeho hladiny udeří nejčastěji mezi půlnocí a pátou hodinou ranní, v pozdním létě a začátkem podzimu a celkem jich je za rok více než 650 tisíc.

V. Bogomolov aj. publikovali první katalog atmosférických záblesků záření gama z družice Vernov. Tato mikrodružice odstartovala v červenci 2014 ještě pod názvem RelEk (Релятивистские электроны, přejmenována na počest Sergeje Nikolajeviče Vernova, průkopníka stratosférických výzkumů kosmického záření v SSSR) a jejím primárním účelem je studium elektronových spršek v zemské atmosféře. Mikrodružice je citlivá na záření v rozsahu energií 10 keV až 3 MeV s časovým rozlišením přibližně 15 µs, detektory jsou zdvojené. Za atmosférický záblesk gama se považuje taková událost, kdy v rámci jedné milisekundy došlo alespoň k pěti detekcím v obou detektorech – těchto událostí mikrodružice zachytila několik desítek s průměrnou dobou trvání kolem 400 µs. V mnoha případech bylo možné najít souvislost záblesku gama záření s bouřkou v nižších vrstvách atmosféry, ale autoři upozorňují, že data neukazují žádnou jednoduchou souvislost gama záblesků s obyčejnými blesky.

NASA i WMO (World Meteorological Organization) nezávisle potvrdily, že rok 2016 byl nejteplejším rokem za celou známou historii. Průměrná teplota planety byla téměř o stupeň vyšší než průměr mezi roky 1950–1981, navíc 16 ze 17 nejteplejších let v historii nastalo po roce 2000. Dobrá zpráva snad je, že objem emisí CO2 do ovzduší díky vzestupu obnovitelných zdrojů již tři roky po sobě neroste.

1.4. Měsíc

R. Rufu, O. Aharonson a H. B. Perets zveřejnili alternativní hypotézu vzniku Měsíce k současné převažující (ta předpokládá, že soustava Země–Měsíc se zformovala po nárazu tělesa velikosti Marsu do Prazemě z materiálu rozhozeného nárazem po okolí). Slabinou této teorie je velmi nízká pravděpodobnost takové srážky, která vyžaduje značně přesné hodnoty vzájemné rychlosti i rychlosti rotace obou těles. Autoři proto přišli se simulacemi většího počtu srážek Prazemě s menšími tělesy. Každá taková srážka vyvrhne do okolí promíchaný materiál impaktoru a Prazemě, z něhož se po několika staletích zformuje malý měsíček. Měsíčky se následně srážejí mezi sebou a po určité době vytvoří Praměsíc, který zbývající měsíčky zachytí nebo naopak vymete ze soustavy ven. Autoři upozorňují, že větší počet menších impaktů je pravděpodobnější a také nevyžaduje přesné hodnoty rychlostí kvůli zachování momentu hybnosti. Naproti tomu mlčky předpokládá, že všechny impaktory byly tvořeny stejnou látkou.

R. Dvorak aj. provedli velké množství simulací možných kolizí předpokládaného tělesa Theia s Prazemí v soustavě sedmi těles: Slunce, Venuše, Země, Marsu, Jupiteru, Saturnu a samotné Theiy (vliv ostatních planet Sluneční soustavy se v prvotních výpočtech ukázal jako zanedbatelný). Autoři umístili Theiu do různých míst mezi dráhy Země a Venuše, resp. Země a Marsu, a nechali výpočet běžet. Velmi rychle se ukázalo, že největší pravděpodobnost srážky nastává pro hodnoty velké poloosy dráhy a = (1,16 ÷ 1,20) au, zatímco pro umístění Theiy uvnitř dráhy Země dochází ke kolizi příliš brzy po vzniku těles, ne až po 50÷100 Mr, kdy se podle hypotézy Theia s Prazemí srazila.

H. Melosh aj. modelovali vznik pánve Jižní pól–Aitken (South Pole-Aitken, SPA) se zaměřením na rozptyl materiálu z měsíčního pláště. V souladu s dříve předpokládanými odhady autoři zjistili, že impakt vymrštil horniny z hloubek až 100 km pod povrchem, v nichž by se mělo nacházet značné množství minerálu olivínu. Jenomže spektrální analýzy povrchu kolem SPA ukazují, že tento materiál je na olivín velice chudý, naopak v něm převládá pyroxen s nízkým obsahem vápníku. To se velmi podobá plášti planetky (4) Vesta, a proto autoři navrhují, že patrně nastal čas revidova předpoklad, že svrchní pláště planet a planetek jsou bohaté na olivín.

S. Li a R. Milliken sestavili mapu zastoupení vody na měsíčním povrchu. Využili k tomu infračervená (IR) data z přístroje Moon Mineralogy Mapper (M3) na palubě družice Chandrayaan-1, která zobrazují odrazivost molekul vody a OH v pásmu vlnových délek kolem 3 µm. Ukázalo se, že zastoupení OH roste se stoupající zeměpisnou šířkou a také s vyšším stupněm zvětrání povrchu, což je v souladu s představou, že voda v měsíčním regolitu vzniká působením slunečního větru. Na některých místech dosahují hodnoty zastoupení vody 500–750 ppm (parts per milion, miliontina), v průběhu měsíčního dne se mění až o 200 ppm a na celém povrchu Měsíce se do hloubky 1 m nachází asi 1,2×1011 kg vody.

J.-P. Williams aj. zpracovali přibližně 250 miliard měření odrazivosti měsíčního povrchu z přístroje Diviner Lunar Radiometer Experiment na palubě LRO do souvislé datové sady. Globální mapa povrchu Měsíce z měření za prvních 5,5 roku práce přístroje ukazuje velké rozdíly mezi jednotlivými místy – denní nejvyšší teplota závisí na místním albedu a na rovníku dosahuje hodnot 387÷397 K, před východem Slunce pak klesá až k přibližně 95 K. Složení povrchových hornin výrazně ovlivňuje akumulaci tepla, skalnaté oblasti udrží po západu slunce lokální teplotu až o 50 K vyšší, než je globální průměr pro danou zeměpisnou šířku. Stejně tak nejnižší noční teplota závisí na složení místního regolitu – albedo ovlivňuje maximum denní teploty (tmavší regolit se ohřívá více), zatímco tepelná vodivost ovlivňuje minimum noční teploty (dobře tepelně vodivé horniny vychladnou dříve, resp. více).

F. Thiessenová aj. analyzovali čtyři vzorky z místa přistání Apolla 17 pomocí hmotností spektrometrie. Na základě poměrů izotopů uranu a olova určili stáří jednotlivých zlomků hornin, které se jen částečně překrývá v rozmezí zhruba 3 920÷3 930 Mr před současností. Autoři předkládají dvě možná vysvětlení: buď byla různá zrna zformována v důsledku různých impaktů (autoři nabízejí jako pravděpodobné možnosti vznik moří Nectaris, Crisium, Serenitatis a Imbrium), nebo impakt „přepsal“ izotopový záznam v přeměněné hornině na některých místech jen nedokonale, takže některá zrna se tváří starší, než ve skutečnosti jsou.

I. P. Karačevcevová aj. pořídili ze snímků kamery NAC (Narrow Angle Camera) na palubě družice Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) digitální model terénu pro okolí místa přistání sondy Luna 21. Podařilo se jim vytvořit topografickou mapu oblasti a zpřesnili délku dráhy, kterou urazil Lunochod 2 po povrchu Měsíce na 39,16 km (tedy o víc než 2 km více, než kolik udávaly odhady v době mise) – tento rekord padl až r. 2014 po více než 40 letech, kdy ho pokořilo vozítko Opportunity na Marsu.

1.5. Mars

Sonda ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO), která 20. října 2016 úspěšně zaparkovala na oběžné dráze kolem Marsu, zahájila testovací provoz v listopadu téhož roku. První snímky s vysokým rozlišením z přístroje CaSSIS (Colour and Stereo Surface Imaging System) byly zveřejněny těsně po Novém roce 2017 a snímky s maximálním rozlišením a využitím všech vlastností přístroje přišly v dubnu. CaSSIS je schopná z kruhové polární dráhy dosáhnout základního rozlišení 2,8 m/px. Přístroj je jedním ze čtyř na palubě TGO, která je výsledkem spolupráce Evropské kosmické agentury (ESA) a ruského Roskosmosu.

Zároveň byly zveřejněny příčiny selhání přistávacího modulu Schiaparelli, který měl 19. října 2016 měkce dosednout na povrch Marsu, ale po odpojení brzdicího padáku a odhození tepelného štítu se navždy odmlčel a několik dní nebylo jasné, co se s ním stalo. Problém začal asi tři minuty po vstupu do atmosféry planety tím, že Schiaparelli začal rotovat kolem svislé osy, což zamotalo šňůry brzdicího padáku, který se nejspíš částečně vyfoukl. Akcelerometr přistávacího modulu zřejmě situaci chybně vyhodnotil tak, že Schiaparelli už se nachází v nejhustší spodní vrstvě atmosféry a odhodil tepelný štít i padák a zažehl brzdicí trysky, navíc z neznámého důvodu pouze na necelé tři sekundy namísto plánovaných třiceti. Vše skončilo 25 s trvajícím volným pádem z výšky 3,7 km a zničujícím nárazem do povrchu, v němž vznikl nový kráter, který o 12 dní později – stejně jako místo dopadu brzdícího padáku a tepelného štítu – objevila družice Mars Reconnaissance Orbiter.

Pět let práce na povrchu Marsu završilo vozítko Curiosity (vlastním jménem Mars Science Laboratory), které po dně kráteru Gale urazilo téměř 15 km. Gale byl zvolen záměrně jako jedna z nejhlubších prohlubní na Marsu za účelem studia dávného podnebí planety, které by se mělo projevit na geologickém složení dna a úbočí středového vrcholku kráteru. Vybaven vrtnou soupravou a spektroskopickými přístroji, vykonal Curiosity na své cestě 15 průzkumných vrtů, dva z nich v nejnižším bodě své cesty, kde identifikoval jílové usazeniny, které kdysi vznikly v klidné vodě s hloubkou nejméně 0,1÷1 m. Zaznamenal skokový nárůst a následný pokles zastoupení methanu v atmosféře, jehož vysvětlení chybí – chvíli se spekulovalo o důkazu přítomnosti života, ale spíše je možné jej přičíst sezónnímu působení ultrafialového (UV) záření na podpovrchové geochemické zdroje methanu. Od konce r. 2014 Curiosity stoupá na centrální pahorek a pokud vše půjde dobře, čeká ho cesta do oblasti mocný usazenin jílů. Vozítko má problémy s koly a také další pohyblivé části přístrojů jeví znaky opotřebování, nicméně zatím se vše daří (mj. díky výraznému vylepšování řídicího softwaru) řešit.

J. Hurowitz aj. zveřejnili výsledky měření redukčně-oxidačních charakteristik sedimentů ve vrtech z oblastí Yellowknife Bay a Murray. Vyplývá z nich, že jezero v kráteru Gale bylo natolik hluboké, aby se různě veliká zrna usazovala v různých vzdálenostech od ústí řeky, splavující do jezera erodované horniny; hrubší zrna klesla ke dnu blízko u pobřeží, zatímco jemnější zrníčka voda donesla až do hlubší vody. Jezero bylo také dostatečně hluboké na to, aby v něm již jednou usazené horniny podléhaly různým chemickým procesům – v mělčí vodě docházelo k oxidaci hornin v důsledku rozpouštění atmosférického kyslíku, zatímco ve větších hloubkách se více projevovalo bezkyslíkaté prostředí rozpuštěných solí. Jde o další dílčí důkaz, že v době před 3,8÷3,1 Gr bylo na povrchu Marsu prostředí vhodné pro život.

Evropská kosmická agentura (ESA) zveřejnila data ze sondy Mars Express, která ukazují proměny severní polární čepičky Marsu mezi roky 2004–2010. Vrstva suchého a vodního ledu je ohryzávána větrnou erozí do podoby větrníku se spirálovitě zatočenými roklemi. Střídání sněhových srážek s písečnými bouřemi vytváří na Zemi neexistující sedimenty, jejichž mocnost dosahuje až 2 km.

A. Spiga aj. modelovali pomocí numerických simulací výskyt vodních srážek v řídké atmosféře Marsu, z nichž vyplynulo, že sněhové bouře jsou v ní překvapivě prudké. Na rozdíl od dřívější představy, že vodní sníh se na Marsu ukládá jen postupným usedáním jednotlivých vloček na povrch, autoři přicházejí se značně odlišným obrázkem: na noční straně planety vznikají vlivem radiačního ochlazování oblak vodní páry silné konvektivní proudy, které pod oblaka strhávají velké množství vody, což končí hustým a intenzivním sněžením. Tento efekt se podle autorů uplatňoval i v době, kdy vody bylo v atmosféře podstatně více než dnes, což vedlo k silným proměnám v rámci vodního cyklu celé planety.

K. Cannon aj. navrhli alternativní možný původ jílových minerálů, které v horninách Marsu odhalil jak dálkový průzkum z oběžné dráhy, tak průzkumné vrty sond na povrchu planety. Autoři navrhli, že minerály mohly vzniknout nikoli působením tekuté vody, jak předpokládá převažující hypotéza, nýbrž interakcí mezi magmatickým oceánem a přehřátou hustou atmosférou těsně po zformování planety. Země i Mars prošly ve věku pouhých několika málo desítek let obdobím zcela roztaveného pláště, z něhož unikaly všechny těkavé látky a vytvořily hustou atmosféru v nadkritickém stavu. Autoři právě působení této atmosféry na celý povrch pokrývající oceán magmatu přičítají vznik jílových minerálů. Následné chladnutí planety a vytvoření tenké kůry, na niž v období 100÷700 Mr dopadaly planetky v průběhu Velkého bombardování, způsobilo promíchání těchto prvotních minerálů s horninami kůry. Autoři ukazují, že nastíněný vznik jílových minerálů dobře vysvětluje současné rozložení nalezených jílů na povrchu v okolí velkých impaktních kráterů. L. Shaeferová však následně upozornila, že chemické vlastnosti prvotních jílových minerálů zcela neodpovídají analýzám, získaným v poslední době vozítky přímo na Marsu, a také předpoklady K. Cannona aj., týkající se vlastností vznikající kůry chladnoucí planety, nelze automaticky považovat za správné.

J. Wade aj. publikovali výpočty poměrných objemů prvotní vody, která mohla být absorbována do planetárního pláště, v porovnání Země a Marsu. Autoři ukázali, že zatímco pro zemské bazalty je poměrně obtížné vstřebat vodu, marsovské lávy bohaté na FeO jsou schopné vázat vodu podstatně lépe – výsledkem je, že plášť Marsu obsahuje minerály vážící vodu v 9 % objemu, zatímco na Zemi jsou to jen 4 %. Voda z povrchu Marsu tedy nezmizela jen únikem z atmosféry či rozkladem UV zářením, ale mnoho se jí i „vsáklo“ do země. Na Zemi se navíc desková tektonika aktivně podílí na vypuzování vody z pláště směrem vzhůru, na Marsu však tento mechanismus chybí.

R. Chapman aj. numericky simulovali vznik větrných vírů (tančících dervišů) v průběhu různých částí solu (marsovského dne) na základě globálního atmosférického modelu Mars Global Circulation Model. Překvapivě se ukázalo, že nejvíce těchto vírů vzniká ráno, na rozdíl od Země, kde je jejich aktivita nejvyšší odpoledne. Autoři zjistili, že větší vliv na tvorbu vírů má vyšší rychlost větru, než dříve předpokládané množství tepla těsně nad povrchem Marsu. Výstupy simulací zcela nesouhlasí s reálnými pozorováními větrných vírů z oběžné dráhy planety, což může být způsobeno faktem, že družice povrch snímkují výrazně více v odpoledních hodinách – další pozorování jsou nezbytná.

B.  Jakosky aj. odhadli množství části atmosféry, která unikla do volného prostoru, na základě měření zastoupení izotopů 38Ar a 36Ar družice MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN). Lehčí izotopy unikají z atmosféry snadněji než těžší, takže na základě současného poměru v různých výškách je možné odhadnout, že nejméně 66 % atmosférického argonu uniklo v průběhu věků mimo atmosféru. Jde o další nezávislé potvrzení, že atmosféra Marsu byla původně mnohem hustší a teplejší.

D. Minton a A. Hesselbrock vyvinuli model vzniku Phobosu, většího z obou Marsových měsíců, založený na počáteční srážce planety s tělesem o průměru 2 000 km před 4,3 Gr. (Taková srážka mohla vytvořit pánev Borealis Basin, která pokrývá zhruba 40 % plochy celé planety.) Srážka rozhodila do blízkého prostoru kolem značnou spoustu materiálu, který v následujících milionech roků zformoval kolem planety prstenec. Jeho vnitřní části slapové síly a tření zbrzdí tak, že postupně dopadne na povrch planety, zatímco úlomky ve vnějších částech se začnou shlukovat a vytvoří několik menších měsíčků, které se postupně spojí do jednoho většího tělesa. Těleso se postupně přibližuje Rocheově hranici, na níž ho slapové síly opět roztrhají na kusy a znovu vznikne disk. Tento proces se může několikrát opakovat, přičemž vznikají stále menší a menší výsledné měsíce, neboť z každého prstence značná část materiálu skončí na povrchu planety. Současný Phobos se skutečně přibližuje k Marsu a asi za 70 Mr dostane na Rocheovu mez. Autoři upozorňují, že popsaný způsob nedovede vysvětlit vznik Deimosu na jeho současné dráze.

R. Hyodo aj. modelovali vznik materiálu ve zmíněném prstenci (disku). Předpokládaná srážka částečně nebo úplně roztaví většinu látky dopadajícího tělesa, z něhož se zhruba 5 % přímo odpaří. Zbytek se promíchá s materiálem původního Marsu za vzniku těles s typickým průměrem kolem 1 m. Tato tělesa se v disku dále srážejí a drolí – takovým třením vznikají postupně menší a menší částice s průměrem až pouze 100 µm. Z odpařené horniny naopak část látky zkondenzuje do zrníček s průměrem kolem 0,1 µm. Autoři proto předpokládají, že oba marsovské měsíce by měly být složeny z těchto dvou typů stavebních bloků. Zajímavé je také zastoupení látky, z níž by měly být složeny: nejméně 35 % materiálu pochází z Marsu a z něj ještě nejméně polovina z hloubek 50÷150 km pod povrchem, tedy až z planetárního pláště. Výpočty by měla potvrdit nebo vyvrátit chystaná mise MMX (Martian Moons eXploration), kterou připravuje japonská kosmická agentura JAXA.

1.6. Jupiter

Začátkem r. 2017 byly postupně zveřejněny výsledky z prvních blízkých průletů družice Juno kolem Jupiteru na konci srpna 2016. Blízkých průletů by mělo být 36, při každém z nich družice musí projít radiačními pásy, které ji dle očekávání budou postupně více a více poškozovat, nicméně první průlet proběhl bez problémů. Družice proletěla nad oběma póly, na obou objevila mohutné bouře uspořádané v pásech kolem dokola a na jižním díky italskému přístroji JIRAM (Jovian InfraRed Auroral Mapper) také obří polární záři; ani na jednom pólu se nevyskytuje šestiúhelníková Rossbyho vlna, kterou známe ze Saturnu. Spektrální analýza atmosféry odhalila mohutné proudy čpavku, vyvěrajícího z jejích hlubokých vrstev. Nejvíce překvapivě se jeví magnetické pole Jupiteru – je mnohem silnější a má daleko komplikovanější strukturu, než se předpokládalo, což naznačuje, že jádro planety je pravděpodobně veliké a jeho vnější vrstvu tvoří polotekutý kovový plášť, složený především z vodíku. V říjnu 2016 mělo dojít k navedení na kratší oběžnou dráhu, ale těsně před brzdným manévrem došlo k problémům s tryskovými motory a družice se dokonce pro jistotu uvedla do hibernace. Z ní byla následně probuzena a diagnostika ukázala, že je v pořádku, nicméně plánovaná vědecká měření neproběhla. Inženýři pro jistotu zatím ponechali Juno na původní kratší oběžné dráze. Při dalších dvou průletech se ukázalo, že problémy s ventily jednoho z korekčních motorů bohužel trvají.

W.  Sparks aj. zveřejnili druhé pozorování stejného výtrysku na okraji kotoučku Jupiterova měsíce Europa, opět pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST). První podezření se objevilo r. 2014, následně potvrzené r. 2016 – na stejném místě na povrchu měsíce, kde sonda Galileo pomocí přístroje Photopolarimeter-Radiometer zjistila již r. 1999 teplotní anomálii. Výtrysk je pozorovatelný pouze na hranici možností HST. Autoři uvádějí, že zatím není možné rozhodnout, zda je teplotní anomálie projevem lokálního zeslabení ledové krusty a výtrysky jsou důsledkem zeslabení, nebo jsou naopak výtrysky – pravděpodobně způsobené únikem vody podél prasklin v ledové krustě – příčinou ohřevu okolí výtrysku. Pokud by platila první možnost, autoři odhadují, že v oblasti výtrysků má led tloušťku jen 1,8÷2 km.

S. Sheppard oznámil objev dvou nových Jupiterových měsíců – celkem tedy známe 69 satelitů největší planety Sluneční soustavy. Oba měsíčky mají velikost maximálně 1÷2 km, oba obíhají na protáhlých retrográdních drahách a Jupiter oběhnou za 1,65, resp. 2,01 r. Podle všech parametrů dráhy jde o tělesa, která vznikla ve vnějších částech Sluneční soustavy a u Jupiteru byly pouze gravitačně zachyceny.

K. de Kleerová a I. de Paterová pozorovaly v průběhu 70 nocí v letech 2013–2016 nejaktivnější vulkanickou oblast Loki Patera na povrchu Jupiterova měsíce Io pomocí Keckova dalekohledu a dalekohledu Gemini-North. Během zmíněného období došlo ke třem zjasněním v oblasti a autorky pomocí modelu rozlévajícího se lávového jezera odhadly rychlost šíření čela lávového proudu na 1,2÷1,7 km/d, z něhož vyplývá tempo renovace povrchu na 1 500÷2 200 m2/s. Jednotlivá zjasnění nastala po 440–540 dnech, což zhruba odpovídá periodě odhadnuté dříve na základě pozorování před r. 2001. Porovnání čerstvých dat se staršími (stejné autorky s dalšími dvěma spoluautory) ukázalo, že šíření lávové vlny je obráceno proti dřívějšímu směru a průběh zjasnění v různých frekvencích je rozdílný, což naznačuje, že vlna možná není jen jedna. Konečně ve třetí práci s dalšími 12 spoluautory autorky zveřejnily model dvou lávových vln, které obíhají lávovým jezerem proti sobě kolem centrálního „ostrova“; vlny nemají stejnou rychlost a patrně vznikly v různých časech, což zřejmě souvisí s rozdílným složením vyvřelého magmatu.

T. Kruijer aj. se pokusili z vlastností meteorického materiálu odhadnout dobu zformování jádra Prajupiteru. To se muselo vytvořit ještě před rozfoukáním mlhoviny, nejpozději asi 10 Mr po vzniku Sluneční soustavy. Autoři na základě izotopového složení atomů wolframu, molybdenu a platiny v různých kovových meteoritech rozlišili dvě skupiny, které pravděpodobně pocházejí z navzájem oddělených částí protoplanetárního disku. Tyto oblasti existovaly souběžně a zároveň byly prostorově odděleny v období zhruba 1÷3(4) Mr po vzniku Sluneční soustavy – pravděpodobným vysvětlením je, že skupiny od sebe oddělilo právě jádro Prajupiteru. To muselo nabrat hmotnost přibližně 20 MZ během doby ≤ 1 Mr a během zmíněných 2–3 Mr na sebe nabalilo další materiál, takže na konci mělo hmotnost nejméně 50 MZ. Jupiter je tedy zřejmě nejstarší planetou Sluneční soustavy.

1.7. Saturn

Rok 2017 znamenal po téměř 20 letech existence završení ohromující práce sondy Cassini – a šlo o skutečné Grand Finale. Sonda 21. dubna naposledy proletěla kolem měsíce Titanu a 26. dubna poprvé proletěla mezerou mezi prstenci a atmosférou Saturnu. Těchto průletů nakonec bylo celkem 22 a v následujících letech se můžeme těšit na řadu článků, které z naměřených dat vzejdou – prvním velkým překvapením bylo, že prostor mezi nejvnitřnějším prstencem a planetou je téměř prázdný. Sonda měla při průletech používat svou velkou anténu jako štít, ale ukázalo se to jako zbytečné – zjevně existuje nějaký čisticí mechanismus, který prachová zrna pod drahou prstenců vymetá buď do atmosféry Saturnu nebo naopak zpět do prstenců. Při jednom z posledních průletů spektroskopie vrchních vrstev atmosféry planety ukázaly, že nejspíš platí první možnost. Cassini také při blízkých průletech pomocí odchylek dráhy změřil hmotnost prstenců, které jsou velmi lehké, což naznačuje, že jejich stáří je nanejvýš několik stovek milionů let, neboť déle by gravitační poruchy Saturnových měsíců nepřežily. Další překvapivá informace se týká magnetického pole Saturnu, jehož osa se s překvapivou přesností shoduje s rotační osou planety – odchylka činí ≤ 0,06°; dále vůbec není jasné, jak rotuje jádro planety ve srovnání se zbytkem (celá planeta patrně rotuje diferenciálně).

15. září 2017 sonda shořela po vstupu do atmosféry Saturnu rychlostí 113 000 km/h a zakončila více než trojnásobně překročenou původně plánovanou misi. Úplný soupis objevů je rozsahem zcela mimo možnosti tohoto přehledu, z nejdůležitějších je nutno jmenovat: objev vodních gejzírů na měsíci Enceladu, detekce jezer tekutých uhlovodíků na Titanu, potvrzení podpovrchových oceánů na měsících, dokumentace povrchu mnoha měsíců, vysvětlení dvojí tváře měsíce Iapetus, pozorování dynamických efektů v prstencích, turbulentní struktury v atmosféře Saturnu, včetně šestiúhelníkové vlny v okolí severního pólu planety (kolem jižního pólu se kupodivu hexagon nevyskytuje) a přímá pozorování polárních září na obou pólech. K tomu je třeba přičíst dlouhodobou spektroskopii, měření magnetického pole, odchylky gravitačního pole a další spoustu dat, jejichž zpracování zabere následujících nejméně 10 let.

J. Hunter Waite aj. publikovali výsledky spektroskopie průletu sondy Cassini jedním z výtrysků Enceladu. Zásadním objevem byla přítomnost molekulárního vodíku, který vzniká chemickými reakcemi vody s kamenným podložím v okolí termálních zdrojů. Přítomnost CO2 ve výtryscích dále naznačuje, že podpovrchový oceán Enceladu skýtá podmínky vhodné pro život. M. Voyteková však upozornila, že dřívější detekce methanu (také sondou Cassini) naopak ukazuje, že případný život v oceánu není příliš aktivní, neboť methan je jeden z pravděpodobných výsledků anorganických chemických procesů H2 a CO2.

A. Ingersoll a S. Ewald analyzovali pořízená data jasností výtrysků Enceladu z přístrojů Imaging Science Subsystem sondyCassini v průběhu let 2005–2015. Zjistili, že gejzíry jsou nejjasnější (jasnost je kalibrovaná na stejnou vzdálenost od Slunce) téměř přesně v apocentru dráhy měsíce, druhé maximum nastává po průchodu pericentrem dráhy; jasnost gejzíru klesá s výškou nad povrchem měsíce a je-li vyvrhovaná látka stále táž, jasnost je přímo úměrná hustotě částic ve výtrysku. Autoři upozorňují, že během sledovaného období celková kalibrovaná jasnost gejzírů poklesla téměř na polovinu – to může být způsobeno buď sekulární změnou excentricity dráhy, postupným ucpáváním ústí výtrysku ledovými zmrazky anebo prostou sezónní změnou, tedy koncem léta na jižním pólu.

B. A. Black aj. analyzovali výsledky erozní činnosti řek na Titanu, Marsu a Zemi. Přestože na Zemi známe erozní mechanismy poměrně dobře, na (raném) Marsu hůře a na Titanu prakticky vůbec, je možné ze srovnání vzniklých koryt řek vyvodit souvislosti. Autoři použili numerické modely vývoje povrchu s parametrickou velikosti krajinotvorných prvků a ukázalo se, že vznik překážek v malé a střední škále způsobuje vysokou diverzitu výsledných toků, zatímco překážky v celoplanetárním měřítku vytvoří krajinu velmi podobnou současnému Titanu a zčásti podobnou dávnému Marsu. Jediná Země má ze všech tří těles deskovou tektoniku, která je zodpovědná za tvorbu kontinentálních pohoří, což jsou přesně ony malé a střední překážky. V případě Titanu se navíc zdá, že erozní činnost přemazává vlastní dřívější působení, tedy že eroze opracovává celý povrch stále více „do hladka“, a to navzdory náznakům nedávné nebo dokonce současné geologické aktivity.

1.8. Uran, Neptun

N. Molter a I. de Paterová objevili pomocí Keckova dalekohledu velkou (průměr 30°, téměř 9 000 km) bouřkovou strukturu na Neptunu neobvykle blízko rovníku. Oblaka byla natolik jasná, že je zpozorovali i amatérští astronomové. Přestože v atmosféře planety vanou větry rychlostí až 450 m/s, struktura se ani po několika týdnech nerozpadla. Autoři proto spekulují, že možná nejde o typickou cyklonu, ale o obří konvektivní mrak, jaký byl spatřen v r. 2010 na Saturnu – vlhký vzduch z nízkých vrstev atmosféry ve velké výšce zkondenzuje a zmrzlé krystalky (v tomto případě methanu) pak velmi dobře odrážejí světlo.

P.  Irwin aj. porovnali čerstvá pozorování Uranu pomocí kamery Wide Field Camera 3 na palubě HST, přístroje SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) na Very Large Telescope a historická data z přístroje SpeX z InfraRed Telescope Facility na Mauna Kea. Autoři uvádějí, že všechna data lze dobře vysvětlit modelem mraků složených ze tří složek: fyzicky tenké a opticky tlusté vrstvy oblačnosti z částic o velikosti kolem 0,1 µm ve výšce odpovídající tlaku 2 bar, nad níž se nachází mraky z krystalků metanu o velikosti přibližně 0,5 µm a ještě nad ní velká vrstva mlžného oparu.

A. Farkas-Takács aj využili družic Kepler v průběhu mise k pozorování Uranových nepravidelných měsíců Sycorax, Caliban, Prospero, Ferdinand a Setebos. Pro některé měsíce jsou k dispozici také historická data ze sondy Herschel a Spitzerova kosmického dalekohledu, takže bylo možné odhadnout jejich velikost a albedo. Autoři porovnali světelné křivky měsíců s ostatními nepravidelnými měsíci a také s malými tělesy Sluneční soustavy – výsledkem je, že Uranovy měsíce jsou nejpodobnější Kentaurům a transneptunickým tělesům. Autoři dovozují, že rodina Uranových měsíců prošla bouřlivějšími kolizemi než srovnatelné měsíce Jupiteru a Saturnu.

1.9. Drobná tělesa Sluneční soustavy

Výrazná pánev Sputnik Planitia, kterou při průletu kolem Pluta perfektně zdokumentovala sonda New Horizons, se nachází téměř přesně naproti Charonu, Plutovu měsíci. Pravděpodobnost, že jde o náhodu, je jen 5 %. J. Kean aj. přišli s hypotézou, že Sputnik Planitia vznikla výrazně severněji a do současné pozice dodriftovala. Numerická simulace postupně zamrzajícího podpovrchového oceánu, kterou autoři provedli, ukazuje vlastnosti povrchu velice podobné těm skutečným.

Sputnik Planitia je ovšem výrazná deprese, zatímco rotující tělesa mají tendenci zaujmout takovou polohu, aby rovník procházel oblastmi s největší hustotou pláště. F. Nimmo aj. zkoumali, jak by mohla pánev mít větší hmotnost než ostatní části pláště, a přišli se zajímavým nápadem. Impakt, který pánev pravděpodobně vytvořil, vyhloubil do ledového pláště Pluta kráter o hloubce asi 7 km. Tím plášť v daném místě zeslabil a podpovrchový oceán v místě zeslabení tlakem zespoda vyboulil výduť. Tekutá voda má ovšem vyšší hustotu než led, takže přestože je pánev svrchu nižší než okolní terén, pod ledovou krustou se nachází oblast s větší hmotností. Podobnou situaci známe z Měsíce, na němž se také pod některými moři vyskytují mascony (z anglického mass concentration). Na dně pánve navíc namrzají těkavé prvky (především molekulární dusík), což hmotnost oblasti v dlouhém časovém měřítku opět zvyšuje.

J. E. Moores aj. simulovali vznik ledových útvarů, zvaných kajícníci, v oblasti Tartarus Dorsa na Plutu. Kajícníci jsou přírodní ledové skulptury, které vznikají větrnou erozí z ledové vrstvy uvnitř proláklin a následnou kondenzací vzdušné vlhkosti a vypadají jako řady modlících se mnichů s kápěmi na hlavách. Ačkoliv byly navrženy jako vysvětlení anomálií radarových odrazů na Europě, zatím je spolehlivě známe jen ze Země, kde se jejich velikost pohybuje od centimetrů po metry. Snímky Tartarus Dorsa z New Horizons tyto struktury ve větším měřítku velmi připomínají – proto autoři modelovali jejich možný vznik a ukázalo se, že při erozní rychlosti 1 cm/oběh je možné vysvětlit vznik pravidelného rýhování povrchu se stářím desítek Mr, což je v souladu s odhadem stáří povrchu na základě četnosti kráterů.

Y. Sekine aj. publikovali výpočty, vysvětlující možný vznik Charonu i načervenalých povrchů v okolí Plutova rovníku. Červené složky povrchu pravděpodobně tvoří organický materiál a autoři přišli s představou, že mohou pocházet z nitra planety. Pokud se s Praplutem srazila planetka o zhruba třetinovém průměru a vnitřní teplotě 150÷200 K, srážka vymrštila dostatek materiálu na oběžnou dráhu, kde se z něj zformoval Charon, i na povrch Pluta – zároveň se materiál zahřál dost na to, aby jednoduché organické molekuly jako např. formaldehyd prošly polymerací a vytvořily načervenalý odstín v okolí rovníku.

W. McKinnon aj. analyzovali fyzické vlastnosti Pluta, Charonu a měsíčků Styx, Nix, Kerberos a Hydra. Zatímco Pluto a Charon mají velmi podobné celkové hustoty, měsíčky jsou z velké části tvořeny ledem. Pluto je nejméně ze 2/3 tvořen horninami bez příměsi ledu, u Charonu jde o 3/5 – Pluto a Charon jsou si dokonce navzájem podobnější než kterákoli jiná dvě velká tělesa Kuiperova-Edgeworthova pásu. Autoři upozorňují, že zatímco tělesa, z nichž srážkou vznikla dvojice Pluto–Charon, se mohla vytvořit postupnou akrecí drobných těles, měsíčky pravděpodobně vznikly z úlomků rozbitého tělesa, které již prošlo alespoň částečnou diferenciací.

Objekt 2014 MU69 (původně pouze s číslem 486958), který byl vybrán jako další cíl sondy New Horizons po průletu kolem Pluta, se stal cílem několika pozorovacích kampaní. V červnu a červenci 2017 se týmy pozorovatelů v Jižní Africe i Jižní Americe pokusily se střídavými úspěchy pozorovat zákryty hvězd tímto tělesem – M. Buie aj. zveřejnili data z úspěšnými detekcemi, z nichž vyplývá, že těleso je v delším rozměru 20÷30 km velké a jistě v jednom směru protáhlé, anebo dokonce dvojité. Menší velikost, než se původně předpokládalo, znamená vyšší odrazivost povrchu. New Horizons kolem 2014 MU69 proletí 1. ledna 2019 rychlostí 13,7 km/s.

D. Gerdes aj. publikovali pozorování objektu 2014 UZ224, přezdívaného DeeDee, který se nachází ve vzdálenosti 92 au (po trpasličí planetě Eris jde o druhé nejvzdálenější těleso se známou dráhou). Velká poloosa dráhy je 109 au, excentricita 0,65 a sklon 26,8°, oběžná doba 1 140 r; přísluní ve vzdálenosti 38 au těleso dosáhne r. 2142. Dráha se zdá dlouhodobě stabilní, jen ve slabé rezonanci s Neptunem. Průměr autoři odhadují na 635 km, ovšem s velikou chybou, neboť není známo nic o jeho povrchu; v každém případě by mělo být zhruba kulového tvaru.

C. Kiss aj. oznámili objev měsíce u trpasličí planety 2007 OR10. Trpasličí planeta má průměr 1 535 km a nezvykle pomalou rotaci, která byla již dříve přičítána možnému (nedetekovanému) měsíci. Autoři prozkoumali archivní data z HST a na dvou snímcích skutečně těleso o 4,2 mag slabší objevili. Odhad oběžné doby kolísá v rozmezí 35÷100 d, průměr nejméně 237 km a hmotnost 1,5÷5,8×1021 kg. Všechny známé trpasličí planety s průměrem ≥ 1000 km tedy mají měsíc.

G. M. Szabó aj. zveřejnili katalog 56 trojánů, jejichž kompletní světelné křivky pořídila sonda Kepler v rámci mise K2. Autoři odvodili přesné rotační periody a amplitudy světelných křivek. V porovnání s pozemskými daty panuje celkový souhlas, autoři upozorňují, že pozemská data jsou pro rotační periody nad 20 h nespolehlivá a vykazují podezřelou zvýšenou četnost kolem hodnoty 60 h. Četnost dvojplanetek je dle autorů (20 ± 5) %. E. Ryan aj., na základě stejných dat dospěli k podobným výsledkům, navíc zdůrazňují, že přibližně 10 % objektů má rotační periody ≥ 100 h, což je mnohonásobně více, než se dosud předpokládá.

J. Wood aj. modelovali vývoj dráhy Kentaura (10199) Chariklo, jediného známého malého tělesa s vlastním prstencem. Autoři nechali dráhu Kentaura probíhat nazpět v čase, zaznamenávali blízká setkání s planetami a počítali pravděpodobnost, že prstence tato setkání přežijí. Kupodivu se ukázalo, že dráha Chariklo je sice chaotická, ale dlouhodobě stabilní. Kentaur byl pravděpodobně zachycen v průběhu posledních 20 Mr a prstence téměř jistě nevznikly slapovým roztrháním v důsledku těsného přiblížení k některé planetě.

C. Shankman aj. propočítali dráhy vzdálených transneptunických těles, tedy těch, jež mají velkou poloosu dráhy alespoň 250 au (včetně čtyř nově objevených) a jež údajně vykazují poruchy drah, způsobené údajnou vzdálenou 9. planetou. Autoři zjistili, že dráhy sice vykazují jisté kvazipravidelné poruchy, ale k jejich vysvětlení nestačí jediné těleso, ale naopak mohutný disk s hmotností několika desítek MZ. S.  Lawler aj. modelovali vývoj Edgeworthova-Kuiperova pásu pro případ, že 9. planeta existuje a zjistili, že její přítomnost má vliv na vývoj drah s velkou poloosou mezi 50 a 500 au, ale celkově je od Sluneční soustavy, jíž dominuje čtveřice velkých planet, prakticky nerozlišitelná. A. Meisner aj. pátrali po 9. planetě v archivu IR pozorování družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), avšak bezúspěšně. Ani integrace jednotlivých expozic, která by měla pro data pořízená v letech 2010–2015 odhalit planetu do vzdálenosti 800 au, v 90 % zatím zpracovaného objemu dat z první části mise neodhalila nic. K rozhodnutí, zda 9. planeta 9 existuje či nikoli, jsou zapotřebí další pozorování – teoretici (mj. včetně autorů původní hypotézy) zatím propočítávají další omezující podmínky, které by mohly pomoci těleso nalézt.

1.9.1. Planetky hlavního pásu

1.9.1.1. Trpasličí planeta Ceres

Vedení NASA uvažovalo po přeletu sondy Dawn od planetky Vesta k Cereře, že po orbitálním průzkumu trpasličí planety proletí sonda na závěr mise kolem planetky (145) Adeona (ø 150 km). Nakonec však zvítězil názor, že větší cenu má důkladný průzkum Cerery během jejího průletu přísluním, což se vskutku projevilo velmi důležitými novými výsledky uvedenými v samostatné kapitolce níže. NASA oznámila koncem října 2017, že po mimořádně úspěšné desetileté činnosti sondy Dawn bude ke konci r. 2018 docházet xenon k manévrování a přenosu dat, takže před skončením mise bude sonda navedena na těsnou stabilní kruhovou dráhu kolem Cerery, na níž zůstane po vypnutí řádově tisíc let.

M. Sori aj. zkoumali nejnápadnější útvar na povrchu Cerery pojmenovaný Ahuna Mons. Autoři ukázali, že jde o nejvýznačnější projev kryovulkanismu v celém hlavním pásu planetek. Hora dosahuje v současné době převýšení 4 km nad referenčním elipsoidem Cerery. Nachází se na vyvýšenině o průměru 30 km; má na šířku 21 km a příčně 13 km. Autoři odhadli její stáří v rozmezí 70÷210 Mr. Podle simulací se ve skutečnosti roztéká rychlostí 10÷500 m/Mr. Krátká geologická životnost vysvětluje, proč je hora na povrchu Cerery jedinečná. Ze simulací také vyplynulo, že přes 40 % její hmotnosti tvoří vodní led.

A. Nathues aj. studovali podrobné snímky a optická i infračervená spektra největšího (ø 92 km) kráteru Occator na trpasličí planetě Ceres, pořizované od počátku r. 2015 obíhající sondou Dawn. Určili tak překvapivě nízké stáří kráteru 34 Mr, ale ještě daleko novější původ jasně bílých skvrn na dně kráteru (4 Mr). Uprostřed kráteru se nachází díra široká 11 km a v jejím centru vrcholek široký 3 km a vysoký 400 m. Na vrcholu i úbočích jsou viditelné trhliny. Vrcholek má vysoké albedo 30 %, zatímco okolní tmavý terén jen 2÷4 %. Infračervená spektra prozradila, že jde o tlusté vrstvy obsahující slané karbonáty. Autoři odtud usoudili, že tento terén vznikl díky kryovulkanismu, neboť jádro Cerery je tvořené materiálem bohatým na silikáty, zatímco její plášť obsahuje blátivý led. Jakmile výlev dosáhne povrchu, tak bleskově zmrzne. Voda se vyvaří a sůl zůstane. Zatím se neví, zda erupce probíhají pravidelně anebo chaoticky, ale v každém případě jde o stále aktivní kryovulkanismus, neboť pod povrchem Cerery se stále nachází tlustá vrstva ledu. Autoři se domnívají, že Ceres nebyla nikdy zcela roztavena, ale působením vyšších teplot v nitru došlo k její geologické diferenciaci na kamenné jádro, plášť bohatý na vodní led s příměsí tekuté vody pocházející z nitra. Tepelné zvraty zevnitř a dopady menších kosmických objektů na povrch trpasličí planety zvnějšku vytvořily současný vzhled povrchu tvořený tmavými uhlíkatými chondrity a čpavkovými fylosilikáty. A. Nathanues aj. se v další studii zaměřili na okolí jasného kráteru Oxo (ø 9 km; stáří jen 190 tis. let), který se nachází v depresi -4,8 km pod hladinou referenčního elipsoidu Cerery. Na dně kráteru se vyskytuje jak vodní led, jakož i karbonáty a fylosilikáty. Autoři předpověděli, že vodní led bude postupně sublimovat.

M. De Santis aj. odhalili díky pozorováním spektrometru VIRMS absorpční pás na vlnové délce 3,4 µm příslušející alifatickým uhlovodíkům, jež jsou tvořeny řetězci uhlíku a vodíku s příměsemi kyslíku, dusíku, síry, halogenů a dalších prvků. Jde o první solidní důkaz, že se zmíněné sloučeniny vyskytují na planetkách; dosud byly nalézány pouze na povrchu kometárních jader. Na Cereře se nacházejí na více místech, ale především v rozsáhlém terénu o ploše 1 tis. km2 poblíž kráteru Ernutet (ø 50 km). Tento objev naznačuje, že na Cereře jsou dobré podmínky pro vznik prebiotické chemie. K témuž závěru dospěli také T. Prettyman aj. na základě pozorování aparaturou GRaND (detekce paprsků gama a neutronů). Autoři uvedli, že materiál na povrchu Cerery byl v minulosti vytvořen za přispění vody a ledu hluboko pod povrchem. Z těchto komplexních měření vyplývá, že i malá tělesa Sluneční soustavy oplývají nejenom vodním ledem, ale i složitými organickými sloučeninami včetně aminokyselin. Tyto objevy mají podle K. T. Smithe a M. Kupperse přímý význam pro objasnění původu života na Zemi. Země totiž vznikla příliš blízko Slunce hluboko uvnitř sněžné čáry, kde tehdy panovaly teploty vylučující kondenzaci tekuté vody a těkavých organických sloučenin. Ceres představuje asi třetinu hmotnosti celého hlavního pásu planetek a díky citovaným měřením se odhaduje, že nitro Cerery sestává zhruba ze čtvrtiny z ledu.

M. Villarrealová aj. prohlédli archiv pozorování občasné exosféry tvořené molekulami vody, jež se vyskytuje nepravidelně v různých úsecích výstředné oběžné dráhy Cerery kolem Slunce. Nejstarší pozorování dočasné exosféry pochází z r. 1991 a autoři zjistili, že exosféra vzniká tehdy, když zesílený sluneční vítr trefí trpasličí planetu. Urychlené částice silného větru vyrážejí molekuly vody z povrchu Cerery a vytvářejí přechodnou exosféru s průměrnou životností jednoho týdne.

1.9.1.2. Ostatní planetky hlavního pásu

E. Palmerová aj. využili bistatická radarová měření planetky (4) Vesta v době, kdy byla sonda Dawn planetkou zakryta. Tak se podařilo zkoumat intenzitu odražených radarových signálů od povrchu Vesty na stupnicích od cm do dm. Tato silně proměnná data pak porovnali s podpovrchovovými údaji o zastoupení vodíku pomocí aparatury GRaND na sondě Dawn, jež silně kolísalo na plochách řádu stovek km2. Výsledky ukázaly, že drsnost povrchu planetky nelze vysvětlit jako u Měsíce pouze vnějšími vlivy (dopady meteoritů), ale z větší části tím, že se na vzhledu terénu podílí vnitřní síly zejména v podobě kryovulkanismu. Tento závěr potvrdila i pozorování kamerou FC na sondě.

J. Sanchez aj. se zabývali určováním fyzikálních parametrů planetky (16) Psyche, jejíž důležitost vyplývá z faktu, že její hmotnost představuje celé 1 % hmotnosti hlavního pásu. Z radarových měření vyplývá, že i na povrchu planetky se nacházejí kovy a jen malý podíl představují méně husté silikáty. Autoři ve své práci zkombinovali změny radarového albeda se změnami spektra povrchu v blízké infračervené oblasti spektra (0,7 ÷ 2,5 µm), pořízených 3m teleskopem IRTF NASA na Havaji. Změny jsou přirozeně způsobeny rotací planetky a jejím nepravidelným tvarem. Dosud se předpokládalo, že Psyche je ve skutečnosti kovovým jádrem nedostavěné nebo zničené protoplanety, ale zmíněná kombinace pozorování tomu nenasvědčuje. Mateřské těleso Psyche nebylo geologicky diferencované a do dnešní podoby se patrně se vyvinulo dosud neznámým mechanismem.

Jako každoročně, tak i v roce 2017 se v široké mezinárodní spolupráci (Austrálie, Česko, Francie, Itálie, Slovensko, Srbsko, Španělsko, Ukrajina, USA) daří objevovat binární planetky v hlavním pásu. Postupně tak byly na základě odhalení dráhových parametrů pomocí fotometrie odhaleny průvodci planetek (4296) VAN WOERKOM, (12326) SHIRASAKI, (6186) ZENON, (27675) 1981 CH, (2825) CROSBY, (1798) WATTS, (2881) MEIDEN, (190166) 2005 UP156, (190166) 2005 UP156, (9972) MINORUODA, (7344) SUMMERFIELD, 2017 RV1, (23621) 1996 PA a (10132) LUMMELUNDA. Periody oběhu průvodců se pohybují v rozmezí 2,7 ÷ 120,1 h s průměrnou periodou 27 h. U většiny primárních složek binárních planetek se zdařilo určit i jejich rotační periody v rozmezí 1,65 ÷ 7,3 h.

Jednorázová spolupráce amerických astronomů zapojených do činnosti Mezinárodní asociace pozorovatelů zákrytů hvězd (IOTA) společně s jedním australským členem IOTA úspěšně pozorovala 14. 3. 2017 zákryt hvězdy 10 mag z katalogu Tycho planetkou (113) Amalthea, která v té době měla 13 mag. Na 7 stanicích byl zákryt pozorován, kdežto na třech nikoliv. Tak se podařilo změřit eliptický tvar planetky o délkách hlavní a vedlejší osy 67 × 36 km, ale současně detekovat výskyt průvodce v úhlové vzdálenosti 0,017˝ (lineární vzdálenost od planetky 24 km).

J. Hanuš aj. využili aparatur SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na UT3 VLT ESO a Nirc2 (NearInfraRed Camera) na Keckově 10m vybavených adaptivní optikou II. generace ke studiu parametrů planetky (130) Elektra (typ C). Planetka má jako jedna ze šesti známých planetek hlavního pásu dva průvodce, takže její hmotnost je velmi přesně známa. Autoři proto mohli zpřesnit její tvar i ekvivalentní průměr na (199 ±7 km) a střední hustotu na 1,6násobek hustoty vody s relativní chybou 8 %.

Aparatura SPHERE umožnila M. Marssetovi aj. odvodit trojrozměrný obraz planetky (6) Hebe včetně záznamů o impaktních kráterech na planetkách s geometrickými rozměry řádu 100 ÷ 200 km. Autoři odvodili díky vysoké kvalitě měření přesnou periodu rotace 7,3 h s relativní přesností 10-5 a odtud dostali velikost ekvivalentního průměru planetky (193 ±6) km i její střední hustotu (3,5 ±0,6)násobku hustoty vody. Planetka je slabě pokryta impaktními krátery, takže rozhodně nepatří mezi zdroje chondritických meteoritů, které dopadají na Zemi. Autoři mají v plánu v dalších letech podobně prozkoumat na 40 planetek a tak odhalit hlavní dodavatelky chondritických meteoritů.

D. Vokrouhlický aj. studovali původ rodiny planetek (8) Flora, která vznikla srážkou tělesa s průměrem aspoň 150 km ve vzdálenosti vnitřní části hlavního pásu, která umožňuje vyhozené úlomky díky rezonanci oběžných period nasměrovat přednostně k Zemi. Skutečně se jeví, že většina chondritů typu LL dopadajících na Zemi i na Měsíc pochází z této kuchyně. Do rodiny Flora patří planetka (951) Gaspra, jejíž stáří se odhaduje na 1,4 Gr, což je velmi pravděpodobně stáří rodiny Flora. Modelování vývoje drah za tu dobu svědčí o tom, že rodina Flora už ztratila téměř 90 % těles s rozměrem kilometru a více. Většina velkých objektů z rodiny Flora o průměrech do 47 km narazila na Zemi nebo Měsíc v prvních 300 Mr po katastrofické první srážce, tj. nejpozději před 1,1 Gr (střední proterozoikum).

Chan-Kao Cang aj. změřili přesnou rotační periodu miniaturní planetky (144977) 2005 EC127(ø 0,6 ±0,1 km) z vnitřní části hlavního pásu planetek. Takto malé planetky se dosud považovaly za pouhé hromady sutě, které se při rychlosti rotace nižší než 2,2 h rozpadnou odstředivou silou. Autoři však zjistili, že tato planetka vykazuje rotační periodu pouze 1,65 h s chybou menší než 1 %. Amplituda jasnosti během jedné obrátky dosahuje přitom 0,5 mag. To znamená, že buď má planetka vyšší hustotu, než mívají hromady sutě, nebo tam působí nějaký interní tlak. Planetka zkrátka neví, že by se při tak rychlé rotaci měla už dávno rozpadnout…

Možná by se mohla poučit od planetky P/2016 J1 (PANSTARRS), jež se podle Man-To Hui aj. rozpadla buď zjara r. 2012, anebo dokonce v dubnu 2010. V prvním případě by rychlost vzdalováni složek A a B činila v průměru 0,70 m/s, kdežto v tom druhém 0,83 m/s. Pozorování 10m teleskopem Keck ukázala, že obě složky mají podobnou barvu odpovídající typu původní planetky C nebo G. Obě složky zůstaly po dobu půl roku aktivní, tj. stále vystřelovaly prachová zrnka rychlostmi ~ 0,5 m/s. Poloměry dosahovaly pro jádro A hodnot 140 ÷900 m a pro jádro B 40 ÷ 400 m. Tempo ztráty prachu činilo u jádra A ~ 1 kg/s a u jádra B ~0,1 kg/s. Obě jádra putují pospolu po protáhlé eliptické dráze s velkou poloosou 3,2 au, výstředností 0,2 a sklonem 14°.

Zato D. Jewitt aj. ohlásili první objev rozpadu planetky P/2013 R3 v přímém přenosu. Rozpad se odehrál 1. 10. 2013 a planetka se rozpadla na 13 viditelných úlomků pozorovatelných až do 13. února 2014. Shluk úlomků se zprvu rozpínal průměrnou rychlostí 0,3 m/s, ale po 5 měsících se shluk rozplynul. Autoři odhadli poloměr původního možná kulového tělesa na 400 m a k jeho roztočení stačilo odpařování vodního ledu tempem 1 g/s. Takto indukované rozpady planetek mohou podle autorů dodávat do zodiakálního oblaku 1 t/s prachu, což odpovídá 4 % hmoty potřebné pro dlouhodobou existenci zodiakálního prachu.

1.9.2. Křížiči

Na konci r. 2016 přesáhl počet křížičů dráhy Země 15 000 objektů. O zvyšování počtu identifikovaných křižujících objektů se nejvíce zasluhují přehlídky Catalina v Arizoně a Pan-STARRS-1. Z dosud objevených křížičů představuje největší riziko miniplanetka 2010 RF12, která se může v r. 2095 srazit se Zemí s pravděpodobností necelých 7 %. Ve skutečnosti však rizikem není, protože má průměr pouhých 7 m. Koncem r. 2016 našli V. Reddy aj. dosud nejmenší křížič 2015 TC25 o průměru pouhé 2 m, jenž se přiblížil k Zemi na vzdálenost 128 tis. km. Vyznačuje se vysokým albedem 60 % a rychlou rotací 2,2 minuty! V polovině dubna 2017 proletěl kolem Země ve vzdálenosti 1,8 mil. km křížič 2014 JO25, takže díky radarům vime, že má nejmenší rozměr 600 m, ale nejdelší 1 km. Je to zjevný slepenec, což není žádná zvláštnost. S. Nandu zjistil, že celkem 50 známých křížičů jsou páry v dotyku. Mezi objekty s průměrem >150 m se nachází 15 % těsných párů. Nejblíže k Zemi byl v r. 2017 pozorován objekt 2012 TC4, jenž má průměr 15 ÷ 30 m, jenž se znovu přiblíží k Zemi v r. 2050, ale ani tehdy ke srážce nedojde.

D. Trilling aj. začali k soustavnému studiu četnosti křížičů podle jejich velikosti využívat kameru DECam (Dark Energy Camera) na 4m Blancově teleskopu na Interamerické observatoři Cerro Tololo (30° j.š.; 2,2 km n. m.; Chile). Během jednoho roku tak získali první spolehlivé údaje o zastoupení křížičů v rozsahu rozměrů od 10 m do 1 km. Z těchto měření vyplývá, že celkový počet křížičů zemské dráhy s průměrem větším než 10 m dosahuje 6,6 milionů, tj. o řád méně, než se dosud odhadovalo.

A. Wasczak aj. se zabývají výskytem ještě menších miniplanetek od rozměru 1 m do 100 m. Využívají k tomu kamery Palomar Transient Factory u tamější 1,2m Schmidtovy komory se zorným polem o úhlové ploše 7,3 □°. Mezní hvězdná velikost 20,5 mag při minutových expozicích a předzpracování pomocí strojového učení umožňuje pozorovatelům objevovat malá tělíska ve vzdálenostech 0,1 ÷ 5,8 mil. km od Země. Dosud tak našli 11 objektů. V r. 2017 však byla uvedena do provozu Zwicky Transient Factory, která naráz zobrazuje úhlovou plochu 47 □°. Autoři odhadli, že dosud známých 15 tis. křížičů s rozměry 0,5 ÷ 10 km představuje pouhou špičkou ledovce křížičů s rozměry 1 ÷ 100 m, kterých bude patrně o tři řády víc. Z toho tělesa o rozměrech 10 ÷ 100 m nejsou sice globálně nebezpečná, ale mohou způsobit významné lokální i regionální škody. Naopak tělesa s rozměry <10 m, jejichž relativní rychlosti vůči Zemi nejsou velké, mohou být vhodným terčem pro kosmické sondy.

A. Greenberg aj. zveřejnili výsledky radarové pozorovací kampaně planetky (1566) Icarus, která se koncem června 2015 přiblížila k Zemi na vzdálenost 8,5 mil. km. Icarus byl objeven již v r. 1949 na velmi protáhlé dráze, která křižuje dráhy Merkuru, Venuše, Země i Marsu (q = 0,19 au; a = 1,08 au; Q = 1,97 au; e = 0,83; i = 23°; P = 1,12 r). V červnu r. 1968 se přiblížil k Zemi na radarovou vzdálenost 6,4 mil. km a stal se tak prvním křížičem pozorovaným radarem. Během přiblížení v r. 2015 byl sledován radary v Arecibu (ø 305 m) a v Goldstone v Kalifornii (ø 70 m). Pozorování nebylo snadné, protože porézní povrch planetky radarové vlny rozptyluje, takže radarové albedo dosahuje pouhých 2 %. Tím se podařilo objasnit, proč se planetku nezdařilo radarově ohmatat v r. 1996, kdy se k Zemi přiblížila na vzdálenost 15,4 mil. km. Autoři však nyní mohli potvrdit, že jde vskutku o potenciální nebezpečnou planetku, protože její rozměr dosahuje 1,4 km a opakovaně se přibližuje k Zemi v intervalech 9, 19 a 28 let. Díky novým radarovým měřením se autorům podařilo podstatně zpřesnit dráhové elementy Icara a jejich sekulární změny, z nichž vyplývá, že v tomto století se planetka se Zemí zaručeně nestřetne.

V kontrastu s tímto nesnadným radarovým pozorováním ukázali J. Crowellová aj., že křížič třídy Amor (1627) Ivar dokázal radar v Arecibu pracující na frekvenci 2,38 GHz (vlnová délka 126 mm) planetku ohmatat na vzdálenost přes 52 mil. km. Díky tomu autoři dokázali s vysokou relativní přesností 5.10-7 změřit rotační periodu planetky 4,8 h i tři hlavní rozměry tvaru planetky 15,2 × 6,2 × 5,7 km3. Odtud pak odvodili, že tento obří objekt je naštěstí dynamicky stabilní; jeho dráhové změny jsou nepatrné a v dohledné budoucnosti Zemi neohrozí.

J. Kelly Beatty a B. King pozorovali 1. 9. 2017 křížič (3122) Florence v době jeho největšího přiblížení k Zemi (7 mil. km; 8,7 mag), který je ze všech známých NEO (Near Earth Object) čtvrtý největší (ø 4,5 km). Předtím se přiblížil k Zemi v r. 1890 a k jeho příštímu návratu dojde až po r. 2500. Při současném přiblížení byl pohodlným terčem pro radary v Arecibu (ø 300 m; 2,38 GHz; 126 mm; Portoriko) a v Goldstone (ø 70 m; 8,56 GHz; 35 mm; Mojavská poušť, Kalifornie), takže se kromě jiného ukázalo, že kolem Florence (typ Apollo; rotační perioda 2,4 h; hustota 1,4× voda) obíhají dva malé satelity: bližší (ø 240 m) ve vzdálenosti 4 km v periodě asi 7 h, a vnější ve vzdálenosti 9 km v periodě 8 h.

M. Brozovic aj. pozorovali počátkem ledna radary v Arecibu i Goldstone planetku (226514) 2003 UX34 (ø <300m) a objevili přitom jejího průvodce (ø <120 m). Vzdálenost mezi oběma tělesy činí asi 450 m. Oběžná perioda kolem společného těžiště se pohybuje kolem 15 h. E. Rivera aj. pozorovali koncem ledna 2017 týmiž radary planetku (163693) Atira a ukázali, že křížič (ø 4,8 km) má průvodce (ø 1,0 km), jenž kolem primáru obíhá v periodě 15,5 h, přičemž velká poloosa dráhy činí > 5 km.

Nezvyklé dráhové elementy odhalil přehlídkový 1,8m teleskop Pan-STARRS 1 u dvou objektů 2017 SN33 a 2017 U1. Podle G. Williamse obě tělesa se pohybují po retrográdních drahách, přičemž první z nich prošel přísluním v polovině září 2017 ve vzdálenosti 1,8 au. Jeho oběžná doba činí 3 860 let (!) se sklonem 152°. Objekt 19 mag pozorovaný řadou velkých dalekohledů neprojevoval nejmenší známky kometární aktivity.

Ještě výrazně zajímavější byl však objekt původně klasifikovaný jako kometa C/2017 U1, jenž však rovněž nikdy nevykázal kometární aktivitu. Ten podle G. Williamse prošel přísluním ve vzdálenosti 0,26 au o tři dny dříve než SN33, ale s heliocentrickou rychlostí 88 km/s, sklonem dráhy i = 123° a výstředností e = 1,2 s chybou pouze 0,5 ‰. Poprvé v historii astronomie šlo tedy o vetřelce z mezihvězdného prostoru. Byl objeven R. Werykem pomocí téhož přehlídkového teleskopu až 19. října 2017, kdy se už vzdaloval jak od Slunce, tak od Země a dosáhl pozorované jasnosti 20 mag. Všechna pozorování obřími dalekohledy vyloučila jakoukoliv kometární aktivitu a potvrdila načervenalou barvu jejich povrchu, typickou pro transneptunské planetky. Proto byl následně přejmenován jako první interstelární objekt 1I/2017 U1 ´Oumuamua (havajsky „posel z dávné minulosti“). Následný výpočet dráhy ukázal, že těleso se nejvíce přiblížilo k Zemi rychlostí 26 km/s ještě před objevem (14. října) na vzdálenost 24 mil. km. Vetřelec se vyznačoval výraznými změnami jasnosti, což svědčilo o jeho protáhlém tvaru s hlavní osou dlouhou asi 400 m a vedlejší osou jen 40 m. Změny jasnosti byly jen částečně periodické, takže objekt se na své dráze spíše převaloval. Vzácný návštěvník se nyní plynule vzdaluje od Slunce, v r. 2022 protne dráhu Neptunu a bude pokračovat ve své bludné pouti do interstelárního prostoru stabilní rychlostí 26 km/s, tj. zhruba 5,6 au/r.

D. Jewitt aj. sledovali toto unikátní těleso pomocí teleskopů NOT (ø 2,5 m; Roque de los Muchachos, La Palma) a WIYN (ø 3,5 m; Kitt Peak, Arizona). Barevné indexy B-V = 0,7 a V – R = 0,45 odpovídají Jupiterovým Trojánům, ale odlišují se od načervenalé barvy objektů Edgeworthova-Kuiperova pásu za Neptunem. Velké změny jasnosti v důsledku převalování protáhlého objektu na dráze vedly k revizi rozměrů hlavní a vedlejší osy: 460 × 70 m. Autoři dále odhadli, že uvnitř dráhy Neptunu se stabilně nachází řádově 10 tisíc vetřelců s rozměry >100 m, přičemž každý z nich pobude u nás na návštěvě průměrně 10 let. D. Trilling aj. pak odhadli, že tento přísun vetřelců znamená, že okolní hvězdy poztrácejí do interstelárního prostoru během budování svých planetárních soustav v průměru 20 MZ, čili zhruba stejně jako to dokázalo mladé Slunce. Autoři odhadují, že po uvedení přehlídkového synoptického teleskopu LSST (ø 8,4 m; Cerro Pachón, 2,7 km n. m.; Chile) se podaří objevit každoročně průměrně jednoho vetřelce. Odtud pak zpětně bude možné odvodit, kolik planetárních soustav se v okolí Slunce vyskytuje. Jelikož průměrná volná dráha vetřelců mezi hvězdami a hnědými trpaslíky v okolí Slunce činí podle Q. Z. Ye aj. asi miliardu světelných let (~300 Mpc), není možné určit, která hvězda ho vyslala na bludnou pouť naší Galaxií.

K. Meechová aj. konstatovali, že žádné z těles z pozorovaných 750 tis. planetek a komet ve Sluneční soustavě se k nám nedostalo od cizích hvězd, ačkoliv je zřejmé, že pozorovaná migrace nejhmotnějších planet nutně vedla k vyvržení mnoha původních planetesimál do interstelárního prostoru. Objev zaručeně interstelárního objektu naznačil, že ve skutečnosti takových objektů prolétá napříč Sluneční soustavou hodně, jenže pro svůj rychlý pohyb a nepatrnou velikost a jasnost unikají pozornosti dosavadních přehlídek. Interstelární planetka/kometa opustí Sluneční soustavu ve směru rektascense 23 h 52 min a deklinace +24,8° (přibližně ke hvězdě ψ Pegasi).

O. Vaduvescu aj. zveřejnili světelné křivky 101 křížičů pozorovaných pomocí 11 teleskopů s průměrem optiky 0,4 ÷4,2 m rozmístěných ve Španělsku, Chile, Slovensku a Rumunsku. Jde o část většího evropského projektu zkoumání křížičů EURONEAR. Pro 18 objektů se podařilo poprvé určit jejich rotační periody, pro 45 křížičů potvrdili jejich rotační periody a pro 16 dalších křížičů odhadli jejich pravděpodobné rotační periody. U 32 dalších křížičů stanovili meze pro jejich periody. U osmi křížičů se ukázalo, že se na své dráze převalují. Nalezli také 7 potenciálních binárních planetek, z toho u třech určili jejich dráhové parametry. U 10 křížičů pozorovali barevné kolísání spektrálních světelných křivek během period jejich rotací. Nalezli také jeden z nejrychleji rotujících křížíčů 2014 NL52 v periodě 4,5 min. Týž tým studoval v rámci projektu EUROENEAR 70 tis. snímků pořízených kamerou Suprime-Cam pomocí japonského 8,4m teleskopu Subaru v letech 1999-2013. V  obsáhlém materiálu hledali údaje o drahách 9 800 křížičů, objevených do května 2013. Podařilo se jim tak nalézt údaje o 518 křížičích, z toho 113 mělo jasnost v pásmu V vyšší než 25 mag. V 18 případech se jim podařilo protáhnout údaje o jejich drahách až na interval 10 let. Zároveň studovali možnosti, jak velké počty křížičů jsou obecně dostupné pro 8m teleskopy. Z těchto přehlídek vyplývá, že obří teleskopy mohou odhalit alespoň jeden křížič v každém čtverečním stupni oblohy.

1.9.3. Obecné studie o planetkách

P. Wiegert aj. potvrdili domněnku, že planetka 2015 BZ509, která se nachází na dráze Jupiteru, obíhá kolem Slunce retrográdně. Autoři navíc ukázali, že dráha planetky vykazuje dlouhodobou stabilitu po dobu minimálně milion let. Je proto nesnadné zjistit, jak se na tuto vzácnou dráhu dostala. Autoři na základě simulací odhadují, že šlo původně o těleso Halleyovy rodiny komet, jež se dostalo na zmíněnou stabilní dráhu poruchovým působením Saturnu. Z toho lze usoudit, že nejenom Jupiter, ale i další planety mohou být doprovázeny planetkami obíhajícími v protisměru. H. Moraisová a F. Namouni připomněli, že Sluneční soustava začínala svou existenci jako prachoplynový disk, který se otáčel kolem Slunce jedním směrem. Během rané etapy vývoje Sluneční soustavy však byly z oblasti velkých planet vymrštěny biliony těles do vzdáleností řádově desettisíckrát větší než je současná vzdálenost Jupiteru od Slunce, kde sice zprvu vytvořily tenký disk drobných trosek, ale ten se postupně proměnil vinou slapových sil naší Galaxie na kulovou slupku Oortova mračna, v níž však jednotlivé objekty obíhají retrográdně vůči jednosměrnému provozu v pásmu planet.

M. Delbo aj. výrazně zlepšili identifikaci rodin planetek, které podle všeobecného mínění vznikají katastrofickými srážkami větších mateřských planetek v průběhu dlouhé historie Sluneční soustavy. Dosud převažovalo mínění, že tyto srážky probíhaly průběžně a relativně se stálou četností. Výsledkem toho procesu byla identifikace zhruba 100 rodin planetek různého stáří, do nichž patří asi čtvrtina všech planetek ze zhruba 1 milionu planetek hlavního pásu. Autoři však zjistili, že ve vnitřní části hlavního pásu planetek se pohybuje minimálně 180 namodralých planetek s velmi nízkým albedem a průměrech >35 km, které podle rozsahu rozptylu drah patří do rodiny, jež vznikla před 4,5 mld. let. Každá ze známých rodin planet se v důsledku existence úlomků různých velikostí a hmotností postupně rozptyluje ve tvaru písmene V odvráceného od Slunce, protože menší úlomky se snadněji vlivem poruch dostávají do větších vzdáleností od Slunce. Čím je rodina planetek starší, tím je písmeno V větší a rozmazanější. Tak se autorům podařilo ukázat, že jimi objevená rodina velkých planetek má tento parametr daleko největší a je tedy nejstarší. Autoři ukázali, že tato prarodina vznikla záhy po gravitačním zhroucení zárodečných oblázků v protoplanetárním disku, takže jednotlivá tělesa měla rozměry stovek až tisíce kilometrů. To je v souladu se zjištěním A. Morbidelliho aj. z r. 2009, že prvotní planetky se rodily s těmito rozměry.

J. Masiero aj. referovali o výsledcích třetího roku projektu NEOWISE, v němž tato infračervená přehlídková družice pozoruje planetky a komety v infračervených pásmech 3,4 a 4,6 μm. Družice měřila tepelné vyzařování 170 křížičů a více než 6,1 tis. objektů hlavního pásu a také jejích optické albedo. Tak se podařilo rekonstruovat vypočítat poměrné přesné rozměry již pro 540 křížičů, což je rozsáhlejší soubor, než který družice WISE získala v době, kdy pracovala v hlubokém kryogenním režimu.

D. Vokrouhlický aj. si vybrali k podrobnému rozboru nejmladší rodinu planetek (1270) Datura. Starší rodiny totiž podléhají druhotným efektům, takže spolehlivý scénář jejich vzniku se během času postupně stírá. Autorům se zdařilo díky soudobému katalogu dráhových elementů planetek hlavního pásu najít sedm největších členů rodiny Datura a pro všechny určit jejich periody rotace a pro šest z nich také absolutní hvězdné velikosti. Všechny planetky rotují prográdně se sklonem úhlu rotační osy >50°. Největší amplitudu jasnosti v průběhu rotačního cyklu jeví právě Datura, což znamená, že jde o velmi protáhlou planetku. Během vyhledávání velkých úlomků rodiny autoři navíc našli hodně menších úlomků téže rodiny, ale jejich přínos k hmotnosti celé rodiny je proti zmíněným hlavním úlomkům zanedbatelný. A. Rosaev a E. Plávalová objevili další tři členy této rodiny pomocí numerické integrace jejich drah se započtením gravitačních poruch za posledních 800 tis. let. Dvě planetky se nacházejí velmi blízko střední oběžné dráhy této rodiny, zatímco planetka 2014 OE206 má silně rušenou dráhu.

M. Granvik aj. se pokusili odhadnout, jakým mechanismem a jak často planetky opouštějí hlavní pás a zamíří ke Slunci, takže se stanou křížiči dráhy Země. Vybrali k simulacím přes 78 tis. známých drah planetek, přidali k nim přes 14 tis. klonů z hlavního pásu a vyvíjeli změny parametrů jejich drah v průběhu 100 mil. let. Do výpočtu zahrnuli známé efekty YORP a efekt Jarkovského a uvažovali i závislost odklonů drah na velikost planetky v rozmezí 0,1 ÷ 3,0 km. Nedosáhli však dobré shody při započtení obou mechanismů, protože pozorované počty křížičů zemské dráhy jsou asi pětkrát vyšší, než daly simulace.

1.9.4. Komety

1.9.4.1. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

M. Pajola aj. zjistili, že navigační kamera sondy Rosetta zaznamenala 10. 7. 2015 v oblasti Seth náhlé zjasnění doprovázené výtryskem materiálu v podobě prašného chocholu. O pět dnů později pak kamera OSIRIS odhalila obnaženou část srázu útesu Aswan ve svislé délce 134 m. Proti dřívějším snímkům se zřetelně rozpukaný útes zjasnil 6krát, takže jeho albedo stouplo na 40 %. To odpovídá suchému písku na Zemi. Autoři odhadli, že příčinou zjasnění byl sesuv zhruba 10 kt materiálu a výtrysk do prostoru obsahoval asi 100 t rozdrolené horniny. Odtud je zřejmé, že za řadou náhlých zjasnění komet mohou být menší i masivní sesuvy materiálu na strmých svazích. Podobných zjasnění pozorovala Rosetta v průběhu 18 měsíců dokonce několik, jak uvedli M. R. El-Maarry aj. v další studii. Zjistili, že většina změn na povrchu komety byla vyvolána silnějším osluněním při cestě do přísluní. To vedlo k vypařování ledu a oslabování pevnosti povrchových struktur. Na některých místech stouplo albedo na hodnoty >40 %, což je dokladem obnažení vodního ledu. Snímky pořízené po průchodu přísluním potvrdily sesuvy na útesech, přemístění velkých balvanů a nově otevřených trhlin na povrchu jádra komety. Tato pozorování mění názory astronomů na příčinu náhlých zjasnění komet – v mnoha případech jde právě o důsledky sesuvů půdy, obnažení podpovrchových ledových vrstev a ztrátu prachu v podobě zmíněných chocholů. Podle názoru autorů však od roku 1959, kdy se kometa 67P dostala na současnou dráhu s oběžnou periodou 6,5 r, jde však jen o kosmetické změny.

N. Masoumzadeh aj. využili snímků kamery OSIRIS v různých barevných filtrech během přibližování sondy Rosetta k cíli během července a srpna 2014 k porovnání s údaji naměřenými během blízkého průletu sondy kolem jádra komety v polovině února 2015. Cílem měření bylo pořídit fázovou křivku jasnosti povrchu komety a tu kalibrovat tak, aby bylo možné určit jasovou charakteristiku celého povrchu. Následná analýza výsledků ukázala, že povrch komety 67P má stejné jasové charakteristiky jako měsíce Phobos a Deimos u Marsu. Tyto měsíce mají zcela odlišné jasové charakteristiky na rozdíl od všech ostatních zkoumaných těles Sluneční soustavy bez vlastní atmosféry. Autoři odtud usuzují, že povrch komety 67P je pokryt sazemi uhlíku. Nejčernější povrch se nachází v oblasti Imhotep-Ash, kde jsou saze doslova načechrány.

H. Krüger aj. zveřejnili hlavní výsledky modulu Philae, jenž po dvou poskocích uvízl v skalní rozsedlině Abydos a během tří dnů v polovině listopadu 2014 uskutečnil odběry vzorků plynu aparaturami COSAC a plynovým chromatografem a hmotnostním spektrometrem Ptolemy. Největší intenzitu vykázaly ionty mezi 20. a 30. min po prvním doteku s povrchem v oblasti Agilkia. Přístroje zaznamenaly molekuly vody a CO a jejich shodný úbytek. Porovnání měření z obou aparatur ukázalo, že COSAC měřil data pro regolit komety, kdežto Ptolemy pro plyn v komě komety. COSAC zaznamenal také organické látky, kdežto Ptolemy zejména CO2.

Y. Skorov aj upozornili na záhadu, jak se mohou ve vzdálenosti 1,3 au od Slunce prachová zrnka o velikosti <1 mm vznést a opustit kometární jádro. Dosud se totiž soudilo, že to obstarají vypařující se zrnka vodního ledu, popř. zrnka ledů CO a CO2. Modelování takového procesu bylo v této vzdálenosti od Slunce naprosto neúspěšné. Přesto pozorování zblízka ukázala, že se prachová zrnka dokáží od jádra odpoutat. X. Hu aj. však ukázali na základě série měření před i po průchodu komety přísluním, že aspoň část povrchu přivrácená v té době ke Slunci a nacházející se poblíž rovníku jádra podléhá silné erozi do hloubky minimálně 0,5 m a místy i hlouběji. To dovolí molekulám vody i ledů CO a CO2 vynést prachová zrnka do určité výšky, ale obvykle rychlostí nižší než únikovou, takže minimálně polovina těchto prachových zrnek se nakonec vrátí po balistické dráze a přistane na jiné části povrchu jádra. S. Höfner aj. však zjistili, že rozdíly teplot na různých částech povrchu jádra komety dosahují takových hodnot, že už ve vzdálenosti 3,5 au od Slunce se otevírají trhliny šířící se do hloubky pod povrchem a tepelné toky dokáží sublimovat podpovrchový led natolik, že začne vynášet i prachová zrnka únikovými rychlostmi. Trhliny se zvětšují střídáním tepelného stresu se sublimací. Y. Shou aj. připomněli, že jádra komet rotují, takže do modelování je třeba zahrnout odstředivou sílu i Coriolisovy síly.

O. Mousis se věnovali otázce, jak současné podvojné jádro komety 67P vzniklo. Dnes se soudí, že původní materiál komet obsahoval značné procento žáruvzdorných prvků, jako je Al a Fe. Rozpady jejich radionuklidů mohly vinou silného ohřevu odstranit těkavé prvky jako je N, Ar a molekuly CO. Simulované výpočty autorského týmu dospěly ke dvěma rozdílným alternativám. Podle první vzniklo současné jádro 67P měkkým spojením dvou planetesimál srovnatelné velikosti ~ 2 km. Podle druhého scénáře vznikla nejprve obří kometa podobná kometě C/1995 O1 Hale-Bopp (ø 70 km), jež se následně rozpadla při srážce na menší úlomky. Podobnou otázku řešili nezávisle také M. Jutzi a W. Benz. Ti dávají jednoznačně přednost měkkému spojení dvou malých jader. Taková kometární jádra nemusela prodělat epochu silného ohřevu. Tato domněnka mi připadá podstatně pravděpodobnější. B. Mary aj. zjistili pomocí iontového spektrometru ROSINA, že v komě komety 67P jsou málo zastoupeny těžší isotopy xenonu podobně, jako tomu bylo v rané atmosféře Země. Autoři odtud odvodili, že asi 22 % Xe uvězněného v kometárním ledu skončilo nakonec v rané zemské atmosféře. Odtud lze pak dopočítat i podíl ledu z komet na přísunu kometární vody na Zemi.

F. Preusker využili více než 1,5 tis. stereofotogrammetrických snímků povrchu komety pořízených od srpna 2014 do února 2016 ke 3D zobrazení povrchu jádra komety s vertikální přesností řádu decimetrů a vodorovným rozlišením lepším než 1,5 m. Odtud odvodili objem jádra 18,6 km3 a střední hustotu 538 kg/m3. Hmotnost jádra činí 10,013 kg.

1.9.4.2. Jednotlivé periodické komety

Počátkem května 1930 objevili němečtí astronomové krátkoperiodickou kometu 73P/Schwassmann-Wachmann, jež patří díky své oběžné periodě 5,4 r a vzdálenosti odsluní 5,2 au do Jupiterovy rodiny. Kometa se do blízkosti Země (~6 mil. km) dostává každých 16 let. Od r. 1995 astronomové pozorují postupný rozpad komety na početné úlomky. V současné době se pomocí velkých dalekohledů podařilo rozlišit téměř 70 úlomků, takže kometa nepochybně spěje ke svému zániku. V přísluní se totiž přibližuje ke Slunci na vzdálenost 0,94 au. Všechny úlomky prošly přísluním v polovině března 2017, avšak na Lowellově observatoři byl nejjasnější úlomek pozorován už v únoru 2016 a větší pozorovací kampaň započala počátkem října 2016, kdy nejjasnější úlomek dosáhl 12 mag. Těsně před průchodem přísluním se však ukázalo, že zatímco hlavní úlomek A zeslábl na 14 mag, nově pozorovaný úlomek BT byl o 2 mag jasnější. Hodnoty jasnosti závisí na velikosti apertury dalekohledů, ale i ostatní měření ukázala na téměř 2 mag rozdílu mezi jasnějším úlomkem BT a slabším úlomkem A. Úlomek BT se navíc jeví jako bodový, kdežto úlomek A je obklopen komou o úhlovém průměru 32˝ a doprovázen chvostem o délce 21˝.

O měsíc později prošla přísluním další slavná kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák, poprvé pozorovaná už počátkem května 1858, ale pak nadlouho ztracená až do r. 1907 a do třetice až do r. 1951, přestože má oběžnou dobu 5,4 roku a patří rovněž do Jupiterovy rodiny krátkoperiodických komet (odsluní 5,1 au). Kometu sledovali od 24 února 2017 nejprve američtí astronomové dalekohledem Discovery Channel (ø 4,3 m; 2,4 km n. m.) v Arizoně a ze sekvence snímků se jim podařilo určit rotační periodu jádra komety (20 h) a odhalit spirální strukturu komy. Kometa dosáhla koncem března 2017 vizuální jasnosti 6,5 mag a stala se tak vděčným objektem pro profesionální i amatérské astronomy. Nejvyšší jasnosti 6,0 mag dosáhla 7. dubna 2017, s vizuálním průměrem komy dosáhl 25´.

Kometární jaro 2017 pokračovalo zprávou J. Gonzalese o novém výbuchu komety 29P/Schwassmann-Wachmann, jež se koncem dubna zjasnila na 13 mag a průměr komy se zvětšil na 0,4´. Kometa dosáhla maxima jasnosti 11,4 mag až v polovině srpna, kdy průměr komy se zvedl na 1,5´. Koncem srpna se kometa opět zjasnila při dalším výbuchu až na 12,1 mag. Kometa byla objevena německými astronomy již v listopadu 1927 a dodatečně identifikována na snímcích z března 1902, kdy se jevila jako objekt 12 mag. V intervalech mezi výbuchy bývá kolem 16 mag. Průměr jádra komety dosahuje 60 km, takže jde fakticky o obří kometu, která obíhá kolem Slunce po dráze s nepatrnou výstředností e = 0,04 v oběžné periodě 14,6 let s velkou poloosou dráhy 6,0 au. Patrně jde o těleso Edgeworthova-Kuiperova pásu, které se historicky nedávno vydalo vinou gravitačních poruch na novou nepříliš stabilní dráhu v prostoru mezi Jupiterem a Neptunem. Lze ji tedy zařadit mezi Kentaury a díky její poloze poblíž Jupiteru se bude její dráha občas výrazně měnit. V každém případě jde o jedno z nejstarších těles Sluneční soustavy.

L. Paganini aj. studovali infračervená spektra komety C/2014 Q2 (Lovejoy), která přiletěla poprvé z Oortova mračna, takže může posloužit jako test, zda tyto panenské komety mohly přinést při srážkách s ranou Zemí vodu v pozemských oceánech. Autoři díky citlivému spektrometru NIRSPEC u Keckova 10m teleskopu studovali poměr atomárního vodíku a deuteria v molekulách vody po průchodu komety přísluním v dubnu 2015. Kometa v té době uvolňovala souběžně molekuly H2O a HDO v poměru (D/H) = (3,0 ±0,9) × 10-4. Tato hodnota zastoupení deuteria je podstatně vyšší, než poměr (D/H) = (1,9 ±0,6) v oceánech a ještě více se liší od poměru (D/H) = (0,9 ±0,25), jenž byl stanoven pro oceány pomocí nezávislých měření v pásmu milimetrových vln. Co tedy způsobilo, že Země má vodu, je stále velkou záhadou.

1.9.4.3. Souhrnné studie o kometách

J. Agarwalová aj. připomněli, že nejstaršími přežívajícími objekty Sluneční soustavy jsou planetky, které podléhají dvěma protichůdným mechanismům – jednak se navzájem měkce i tvrdě srážejí, anebo se následkem zrychlující rotace osamělých planetek rozpadají na těsné páry. Tyto procesy produkují volný interplanetární prach, buď přímo, anebo nepřímo po uvolnění zmrzlých těkavých látek původně uvězněných pod povrchem planetek. Podmnožinou této kategorie jsou komety v hlavním pásu planetek, jež díky sublimaci vydolovaných těkavých látek projevují dočasnou kometární aktivitu takových těles. Výron těchto látek pak přispívá ke zrychlení rotace mateřského tělesa a vytvoření dvou spojených nebo samostatných laloků z původního osamělého tělesa. Příkladem je kilometrová planetka hlavního pásu 288P (300163), jež jevila kometární aktivitu během průchodu přísluním v r. 2011. Díky zvýšené teplotě planetky v přísluní došlo k sublimaci vodního ledu usnadněné rychlou rotací jednoho laloku, zatímco druhý oddělený lalok rotoval pomalu v periodě 16 h. Autoři posléze identifikovali více než 11 podobných miniplanetek, které jsou dceřinými produkty rozpadu tělesa o původním průměru 10 km, jež se rozpadlo před 7,5 mil. let. Objekt 288P je tedy příkladem binární komety hlavního pásu. Objekt byl poprvé pozorován HST v prosinci 2011 a už tehdy snímky vykazovaly možnost, že jde o těsný pár. To se pak podařilo potvrdit v září 2016 díky většímu přiblížení objektu k Zemi na vzdálenost 1,45 au. Systém je slapově synchronizován následkem binárního efektu YORP (zkratka složená z příjmení astronomů, kteří se podíleli na objevu efektu, jenž vlivem rozptylu slunečního záření na povrchu planetky a přídavným působením tepelného vyzařování samotného tělesa způsobí roztáčení planetky na vyšší obrátky, což nakonec vede k jejímu rozštěpení na dvě složky).

Výrazné zlepšení pozorovací techniky při sledování komet způsobilo, že rychle přibývá komet se známou oběžnou periodou a spolehlivými dráhovými elementy. V roce 2017 tak byly přidány do katalogu periodické komety s dobře určenými elementy drah od čísla 255P/Levy až po číslo 362P/(457175). V tomto souboru jsou zahrnuty i komety v hlavním pásu planetek, jež byly původně klasifikovány jako planetky a jeví kometární aktivitu jen občas. Tím se pochopitelně rozmývá dříve ostrá hranice mezi planetkami a kometami.

H. H. Hsieh poukázal na případ komety 259P/Garrad, kterou pozoroval koncem dubna 2017 J. Chavez pomocí 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón; 2,7 km n. m.; Chile). Původně byla klasifikována jako aktivní planetka, která se na snímcích vyznačovala bodovým vzhledem s úhlovým průměrem pod 1˝ (stejným jako okolní hvězdy), ale na snímku z 29. dubna z ní vybíhal zužující chvost o úhlové délce 2˝ přibližně ve směru odvráceného od Slunce, jak tomu u komet bývá. Objekt se v té době nacházel ve vzdálenosti ~1,95 au od Slunce. Pokud by planetka nebyla aktivní, tak by v této vzdálenosti měla mít na základě předešlých měření přibližně 24 mag, ale ve skutečnosti byla v uvedeném čase jasnější v pásmu R (22,9 mag), což svědčí o výskytu prachové komy kolem vlastního tělesa. Poprvé byla taková aktivita pozorována D. Jewittem aj. v r. 2008. Periodický charakter aktivit svědčí o tom, že aktivita se objeví pokaždé při sublimaci těkavých látek před průchodem přísluním, které tehdy nastalo 4. srpna 2017.

E. Bryssink a F. Hambsch pozorovali v polovině června 2017 pomocí dálkově ovládaného 0,4m teleskopu na soukromé observatoři ROAD (San Pedro de Atacama, Chile) kometu C/2015 ER 61 (PanSTARRS), jež se evidentně začíná rozpadat, protože na snímku z 13. 7. objevili slabý (R = 16,5 mag) úlomek o průměru 8˝ ve vzdálenosti 12˝ od hlavního jádra komety. Existenci úlomku vzápětí potvrdili G. Masi a M. Schwartz pomocí dálkově ovládaného 0,4m astrografu v Arizoně a A. Maury na 0,5m teleskopu v Chile. Úlomek má difuzní vzhled a pomalu se od komety vzdaluje.

Man-To Hui aj. popsali kaskádový rozpad periodické komety 332P/Ikeya-Murakami, jež patří ke kometám typu 2P/Encke; má oběžnou periodu 5,4 r; q = 1,6 au a sklon i = 9°. Kometa byla objevena v listopadu 2010 a už tehdy se dodatečně zjistilo, že kometa prodělala silné zvýšení jasnosti na přelomu října a listopadu 2010, tedy těsně po průchodu přísluním 13. 10. 2010. Kometa byla znovu pozorována na přelomu let 2015/2016 během přiblížení komety k Zemi. Počátkem ledna 2016 byl poprvé spatřen úlomek B, který měl vlastní komu i chvost, podobně jako hlavní složka A. Další úlomky byly zpozorovány 11. ledna 2016. Některé do konce ledna zanikly, avšak úlomek C se koncem měsíce zjasnil na úroveň jasnosti složky A. Pravděpodobně jde o vůbec první případ rozpadání komety typu Encke. Úlomky komety se prozradily pohybem v radiálním i transversálním směru a indikují ztrátu hmotnosti jádra komety o 9 ‰ za každý oběh. Oba hlavní úlomky A a B prošly přísluním 17. 3. 2016. Autoři zjistili, že velmi podobné dráhové parametry má též kometa P/2010 B2 (WISE), takže není vyloučeno že obě komety jsou pozůstatky rozpadu jediného tělesa, jež se muselo odehrát nejpozději v 19. století.

E. Lilly a R. Weryk objevili 30. 7. 2017 pomocí přehlídkového teleskopu Pan-STARRS1 na Mauna Haleakala kometu P/2017 O2(21 mag), jež je ve skutečnosti krátkoperiodickou kometou poprvé pozorovanou v před osmi lety pomocí infračervené družice WISE: P/2010 D1. Totožnost obou objektů odhalili M. Meyer a G. W. Williams, kteří ukázali, že kometa se proti tehdejší efemeridě s oběžnou dobou 8,5 r vrátila o 1,8 d dříve. Autoři též spočítali nové dráhové parametry zpřesněné díky návratu: a = 4,16 au; e = 0,35; i = 10°; q = 2,7 au.

Pozorovatelé R. Weryk a E. Lilly pozorovali také návraty komet P/2008 T4 (Hill) = P/2017 Q1 (per. 9,4 r.) a P/2007 RS 41 = P/2017 Q2 (LONEOS) (per. 10,0 r), Další pozorovatelé převážně pracující na observatořích v Chile ztotožnili i komety P/2012 T1 (PanSTARRS) = P/2017 O3 (per. 5,6 r), P/2006 UR 111 (Spacewatch) = P/2017 S4 (per. 11,0 r). Na observatoři ESA na ostrově Tenerife byly ztotožněny komety P/2010 P4 (WISE) = P/2017 S1 (per. 7,1 r) a P/2011 VJ 5 (Lemonn) = P/2017 W1 (per 6,3 r).

D. Jewitt aj. popsali podivuhodný případ aktivity dlouhoperiodické komety C/2017 K2 (PanSTARRS), jež byla objevena teleskopem PanSTARRS1 21. 5. 2017 ve vzdálenosti 16,1 au od Slunce. Posléze se podařilo najít v archivech předobjevové snímky od r. 2013, takže kometa byla aktivní už ve vzdálenosti 23,8 au od Slunce! Současně se ukázalo, že kometa se pohybuje po nepatrně hyperbolické dráze (e = 1,0008) se sklonem téměř 88° a s přísluním 1,8 au, kterým projde v prosinci 2022. Největší přiblížení k Zemi se odehraje ve vzdálenosti 1,1 au. To vypadá na velmi spektakulární úkaz roku 2022. Autoři však upozornili na to, že je nesnadné objasnit zmíněnou aktivitu komety v tak velké vzdálenosti od Slunce, kde teplota povrchu jádra komety nepřesahuje 70 K. Při těchto teplotách vodní led nemůže sublimovat a amorfní led krystalizovat. Snímky z HST však ukázaly zřetelnou kruhově souměrnou prachovou komu o průměru 210 km svědčící o stálém dodávání prachových zrnek o průměru 0,1 mm do komy. Podle současných měření může být jádro komety poměrně velké. Minimálně má průměr 18 km, ale některé práce naznačují, že jde o obří jádro jako u komety C/1995 O1 Hale-Bopp. Autoři usuzují z pozorování struktury komy, že na vzniku prachové aktivity se mohou podílet supertěkavé ledy CO2, CO, O2, a N2. Podle K. Meechové aj. lze připustit, že hlavní aktivitu tvoří sublimace supertěkavého ledu CO. Je zcela jisté, že tato kometa bude ostře sledovaným objektem až do průchodu přísluním.

1.9.5. Meteoroidy, bolidy a meteorické roje

Podle R. Spaldinga aj. se zřejmě podařilo prokázat reálnost zvuků, jež vznikají při přeletech jasných bolidů, jak to dlouhodobě dokládají mnohá pozorování očitých svědků. Problém spočíval v tom, že tyto zvuky slyšeli pozorovatelé souběžně s optickým jevem na obloze, ačkoliv běžné zdroje zvuků vzdálených bolidů by měly být výrazně opožděné – mnohem více než hrom po zablýsknutí. Problémem je také velké zvuková pestrost – pozorovatelé udávají že, slyší pištění, svištění nebo cvrkot. Autoři prokázali, že jde o různé projevy fotoakustického jevu, když jasné bolidy při vysoce nadzvukovém průletu zemskou atmosférou podléhají milisekundovým výbuchům, které stačí ohřát dielektrické materiály v okolí pozorovatele. Krátkodobě ohřívaný materiál (suché listí, oblečení nebo i vlasy pozorovatele) způsobí oscilace tlaku vzduchu, tj. akustický signál. Autoři spočítali, že krátkodobě vybuchující bolid -12 mag dokáže v okolí pozorovatele vybudit zvuk o intenzitě 25 dB, která je vyšší než intenzita šepotu (<20 dB). Nejlépe tyto fotoakustické zvuky slyší lidé s kudrnatými vlasy, protože vlasy mají velký poměr povrchu k objemu. Už dlouho je známo, že lidé s bohatou hřívou slyší fotoakustické zvuky nejčastěji.

J. Borovička aj. popsali vlastnosti superbolidu, jenž proletěl atmosférou nad Rumunskem 7. 1. 2015. Byl zaznamenán dvěma stanicemi evropské sítě EN na Slovensku a pěti průmyslovými videokamerami v Rumunsku. Superbolid vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 27,8 km/s. Šlo o typickou planetkovou dráhu s malým sklonem k ekliptice a odsluním uvnitř dráhy Jupiteru. Superbolid dosáhl nejvyšší jasnosti -21 mag ve výšce 43 km a pak pohasl v necelých 39 km. Hledání meteoritu nebylo úspěšné. Z anomálního průběhu světelné křivky vyplynulo, že původní těleso mělo hmotnost 4,5 t a přežívalo průlet víceméně vcelku až do dynamického tlaku 0,9 MPa. Pak se rychle rozpadalo působením dynamického tlaku 1 ÷ 3 MPa na drobné úlomky a prach. Když autoři porovnali světelnou křivku rumunského superbolidu s třemi dalšími pozorovanými případy, nenašli žádnou shodu, takže jde zřejmě o zcela jiný typ tělesa s vnitřní pevností kolem 1 MPa.

D. Čapek a J. Borovička shrnuli údaje o dalších případech malých železných meteoroidů, které poprvé identifikoval druhý z autorů již v r. 2005. Ve spektru těchto meteoroidů jsou patrné jen čáry Fe a jejich světelná křivka se nedá vysvětlit známými procesy ablace a rozpadu při hypersonickém letu atmosférou. Autoři nyní navrhli objasnit anomální případy okamžitým odstraněním kapalného materiálu z povrchu meteoroidu a rychlým odvodem kinetické energie. Model vysvětluje jak nízkou výšku počátku svícení meteoroidu, tak i délku dráhy a průběh světelné křivky pozorovaných drobných železných meteorů.

P. Spurný aj. zpracovali pozorování jasného bolidu a meteoritu Ejby, jenž dopadl v 6. 2. 2016 ve 21:07 UT do západního hustě obydleného předměstí Kodaně. Celkem se podařilo dohledat téměř 9 kg úlomků. V té době panovalo nad Dánskem i okolními zeměmi špatné počasí, ale přesto se autorům podařilo najít pět záznamů letu: tři digitální snímky z Německa, radiometrickou světelnou křivku ze severních Čech a část dráhy bolidu zaznamenanou kamerou na západním pobřeží Dánska. Tato pozorování ukázala, že šlo o velmi malý meteoroid o průměru 0,5 m se vstupní hmotností 250 kg. Meteoroid vstoupil do atmosféry rychlostí 14,5 km/s a směřoval k zemi pod strmým úhlem 62°. Světelná dráha bolidu započala ve výšce 86 km nad zemí a po průletu v délce 76 km skončila ve výšce 18 km. Meteoroid patřil mezi miniplanetky typu Apollo s nízkým sklonem dráhy 1° a přísluním těsně uvnitř dráhy Země. Zato velká poloosa dráhy 2,8 au sahala do vnitřní části hlavního pásu planetek a odsluní 4,6 au až za vnější pás planetek. Je to dokonce druhá největší vzdálenost odsluní mezi všemi meteority s rodokmenem. Meteoroid se podobá svými parametry meteoritu Košice z 28. 2. 2010.

P. Koten aj. pozorovali 9. 9. 2016 ve 23:56 UT jasný bolid a na dvou stanicích bolidové sítě zaznamenali v témž čase s rozptylem <2 s dalších 8 slabších meteorů letících v rovnoběžných atmosférických drahách. Celá skupina patřila do zářijového meteorického roje ε-Perseid (MDC č. 324). Pečlivou analýzou pozorovacích údajů autoři dokázali, že celý úkaz byl dokladem orbitálního rozpadu, jenž se odehrál v intervalu 2 ÷ 3 dnů před vstupem do zemské atmosféry ve vzdálenosti <12 mil. km od Země.

Man-To Hui a Jing Li sledovali během roku 2016 planetku (3200) Phaethon, jež má dráhu podobnou stabilnímu bohatému meteorickému roji Geminid (MDC 4), v okolí jejího průchodu přísluním ve vzdálenosti jen 0,14 au (21 mil. km!). Její světelnou křivku porovnali se dvěma předešlými pozorovanými průchody přísluním v letech 2009 a 2012. Využili k tomu kosmické sondy STEREO a zjistili, že ihned po průchodu přísluním se jasnost planetky zvýšila o 2 mag, neboť během jednoho dne se vytvořil krátký prachový chvost, který však brzo zanikl. Planetka tak přišla nanejvýš o 100 tun své hmotnosti, což je přibližně stejná hodnota jako při pozorovaných předchozích průchodech přísluním. O zjasnění se tedy ve všech případech postaraly submikronové až mikronové prachové částice spíše než výron plynů. Ačkoliv je Phaethon klasifikován jako aktivní křížič třídy Apollo, není proto příliš pravděpodobné, že toto těleso udržuje v provozu bohatý roj Geminid, jak se dosud usuzovalo z nápadné podobnosti jeho dráhy s dráhou roje. Pokud by měl být Phaethon zdrojem meteorického roje, musel by být v nedávné minulosti podstatně aktivnějším zdrojem kometární aktivity, což není příliš pravděpodobné.

M. Hajduková aj. využili dostupných optických pozorování Geminid získaných slovenskými i českými videokamerami a dalšími databázemi ze zahraničí (CAMS, SonotaCo, EDMOND a DMS) k podrobné analýze rozsahu drah s rozdílnými hodnotami délek velkých poloos. Meteoroidy s kratšími dráhami se koncentrují ve východní části proudu, zatímco u delších drah se koncentrace drah přesouvá k západu. Autoři však nalezli systematické rozdíly v rozložení velkých poloos mezi jednotlivými databázemi a podcenění rychlosti vstupu meteoroidů do atmosféry Země a poukázali na omezení spolehlivosti simulací dráhového vývoje jen na posledních 2,7 tis. let. G. Ryabova určila na základě optických i radarových pozorování Geminid celkovou hmotnost jejich proudu v intervalu 1013 ÷1015 kg.

P. Jenniskens, E. Lyytinen, H. Sugimoto a F. Verbelen potvrdili teoretické výpočty, jež předpověděly, že prachové částice uvolněné z komety 8P/Tuttle (oběžná perioda 13,6 r) při jejím průchodu přísluním v r. 1076 se 22. 12. 2016 setkaly se Zemí v podobě zvýšené činnosti meteorického roje Ursid (MDC 15). Radiant roje měl geocentrické souřadnice α = 219°; δ = +76° a dosáhl maxima frekvence při ekliptikální délce Slunce 270,82° ve výborné shodě s předpovědí (270,76°). Aktivita roje byla potvrzena jak optickými, tak i radarovými pozorováními. Na rozpoznání roje Ursid se podstatně podílel český astronom A. Bečvář, když o Štědrém večeru 1945 pozoroval na Skalnatém Plese Ursidy s maximální frekvencí 169 met/h (!).

E. Lyytinen využil údajů o výrazné aktivitě dlouhoperiodického meteorického roje říjnových Camelopardalid (MDC 281) v letech 2005 a 2016 k předpovědi, že ve večerních hodinách světového času dne 5. října 2017 dojde k další výrazné aktivitě roje, jehož mateřská kometa sice dosud nebyla objevena, ale prachová stopa roje bude opět procházet Zemí posunutá jen o 3,2 tis. km dál proti roku 2016. Autor předpověděl vrchol frekvence ve 20:47 h UTC (ekliptikální sluneční délka 192,558°). Jeho předpověď se vyplnila, jak oznámili C. Johannink v Evropě (12 rojových meteorů v časech od 5. 10. od 18 h do 05 h 6. 10. 2017) a nezávisle P. Jenniskens v Kalifornii, jemuž vyšel vrchol aktivity na sluneční délku 192,53° a efektivní trvání roje (polovina maximální frekvence) 6 h. Střední geometrický radiant Camelopardalid měl souřadnice α = 170,2° a δ = +78,6° a meteoroidy roje vstupní geocentrickou rychlost 46 km/s. Odtud se též podařilo odvodit hlavní dráhové elementy roje: q = 0,991 au; e = 0,96; a = 25 au; i = 78°; per = 125 r.

P. Jenniskens a M. Odeh (Mezinárodní IAU Centrum, Abú Zabí) oznámili, že kamerová síť Spojených arabských emirátů zaznamenala 21. 11. 2017 mezi 18,5 h a 22,0 h krátkodobou aktivitu roje α-Monocerotid (MDC 246). Na snímcích se podařilo identifikovat 127 rojových meteorů s geocentrickým radiantem α = 117°, δ = 1° a vstupní rychlostí 63 km/s. Odtud se daly odvodit dráhové elementy q = 0,474, e = 0,989, i = 134°, a = 90 au; per = 854 r. Roj se až dosud projevil občasnou aktivitou v letech 1925, 1935, 1985 a 1995. Nyní však bude podle výpočtů E. Lyytiena pravděpodobně pozorovatelný jak v r. 2018, tak v ještě příznivější konstelaci v r. 2019.

P. Babadžanov aj. počítali nominální dráhu komety 96/Machholz 1 a srovnávali ji s dráhami křížiče (196256) 2003 EH1 a meteorického proudu Kvadrantid (MDC 10). Do výpočtů zahrnuli poruchy drah těchto objektů velkými planetami v minulých 28 tis. letech. Tak ukázali, že před 9,5 tis. let se všechny tři dráhy těsně shodovaly. Z toho usoudili, že tato triáda tvoří jeden komplex.

Podobně M. Hajduková a L. Neslušan studovali vazbu mezi dlouhoperiodickou (P = 305 let) kometu C/1979 Y1 (Bradfield) a meteorickým roje červencových Pegasid (MDC 175). Autoři propočítali pro 10 tis. testovacích částic jejich dráhový vývoj během posledních pěti návratů komety do přísluní ve vzdálenosti 0,54 au. Potvrdili tak generickou vazbu na Pegasidy, ale navíc dokázali existenci dalšího (denního) roje, jehož radiant se nachází souměrně na protější straně k apexu dráhy Země vůči Pegasidám. Tento roj zatím není oficiálně potvrzen, ale jeho existenci potvrzují záznamy z katalogů CAMS (Cameras for All-Sky Meteor Surveillance) a SonotaCo. Autoři pro tento dočasný roj navrhují název Microscopiidy. Roj však nebude mít dlouhou životnost, neboť ho tvoří částice z velmi úzkého intervalu geometrických rozměrů. Výživnější složkou tohoto komplexu jsou však γ-Bootidy (MDC 104).

P. Spurný aj. upozornili na potenciální nebezpečnost meteoroidního komplexu říjnových a listopadových Taurid, jež se vyznačují relativně nízkou leč dlouhodobou aktivitou v uvedených měsících každého roku. Občas se však aktivita komplexu výrazně zvýší vinou rezonance oběžných drah 7:2 s Jupiterem. V r. 2015 zaznamenaly kamery Evropské bolidové sítě celkem 144 bolidů, z toho 113 mělo společné dráhové charakteristiky, takže evidentně patří do téže význačné struktury v roji Jižních Taurid (MDC 2). Jsou charakterizovány společnou ekliptikální délkou přísluní v úzkém rozmezí 155,9 ÷160° (25. 10. – 17. 11.) a ekliptikální šířkou přísluní 4,2÷5,7°. Velké poloosy jejich drah spadají do intervalu 2,23÷2,28 au, což přesně odpovídá zmíněné dráhové rezonanci s Jupiterem. Výstřednosti jejich drah se pohybují v rozmezí 0,8 – 0,9. Nejvýstřednější dráhy se pozorují na počátku zmíněného období výskytu a vyznačují se nejmenšími hodnotami přísluní. Jde tedy o koncentrický prstenec ve vnitřní části Sluneční soustavy. Hmotnosti dosud pozorovaných meteoroidů se pohybují v širokém rozsahu hmotností 0,1 g až >1 t. Meteoroidy s hmotnostmi <30 g jsou kupodivu velmi kompaktní, kdežto meteoroidy >0,3 kg jsou naopak mimořádně křehké. Hlavní riziko však naznačují křižující planetky 2015 TX24 a 2005 UR, jež zcela nepochybně díky svým dráhovým charakteristikám do komplexu patří a jejich rozměry 200÷300 m leží už nebezpečně nad minimální hranicí pro rizikové planetky (>140 m). Je téměř jisté, že rizikových planetek je v uvedeném komplexu více, přičemž jde o tak malá tělesa, že se objevují nesnadno, ale současně tak velká tělesa, že mohou způsobit regionální a dokonce i celokontinentální katastrofu. Autoři soudí, že problém si zaslouží nejvyšší prioritu v co možná nejpodrobnější analýze potenciální hrozby.

B. Dumitru aj. připomněli, že nedávné objevy těles, které se občas chovají jako komety, a jindy jako planetky, znamená, že meteorické roje mohou vznikat i zanikat jak díky aktivním kometám, ale také díky tělesům, která řadíme k příležitostně aktivním planetkám. To lze posoudit zpětným výpočtem drah meteorických rojů a těles podezřelých z jejich zrodu. Autoři propočítali na základě současných znalostí drah meteorických rojů a k tomu nápadně podobných drah planetek jejich vzájemnou vazbu za posledních 10 tis. let. Tak se ukázalo, že 206 křižujících planetek mohlo být mateřskými tělesy 28 meteorických rojů, případně mohlo jít o druhou generaci objektů vzniklých rozpadem původně většího tělesa. Nejvýstižnější příklady poskytly jednak binární planetka 2000 UG11, jež pravděpodobně zrodila Andromedidy (MDC 18), a rovněž převalující se planetka (4179) Toutatis, která mohla zrodit říjnové Capricornidy (MDC 233). Autoři dále identifikovali ještě pět dalších křížičů objevených v letech 2004 – 2014, jež mohou být zdrojem meteorických rojů.

P. Pokorný aj. shrnuli údaje o dráhách více než milionu meteoroidů získaných argentinským radarem SAAMER (Southern Argentina Agile Meteor Radar; vyzařovaný výkon 60 kW; Rio Grande, Tierra del Fuego; 53° j. š.) během čtyř let 2012 ̶ 2015. Radar v průměru zaznamenal 1 tisíc drah denně. Autoři potvrdili existenci 24 známých meteorických rojů jižní polokoule, ale současně objevili 34 nových rojů předtím neznámých. Radarová měření drah jsou mimořádně přesná a rozbor tohoto materiálu podstatně zlepší údaje o meteorických rojích na dosud opomíjené jižní polokouli.

V červnu 2016 se konala v pořadí jíž 9. konference o meteoroidech v Noordwijku v Holandsku za účasti více než 140 profesionálních i amatérských astronomů. Tyto konference se konají v tříletých intervalech a výsledky poslední z nich shrnuli v obsáhlém přehledovém článku D. Koschny aj. V uplynulém období byly uvedeny do chodu nové kamerové sítě opatřené citlivými videokamerami i další meteorické radary, které významně doplňují údaje o denních meteorických rojích, neboť vynikají přesností dráhových parametrů pro velké soubory pozorování. Kromě pozorování reálných meteoroidů se obnovily na vyšší technické úrovni laboratorní pokusy v aerodynamických tunelech, kdy se na meteoritech studují ablační a ionizační procesy pomocí ohřevu vzorků lasery. Jak je patrné i z ostatních zpráv v tomto odstavci, výrazně pokročilo modelování proudů meteoroidů i vývoje jednotlivých vláken meteorických rojů. Jedinečné nové podněty přineslo i pozorování výronů prachu a plynu z komety 67P v projektu Rosetta. Výborně zdokumentovaný pád meteoritu Čeljabinsk přinesl rovněž cenné nové údaje i podněty pro další výzkum.

Také P. Jenniskens připomněl, jak výrazně se zlepšuje technická základna pozorování meteorických rojů. Fotografické techniky sledování rojů nyní nahrazují citlivé videokamery, takže jen v letech 2007 – 2015 se podařilo získat 820 tis. drah meteoroidů s vysokou přesností poloh i rychlostí. Tak se ukázalo, že řada meteorických rojů trvá déle než 15 dnů, což se projevuje drifty radiantů. Ve směru antihelionu se zdařilo objevit 18 rojů, které mají rovněž driftující radianty. Celkem 27 rojů souvisí s kometami typu 1P/Halley. Jejich dráhy se většinou posouvají do nižších ekliptikálních šířek, ale pro vysoké ekliptikální šířky je tomu naopak. Kromě víceméně dlouhožijících rojů se objevují i epizodické roje, které souvisejí s počáteční fází jejich vzniku. Mimo rojů se daří pozorovat i sporadické pozadí, což může objasnit dynamický vývoj zodiakálního prachového oblaku.

T. Suk a S. Šimberová popsali soubor metod, které vyvinuli pro automatické zpracování údajů o meteorech, získávaných nyní řadou systémů s digitálními kamerami v různých celooblohových sítích. V Německu vznikla síť IMO Video Meteor Network, která se do r. 2013 rozšířila na území 16 států. Tvoří ji 88 kamer obsluhovaných 49 pozorovateli. Japonská síť SonotaCo funguje už od r. 2010 v Japonsku na 70 stanicích. V Kalifornii pracuje od r. 2011 síť tří observatoří CAMS. Na každé z nich pracuje 60 videokamer. Pokrývají oblohu do zenitové vzdálenosti 59°. Polská bolidová síť (PFN) má od r. 2016 celkem 36 pozorovacích stanic s 57 citlivými analogovými a 7 digitálními kamerami s vysokým rozlišením. Také Španělsko má vlastní síť (SPMN) a od r. 2007 pracuje česká síť AFO4. V Evropě funguje databáze EDMOND, do níž se ukládají údaje z 13 evropských sítí úhrnem ze 155 stanic. Právem lze očekávat, že tento technický rozvoj povede k podstatnému pokroku v našich znalostech o sporadických meteorech i o meteorických rojích.

1.10. Sluneční soustava kdysi a dnes

T. Engelhardt, R. Jedicke aj. využili výsledků pozorování tří největších přehlídek (PanSTARRS, Mt. Lemmon a Catalina) drobných objektů ve Sluneční soustavě k odhadu, kolik se ve Sluneční soustavě nachází vetřelců z interstelárního prostoru (komet, planetek). Nejprve modelovali zastoupení vetřelců v kouli o poloměru 750 au od Slunce s ohledem na známou skutečnost, že výskyt těchto těles, doplňovaný z mezihvězdného prostoru ve vzdálenostech <50 au od Slunce, se dlouhodobě nemění. Odtud pak došli k závěru, že přírůstek vetřelců zplozených cizími hvězdnými soustavami je velmi rozmanitý a poměrně nízký. Ve vzdálenostech <12 au od Slunce se proto nacházejí interstelární objekty velmi vzácně. Přesto čas od času se na periférii Sluneční soustavy odehrává dramatická situace vinou přiblížení cizích hvězd na vzdálenost <1 pc. C. Bailer-Jones aj. spočítali díky měřením vlastních pohybů hvězd družicemi HIPPARCOS a Gaia, že během jednoho milionu let projde v takové blízkosti 19 – 24 hvězd. Taková přiblížení rozruší klid v Oortově oblaku komet, z nichž mnohé vybočí ze svého stabilního azylu, zamíří do nitra Sluneční soustavy a výrazně zvýší pravděpodobnost zásahu Země nebo dalších planet kometou.

Poměrně rychle a významně se mění názory na nejranější epochu vznikání Sluneční soustavy. Pozorování nejmladších exoplanet ukazuje, že hvězdné pramlhoviny tvořené prachem a plynem se rozplynou během 1÷10 Mr. K destrukci pramlhoviny dochází vlivem rozzařování centrální hvězdy. H. Wang aj. studovali míru zmagnetování nejstarších meteoritů – angritů. Jde o vůbec nejstarší vyvřelé horniny s typickým stářím 4,564 mld. let. Odtud autoři usoudili, že sluneční pramlhovina se rozplynula během 3÷4 Mr, protože původní indukce magnetického pole v angritech klesla během 2÷3,8 Mr od vzniku soustavy o celý řád na 0,6 µT. S. Maddisonová aj. uvedli, že v pramlhovině vzniká prachová past, která zbrzdí nejenom částice prachu, ale následně i molekuly plynů. Aerodynamický tlak pak urychluje vznik řádově 100mm oblázků, jež pak poměrně rychle vedou ke vzniku planetesimál jako stavebních kamenů pro vytvoření protoplanet i celých planet. Tyto práce ukazují, že stavba kamenných planet Sluneční soustavy proběhla daleko rychleji (řád jednotek milionů let), než se dosud předpokládalo (100 milionů let).

M. Kruss aj. se zabývali Achillovou patou procesu vzniku planetesimál, kterou představuje rozměr a hmotnost pro určitou velikost a hmotnost prachových agregátů, jež na sebe narazí, a tím se znovu rozdělí na menší konglomeráty. Tato odrazová bariéra by měla vlastně zabránit procesu postupné akumulace planetesimál. Jak už v r. 2012 ukázali S. Okuzumi aj., prachovým agregátům do vzdálenosti 10 au od Slunce se daří bariéru překonat, protože jde o silně porézní (načechraný) materiál, jenž se bariéře vyhne slepováním a pak už je vyhráno. Autoři to nyní potvrdili laboratorními pokusy.

T. Demirci aj. zkoumali v laboratoři, co se děje s bazaltickým prachem ohřátým na vysoké teploty 873÷1273 K, jimž byla vystavena prachová zrnka v blízkosti rozzařujícího Slunce. Při teplotách pod 1,0 kK tvoří zrnka prachové agregáty o průměru až 2.0 mm, kdežto při vyšších teplotách se vytvářejí agregáty s průměrem o 50÷75% nižším. To znamená, že terestrické planety vznikaly při teplotách <1 kK a totéž bude platit i pro kamenné exoplanety kolem cizích hvězd.

P. Lykawkaová a T. Ito se snažili pomocí simulací objasnit, jak vlastně vznikly terestrické planety ve Sluneční soustavě. Ve 110 simulacích nechali vyvíjet 100 planetárních embryí a 6 tis. planetesimál v protoplanetárním disku, přičemž měnili polohu sněhové čáry od vzdálenostech 1,5 do 2,25 a 3,0 au od Slunce. Téměř ve všech simulacích vznikly Venuše a Země, ale jen v 9 případech Merkur a Mars. Počítačové modely Merkuru získávaly svou hmotu 0,2 MZ z planetárních embryí i planetesimál a nabíraly svou hmotu z objektů ve vzdálenostech 0,2÷1,5 au během 10 Mr. Bez ohledu na to, kde se v simulacích nacházela sněhová čára, tak všechny terestrické planety byly vodou od sněhové čáry zásobeny, i když s rozdílným podílem.

H. Rickman aj. se zabývali otázkou, jaké objekty převažovaly v epoše těžkého bombardování vnitřních planet Sluneční soustavy rozměrnými a početnými projektily. Hlavním dodavatelem projektilů byl prvotní planetární disk o nízké hmotnosti a z něj utvořené planetky. Srážky s planetkami vytvořily většinu impaktních kráterů na Měsíci, Merkuru a Marsu. Pouze menší měsíční moře vznikla dopady komet. Země i Mars obdržely svou porci vody velmi brzo po svém vzniku. Vodní záplavy na Marsu v noachiánské periodě předcházely epoše těžkého bombardování, které začalo před 4,1Gr.

R. Hyodo aj. se pokusili vysvětlit existenci prstenů u obřích planet Saturnu, Uranu a Neptunu hypotézou, že prstence vznikly blízkými setkáními s tělesy vyvrženými z Edgeworthova-Kuiperova pásu v epoše těžkého bombardování. V té době se v pásu vyskytovala tělesa s hmotnostmi 1021÷1023 kg (náš Měsíc má hmotnost 7.1022 kg) a obří planety se v té době mohly s poruchami vychýlenými tělesy poměrně často střetávat. Autoři zjistili pomocí simulací, že v případě srážky zůstalo v okolí napadené obří planety 0,1÷10% materiálu. Původně šlo o docela velké úlomky na silně výstředných oběžných drahách, což vedlo k rychlému slapovému drcení na menší úlomky, jež se postupně posouvaly na dráhy poblíž rovníku planety a tam se dále srážely a drtily. Tyto srážky pak dále rozmělňovaly větší částice a snižovaly pronikavě výstřednost jejich drah. Po delší době se těmito procesy vytvořil tenký a prakticky kruhový prstenec. Výpočty potvrdily, že těmito procesy mohly vzniknout zejména vnitřní prográdní měsíce Saturnu i všechny jeho prstence. Na rozdíl od Saturnu proniklo těleso u Uranu hlouběji pod Rocheovu slapovou mez, takže Uran zachytil více kamenného materiálu v porovnání se Saturnem, kde to byla z větší části ledová zrna. Podobně se vyvíjely i prstence Neptunu. Autoři se proto domnívají, že procesy v epoše těžkého bombardování mohou vysvětlit rozdíly ve složení částic prstenů zmíněných tří planet.

Nejnověji se začínají kosmické agentury plánující přistávání pilotovaných i robotických letů k Měsíci, Marsu, kometám a planetkám, zabývat otázkou, jak napodobit co nejlépe regolit na povrchu různých kosmických těles, ale i v mělké hloubce pod povrchem, a to kvůli budoucím stavbám a přístrojům na těchto tělesech instalovaných. Podle P. Metzgera je současná snaha o výrobu kvalitních náhražek na úrovni chaotického dobývání Divokého Západu zlatokopy a dobrodruhy. Málo je známo o fyzikálních vlastnostech povrchů čtyř hlavních tříd planetek, způsobu a rychlosti jejich zvětrávání a dalších parametrech potřebných pro jejich umělou výrobu na Zemi. Kromě toho se počítá s nabíráním lokálních surovin kosmických těles do 3D tiskáren, které si roboty nebo i astronauti přivezou na kosmická tělesa kvůli hloubkovým vrtům nebo ke zhutnění regolitu. Podle S. Coveyho však již firma Deep Space Industries dodala NASA v březnu 2017 půl tuny vzorků a v červnu další půltunu. Tento materiál posloužil k testování postupů, jak nejlépe odebírat vzorky z různých typů planetek. Evropská agentura ESA vyžaduje pro své tréninkové centrum astronautů v Kolíně n. R. 700 t materiálu podobného měsíčním horninám a minerálům. Zatím to ale vyřešila těžením hornin v dole na bazalt v oblasti pohoří Eifel.

L. Burlaga aj. zveřejnili údaje o průchodu sondy Voyager 2 heliopouzdrem (heliosheath) magnetického pole Slunce v letech 2013 a 2014, tj. v době, kdy sluneční činnost dosahovala maxima 24. cyklu. Tehdy uplynulo 36÷37 let od vypuštění sondy, jež se v té době nacházela ve vzdálenosti 100÷103 au od Slunce. Přestup sondy z unipolární zóny do sektorové proběhl v intervalu od poloviny května 2012 do konce září 2013. Sektorem D s velmi nízkou indukcí magnetického pole sonda procházela od poloviny listopadu do poloviny prosince 2013.

N. Schwadron a D. McComas poukázali na vliv sluneční činnosti na změny v lokálním interstelárním magnetickém poli. Potřebné údaje získali jednak pomocí sondy IBEX (Interstellar Boundary Explorer), jež zaznamenávala změny v intenzitě energetických neutrálních atomů přicházejících z lokálního pole, a dále ze změn v heliomagnetickém poli jež v letech 2015 a 2016 odhalila kosmická sonda Voyager 1. V době 24. cyklu sluneční činnosti byly u Slunce pozorovány intenzivní koronální výrony látky, jež dospěly po více než dvou letech roky do vzdáleností, v nichž se tehdy Voyager pohyboval (132,5 ÷136 au).

V. Bobylev a A. Bajková využili údajů o vlastních pohybech a paralaxách 216 tis. hvězd získaných družicí Gaia (ESA) a radiálních rychlostí týchž hvězd v katalogu RAVES k hledání hvězd, jež se přiblížily anebo v budoucnu přiblíží ke Slunci na vzdálenost <2 pc. Našli tak několik hvězd, které proletěly nebo proletí kolem Slunce ve vzdálenosti <1 pc. Suverénním vítězem s nejmenším přiblížením se stane za 1,4 Mr hvězda GJ 710 (Ser; 9,7 mag; K7 V; 4 250 K; 0,04 L☉; 0,7 R☉; 0,6 M☉;19 pc), jež proletí přísluním ve vzdálenosti 0,2 sv. roku (2.1012 km). V přísluní dosáhne na pozemské obloze 1 mag a současně pocuchá Oortův oblak komet, takže následně po dobu milionů let bude docházet k bombardování planet Sluneční soustavy takto vybočenými kometami. Před 7,3 Mr se ke Slunci přiblížila na vzdálenost 2,8 pc zákrytová trojhvězda Algol (β Per; 28 pc) o úhrnné hmotnosti složek 5,8 M☉, takže na pozemské obloze dosáhla jasnosti -2,5 mag.

1.11. Slunce

E. Paouris aj. sestavili katalog koronálních výronů hmoty (Coronal Mass Ejection = CME) mířících k Zemi během 23. cyklu sluneční činnosti (1996-2008). Využili k tomu měření koronografu LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph) na družici SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory). Tato pozorování pak korelovali s údaji družice Advanced Composition Explorer (ACE) pro léta 1996-2009. Družice operuje v okolí bodu L1 a slouží jako varování před slunečními výrony hmoty (ICME) směřujícími k Zemi. Katalog obsahuje údaje o mateřských slunečních erupcích, které jsou příčinou jednotlivých ICME a také údaje o následcích interakcí s geomagnetickým polem a případně i vizuálními pozorováními efektů ICME. Je to zatím nejúplnější katalog údajů pro minulý cyklus sluneční činnosti. A. Compagnino aj. se věnovali statistickému výzkumu CME během 23. a 24. cyklu (2008-2019) sluneční činnosti. V maximu 24. cyklu vzniklo více CME než v maximu 23. cyklu, ale naopak fotometrická aktivita byla ve 24. cyklu nižší než v cyklu předchozím. V obou cyklech se odehrálo úhrnem 19,8 tis. slunečních erupcí.

P. Wyper aj. srovnávali fyzikální charakteristiky CME s méně energetickými slunečními úkazy, tj. s drobnými rentgenovými, resp. EUV koronálními výtrysky, jež se projevují výrony zhustků magnetických polí. Dosud se odborníci domnívali, že tyto typy jevů mají různé fyzikální příčiny. Nyní se však ukazuje, že základní mechanismus je týž, protože k energetickým výronům ve všech případech slouží úzká vlákna, jež odnášejí energii vybuchujících střižných magnetických polí směrem do koróny. Společným jmenovatelem těchto procesů jsou tedy explozivní přestavby lokálních magnetických polí

H. Hayakawa aj. propojili zprávy o silných polárních zářích v 90. letech 10. století s údaji o zastoupení radionuklidu 14C (poločas rozpadu 5,7 tis. let) v letokruzích stromů z Korejského poloostrova, saských měst v Německu a na Irském ostrově. Všude našli zvýšený podíl zmíněného nuklidu v r. 994.

J. Le Mouel aj. ukázali, že statistická metoda singulární spektrální analýzy (SSA) přesvědčivě potvrdila existenci diskutabilního cyklu studovaného W. Gleissbergem v letech 1944 – 1976 (práce o existenci cyklu publikovali také čeští astronomové M. Kopecký v letech 1960-1980 a F. Link v r. 1963). Autoři použili metodu SSA na data o výskytu slunečních skvrn za období let 1700-2015, které pokrývá období téměř 3,5 násobku periody cyklu. Poslední minimum Gleissbergova cyklu nastalo na rozhraní 23. a 24. jedenáctileté Schwabeovy periody sluneční činnosti v r. 2000. Autoři nepotvrdili spekulace o kolísání délky periody Gleissbergova cyklu v rozmezí 55÷97 let, neboť metoda SSA dává po celou sledovanou dobu periodu 90 let, během níž se výskyt slunečních skvrn podílí 13% na variacích celkového slunečního vyzařování, což nelze zanedbat vůči variacím podvojného Schwabeova cyklu (10, 0 a 11,0 let), jež mají podíl 46%. Chceme-li tedy mít dobrou teorii činnosti slunečního dynama, je třeba zohlednit existenci dlouhodobějšího Gleissbergova cyklu.

Rovněž A. Vecchio aj. se zabývali dlouhodobými slunečními cykly díky lépe kalibrovaným historickým údajům o výskytu slunečních skvrn a skupin založeným na dendrologických měřeních koncentrace radioaktivního nuklidu 14C. Z těchto údajů se ukázalo, že největší energetický obsah patří Schwabeovu cyklu. V okolí velkých minim Maunderova a Daltonova cyklu se trvání Schwabeova cyklu prodlužuje na ~14 let. V rozporu s předešlou prací Le Mouela aj. však pro Gleissbergův cyklus uvádějí silně kolísající periodu 60÷120 let a přes něj se překládá Suessův cyklus s periodami 200÷300 let. Proto tvrdí, že tento velký rozkmit dlouhých period vede k mnohonásobným oscilacím intenzity cyklů. Suessův cyklus je pak příčinou vzniku nejdelšího Spörerova minima o trvání přes 80 let. Vůbec nejdelší oscilace všech cyklů mají periody ~7 tis. let a existují i doklady o Hallstattském cyklu (~2 tis. let). Fyzikální příčiny dlouhých cyklů a zejména dlouhých minim jsou ovšem dosud nejasné; nepochybně však odrážejí nejistoty v chování hlavního motoru, tj. slunečního dynama. Jak uvedli O. Creevey aj. a T. White aj., díky asteroseismologickým měřením hvězd a dvojhvězd slunečního typu a různého stáří pomocí družice Kepler se časem podaří zlepšit naše vědomosti a hvězdných dynamech slunečních analogů, a tím se přiblížit k přesnějšímu fyzikálnímu popisu mechanismu slunečního dynama.

C. Humphreys a W. Graeme Waddington identifikovali prstencové sluneční zatmění, které je zmíněno ve Starém zákoně v 10. kap. knihy Josue. Těsně předtím do r. 1210 př. n. l. panoval v Egyptě faraon Ramses, jenž nastoupil na trůn v r. 1276 př. n. l. Zatmění bylo pozorovatelné v Egyptě 30. října 1207 př. n. l. Předtím nejstarší přesné určení astronomického jevu pocházelo z r. 700 př. n. l., takže přesná křivka změn rychlosti zemské rotace se TÍM protáhla do minulosti o 507 let.

Dne 21. 8. 2017 proběhlo úplné sluneční zatmění s maximálním trváním totality 2,67 minuty, které bylo možné pozorovat ve více než tuctu států Unie při velmi příznivém počasí. Patrně šlo o historický rekord v počtu pozorovatelů tohoto úkazu, protože do úzkého leč dlouhého pásu se vydali jak Američané, tak početné zástupy návštěvníků z celé zeměkoule. Mnozí z nich se podíleli na vědeckém studiu úkazu na základě programů, v nichž spolupracovali s profesionálními astronomy. Tak například se podařilo pomocí 55 teleskopů rozmístěných podél pouze 110 km širokého pásu totality, ale tisíce kilometrů dlouhého, pořídit vývoj sluneční koróny s vysokým rozlišením. Letadlo Gulfstream V pozorovalo zatmění v infračerveném pásmu spektra, které je nejvhodnější pro proměřování struktury magnetického pole v koróně. Dokázalo sledovat korónu z výšky 15 km po dobu 4 minut nad územím států Missouri, Kentucky a Tennessee. Další dvě letadla NASA dokázala sledovat zatmění po souhrnnou dobu 7 minut.

S. Habbalová aj. využili zatmění k rozmístění pěti aparatur na západě USA ke studiu výskytu a intenzity spektrálních čar v koróně. Díky extrémně vysoké teplotě lze tak získat podstatně přesnější údaje o koronálním zastoupení jednotlivých chemických prvků, což je mimo zatmění nemožné. Francouzský astronom S. Koutchmy aj. měřili s vysokou přesností hodnotu poloměru Slunce určením okamžiků, kdy disk Měsíce začal a končil přechod přes sluneční disk. Občanské sdružení CATE (Citizen Continental-America Telescopic Eclipse) připravilo unikátní projekt sledování sluneční koróny identickými dalekohledy rozmístěnými na 68 stanovištích podél pásu totality. Do studia rozličných aspektů úkazu se zapojilo i velké množství astronomů-amatérů s profesionální zkušeností, protože se málokdy stane, aby úplné zatmění Slunce, jež je ze Země viditelné v průměru jednou za 1,5 roku, probíhalo v dlouhém pásu zalidněného území Spojených států od Oregonu do Jižní Karoliny. Celkem 57 týmů univerzitních i středoškolských studentů vypustilo výškové balóny s kamerami, jež snímkovaly průběh totality. R. Lallensacková odhadla, že zmíněné zatmění aktivně pozorovalo na 12 miliónů lidí.

Mnozí z nich se aktivně zapojili například do výzkumu reakce zvířat na zatmění; měření poklesu a vzestupu teploty v průběhu zatmění i dalších doprovodných jevů. Jelikož asi 1% elektrické spotřeby USA připadá na fotovoltaiku, bylo potřebí přepínat velmi rychle energetické zdroje během celého několikahodinového úkazu ve 14 státech Unie.

S. Ishikawa aj. zveřejnili výsledky získané pomocí rentgenové aparatury FOXSI-2 vynesené nad atmosféru vertikální raketou. Kamera Focusing Optics X-ray Solar Imager pořídila snímky v rentgenovém pásmu >7 keV a nalezla tak silné signály z aktivních oblastí Slunce, v nichž v té době neprobíhaly žádné erupce. Z toho vyplynulo, že v aktivních oblastech se vyskytovaly nerozlišitelně malé oblasti silně přehřátého plazmatu o teplotě >10 MK. To znamená, že v aktivních oblastech se běžně vyskytují nanorupce, které pro malé rozměry ze Země nepozorujeme, ale které mohou kolektivně ohřívat korónu na proslulé extrémně vysoké teploty.

J. Martínez-Sykora aj. studovali sluneční spikule, jež vznikají v chromosféře v podobě vlasových výtrysků směřujících rychlostmi 50÷150 km/s do koróny. Jde o relativně krátkožijící úkazy trvající jen několik minut. Pomocí magnetohydrodynamických simulací založených na spektroskopických pozorováních spektrografem na švédském 1m slunečním teleskopu se jim podařilo ukázat, že spikule vznikají následkem zvýšené lokální magnetické indukce, což spikule ohřeje a urychlí. Spikule přispívají jak k ohřevu koróny, tak ke generování magnetických Alfvénových vln, jež urychlují sluneční vítr.

Nejmohutnější sluneční erupce 24. cyklu se odehrála 6. září 2017 v aktivní oblasti NOAA 12673. Už od 3. 9. se plocha oblasti počala zvětšovat na 1‰ plochy slunečního disku a další dva dny se v oblasti odehrálo 16 erupcí. Konečně 6. 9. v pravé poledne UT vzplála rekordní erupce klasifikována stupněm X9.3. Vyšší stupeň měla jen erupce z 6. 11. 1997 (X9.4).

Y. Li aj. pozorovali vývoj sluneční erupce pomocí kamery AIA (Atmospheric Imaging Assembly) družice SDO; erupce vzplanula 23. března 2016. Ještě před jejím začátkem pozorovali v pásmu EUV slabou magnetickou rekonexi v chromosféře. Pozorování jasně ukázala, že erupce byla spuštěna výronem zkrouceného lana magnetického toku, jež vystupovalo z chromosféry a spustilo silnou magnetickou rekonexi, jež se projevila jako erupce v koróně. Začátek úkazu byl trojrozměrný, ale v koróně se změnil na dvojrozměrné arkády erupčních smyček.

V. Kotov použil data o indukci magnetického pole Slunce, pořizovaná v letech 1968 – 2016 na sedmi slunečních observatořích. Celkem šlo o více než 26 tis. denních pozorování přivrácené polokoule Slunce. Odtud vyšla synodická rovníková rotace Slunce 26,93 d. Polovina této hodnoty odpovídá periodě čtyřsektorové magnetické struktury Slunce 13,458 d, v koincidenci s periodou siderického pohybu hlavních těles sluneční soustavy (13,48 d). Fyzikální příčina této divné rezonance není známa.

S. Solanki shrnul výsledky pozorování balónové observatoře Sunrise při jejím druhém letu v červnu 2013 ze základny ve švédské Kiruně. Během měření se balón pohyboval napříč Atlantikem a přes Grónsko do severní Kanady, kde stejně jako při prvním letu přistál s nepoškozenými přístroji. Na palubě observatoře se nacházel 1m teleskop typu Gregory, který napájel jak UV kameru s rozsahem vlnových délek 200÷400 nm, tak magnetograf naladěný na vlnovou délku spektrální čáry 525,0 nm. Hlavním cílem balónového letu bylo prozkoumat s lepším časovým i úhlovým rozlišením interakce mezi slunečním magnetickým polem, konvekcí, hustotními vlnami ve sluneční atmosféře a dalšími aspekty projevů sluneční činnosti. Balónová observatoř pracovala ve výšce 36 km, v níž měla pod sebou 99% zemské atmosféry, takže mohla naplno využít rozlišovací schopnosti teleskopu – zatím největšího přístroje pro výzkum Slunce, který se dostal nad hranici zemské atmosféry. Zatímco první let Sunrise proběhl v průběhu minima sluneční činnosti mezi 23. a 24. cyklem, tak při letu Sunrise II bylo možné získat údaje o aktivní oblasti, která byla viditelná v době pozorování. Tyto údaje se pak daly porovnat s pozorováním klidného Slunce při letu Sunrise I. Ve speciálním čísle časopisu Astrophysical Journal Supplement 229; č. 1 v březnu 2017 bylo publikováno různými autory celkem 13 prací týkajících se letu Sunrise II a dále 4 práce letu Sunrise I, které porovnávaly údaje klidného a aktivního Slunce. Autory prací byli odborníci z Německa, Spojených států a Španělska, kteří se na projektu Sunrise podílejí.

Výsledky projektu Sunrise jsou opravdu jedinečné, protože se podařilo určit jasnost i indukci magnetických polí ve slunečních pórech. V aktivních oblastech byla sledována čára Ca II (H) ve vysokém rozlišení, takže se ukázalo, že vápník se tam vyskytuje v tenkých vláknech, jejichž délku a šířku se zdařilo změřit stejně jako jejich zakřivení a zvlnění během životní doby. Vlákna přenášejí velmi mnoho tepelné energie a mohou tak ohřívat chromosféru v aktivních oblastech. Kamera také zaznamenala vodorovné pohyby magnetických jasných bodů a výtrysky propojující paty koronálních smyček s opačnou magnetickou polaritou, jež patrně rovněž přispívají k ohřevu smyček. Projekt Sunrise bude mít pokračování a autoři připravují další výškový let aparatury.

M. Shimojo aj. v široké mezinárodní spolupráci zahájili v prosinci 2015 zkušební pozorování Slunce mikrovlnnou aparaturou ALMA, jež se nachází v Chile v nadmořské výšce 5 tis. m. Pro začátek pořizovali rádiové snímky Slunce v pásmech 3 mm a 1,25 mm a využívali jen 30 parabolických antén, což ale stačilo k objevu nových podrobností v mikrovlnném spektru s rekordní rozlišovací schopností. Pozorování vyžaduje pečlivou přípravu, protože denní pozorování aparaturou ALMA s velmi přesnými parabolami vyžaduje úpravy proti režimu pozorování v noci. Kromě toho je Slunce pro radiointerferometr ALMA úhlově příliš velký terč, takže jeho disk nelze zobrazit vcelku. S. White aj. pak zahájili vědecká pozorování Slunce ve skenovacím módu pomocí 12m antén. Autoři tak dokázali určit v centru disku teplotu 7,3 kK na vlnové délce 3 mm, a 5,9 kK na vlnové délce 1,3 mm. Obě hodnoty mají chybu ±100 K. Paraboly pracovaly s úhlovým rozlišením 25˝ a současně ukázaly, že jasové teploty různých částí disku mají rozptyl 2,0 kK. Aktivní oblasti a fakulová pole jsou nejteplejší, zatímco umbry slunečních skvrn a filamenty jsou relativně nejchladnější. Nad okrajem slunečního disku se běžně pozorují protuberance.

R. Howe aj. zkoumali frekvenční posuvy nízkých složek módů p slunečních oscilací získávaných plynule šesti dálkově ovládanými slunečními teleskopy projektu BiSON (Birmingham Solar Oscillations Network) od r. 1985 do r. 2016. Údaje o kolísání oscilací nejlépe korelují se změnami sluneční aktivity v rádiovém pásmu 107 mm (2,8 GHz). Autoři zjistili, že během 23. cyklu sluneční činnosti se tato korelace porušila, nejvýrazněji pro nejnižší módy. Oscilace módů p se vytvářejí díky akustickým vlnám, jež procházejí jádrem Slunce, ale jsou pak citlivé na poruchy ve vnějších vrstvách Slunce, takže představují výborné diagnostické sondy do sluneční dynamiky a těsně podpovrchové struktury. Autoři se proto domnívají, že uvnitř Slunce probíhá od 23. cyklu významná přestavba slunečního dynama a dokonce nalézají souvislost se stejně starými hvězdami slunečního typu, které takové přestavby už prodělaly v době, kdy jejich periody rotace se prodloužily nad 20 d. Autoři též předpověděli, že minimum 24. cyklu připadne na léto roku 2019.

K podobnému závěru dospěli F. Rahmanifard aj., kteří zjistili, že v letech 2005-2009 probíhalo protáhlé minimum sluneční činnosti, jež se stalo předzvěstí dlouhého minima sluneční aktivity. Indukce heliosférického magnetického pole ve vzdálenosti 1 au od Slunce v době Maunderova minima mohla podle modelových výpočtů klesnout na (3,1 ±0,4) nT a v současné době činí jen 1,5 nT.

Není proto divu, že si komentátor týdeníku Science K. T. Smith položil provokativní otázku, zda je Slunce vzorem hvězd slunečního typu? A. Strugarek aj. však svými simulacemi vzniku a chování magnetického dynama, jež vzniká v turbulentní konvektivní vrstvě hvězd slunečního typu, prokázali, že magnetická dynama v nitrech hvězd slunečního typu se chovají v průběhu času nelineárně, takže Slunce je opravdu hvězdou slunečního typu.

L. Kitchatinov a A. Nepomnyashchikh propočítali model slunečního dynama zahrnující diferenciální rotaci slunečních vrstev. Model dovede vysvětlit jak typické přepólování během následujících cyklů sluneční aktivity. Toroidální magnetické pole s indukcí řádu ~0,5 T se nachází poblíž základny konvektivní zóny a celková energie velkorozměrového heliomagnetického pole dosahuje hodnoty 1030 J.

Souhrnnou studii o historii i současných poznatcích při měření magnetických polí zveřejnili A. Balogh a R. von Steiger. Během posledních dekád teoretických i pozorovacích výzkumů struktury a proměn slunečních magnetických polí a jejich prodloužení do meziplanetárního prostoru došlo k významnému pokroku v popisu vzniku i udržování polí jak v nitru Slunce, tak i na jeho povrchu a ve sluneční atmosféře i heliosféře. Zejména se podařilo shromáždit obrovské množství pozorovacích údajů pozemními dalekohledy, ale zejména kosmickými observatořemi, což umožnilo podstatně zlepšit fenomenologický popis, jenž potvrdil, že magnetická pole hrají klíčovou roli v chování všech složek slunečních struktur. Základem pro hlubší fyzikální pochopení slunečního magnetismu je bezpochyby existence jedenáctileté periody sluneční činnosti. V r. 1908 objevil G. Hale pomocí magnetografu Zeemanův rozštěp spektrálních čar ve slunečních skvrnách a podal tím první důkaz o existenci silných magnetických polí na Slunci. Na jeho objev pak navázal až v r. 1953 H. Babcock, když zjistil dokonalejším fotoelektrickým magnetografem, že indukce celkového magnetického pole Slunce dosahuje 0,1 mT a i toto pole střídá polaritu v jedenáctileté periodě. Babcock následně zahájil na Wilsonově hoře v Kalifornii soustavné pozorování magnetických polí na Slunci.

V r. 1969 využil R. Leighton těchto měření k sestrojení prvního fyzikálního modelu slunečních magnetických polí a jejich periodických časových proměn. Stále dokonalejší magnetometry a spektropolarimetry pak přinášely nové objevy. Zejména se ukázalo, že lokální povrchová magnetická pole jsou silně proměnná a magnetické toky probíhají v tenkých strukturách, jež se vynořují z podfotosférických slunečních vrstev. Podrobná měření magnetických polí ve sluneční fotosféře, chromosféře i koróně však jsou velmi obtížná. Nástup kosmonautiky umožnil měřit heliosférická magnetická pole o indukci ~5 nT s přesností na <1 nT. Měření potvrdila, že zdrojem tohoto interplanetárního pole je magnetické pole Slunce, jak teoreticky předpověděl E. Parker svým hydrodynamickým modelem koronální aktivity už v r. 1955. V poslední době přispívají k revizi našich poznatků o strukturách a proměnách slunečních magnetických polí již výše zmíněné balónové výstupy observatoře Sunrise a sluneční kosmické observatoře nové generace.

B. Kakad aj. odhadli maximum budoucího 25. cyklu sluneční činnosti pomocí odhadu Shannonovy entropie během sestupné fáze předešlého 24. cyklu. Odtud odhadli, že vyhlazené maximum 25. cyklu dosáhne relativního čísla (63 ±11), jež by svědčilo o nástupu dalšího minima Daltonova cyklu. Také J. Javaraiah dospěl k závěru, že jak 25. cyklus, tak i následující 26. cyklus sluneční činnosti budou slabší než cykly předchozí. Autor se domnívá, že se mezi 25. a 26. cyklem ocitneme v minimu Gleissbergova cyklu. Teprve 27. cyklus začne novou fázi zesilování, která bude pokračovat i ve 28. a 29. cyklu, kdy Gleissbergův cyklus dospěje do maxima. Naproti tomu A. Singh a A. Bhargawa na základě analýzy průběhu sluneční činnosti v letech 1976-2016 pomocí Hurstova exponentu odhadli, že maximální vyhlazené relativní číslo slunečních skvrn dosáhne v 25. cyklu hodnoty (103 ±25), přičemž cyklus začne v lednu 2021, maximum nastane v červnu 2024 a cyklus skončí v září 2031.

D. Schmidt aj. shrnuli přednosti nové kamery založené na multikonjugované adaptivní optice (MCAO) nového slunečního teleskopu (ø 1,6 m) na severním okraji jezera Big Bear Lake v Kalifornii (2,1 km n. m.). Systém obsahuje tři „plovoucí“ zrcadla, jež korigují atmosférickou turbulenci v poli o průměru 53˝. To umožňuje sledovat jak sluneční erupce i koronální výrony hmoty, ale i celé sluneční skvrny o průměru až 30 tis. km s rekordním úhlovým a lineárním rozlišením. Kamera přitom dokáže pozorovat s kadencí až 2 tis. snímků za sekundu! Současně díky multikonjugované optice může snímat naráz snímky ve třech výškách s roztečemi 5 km. Aparatura vznikla ve spolupráci amerických a německých astronomů.

M. Meftah aj. zveřejnili zlepšené parametry slunečního spektra v pásmu 656÷3 088 nm pořízeného spektrometrem SOLSPEC na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS). Tvar spektra dobře souhlasí s výsledky měření aparatury ATLAS 3 v pásmu 656÷1 600 nm, ale liší se pro delší vlnové délky.

T. Gombosi připomněl, že tzv. kosmické počasí vyvolávané změnami sluneční aktivity v celé heliosféře bylo od konce 19. stol. ovlivňováno antropogenickým efekty, které nabyly na významu v 60. letech 20. stol., kdy USA a SSSR prováděly testy jaderných zbraní. Exploze v atmosféře vyvolávaly silné elektromagnetické pulsy v rozloze celých kontinentů. Současně vytvářely v kosmickém prostoru umělé radiační pásy, jež poškodily řadu umělých družic Země. Další příspěvky do kosmického počasí vnášelo rozprašování chemických sloučenin, vysílání vysokofrekvenčních rádiových signálů do ionosféry a jejich interakce s přírodními radiačními pásy.

D. Knippová aj. zveřejnili obsáhlou zprávu o největší rádiové a geomagnetické sluneční bouři, jež se odehrála ve XX. století koncem května 1967; půldruhého roku před maximem 20. cyklu sluneční činnosti v listopadu 1968. Jak autoři uvádějí, tato událost přiblížila svět k jaderné válce, protože tři vojenské radary (Aljaška, Grónsko a Velká Británie) včasné výstrahy sítě NORAD (North American Air Defense Command) byly dne 27. května oslepeny rádiovým rušením. Velení NORAD se zprvu domnívalo, že jde o sovětské rádiové rušení a proto odstartovaly bombardéry s jadernými pumami a posádky letadel čekaly ve vzduchu na rozkaz k zahájení odvetného útoku. Naštěstí v té době už měli američtí astronomové v provozu aparatury, jež dlouhodobě sledovaly všechny projevy sluneční aktivity. Odborníci věděli o důsledcích, které v případě velké sluneční aktivity mohou oslepení radarů způsobit. V reálném čase proto upozornili velení NORAD, že příčinou rušení je Slunce, takže poplach byl odvolán a bombardéry se vrátily na své letecké základny.

Jak autoří studie uvádějí, příčinou rádiové bouře byla silná sluneční erupce, která se odehrála 23. května 1967 v aktivní oblasti McMath 8818, jež se vynořila na východním okraji slunečního disku 17. 5., prošla centrálním poledníkem 25. 5. a zapadla 31.5. Během pozorování vzplálo v této aktivní oblasti celkem 76 silných erupcí! Autoři citují i čs. astronomy L. Křivského a S. Pintéra, kteří našli v měřeních neutronového monitoru družice Vela silné zvýšení toku energetických částic vyvolané nejsilnější erupcí. Dále zdůrazňují významnou úlohu amerického astronoma D. Menzela, který začal organizovat americkou a posléze mezinárodní synoptickou síť slunečních observatoří nejenom v optickém, ale i rádiovém oboru spektra již v r. 1948, která se pak postupně rozšiřovala o patrolní službu i v rentgenové oblasti slunečního spektra. Právě díky dlouholetému nepřetržitému monitorování Slunce zachránili američtí sluneční astronomové svět před hrozící jadernou válkou.

Astronomický časopis Solar Physics založený v r. 1967 holandským astrofyzikem Cornelisem de Jagerem (*1921) a jeho českým kolegou Zdeňkem Švestkou (1925-2013) ukončil v listopadu 2017 vydávání tištěné verze, která vycházela měsíčně po dobu 51 let (292 svazků, 640 čísel, přes 10 tis. vědeckých článků, 130 tis. stran a 8,5 metrů v knižní polici). Od ledna 2018 přešel i tento časopis na výhradně elektronickou verzi. Články budou umisťovány na webový portál časopisu ihned po korekturách a identifikovány jmény autorů, názvem časopisu a čísly svazku a článku, resp. indexem DOI (Digital Object Identifier).

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

M. Laychakova upozornila na velmi mladou (stáří jen 2,2 mil. let) proměnnou hvězdu V830 Tau (12 mag; M0; 4,2 kK; 2,0 Rʘ; 1,0 Mʘ; rotační perioda 2,7 d; 150 pc), u níž J. Donati aj. odhalili na základě tříleté pozorovací kampaně měření kolísání radiální rychlosti hvězdy v periodě 4,9 d exoplanetu o hmotnosti 0,7 MJ, která obíhá ve vzdálenosti 8,6 mil. km od hvězdy. Protože jde o velmi mladou hvězdu, museli se autoři vyrovnat s velkou magnetickou aktivitou tak mladé hvězdy, takže měření a izolace oběžné periody planet zabrala v letech 2013-2016 celkem 510 h u 3,6m teleskopu CFHT, 450 h. u Lyotova 2m teleskopu na Pic du Midi a 135 h u 3,6m teleskopu ESO na La Silla. Nakonec se tak podařilo určit amplitudu kolísání radiální rychlosti hvězdy (68 ±11) m/s. Jde zatím o nejmladší planetu třídy horkých Jupiterů, která vznikla velmi rychle u ještě ne zcela dotvořené hvězdy, jak o tom svědčí její velký poloměr v porovnání s hmotností.

M. Gillon aj. ukázali na základě pozorovací kampaně v r. 2016 u dalekohledu VLT ESO, Spitzerova kosmického dalekohledu (SST), robotických teleskopů TRAPPIST v Chile a v Maroku, 3,8m UKIRT na Havaji, 4m Herschelova a 2m liverpoolského teleskopu na La Palmě a ještě jihoafrického 1,0m teleskopu, že miniaturní planetární soustavu u hvězdy TRAPPIST-1 tvoří celkem 7 exoplanet. Prvních šest má oběžné periody v rezonancích (1,51; 2,42; 4,04; 6,06; 9,1; 12,35 d). Sedmá nejvzdálenější exoplaneta h má zatím nepřesně známou periodu (20 +15/-6) d. Všech sedm planet obíhá ve stejné rovině po téměř kruhových dráhách ve vzdálenostech 1,7÷9,45 mil. km od hvězdy. Jejich poloměry se pohybují v rozmezí 0,8÷1,1 RZ; hmotnosti prvních šesti 0,4÷1,4 MZ; povrchové teploty 400÷168 K a hustoty 0,6÷1,2 hustoty Země. Tyto údaje si vyžádaly celkem 1 333 h pozorovacího času, z toho nejvíce na SST (518h) a robotickém 0,6 m teleskopu TRAPPIST-South v Chile (469 h). R. Luger aj. studovali systém pomocí družice Kepler v program K2 a doplnili tak údaje o exoplanetě h. Oběžná doba činí 18,8 d a její poloměr 0,75 RZ. M. Gillon aj. tvrdí, že zmíněné resonance svědčí o dlouhodobé stabilitě jejich drach. Z toho vyvodili, že planety vznikly ve větší vzdálenosti od hvězdy, a do současné konfigurace se dostaly migrací. Mateřský červený trpaslík má nyní rotační periodu 3,3 d. A. Burgasser a E. Mamajek odvodili z metalicity trpaslíka, že jeho stáří se pohybuje kolem 7,6 Gr s chybou ±30 %. A. Boss aj. revidovali vzdálenost soustavy na (12,6 ±0,1) pc a pomocí přesné astrometrie vyloučili, že by soustava obsahovala obří plynné planety s hmotností >4,6 MJ v oběžné periodě 1 rok, anebo s hmotností 1,6 MJ s periodou 5 let.

K. Kislyakova aj. vyšli z údajů o indukci magnetického pole velmi chladného červeného trpaslíka TRAPPIST-1, která dosahuje hodnoty 0,06 T. Odtud vyvodili, že na exoplanetách obíhajících kolem této hvězdy dochází k silnému ohřevu elektromagnetickou indukcí. Pokud je osa magnetického dipólu mateřské hvězdy skloněna k ose její rotace, musí docházet k silnému ohřevu plášťů nejbližších čtyř exoplanet a k mocné vulkanické činnosti na jejich povrchu, případně i ke vzniku oceánů žhavého magmatu. Pouze tři nejvzdálenější exoplanety nebudou magnetismem mateřské hvězdy významně ovlivněny. K podobnému závěru dospěli rovněž C. Garraffova aj., kteří upozornili, že v blízkém okolí červených trpaslíků jsou atmosféry planet silně ohroženy hvězdným větrem, elektromagnetismem a urychlenými částicemi. Planety v okolí hvězdy TRAPPIST-1 jsou vystaveny tlaku hvězdného větru, jehož tlak je pro jednotlivé planety o tři až pět řádů vyšší než je tomu v okolí Země vinou Slunce. Magnetosféry planet jsou díky tomu silně stlačeny a proto jsou propojeny s interplanetární magnetosférou hvězdy, jež pak rychle obnažuje a vypařuje jejich atmosféry. Tato okolnost prakticky znemožňuje, aby se v tomto systému mohl rozvinout život. P. Wheatley aj. pozorovali mateřskou hvězdu této bohaté planetární soustavy pomocí rentgenové družice Newton. Ukázali, že hvězda je silným zdrojem XUV záření vznikajícím v koróně. Ačkoliv bolometrický zářivý výkon hvězdy je podstatně nižší než u Slunce, její výkon v pásmu XUV je se Sluncem srovnatelný. Jelikož je planetární soustava rozměrově miniaturní, jsou atmosféry exoplanet vystaveny velkému zářivému stresu, což významně komplikuje podmínky pro případný vznik a vývoj života. Zároveň se ukazuje, že výskyt ekosfér kolem mateřských hvězd ovlivňují významně mnohé další faktory, než jen pouhý výskyt kapalné vody.

K. Garcia-Sage aj. poukázali na podobný efekt pro planetu b u hvězdy Proxima Centauri, která je typickým červeným trpaslíkem se silnou magnetickou a radiační aktivitou. Zejména kolem magnetických pólů planety dochází proto k erozi atmosféry, což je efekt, který pozorujeme kolem magnetických pólů Země navzdory zcela nepatrné sluneční agresi. Kdyby naše Země byla od Proximy tak málo vzdálena jako je její exoplaneta b, tak by o svou atmosféru rychle přišla. G. Anglada aj. objevili aparaturou ALMA v pásmu 1,3 mm prachový pás ve vzdálenostech 1÷4 au od Proximys charakteristickou teplotou 40 K. Podle autorů by mohlo jít o analogii Edgeworthova-Kuiperova pásu u Slunce. Jeho souhrnná hmotnost dosahuje asi 1% MZ. Dokonce je možné, že v tomto pásu se nachází další exoplaneta. Rovněž není vyloučeno, že další šikmo skloněný pás o teplotě 10 K se nachází ve vzdálenosti 30 au od hvězdy. Až budou v provozu plánované obří teleskopy, tak se nejspíš ukáže, že planetární soustava kolem Proximy je určitě složitější, než si dosud představujeme. A. Bixel a D. Apai odhadli pravděpodobné hlavní parametry exoplanety b. Na základě modelových výpočtů usoudili, že s pravděpodobností 90% půjde o kamennou planetu o poloměru 1,1 RZ a hmotnosti 1,6 MZ.

X. Bonfils aj. využili extrémně přesného spektrografu HARPS instalovaného u 3,6m reflektoru ESO na La Silla k identifikaci exoplanety u hvězdy Ross 128 (Vir; 11 mag; M4 V; 3,2 kK; 0,2 Rʘ; 0,17 Mʘ; 0,004 Lʘ; rotační per. 121 d; stáří >5 Gr; 3,4 pc). Planeta b obíhá kolem hvězdy v periodě 9,9 d po kruhové dráze o poloměru 7,5 mil. km. Má minimální hmotnost 1,35 MZ a je po Proximě Centauri b druhou nejbližší exoplanetou, přičemž mateřská hvězda je dostatečně stará, takže je mnohem klidnější než eruptivní trpaslík Proxima. V porovnání se Zemí dostává Ross 128b o 38% více zářivého výkonu, než kolik dodává Slunce Zemi a na rozdíl od Proximy nejeví silné erupce, neboť vzhledem ke svému stáří má pomalou rotaci a výrazně slabší indukci magnetického pole, takže exoplaneta si určitě zachovala rozsáhlou atmosféru. Autoři odhadli, že průměrná teplota povrchu exoplanety se pohybuje v rozmezí -60÷20 °C.

Na observatoři ESO na Cerro Paranal byl u VLT teleskopu UT3 instalován spektropolarimetr SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) opatřený pokročilým systémem adaptivní optiky, který je primárně určen pro zobrazování a další charakteristiky jasnějších exoplanet. O. Wertz aj. se zaměřili na již rozlišený planetární systém u hvězdy HR 8799 (Peg; 6,0 mag; A5; 7,4 kK; 1,3 Rʘ; 1,5 Mʘ; 4,9 Lʘ; 39 pc; stáří 30 mil. r), který je tvořen čtyřmi obřími planetami. Nejblíže ke hvězdě obíhá planeta e (15 au, oběžná doba 48 let), druhá v pořadí je d (22 au, 87 let), třetí c (36 au, 174 let) a nejvzdálenější b (68 au, 396 let). Všechny planety s výjimkou d obíhají po dráhách téměř kruhových, zatímco výstřednost dráhy d dosahuje 0,35. Nejvzdálenější planeta b má hmotnost ~5 MJ; ostatní tři mají zhruba stejnou hmotnost 7 MJ.

J. de Wit aj. pozorovali pomocí SST hvězdu HAT-P-2 v infračerveném pásmu 4,5 µm po dobu 350 h. Zjistili, že kolem hvězdy obíhá po vysoce eliptické dráze s výstředností 0,5 velmi hmotná exoplaneta (8 MJ) v krátké oběžné době 5,6 d. Vždy 5,4 h po průchodu planety periastrem se hvězda nápadně zjasní, což je nejspíš vyvoláno slapy na hvězdě, zatímco povrchová teplota polokoule planety přivrácené ke hvězdě stoupne na 2,4 kK. Takové interakce byly až dosud pozorovány pouze o hvězdných párů s excentrickými dráhami. Nyní se ukazuje, že i hmotná planeta dokáže jasnost hvězdy měřitelně ovlivnit.

S. Gaudi s početným mezinárodním týmem pocházejícím ze 47 observatoří zjistili, že kolem hvězdy HD 195689 (= Kelt-9; 7,6 mag; sp. B9.5-A1: 10,1 kK; 190 pc) obíhá v periodě 1,5 d planeta Kelt-9b (1,9 RJ; 2,9 MJ; hustota 0,53× Jupiteru), jejíž polokoule přivrácená ke hvězdě je rozpálena až na 4.6 kK, což odpovídá teplotě povrchu raných hvězd třídy K! Planeta má slapově vázanou rotaci (jako náš Měsíc vůči Zemi). Při této teplotě disociují molekuly i všech žáruvzdorných prvků na neutrální a ionizované atomy včetně Fe a Ti. Samotný výskyt těchto prvků na exoplanetě je velkým překvapením. Silné UV záření mateřské hvězdy vyvolává ztrátu hmoty vnějšího obalu obří planety, takže během relativně krátkého života mateřské hvězdy na hlavní posloupnosti zbude z planety jen její jádro.

Také T. Evans aj. zjistili vysokou teplotu obří plynové exoplanety WASP-121b, jejíž stratosféra je rozpálena na 2,5 kK. Infračervená pozorování ukázala, že ve stratosféře se nachází vodní pára a ozónová vrstva, která způsobuje, že podobně jako u Země se nad spodní troposférou, v níž teplota s výškou klesá, nachází horní vrstva v podobě stratosféry, kde naopak teplota s výškou roste. Za tuto inverzi může právě ozón, který vydatně pohlcuje ultrafialové záření hvězdy. Rozhraní mezi těmito vrstvami (tropopauza a stratopauza) má však stabilní teplotu. Autoři se zaměřili na spektrální pásmo 1,1÷1,6 µm pomocí kamer WFC3 HST, avšak zatím nepotvrdili odhad, že u velmi horkých jupiterů sehrají roli ozónu molekuly TiO a VO (oxidy titanu a vanadu). Vzápětí však E. Sedaghati aj identifikovali molekuly TiO v atmosféře horkého jupiteru WASP-19b. Autoři též uvedli, že v atmosférách horkých jupiterů byly již nalezeny molekuly obsahující H, O, C, Na a K

J. Gagne aj. studovali object SIMP J0136+0933 (vzdálenost 6 pc), jenž byl původně klasifikován jako proměnný hnědý trpaslík sp. třídy T2.5, který patří do mladé (200 mil. let) pohybové skupiny hvězd v souhvězdí Lodního kýlu (Car). Autoři však dokázali, že poloměr objektu činí jen 1,0 RJ, protože se jim podařilo změřit rotační rychlost i délku periody rotace. Odtud pak odvodili, že stáří objektu je určitě <950 mil. let a jeho hmotnost je 13 MJ, takže nejde o hnědého trpaslíka, ale o osamělý objekt na rozhraní mezi těmito trpaslíky a nejhmotnějšími exoplanetami, který je navíc velmi blízko. Proto bude možné určit parametry jeho atmosféry neovlivněné nějakou mateřskou hvězdou. Objevit osamělou exoplanetu je technicky obtížné, ale nový objev tak naznačuje, že takových těles je v galaxiích překvapivě mnoho.

Dokazuje to pozorování objektu OTS 44 (vzdálenosti 160 pc), jenž podle A. Bayové aj. patří mezi pouhé čtyři známé osamělé exoplanety, jež jsou obklopené prachovými disky. Měření na observatoři ALMA v pásmu 233 GHz (vlnová délka 1,3 mm) ukázala, že hmotnost disku se pohybuje v rozmezí 0,07÷0,63 MZ. Tento výsledek naznačuje, že podíl hmotnosti prachového disku a hmotnosti objektu je týž jak pro planety, tak pro hnědé trpaslíky i mladé hvězdy.

Hvězda τ Ceti je populární díky projektu OZMA, v jehož průběhu se v r. 1960 pokoušeli F. Drake aj. najít rádiové signály potenciálních mimozemšťanů, protože jde o hvězdu slunečního typu a nedaleko od nás (G8 V; 3,65 pc). F. Feng aj. ji v posledních letech zkoumali pomocí spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla a rostoucí počet měření pomohl jednak zpřesnit údaje o již dříve objevených exoplanetách, ale objevit další exoplanety g (mezi b a c) a h (mezi c a d). Soustava tedy obsahuje 7 exoplanet ve vzdálenostech 0,10÷1,33 au, v periodách 14÷636 d a hmotnostech 0,8÷4,0 MZ. Jde o měření na hranici technických možností, protože nepřesnost v určení radiálních rychlosti klesla na 0,2 m/s! Je pravděpodobné, že exoplanety e a f se nacházejí v ekosféře, ale mají příliš vysoké hmotnosti pro výskyt života.

C. Shallue a A. Vanderburg si napsali program umělé inteligence k hledání exoplanet v datech projektu družice Kepler. Program usnadňuje hledání vice exoplanet u zkoumané hvězdy na základě komplikovaného průběhu světelných křivek, jež mají nízký poměr signálu k šumu. Tak se jim podařilo potvrdit celkem šest exoplanet u hvězdy Kepler-80 (Cyg; 15 mag; M0 V; 0,7 Rʘ; 0,8 Mʘ; 4,5 kK; 0,17 Lʘ; rotační per 26 d; 370 pc) a dokonce rekordní počet osmi planet u hvězdy Kepler-90 (1,3 Rʘ; 1,1 Mʘ; 6,0 kK; 780 pc) . Je to zatím nejvyšší počet objevených exoplanet u jediné hvězdy, dokonce rovnocenný s počtem planet Sluneční soustavy. V tomto případě je dokonce nápadné, že architektury Sluneční soustavy a soustavy Kepler-90 se navzájem podobají. Blíže k mateřské hvězdě se nacházejí menší kompaktní planety, kdežto plynní ledoví obři se vyskytují až za sněžnou čarou obklopující mateřskou hvězdu. Autoři dokonce spekulují, že soustava Kepler-90 byla původně rozsáhlejší, ale vinou migrace protoplanetárního disku směrem k mateřské hvězdě je teď zcela natěsnána v poloměru 1 au od hvězdy. V každém případě je zřejmé, že v obsáhlé databázi družice Kepler se podaří možné pokročilými metodami zpracování nalézt ještě mnoho dalších exoplanet.

Y. Hu aj. se zabývali odhady fyzikálních a chemických podmínek na planet K-452b, jenž je považována za první exoplanetu podobnou Zemi, která se nachází v ekosféře hvězdy podobné Slunci (Cyg, 1944+4417; 13,4 mag; G2 V; 5,8 kK; 1,1 Rʘ; 1,2 Mʘ; 1,2 Lʘ; 560 pc; 6 Gr). Autoři vypracovali trojrozměrný model atmosféry i oceánů na povrchu exoplanety b ( a = 1,0 au; oběžná perioda 385 d; 1,5 RZ; 5 MZ). Simulace ukázaly, že pokud je koncentrace CO2 v atmosféře stejná nebo nižší než na Zemi, tak je planeta v ekosféře mateřské hvězdy. Problémem však může být deficit zvětrávání silikátů, jenž by mohl zvýšit koncentraci CO2 a přehřát planetu, takže vůči Zemi příliš hmotnou planetu postihl nejpozději po 500 mil. letech překotný skleníkový efekt.

S. Rappaport aj. se zaměřili na podrobnou analýzu světelné křivky hvězdy KIC 3542116 (Cyg; 1922+3841; 9,7 mag; F2 V; 6,9 kK; 1,6 Rʘ; 1,5M ʘ; 260 pc;), která vznikla v průběhu základní činnosti družice Kepler od dubna 2009 do května 2013. Autoři tak objevili šest krátkodobých asymetrických poklesů jasnosti hvězdy s relativně rychlým poklesem jasnosti a pak pomalejším návratem k normální jasnosti hvězdy. Tři hlubší poklesy jasnosti měly amplitudy poklesu 0,1% a trvaly celý den; další tři byly podstatně mělčí a kratší. Autoři zkoumali světelné křivky vizuálně a vyloučili, že by šlo o poruchy v měření. Z pozorování tak vyplynulo, že poklesy jasnosti byly způsobeny přechody komet přes disk hvězdy, přičemž oběžná rychlost přechodů se pohybovala u hlubších poklesů jasnosti v rozmezí 35÷50 km/s a pro mělčí v rozmezí 75÷90 km/s a hmotnost prachových chvostů přesahovala 1013 kg. To znamená, že úhrnná hmotnost tranzitujících komet musela být větší než 3.1014 kg, takže byla srovnatelná s hmotností Halleyovy komety. Nezávisle autoři objevili jeden podobný pokles jasnosti také u hvězdy KIC 11084727 (1929+4841; 9,9 mag; F2 V; 6,8 kK; 1,6 Rʘ; 1,4Mʘ; 250 pc), jejíž základní vlastnosti i tvar poklesu jasnosti byly velmi podobné.

S. Mills a D. Fabrycky určili parametry jedné z nejstarších planetárních soustav kolem hvězdy K-444 (Lyr; 8,9 mag; K0 V; 5,0 kK; 0,75 Rʘ; 0,76 Mʘ; 36 pc; rotační per. 49 d; 11 Gr!). Jde o velmi kompaktní soustavu s pěti tranzitujícími exoplanetami vesměs menšími než Země. Všechny planety jsou doslova nalepeny na mateřskou hvězdu, protože obíhají kolem ní v periodách 3,6÷9,8 d !! Autorům se podařilo určit oběžné doby planet s udivující relativní přesností řádu 10-5 a dále jejich poloměry v rozmezí 0,4÷0,8 RZ a hmotnosti v rozmezí (1,3÷4,5).10-7 M*. Pro planety d a ese podařilo velmi přesně určit jejich hmotnosti po řadě 0,036 MZ a 0,034 MZ. Aby těch překvapení nebylo málo, tak ve vzdálenosti 60 au od miniaturní planetární soustavy se nalézá těsná dvojhvězda dvou červených trpaslíků, jež obíhá kolem hvězdy K-444 v periodě 460 let. Není jasné, jak se tak podivuhodná konfigurace vytvořila po tak dlouhém vývoji v čase.

E. Sinukoff aj. dokázali změřit přesně hmotnosti a hustoty dvou exoplanet o velikostech srovnatelných s Neptunem a objevených družicí Kepler v programu K2. První z nich K2-66b je o něco menší než Neptun (2,5 RZ), obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 5,1 d a má hmotnost 21 MZ. Jelikož mateřská hvězda (12 mag; 5,9 kK; 1,7 Rʘ; 1,1 Mʘ) směřuje k větvi podobrů, je planeta vystavena dvojnásobnému ozáření proti minulosti, kdy se hvězda nacházela ještě na hlavní posloupnosti. Takové hvězdy obecně vytvářejí kolem sebe fotovypařující poušť, takže samotný výskyt exoplanety je překvapující. Střední hustota exoplanety je ostatně enormní (7,8× voda). Druhá exoplaneta K2-106b má poloměr 1,8 RZ a obíhá kolem mateřské hvězdy ve velmi krátké periodě 13,7 h. Je 9× hmotnější než Země, takže její střední hustota je rovněž enormní (8,6× voda). Obě exoplanety jsou tedy určitě kamenné a na povrchu tak rozžhavené, že pravděpodobně nemají žádnou atmosféru.

E. Starovoit a A. Rodin zveřejnili výsledky dlouhodobého sledování kolísání periody pulsaru PSR B0329+54 (Cam; vzdálenost 1,1 kpc; per. 0,71 s) na radioastronomické observatoři Puščino v letech 1968 – 2012 (frekvence 102 a 111 MHz) a rovněž pomocí radioteleskopů DSS 13 a DSS 14 JPL v Kalifornii (2 388 MHz) i 64m radioteleskopu na Kaljazinské observatoři (610 MHz). Periodické variace vůči barycentru potvrdily existenci exoplanety o hmotnosti 2 MZ obíhající v periodě 27,8 let s velkou poloosou výstředné (e = 0,24) dráhy 10,3 au. Naproti tomu měření nepotvrdila údajnou existence druhé exoplanety s oběžnou dobou 3 r. J. Greavesová a W. Holland se pokusili vysvětlit existence planet u pulsarů tím, že pulsary mají díky utržení z gravitačního řetězu vysoké prostorové rychlosti, takže před nimi se ve směru letu vytváří oblouková rázová vlna, kolem nich se vyskytuje prachová obálka a za pulsarem se prostírá brázda. Pulsar si proto sebou veze dostatek materiálu pro vznik exoplanet.

N. Koshimoto a dva velké týmy na jižní polokouli zveřejnili výsledky pozorování exoplanety OGLE-2012-BLG-0950Lb pomocí gravitačního mikročočkování. Na studii se podílely polský tým OGLE s 1,3m teleskopem na observatoři Las Campanas v Chile a japonsko-novozélandský tým MOA s 1,8m teleskopem na observatoři Mt. John na Novém Zélandu. Mikročočkování úkazu v Chile započalo 21. června 2012 v poloze 1808-2944, zatímco na Novém Zélandu až 9. srpna 2012. Dlouhé trvání úkazu (téměř rok) umožnilo pořídit kalibrační snímky na 10m Keckově teleskopu na Mauna Kea. Díky tomu se podařilo objevit malý “zoubek” na sestupné části čočkované světelné křivky, který ukázal, že kolem čočkované hvězdy o hmotnosti 0,6 Mʘ obíhá v projekční vzdálenosti 2,6 au exoplaneta s hmotností 35 MZ. Zatímco čočkovanou hvězdou byl trpaslík na rozhraní spektrálních tříd M/K, exoplaneta se svou hmotností nachází na rozhraní mezi Neptunem a subSaturnem. Celý systém se nalézá ve vzdálenosti 3,0 kpc od Slunce. Pro objevy planetárních soustav ve velkých vzdálenostech od nás je zatím metoda gravitačních mikročoček nejcitlivější.

J. Dittmann a další velký tým ukázali, že 75% hvězd v Galaxii má hmotnost <0,6 Mʘ. Exoplaneta byla již objevena i u nejbližšího červeného trpaslíka Proximy Centauri (M5.5 Ve; 0,12 Mʘ), ale její hmotnost zatím neznáme. Také hmotnosti a zejména hustoty exoplanet v bohaté exoplanetární soustavě TRAPPIST-1 nejsou dostatečně přesné. Autoři však objevili exoplanetu u trpasličí chladné hvězdy LHS 1140, jež je od Slunce vzdálena jen 12,5 pc. Její hmotnost činí jen 0,15 Mʘ a poloměr 0,19 Rʘ. Nízká metalicita a dlouhá rotační perioda hvězdy (131 d) poukazuje na velké stáří tohoto trpaslíka. Pomocí fotometrie a spektroskopie hvězdy se autorům podařilo zjistit, že kolem této hvězdy obíhá exoplaneta v periodě 24,7 d s výstředností dráhy <0,3 a velké poloose oběžné elipsy 13 mil. km. Hodnoty její hmotnosti 6,65 MZ a poloměru 1,43 RZ poukazují na složení pláště exoplanety zejména z hořčíku a křemíku a železné jádro o relativně vyšší hmotnosti, než má Země. Střední hustota planety je extrémně vysoká (12×voda). Planeta pravděpodobně není obklopena měřitelnou plynovou atmosférou. U exoplanet červených trpaslíků lze očekávat, že k udržování tekuté vody na povrchu stačí 20% ozáření, které přichází ze Slunce na Zemi. Exoplaneta LHS 1140b dostává v současné době 46% ozáření. Stáří exoplanety i hvězdy určitě přesahuje 5 mld. let. Protože raná hvězda produkovala více záření - a zejména jeho UV složku - lze odhadnout, že počátek ekosféry na planet byl odložen minimálně o 40 mil. let. Pak však nastal překotný skleník, voda ve vysoké atmosféře disociovala a vodík unikl do okolního prostoru. Atmosféra pak obsahovala jen abiotické plyny O2, N2 a CO2. V poslední době se však ukazuje, že superzemě mohou být pokryty rozsáhlými oceány tekutého magmatu. V takovém případě zůstává voda v plášti planet a následně se může vytvořit sekundární atmosféra s příznivým složením pro rozvoj života na planetách.

S. Hall zdůraznil, že dosavadní výzkumy charakteru exoplanet ukázaly, že kolem hvězd se nejčastěji vyskytují exoplanety silně odlišné od těch, které známe ve Sluneční soustavě. Vesmír zřejmě oplývá planetami typu superzemí (hmotnosti 5÷10 MZ; poloměry 1,2÷2,5 RZ). To se nečekalo, protože astronomové měli za to, že zárodky planet o vyšší hmotnosti automaticky posbírají tolik vodíku a hélia, že dorostou na urany a neptuny. Tak například exoplaneta 55 Cnc-e klasifikovaná jako superzemě je pokryta tekoucí lávou, takže se Zemi ani trochu nepodobá, takže termín superzemě je zavádějící. Měření SST podle B. Demoryho navíc ukázala, že navzdory tekoucí lávě se teplo z přivrácené strany exoplanety nepřenáší na noční polokouli a není tam žádný velký vítr. Na některých exoplanetách prší sklo nebo dokonce kapky Fe. Hall zdůraznil, že z dosavadních statistik jednoznačně vyplývá, že v pozorovatelném vesmíru je více exoplanet než písečných zrnek na všech pozemských plážích. Ironií osudu největší podíl připadá na “superzemě”, jak vyplývá z dosavadní statistiky projektu Kepler-1: Rozsah 1,0÷1,4 RZ (27%); 1,4÷2,0 RZ (29%); 2,0÷2,8 RZ (-13%); 4,0÷5,7 RZ (4%); 5,7÷11,0 RZ (3%). V absolutních počtech objevili astronomové na 700 superzemí a 900 minineptunů. S. Thomsonová aj. zveřejnili v červnu 2017 výsledný katalog exoplanet objevených družicí Kepler-1: Potvrzených planet je 2 335, ale zbývá ještě 4 034 kandidátů.

P. Mroz aj. se zabývali otázkou, jak rozsáhlá je populace planetárních nomádů o hmotnostech <5 MJ. K tomu cíli se nejlépe hodí hledat gravitační mikročočky s krátkou dobou zjasnění (1÷2 dny). Autoři vyhledali v obsáhlých databázích potřebné údaje o takových úkazech za léta 2010-2015. Nenašli žádný exces ve zmíněném intervalu, ale nalezli několik případů zjasnění v trvání <0,5 d. Pokud se to rozsáhlejší statistikou potvrdí, tak by to znamenalo, že existují početní nomádi typu superzemí i analogů Země.

T. Barclay aj. simulovali vznik planet akrecí materiálu ze zárodečného plynoprachového disku, jenž obklopuje vzniklé hvězdy. Zbylý materiál disku zůstane vázán ve vzniklých planetách nebo drobných tělesech planetární soustavy, ale může se také stát součástí interplanetárního prostředí, případně spadne na mateřskou hvězdu, případně může být ze vzniklé soustavy vymeten. Pokud autoři v simulacích zahrnuli obří planety typu Jupiteru a Saturnu, tak asi třetina zbylého disku o celkové hmotnosti 5 MZje z planetární soustavy vyvržena do interstelárního prostoru, zatímco polovina jeho hmotnosti připadne na kamenné planety hmotnější než Merkur, ale méně hmotné než 1/3 MZ. Vymetení materiálu ze soustavy proběhne během 25 mil. let. Pokud však v soustavě nevzniknou obří planety, tak v průběhu prvních 200 mil. let po vzniku hvězdy ze soustavy neunikne žádný materiál a během prvních 2 mld. let po zrodu se do interstelárního prostoru dostane pouhé 1% materiálu zárodečného disku. Vznikající hvězdy vymetou do interstelárního prostoru průměrně 2,5násobek MZ. Autoři odtud odhadli, že planet-nomádů nebude v Galaxii příliš mnoho. Budoucí infračervené dalekohledy na oběžné dráze Země mohou proto objevit nanejvýš 15 nomádů o hmotnosti Marsu a jen pár nomádů o hmotnosti Země.

F. Martinek zveřejnil šest extrémů mezi dosud objevenými planetami:

2.2. Hnědí trpaslíci

J. Chilcote a rozsáhlý mezinárodní tým využili výkonného zobrazovače GPI u 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Tololo; 2,7 km n. m.) k zobrazení objektu b u hvězdy β Pictoris, jenž byl zatím považován za exoplanetu, protože měl hmotnost kolem 10 MJ. Nová přesnější měření ukázala, že hmotnost objektu 12,9 MJ svědčí o tom, že jde o hnědého trpaslíka, což podpořila také spektroskopie, jež dává pro efektivní teplotu objektu 1,7 kK a poloměr 1,46 RJ. Tomu též odpovídá tíhové zrychlení na povrchu log g = 3,5÷4,0. Autoři proto zařadili objekt mezi hnědé trpaslíky s nízkou gravitací na povrchu a sp. třídou L2.

Nejbližšími hnědými trpaslíky stále zůstává binární soustava Luhman 16 AB, objevená v r. 2014 a vzdálená od Slunce 2 pc. E. Garcia aj. shromáždili archivní údaje o této dvojici z kamer ESO Schmidt, DENIS, FORS2 VLT ESO a Gemini-S pokrývající interval 31 let. Tak se podařil zpřesnit hmotnosti obou složek A (sp. T; 28 MJ) i B (sp. L; 34 MJ).

G. Benedict a T. Harrison se věnovali pozoruhodné architektuře hvězdy HD 202206 (Cap; 8,1 mag; G6 V; 5760 K; 1,0 Rʘ; 1,1 Mʘ; 1,07 Lʘ; 45 pc; stáří 2,9 Gr), která vypadá na první pohled jako mladší sestra Slunce. Jenže v r. 2000 se ukázalo, že kolem této hvězdy obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti 18 MJ po výstředné dráze (e = 0,44) v periodě 256 d a délce velké poloosy 0,8 au. V r. 2004 se přišlo na to, že v oběhové rezonanci 5:1 s hnědým trpaslíkem obíhá hvězdu exoplaneta o hmotnosti 2,4 MJ, rovněž po výstředné dráze (e = 0,27) v periodě 3,8 let při délce velké poloosy 2,6 au. Autoři proto využili pointačních sensorů HST k revizi těchto měření. Tak se ukázalo, že HD 202206 má za průvodce hvězdu sp. M6 V o hmotnosti 0,09 Mʘ; a hnědý trpaslík s hmotností 18 MJ obíhá tuto dvojhvězdu po cirkumbinární dráze. Exoplaneta údajně nalezená v roce 2004 ve skutečnosti neexistuje.

K. Muzicová aj. odhadli na základě přehlídky substelárních objektů v blízkých mladých hvězdokupách, že v Galaxii bude nejspíš až 100 mil. hnědých trpaslíků. T. Dupuy a M. Liu pozorovali pomocí HST, Keckova 10m teleskopu a 3,6m teleskopu CFHT celkem 31 binárních soustav tvořeným vždy málo hmotnou hvězdou a hnědým trpaslíkem. Podvojnost umožnila změřit hmotnosti hnědých trpaslíků a autoři tak ukázali, že minimální hmotnost pro hvězdy přesahuje 70 MJ. To je zároveň horní mez hmotnosti pro hnědé trpaslíky.

M. Kuchner je iniciátorem projektu hledání planet a hnědých trpaslíků za pomocí dobrovolníků (program Zoouniverse). Díky datům z družice WISE, která pracuje v blízkém infračerveném pásmu vlnových délek a navazujících přehlídek NEOWISE a WISEA se tak podařilo za pomocí tisíců dobrovolníků objevit ve vzdálenosti 34 pc od Slunce hnědého trpaslíka J1101+5400 o infračervené jasnosti 15,4 mag a spektrální třídy T5.5, jenž jeví celkový vlastní pohyb tempem 0,7˝/r. Podle S. Leggetta aj je družice WISE neobyčejně vhodným nástrojem pro hledání hnědých trpaslíků sp. tříd T a Y. Ideální je kombinace údajů z pozemních teleskopů VLT ESO a Gemini s kosmickými aparáty také na HST a SST. Autorům se tak podařilo nalézt 11 hnědých trpaslíků pozdních tříd T a 9 trpaslíků třídy Y. Hnědí trpaslíci raných tříd Y mají efektivní teploty až 450 K, kdežto nejnižší teploty pro pozdní třídy Y klesají ke 250 K. V blízkém (<20 pc) okolí Slunce se podařilo najít hnědé trpaslíky třídy Y o hmotnostech 1,5÷8 MJ a stáří 0,3÷6 Gr. Jejich metalicita se shoduje s metalicitou Slunce. Autoři odhadují, že hnědí trpaslíci třídy Y budou mít hmotnosti v rozsahu 3÷20MJ a jejich stáří zůstane v mezích 0,8÷8,5 Gr.

2.3. Hvězdy

2.3.1. Teorie

Zastoupení jednotlivých izotopů uhlíku, dusíku a kyslíku na povrchu hvězd je závislé na vlastnostech cyklu CNO v jejich nitrech. Po turbulentním promíchání jaderné látky s materiálem pláště hvězdy jsou spektroskopická měření jednou z mála informací, která nám může něco říci o historii konkrétní hvězdy. V případě asymptotické větve obrů v diagramu H-R však panuje dlouhodobá neshoda mezi teoretickými předpověďmi složení atmosfér a spektroskopickými daty tzv. uhlíkových hvězd. C. Abia aj. se pokusili najít odpověď alespoň pro izotopy kyslíku. Pořídili spektra vzorku galaktických hvězd v pásmu K, přičemž hvězdy vybrali tak, aby měly všechny přibližně stejnou metalicitu (tedy zastoupení prvků těžších než He). Pro tyto hvězdy vypočítali syntetická spektra v lokální termodynamické rovnováze se započtením vlivu promíchání hvězdné látky. Pro hvězdy v rozmezí hmotností 1,5÷3 M⊙ je poměr 16O/17O/18O v dobré shodě s pozorovanými spektry. Tak se však ve vzorku nacházejí hvězdy, pro něž je možné získat dobré syntetické spektrum kyslíku pomocí přidání jednoho nebo několika dalších promíchání materiálu z nitra, ovšem za cenu nesouhlasících spekter uhlíku a dusíku. Navíc hvězdy uhlíkové hvězdy typu J mající ve spektru velmi silné pásy nuklidů C2 a CN mají naproti tomu nižší zastoupení 16O a 17O než odpovídá normálním uhlíkovým hvězdám – proč, to nevíme.

Chemicky podivné hvězdy typu Am, tzv. metalické, se vyznačují výraznými spektrálními čarami železa, stroncia a dalších kovů, zatímco čáry hélia, vápníku a dalších typických prvků hvězdných atmosfér jsou slabé či zcela chybí. Již v 70. letech 20. stol. byl navržen mechanismus, který takové spektrum může způsobovat – pokud je zářivá zóna atmosféry v dostatečné hloubce od povrchu hvězdy, tlak záření v určitých vlnových délkách může vynášet konkrétní prvky nahoru, zatímco ostatní naopak klesají dolů. H. Abt publikoval práci, v níž analyzoval vývoj hvězd Am a také závislost jejich spektra na rotační rychlosti hvězdy – zmíněný mechanismus totiž může fungovat jen u hvězd, které rotují dostatečně pomalu, přičemž pomalá rotace je obvyklá u hvězd s akrečním diskem nebo u vázaných složek dvojhvězd. Autor vyvrátil hypotézu, že hvězdy typu ρ Pup (pravidelně pulsující, podskupina typu δ Sct) jsou vývojovými následníky Am hvězd, neboť je jich příliš málo. Naopak z jeho analýzy vyplývá, že hvězdy Am (a s nimi také hvězdy spektrálních typů A4÷F2 V) se postupně vyvinou v normální hvězdy typu A7÷F9 IV a později v pozdní typy F2÷F9 III s normálním zastoupením prvků v atmosféře.

Určování parametrů zákrytových dvojhvězd, exoplanet obíhajících mateřské hvězdy a fyzické parametry osamocených hvězd – to vše je závislé mj. na znalosti okrajového ztemnění hvězdného kotoučku. V současnosti se nejvíce používá jednoduchý lineární nebo dvouparametrický popis okrajového ztemnění, obvykle vypočtený na základě prostého geometrického modelu. Pro nadcházející vesmírné mise jako je TESS (Transiting Exoplanet SurveySatellite) či JWST (James WebbSpaceTelescope) však bude nutné připravit propočty okrajového ztemnění s vyšší přesností. H. Neilson aj. použili sférické zobecnění rovinného modelu hvězdné atmosféry ATLAS k výpočtům okrajových ztemnění pro hvězdy, u nichž je skutečné okrajové ztemnění známé empiricky v různých vlnových délkách, a porovnali tyto výpočty s jednoduchými současnými modely. Ukázalo se, že stávající jednoduché modely vytvářejí systematické chyby v řádu 50÷100 ppm (počet částic v milionu, parts per million), na začátku či konci zákrytu dokonce až 300 ppm. G. Morello aj. zveřejnili nový čtyřparametrický model okrajového ztemnění, který by měl pro budoucí data z JWST umožnit přesnost měření jasnosti až do řádu ~10 ppm. Model je podle autorů vhodný zejména pro chladné hvězdy. Konečně A. Claret publikoval nové tabulky okrajových ztemnění na základě modifikovaných modelů ATLAS a PHOENIX pro 19 hvězdných metalicit v rozmezí 10–5÷101 metalicity Slunce, log g v rozsahu 0÷6,0 a povrchové teploty mezi 1 500÷50 000 K.

2.3.2. Prahvězdy, kolébky hvězd

Ch. Brinch aj. pomocí kombinace dat z mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeterArray; Chajnantor, Chile) a archivních měření VLA (Very Large Array, Nové Mexiko, USA) objevili bizarní protoplanetární disky u dvojhvězdného prahvězdného systému IRS 43. Každá složka dvojhvězdy má svůj disk a třetí, největší se nachází kolem společného těžiště. Neuvěřitelné je prostorové uspořádání disků – rovina každého z nich je skloněna vůči zbývajícím dvěma, a to o více než o 60°. Jednotlivé složky dvojhvězdy se od sebe nacházejí (74 ± 4) au, jsou staré zhruba 100 000 let a stále ještě rostou a v jejich nitrech nedošlo k zažehnuté termonukleárních reakcí. Divoké prostorové uspořádání je možná důsledkem existence třetího tělesa, které ze systému uniklo a zanechalo za sebou chaos; nebo je možné, že jde o důsledek původního chaotického uspořádání této části hvězdné porodnice kolem ρ Oph. Další vývoj záleží na rychlosti akumulace látky prahvězdami – pokud nerozfouknou plyn ze svých disků během následujícího asi milionu let, roviny disků se pravděpodobně srovnají.

T. Stolker aj. pomocí spektrografu SPHERE na VLT (Very LargeTelescope, Cerro Paranal, Chile) objevili kolem prahvězdy HD 135344B spirální ramena v prachovém disku, která jsou způsobena buď jednou hmotnou nebo dvěma méně hmotnými vznikajícími exoplanetami. Přístroj SPHERE v podstatě pozoruje odrazy světla na prachových zrnech a nevidí nejvnitřnější část disku – vidí však mj. tmavé pruhy na spirální struktuře disku, které mohou být ve skutečnosti stíny, způsobené vnitřním diskem, který je nakloněn pod úhlem asi 18° vůči rovině disku vnějšího.

K. Luhman aj. pomocí kamery WFC3 (WideFieldCamera 3) na palubě HST pořídili astrometrii hvězd v hvězdokupě v Orionu. Při porovnání poloh objektů proti archivním datům kamery NICMOS (NearInfraredCamera and Multi-ObjectSpectrometer, také HST) z r. 1998 objevili velmi rychle se pohybující prahvězdu x, jejíž vlastní pohyb činí 29 mas/r (mas je tisícina obloukové vteřiny), tedy 55 km/s! Dřívější pozorování hvězdokupy v rádiovém oboru odhalila jiné dva rychle se pohybující objekty – tzv. zdroj I a Becklinův-Neugebauerův objekt. Autoři navrhují, že zdroj I, objekt B-N a prahvězda x byly složkami vícenásobného systému, který se dynamicky rozpadl před asi 540 roky v místě zvaném Kleinmannova-Lowova mlhovina. Hmotnost prahvězdy x činí asi 2÷3 M⊙, objektu B-N přibližně 20 M⊙ – patrně jde o prahvězdu vzniklou splynutím dvou složek – a zdroj I má odhadovanou hmotnost asi 7 M⊙. Radioastronomická měření před časem také odhalila další rychlý objekt n, u něhož však autoři změřili výrazně nižší vlastní pohyb, a podle nich nejde o čtvrtou složku původního systému.

G. Beccari aj. zaměřili kameru OmegaCAM na 2,6m přehlídkovém dalekohledu VST, jenž je součástí observatoře VLT na Cerro Paranal, na mlhovinu a hvězdokupu v Orionu. Přesná fotometrie mnoha hvězd najednou odhalila, že v diagramu H-R existují tři jasně rozlišené skupiny prahvězd. Všechny tři jsou koncentrované kolem středu hvězdokupy. Autoři nabízejí dvě vysvětlení: buď jde o nerozlišené dvojhvězdy s exotickým rozložením hmotností, nebo jde o tři hvězdné populace různého stáří. Spektroskopie provedená na vybraném vzorku podporuje druhou možnost – to znamená, že v krátkém čase necelých 3 milionů let po sobě vznikly tři generace hvězd. Vznik nových hvězd v hvězdokupách tedy možná neprobíhá postupně, ale nárazově v mnohem kratší době, než jsme si dosud mysleli.

R. Maiolino aj. spektroskopicky potvrdili tvorbu nových hvězd ve výronu galaktického molekulárního oblaku u galaxie s červeným posuvem z = 0,0448, tedy přibližně 200 Mpc od nás. Že galaktické výrony plynu mohou být vhodným prostředím pro vznik hvězd, se už nějakou dobu spekulovalo, ale důkaz zatím chyběl – častou námitkou bylo, že výrony se obvykle pohybují vysokou rychlostí a rozepnou se v prázdném prostoru rychleji, než se v nich stihnou zformovat hvězdy. Autoři odvozují rychlost tvorby hvězd na ≥ 15 M⊙/r, což představuje významný příspěvek ke kulové složce galaxie. Navíc je tímto způsobem možné dobře vysvětlit velkýpočet hvězd s vysokou rychlostí (HVS, high-velocitystars), z nichž některé postupem času získají rychlost vyšší než únikovou.

Orion B je obří molekulární oblak mezihvězdného plynu, který mj. obsahuje známou mlhovinu Koňská hlava. Tři týmy na něj zaměřily svou pozornost v rámci projektu OutstandingRadio-Imagingof Orion B. J. Pety aj. využili širokopásmový 30m radioteleskop IRAM (Sierra Nevada, Španělsko) a pořídili podrobné mapy oblasti Orion B. Následně přiřadili jednotlivé emisní čáry konkrétním molekulám vodíku, oxidu uhelnatého, kyanovodíku či sulfidu uhelnatého. Rozložení molekul není pravidelné, oblast tedy vypadá v čarách každé molekuly jinak – toho autoři využili, aby sestrojili trojrozměrný model celé oblasti. Mimo jíné zjistili, že excitované molekuly CO se nacházejí prakticky v celém oblaku, ne jen v blízkosti mladých hvězd, které své okolí ozařují silným UV zářením – přítomnost excitovaného CO tak nemusí korelovat s přítomností vodíku, jak se často předpokládá. J. Orkisz aj. využili pořízenou mapu 13CO ke statistickému zpracování pohybů jednotlivých částí oblaku. Ukázalo se, že ve většině objemu oblaku jsou pohyby turbulentní a víceméně tečné ke směru od středu; jen v okolí známých oblastí tvorby hvězd se plyn stlačuje – stlačování či rozpínání plynu tedy zcela koreluje se vznikem nových hvězd nebo jeho absencí. P. Gratier aj. zpracovali dostupná data a vytvořili umělou mapu oblasti s vypočtenou hustotou, sloupcovou hustotou a mírou osvětlení UV zářením. Tato technika umožňuje odhalit oblasti tvorby nových hvězd i v případě, že samotná hvězdná porodnice je skrytá za zcela neprůhlednou látkou.

C.–F. Lee aj. s využitím mikrovlnné observatoře ALMA pozorovali protostelární disk v těsném okolí Herbigova–Harova objektu HH 212, který se nachází ve vzdálenosti asi 400 pc také v souhvězdí Orionu a jeho stáří se odhaduje na pouhých 40 000 let. Prachový disk je zčásti ponořen v rozsáhlé kolabující obálce cirkumstelární látky, která je rotačně zploštělá. Vnější poloměr disku je asi 60 au; ALMA je schopna dosledovat jeho vnitřek až do vzdálenosti zhruba 16 au. Kromě prachu a plynu z obálky se v okolí nachází celá řada složitých organických molekul (např. methanol, deuterovaný methanol, methylmerkaptan a formamid) v oblaku, sahajícím až do vzdálenosti zhruba 40 au od centrálního objektu. Podle autorů pocházejí organické molekuly pravděpodobněji z prachového disku než z prahvězdné obálky.

L. Pagani aj. zamířili observatoř ALMA na centrální oblast již zmiňované Kleinmannovy-Lowovy mlhoviny (v literatuře často zkracované jako Orion-KL). Potvrdili zde celou řadu složitých organických molekul (propylkyanid, glykolaldehyd, kyselinu octovou, ethylenglykol atd.), ale především se jim podařilo změřit radiální rychlosti v různých částech mlhoviny. Nejhustší a nejteplejší centrální oblast obsahuje látku, která se pohybuje rychlostmi až –7 a +19 km/s vůči nám. Autoři odhadují, že se jedná o materiál, který se od sebe rozletěl po výbuchu, k němuž došlo zhruba před 500 roky. Zajímavé je, že oblast tzv. kompaktního hřbetu má radiální rychlost jen asi 1 km/s – patrně je tato část mlhoviny o nějakých 10 000 au blíž k nám nebo naopak dál od nás než centrální oblast a výbuch a rozpínání látky je zatím neovlivnily.

J.  Rizzo aj. nastavili 34m radioteleskop observatoře Madrid DeepSpace Communications Complex (Robledo de Chavela, Španělsko) na Orion-KL. V pásmu 41,5÷50 GHz autoři pořídili rádiová spektra oblasti – ve spektrech se podařilo identifikovat rekombinační čáry vodíku, hélia a uhlíku i molekulární čáry, odpovídající 39 izotopologům 20 molekul; 18 čar zůstalo neidentifikovaných. Ve spektru převládá maserová emise SiO. Převážná většina detekovaných molekul pochází z chladných částí mlhoviny; pouze některé čáry patří molekulám (CH3CH2CN a CH2CHCN) z horké centrální oblasti.

G. Ortiz-Leónová aj. zveřejnili tři práce, zabývající se projektem GOBELINS (GOuld's BELt dIstances Survey), jehož cílem je změřit vlastní pohyby a trigonometrické paralaxy co největšího počtu hvězd, nacházejících se v tzv. Gouldově pásu – prstenci mladých hvězd s průměrem zhruba 920 pc, který se nachází v naší Galaxii, ale vůči rovině disku je skloněn o 16°–20°. Gouldův pás zahrnuje jasné hvězdy z mnoha souhvězdí, zejména na jižní obloze. V první práci autoři publikovali trigonometrické paralaxy 16 hvězdných systémů v souhvězdí Hadonoše získané pomocí měření radioobservatoře VLBA (Very Long Baseline Array) s přesností ~0,3 %. 12 z pozorovaných hvězdných systémů se nachází uvnitř temné mlhovině Lynds 1688, jejíž vzdálenost autoři odvozují na (147,3 ± 3,4) pc. Ve druhé práci autoři publikovali detekci 36 mladých hvězdných objektů, z nichž nejméně polovina je vícenásobných. Z měření také určili střední vzdálenosti některých hvězdokup a mlhovin: (388 ± 5) pc pro hvězdokupu v Orionu, (388 ± 10) pc pro NGC 2068, (428 ± 10) pc pro severní část mlhoviny L1641. Ve třetí práci autoři zveřejnili vzdálenosti 7 hvězd, nacházejících se v asociaci Had–Orel; jde o několik oblastí tvorby hvězd v souhvězdích Ocasu hada a Orla. Autoři zjistili, že vzdálenosti jednotlivých hvězd jsou navzájem podobné a střední vzdálenost odpovídá hodnotě (436 ± 9,2) pc – podle všeho tedy jednotlivé části komplexu včetně oblasti tvorby hvězd Westerhout 40 spolu skutečně fyzicky souvisejí.

2.3.3. Osamělé hvězdy

L. Gizon aj. v datech, pořízených sondou Kepler, zkoumali pulsující hvězdy astroseismologickými metodami. Objevili mj. hvězdu KIC 11145123, která patří mezi tzv. hybridní oscilátory – to znamená, že pulsuje jak ve „vysokých“ frekvencích 15÷25× za den, tak i v „nízkých“ frekvencích ≤ 5× za den. Hvězda je spektrálního typu A a končí svůj pobyt na hlavní posloupnosti. Data z Kepleru pokrývala období téměř 4 roků, což umožnilo studovat nepravidelnosti v oscilacích s velkou přesností. Autoři tak k vlastnímu překvapení zjistili, že KIC 11145123 je velmi kulatá – maximální odchylka rotačního zploštění činí jen (1,8 ± 0,6)×10–6, což v absolutních číslech (poloměr hvězdy je přibližně 2,24 R⊙) znamená (3 ±1) km. Hvězda se kolem své osy otočí jednou za zhruba 100 d, rovníkové vydutí by tedy mělo být přibližně trojnásobné. Autoři předpokládají, že s kulatostí hvězdy nějak souvisí její překvapivě slabé magnetické pole.

O Tabbyině hvězdě, KIC 8462852, jsme v tomto přehledu psali již vloni – Tabetha Boyajianová oznámila objev velmi podivných poklesů jasností, následovaný nejrůznějšími spekulacemi, co by takovou světelnou křivku mohlo způsobit. B. Schaefer na základě porovnání dlouhé řady archivních dat oznámil, že Tabbyina hvězda dlouhodobě ztrácí jasnost tempem zhruba 0,16 mag za století. M. Hippke aj. toto tvrzení napadli analýzou odchylek jasností pro velký počet stálých hvězd – Schaeferem udávaná hodnota poklesu má stejnou velikost jako střední chyba jasnosti v rozmezí let 1889–1990; proklamované pohasnutí tedy nemůže být bráno za prokázaný fakt. B. Montet a J. Simon si uvědomili, že data Kepleru jsou dostatečně přesná, aby pokles jasnosti hvězdy byl patrný i v průběhu 4 let primární mise sondy. Provedli tedy patřičnou analýzu a zjistili, že jasnost KIC 8462852 skutečně celé čtyři roky klesala – prvních 1 000 d zvolna, pak asi 200 d rychle a posledních 200 d opět jen velmi málo. Celkově ovšem Tabbyina hvězda ve sledovaném pohasla o asi 3,5 %, tedy mnohem více, než kdokoli předpokládal. Ať pohasnutí způsobilo cokoli, o hejno komet se jistě nejedná. V květnu 2017 došlo k dalšímu poklesu jasnosti o 2 %, po několika dnech se jasnost vrátila na předchozí hodnoty, aby zhruba o měsíc později znovu na několik dní poklesla o zhruba 1 %. Tyto poklesy již o rok dříve předpověděla sama T. Boyajianová aj.

L. Neslušan a J. Budaj nabídli alternativní hypotézu pozorovaných poklesů jasnosti KIC 8462852. Zkoumali, zda by bylo možné vysvětlit světelnou křivku pomocí prachových mračen, nacházejících se v okolí pevných těles na stejné dráze. Pomocí numerických simulací zjistili, že k vytvoření světelné křivky velice podobné té, kterou vykazuje Tabbyina hvězda, stačí pouhá čtyři tělesa, obklopená prachovými oblaky, a to dokonce i na podobných drahách, takže by mohlo jít o tělesa vzniklá rozpadem jednoho společného předchůdce. Autoři zdůrazňují, že i tento jednoduchý model, který nebere v potaz fyzikální vlastnosti prachových částic, interakce mračen mezi sebou a dynamické procesy v mračnech a na povrchu pevných těles, dokáže velmi dobře replikovat pozorovanou světelnou křivku. P. Foukal publikoval hypotézu, podle níž již zmiňovaná Tabbyina hvězda může být přímým původcem minimálně části poklesů jasnosti. Autor na základě numerických simulací přenosu záření v konvektivních hvězdách a skutečnosti, že konvektivní hvězdy vykazují silná magnetická pole, ukázal, že i malá porucha v přenosu tepla těsně pod fotosférou hvězdy může způsobit významný (~25 %) pokles jasnosti celé hvězdy. Taková porucha může vzniknout zcela přirozeným způsobem při fragmentaci silného magnetického pole. Samozřejmě zůstává ještě otázka, čím je Tabbyina hvězda výjimečná, že se takový mechanismus uplatňuje pouze u ní.

K. Ohnaka aj. využili dalekohledů VLT ESO v režimu interferometru (VLTI), tedy ve spojení čtyř hlavních zrcadel s pomocnými menšími zrcadly do virtuálního primárního zrcadla s průměrem 82 m. Detektorem AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) pořídili detailní obrázek povrchu červeného veleobra Antares (α Sco). Kromě snímku povrchu autoři získali také mapu radiálních rychlostí, na níž jsou patrné dvě obrovské turbulence v rozepnuté atmosféře hvězdy a také proudy chladnějšího plynu v okolí, ovšem v mnohem větších vzdálenostech, než je možné vysvětlit jako důsledek konvektivních pohybů, a s rychlostmi až 20 km/s.

M. Montargès aj. použili VLTI v poněkud jiné konfiguraci a přístrojem PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) proměřili Antares ve filtru H. Konvekce v rozepnuté atmosféře červeného veleobra se předpokládá jako příčina velké ztráty hvězdné látky v této závěrečné fázi. Konvektivní buňky, které známe ze Slunce, mají velikost v jednotkách procent úhlového průměru. Pomocí interferometrických dat však autoři na Antaru v jednotlivých měřeních identifikovali konvektivní buňky s velikostí 5÷45 % úhlového průměru hvězdy. Možná tedy takto rozsáhlá konvekce přeci jen stojí za pozorovanými turbulencemi mimo atmosféru červeného veleobra.

P. Petit aj. pět nocí po sobě sledovali na observatoři v Haute Provence Vegu (α Lyr), aby odhalili, jak se mění povrch této rychle rotující hvězdy spektrálního typu A0. Celkem pořídili 2 588 spekter, jimiž se podařilo pokrýt téměř celou fázi. Dopplerovským zobrazováním pak ze spekter zrekonstruovali tři „mapy“ povrchu pro tři natočení hvězdy vůči nám. Téměř celý povrch hvězd je pokryt světlými a tmavými skvrnami, z nichž většina se příliš nemění, ale ve větších vzdálenostech od rovníku se vzhled povrchu mění velmi rychle. Autoři odhadují, že to souvisí s magnetickým polem Vegy a také výraznou diferenciální rotací – pásy v nízkých a vysokých zeměpisných šířkách rotují rychle, zatímco ve středních šířkách relativně pomalu.

G. DallaVedova aj. využili již zmíněnou kombinaci VLTI/PIONIER a její historická pozorování okolí Achernaru (α Eri) – velmi rychle rotující hvězdy Be s rovníkovým poloměrem o 55 % větším než polárním. Ve skutečnosti se jedná o dvojhvězdu; hlavní složka má kolem sebe disk a nejspíš i polární výtrysky. Přítomnost disku je poněkud záhadná – kromě toho, že neznáme dobře mechanismus jeho vzniku, se zdá, že je velmi nedávného data: v letech 2011–2012 totiž po něm nebylo ani památky. V datech z r. 2014 již však prokazatelně existoval. Autoři analyzovali dostupná data a nabízejí vysvětlení v podobě přechodu hvězdy ze spektrálního typu B (bez disku) do spektrálního typu Be (s diskem). Tuto hypotézu podporuje fakt, že na začátku r. 2013 se objevila emise v čarách Hα v okolí hvězdy. Poslední interferometrická data z konce r. 2014 zachycují disk, rozkládající se ve vzdálenostech 1,7–2,3 rovníkového poloměru Achernaru.

E. O'Gorman aj. využili mikrovlnnou observatoř ALMA k pozorování dalšího červeného veleobra, Betelgeuse (α Ori). V pásmu 338 GHz se jim podařilo kotouček hvězdy zobrazit s úhlovou přesností 14 mas a jasně odlišit jednotlivé části atmosféry. Ukázalo se, že ve vzdálenosti 1,3 R* je teplota jen 2 760 K, zatímco „povrchová“ teplota fotosféry je 3 690 K. Jde o první přímý důkaz, že v atmosférách červených veleobrů dochází k teplotní inverzi. Emise záření není rovnoměrná, autoři na kotoučku hvězdy nalezli dvě místa s výrazným zjasněním o 5, resp. 3 %, a odhadují, že teplota je v těchto místech asi o 1 kK vyšší než v okolí. Jejich existenci přisuzují magnetické aktivitě, vyvolané konvekcí ve velkých rozměrech.

G. Harper využili data získaná observatoří ALMA pro zpřesnění paralaxy a vzdálenosti Betelgeuse od nás. Kombinace revidovaných dat z katalogu HIAD (Hipparcos Intermediate Astrometric Data), dat z VLA a nově získaných dat projektu e-MERLIN (enhanced Multi Element Remotely Linked Interferometer Network) a ALMA poskytuje hodnotu paralaxy (4,51 ± 0,80) mas, což odpovídá vzdálenosti 222+48–34 pc. Určit přesnou paralaxu Betelgeuse je však nesnadné, neboť její hodnota je malá v porovnání s průměrem hvězdného kotoučku, jenž činí 44 mas.

Objev terestrické exoplanety v okolí Proximy Centauri vzbudil velký zájem o studium potenciálně obyvatelného světa v optimálních podmínkách. I. Ribas aj. zpracovali maximum dostupných informací o mateřské hvězdě zejména s ohledem na radiační podmínky v jejím okolí. Autoři shromáždili dostupná data a zpracovali celkové spektrální rozložení vyzařované energie v rozsahu vlnových délek 0,7÷30 000 nm. Celková zářivá energie, dopadající na atmosféru planety, představuje (877 ± 44) W/m2 při celkovém výrazném posunu do červené oblasti, ovšem v UV záření jde o 0,293 W/m2, tedy 60× vyšší hodnotu než u Země. Autoři také zpřesnili fyzické parametry hvězdy: hmotnost je (0,120 ± 0,003) M⊙, poloměr (0,146 ± 0,007) R⊙, povrchová teplota (2980 ± 80) K a zářivý výkon (0,00151 ± 0,00008) L⊙. Dále se ukázalo, že v oblasti vlnových délek 3÷30 μm nastává 20% zvýšení toku záření, které autoři přičítají přítomnosti teplého prachu v okolí Proximy.

Y. Pavlenko aj. se zaměřili na strukturu atmosféry Proximy Cen a na základě optických spekter v různých fázích aktivity vypočetli syntetická spektra pomocí modelu PHOENIX pro povrchovou teplotu 2 900 K. Optická a blízká IR část spektra dobře odpovídá skutečnosti, pro UV oblast spektra je nutné k jednoduchému modelu připočítat další složky. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě silné chromosféry, v níž vznikají emisní čáry některých kovů, dále existenci aktivních oblastí sahajících nad chromosféru a konečně horkého hvězdného větru s typickou rychlostí 30 km/s.

M. MacGregorová aj. využili mikrovlnnou observatoř ALMA k dalším pozorováním blízkého okolí Fomalhautu (α PsA). ALMA již několikrát tuto hvězdu zkoumala, ale až nyní se podařilo realizovat kompletní přehlídku v pásmu 223 GHz, z níž vzešla detailní mapa celého vnějšího prachového disku. Vnitřní okraj disku je ostře ohraničen poloměrem (136,3 ± 0,9) au, ovšem jeho těžiště je asi o 15 au posunuto mimo Fomalhaut. Tloušťka disku je menší, než se předpokládalo: pouze (13,5 ± 1,8) au; stáří odhadli na 440 Mr. V použitém vlnovém rozsahu nejsou v disku patrné žádné struktury s rozměrem ≥10 au.

Stejná data využili L. Matrà aj. k pátrání po molekulách oxidu uhelnatého kometárního původu. Přítomnost tohoto plynu v okolí prachového disku naznačuje, že pochází z materiálu v disku. Zajímavé mj. je, že plyn je na rozdíl od prachu kolem hvězdy rozložen symetricky. Autoři odhadují hmotnost CO v okolí hvězdy na (0,65÷42)×10–7 MZ a celkový podíl hmotnosti CO a CO2 v kometárním materiálu na 4,6÷76 %, což je v souladu s hodnotami ve Sluneční soustavě a naznačuje, že se jedná o vlastnost společného mezihvězdného prostředí.

2.3.4. Dvojhvězdy

P. Zasche aj. zkoumali podivnou zákrytovou proměnnou OGLE-SMC-ECL-0277. Jak název napovídá, její objev pochází z přehlídky OGLE (OpticalGravitationalLensing Experiment) a nachází se v Malém Magellanově oblaku (SMC), v němž patří k nejjasnějším zákrytovým proměnným vůbec. Světelná křivka je velmi dobře pokrytá daty z fází II, III a IV přehlídky OGLE, jasnosti hvězdy byly též zachyceny v katalogu MACHO (MAssive Compact Halo Objects) a autoři doplnili vlastní nová data z 1,54m dánského teleskopu na observatoři ESO (La Silla, Chile). Přes základní periodu 60,37 d se překládá variabilita s periodou přibližně 1 500 d. Autoři vyzkoušeli několik možných hypotéz – změnu sklonu dráhy způsobená třetím tělesem, vznik a vývoj skvrn v atmosféře a pulsace jedné nebo obou složek plus kombinaci všech tří mechanismů; žádná varianta však nedokáže uspokojivě reprodukovat pozorovanou světelnou křivku. Autoři upozorňují, že ve skutečnosti nemáme dobrou spektroskopickou znalost systému a je možné, že pulsace hvězd „přepínají“ dvojhvězdu mezi odděleným, polodotykovým a dotykovým režimem – v tom případě by šlo o jedinečný systém, nepodobný jinému známému.

M. Wolf aj. zveřejnili dílčí výsledky dlouhodobého studia vývoje zákrytových proměnných. U tří systémů – V974 Cyg, RU Mon a V456 Oph – objevili periodické změny v časech minima. Kromě relativistické složky, zodpovědné za stáčení přímky apsid, se ve všech třech případech velmi pravděpodobně uplatňuje vliv třetího tělesa v systému. Relativistické stáčení je s hodnotou zhruba 30 % významné u V974 Cyg, u zbylých dvou přispívá jen několika procenty. Stáčení přímky apsid má periody 1 470 r, resp. 361 r, resp. 22,6 r (což je mimochodem 5. nejnižší známá hodnota), předpokládaná třetí tělesa mají oběžné doby 30,6 r, resp. 59,8 r, resp. 7,4 r a jejich minimální hmotnosti jsou 0,40 M⊙, resp. 1,6 M⊙, resp. 0,27 M⊙.

D. Skowron aj. analyzovali světelnou i křivku radiálních rychlostí zákrytové proměnné OGLE-LMC-ECL-09937, která sestává z horké a hmotné hvězdy pozdního spektrálního typu O a vyvinutější, avšak méně hmotného a svítivého sekundáru, což naznačuje, že systém prošel fází přenosu látky mezi složkami. Autoři odvodili hmotnost složek na (21,04 ± 0,34) M⊙, resp. (7,61 ± 0,09) M⊙ a poloměry na (9,93 ± 0,06) R⊙, resp. (9,18 ± 0,04) R⊙. Systém je tedy nejhmotnější známou dvojhvězdou typu Algol, navíc s hmotností a velikostí složek určenou s přesností ≤ 2 %.

P. Kervella aj. použili optickou interferometrii s využitím přístroje PIONIER na VLTI k určení poloměrů a parametrů okrajových ztemnění pro obě složky α Cen. Obě hvězdy jsou podobné Slunci – α Cen A má spektrální typ G2V, α Cen B typ K1V. Autoři použili měření v blízkém-IR filtru H a získali hodnoty poloměrů (1,2234 ± 0,0053) R⊙ pro složku A a (0,8632 ± 0,0037) R⊙ pro složku B. Získané experimentální koeficienty okrajového ztemnění podle autorů zcela nesouhlasí s modelovými výpočty, což teoretikům poskytuje vynikající příležitost ke zlepšení výpočtů (podobná situace ostatně panuje i v případě Slunce).

P. Kervella aj. a α Cen ještě jednou: autoři zpracovali křivky radiálních rychlostí obou složek dvojhvězdy a jejich fyzické parametry, určené optickou interferometrií. Jejich analýza potvrzuje, že Proxima Cen je s vysokým stupněm jistoty gravitačně vázaná k centrální dvojhvězdě. Její doba oběhu kolem centra je asi 550 000 r, excentricita dráhy je 0,5+0,08–0,09 a vzdálenost v pericentru je zhruba 4,3 kau. V současnosti se Proxima nachází blízko apocentra, tedy zároveň nejblíže k nám.

Hvězdy s hmotností ≤ ¼ M⊙ jsou nejpočetnější skupinou hvězd ve vesmíru, ale o jejich vývoji ve dvojhvězdách mnoho nevíme, neboť se kvůli nízké jasnosti špatně hledají. Proto vznikl projekt EBLM (Eclipsing Binaries with Low Mass), který cíleně takové dvojhvězdy vyhledává. A. von Boetticher aj. zveřejnili objev zákrytové proměnné EBLM J0555-57 v katalogu WASP (Wide Angle Search for Planets) a následně pořízené spektroskopii i fotometrii na robotickém 1,2m dalekohledu Leonharda Eulera na observatoři ESO. Systém má mírně excentrickou dráhu s oběžnou dobou zhruba 7,8 d. Primár je hvězda srovnatelná se Sluncem, sekundár má hmotnost (85 ± 4) MJ a poloměr 0,84+0,14–0,04 RJ, tedy srovnatelný se Saturnem (!) – jde tedy o objekt s nejvyšší známou hustotou, který zároveň není degenerovaným hvězdným pozůstatkem.

H. Bond aj. analyzovali veškerá dostupná data obou složek Siria (α CMa). Sirius je 7. nejbližší hvězda, primární složka typu A1V je nejjasnější hvězdou na obloze, kolem níž každých 50,13 r oběhne sekundár, který představuje nám nejbližšího bílého trpaslíka. Autoři využili fotometrická data z HST, pokrývající téměř 20 r pozorování, stejně jako dalších asi 2 300 historických měření datovaných až do 19. století. Na základě těchto dat určili hmotnosti obou složek na (2,063 ± 0,023) M⊙, resp. (1,018 ± 0,011) M⊙. Přesná astrometrie z HST vylučuje přítomnost dalšího tělesa kolem u kterékoli složky až do s hmotností ≥ 15÷25 MJ. Autoři dále odhadli teplotní stáří bílého trpaslíka na zhruba 126 Mr, jeho celkové stáří na (228 ± 10) Mr a vývojové stáří primáru, odvozené z hmotnosti a odhadu metalicity, na 237÷247 Mr.

J. Lubin aj. oznámili objev trpasličí dvojhvězdy KELT J041621-620046 ve vzdálenosti zhruba 39 pc od nás; proměnná byla poprvé nalezena v přehlídce Kilodegree Extremely Little Telescope. Systém má oběžnou dobu 1,11 d a sestává ze dvou složek spektrálního typu M s hmotnostmi 0,447+0,052–0,047 M⊙, resp. 0,399+0.046–0,042 M⊙ a poloměry 0,540+0,034–0,032 R⊙, resp. (0,453 ± 0,017) R⊙. Každá složka je o 17÷28 % větší a o 4÷10 % chladnější, než by odpovídalo standardnímu vývojovému modelu – autoři upozorňují, že vzhledem k pozorovanému silnému záření v čáře H-α značícímu silnou chromosférickou aktivitu je rozumné předpokládat, že za nesouhlasem získaných dat s modely stojí silná magnetická pole, která ovlivňují vývoj obou složek.

Dvojhvězdy obecně poměrně často procházejí obdobím přímé interakce, která ústí ve významnou ztrátu látky, energie a momentu hybnosti. V poslední době vzbudily zájem o tuto fázi obíhajících se objektů zejména přímo detekované gravitační vlny, ve skutečnosti o průběhu fáze těsně před srážkou mnoho nevíme. V případě dvojhvězd je situace složitější o to, že jediným dosud pozorovaným jevem tohoto druhu bylo vzplanutí V1309 Sco (Nova Scorpii 2008). O. Pejcha aj. ukázali, že únik hvězdné látky ze systému přes Lagrangeův bod L2 umožňuje velmi dobře vysvětlit jak pozorovanou světelnou křivku, tak změny světelné křivky v několika posledních tisíci obězích složek kolem sebe. Během „spirály smrti“ dvojhvězda ztratila přibližně stejné množství – zhruba 0,05 M⊙ – jako při finální srážce obou složek. Autoři upozorňují, že podobný průběh světelné křivky u různých přechodných zjasnění naznačuje, že jimi navržený proces je univerzální pro přímé interakce různých objektů.

Výrazným zkrácením periody V1309 Sco těsně před vzplanutím se inspirovali i P. Pietrukowicz aj., kteří propátrali archiv experimentu OGLE a hledali systémy, jejichž perioda se výrazně mění. V celkovém počtu 22 500 zkoumaných zákrytových proměnných v rozmezí let 1992–2015 (byť ne zcela souvislé pokrytém) objevili 56 systémů s klesající periodou, 52 systémy s rostoucí periodou a 35 systémů, jejichž perioda se cyklicky mění. Nejrychlejší zkracování periody s hodnotou –1,943×10–4 d/r autoři objevili u odděleného systému OGLE-BLG-ECL-139622 s periodou 2,82 d. Všechny ostatní systémy se zkracující se periodou jsou kontaktní dvojhvězdy a v jejich případě se s největší pravděpodobností jedná o přítomnost třetího tělesa v systému a/nebo o skvrny ve fotosféře jednotlivých hvězd.

Hvězdy s hmotností ≥ 8 M⊙ se často vyskytují v dvojhvězdách, což zrychluje jejich beztak rychlý vývoj. Takové systémy obohacují okolní vesmír těžkými prvky při explozích v závěrečných fázích života jednotlivých složek a dávají vzniknout černým dvojdírám. H. Sana aj. analyzovali vzorek 11 hmotných hvězd v oblasti tvorby hvězd v mlhovině Omega v M17 (Sgr). Autoři zkoumali rozptyl radiálních rychlostí těchto hvězd a přišli s nezávislou podporou hypotézy, že hmotné hvězdy v násobných systémech se rodí na poměrně vzdálených drahách s většími hodnotami oběžné periody. Populace starších hmotných dvojhvězd nebo vícenásobných systémů však obsahuje značnou část krátkoperiodických systémů. Autoři nabízejí dvě možná vysvětlení: buď se složky dvojhvězdy brzdí třením o plyn, prach a malá tělesa ve svém okolí a tím se k sobě přibližují, nebo je ke zkracování oběžných period nutí poruchy drah způsobené třetím tělesem v systému. Vzorek dat z M17 je příliš malý, autoři proto upozorňují, že závěry zatím nelze přeceňovat.

E. Petigura aj. zveřejnili základní parametry katalogu CKS (California-Kepler Survey), který je založen na datech hvězd, u nichž sonda Kepler nalezla alespoň jednu exoplanetu. Autoři zpracovali spektra s vysokým rozlišením z přístroje HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer) z Keckova teleskopu (Mauna Kea, Havaj) a rozšířili katalog o další, zejména slabší hvězdy, u nichž byly také objeveny exoplanety. Celkem katalog obsahuje přesné hodnoty povrchové teploty, gravitační konstanty, metalicity a radiální rychlosti pro 1 305 hvězd, kolem nichž obíhá ≥ 2 075 exoplanet. J. A. Johnson aj. pro takto definované hvězdy dopočítali modely hvězdných niter, aby mohli odhadnout jejich hmotnosti, poloměry a stáří. Takto určené hodnoty autoři porovnali s dostupnými astroseismologickými pracemi a daty, pořízenými astrometrickou družicí Gaia. Nakonec ještě doplnili katalog o přepočtené poloměry zmíněných exoplanet a úroveň osvitu, které na svých drahách od mateřských dostávají. Konečně B. Fulton aj. doplnili takto naplněný katalog o analýzu zastoupení velikosti blízkých exoplanet ve vzorku CKS – „blízkých“ znamená s oběžnou dobou ≤ 100 d. Z analýzy plyne, že planety se dělí do dvou skupin podle poloměru R < 1,5 RZ a R ≥ 2 RZ, přičemž mezera mezi 1,5÷2 RZ podporuje hypotézu, že planety menší než Neptun mají kamenné jádro o poloměru ≤ 1,5 RZ a různé množství řídkého plynu, jehož hmotnost není podstatná.

2.3.5. Proměnné hvězdy

Korejští královští astronomové nám dochovali svědectví, že 11. března 1437 vybuchla v souhvězdí Štíra nova, po dva týdny viditelná pouhým okem. Obálka, která zbyla po výbuchu, po staletí skrývala původce vzplanutí. M. Shara aj. využili spolupráce dalekohledů SALT (Southern African Large Telescope) v Jižní Africe a Swope a Dupont v Chile (Las Campanas) k pátrání po pozůstatku po nově. Nebyli úspěšní, dokud nevyužili také historická data – na fotografických deskách z r. 1923 z Peru, digitalizovaných v rámci projektu DASCH (Digitizing and Sky Century at Harvard), se jim podařilo nalézt slabou červenou hvězdu. Rekonstrukcí vlastního pohybu necelých šest století do minulosti konečně nalezli dlouho hledanou novu 1437 přesně uprostřed vytvořené mlhoviny. Při zpracování dalších historických desek z r. 1940 se ukázalo, že hvězda se dlouhodobě projevuje jako trpasličí nova. Autoři tedy předkládají hypotézu, že novy a trpasličí novy jsou ve skutečnosti různé fáze stejného původu – pokud je přísun hvězdného materiálu na bílého trpaslíka pomalý, objekt se projevuje jako trpasličí nova občasnými zjasněními; jakmile je přísun rychlý a látky se na povrchu bílého trpaslíka nasbírá dost, hvězda vzplane jako nova. Tyto fáze se patrně víceméně pravidelně střídají; my je ovšem zatím nepozorujeme dost dlouho, abychom to mohli jednoznačně potvrdit. Totéž nejspíš platí i o kvazinovách a rekurentních novách.

D. Minniti aj. oznámili objev velkého přechodného zjasnění v blízkém IR oboru spektra v přehlídce VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) z observatoře ESO. Objekt VVV-WIT-06 zjasnil v červenci 2013 o ≥ 10,5 mag ve filtru K a až do r. 2017 postupně slábl. Spektroskopická pozorování odhalila pohyb látky rychlostí až 3 000 km/s. Zjasnění se neprojevilo v optickém oboru kvůli velmi silné mezihvězdné absorpci. Autoři nabízejí tři možná vysvětlení: buď šlo o supernovu I typu (pak by byla nejbližší za posledních 400 let), nebo o neobvykle silnou novu, nebo o splynutí dvou hvězdných objektů. V každém případě si VVV-WIT-06 zasluhuje další pozornost.

Dvojhvězda AG Peg byla známa jako symbiotická nova (tedy nepravidelná eruptivní proměnná s pomalým náběhem zjasnění), která naposledy vzplanula kolem r. 1850 a po 165 letech vybuchla znovu. A. Skopal aj. publikovali první analýzu pozorování, z níž plyne, že bílý trpaslík rozfoukl nashromážděnou látku rychlostí několika 10–6 M⊙/r. Teplota rázové vlny dosahovala 1,5÷2,3×105 K a zažehla ve vodíkovém disku kolem bílého trpaslíka nukleární reakce.

L.  Molnar aj. publikovali zpřesněnou předpověď výbuchu novy KIC 9832227. Autoři vycházejí z podobnosti vývoje předchůdce novy V1309 Sco – prozkoumali potenciální kandidáty na vzplanutí novy a odhadli, že se takových pozorovatelných dvojhvězd v Galaxii nachází 1÷10. KIC 9832227 je v centru jejich zájmu již delší dobu – již před dvěma roky upozornili na možnost, že jde o předchůdce novy. Zkracování oběžné periody (aktuální hodnota je asi 0,458 d) se zrychluje a nyní autoři zpřesnili odhad vzplanutí novy na březen 2022. Spektroskopický průzkum odhalil třetí těleso v systému s oběžnou dobou zhruba 590 d a hmotností ≥ 0,11 M⊙. Žádné další těleso se ze spektroskopie najít nepodařilo.

R. Rukeya aj. spočítali numerické simulace výnosů hmotnosti 7Li v odhozených obálkách nov. Na základě hmotností, rychlosti akrece hvězdné látky na povrch a chemického složení povrchu bílých trpaslíků vytvořili 79 modelů, pro něž vypočetli množství lithia, které každá nova rozhodí do okolí. Porovnáním s pozorovanými daty pro novu V1369 Cen autoři ověřili, že jejich výpočty odpovídají skutečným hodnotám. Pro předpokládané zastoupení nov v Galaxii pak odhadli, že množství 7Li, kterým novy obohatí mezihvězdné prostředí, je zhruba 10–9 M⊙/r. Z této hodnoty plyne, že asi 10 % všeho 7Li v Galaxii pochází z nov, což je překvapivě hodně zejména ve srovnání s hvězdami asymptotické větve obrů, které byly dosud považovány za největší producenty tohoto lithia.

Rekurentní nova M31N 2008-12a prodělává pravidelná roční vzplanutí. M. Darnley aj. zpracovali data z WFC3 z HST pro vzplanutí z r. 2015 spolu s historickými daty HST pro předcházející klidná období a data z Keckova dalekohledu pro vzplanutí z r. 2014. Pohasnutí novy je v posledních letech velice rychlé, což naznačuje, že akreční disk kolem bílého trpaslíka jednotlivá vzplanutí bez úhony přežije. Navíc podle autorů bílý trpaslík získává látku svého průvodce vysokým tempem 10–6 M⊙/r, nárazově dokonce až 10–5 M⊙/r, což se neobejde bez odnosu látky z akrečního disku hvězdným větrem a polárními výtrysky. Autoři odhadli parametry průvodce bílého trpaslíka: zářivý výkon 103+12–11 L⊙, poloměr 14,14+0,46–0.47 R⊙ a povrchová teplota (4890 ± 110) K. Autoři předpovídají, že bílý trpaslík dosáhne Chandrasekharova limitu v době ≤ 20 kr.

Magnetické pole ve hvězdách podle našich představ vzniká v důsledku diferenciální rotace jednotlivých pásů na rozhraní zářivé a konvektivní zóny a jednou za čas pohyby plazmatu donutí magnetické pole k překlopení. Málo hmotné hvězdy, které zářivou zónu vůbec nemají, by takový „sluneční“ cyklus neměly projevovat. B. Wargelin aj. však na základě dřívějších náznaků zpracovali optická, UV i rentgenová pozorování Proximy Cen (spektrální typ M3.5) v rozmezí více než 22 let a překvapivě potvrdili, že Proxima vykazuje 7letý sluneční cyklus. Autoři také potvrdili rotační periodu 83 d a jako další překvapení objevili náznaky diferenciální rotace zcela srovnatelné se Sluncem. Výsledky podpořili teoretickým výzkumem R. Yadav aj., kteří modelovali vývoj hvězdného dynama pro pomalu rotující málo hmotnou hvězdu – vysvětlení se skrývá v existenci diferenciální rotace. Mladá konvektivní hvězda se silným magnetickým polem rotuje rychle a plazma nemá důvod rotovat diferenciálně; konvekce ve vrchních vrstvách hvězdy je však chaotická a způsobí „roztrhání“ magnetického pole a postupem času, jak hvězda zpomaluje svoji rotaci v důsledku stárnutí, roztříštěné magnetické pole slábne a plazma začne rotovat diferenciálně. Teoreticky předpovězená hodnota slunečního cyklu Proximy je podle autorů 9 r, což docela souhlasí s experimentálně pozorovanými 7 r.

I. Soszyński aj. oznámili dokončení práce, kterou před více než 100 lety zahájila Henrietta Leavittová. Její objev vztahu mezi svítivostí a periodou cefeid umožnil rozvoj experimentální kosmologie a její úsilí zmapovat cefeidy v Magellanových mračnech čekalo na dokončení až do r. 2017. Autoři oznámili kompletaci katalogu všech cefeid v VMM a MM z přehlídky OGLE – celkem jde o 9 649 klasických a 262 anomálních cefeid (plus 7 anomálních, které se nacházejí v halu naší Galaxie ve směru k Magellanovým mračnům). Dále se pracuje na hvězdách typu RR Lyr – těch je nyní zmapováno 46 443 a pokrytí se blíží 95 %. V druhé práci stejní autoři zveřejnili údaje o 924 cefeidách typu II, rozdělených do kategorií BL Her, W Vir, podivné W Vir a RV Tau plus 20 anomálních cefeid, nalezených ve výduti naší Galaxie.

S.  Engle aj. zveřejnili analýzu dat z družic Chandra a XMM-Newton pro archetyp klasických cefeid, samotnou δ Cep. Potvrdili dřívější podezření, že δ Cep je proměnná v rentgenovém oboru. Již dříve se zjistilo, že v UV a dalekém UV cefeida zhruba 10÷20× zjasní ve fázi 0,9–0,95. Variabilita je závislá na fázi cefeidy, ale ze zatím neznámých důvodů je maximum světelné křivky v rentgenovém oboru posunuté přibližně o půl fáze oproti maximu v UV a dalekém UV oboru. Největší zářivý výkon v rentgenovém oboru δ Cep ve fázi ~0,45 je 1,7×1016 MW, což představuje zhruba čtyřnásobek běžné hodnoty.

P. Morris aj. zveřejnili výsledky spektroskopického průzkumu mlhoviny Homunculus kolem jasné modré hvězdy η Car. Autoři použili data z družice Herschel pro blízkou IR oblast a dřívější submilimetrová data, aby určili hmotnost a složení prachu, z něhož se mlhovina skládá. Dva modely prachových částic dobře odpovídají pozorovaným datům – první s hojným zastoupením železa, pyroxenu a dalších kovových silikátů, druhý nízkým zastoupením AlN a Si3N4. Pro oba modely vychází celková hmotnost Homunkula ≥ 45 M⊙, hlavně díky vysokému poměru plynu vůči prachu; hmotnost samotné prachové složky se pohybuje v rozmezí 0,25÷0,44 M⊙. Autoři dále zjistili, že neprůhlednost materiálu mlhoviny klesla proti období 1971–1977 zhruba o 25 %, což je zřejmě kromě rozfoukávání látky dáno také zvýšeným tlakem záření centrálního objektu, jehož jasnost ve vizuálním a UV oboru se naopak zvyšuje.

Vzplanutí symbiotické rekurentní novy V407 Cyg v r. 2010 přitáhlo pozornost k podivné dvojhvězdě, složené z horkého primáru a sekundáru, kterým je proměnná typu Mira. T. Iijima a H. Naito se zaměřili na spektroskopii tohoto systému v jeho klidném období. Použili data z observatoře v Asiagu (Itálie) a zaměřili se na období kolem r. 2012, v němž sekundár dosáhl maxima své jasnosti. Ukázalo se, že ačkoli přenos látky mezi složkami zhruba lineárně závisí na pulsování sekundáru, i mimo maximum jeho rozepnutí dochází k nepravidelným zvýšením přetoku látky, a to pravděpodobně v důsledku normálního přetečení Rocheova laloku. To patrně znamená, že oběžná perioda systému je ≤5 r a primár dokáže od svého souputníka do jisté míry přetahovat látku i v době, kdy se pulsující sekundár smršťuje.

E. Bear a N. Soker zpracovali statistiku morfologie planetárních mlhovin se zaměřením na ty, které mají příliš složitý tvar, aby jej bylo možné vysvětlit klasickou interakcí dvojhvězdy. Rozdělili planetární mlhoviny do čtyř kategorií: klasické, výrazně nesymetrické, které lze vysvětlit přítomností 3. tělesa v systému, nesymetrické s možnou přítomností 3. tělesa a mírně nesymetrické, které je možné vysvětlit excentrickým dvojhvězdným systémem. Ukázalo se, že tvar 13÷21 % planetárních mlhovin lze dobře vysvětlit přítomností 3. tělesa v systému. Autoři podotýkají, že ačkoli podle vývojových simulací 3. těleso většinou nemá šanci přežít vznik planetární mlhoviny, vzhledem k vysokému procentu takových mlhovin by mělo být možné najít několik trojhvězd v centru planetární mlhoviny.

2.3.6. Bílí trpaslíci

Dvojhvězda AR Sco sestává z chladné málo hmotné hvězdy a hmotnějšího bílého trpaslíka. Obě složky kolem sebe obíhají s periodou 3,55 h (!) a amatérští pozorovatelé si před nedávnou dobou všimli, že jasnost dvojhvězdy kolísá s periodou asi 1,97 min prakticky ve všech oborech spektra. D. Buckley aj. systém prozkoumali s ohledem na polarizaci záření a ukázalo se, že jeho světlo vykazuje silnou polarizaci, která se ovšem mění v závislosti na orbitální fázi, ale také v závislosti na rotační fázi bílého trpaslíka. Ten má velmi silné magnetické pole (≤0,05 T) a patrně právě interakce rychle rotujícího magnetického pole primáru s pozicí sekundáru moduluje polarizaci světla dvojhvězdy. Systém je prvním objeveným pulsarem s bílým trpaslíkem namísto neutronové hvězdy. C. Littlefield aj. použili dlouhodobá pozorování AR Sco z mise K2 sondy Kepler a doplnili je daty z přehlídek Catalina a ASAS-SN a zjistili, že kromě orbitálních modulací jsou na dlouhodobé fotometrii patrné náhodné variace s amplitudou kolem 2 % a typickou škálou jednotek dnů. Také je patrný dlouhodobý posun maxima jasnosti do dřívější fáze, což patrně souvisí s magnetickým brzděním rychle rotujícího bílého trpaslíka.

S. Parsons aj. také využili data z mise K2 sondy Kepler k průzkumu dvou systémů, v nichž bílý trpaslík obíhá spolu s málo hmotnou sekundární složkou na mimořádně krátké oběžné dráze. V prvním případě má oběžná perioda jen 71,2 min a sekundárem je hnědý trpaslík, ve druhém případě je oběžná perioda 72,5 min a sekundárem je buď hnědý trpaslík nebo málo hmotná hvězda. Systémy jsou překvapivě nekontaktní a zákrytové, takže bylo možné přesně určit hmotnosti složek – v prvním případě (0,39 ± 0,02) M⊙ a (0,049 ± 0,006) M⊙, v druhém (0,56 ± 0,07) M⊙ a ≤0,095 M⊙. Přinejmenším v prvním případě jde o systém, který se vyvinul z jednoho společného hvězdného zárodku.

U málo jasných supernov typu Ia se jako jedno z možných vysvětlení předpokládá, že jde o „nepovedené“ výbuchy uhlíkovo-kyslíkových bílých trpaslíků, na něž se v krátkém čase nabalilo velké množství látky získané z okolí. Numerické simulace ukazují, že v některých případech pozůstatek po takové explozi může přežít díky vymrštění ze systému. S. Vennes aj. objevili bílého trpaslíka LP 40-365 s nízkou hmotností (0,14 M⊙) a velikým vlastním pohybem – jeho rychlost je dokonce větší než úniková z Galaxie. Přítomnost středně těžkých prvků v atmosféře, mezi nimiž chybí uhlík, a vysokou rychlost autoři vysvětlují právě tím, že jde o přeživší pozůstatek po vzplanutí nepovedené supernovy.

J. Subasavage aj. zveřejnili přesné paralaxy 107 dalších blízkých bílých trpaslíků, získaných v projektech Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation a Naval Observatory Flagstaff Station. Z tohoto počtu se 50 bílých trpaslíků nachází do vzdálenosti 25 pc od nás, čímž se celkový počet těchto nejbližších zvedl o 42 %. Cílem autorů je objevit všechny bílé trpaslíky do vzdálenosti 25 pc, aby bylo možné extrapolovat jejich počet, vlastnosti a pravděpodobnou historii pro celou Galaxii. Sbírka už obsahuje krátkoperiodické systémy s oběma složkami degenerovanými, členy galaktického hala i trojhvězdu.

S. Xu aj. použili data z HST a Keckova dalekohledu k pozorování bílého trpaslíka WD 1425+540, kolem něhož se nachází obdoba Edgeworthova-Kuiperova pásu, jak ho známe ze Sluneční soustavy. Podařilo se jim získat data pádu velkého množství kometárního materiálu na povrch bílého trpaslíka – ve spektrech totiž objevili otisk velice podobný našim kometám, byť zastoupení jednotlivých těžkých prvků se od nich poněkud liší. Těleso, které dopadlo na bílého trpaslíka, mělo hmotnost o pět řádů vyšší než komety ve Sluneční soustavě a patrně ho z disku zbytkového materiálu vytáhly dráhové poruchy, způsobené sekundární složkou dvojhvězdy. Jde o první případ potvrzeného pásu kometární látky u jiného tělesa než Slunce – navíc v okolí bílého trpaslíka, což ukazuje, že tento pás přežil i závěrečný kolaps hvězdy.

3. Galaxie a kvasary

3.1. Hvězdokupy

Historická představa vývoje hvězd v hvězdokupách byla založená na myšlence, že všechny hvězdy ve skupině vznikly zhruba ve stejném čase a jejich současný stav je tedy závislý jen na jejich původní hmotnosti. B.-Q. For a K. Bekki ve Velkém Magellanově mračnu (LMC) potvrdili existenci několika tisíc mladých hvězdných objektů v 15 středně starých (1÷3 Gr) hvězdokupách, z toho u 7 z nich dokonce uvnitř jader. Mladé objekty jsou viditelné jen v infračerveném (IR) oboru a autoři statistickým zpracováním dat ze Spitzerova a Herschelova kosmického dalekohledu vylučují možnost, že by šlo o poslední dozvuky primární tvorby hvězd. Také přítomnost mezihvězdného vodíku nekoreluje s počtem mladých hvězdných objektů; nejpravděpodobnějším vysvětlením tedy je tvorba hvězd iniciovaná látkou vyvrženou z předchozích generací hvězd. Jde o další nezávislé potvrzení, že v hvězdokupách obecně existuje více generací hvězd současně.

T. White aj. využili data z mise K2 družice Kepler ke zpracování přesné fotometrie jasných hvězd z hvězdokupy Plejády (M45, Tau). Sedm nejjasnějších hvězd má příliš vysokou magnitudu, takže přicházejících fotonů je tolik, že zcela zahltí pixely detektoru. Proto autoři vyvinuli novou softwarovou metodu, tzv. halovou fotometrii, při níž se zpracovávají informace z pixelů, které s jasnými hvězdami sousedí. Díky vysoké frekvenci snímkování družice Kepler je možné pozorovat i mírné změny jasnosti – autoři objevili, že šest nejjasnějších hvězd Plejád jsou pomalu pulsující hvězdy sp. třídy B s periodou kolem 1 d a sedmá, Maia, má na povrchu výraznou skvrnu a rotační periodu zhruba 10 d.

P. Galli aj. poskytli další nezávislé určení vzdálenosti Plejád metodou vlastního pohybu celé hvězdokupy. Autoři zkompilovali údaje o radiálních rychlostech a vlastních pohybech 64 členů hvězdokupy a určili jejich společný úběžník. Ten porovnali s paralaxami dalších ≥ 1000 hvězd v nejbližším okolí a spočetli střední paralaxu celé hvězdokupy. Jejich hodnota (7,44 ± 0,08) mas odpovídá vzdálenosti 134,4+2,9–2,8 pc, což je v souladu s nedávno získanou hodnotou z první várky dat sondy Gaia (133 ± 5) pc. Historická měření družice HIPPARCOS jsou tedy podle všeho opravdu špatná, ovšem stále není jasné proč.

S.  Douglas aj. analyzovali data mise K2 družice Kepler pro bezmála 800 členů hvězdokupy Jesličky (Praesepe, M44, Cnc). Podařilo se jim získat rotační periody pro 677 členů. Ukázalo se, že polovinu rychle rotujících hvězd s hmotností ≥ 0,3 M⊙ tvoří dvojhvězdy; ne všechny zatím potvrzené. (Dřívější analýza Hyád ukázala, že téměř všechny rychle rotující hvězdy jsou ve skutečnosti dvojhvězdami.) Autoři dále zjistili, že > 60 % raných trpasličích hvězd typu M rotuje pomaleji, než odpovídá jejich modelovanému stáří 650 Mr. To znamená, že buď trpasličí hvězdy brzdí svou rotaci efektivněji než hvězdy slunečního typu, anebo jsou vývojové modely chybné, neboť předpokládají, že většina členů hvězdokup jsou samostatné hvězdy.

A. L. Kraus aj. objevili v Jesličkách dvojhvězdu PTFEB132.707+19.810, která zmíněnou nedokonalost vývojových modelů ilustruje. Obě složky jsou pozdního typu M (primár M3,5, sekundár M4,3) s hmotnostmi (0,395 ± 0,002) M⊙, resp. (0,210 ± 0,001) M⊙, a poloměry (0,363 ± 0,008) R⊙, resp. (0,272 ± 0,012 ) R⊙. Ani jedna ze složek nemá vlastnosti, které by podle vývojových modelů mít měla – primár je správně velký, ale chladnější a méně svítivý, zatímco sekundár má očekávanou svítivost; je ovšem chladnější a podstatně větší. Systém není rotačně vázaný a dráhy nejsou cirkularizované. Autoři se snažili zahrnout důmyslné faktory, ovlivňující výpočet poloměru složek (povrchové skvrny, různá okrajová ztemnění ad.), všechny korekce jsou ovšem v řádu jednotek procent, zatímco rozdíl velikosti sekundáru oproti modelu je ~20 %.

Kulové hvězdokupy jsou směrem k centru Galaxie jen obtížně odhalitelné. D. Minniti aj. využili IR dat z přehlídky VVV (VISTA Variables in the Vía Láctea) a objevili 22 nových kandidátů. 10 z nich má hvězdy s nízkou metalicitou, 12 jich naopak obsahuje hvězdy bohaté na těžší prvky. Nacházejí se ve vzdálenostech 5,3÷9,5 kpc a jejich diagramy H–R obsahují výrazné větve červených obrů. Autoři odhadují, že soubor známých hvězdokup v okolí jádra Mléčné dráhy a v její výduti je stále velmi neúplný.

D. Kovaleva aj. porovnali údaje katalogu hvězdokup v Galaxii MWSC (Milky Way Star Clusters) s první várkou dat z družice Gaia DR1. Zatímco MWSC pracuje se vzdálenostmi určenými isochronním fitováním (na základě hvězdných modelů jednotlivých členů hvězdokupy určíme absolutní magnitudu hvězd a porovnáním s pozorovanou jasností odvodíme vzdálenost), DR1 obsahuje trigonometrické paralaxy jednotlivých hvězd. Autoři vybrali 64 hvězdokup s alespoň 16 členy se změřenou paralaxou a porovnali jednotlivé údaje. Do vzdálenosti 2,3 kpc je shoda obou typů měření vzdálenosti velmi dobrá, v oblasti galaktického rovníku mezi galaktickými délkami 30°–160° vykazují paralaxy rozdíl asi 0,11 mas.

M. Soto aj. zveřejnili katalog 57 hvězdokup, pro něž zpracovali ultrafialová (UV) data Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) z kamery WFC3 (Wide Field Camera 3). Porovnáním se staršími daty z kamery ACS (Advanced Camera for Surveys) autoři určili rozdělení hvězd do jednotlivých populací a jejich metalicitu. Jde o prvotní zpracování dat, autoři připravují ještě podrobnější katalog pro navazující spektroskopická pozorování jednotlivých populací v konkrétních hvězdokupách.

3.2. Naše Galaxie

Hvězdy v halové složce Mléčné dráhy se pohybují ve skupinách a většina kulových hvězdokup v halu nachází blíž k jádru než Slunce; některé jsou však až skoro na cestě k M31. A. Helmiová aj. konstatovali tyto hlavní závěry z prvotní analýzy pohybů hvězd v halu Galaxie na základě dat DR1 z družice Gaia a přehlídky RAVE (Radial Velocity Experiment). Skupiny stejně se pohybujících hvězd jsou patrně pozůstatky galaxií, které Mléčná dráha v minulosti pohltila – zatím jsou jich známy desítky, autoři odhadují, že jich může být i několik set. Překvapivě až ~70 % halových hvězd obíhá retrográdně proti pohybu hvězd v disku, pro což zatím nemáme vysvětlení.

Hvězdy s vysokými prostorovými rychlostmi – HVS (hypervelocity stars) – se v Galaxii nevyskytují rovnoměrně. D. Boubert aj. objevili skupinu velkých modrých hvězd, které se nacházejí na jednom místě, mají podobné rychlosti a směr (míří do souhvězdí Lva a Sextantu) a numerická integrace jejich drah ukázala, že jde patrně o uprchlíky z Velkého Magellanova mračna. Kromě těchto hvězd typu B autoři zkoumali také skupinu rychle se pohybujících bílých trpaslíků, kteří taktéž nejspíš přiletěli z LMC. Autoři odhadují míru migrace HVS z LMC do Mléčné dráhy na 3×10–6/r.

D. Anglés-Alcázar aj. využili numerických simulací projektu FIRE (Feedback In Realistic Environments) ke studiu průběhu výměny látky mezi jednotlivými galaxiemi. Ukázalo se, že zatímco krátce po zformování galaxií je hnacím motorem tvorby nových hvězd přímá akrece, další vývoj galaxií pokračuje v cyklech, při nichž plyn vyfouknutý z galaxie padá zpět a zažehává – zejména v galaktickém halu – novou tvorbu hvězd. Perioda tohoto cyklu je asi 100÷350 Mr, tedy mnohem kratší, než se dosud soudilo. Další překvapení spočívá v tom, že galaxie v kupách si plyn ve velkém množství vyměňují; pro Mléčnou dráhu autoři odhadují, že zhruba polovina mezihvězdného plynu ve skutečnosti pochází z okolních galaxií a naopak naše Galaxie bohatě zásobila trpasličí galaxie v Místní skupině. Menší galaxie tímto procesem získávají více plynu, takže v pozdějších fázích života v nich může hvězdná tvorba probíhat intenzivněji než v jejich hmotnějších sousedkách.

A. Sanna aj. použili radiointerferometrickou metodu k přesnému určení paralaxy oblasti s intenzivní tvorbou hvězd, která se nachází na opačné straně Mléčné dráhy. Autoři využili rádiointerferometru VLBA (Very Long Baseline Array) k měření vzdálenosti v místě, jež je v optickém oboru zcela nedosažitelné. Hodnota vzdálenosti zmíněné konkrétní hvězdné porodnice je 20,4+2,8–2,2 kpc od Sluce. Nezávislé odvození vzdálenosti kinematickou metodou podle předpokládané rotační křivky Galaxie umožnilo zpětně odvodit kinematické vzdálenosti i v jiných částech spirálního ramene Štítu–Kentaura. Jde také o další potvrzení rotační křivky Mléčné dráhy do vzdálenosti 12 kpc od jejího centra.

D. Russeil aj. prověřili hodnoty teoretické rotační křivky naší Galaxie pro 150 tis. zdrojů přehlídky Hi–GAL (Herschel infrared GALactic Plane Survey) z dat družice Herschel na základě mapování pohybu molekulárních oblaků. Autoři hledali různá analytická vyjádření, jako nejlepší se jeví mocninná závislost θ(R)/θ0 = 1,022 ·(R/R0)0.0803 s hodnotami R0 = 8,34 kpc a θ0 = 240 km/s.

P. Gnaciński a T. Młynik zveřejnili potvrzení nedávno publikované práce, která ukázala, že pro oblaka mezihvězdné látky neplatí plochá rotační křivka, nýbrž že plyn rotuje keplerovsky. Autoři provedli analogická měření pro otevřené hvězdokupy a nalezli stejnou závislost. Obě pozorování navrhují vysvětlit pomocí nezahrnutí cirkularizace drah – jak pro oblaka plynu, tak pro hvězdokupy, jež mají střední velikost výrazně větší než jednotlivé hvězdy, je pravděpodobné, že dráhy jsou zcela nebo alespoň značně cirkularizované. To vede při odvození rotační křivky metodami pro hvězdy ke keplerovské rotaci.

V.  Bobylev analyzoval polohy a vlastní pohyby 260 klasických cefeid v datech DR1 družice Gaia a odvodil z nich jednak parametry rotační křivky Galaxie ve slunečním okolí, jednak určil vektor rychlosti Slunce (U, V, W)⊙ = (7,90, 11,73, 7,39) km/s vůči jeho standardnímu lokálnímu okolí (local standard of rest, LSR).Toto okolí představuje střední pohyb částic v prostoru Galaxie kolem Slunce a jeho kruhová rychlost okolo středu Mléčné dráhy odvozená od pohybu cefeid činí (231 ± 6) km/s. Stejný autor ve spolupráci s A. Bajkovou analogicky využil dat DR1 Gaia pro 140 hvězd spektrálních tříd OB do vzdálenosti 7 kpc od Slunce. Hodnoty vektoru rychlosti Slunce jsou v rámci chyb shodné, avšak rychlost LSR je na základě hvězd OB vyšší a činí (255 ± 8) km/s. Do třetice stejní autoři využili polohová a rychlostní data pro 67 protoplanetárních mlhovin, resp. jejich mateřských hvězd, z nichž rychlost LSR vychází na (227 ± 23) km/s.

C. Bailer-Jones propočetl dráhy 320 tis. hvězd nejbližších Slunci na základě dat DR1 družice Gaia s využitím dalších dostupných katalogů. Pátral po hvězdách, které v následujících (nebo předcházejících) 5 mil. let projdou (prošly) v menší vzdálenosti od Slunce než 2 pc. V nadcházejících letech takových blízkých setkání nastane nejméně 16 a nejblíž se dostane trpasličí hvězda Gliese 710 – největší přiblížení nastane za 1,3 Mr ve vzdálenosti asi 16 tis. au, tedy uvnitř Oortova oblaku komet. Podle autora je datová sada DR1 značně nekompletní a míru blízkých setkání (≤ 2 pc) odhaduje na (87 ± 9) M/r. Průlet hvězdy Oortovým oblakem způsobí poruchy drah komet, které dovnitř Sluneční soustavy vyženou až stonásobek současného počtu komet – P. Weissman odhaduje, že možná až desetina se jich srazí s některou planetou.

M. Parsa aj. (spoluautorem je mj. i prof. V. Karas, ředitel Astronomického ústavu AV ČR) použili 20 let pokrývající data z přístrojů NACO a SINFONI na VLTI (Very Large Telescope Interferometer) ke sledování drah tří nejbližších hvězd kolem černé veledíry v centru Mléčné dráhy. Autoři z drah hvězd S2, S38 a S55 určili hmotnost centrálního objektu Galaxie (4,15 ± 0,13)×106 M⊙ a vzdálenost od nás (8,19 ± 0,11) kpc a nejčerstvější měření polohy hvězdy S2 využili k dalšímu nezávislému potvrzení obecné relativity. Okolí objektu Sgr A* představuje výbornou gravitační laboratoř, kde je možné relativistické efekty přímo pozorovat – průchod hvězdy S2 pericentrem dráhy bude r. 2018 sledovat nově vyvinutý přístroj GRAVITY.

M. Grould aj. se zaměřili na očekávané relativistické efekty při průchodu hvězdy S2 pericentrem dráhy. Podle teoretických propočtů bude přístroj GRAVITY přímo schopen změřit gravitační zčervenání, přechodné zjasnění hvězdy v důsledku gravitačního čočkování a Lensův–Thirringův jev neboli stáčení přímky pericentra v důsledku strhávání časoprostoru. Poslední zmíněný efekt bude možné vyhodnotit až po zpracování delšího pozorovaného období, avšak první dva jevy budou měřitelné v reálném čase. Dlouhodobým měřením pozic blízkých hvězd kolem Sgr A* pak GRAVITY umožní určit s vysokou přesností moment hybnosti centrální černé veledíry.

S. Gillessen aj. zpracovali dostupná data pro 40 hvězd v blízkosti černé veledíry v centru Mléčné dráhy za období pokrývající 25 let. 32 hvězd se pohybuje po náhodných drahách, zatímco 8 se jich pohybuje v tenkém disku na drahách s nižší excentricitou. Autoři ze změřených poloh a rychlostí podmnožiny 17 hvězd odvodili hmotnost centrální veledíry (4,28 ± 0,21)×106 M⊙ a naši vzdálenost od ní (8,32 ± 0.14) kpc.

M. Habibi aj. se zaměřili na fyzické vlastnosti hvězd v blízkém okolí Sgr A*. Trpělivým sběrem dat po dobu 12 let v pásmech H a K autoři získali spektra s vysokým rozlišením, z jejichž porovnání s modely atmosfér a vývojovými modely hvězd vychází, že jde o hvězdy s vysokou povrchovou gravitací (log g = 4,1÷4,2) i teplotou (21÷28,5)×103 K. Autoři odhadují rotační rychlosti hvězd v rozmezí 60÷170 km/s a na základě spektrálních typů B0–B3 V odvozují jejich hmotnosti na 8÷14 M⊙. Stáří hvězdy S2 odhadují na 6,63,4–4,7 Mr a stáří ostatních S-hvězd na ≤ 15 Mr, což podporuje hypotézu, že hvězdy se spíše zformovaly v akrečním disku kolem černé veledíry než že jde o zachycené složky prolétajících dvojhvězd.

M.  Ahnen aj. nenalezli žádné vysokoenergetické fotony záření ɣ z centra Galaxie v rozmezí let 2012–2015, kdy pericentrem své dráhy procházel oblak plynu označovaný G2. Čerenkovovská observatoř MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov telescopes; La Palma, Kanárské ostrovy) v průběhu čtyř let nezaznamenala žádnou variabilitu záření s energií ≥ 100 GeV, které přicházelo ze směru blízkého okolí černé veledíry v jádru Mléčné dráhy. Negativní výsledek je v tomto případě důležitý, protože MAGIC byl schopen rozlišit jiné zdroje v těsné úhlové vzdálenosti od pozice Sgr A*, např. zbytek po supernově G0.9+0.1. Analogickou absenci výrazného zjasnění centrální černé veledíry ve stejném období v rentgenovém oboru ohlásili S. Zhang aj. – jednotlivé záblesky intenzitou, četností ani spektrálním profilem nevybočovaly z klidového stavu.

B. Morsony aj. provedli sérii numerických simulací, aby se pokusili teoreticky vysvětlit, proč průlet oblaku G2 pericentrem dráhy nezpůsobil výrazné změny jasnosti Sgr A*. Jednoduché vysvětlení se nabízí v podobě nepoměru hmotností oblaku plynu a akrečního disku kolem centrální veledíry – materiálu z G2, přetékajícího do akrečního disku, zkrátka není dost, aby významně změnil míru akrece. Zajímavější je povaha pozorovaných přechodných zjasnění – nejlépe je totiž dokáže vysvětlit model rozsáhlého oblaku chladného plynu, v němž se nachází horké jádro nebo dokonce hvězda v prašné obálce. Horký objekt začne zjasňovat zhruba o rok dříve než chladný plyn a zjasnění mu vydrží také rok po průletu pericentrem. Oblak plynu se slapovými silami deformuje podél své dráhy, do průletu pericentrem se ohřívá, při průletu se šokově ohřeje až na teplotu ~107 K, čímž krátkodobě výrazně zjasní a ihned po průletu opět pohasne.

3.3. Místní soustava galaxií

Mléčnou dráhu obíhá několik stovek trpasličích galaxií, z nichž jsme zatím většinu z různých příčin neobjevili. M. Cautun a C. S. Frenk porovnali známé dráhy 10 satelitních galaxií Místní soustavy s vývojovými modely galaxií, založenými na simulacích pohybu více těles. Kupodivu se ukázalo, že galaxie Místní soustavy mají proti vývojovým modelům výrazně nižší složku radiální rychlosti. Takových systémů se podle modelů má vyskytovat v kosmologickém měřítku jen asi 1,5 %; jinými slovy naše Galaxie a Místní soustava jsou atypické. Autoři odhadují, že se tato nepravděpodobnost zmenší, jakmile budou známa dostatečně přesná data o vlastním pohybu hmotnějších galaxií v Místní soustavě. Stejně tak je ovšem možné, že máme špatné vývojové modely a cirkularizace drah je obvyklou součástí vývoje galaktických soustav.

Galaxie v Andromedě hostí jednu z nejbližších a zároveň nejklidnějších černých veleděr v našem okolí. Y. Yang aj. zaměřili v letech 2011–2012 na M31* observatoř VLA (Very Large Array) a poprvé získali dlouhodobá měření její aktivity v rádiovém oboru 5÷20 GHz. Spektra ukazují, že většina záření vzniká v opticky tenkém výtrysku, který počíná jen několik tisíc RS (Schwarzschildův poloměr) od černé veledíry. V pásmu 6 GHz je pozorovatelná výrazná variabilita zdroje v řádu hodin až dnů, která se v jiných částech spektra nevyskytuje. Nakonec se ukázalo, že celková jasnost v rádiové oblasti poklesla oproti pozorováním z let 2005–2006 až o 50 %, což by mohlo souviset s nárůstem jasnosti v rentgenové oblasti po r. 2006.

O. Ramírez-Agudelo aj. publikovali dílčí výsledky přehlídky mlhoviny Tarantule (30 Doradus, LMC) pomocí přístroje FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) na VLT. Vlastnosti obrů typu O a veleobrů v mlhovině jsou srovnatelné s hvězdami v Mléčné dráze; větev obrů v diagramu H–R vykazuje z nějakého důvodu posun povrchových teplot o 1 000 K oproti hvězdám v okolí Slunce. Odlišnosti autoři také nalezli v zastoupení jednotlivých podtypů hvězd typu O, v tomto případě nelze rozhodnout, zda jde o náhodu nebo o důsledek fyzických odlišností prostředí v Galaxii a v LMC. C. Sabín-Sanjulián aj. informovali o výsledcích analýzy trpasličích hvězd typu O ve stejné mlhovině. V množině 105 hvězd autoři nenalezli odlišnosti proti dřívějším pozorováním; rozložení hvězd v diagramu H–R odpovídá vývojovým modelům s jedinou výjimkou: v mlhovině se vyskytuje více rychle rotujících hvězd (v·sin i ~ 300 km/s) ve „středním věku“, tj. ani mladé, ani pozdní. R. Garland aj. do třetice využili stejná data k analýze vlastností dvojhvězd spektrálního typu B. Pouze pro část hvězd bylo možné určit povrchové teploty a srovnání vývojových stadií s osamocenými hvězdami ukázalo, že vývoj ve dvojhvězdě díky rotačnímu brzdění působí stejně jako vývoj srovnatelné hvězdy bez rotačního promíchávání materiálu.

A. Bhardwaj aj. zveřejnili výsledky dlouhodobého sledování cefeid populace II v LMC a blízkém IR oboru. 81 proměnných hvězd bylo možné velmi přesně kalibrovat a autoři uvádějí, že cefeidy a hvězdy typu RR Lyr v LMC velice zodpovědně dodržují vztah mezi periodou a svítivostí. Kombinací s trigonometrickou paralaxou a daty DR1 družice Gaia pro VY Pyx a několik proměnných RR Lyr autoři odvodili modul vzdálenosti LMC na (18,54 ± 0,08) mag; tj. vzdálenost (51,0 ±1,9) kpc.

T. S. Li aj. publikovali výsledky průzkumu trpasličí satelitní galaxie Eridanus II na základě spektroskopických měření 28 hvězd přístrojem IMACS (Inamori Magellan Areal Camera and Spectrograph), jenž je instalován na 6,5m Baadeho teleskopu (Las Campanas, Chile; 2,4 km n. m.; 29° j. š.). Galaxie se od Mléčné dráhy vzdaluje rychlostí (75,6 ± 2,0) km/s a autoři odhadli její hmotnost na 1,2+0,4–0,3×107 M⊙ a poměr hmotnost–svítivost na 420+210–140 M⊙/L⊙, což ukazuje, že galaxii dominuje skrytá látka. Rychlost Eri II vůči těžišti Místní soustavy činí -66,6 km/s, takže buď padá na Mléčnou dráhu nebo prošla apocentrem své dráhy – s galaktocentrickou vzdáleností 370 kpc jde o nejvzdálenější známou galaxii v Místní soustavě. Také se ukázalo, že jasné modré hvězdy se na disk galaxie pouze promítají a nepatří do ní, což znamená, že její aktuální tvorba hvězd je překvapivě nízká.

J. Simon aj. použili stejný přístroj na naopak nejbližší satelitní galaxii v Místní soustavě, nedávno objevenou Tucana III, která patří do skupiny velmi slabých trpasličích galaxií (ultra-faint dwarf galaxies, UFD). Spektroskopie 26 hvězd odhalila rychlost vůči Slunci (–102,3 ± 2,0) km/s a autoři odhadli její hmotnost na pouhých 9×104 M⊙. Poměr hmotnost/svítivost je nanejvýš 240 M⊙/L⊙, patrně však mnohem menší – autoři spekulují, že Tuc III je pozůstatkem původně větší galaxie, jíž dominovala skrytá látka a kterou roztrhaly slapové síly. V každém případě jde o Slunci nejbližší trpasličí galaxii; její nejjasnější hvězda je s vizuální magnitudou 15,7 nejjasnější členskou hvězdou trpasličí galaxie v Místní soustavě vůbec.

Na Tuc III, resp. její zmiňovanou nejjasnější hvězdu se zaměřili také T. Hansen aj., kteří byli schopni v jejím spektru změřit zastoupení 28 chemických prvků. Hvězda DES J235532, vzdálená od Slunce asi 25 kpc, vykazuje přítomnost nejméně 13 prvků, které vznikly zachycením rychlých neutronů (proces - r). Po trpasličí galaxii Reticulum II je Tuc III teprve druhou takovou galaxií, v nichž byly prokázány hvězdy s prvky, obohacenými procesem - r, a není jasné, jakým mechanismem mohlo v tak malé galaxii k tomuto velmi vzácnému procesu dojít.

S. Hasselquist aj. analyzovali data přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) pro 158 červených obrů, nacházejících se v trpasličí galaxii ve Střelci. Jde o nejúplnější analýzu chemických vlastností atmosfér hvězd v této galaxii. Ukázalo se, že metalicita všech hvězd je nižší v porovnání s hvězdami Mléčné dráhy, což naznačuje, že mezihvězdné prostředí galaxie ve Střelci bylo v menší míře obohaceno látkou z explozí supernov. Jinými slovy, prvotní populace hvězd v galaxii obsahovala menší počet velmi hmotných hvězd. Podobný chemický vývoj byl nedávno zjištěn také u trpasličí galaxie v souhvězdí Pece a v menší míře i u LMC; je tedy možné, že jde o společnou vlastnost galaxií v Místní soustavě.

3.4. Galaxie v lokálním vesmíru

Současná pozorování v různých oborech elektromagnetického záření již mnohokrát pomohla odhalit neznámé jevy. H. Rampdarath aj. oznámili objev rázové vlny v akrečním disku kolem černé veledíry v centru galaxie NGC 5195. Ta obíhá kolem své hmotnější sousedky NGC 5194 (známé pod jménem Vírová galaxie) a v nepravidelných intervalech z ní nabírá mezihvězdný plyn. Ten pak padá do jádra a v určitém okamžiku se akreční disk kolem černé veledíry přehltí natolik, že se akrece zastaví. Autoři využili rádiová pozorování z observatoří VLA a e-MERLIN (Enhanced Multi-Element Radio Linked Interferometer Network) a družic Chandra a HST. Zastavení akrece vede k rychlému zvýšení tlaku v akrečním disku, v němž vznikne rázová vlna, která vybudí záření nejprve v rádiovém oboru a následně vytvoří bubliny horkého plynu, které jsou pak viditelné v rentgenovém a UV oboru. Autoři z jasnosti a velikosti bublin odhadují, že jsou staré ≤ 3÷6 Mr.

B. Davis aj. objevili překvapivě silnou korelaci mezi hmotností černé veledíry v centru spirální galaxie a sevřeností jejích ramen. Autoři změřili logaritmus úhlu spirálních ramen pro 44 galaxií s dobře známou hmotností centrální černé veledíry a s překvapením zjistili, že pro obě veličiny existuje jednoduchá nepřímá úměra – čím více jsou spirální ramena galaxie sevřená, tím je hmotnost její centrální veledíry větší. Vztah samozřejmě neznamená, že jedna veličina je závislá na druhé. Umožňuje však pro spirální galaxie rychlý odhad hmotnosti černé veledíry v jádru a také naznačuje, že existuje nějaká vlastnost disku spirálních galaxií, která s oběma veličinami fyzikálně souvisí.

B. Poggianti aj. pomocí přístroje MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) na VLT pozorovali medúzovité galaxie, v nichž tenká vlákna plynu a čerstvě zrozených hvězd, dlouhá > 10 kpc, připomínají chapadla medúz. Vznikají při srážkách galaxií s horkým plynem ve vnitřních oblastech kup galaxií, při nichž horký extragalaktický plyn z galaktických disků vyfukuje dlouhá vlákna chladného plynu a tím povzbuzuje překotný vznik nových hvězd. Autoři s překvapením zjistili, že v případě „medúz“ má 6 ze 7 galaxií aktivní centrální černou veledíru. U běžných galaxií má aktivní jádro jen zhruba každá desátá – aktivita je přímo závislá na přísunu a následné akreci látky do jádra galaxie. Je tedy zřejmé, že „medúzy“ mají kromě chapadel také nějaký efektivní motor, který látku dostává do blízkosti centrální veledíry.

Velké galaxie s diskem jako např. Mléčná dráha dobře rostou, když přibývající látka – ať už v podobě plynu nebo skryté látky – přilétá pomalu a po správné dráze. R. Grand aj. zveřejnili výsledky 30 numerických simulací projektu Auriga, v nichž nechali s různými parametry vznikat galaxie s halovou složkou skryté látky, jakou má naše Galaxie. Při zahrnutí jevů souvisejících s aktivní centrální černou veledírou a magnetickým polem galaxií se jim podařilo v simulacích vytvořit galaxie s realistickými vlastnostmi jako hmotnost, velikost, rotační křivka, míra tvorby hvězd a strukturami v disku (spirální ramena, příčky). Výpočty odhalily, že největší galaxie vzniknou tehdy, když přicházející materiál postupně spiráluje a předává moment hybnosti galaktickému disku. Prudké srážky a příliš aktivní galaktické jádro naopak na disk působí destruktivně. Ještě jeden parametr se ukázal jako důležitý: nízký moment hybnosti halové složky galaxie. Simulace probíhaly na dvou superpočítačích po dobu několika měsíců a kromě obecného výsledku je k dispozici řada předpovědí, které bude nutné experimentálně ověřit.

M. G. Lee aj. oznámili náhodný objev nejvzdálenější známé galaxie UFD (Ultra-Faint Dwarf galaxy) v blízkosti galaxie NGC 1316 (vzdálenost ~20 Mpc). Autoři velmi slabou galaxii, která pravděpodobně patří do galaktické kupy v souhvězdích Pece a Eridanus, objevili v rámci programu Carnegie-Chicago Hubble pomocí HST. Na základě měření jasností dvou nejjasnějších červených obrů v galaxii určili vzdálenost galaxie na (19,0 ± 1,3) Mpc. Poloměr galaxie je možné odhadnout na (146 ± 9) pc a při metalicitě [FE/H] ~ –2,4 odpovídá její stáří zhruba 12 Gr.

A. Clarke aj. pomocí přístroje LOFAR (LOwFrequencyARray) objevili v rámci přehlídky MSSS (Multifrequency Snapshot Sky Survey) velmi velkou rádiovou galaxii, která je součástí galaktického tripletu UGC 9555. Data z jiných přehlídek odhalila, že v případě v jádru galaxie se nachází aktivní černá veledíra, která vyvrhuje do okolí oblaka látky zářící v rádiové oblasti. Natočení galaxie v prostoru je možné jen zhruba odhadnout podle rozdělení jasnosti výtrysků a rozšíření spektrální čar aktivního galaktického jádra, projektovaná velikost (2,56 ± 0,07) Mpc však i tak ukazuje, že jde o galaxii vskutku obří. Její odhadovaná hmotnost je (11,45 ± 0,12)×1012 M⊙ a míra tvorby hvězd činí (1,2 ± 0,3) M⊙/r.

C. Ahn aj. potvrdili přítomnost černých veleděr ve velmi kompaktních trpasličích galaxiích VUCD3 a M59cO v galaktické kupě v Panně. Pomocí dat z přístroje NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrometer) na dalekohledu Gemini-N a vícepásmových pozorování z HST se jim podařilo prokázat, že obě trpasličí galaxie mají v centru veledíru. Jejich hmotnosti činí 4,4+2,5–3,0×106 M⊙, což činí asi 13 % hmotnosti celé VUCD3, a 5,8+2,5–2,8×106 M⊙, což je dokonce 18 % hmotnosti celé M59cO. Vysoký podíl hmotnosti centrální veledíry na na hmotnosti celé galaxie naznačuje, že v obou případech jde o pozůstatky galaxií s původními hmotnostmi ~109 M⊙, které byly roztrhány slapovými silami. Jde teprve o druhou a třetí kompaktní trpasličí galaxii, v nichž byla potvrzena přítomnost centrální veledíry, zatím tedy není možné vyvozovat velké závěry.

Vzdálenosti eliptických a raných typů spirálních galaxií se většinou odhadují pomocí dvou metod: míry fluktuace povrchové jasnosti a jasnosti planetárních mlhovin. První metoda je založená na skutečnosti, že rostoucí vzdálenost smazává rozdíly v pozorované jasnosti různých částí galaxie. Je dobře použitelná pro galaxie s výrazným zastoupením větve obrů. Druhá pak využívá empiricky ověřené závislosti jasnosti celé galaxie v čáře O III na vlnové délce 500,7 nm, která klesá úměrně její vzdálenosti. M. G. Lee a I. S. Jang hledali vysvětlení, proč pro galaxii M60 obě metody dávají významně odlišné vzdálenosti. Použili historická i čerstvá data z HST, pořízená v rámci Pure Parallel Program a zaměřili se na staré červené obry. Měřením jejich jasností a porovnáním s vývojovými modely odvodili modul vzdálenosti (31,05 ± 0,07) mag, který odpovídá vzdálenosti (16,23 ± 0,50) Mpc. To je hodnota větší než pro metodu jasnosti planetárních mlhovin a mimo rámec její chyby, a zároveň menší než pro metodu míry fluktuace povrchové jasnosti, avšak v rámci její chyby. Autoři dovozují, že problém je patrně v přesnosti metody jasnosti planetárních mlhovin, která má ve skutečnosti větší systematickou chybu.

B. Zgirski aj. využili nedávného objevu klasických cefeid ve spirální galaxii NGC 7793, která patří do kupy v souhvězdí Sochaře. Autoři využili IR pásma J a K a kombinací dat s dřívějšími optickými pozorováními odvodili modul vzdálenosti galaxie (27,66 ± 0,07) mag, což odpovídá vzdálenosti (3,40 ± 0,17) Mpc. Hodnoty jsou v rámci chyb v souladu s dřívějším určením vzdálenosti jinými metodami. Autorům se také podařilo odvodit míru zčervenání galaxie E(B–V) na (0,08 ± 0,02) mag, což ukazuje, že k extinkci dochází ve velké míře už v samotné galaxii.

3.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

Staré galaxie se poznají podle vysoké metalicity, tedy vyššího podílu těžších prvků v hvězdných atmosférách. Současná generace hvězd vznikla z látky obohacené materiálem generací předchozích, které ve svých nitrech z vodíku a hélia vyrobily jádra dalších prvků Mendělejevovy tabulky. C. Conroy aj. nalezli pomocí Keckova dalekohledu a dalších archivních dat ve spektru vzdálené (z = 2,1) galaxie COSMOS 11494 vysoké zastoupení hořčíku, svědčící o dřívější intenzivní tvorbě hvězd. Červený posuv odpovídá stáří vesmíru ~3 Gr po velkém třesku a metalicita galaxie je tak vysoká, že míra tvorby hvězd musela dosahovat hodnot až 600÷3 000 M⊙/r; teď se ovšem blíží nule. Autoři odhadují, že tak intenzivní tvorbu hvězd mají na svědomí opakovaná splynutí galaxií, která vybudí mezihvězdné prostředí. Přesto není zcela jasné, proč byla tvorba hvězd zpočátku mimořádně silná a nyní není prakticky žádná. Co ji zastavilo?

Tuto otázku si kladlo mnoho lidí a odpověď na ni není ani po letech výzkumu jasná. Nejprve se zdálo, že zastavení tvorby hvězd způsobuje výše zmíněné náporové vyfukování chladného plynu z galaxií. Jenže to může v některých případech tvorbu hvězd naopak povzbuzovat. Posléze padlo podezření na samotné hvězdy – intenzivní tvorba hvězd vyvolává zářivý tlak, který v případě některých galaxií bohatých na plyn vyfukuje až třetinu jeho objemu do mezigalaktického prostoru. Tento mechanismus však funguje pouze u malého počtu galaxií s mimořádně intenzivní tvorbou hvězd, navíc jsme výše ukázali, že velká část plynu se vrátí zpět a opět povzbudí další tvorbu hvězd. Zbývají tedy aktivní galaktická jádra, která galaktický plyn buď polykají, nebo ho v podobě výtrysků chrlí vysokými rychlostmi mimo mateřskou galaxii. Tento plyn je ohřátý na příliš vysokou teplotu, aby se z něj mohly formovat hvězdy, a rychle se rozpíná a vytváří Fermiho bubliny. Poté se ukázalo, že mnohé staré „mrtvé“ galaxie obklopuje velký oblak horkého plynu, zářícího v rentgenovém oboru. Teprve zpracování dat pro velké množství vzdálených galaxií přineslo poslední část hledané odpovědi: S. Tacchella aj. pomocí HST a VLT ukázali, že tvorba hvězd v galaxiích ustává v důsledku vnitřních procesů směrem od centra k okrajům galaxie, a tým přehlídky COSMOS prokázal, že tvorba hvězd v galaxiích je ve skutečnosti cyklický proces. Intenzivní vznik nových hvězd a aktivní jádro rozfukují a ohřívají chladný galaktický plyn, tvorba hvězd se vyčerpá a ustane téměř nebo zcela, následuje dlouhý stav podobný hibernaci, kdy horká plynová obálka kolem galaxie zvolna chladne, postupně padá zpět na galaktický disk a zažehne novou tvorbu hvězd. Perioda tohoto procesu je velice dlouhá, staré a zdánlivě mrtvé galaxie však znovu povstanou jako bájný Fénix ze svého nikoli popela, ale vyvrženého plynu.

T. Naab a J. Ostriker zrevidovali dostupné numerické modely vývoje galaxií. Máme k dispozici velice dobré modely vývoje jednotlivých galaxií i kosmologické modely, zahrnující výměnu látky mezi jednotlivými galaxiemi a čerstvě také galaktická magnetická pole. Zatím však současné modely nedovedou dostatečně zohlednit příspěvky od aktivních galaktických jader a vliv intenzivní tvorby hvězd na mezihvězdné a mezigalaktické prostředí. Této problematice se věnují dílčí simulace, které však nelze využít k modelování vývoje ve velkých měřítkách. Budoucnost tedy spočívá ve sloučení obou přístupů – galaktické a kosmologické modely musejí pojmout aspoň v prvním přiblížení fyziku ohřevu a chladnutí plynu, účinek galaktického větru v důsledku aktivity jader i hvězdných porodnic a vliv výbuchů supernov a přicházejícího kosmického záření.

E. Falgarone aj. zkoumali vývoj galaxií v období nejvydatnější tvorby nových hvězd, tedy asi 100 Mr kolem „vesmírného poledne“ (2 mld. let po Velkém třesku). Míra tvorby hvězd v těchto galaxiích má hodnoty ≥ 100 M⊙/r, což vyžaduje velké zásobárny chladného plynu. Proti tvorbě takových zásob působí jednak samotný vznik hvězd, jednak výbuchy supernov a konečně také aktivita černých veleděr v centrech galaxií. Musí tedy existovat nějaký mechanismus, který udržuje rovnováhu, aby tvorba hvězd probíhala dostatečně dlouho. Autoři využili spektrální čáry kationtu CH+, který vzniká jen v důsledku disipace mechanické energie nebo pod vlivem tvrdého záření UV. Zjistili, že emisní čáry kationtu se především vyskytují na čele rázových vln, hnaných horkými galaktickými větry, zatímco absorpční čáry je možné najít ve velkých rezervoárech chladného (~100 K) plynu ve vzdálenosti ≥ kpc od center galaxií. Tento plyn je stále gravitačně vázán ke galaxii a po nějaké době se vrátí zpět do disku, kde z něj mohou vzniknout další hvězdy. Aktivita hvězd i černé veledíry tedy krátkodobě působí jako brzda tvorby nových hvězd, ale dlouhodobě ji pomáhá udržovat.

K. Glazebrook aj. spektroskopicky potvrdili původně jen v oboru IR objevenou galaxii s červeným posuvem z = 3,717. Hmotnost galaxie je asi 1,7×1011 M⊙ a autoři odhadují její stáří zhruba na polovinu stáří vesmíru. To znamená, že většina jejích hvězd musela vzniknout v první miliardě let po reionizaci vesmíru během velmi intenzivní vlny tvorby nových hvězd. Takový proces je v souladu s přehlídkami galaxií v mikrovlnné oblasti, ale neodpovídá současným teoretickým modelům vzniku prvních galaxií. Opět tedy něčemu zásadnímu zcela nerozumíme.

T. Tapia aj. hledali numerický model vzniku čočkových galaxií v raném vesmíru pomocí splývání menších galaxií. Takových čočkových galaxií – s výdutí a diskem, ale bez spirálních ramen a bez tvorby nových hvězd – vidíme ve vesmíru hodně, ale jednoduché modely jejich vzniku dosud selhávaly. Tyto galaxie také vykazují závislost mezi celkovou jasností a rychlostí rotace, tzv. Tullyho-Fischerův zákon (TFR), který modely vůbec nebyly schopny rekonstruovat. Autoři přišli na to, že při vhodném rozložení momentu hybnosti splývajících galaxií skutečně vznikne čočková galaxie, která zprvu nesplňuje TFR. Dá-li se však vyvíjet dalších ~4÷7 Gr, tak se sama od sebe postupně TFR přiblíží.

D. Riechers aj. oznámili pozorování splývajících galaxií ADFS–27 mikrovlnnou observatoří ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Galaxie byly objeveny přístrojem SPIRE (Spectral and PhotometricImagingReceiver) na palubě IR družice Herschel. Teprve pozorování v submilimetrové oblasti však odhalilo červený posuv z = 5,655. Autoři odhadli hmotnost plynu ve splývajících galaxiích na 2,5×1011 M⊙ a míru tvorby hvězd na ~2 400 M⊙/r v minulých ≥ 100 Mr. Jasnost celého objektu v IR oboru odpovídá 2,4×1013 L⊙ a jde o nejjasnější IR galaxii v takto velké vzdálenosti.

A. Tsatsiová aj. zveřejnili objev osmi raných galaxií z přehlídky CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area), které rotují podle své nejdelší osy. Tato podélná rotace byla již dříve prokázána u další rané galaxie a autoři vědí o další kandidátce, u které zatím podélná rotace nebyla potvrzena. Celkový počet představuje asi 9 % ze všech raných galaxií v přehlídce, což je výrazně více, než se dosud odhadovalo. Podélně rotující galaxie patří mezi nejhmotnější. Autoři proto hledali model, který by dokázal vysvětlit vznik těchto galaxií. Jeden nalezli v podobě splynutí v ose rotace, kdy jedna galaxie narazí na druhou více či méně přesně v ose její rotace – prostoupení hvězd potom způsobí úplné rozplynutí disků a vznikne otáčející se chuchvalec, který se po určité době uspořádá do tvaru rotujícího knedlíku. Model však vyžaduje značně přesné rozložení momentu hybnosti, rychlosti a úhlu, pod kterým ke srážce dojde; vzniklé galaxie by tedy měly být vzácnější než pozorujeme.

R. Bacon aj. zveřejnili obecný přehled projektu MUSE HUDF Survey, přehlídky galaxií z Hubbleových velmi hlubokých polí (HUDF). Přístroj MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na VLT v devíti sériích pokryl 90 % plochy HUDF 10h expozicemi a pro vybrané menší pole pořídil expozici o celkové délce 31 h. Zpracování dat odhalilo 6 288 objektů, z nichž 72 nemá protějšky v datech HST a pro dalších 88 existuje protějšek v surových datech HST, ale objekt nemá záznam v katalogu. H. Inami aj. publikovali katalog potvrzených spektroskopických červených posuvů pro objekty v HUDF. Autorům se podařilo identifikovat 1 206 objektů z katalogu HST a nalézt dalších 132 bezpečně potvrzených objektů bez protějšku v datech HST. Celkem je tedy v HUDF s vysokou přesností potvrzeno ≥ 8× tolik objektů se z ≥ 3 než dosud. Zastoupení známých červených posuvů kolísá s magnitudou, pro málo a hodně jasné objekty je stále počet určených z malý. J. Brinchmann aj. porovnali data spektroskopických červených posuvů s fotometrickými odhady z pro 1 227 identifikovaných objektů. Hodnoty jsou zkreslené, míra zkreslení se dá přibližně určit lomenou lineární závislostí a absolutní hodnota posunu se pohybuje v mezích ≤ 0,05. Autoři upozorňují, že větší problém než chyba fotometrického červeného posuvu je nepřesnost přiřazení spektra a světelné křivky, resp. jasnosti daného objektu. Na základě dat z projektu bylo současně publikováno dalších šest článků, zabývajících se konkrétními vlastnostmi pozorovaných galaxií a další články jsou v přípravě.

P. Jofréová a P. Das shrnuli poznatky o vývoji spirálních galaxií s využitím biologického konceptu fylogenetického stromu. Ukazuje se, že metody fylogenetiky – které se kromě biologie používají také např. při zkoumání vývoje lidských jazyků – jsou překvapivě dobře použitelné i pro astrofyziku. Čím je pro biologii DNA, tím je pro galaktickou astrofyziku chemické složení hvězdného a mezihvězdného materiálu – metalicita a zastoupení jednotlivých těžších prvků odpovídají fyzikálním podmínkám, panujícím v dané galaxii. Fylogenetický strom pomáhá nejen při kategorizaci, třídění a vizualizaci dat, ale nese ještě jeden důležitý rys: ukazuje historii vývoje hvězd a galaxií. Autoři využili fylogenetický strom k výzkumu hvězdných populací ve slunečním okolí a zjistili, že dosud používané dělení na hvězdy tenkého a tlustého disku zcela neodpovídá realitě. Kromě těchto dvou skupin totiž existuje stejně významná skupina třetí, patrně tvořená hvězdami původem z mezigalaktického plynu či dokonce přímo z jiných galaxií, a málo významná skupina čtvrtá, kam patří podivné hvězdy, nespadající nikam. Studie pracovala s malým vzorkem hvězd slunečního typu, ale i na tomto malém vzorku je dobře vidět, že i pro astrofyziku má smysl se inspirovat postupy z jiných věd.

Zpracování obrazu se v galaktické astronomii potýká s těžkostmi, způsobenými proměnným pozadím, nízkým kontrastem, šumem detektorů, optickými vadami dalekohledů a artefakty z numerického zpracování dat. K. Schawinski aj. publikovali výsledky svých snah obejít tyto těžkosti pomocí strojového učení. Autoři natrénovali hluboké neuronové sítě na přibližně 4,5 tis. obrázcích galaxií z přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a posléze tomuto algoritmu předložili uměle degradované snímky – s přidaným šumem, sníženým rozlišením či obojím. Neuronová síť byla schopna zrekonstruovat detaily původních snímků s lepšími výsledky než klasické dekonvoluční algoritmy. Metoda samozřejmě vychází z předpokladu, že jednotlivé prvky zobrazených objektů jsou podobné. Autoři zdůrazňují, že tento přístup bude s nastupujícími přehlídkami vzhledem k velkému objemu pořízených dat nutný alespoň pro prvotní klasifikaci zobrazených objektů a pro statistickou redukci surových dat.

3.6. Gravitační mikročočky a čočky

Stejného efektu, jaký r. 1919 použily expedice za zatměním Slunce k prokázání platnosti obecné teorie relativity, využili K. C. Sahu aj. ke změření hmotnosti bílého trpaslíka Stein 2051 B, který r. 2014 přešel téměř přesně před hvězdou 18. magnitudy. Stein 2051 B je šestým nejbližším bílým trpaslíkem, ale dosud nebyla spolehlivě určena jeho hmotnost; primární složku dvojhvězdy tvoří hvězda 11. magnitudy spektrálního typu M4 a obě složky jsou vizuálně oddělené ve vzdálenosti ~10″. S využitím měření polohy hvězd pomocí HST se autorům podařilo poprvé v historii prokázat astrometrický posun obrazu hvězdnou gravitační čočkou jinou než Sluncem. Numerickou rekonstrukcí naměřených poloh pak autoři odvodili hmotnost Stein 2051 B na (0,675 ± 0,051) M⊙.

W. Zhu aj. oznámili výsledky souběžných pozorování přechodného zjasnění mikročočkou s označením MOA-2016-BLG-290, který souběžně zaznamenaly sondy Kepler v misi K2, Spitzerův kosmický dalekohled (SST) a pozemní observatoře. Zpracování dat ukázalo, že gravitační čočkou byla hvězda s velmi nízkou hmotností nebo hnědý trpaslík o hmotnosti 77+34–23 MJ, nacházející se ve výduti Galaxie ve vzdálenosti (6,8 ± 0,4) kpc. Toto gravitační mikrozesílení je historicky první, pro něž existují současná pozorování s velkou základnou (~1 au), což umožnilo s velkou přesností určit polohu a vlastnosti čočkujícího objektu.

R. Poleski aj. nalezli v datech přechodného zjasnění MOA-2012-BLG-006 náznak, že gravitační mikročočka – hvězda s předpokládanou hmotností asi 0,5 M⊙ – není osamocená, ale má souputníka s hmotností asi 1,6 % hmotnosti hvězdy, tedy zhruba 8 MJ. Vzhledem k neznámé vzdálenosti mikročočky od nás je těžké odhadnout parametry dráhy; pokud se hvězda nachází ve vzdálenosti 3÷7 kpc od nás, souputník by se v době zjasnění nacházel ≥ 10 au od hvězdy.

T. Wang aj. zpracovali pozorování přechodného zjasnění MOA-2015-BLG-020, které trvalo poměrně dlouhých 63 d a které bylo způsobeno dvojhvězdou, takže světelná křivka měla netypický průběh. Díky dlouhé době zjasnění a díky kombinaci pozorování z povrchu Země i SST bylo možné alespoň nahrubo určit paralaxu gravitační mikročočky, což usnadnilo odvození jejích fyzických parametrů. Dvojhvězda sestává ze dvou trpasličích hvězd s hmotnostmi (0,606 ± 0,028) M⊙ a (0,125 ± 0,006) M⊙, nachází se v galaktickém disku a pokud je správný předpoklad, že mikročočkou zjasněná hvězda patří do červené skupiny v galaktické výduti, vzdálenost dvojhvězdy od nás je (2,44 ± 0,10) kpc.

S.–J. Chung aj. nalezli dvě možná řešení přechodného zjasnění OGLE-2015-BLG-1482, které bylo pozorováno ze dvou pozemních teleskopů a také pomocí SST. Gravitační mikročočka pouze v případě SST patrně prošla přímo přes kotouček (nebo jen těsně vedle něj) zjasněné hvězdy, což nestačí k jednoznačnému výběru řešení. Buď je tedy mikročočkou hvězda s velmi nízkou hmotností (0,10 ± 0,02) M⊙ ve vzdálenosti (0,80 ± 0,19) kpc, nebo jde o hnědého trpaslíka s hmotností (55 ± 9) MJ ve vzdálenosti (0,54 ± 0,08) kpc. V obou případech je vlastní pohyb mikročočky značný – ~9 mas/r pro hvězdu, ~5,5 mas/r pro hnědého trpaslíka –, takže autoři odhadují, že do 10 let by měla způsobit další přechodné zjasnění, které již s novou generací přístrojů umožní přesné určení parametrů mikročočky.

C. Han aj. oznámili objev hnědého trpaslíka v soustavě s hvězdou sluneční hmotnosti, která způsobila přechodné zjasnění OGLE-2014-BLG-1112. Zjasnění bylo mimořádně příznivé, neboť bylo možné určit paralaxu binární mikročočky a na všech pozorovacích místech mikročočka přešla před kotouček zjasněné hvězdy, takže autoři odvodili hmotnosti hvězdy (1,07 ± 0,28) M⊙ a hnědého trpaslíka (3,03 ± 0,78)×10–2 M⊙ a vzdálenost systému od nás (4,84 ± 0,67) kpc. Jde o vynikající ukázku, jak bude možné s budoucí generací přehlídkových dalekohledů objevovat hnědé trpaslíky.

Hraniční pole (Frontier Fields = FF) HST představují studnici informací o nejvzdálenějším vesmíru. Kupa galaxií Abell 370, která obsahuje stovky členských galaxií, slouží navíc jako gravitační čočka, která soustřeďuje a zesiluje záření dalších desítek galaxií, které se nacházejí daleko za ní. Kupa tak slouží jako objektiv dalekohledu a záření vzdálených objektů nám zase umožňuje studovat rozložení viditelné i skryté látky v samotné kupě. Tým projektu hraničních polí proto kupu Abell 370 vybral jako jeden z cílů, což se ukázalo jako velmi dobrá volba – zborcených obrazů vzdálených objektů se v zorném poli nachází kolem 100. Identifikovat jednotlivé objekty, zejména pokud jsou zobrazeny několikrát, však vůbec není snadné a zatím to zvládali pouze trénovaní lidé porovnáváním skutečných snímků a modelových výstupů. Y.  Hezaveh aj. publikovali svůj výzkum chování neuronových sítí, které na půl milionu obrázků uměle vytvořených simulovanými gravitačními čočkami natrénovali, aby byly schopny poznat zborcené obrazy různých typů galaxií. Výsledkem strojového učení jsou algoritmy, které dokáží zpracovat snímky v časech až 10 milionkrát kratších než lidé, a to se srovnatelnou přesností. S nástupem chystaných přehlídek, velkých částicových experimentů a celoplanetárních observatoří čeká astrofyziky úkol zpracovávat obří objemy dat a strojové učení bude zcela jistě nezastupitelným nástrojem.

N. Laporte aj. zaměřili na jeden z objektů, objevených v rámci výše zmíněného projektu hraničních polí HST, mikrovlnnou observatoř ALMA. Objekt s označením A2744_YD4 (hraniční pole kupy galaxií Abell 2744) vykazoval v mm vlnách prachového kontinua červený posuv ~8. Následná pozorování v čáře Lyman-α i OIII na vlnové délce 88 µm potvrdila červený posuv z = 8,38. Ztotožnění objektů v různých oblastech elektromagnetického spektra není dokonalé, s velkou pravděpodobností se však jedná o stejnou galaxii. Autoři odhadují míru gravitačního zjasnění ~2 a z ní odvozenou hmotnost ~2×109 M⊙ a míru tvorby hvězd ~20 M⊙/r. Objev je důležitý jednak jako důkaz, že ALMA je za pomoci gravitačních čoček schopna dohlédnout až do období těsně po reionizaci vesmíru, jednak pro množství prachu, kterého se v galaxii zformované asi 200 Mr po reionizaci nachází překvapivě hodně.

A. Popeová aj. pomocí Velkého mm dalekohledu (Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano; ø 50 m; pásmo 0,85 ÷4 mm; Sierra Negra, Mexico; 4,6 km n. m.; 19° s. š.) zjistili přítomnost emisního záření prachu v galaxii MACS0717_Az9, jejíž dva obrazy jsou součástí hraničního pole HST pro kupu galaxií MACSJ0717.5+3745. Míra zesílení jasnosti má vysokou hodnotu 7,5, zdrojová galaxie má červený posuv z> 4 a autoři odhadují její jasnost v oboru IR na 9,7×1010 L⊙. Pozoruhodná je míra tvorby hvězd – hodnota odvozená z přímo viditelného světla v oboru UV tvoří jen asi 20–25 % celkové hodnoty (18,7 ± 4,5) M⊙/r, většinu naopak tvoří složka odvozená z obrazů deformovaných gravitační čočkou v oboru IR. Jde o další zajímavou galaxii, která má v raném vesmíru nízkou metalicitu a velké množství prachu.

A. Zitrin aj. analyzovali čočkující kupu galaxii PLCK G287.0+32.9, jejíž červený posuv činí 0,38. Analýza dat z HST ukázala, že pro vzdálenou galaxii s červeným posuvem z = 6,90 je zesílení jasnosti přibližně dvojnásobné a efektivní Einsteinův poloměr gravitační čočky je ~42″. Autoři modelováním průchodu paprsků kolem různých rozložení látky v kupě zkoumali vlastnosti gravitační čočky a zjistili, že pro vhodně situovaný zdroj může být zesílení jasnosti až desetinásobné a Einsteinův poloměr ~54″.

B. M. Y. Chan aj. numericky modelovali kupu galaxií MACSJ0647.7+7015 s červeným posuvem 0,591, která slouží jako gravitační čočka několika galaxií ve velmi vzdáleném vesmíru. Autoři předpokládali, že jednou ze zobrazovaných galaxií je i MACS0647-JD, u níž byl pouze odhadnut fotometrický červený posuv z ~ 10,7, ale spektrálně se ho nepodařilo potvrdit. Modelovali proto průchod záření galaktickou čočkou v různých konfiguracích látky a skryté látky a hledali, zda je možné některé zborcené obrazy přiřadit ke zmiňované galaxii. Ukázalo se, že jako nejlepší fitovaná hodnota vychází z = 10,8+0,3–0,4, což dobře souhlasí s fotometrickým odhadem. Modelování deformace obrazu pro jiné čočkované galaxie navíc velmi dobře kopíruje rozdílné zesílení jasnosti konkrétních galaxií, což naznačuje, že model je správný. Galaxie MACS0647-JD je objekt hodný další pozornosti, neboť pokud je odvozená vzdálenost správná, jde možná o nejjasnější dosud objevenou galaxii v raném vesmíru.

3.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

Když v r. 1939 objevil G. Reber rádiový zdroj v souhvězdí Labutě označený jako Cygnus A, asi nikdo netušil, jak studium tohoto velmi jasného rádiového zdroje, identifikovaného v r. 1951 také v optickém oboru spektra promění astrofyziku. Zprvu se totiž zdálo, že Cyg A je rádiová hvězda v naší Galaxii, neboť rádiově blikala, tak jako to dělají vzdálené hvězdy v optickém oboru, když je pozorujeme na dně vzdušného oceánu. Když se však podařilo zpřesnit polohu Cyg A novým radioteleskopem, našel se optický protějšek zdroje a díky této identifikaci mohl W. Baade pořídit optické spektrum objektu pomocí 5m Haleova teleskopu na Palomaru. Jelikož Baade ve spolupráci s L. Spitzerem již předtím publikovali práci o možnosti, že se dvě galaxie prostupují, usoudil, že Cyg Aje důkazem prolínání galaxií. Nápad Baadeho však kritizoval jeho kolega R. Minkowski studující rovněž „rádiohvězdy“. Baadeho naštval tak, že se chtěl vsadit o tisíc dolarů, že se potvrdí prolínání galaxií, pokud se najdou ve spektru galaxie emisní čáry.Baade se domníval, že když se dvě galaxie prolínají, tak se jejich řídce rozprostřený plyn střetává a ohřeje se natolik, že produkuje emisní čáry. Oba sokové se vsadili o láhev whisky. Když naštvaný Minkowski uviděl v pracovně Baadeho malou placatici, zatímco očekával, že to bude litrovka, tak ji na truc vypil, přestože ve spektru Cyg A byly emisní čáry objeveny. Po několika letech se však ukázalo, že Minkowski měl na vypití nárok, protože Baadeho domněnka se nepotvrdila…

Když se totiž podařilo následně pořídit spektrum Cyg A, tak se ukázalo, že jde o objekt vzdálený 238 Mpc od Slunce, čili poměrně daleko v intergalaktickém prostoru. Jeho mimořádná jasnost poukázala na gigantický zářivý výkon 1038 W, který nelze vysvětlit prolínáním galaxií. Šlo vlastně o první galaxii třídy AGN, které se vyznačují silnou energetickou aktivitou svého jádra. Už více než čtvrt století je známo, že v centru galaxií AGN se nacházejí černé veledíry vysokých hmotností, v tomto případě konkrétně 2,5 GMʘ. Z galaxie vyvěrají v protilehlých směrech částečně kolimované výtrysky viditelné v rádiovém oboru do vzdáleností 60 kpc od veledíry, což je pro takto hmotné centrální veledíry zcela typické – výtrysky odnášejí přebytečný moment hybnosti materiálu, který veledíra pohlcuje. V r. 2017 však oznámili D. Perley aj., že v projekční vzdálenosti 460 pc od centra Cyg A se vynořil nový svítivý zdroj, jenž se z úrovně šumu zjasnil téměř o řád. Jeho zářivý výkon v rádiovém pásmu o frekvenci 8,5 GHz (vlnová délka 35 mm) dlouhodobě překonává zářivý výkon nejsvítivějších supernov. Navíc se z archivních snímků v infračerveném pásmu ukázalo, že v tomto oboru se zdroj vynořil již dříve. Autoři soudí, že jde ve skutečnosti o binární černou veledíru (Cyg A-2), která obíhá kolem veledíry Cyg A. Nově odhalená veledíra tak zřejmě začala pohlcovat hmotnější objekt, čímž se prozradila. Autoři se domnívají, že gravitace tohoto objektu výrazně roztřepává výtrysky vycházející ze zdroje Cyg A.Kromě toho rentgenová družice Chandra zjistila, že celá galaxie je ponořena do horkého ionizovaného plynu o teplotě 25 MK.

R. Bouwnes upozornil na přetrvávající záhadu, že kvasary se objevují v raném vesmíru už ve věku pouhých 750 mil. let po velkém třesku. Existence kvasarů je podmíněna rychlým vznikem černých veleděr o hmotnostech >1 GMʘ, což vyžaduje vysoké prvotní tempo tvorby hvězd (>100 Mʘ/r) v zárodečných galaxiích. Zdá se, že klíčem k řešení tohoto problému je studie (R. Decarli aj.), kteří šťastnou shodou okolností objevili v okolí existujících raných kvasarů v podobných vzdálenostech od nás velmi hmotné galaxie ve stáří <940 Mr po Velkém třesku a v lokálních vzdálenostech od příslušných kvasarů <100 kpc. To dává naději, že se podaří nalézt příčinnou souvislost mezi velmi hmotnými ranými galaxiemi a rekordně hmotnými černými veleděrami v raném vesmíru.

B. Trakhtenbrot aj. měřili tempo akrece na černé veledíry pro 20 nejvzdálenějších (>3,9 Gpc) a tedy i nejstarších (<1,0 Gr po VT) kvasarů včetně tehdy úplně nejvzdálenějšího (ULAS J1120+0641; Leo; stáří 760 Mr po VT; vzdálenost 4,0 Gpc). Tempo akrece pro různé kvasary se pohybovalo v rozmezí 4÷190 Mʘ/r, ale 80 % souboru vykazovalo užší rozmezí tempa 10÷65 Mʘ/r. Zářivá účinnost měla medián 0,1. Tyto údaje znamenají, že rychlý růst hmotnosti veleděr v raném vesmíru je v daném čase uskutečnitelný díky dostatečně vysokému tempu tvorby hvězd.

R. Wang aj. uskutečnili pozoruhodné pozorování rádiově tichého kvasaru SDSS J0100+2802, jenž je od nás vzdálen 3,9 Gpc (stáří 880 Mr po Velkém třesku) a má mezi dosud známými kvasary suverénně nejvyšší hmotnost černé veledíry 12 MMʘ i nejvyšší optický zářivý výkon 1,6.1041 W (= 4,3.1014 Lʘ). To znamená, že bolometrická svítivost tohoto obra se blíží Eddingtonově mezi. Využili totiž rádiové interferometrie na základně VLBA na frekvenci 1,5 GHz (vlnová délka 200 mm) s úhlovým rozlišením 0,07˝, tj. lineárním rozlišením 40×18 pc ve vzdálenosti kvasaru. Rádiová měření navíc ukázala vysokou jasovou teplotu kvasaru 16 MK, což je dokladem existence AGN v centru kvasaru, ale přesto je podstatně nižší než pro stejně vzdálené rádiové hlučné kvasary, kde jasové teploty dosahují hodnot až 109K.

V. Vittorini aj. se pokusili vysvětlit, jak u blazaru 3C-279 dochází k jasným a rychlým výbuchům tvrdého záření gama v pásmu energií řádu GeV a průměrným trváním řádu 1 minuty. Výbuchy nejsou doprovázeny zjasněním v UV, ani v optickém pásmu spektra. Zářivé výkony v maximu výbuchu dosahují hodnot 1042 W. Autoři vysvětlují tento typ krátkých a silných vzplanutí modelem, v němž se v kolimovaných výtryscích z okolí černé veledíry nacházejí plasmoidy, kolem nichž jsou elektrony urychlovány na relativistické rychlosti s izotropním Lorentzovým faktorem řádu 103. Sousední plasmoidy pak odrážejí elektrony zpět a tím roste jejich energie, takže inverzní Comptonovy interakce s fotony v optickém a UV pásmu je energeticky posunou do pásma GeV. Tehdy dochází k výbuchu v pásmu záření gama ve vzdálenostech řádu 1013 km (~1 sv. rok) od veledíry.Takový mechanismus výbuchu se projeví deficitem energie v pásmu UV a optického záření.

A. Abeysekara s velkým týmem spolupracovníků monitorovali blazar B2 1215+30, jehož záření v energetickém pásmu TeV objevil r. 2012 pár Čerenkovových teleskopů MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov telescopes; Roque de los Muchachos, La Palma; 2,2 km n. m.) v poloze 1215+303. Následně byl nalezen v archivních datech Čerenkovových teleskopů systému VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; rozsah energií 100 GeV – 30 TeV; F. L. Whipple Obs.; Mt. Hopkins, Arizona; 1,3 km n. m.) za léta 2009-2012. Tato aparatura zaznamenala 8. 2. 2014 silný výbuch v pásmu energií záření gama, kde svítivost zdroje dosáhla 2,4násobku svítivosti kalibračního prototypu Krabí mlhoviny během <3,6 h. Souběžná měření pomocí družic Fermi-LAT a Swift zaznamenala obdobné zvýšení svítivosti v pásmu energií řádu GeV. Do r. 2017 bylo pozorováno jen 6 blazarů s obdobným chováním, tj. krátkými (minutovými) vzplanutími v pásmu energií TeV. Ve všech případech se však přitom jasnost zdrojů v optickém a UV pásmu nezvýšila. Observatoř VERITAS sledovala blazar v letech 2008 až 2014 během více než 50 nocí a za celou dobu došlo jen dvakrát k nápadnému zvýšení vysokoenergetické jasnosti; poprvé 7. 2. 2007 (6×) a podruhé 8. 2. 2008 (60×).

V další práci A. Abeysekara aj. podali zprávu o každodenním pozorováním TeV emise blazarů novou americko-mexickou aparaturou HAWC (High Altitude Water Cherenkov; 300 vodních nádrží, každá obsahuje 190 t vody; zorné pole 2 steradiány; svah sopky Sierra Negra, Puebla, Mexiko, 4,1 km n. m.) v prvních 17 měsících (listopad 2014 – duben 2016) pozorování (plynulé časové pokrytí >95 %) v pásmu 0,5÷100 TeV. Tato prakticky nepřetržitá pozorování, která se týkají zejména zdrojů energetického záření v deklinacích -26° až 64°, jež jsou během noci a roku viditelná pomocí HAWC, dávají velmi cenné informace o vysokoenergetickém vesmíru. Na rozdíl od dosavadních aparatur, které mohou pracovat pouze v noci a sledovat vždy jen jeden zdroj, má HAWC na astronomické poměry neuvěřitelně široké zorné pole a může pozorovat 24 h denně. Základním zdrojem pro kalibraci měření je přitom Krabí mlhovina (=M1; Tau; vzdálenost ~2 kpc). Tým se věnoval zejména dvěma blazarům Mrk 421(stáří 13,4 Gr po VT; vzdálenost 130 Mpc) a 501(13,3 Gr po VT; 140 Mpc). Zatímco Krabí mlhovina v pásmu měla v pásmu TeV stálou jasnost, zmíněné blazary vykazovaly v témž pásmu výraznou proměnnost. V maximu dosahoval blazar Mrk 421 až 5× a blazar Mrk 501 až 3× vyšší svítivosti než M1.

A. Schulze aj. se pokusili dokázat, že rádiově hlučné kvasary mají ve svém nitru rychle rotující černé veledíry, na rozdíl od rádiově tichých kvasarů, jejichž černé veledíry rotují pomaleji. I když první objevený kvasar 3C-273 je rádiově hlučný, současná statistika stovek tisíců kvasarů ukazuje, že 90 % pozorovaných kvasarů patří mezi rádiově tiché objekty. Autoři si vybrali vzorky obou tříd kvasarů v přehlídce SDSS vzdálených v rozmezí 1,1÷2,1 Gpc. Jelikož spin veleděr se přímo měří obtížně, zvolili jako nepřímé kritérium velikosti spinu mateřských veleděr pro soubor téměř 8 tis. kvasarů jejich svítivost v zakázané čáře [O III]. Spárovali pak měření svítivosti této čáry pro konkrétní vzdálenosti, tempa akrece a hmotnosti černých veleděr u hlučných a tichých kvasarů. Tak se ukázalo, že hlučné kvasary mají v průměru o polovinu vyšší svítivost ve zmíněné zakázané čáře, což dokazuje, že rotují rychleji a mají proto systematicky vyšší účinnost vyzařování než tiché kvasary obdobných parametrů.

P. Padovani aj. zdůraznili, jak pokrok v rádiointerferometrii v milimetrové oblasti spektra pomáhá zlepšit naše znalosti o hlavních mechanismech záření a kinematiky galaxií s aktivními jádry (AGN). Málokteré kosmické objekty mohou soupeřit s galaxiemi AGN v šíři pozorovatelného elektromagnetického záření od rádiového záření až po paprsky gama. G. Risalti a E. Lusso navrhují, aby se nelineární závislost mezi rentgenovým a UV zářením kvasarů začala využívat ke zpřesnění jejich vzdáleností v pásmu do 3,6 Gpc. K tomu účelu by se mělo přidělovat více pozorovacího času na rentgenové družici Newton. Přesné vzdálenosti 10 kvasarů v této vzdálenosti se vyrovnají svou přesností jedné supernově v téže vzdálenosti.

S. Gezari s rozsáhlým týmem spolupracovníků objevili prudké zjasnění rádiově tichého kvasaru iPTF 16bco (intermediate Palomar Transient Factory) vzdáleného od nás 875 Mpc (stáří 10,9 mld. po Velkém třesku). Kvasar byl v r. 2005 zachycen na archivním snímku přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) jako objekt se slabými a úzkými emisními spektrálními čárami. Byl proto klasifikován jako objekt LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region). Pomocí modernizovaného Oschinova teleskopu typu Schmidt o průměru hlavního zrcadla 1,2 m (Mt. Palomar) autory dálkově ovládaného z Pasadeny se zdařilo získávat průběžně fotometrii kvasaru v letech 2009 – 2012. Další pozorování jasností kvasaru získala šťastnou shodou okolností rentgenová družice Newton v letech 2011 a 2015. Kvasar v poloze J1554+3629 v té době měl stále stejnou nízkou jasnost 19 mag v pásmu R. Jenže další fotometrie z Palomaru pořízená 1. 7. 2016 poukázala na rychlé a výrazné zjasnění objektu. Následující spektra pořízená různými přístroji potvrdila, že se objekt morfologicky změnil z typu LINER na typ svítivého kvasaru třídy 1 (bolometrický zářivý výkon 1038 W). Jeho zářivý výkon v pásmu UV se zvýšil o řád a v optickém spektru se vynořily široké čáry Balmerovy série vodíku. I když se nepodařilo určit přesný počátek vzplanutí, omezila archivní pozorování začátek vzplanutí na maximálně 500 dnů před zmíněným pozorováním, což je výjimečně krátká doba. Autoři proto soudí, že došlo k podstatnému zvýšení akrece materiálu z disku, jež obklopuje černou veledíru o hmotnosti 100 MMʘ. Zvýšení se muselo ovšem odehrát v průběhu jediného roku, což je pro teorii chování akrečních disků kolem veleděr vskutku těžký oříšek.

M. Chiaberge aj. objevili na základě snímků z HST, že od centra galaxie QSO 3C-186 (vzdálenost 2,5 Gpc; zářivý výkon 1040 W) uniká černá veledíra rychlostí 2,1 tis. km/s, jež je v současné době od centra vzdálena téměř 11 kpc. Autoři soudí, že tato veledíra byla z centra vymrštěna gravitačními vlnami druhé hmotnější složky binární černé veledíry. Autoři vyloučili možnost, že by šlo o veledíru, která je na průletu zmíněnou galaxií. Na tuto studii navázali C. Lousto aj., kteří uvedli, že podmínkou pro toto vysvětlení je poměr původních hmotností veleděr větší než 0,25, přičemž spin hmotnější složky musí být vyšší než 0,4. Pro dostatečně silný štulec k vymrštění je třeba, aby alespoň 4 % hmotnosti veledíry bylo vyzářeno gravitačními vlnami. Autoři zjistili, že zmíněná binární veledíra vyzářila 9,6 % své hmotnosti, což je zcela rekordní jev, předtím nevídaný. Autoři odhadují, že před méně než 2 mld. let se začaly dvě galaxie prolínat a jejich centrální veledíry se nakonec navzájem zachytily a vytvořily binární veledíru. Protože velmi pravděpodobně neměly shodnou hmotnost a spin, vysílaly gravitační vlny při svém vzájemném oběhu anizotropně. Když měly nakonec splynout, dostala ta méně hmotná rázný štulec a od té doby prchá.

Podobně J. Condon aj. objevili silný souměrný rádiový zdroj B3 1715+425 (jasová teplota 30 GK na rádiové frekvenci 7,6 GHz; rádiový zářivý výkon 1025 W v pásmu 1,4 GHz), jenž se nachází v projekční vzdálenosti 8,5 kpc od jasné centrální galaxie v kupě ZwCl8193 (Her; vzdálenost 670 Mpc). Vůči těžišti kupy se zdroj vzdaluje rychlostí 1 860 km/s a zanechává za sebou ionizovanou vlečku od centrální galaxie. Kolem zdroje se nachází pošramocená trpasličí galaxie s rozměry 0,9 × 0,6 kpc2 o hmotnosti <6 GMʘ a infračerveném zářivém výkonu 300 GLʘ. Autoři konstatovali, že parametry rádiového zdroje výrazně převyšují energetické možnosti galaxie a proto došli k názoru, že v minulosti původně daleko hmotnější galaxie proletěla středem centrální galaxie kupy ZwCl 8193. Silné slapové síly ji tehdy okradly o většinu materiálu a jen několik procent hvězd doprovází téměř obnaženou hmotnou černou veledíru na jejím úprku z kupy počáteční rychlostí >2 000 km/s. Jelikož hvězdy nynějšího zbytku galaxie stárnou a vyhasínají, budoucí scénář praví, že neúměrně hmotná veledíra přestane být viditelná a bude osaměle pádit jako Ahasver napříč vesmírem.

G. Bruni aj. využili 10m paraboly Radioastron na družici Spektr-R k rádiointerferometrii na základně dlouhé 114 tis. km ve spolupráci s pozemními radioteleskopy k podrobnému studiu prototypu kvasarů rádiového zdroje 3C-273 s úhlovým rozlišením 0,3 úhlové milivteřiny. Radiointerferometrie VLBA se uskutečnila na frekvenci 22 GHz (14 mm) a výtrysk směřující šikmo k nám byl pozorován také na frekvenci 43 GHz (7 mm). V r. 2013 zaznamenala aparatura Radioastron velké zvýšení jasové teploty zdroje až na hodnotu 1,4.1013 K. Tehdy byl podél výtrysku vymrštěn se zpožděním asi dvou měsíců od maxima jasnosti zhustek plazmatu. Družice Fermi nepozorovala v letech 2010-2014 žádný další takový objekt. Autoři proto předpokládají, že taková zjasnění jsou jen krátkodobá a vzácná. K vysvětlení chování rádiové ho zdroje 3C-273 není proto potřeba zavádět nějakou exotickou fyziku.

L. Matveyenko a S. Seleznev prozkoumali jemnou strukturu blazaru 3C-273 (Vir,12,9 mag; vzdálenost 749 Mpc; zářivý výkon 4 TLʘ; hmotnost veledíry ~890 Mʘ) s úhlovým rozlišením 20 µas v rádiových vlnových délkách 20 a 60 mm (frekvence 5 a 15 GHz). Objevili tak trysky a bipolární výtok v podobě úzkého a protilehlého koaxiálního výtrysku rychlé a pomalé složky. Oba výtrysky jsou zrcadlově souměrné. Jejich dosvity jsou viditelné až do vzdálenosti 16 pc od zdroje, protože urychlování materiálu zčásti vyrovnává radiační ztráty. Trysky jsou v projekci na oblohu od sebe vzdáleny o 0,8 pc a rychlost proudění v nich ≤0,1c. Největšího jasu dosahují ve vzdálenosti 0,5 pc od svého počátku. Jasová teplota materiálu v tryskách dosahuje na vlnové délce 20 mm hodnoty 45 TK. Vyvržené elektrony se radiačně ochladí do vzdáleností ≤4 pc. Průměr vnějšího okraje trysek dosahuje 25 pc a pak exponenciálně klesá se vzdáleností od jejich základen. Kinematika toku a kolimace má vířivý charakter související se zakroucenými siločarami magnetických polí. Kvasar jeví fluktuace rádiového toku s periodami od několika dnů do desítek dnů, což dokazuje, že výrony materiálu mají malé úhlové rozměry ≤100 µas; tj. lineární rozměry ≤0,27 pc.

L. Matveyenko a S. Sivakov prozkoumali podobně jádro blazaru OJ 287 (Cnc; 15,5 mag; 1,1 Gpc; hmotnost primární veledíry 18 GMʘ; hmotnost sekundární veledíry 100 MMʘ, jež obíhá kolem primární veledíry v periodě 12 let). Pozorovali okolí primární veledíry na vlnové délce 7 mm (frekvence 43 GHz) s úhlovým rozlišením 20 µas (lineární rozlišení 0,1 pc) v letech 2007-2017. Struktura a kinematika výdutě blazaru odpovídá šroubovitému víru. Plazma se přenáší do centra podél dvou ramen v opačných směrech. Přebytečný moment hybnosti se odvádí bipolárním prouděním v rotujících koaxiálních trubicích. Bipolární proudění má tvar šroubovice. Jasová teplota ve výtryscích se pohybuje v rozmezí 1012÷1013 K. Akreční disk kolem veledíry má průměr 2,2 pc a projevuje se díky pohlcování synchrotronového záření. Přivrácený výtrysk zřetelně převažuje nad výtryskem odvráceným.

Podle A. Roraie aj. lze pomocí vzdálených kvasarů studovat podrobnou strukturu rozložení intergalaktické látky mezi kvasarem a námi. Ve spektru kvasarů se totiž dají objevit absorpční čáry Lymanovy série vodíku souhrnně nazývané lesem Lyman-α. Jejich červený posuv je vždy menší než červený posuv čar vzdáleného kvasaru, takže se daří nalézat fluktuace hustoty vodíku podél zorného paprsku k Zemi. Autoři zjistili, že v okolí galaxií jsou fluktuace hustoty nepatrné, což svědčí o interakci dané galaxie se svým rozsáhlým intergalaktickým okolím.

3.8. Černé díry a veledíry

B. Luo aj. uveřejnili výsledky dlouhodobé pozorovací kampaně rentgenové družice Chandra, jež v letech 1999–2006 opakovaně (102 expozic) snímkovala hluboké jižní pole (CDF-S) na úhlové ploše 2/3 měsíčního úplňku (482 □´) s kumulativní expozicí 6,73 mil. sekund (78 dnů) ve třech energetických pásmech: 0,5÷7,0 keV; 0,5÷2,0 keV a 2÷7 keV. Jde o vůbec nejdelší expozici téhož pole pomocí družice Chandra. Na výsledném snímku se autorům podařilo identifikovat 1 008 zdrojů, které představují okolí černých veleděr v různých fázích vývoje vesmíru. Pro 992 kvasarů se podařilo najít optické a/nebo infračervené protějšky a pro 986 zdrojů autoři získali jejich kosmologické červené posuvy; z toho 653 bylo spektroskopických a 333 fotometrických. V porovnání s předešlým katalogem 4 Ms (souhrnná expozice 46,3 d) přibylo 291 nových objektů. V souboru autoři klasifikovali 711 galaxií typu AGN. Tento projekt poslouží v příští dekádě jako podklad pro ještě rozsáhlejší výzkumy budoucími rentgenovými družicemi, protože obsahuje údaje o velmi hlubokém vesmíru s vysokou úhlovou rozlišovací schopností.

G. Yang aj. srovnávali tempo růstu centrálních černých veleděr s tempem tvorby hvězd a s celkovou hmotností dané galaxie. V souboru 18 tis. galaxií z výše uvedeného katalogu rentgenové družice Chandra 7 Ms porovnávali tempa růstu veleděr jednak s tempem tvorby hvězd, ale též s výslednou celkovou hmotností dané galaxie. I když v obou případech se určitá závislost našla, korelace s celkovou hmotností galaxie je daleko výraznější, takže právě tyto velmi hmotné galaxie umožňují daleko rychlejší růst hmotnosti veleděr v rané epoše vesmíru.

Dacheng Lin aj. sledovali světelnou křivku rentgenového zdroje 3XMM J1500+0154 (Vir; 6 GMʘ; vzdálenost 570 Mpc). Takto hmotná galaxie by měla mít v centru černou veledíru řádově 1 MMʘ. Ještě v dubnu 2005 rentgenová družice Chandra tento zdroj nezaznamenala. Poprvé jej spatřila rentgenová družice Newton koncem července 2005, kdy se zdroj objevil a dosáhl v rentgenovém oboru zářivého výkonu 5,5.1035 W. Další pozorování střídavě oběma družicemi v letech 2008 a 2009 však ukázala další zvýšení výkonu na 7.1036 W. V r. 2011 výkon poklesl na 3. 1036 W a na této úrovni zůstal i v letech 2014–2016, kdy se do sledování zdroje zapojila také družice Swift. To je naprosto nečekané, protože pohlcování hvězdy o hmotnosti Slunce černou veledírou se dá běžně stihnout za dva roky. Autoři se proto domnívají, že v tomto případě se uplatnila superEddingtonova akrece hmoty na veledíru, což vysvětluje rychlé tempo růstu hmotnosti veleděr v raném vesmíru. Nasvědčuje tomu také velmi měkké rentgenové maximum pozorovaného procesu při poklesu výkonu v r. 2015.

E. Perlman aj. zkoumali průběh slapového trhání u dosud nejbližšího případu slapového trhání hvězdy černou veledírou v galaxii NGC 4845 (vzdálenost 17 Mpc). Celý úkaz započal pozorováním vzplanutí jasného zdroje v pásmu paprsků gama IGR J1258+0134 v listopadu 2010. Využili k tomu dlouhodobého monitorování úkazu pomocí komplexu radioteleskopů Karla G. Janského VLA (Soccoro, NewMexico), jakož i rádiointereferometrie na velmi dlouhých základnách VLBA. Tak se ukázalo, že původně silný submilimetrový zdroj změknul v letech 2011–2013 do frekvenčního pásma desítek GHz a dokonce jednotek GHz v r. 2015. Aparatura VLBA ukázala, že šlo o protáhlý zdroj o délce 3 pc.

T. Hung aj. sledovali po dobu tří měsíců změny jasnosti zdroje iPTF16axa objeveného pomocí širokoúhlého teleskopu s průměrem zrcadla 1,2 m (intermediate Palomar Transient Factory). Tento zdroj ve vzdálenosti 430 Mpc se nachází v centru galaxie v okolí černé veledíry o hmotnosti 5 MMʘ. Objekt se velmi rychle zjasnil a v jeho spektru se pozorovalo výrazné modré kontinuum a široké čáry He II a Hα, což je příznakem slapového trhání většího objektu a jeho postupného pohlcování černou veledíru. Po celou dobu sledování objekt zářil jako černé těleso o stálé teplotě~30 kK. Zářivý výkon zdroje se vyšplhal až na 1037 W. Autoři také konstatovali, že i další jevy slapového trhání v okolí černých veleděr se vyznačují stálou teplotou černého tělesa kolem 30 kK po celou dobu pohlcování materiálu a prakticky shodným zářivým výkonem v rozmezí 2×(1036÷1037) W. Maximální výkony nejsou nijak závislé na hmotnosti veledíry.

A. Tutukov a A. Fedorova se zabývali možnou koexistencí černých veleděr s hvězdami, jež kolem veledíry obíhají dlouhodobě a tvoří tak bizarní typ „dvojhvězdy“. Podle jejich výpočtů se takto blízká hvězda rychle rozepne a vyplní svůj Rocheův lalok, takže tím vytváří polodotykovou „dvojhvězdu“. Další vývoj soustavy se podle autorů příliš neliší od vývoje běžných polodotykových párů. Rozdíl spočívá v tom, že hvězda je vystavena silnému energetickému záření z akrečního disku veledíry a v případě, že jde o oddělený pár, tak veledíra pohlcuje veškerý hvězdný vítr, který opouští hvězdu. Dalším rozdílem proti běžným těsným dvojhvězdám je nemožnost výměny orbitálního momentu hybnosti za moment hybnosti materiálu odtékajícího z hvězdy. Autoři propočítali tři možné scénáře pro budoucnost takto bizarních soustav. První scénář se týká hvězd na hlavní posloupnosti v pásmu nízkých hmotností. Tyto hvězdy budou nakonec zcela zničeny. Dokonce se to týká i hmotných hvězd hlavní posloupnosti, pokud se ocitnou příliš blízko k veledíře. Druhý scénář se vztahuje na hmotné hvězdy hlavní posloupnosti více vzdálené od kritické hranice pro pohlcení veledírou. Tyto hvězdy se rozepnou na červené obry, ale ztratí tolik hmoty, že se nakonec smrští dovnitř Rocheova laloku až na bílé trpaslíky, jejichž oběžná perioda se prodlouží, takže se od veledíry vzdálí na bezpečnou vzdálenost. Třetí scénář platí pro hmotné hvězdy hlavní posloupnosti a také pro hvězdy, které už před dvojhvězdnou epizodou prodělaly růst na obry. Tyto hvězdy nevyplní Rocheův lalok, protože ztrácejí hodně hmoty intenzivním hvězdným větrem. I tyto hvězdy se nakonec dostanou do bezpečné vzdálenosti od veledíry.

A. Tutukov a A. Čerepaščuk studovali možnost vzniku těsných párů černých děr z dvojhvězd o vysoké původní hmotnosti díky ztrátě energie gravitačním zářením. K vytvoření takového páru je potřebná společná obálka obklopující obě složky, anebo štulec při výbuchu supernovy, kdy rychlost štulce bude vyšší než oběžná rychlost původní dvojhvězdy. Další možností je výskyt dvou hmotných hvězd v hustém molekulárním oblaku, které se v odporujícím prostředí oblaku zbrzdí a zachytí na společné orbitální dráze.

A. Smith aj. se zabývali v přehledové práci záhadou bleskového tempa vzniku černých veleděr v raném vesmíru. Vyšli z ověřených pozorování, že prakticky každá větší galaxie obsahuje ve svém centru veledíru o hmotnosti <1 % hmotnosti dané galaxie. Zatímco velkorozměrová struktura vesmíru se vyvíjela v průběhu několika miliard let, už během první miliardy let existence vesmíru dokládají nejvzdálenější kvasary, že jejich motorem jsou veledíry o hmotnosti až ~10 GMʘ. Dnes jsou už prokázány kvasary s gigantickýmiveledírami o hmotnostech až 12 GMʘ pozorované ve stáří 700 mil. let po Velkém třesku. Autoři přirovnávají problém rychlého růstu hmotnosti veleděr k problému člověka, který si chce do penze nastřádat dostatečný kapitál pravidelnými úložkami v bance. Když začne s úložkami v mládí, je téměř jisté, že bude v penzi dobře zabezpečen. Jenže pokud začne takto investovat až na poslední chvíli, tak to nefunguje a pravděpodobnost, že potřebný kapitál nastřádá, klesá dramaticky na pravděpodobnost výhry v loterii.

Autoři argumentují, že pokud prvotní galaxie dokáží zbrzdit tempo tvorby hvězd, usnadní to přednostní vznik černých děr s hmotnostmi 104÷106 Mʘ. Tyto prvotní díry v tomto scénáři vznikají přímým gravitačním zhroucením díky dostatečným hmotnostem oblaků prvotního extrémně žhavého plynu, jehož teplota potlačuje vznik menších fluktuací (hmotných hvězd). Autoři však navrhli druhý scénář, jak docílit v krátkém čase pod 1 mld. let růst obřích veleděr. Pokud v dané galaxii nejprve vznikají hmotné hvězdy, mají krátkou životnost a akrece hmoty na masivní hvězdy probíhá v superEddingtonově režimu. Zpočátku je druhý scénář zdlouhavější, ale v čase asi 250 mil. let po Velkém třesku začne zpoždění dohánět a ve stáří vesmíru 500 mil. let se jeho účinnost srovná s tím prvním.

K. Bansal aj. rozlišili v rádiogalaxii 0402+379 (Per, vzdálenost 250 Mpc) dvě jasná jádra a pomocí radiointerferometrie VLBI (frekvence 5, 8, 15 a 22 GHz) z let 2009 a 2015 prokázali, že jde o dvě černé veledíry, jež obíhají kolem sebe v projekční vzdálenosti 7 pc. Autoři k potvrzení objevu využili také archivních měření za období posledních 12 let. Odtud odvodili, že veledíry obíhají v periodě ~30 tis. let a jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 3÷15 GMʘ.

3.9. Kupy a nadkupy galaxií

Tao Wang a rozsáhlý mezinárodní tým studovali zatím nejvzdálenější (3,4 Gpc) kupu galaxií CL J1001+0220 (Sex; stáří 2,6 Gr po VT) objevenou nejprve rentgenovou družicí Chandra a následně i družicí Newton. Do pozorování posléze zapojila řada světových pracovišť a významných přístrojů (HST, SST, Herschel, VLA, ALMA, IRAM a VLT). V různých pásmech elektromagnetického spektra autoři identifikovali 17 galaxií, z toho 11 velmi hmotných (≥100 GMʘ). Tato kupa galaxií se stala vůbec nejvzdálenější kupou zářící i v rentgenovém oboru spektra. Její úhrnná hmotnost činí téměř 100 TMʘ, když se započítá také podíl skryté látky. V jádrech (ø 80 kpc) dvou nejproduktivnějších obřích galaxií dosahuje tempo tvorby hvězd závratné hodnoty až 3,4 kMʘ/r ! Toto číslo je vpravdě neuvěřitelné, když uvážíme, že tempo tvorby hvězd v naší Galaxii dosahuje jen 1Mʘ/r.

M. Einasto aj. studovali pomocí přehlídky BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) nadkupu galaxií, jež byla objevena počátkem roku 2016. Nadkupa Velká stěna se prostírá v souřadnicích α (10,5÷11,3 h) a δ (50°÷56°) v souhvězdí UMa s centrem poblíž hvězdy Merak (δ UMa), avšak ve vzdálenosti 1,5 Gpc od naší Galaxie. Nadkupa se ve skutečnosti skládá ze dvou oddělených částí, z nichž dvě největší protáhlé složky jsou dlouhé 186 a 173 Mpc a další dvě kratší mají průměr 91 a 64 Mpc. Celá struktura má průměr přibližně 300 Mpc, obsahuje asi 830 galaxií a její hmotnost je o 4 řády vyšší než hmotnost naší Galaxie. Její zářivý výkon se pohybuje v řádu ≥1013 Lʘ. Nadkupy jsou uzlovými body kosmologické pavučiny; mají však obvykle protáhlý tvar.

J. Bagchi aj. ohlásili objev další obří nadkupy galaxií pojmenované Saraswati, jež má vzhled stěny o délce ≥200 Mpc ve vzdálenosti 1,1 Gpc od nás. Na obloze je ohraničena ekvatoreálními souřadnicemi α (22,4÷1,1 h) a δ (-1,25°÷+1,25°) v souhvězdí Aqr a její úhlová plocha dosahuje 270 □°. Obří soustava má ještě různé výběžky v podobě vláken a kup, ale také velkých proluk s rozměry 40÷170 Mpc. Hlavní koncentrace hmoty nadkupy má centrum poblíž hvězdy γ Aqr, ovšem ve vzdálenosti 1,0 Gpc od nás. Skládá se z více než 40 velmi hmotných kup galaxií s celkovou hmotností ≥20 PMʘ. Svými parametry se Saraswati podobá lokální Shapleyově nadkupě (SCl 124) v souhvězdí Cen ve vzdálenosti 190 Mpc. Struktura Saraswati vznikla podle autorů teprve před 4 mld. let – tedy v době, kdy tempo rozpínání vesmíru již urychluje skrytá energie díky tomu, že na rozdíl od zářící i skryté látky se v průběhu věků její střední hustota nemění! I tato soustava je výrazně protáhlá. Nejhmotnější kupa Abell 2631 dosahuje hmotnosti řádu 1016Mʘ a je zároveň silným zdrojem rentgenového záření.

V roce 1972 ukázali R. Sjunjaev a J. Zeldovič, že v kupách galaxií se nacházejí elektrony s vysokými energiemi, takže fotony reliktního záření jsou na těchto elektronech rozptylovány inverzním Comptonovým jevem, takže by se měl v kupách pozorovat deficit chladných reliktních fotonů a naopak přebytek reliktních fotonů s vysokými energiemi (efekt S-Z). Jejich předpověď však narážela na obtíže s potvrzením efektu S-Z, neboť citlivost tehdejších detektorů reliktního záření byla nevalná. Situaci výrazně zlepšily přístroje, jež byly uvedeny do provozu v poslední dekádě, kdy na jižním pólu byl instalován mikrovlnný teleskop SPT (South Pole Telescope; ø10 m; 2,8 km n. m.) a v poušti Atacama teleskop ACT (Atacama Cosmology Telescope; Cerro Toco; ø 6,5 m; 5,2 km n. m.). Kromě toho pracovala v letech 2009–2013 v bodě L2soustavy Slunce – Země evropská družice Planck s dosud nejpokročilejší aparaturou pro studium reliktního záření z vesmíru. T. Kitayama aj. se zaměřili na pozorování efektu S-Z v kupě galaxií RX J1347.5-1145, jež byla už v r. 2001 sledována japonským radioteleskopem o průměru paraboly 45 m na observatoři Nobeyama (1,35 km n. m.), ale s řádově horším úhlovým rozlišením téměř 1´. Autoři objevili zcela zřetelný efekt S-Z na úrovni 15σ pomocí nejvýkonnější mikrovlnné observatoře ALMA, jež se nachází v poušti Atacama ve výšce 5,0 km. Interferometrická měření pomocí kombinace přesných mikrovlnných teleskopů o průměrech parabol 7 a 12 m docilovala úhlového rozlišení 5˝, což ve vzdálenosti zmíněné kupy (1,5 Gpc) představuje lineární rozlišení 20 kpc. Rádioastronomický interferometr ALMA pracující na vlnové délce 3,26 mm (frekvence 92 GHz) snadno rozlišil jasné centrální aktivní galaktické jádro (AGN), chladné jádro a zřetelný efekt S-Z mimo jádro kupy. Plánovaná instalace detektorů ještě kratších vlnových délek slibuje další podrobnosti o struktuře kup galaxií na základě vylepšených měření efektu S-Z.

4. Kosmologie a fyzika

4.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

P. Santiniová a velký tým spolupracovníků se podíleli na programu HST Frontier Fields (Hraniční pole). Tato pole se vyznačují tím, že v přibližně střední vzdálenosti zorného paprsku se nachází kompaktní kupa galaxií, která slouží jako gravitační čočka k pozorování galaxií v hlubinách vesmíru, protože ve shodě s výpočty podle obecné teorie relativity je světlo velmi vzdálené galaxie výrazně zesíleno gravitací mezilehlé kupy galaxií nacházející se na zorném paprsku. Autoři zpracovali takto získaná měření galaxií, která se nacházejí hluboko ve vesmíru ve čtyřech hraničních polích. Tímto způsobem se zdařilo podstatně zlepšit naše poznatky o vzdálených galaxiích s relativně nízkým hmotným obsahem hvězd na hlavní posloupnosti. Autoři zjistili, že s rostoucí hmotností hvězd se zmenšují chyby měření, takže podíl hvězd hlavní posloupnosti v dané galaxii se měří tím přesněji, čím vyšší je jejich hmotnost. Naopak to znamená, že s klesající hmotností hvězd chyby měření stoupají a tempo vzniku hvězd roste téměř nepřímo úměrně klesajícím hmotnostem vzniku hvězd. Nejvzdálenější galaxie ve zmíněných hraničních polích mají nyní funkci hmotnosti docela přesnou pro vzdálenosti <3,75 Gpc (stáří vesmíru >1,6 Gr) až do hmotnosti 107,5 Mʘ. Pro vyšší vzdálenosti se tato funkce poněkud zhoršuje do hmotnosti 108 Mʘ. Proti dřívější přesnosti funkce hmotnosti se však docílilo řádového zlepšení a v budoucnosti se počítá díky plánovaným novým přístrojům na oběžné dráze s dalším zpřesněním.

Y. Omori aj. využili principu gravitačních čoček k pozorování teploty reliktního záření na frekvenci 150 GHz (vlnová délka 2 mm) na úhlové ploše 2 540 □° pomocí radioteleskopu SPT na jižním pólu a zkombinovali tyto údaje s údaji družice Planck na frekvenci 143 GHz (2,1 mm), čímž se jim podařilo zvýšit přesnost i správnost výsledku. Dostali tak souhlas naměřených údajů se standardním kosmologickým modelem vesmíru ΛCDM. Gravitační čočkování reliktního záření se potvrdilo na úrovni 24σ a souhlas amplitud s výsledky družice Planck dosáhl (0,95 ±0,07). Srovnání mezi těmito daty a měřeními infračervené družice WISE
(Wide-field Infrared Survey Explorer) dopadlo rovněž příznivě (0,94 ±0,06), přičemž WISE měřila teplotu reliktního záření na 67 % oblohy, do níž se téměř úplně vešlo měření SPT (South Pole Telescope). Také K. Aylor s velkým týmem srovnávali velmi podrobně měření reliktního záření družicí Planck a milimetrového radioteleskopu SPT v těch částech oblohy, kde se měření obou přístrojů překrývala. Shodli se na tom, že mezi oběma aparaturami se nevyskytují systematické chyby.

J. Sokol shrnul historii určování tempa rozpínání vesmíru od původních rozporných výsledků G. Lemaȋtra a E. Hubbla, kteří vycházeli z chybné kalibrace vzdáleností galaxií, takže dostávali hodnoty až ~600 km/s/Mpc a tomu odpovídající stáří vesmíru <2 Gr. Situace se zlepšila až díky tomu, že během II. světové války pracoval u 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu německý astronom W. Baade, který nemohl narukovat jako „nepřátelský cizinec“ do armády, ale mohl soustavně prodlužovat expozice galaxií na hvězdárně, kde následkem nařízeného zatemnění v Los Angeles podstatně kleslo světelného znečištění. Baade pak po skončení války ukázal, že nulový bod vzdáleností galaxií byl systematicky podceněn a tato oprava snížila tempo rozpínání vesmíru na 50÷100 km/s/Mpc. Další mírný pokrok přišel po instalaci 5m Haleova reflektoru na Palomaru. Nízké tempo rozpínání prosazoval díky tomu  ještě v 80. letech XX. století zejména A. Sandage, kdežto vysoké tempo francouzský astronom G. De Vaucouleurs. To byl stále neuspokojivý výsledek, protože odtud plynula velká nejistota ve stáří vesmíru (10÷20 mld. let).

Teprve díky HST a maticím CCD se podařilo zvýšit přesnost určení Hubbleovy-Lemaȋtrovy konstanty (H0). Tento jedinečný přístroj získává díky desetkrát prodlouženému dosahu do hlubin vesmíru podstatně přesnější údaje, neboť kromě vzdálenějších cefeid může vzdálenosti galaxií měřit také pomocí supernov třídy Ia, jež mají přibližně konstantní maximální zářivý výkon. Dlouholeté úsilí o zpřesnění H0 vedla znamenitě W. Freedmanová se svým týmem. V r. 2001 obdržela už rozumně přesnou hodnotu H0 = (72 ±8) km/s/Mpc, tj. stáří vesmíru 14,4 Gr s chybou 11 %.

Jenže v r. 2003 se dalo tempo rozpínání vesmíru změřit nezávisle díky studiu fluktuací teplot reliktního záření družicí WMAP. Tato metoda měření je zcela nezávislá na cefeidách i supernovách, ale stanovila poněkud nižší tempo expanse vesmíru, a tudíž i nižší stáří vesmíru 13,7 Gr. Následovala podstatně přesnější družice Planck, která skončila v r. 2013 na hodnotě H0 = (67,8 ±0,8) km/s/Mpc, tj. stáří 13,6 Gr. Přesnost této hodnoty vylučuje možnost, že by byla H0 > 69. Mezitím se navíc vynořila další nezávislá metoda měření tempa rozpínání vesmíru – určováním velikosti baryonových oscilací, jež se svými výsledky shoduje s údaji pro stáří vesmíru odvozenými družicí Planck.

Jak známo pozorování středně a velmi vzdálených supernov Ia vedlo koncem XX. století k objevu nové a dokonce největší složky hmoty vesmíru ̶ skryté energie (dark energy) dvěma nezávislými týmy. Tři vedoucí autoři projektů A. Riess, S. Perlmutter a B. Schmidt získali za tento objev v r. 2011 Nobelovu cenu za fyziku. Jenže A. Riess se posléze rozhodl, že reviduje hodnotu Hubbleovy konstanty pro nejbližší okolí naší Galaxie a pokusí se zjistit, jak se tato „konstanta“ mění během stárnutí vesmíru. Výsledky měření jeho týmu však ukazují, že lokální H0 = 73! Pečlivá analýza nesouhlasných výsledků ukázala, že zmíněný nesouhlas není vyvolán chybami měření, ale představuje reálný fyzikální jev neznámé povahy! Riess soudí, že díky kombinaci vrcholně přesných měření paralax vzdálených cefeid v naší Galaxii pomocí HST a astrometrické družice Gaia se podaří současné rozdíly v určování H0 nakonec objasnit.

S. Suyu aj. měřili tempo rozpínání vesmíru pomocí kvasarů zesílených mezilehlými gravitačními čočkami jednak pomocí spektrografu NICMOS na HST, ale souběžně též kvasary v optickém oboru na 10m Keckově teleskopu. Dostali tak Hubbleovu-Lemaȋtrovu konstantu rozpínání vesmíru (71,9 ±2,7) km/s/Mpc, čili s velkou relativní chybou 3,8 %. Jenže měření téže veličiny družicí Planck má relativní chybu jen 1,2 %. Zatím nikdo neví, proč se ty dvě hodnoty tak výrazně liší.

A. Goobar aj. objevili počátkem září 2016 pomocí 1,2 m přehlídkového (pole 7,3 □°) teleskopu na Palomaru supernovu iPTF16geu poblíž centra galaxie SDSS J2101-0620 (Aqr; vzdálenost 1,36 Gpc). Zásluhou Haleova 5,1m teleskopu a dalekohledu NOT (ø 2,6 m; 2,4 km n. m.; La Palma) se autorům zdařilo objevit mezilehlou galaxii ve vzdálenosti 810 Mpc, jež sloužila jako gravitační čočka pro supernovu. Snímky pořízené v průběhu vzplanutí supernovy prokázaly, že byla v maximu 23. 9. 2016 až 52× jasnější než standardní supernovy třídy Ia v téže vzdálenosti. Samotný údaj zvýšení jasnosti o 4,3 mag je přitom nezávislý na kosmologickém modelu i samotném modelu gravitační čočky. K rozlišení deformovaných obrazů supernovy pak posloužil obří reflektor ESO VLT vybavený jednak adaptivní optikou, ale též velmi kvalitním zobrazovačem NaCo v kameře a spektrografu s úhlovým rozlišením 0,3˝. Další výhodou byla samotná úhlová poloha supernovy jen o 30˝ od jasné hvězdy naší Galaxie, která posloužila jako testovací objekt pro korekci adaptivní optiky. Tak se zdařilo jak HST, tak Keckovu 10m zobrazit 4 vrcholy Einsteinova kříže i náznak Einsteinova prstenu. Následně se ukázalo, že jednotlivé vrcholy kříže nejsou stejně jasné a každý vrchol má navíc jinou strukturu rozdělení jasnosti. To dává možnost určovat rozložení hustoty hmoty v čočkující galaxii. Autoři sestrojili model gravitační čočky ve tvaru elipsoidu s velkou osou dlouhou 1,13 kpc a malou osou o délce 0,97 kpc; tj. se zploštěním 0,15 a hmotností čočky 17 GMʘ. Přesnost modelu lze otestovat porovnáním měření disperse ze spektroskopie čočkující galaxie (163 km/s) a elipsoidálního modelu (156 km/s). Díky tomu, že jednotlivé obrazy supernovy přišly k pozorovateli po nestejně dlouhých drahách, rýsuje se možnost nezávislé metody, jak určovat tempo rozpínání vesmíru přímo.

Jak patrno, nečekaný nesouhlas hodnot H0 pomocí různých nezávislých metod budí velkou pozornost, a proto C. Guidorzi s velkým týmem se pokusili využít nově otevřeného pásma gravitačních vln a prvního úkazu splývajících neutronových hvězd k další nezávislé cestě určování přesných vzdáleností ve vesmíru pro vybrané typy objektů. Autoři se zaměřili na relativistické výtrysky pozorované po dobu až 40 dnů po splynutí neutronových hvězd. Jelikož je známa projekční rychlost výtrysků, tak při dostatečné přesnosti úhlové odchylky výtrysku od zorného paprsku se zlepší i takto odvozená hodnota H0. V původní práci autorů B. P. Abbotta aj. byla odchylka odhadnuta nedostatečně přesně, takže jim vyšlo H0=70,0, kdežto po zpřesnění odchylky výtrysků vychází H0=75,0. Chyba měření však zůstává velká, takže i když revidovaná hodnota lépe souhlasí s lokální hodnotou H0 odvozenou A. Riessem, bude potřebí takto změřit vzdálenosti pro minimálně 50 párů splývajících neutronových hvězd, což je práce na desetiletí…

In Sun Janga Myung Gyoon Lee využili výbuchů supernov třídy Ia v galaxiích NGC 3021, 3370 a 1309 ke kalibraci jejich vzdáleností pomocí vrcholu větve červených obrů v diagramu HR. Podkladem práce byl archiv HST, kde vrcholy větví obrů dosahovaly v infračerveném pásmu jasností 28,2÷28,5 mag. Obdrželi tak přesnější vzdálenosti pro zmíněné tři galaxie v rozmezí 27,3÷31,2 Mpc a odtud pak odvodili hodnotu H0 = (71,2 ±1,7 náhodné a ±1,9 syst. chyby). Tento výsledek zmírňuje nesoulad mezi hodnotou H0 odvozenou pomocí družice Planck a novými daty A. Riesse aj.

M. Demianski aj. navrhli využít zábleskových zdrojů záření gama (GRB) k protažení kosmologického žebříku vzdáleností do největších hlubin vesmíru. Zdroje GRB září sice velmi krátce, ale během sekund dosahují bezkonkurenčních zářivých výkonů větších než celé galaxie. Autoři zkoumali vlastnosti souboru 162 GRB, pro něž existují dobře změřené vzdálenosti z červených posuvů a jejich spektra. Následně hledali jejich vzdálenosti pomocí dobře kalibrovaných vzdáleností supernov třídy Ia. Podařilo se jim tak prokázat, že poměr mezi energií úzkých výtrysků GRB a energiemi izotropních zdrojů (supernov) nezávisí na vzdálenosti zdrojů. To znamená, že GRB s červenými posuvy z >3 (>3,6 Mpc; stáří <2,2 Gr po VT) mohou nahradit jako indikátory kosmologických vzdáleností jak supernovy, tak i metodu baryonových oscilací, které v těchto vzdálenostech pozorovat nedokážeme. V další práci titíž autoři vyzkoušeli tento nový způsob pro 28 nezávislých úkazů a tak ukázali, že klasický kosmologický model ΛCDM selhává na úrovni středních chyb 1σ. Popravdě řečeno však tak malá střední chyba na nějaké selhání neukazuje.

To také potvrzuje studie B. Haridasu aj., jejíž autoři kritizovali práce, které potvrzovaly zrychlené rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho existence na základě nejnovějších měření tempa rozpínání vesmíru na „marginální“ úrovni 3σ. Dokonce se tento argument používá na preferenci kosmologického modelu Rh = ct. (Tento model by fungoval pouze ve vesmíru, v němž by v prostoru žádná hmota nebyla.) Ve skutečnosti však současné údaje o supernovách třídy Ia, baryonových akustických oscilacích, zdrojích GRBa pozorováních HST vylučují model Rh = c.t na úrovni 4,56 σ, i když se vezmou v úvahu pouze data o supernovách Ia. Komplexní analýza všech dostupných dat pak zvyšuje jistotu tohoto vyloučení na úrovni 5,38 σ. Další podpora pro určování vzdálenosti přichází od práce H. Yu a F. Y. Wanga, kteří doporučují využít pro měření vzdáleností ve vesmíru dosud tajemných rychlých rádiových záblesků (FRB), pokud známe jednak jejich kosmologický červený posuv a dále jejich dispersní míru, která roste v podstatě lineárně se vzdáleností zdroje. Autoři odhadují, že budoucí přehlídky odhalí na 500 FRB, což bude stačit k definitivnímu potvrzení, že vesmír se nyní vskutku rozpíná zrychleně.

4.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

V 70. letech minulého století se podařilo potvrdit, že domněnka F. Zwickyho z r. 1933 o nové masivní složce hmoty vesmíru – skryté látce (dark matter) je správná. Díky novým spektrografům a velkým dalekohledům ukázali V. Rubinová, K. Ford a K. Freeman, že hvězdy na periférii diskových galaxií rotují kolem center galaxií rychleji, než by odpovídalo jejich souhrnné hmotnosti. Šlo přirozeně o blízké galaxie, kde se tento úkaz dal tehdejšími spektrografy pozorovat. Během dalšího půlstoletí se možnosti observační kosmologie opět výrazně zlepšily díky detektorům CCD a ještě větším dalekohledům.

R. Genzel s velkým mezinárodním týmem nyní získali spektroskopické snímky šesti vzdálených – a tedy velmi mladých galaxií – pomocí pozorování v infračerveném pásmu K (vlnová délka atmosférického okna 2,2 µm). Autoři použili vysoce výkonného spektrografu KMOS (K-band Multi-Object Spectrograph) instalovaného v ohnisku 8,2m teleskopu UT1 VLT ESO v Chile a také dalšího spektrografu SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared). Pořídili tak rotační křivky mladých rychle vznikajících galaxií z období tzv. kosmologického poledne, tj. z času, kdy vesmír byl třikrát mladší než dnes (10 Gr před současností). Zatímco během kosmologického dopoledne byl zářivý plyn (vodík) promíchán na periférii se skrytou látkou, během poledne se vodíkový plyn odděloval od hal skryté látky a hroutil do galaktických disků, v nichž intenzivně vznikaly hvězdy tempem 50÷200 Mʘ/r. Celková hmotnost zkoumaných galaxií byla podobná nebo i větší než hmotnost naší Galaxie. U naší Galaxie však rotační křivka na periférii stagnuje, kdežto u zmíněných mladých galaxií na periférii výrazně klesá. To znamená, že v halu těchto galaxií je skryté látky velmi málo, anebo dokonce zcela chybí. Centrální části galaxií jsou koncentrované, takže tam se příliš mnoho skryté látky prostě nevejde a zářící baryonová látka vítězí. Průkopnická práce Genzelova týmu tak otvírá cestu k pochopení mechanismů, jakz raných nepravidelných galaxií s překotnou tvorbou hvězd nakonec vznikají úhledné spirální galaxie podobné té naší. Už dnes se jeví jako pravděpodobné, že raná oblaka skryté látky kondenzují do vnějších partií vznikajících galaxií pozvolna, takže až v současnosti obsahují galaxie zpoloviny baryonovou zářící látku a z druhé poloviny látku skrytou především ve vnějších halech zralých galaxií.

Souběžně s hledáním skryté látky ve vesmíru probíhá už řadu desetiletí snaha objevit částice skryté látky v podzemních laboratořích. X. Ji. shrnul dosavadní historii těchto experimentů, které započaly v polovině 80. let minulého století. Ačkoliv se citlivost aparatur hledajících částice skryté látky WIMP (Weakly Interacting Massive Particles; také slovní hříčka pro bázlivě se schovávajícího člověka) zvýšila od té doby o pět řádů, žádný experiment takové částice nenašel. Nejcitlivější experimenty hluboko pod zemí používají jako detektoru WIMP kapalného xenonu, jenž je potenciálně nejcitlivější pro WIMPy s energiemi 10 ÷100 GeV. První moderní experiment z r. 2008 probíhal v italské podzemní laboratoři Gran Sasso s detektorem obsahujícím 5,4 kg kapalného Xe. Po r. 2010 se hmotnost detektoru zvýšila na 62 kg, ale ani tehdy se nepodařilo najít signál odpovídající WIMP v energetickém pásmu řádu GeV. Po r. 2014 převzal štafetu citlivosti americký experiment LUX (Large Underground Xenon) v dole v Jižní Dakotě s 250 kg kapalného Xe. Od r. 2016 běží čínský experiment PandaX s 580 kg Xe, ale rovněž bezvýsledně. Někteří astrofyzikové proto začínají uvažovat o jiné podstatě skryté látky, zatímco ostatní se snaží dále zvyšovat citlivost stávajících aparatur. V Gran Sasso v Itálii nyní běží experiment s 3,5 t Xe, ale ani ten dosud nic neobjevil.

V r. 1983 však M. Milgrom přišel s úplně odlišným přístupem k záhadě skryté látky označovaným jako MOND (MOdified Newton Dynamics). Autor se domnívá se, že je potřebí revidovat Newtonův druhý pohybový zákon, neboť pro velké vzdálenosti (>10 kpc) prý nastávají odchylky od tohoto zákona, tj. stejná síla dává pro velké vzdálenosti větší urychlení. Od té doby počet přívrženců takto radikální domněnky mírně stoupá i mezi renomovanými fyziky. Některé nápady jsou ještě ztřeštěnější, například, že v kosmickém vakuu se vyskytují makroskopické poruchy v podobě topologických defektů. Ty by se mohly odhalit pomocí archivních údajů 31 umělých družic sítě GPS, Jenže kontrola 16 let archivních záznamů o případných skocích v měření plynutí času v hodinách GPS nenašla ani jeden skok delší než 0,5 ns, takže tudy cesta nejspíš také nevede.

H. Nishikawa aj. se pokusili oprášit původní domněnku, že skrytá látka sestává z černých děr o hmotnostech kolem 30 Mʘ na základě první statistiky objevů gravitačních vln splývajících černých děr právě těchto hmotností. To by znamenalo, že nesplývaly hvězdy, ale páry černých děr, které vznikly rychle přímým gravitačním zhroucením masivních fluktuací hmoty v raném vesmíru. Jenže i tento scénář předpokládá souhru mimořádně nepravděpodobných fyzikálních jevů, takže kritici namítají, že nejde o realistické vysvětlení. Musely by se projevit jako gravitační mikročočky, které vůbec nesvítí, ale zesilují dočasně světlo hvězd v zákrytu za sebou. E. Kovetz se domnívá, že by důkaz o přímém hroucení fluktuací hmoty na hmotné černé díry mohl přinést nový kanadský rádioteleskop CHIME v Okanagan Falls, jenž umožňuje pozorovat rychlé rádiové záblesky (FRB) a měl by během několika let provozu zaznamenat signály řádově tisíců FRB, přičemž mikročočkování těchto záblesků prvotními masivními černými dírami by vyvolalo ozvěny, jež by tak potvrdily, že jde vskutku o přímo vznikající objekty. K. Schutzová přišla s dalším návodem na objev přímých 30Mʘ černých děr pomocí milisekundových pulsarů. Mikročočkující černé díry by totiž prodloužily efektem teorie relativity rotační periody pulsarů, před nimiž by přecházely. Všichni autoři těchto návrhů se shodují v tom, že astronomové budou muset trpělivě čekat řadu let, než se shromáždí dostatečně obsáhlá statistika.

Snad ještě větším problémem jsou otazníky nad fyzikální podstatou skryté energie (dark energy), jež se projevuje v druhé polovině dosavadního věku vesmíru postupným zrychlováním tempa rozpínání vesmíru. Hlavním pozorovacím výsledkem družice Planck bylo proměření fluktuací reliktního záření v čase 380 tis. let po Velkém třesku. Tehdy ovšem hrála skrytá energie naprosto zanedbatelnou úlohu. Jde však o dobrý odrazový můstek pro projekt DES (Dark Energy Survey), v jehož rámci se mapuje velkorozměrová struktura vesmíru pomocí snímků a spekter 26 mil. galaxií 4,0m teleskopem V. M. Blanca na observatoři CTIO (Cerro Tololo Interamerican Observatory; 30° j. š.; 2,2 km n. m.). Pro program DES byl dalekohled vybaven spektrografem DESpec se 4 tis. nastavitelnými optickými vlákny a mozaikovou kamerou DECam opatřenou maticí CCD tvořenou 62 čipy s celkovou kapacitou 520 Mpix a 7 filtry pro pokrytí spektrálního pásma 0,32÷1,10 µm v zorném poli o úhlové ploše 3,8 □°. Vedoucí rozsáhlého mezinárodního týmu DES O. Lahav představil první výsledky projektu v srpnu 2017 a souhrnné výsledky byly publikovány v září 2017 v práci H. Diehla aj. Rozsáhlá statistika ukázala, že baryonové akustické oscilace hustoty galaxií, jež jsou dokladem šíření zvukových vln v raném vesmíru, mají vlnové délky 490 mil. světelných let (150 Mpc). Tento kosmický metr pak dává možnost měřit změnu tempa rozpínání vesmíru od doby, kde se reliktní záření oddělilo od viditelné hmoty vesmíru. Kromě toho lze nezávisle měřit tempo rozpínání díky kolísání shlukování a zřeďování galaxií, anebo využitím efektu slabého gravitačního čočkování, jenž vyplývá z obecné teorie relativity a měřitelně deformuje pozorované tvary galaxií společným gravitačním vlivem zářící i skryté látky vesmíru.

Velikost těchto efektů je však relativně nízká, neboť pozemní měření nepříznivé ovlivňuje kolísající průzračnost i teplota zemské atmosféry. Díky obrovskému souboru dat na ploše 14× větší, než je Měsíc v úplňku, a při expozicích trvajících pouhé 1,5 minuty se však už během 8 měsíců pozorování podařilo ověřit oběma metodami správnost výsledků, takže všechny zmíněné metody dávají shodné výsledky. Autoři analyzovali data do jasnosti 22,9 mag, kde byl poměr signálu k šumu stále ještě na úrovni 10:1. Autoři dále prohlédli 400 tis. objektů, které mohly být deformovány slabým gravitačním čočkováním. Našli tak celkem 374 pravděpodobných kandidátů, z nichž 348 (93 %) jsou nové objevy.

Z těchto pozorování vyplynulo, že vliv skryté energie na rozpínání vesmíru se exponenciálně zvyšuje, takže během posledních 7 mld. let už převažuje s rostoucí silou nad původním brzděním rozpínání vesmíru vyvolávaným společným působením přitažlivosti svítící a skryté látky vesmíru. V rovnicích obecné teorie relativity pro vesmír se vyskytuje kosmologická konstanta, která v nejjednodušší interpretaci odpovídá skryté energii jako speciální vlastnosti prázdného prostoru. Pravděpodobně už brzo budou však dispozici podstatně přesnější údaje, protože v r. 2019 budou mít autoři projektu DES v archivu údaje o 300 mil. galaxií a tisících supernov, které vybuchly během posledních 7 mld. let. V r. 2023 začne pracovat obří přehlídkový teleskop LSST (Large Synoptic Survey Telescope; kamera 3 Gpix) o průměru primárního zrcadla 8,4 m na Cerro Pachón (-30,2°; 2,7 km n. m; Chile), jenž bude schopen využít všech dosavadních metod studia změn skryté energie v prostoru i čase k získání daleko robustnějších pozorovacích údajů.

4.3. Reliktní záření a magnetická pole

Po objevu reliktního záření v r. 1965 publikovali v letech 1969 až 1980 ruští astrofyzikové R. Sjunjajev a J. Zeldovič sérii článků, v nichž předpověděli, že v kupách galaxií dojde na volných vysoce energetických elektronech k silnému rozptylu fotonů reliktního záření. To pozmění klasickou Planckovu křivku tepelných fotonů tak, že relativně ubude reliktních fotonů s nízkými energiemi a naopak přibude reliktních fotonů s vysokými energiemi.Efekt SZ by mohl mít velký význam pro kosmologii, protože jeho velikost nezávisí na vzdálenosti (kosmologickém červeném posuvu). Bohužel jeho amplituda není příliš veliká, takže v praxi se jen obtížně odděluje od šumu v Planckově spektru. Teprve spuštění obří mikrovlnné aparatury ALMA s vysokou citlivostí a přesností měření vedlo japonský tým (T. Kitayama aj.) k potvrzení efektu SZ zhruba půl století po předpovědi. Autoři efekt nalezli s dobrým poměrem signálu k šumu uvnitř kupy galaxií RX J1374.5-1145, jež je od nás vzdálena 1,5 Gpc. Radioastronomové tak získali konečně nový nástroj pro nezávislé určování kosmologický parametrů včetně Hubbleovy-Lemaȋtrovy konstanty rozpínání vesmíru.

J. Isern aj. publikovali pozoruhodnou studii o mechanismu vzniku magnetických polí osamělých bílých trpaslíků. Indukce magnetických polí bílých trpaslíků je totiž velmi vysoká (0,1 T – 100kT). Nebylo totiž jasné, jak se slabé remanentní magnetické pole může během života hvězdy, jež skončí jako bílý trpaslík, tak výrazně zesílit. Nabízely se různé možnosti, např. interakce s jinou hvězdou, ale to pro osamělé bílé trpaslíky nefunguje. Autoři však zjistili, že když se bílý trpaslík ochlazuje, tak nakonec jeho jádro krystalizuje. Nad ním se vytvoří nestabilní plášť tvořený zejména atomovými jádry C a O, který vytváří konvektivní zónu a efektem dynama zesiluje remanentní magnetické pole až do indukce 10 T. To znamená, že generace silného magnetického pole v osamělých bílých trpaslících probíhá pomocí téhož fyzikálního procesu jako magnetismus Země nebo Jupiteru.

N. Castro aj. upozornili, že podobnou záhadou jsou různě silná magnetická pole hvězd raných spektrálních tříd O a B. Zatím se podařilo změřit indukce globálního magnetického pole pro ~70 hvězd těchto tříd s velmi rozdílnými hodnotami. Autoři přidali do seznamu další hvězdu CPD −62° 2124 (sp. B2 IV; 35 % He; 24 kK), kterou pozorovali pomocí spektropolarimetrů na observatoři ESO La Silla. Z polarimetrie zjistili, že hvězda je obklopena silnou magnetosférou, takže indukce centrálního magnetického pole dosahuje vysoké hodnoty 0,52 T.

Přehledový článek J. L. Hana popsal současný stav výzkumů interstelárních i intergalaktických magnetických polí. Magnetická pole byla objevena nejenom u hvězd a planet, ale také v pozůstatcích po supernovách, v interstelárních vláknech plynu a prachu, v mračnech H II a bublinách, napříč Galaxií i v sousedních galaxiích, v kupách galaxií i v kosmologické pavučině. Magnetické pole v Galaxii se nejlépe studuje pomocí Faradayovy rotace pulsarů, takže díky tomu máme už dobrou představu o uspořádaných magnetických polích ve spirálních ramenech. V halu Galaxie se pozoruje opačná orientace magnetického pole. Slabá magnetická pole se vyskytují i v intergalaktickém prostoru, například ve slabém rádiovém mostě mezi kupami galaxií Coma a A1367. Postupně se tak daří získávat mapu 3D uspořádaných i chaotických magnetických polí zejména v blízkém vesmíru.

4.4. Kosmické záření (KZ)

Kosmické záření není věcně správný termín, protože většinou jde o silně urychlené částice, tj. elektrony, pozitrony, protony a atomová jádra, ale zvyk je železná košile. Donedávna se pozorovaly elektrony a pozitrony s energiemi až 2 TeV z výškových balónů kroužících celé týdny kolem jižního pólu ve výškách kolem 35 km. V posledních letech tak úhrnná expozice balónových měření dosáhla 191 dnů. K tomu lze připočítat nepřímá měření až do energií 5 TeV pomocí pozemních detektorů vysokoenergetických spršek záření gama. V srpnu 2016 se však podařilo instalovat shodnou aparaturu CREAM (CosmicRayEnergetics and Mass) na Mezinárodní kosmické stanici (ISS), což umožňuje dlouhodobé nepřetržité měření z mnohem výhodnější pozice, takže se daří zkoumat i vzácnější kosmické paprsky, které nepochybně vznikají při výbuších supernov a v jejich pozůstatcích. Podle Y. Zhanga aj. lze tak objasnit existenci tzv. kolena (přebytku) v energetickém diagramu částic kosmického záření pro energie 2÷5PeV.

Mechanismus vzniku KZ v pozůstatcích po supernovách simulovali J. West aj. Pro většinu pozůstatků po supernovách probíhá urychlování elektronů v magnetických polích Galaxie přibližně kolmo k magnetickým siločarám. Výjimkou je pouze pozůstatek po nejjasnější supernově z r. 1006 v souhvězdí Vlkavzdálené od Slunce 2,2 kpc, jež v dubnu toho roku dosáhla na pozemské obloze jasnosti -7,5 mag. V jejím pozůstatku se podíl urychlovaných elektronů ve směru rovnoběžném a kolmém k siločarám vyrovnal.

Tým (M. Amenomori aj.) observatoře TASA (Tibet Air ShowerArray; Yangbajing, 4,3 km n. m.; sběrná plocha 36,9 tis. m2), jenž sledoval kosmické záření o energiích primárních částic 0,01÷1 PeV v intervalu od října 1995 do února 2010 nejen na severní obloze, ale až do -30° deklinace, ohlásil objev anizotropie v rozložení zdrojů záření pro energie ≥0,1 PeV. Výsledky měření pro pásmo 0,3 PeV dobře souhlasí s pozorováním observatoře IceCube na jižním pólu pro pásmo 0,4 PeV. (Observatoř IceCube pozoruje neutrina, která prolétají Zemí, takže jde vlastně o pozorování shodné části oblohy.) Z pozorování TASA vyplývá, že největší anizotropie se vyskytuje v pásmu 0,1 PeV, kde je nástup dramatický, takže jde zřejmě o odlišnou sestavu zdrojů takto energetického záření v naší Galaxii.

V německo-italských projektech KASCADE (KArlsruhe Shower Core and Array DEtector) a KASCADE-Grande (CampoImperatore, Gran Sasso, Itálie) se pozorovaly primární částice KZ o energiích 0,1÷1 000 PeV. Tým (W. Apel aj.) observatoře KASCADE zkoumal podíl primárních energetických paprsků gama na sprškách ve zmíněném pásmu a určili horní mez podílu při energii 3,7 PeV na úrovni 10-5. Tento výsledek klade výrazné omezení na možné fyzikální modely a vzdálenosti zdrojů kosmického záření v celém zmíněném pásmu a pomáhají vysvětlit i výsledky měření přebytku neutrin na observatoři IceCube.

G. Krymsky aj. odhalili v archivu observatoře KZ v Jakutsku, která sledovala hadrony, elektrony, pozitrony, miony a Čerenkovovy fotony v letech 1974–2014, podivuhodnou koincidenci tří primárních částic UHE KZo energiích 36, 35 a 58 EeV, které přišly během jediného dne (22. 1. 2009) z přibližně stejného směru: α = 22,2÷23,7 h; δ = 62,3°÷65,8°. Z téhož směru pozorovala týž den aparatura TA (Telescope Array) v americkém Utahu další částici UHE. Autoři se domnívají, že zmíněný shluk částic UHE by mohl představovat nový způsob, jak lze efektivně urychlovat částice UHE KZ – mělo by jít o jejich interakci s relativistickou rázovou vlnou v intergalaktickém nebo interstelárním prostředí. Rozsáhlý mezinárodní tým (A. Aab aj.) observatoře Pierra Augera, která se nachází ve Žluté pampě v argentinské provincii Mendoza na ploše 3 tis. km2, uveřejnil výsledky svých dlouholetých (2004–2016) pozorování UHE KZ. Během doby se podařilo zaznamenat přes 32 tis. spršek s energiemi primárních částic ≥8 EeV a určit jejich směry příletu z různých částí oblohy sledované během roku na 35° jižní šířky (nadmořská výška ploché pampy 1,5 km). Během roku tak observatoř pokrývá 85 % úhlové plochy celé oblohy. Jde o hybridní observatoř, kde rozteče mezi více než 1,6 tisíci pozemními vodními (Čerenkovovými) detektory činí 1,5 km. Tato část observatoře pracuje nepřetržitě ve dne i v noci. Souběžně pozoruje oblohu 27 širokoúhlých komor se segmentovanými hexagonálními zrcadly – každé s průměrem 3,5 m. V ohniscích každé komory zaznamenává 440 citlivých a rychlých fotonásobičů za jasných nocí průlety spršek kosmického záření stratosférou, což umožňuje kalibrovat směry příletů i energie primárních částic. Údaje z rozsáhlého prostoru observatoře se přenášejí do centrálního počítače mikrovlnnými pojítky.

I když směry příletů spršek jsou nepříznivé rozmazávány intergalaktickými i interstelárními magnetickými poli, velký statistický soubor prokazuje, že směry příletů spršek jeví plošnou anizotropii, která odpovídá anizotropnímu rozložení blízkých(<100 Mpc) galaxií na obloze s přesností 5,2 σ. Největší přebytek částic UHE se nachází na obloze ve směru α = (6,7 ±0,7) h a δ = (-24 +12/-13)°, tj. v souhvězdí Velkého psa (~4° jižně od Síria). V prvním přiblížení jde o dipólovou anizotropii, takže největší deficit počtu částic spadá do okolí souřadnic α = 18,7 h; δ = +24° (severovýchodní okraj souhvězdí Herkula; ~8° jižně od Vegy). Redakce časopisu PhysicsWorld zařadila tuto práci mezi 10 nejvýznamnějších průlomů fyziky v roce 2017. Na objevu se významně podílejí čeští vědci a technici z odd. astročásticové fyziky Fyzikálního ústavu AV ČR, Společné laboratoře optiky FZU a UP v Olomouci i z Ústavu částicové a jaderné fyziky MFF UK.

4.5. Astročásticová fyzika

Nositel Nobelovy ceny za fyziku z r.1976 Sam Ting (*1936) dokázal v r. 1997 přesvědčit grantové agentury, aby financovaly částkou 1,5 mld. $ konstrukci Alfa-Magnetického Spektrometru (AMS) o hmotnosti 8,5 t, jenž byl v r. 2011 dopraven na ISS a od té doby tam sbírá data o urychlených pozitronech ve výšce 400 km nad Zemí. AMS dosud získal údaje o ~90 miliardách urychlených elektricky nabitých částic – většinou jader vodíku a hélia, a dále o malém zastoupení elektronů a jader C, O a Fe. V r. 2017 však Ting přišel s novým výsledkem, že v tomto kosmickém mixu nalezl i nepočetná (4-5 kusů) jádra antihélia (3He) složená ze dvou antiprotonů a jednoho antineutronu. V každém případě AMS registruje přebytek pozitronů proti modelovým výpočtům, což už dříve zaznamenala i italská družice AGILE (Astro rivelatore Gamma ad Immagini ultra LEggero). Zatím není jasný zdroj přebytku; mohou to být energetické pulsary, zmagnetovaná jádra neutronových hvězd anebo pozůstatky po supernovách. AMS by měl fungovat minimálně do r. 2024, takže čas snad ukáže prstem na pachatele.

Tým (A. Abeysekara aj.) americko-mexické observatoře HAWC (High Altitude Water Cherenkov; úbočí sopky Sierra Negra, Mexico; 4,1 km n. m.) zveřejnil první výsledky pozorování vysokoenergetických pozitronů pomocí 300 Čerenkovových vodních detektorů v podobě cisteren (základna 7,3 m; výška 5m), z nichž každá obsahuje 188 t destilované vody. Průlety pozitronů cisternami jsou viditelné díky zábleskům Čerenkovova záření, přičemž zorné pole má rozsah 2 steradiánů. Aparatura tak zachycuje nepřetržitě průlety částic a fotonů gama s energiemi 0,1÷50 TeV. Její úhlové rozlišení dosahuje v energetickém pásmu>1 TeV hodnoty <0,5° a pro >10 TeV dokonce 0,25°. Citlivost aparatury dosahuje 50 mCrab, což koinciduje s citlivostí aparatury na družici Fermi, jež pracuje v pásmu energií GeV. První výsledky ukazují, že přebytek pozitronů nepochází z blízkých pulsarů, jak se dosud soudilo, takže zdroj přebytku je záhadný.

Problém hmotnosti neutrin pronásleduje fyziku už od doby, kdy J. Chadwick v r. 1914 zjistil při experimentálním studiu radioaktivního rozpadu beta, že elektrony uvolněné z jádra mají nižší energii, než odpovídá zákonu zachování energie. V r. 1930 však problém vyřešil W. Pauli předpokladem, že chybějící energii odnáší „neviditelná částice“, kterou v r. 1934 E. Fermi pojmenoval neutrino. V r. 1966 C. Cowan a F. Reines objevili elektronová antineutrina v atomovém reaaktoru Savannah River Site v Jižní Karolině pomocí inverzního rozpadu beta (přeměna neutronu na proton). V r. 1995 získal za tento objev F. Reines Nobelovu cenu za fyziku (Cowan zemřel v r. 1974). Po jistou dobu fyzikové soudili, že neutrina nemají žádnou klidovou hmotnost, takže se podobají fotonům, ale v r. 1949 se poprvé stanovila horní mez hmotnosti elektronového neutrina či antineutrina na 0,001 melektron. Od té doby se horní meze pro hmotnosti neutrin všech tří vůní neustále snižují a v současné době se rozbíhá experiment KATRIN (KArlsruhe TRItium Neutrino experiment), jenž si klade za cíl snížit horní mez pro klidové hmotnosti neutrin na <0,2 eV/c2, a případně už tu skutečnou hmotnost určit.

Příprava experimentu vyžadovala zhotovení nerezové vakuové komory o hmotnosti 200 t dlouhé 23 m a s průměrem 10 m. Ačkoliv továrna, kde se komora vyráběla, byla od Karlsruhe vzdálena jen 400 km, neexistovalo silniční spojení, po němž by mohla být dopravena do laboratoře. Místo toho cestovala lodí po Dunaji do Černého moře, Středozemního moře a Atlantiku, dále proti proudu Rýna do vsi Leopoldshafen. Teprve tam byla přeložena na speciální trajler, který projel úzkým hrdlem ve vsi s tolerancí pouhých 5 cm na trase dlouhé jen 7 km. Celkem tak komora urazila 8,8 tis. km a cestovní náklady dosáhly částky 600 tis. €.

Nezávisle na tomto projektu se F. Couchot aj. zabývali otázkou, zda lze pomocí standardního kosmologického modelu ΛCDM stanovit horní mez součtu hmotností neutrin všech tří „vůní“ (elektronové, mionové a tauonové). Z údajů družice Planck o deformacích struktury reliktního záření gravitačním čočkováním, dále z velikosti baryonových akustických oscilací, jakož i z pozorování supernov třídy Ia odvodili horní mez součtu hmotností <0,17 eV/c2. Další výzkumné týmy se vydávají opačným směrem, tj. chtějí využít miniaturních zařízení, v nichž se bude měřit rádiové záření vysílané elektronem při rozpadu beta, popřípadě vyzářené teplo citlivým kalorimetrem. K tomu bude navíc potřebí mít stovku tisíc detektorů, takže to určitě bude podobně drahé jako KATRIN. Ve státě Jižní Dakota se nachází dnes již nefunkční důl na zlato Homestake,v němž se začal budovat obří detektor neutrin DUNE (Deep Underground Neutrino Experiment) v hloubce 1,5 km nákladem téměř 400 mil. $. Nejprve je třeba odtěžit 800 tis. tun horniny, aby vznikla kaverna pro uložení detektoru, která bude měřit neutrina vysílaná z Fermiho státní urychlovací laboratoře v Batavii ve státě Illinois ze vzdálenosti 1,3 tis. km.

W. Wright aj. simulovali vznik a intenzitu toku neutrin vznikajících během termonukleárního výbuchu supernov třídy Ia, o nichž se soudí, že jde výbuchy bílých trpaslíků ve stádiu transmutace uhlíku na kyslík v trpaslíkovi na Chandrasekharově mezi hmotnosti (~1,4 Mʘ). Autoři propočítali toky neutrin na Zemi, jež by pro různé modely byly pozorovatelné současnými podzemními nebo oceánskými detektory neutrin. Protože jednotlivé detektory mají různé citlivosti, lze předpovědět, které detektory zachytí signál, když je supernova vzdálena od Slunce <0,3 kpc atd. až do vzdálenosti 3,6 kpc, i jak se bude intenzita signálu měnit v čase. Porovnání výpočtů a pozorování pomůže odhalit skutečný fyzikální průběh tak gigantického úkazu, jakým supernovy Ia bezpochyby jsou.

4.6. Teorie relativity a gravitační vlny

Jak uvedli C. Marlettová a V. Vedral, v roce 1957 se konala pozoruhodná konference o relativitě a kvantové mechanice na univerzitě v Severní Karolině. Budoucí nositel Nobelovy ceny za fyziku (1965) R. Feynman tam navrhl myšlenkový experiment, jenž měl rozhodnout, zda je obecná teorie relativity na rozdíl od kvantové mechaniky klasickou teorií. Klasická teorie vyžaduje, aby každá pozorovatelná fyzikální hodnota se dala vyjádřit odpovídajícím reálným číslem. Naproti tomu v kvantové mechanice platí relace neurčitosti a superpozice stavů – kvantová částice může být například současně na dvou různých místech nebo ve dvou různých stavech – viz proslulá současně živá i mrtvá Schrödingerova kočka.

Feynman tehdy navrhl dvě možnosti řešení tohoto rozporu. Buď je i gravitace kvantovaná, anebo není (klasika). Pokud platí klasické řešení, tak kvantová teorie funguje jen v mikrokosmu. S odstupem po 60 letech se autoři domnívají, že přišel čas testovat zmíněnou Feynmanovu otázku pomocí interferenčního experimentu s fotonem, který letí po dráze A a rozdělí se polopropustným elementem na dvě navzájem kolmé dráhy A a B (superpozice stavů). Další manipulace s fotonem pak buď potvrdí, nebo vyvrátí kvantovou teorii. Autoři připouštějí, že provést obdobný pokus s objekty teorie relativity je mnohem obtížnější, protože gravitace je v částicovém prostředí neuvěřitelně slabá proti elektromagnetické interakci(u elektricky nabitých částic na úrovni10-43). To je mimochodem důvod, proč asi nebude nikdy možné pozorovat výměnné částice gravitačního pole (gravitony). V každém případě je zřejmé, že nesoulad mezi kvantovou fyzikou a obecnou teorií relativity je čím dál tím závažnější Achillovou patou soudobé fyziky.

Přitom Einsteinova teorie slavila 11. února 2016 neuvěřitelný triumf, když mezinárodní tým (100 institucí z 18 států) observatoře LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) oznámil, že po více než 30 letech marných pokusů se podařilo 14. 9. 2015 (ještě ve zkušebním provozu) pozorovat signály gravitačních vln doprovázejících splynutí dvou hvězdných černých děr v dokonalém souladu s výpočtem jejich původních hmotností a deficitu hmotnosti při splynutí v podobě vyzáření mocných gravitačních vln. Epochální objev zveřejnili přesně sto let po Einsteinově práci, v níž zdůvodnil, že z obecné teorie relativity existence gravitačních vln vskutku vyplývá.

První pozorovací kampaň probíhala od 12. 9. 2015 do 12. 1. 2016. Běhen ní se získaly údaje o třech zdrojích gravitačních vln (vesměs šlo o splynutí dvou hvězdných černých děr). Pak následovala přestávka, která měla za cíl další zvýšení stability a citlivosti aparatury. Druhá pozorovací kampaň započala 30. 11. 2016 a trvala do 25. 8. 2017. Italská aparatura Virgo (jméno má připomínat, že aparatura změří gravitační vlny do vzdálenosti kupy galaxií v souhvězdí Panny) se po pětiletém ladění připojila k měřením 1. 8. 2017 a měřila souběžně do konce kampaně, v níž se podařilo týmu LIGO/Virgo (A. Abbot aj.) získat údaje o 8 nových zdrojích gravitačních vln.

Signál GW 170817, jenž trval celých 100 s, byl projevem splynutí dvou neutronových hvězd. (Signály při splývání hvězdných černých děr trvají jen zlomky sekundy a po slití obou černých děr jakýkoliv signál zanikne). Virgo měl v té době jen čtvrtinu citlivosti aparatur LIGO, ale i to pomohlo vykrýt slepé skvrny amerických observatoří. Díky první triangulaci se proti předešlým měřením zpřesnila o řád poloha zdroje v blízké (44 Mpc) čočkovité galaxii NGC 4993 (Hya; 13 mag; ø 17 kpc; hmotnost centrální černé veledíry 80 MMʘ; poloha zdroje 11˝ od centra galaxie). Se zpožděním 1,7 s našly družice Fermi (NASA) a INTEGRAL (INTEgral Gamma-Ray Astrophysics Laboratory; ESA) v témž směru krátký záblesk paprsků gama GRB 170817A. První optický snímek zjasnění SSS17 (= DLT17ck = AT 2017 gfo) získali 10,9 h po splynutí neutronových hvězd M. Siebert aj. pomocí 1m teleskopu H. Swopeové na observatoři Las Campanas (Atacama, 30°j.š.; 2,4 km n.m.) v Chile.

Tato série událostí vyvolala obrovskou pozorovací kampaň, do níž se postupně zapojily jak kosmické teleskopy HST a Chandra, tak také velká řada pozemních teleskopů počínaje širokoúhlou kamerou DECam na observatoři CTIO v Chile (11,4 h po GW). Dále se přidaly teleskopy 8,1m Gemini-S (Cerro Pachón, Chile), 6,5m Magellan (Las Campanas) a mikrovlnná observatoř ALMA, 8,2m teleskopy VLT ESO (CerroParanal), přehlídkové teleskopy observatoře Las Cumbres, obří radioteleskop pro metrové vlny GMRT (Pune, Indie) atd. Do sledování „dosvitu“ splynutí dvou neutronových hvězd se postupně zapojilo na 70 observatoří. Výsledky byly souhrnně publikovány ve zvláštním čísle časopisu The Astrophysical Journal Letters přibližně 4 tis. spoluatory. To znamená, že do výzkumu jedinečného úkazu se zapojila asi třetina všech profesionálních astronomů na světě!

Podle E. Pianové se díky splynutí dvou neutronových hvězd zdařilo pozorovat jednak zmíněný krátký záblesk gama, dále gravitační vlny a přechodný optický a infračervený dosvit vyvolaný vznikem značným množství jader nejtěžších prvků periodické soustavy prvků. Potvrdilo se, že pozorované kilonovy se zářivými výkony řádu 108 Lʘ (tj. tisíckrát většími než výbuchy klasických nov) skutečně vznikají při splývání dvou neutronových hvězd ve shodě s předešlými domněnkami. Podle S. Smartta aj. se zplodiny výbuchu při splývání neutronových hvězd pohybovaly od centra splynutí rychlostmi ~0,2 c a jejich hmotnost dosáhla až 8.1028 kg (0,04 Mʘ). Během rozpínání cárů výbuchu vznikaly rychlou transmutací prvků (nukleosyntéza r = rychlé záchyty neutronů) jádra chemických prvků poslední třetiny Mendělejevovy tabulky prvků (lanthanidy). Odhaduje se, že splývající neutronové hvězdy se podílejí na výskytu lanthanidů ve vesmíru zhruba z poloviny. (Druhou polovinu obstarávají výbuchy supernov třídy II díky zachycování volných neutronů v rázových vlnách v cárech supernov). Podle C. Gallové aj. se díky spektroskopii zmíněného dosvitu až do konce srpna zjistilo, že během epizody splynutí vzniklo například celkem 10 MZ zlata a platiny. Optická, infračervená a rádiová měření dosvitu probíhala až do 28. 9. 2017. Měření průběhu gravitačního signálu dovolilo konsorciu LIGO/Virgo stanovit zcela nezávislou metodou Lemaȋtrovu-Hubbleovu konstantu rozpínání vesmíru H0 = 70,3 km/s/Mpc se střední chybou 8 %.

Podle B. Margalita a B. Metzgeraměly zmíněné neutronové hvězdy před splynutím hmotnosti ~1,8 Mʘ a ~1,1 Mʘ. Během splývání se do vesmíru rozmetalo asi 16 kMZ jader těch chemických prvků, které nevznikají termonukleárními reakcemi ve hvězdách. M. van Putten a M. DellaValle zjistili podrobným rozborem závěrečného chvostu gravitačního signálu, že splynutím obou hvězd vznikla rychle rotující hypermasivní neutronová hvězda o hmotnosti 2,7 Mʘ, ale její rotace se různými vnějšími vlivy rychle snížila, takže se během 10 sekund zhroutila na hvězdnou černou díru. V každém případě šlo o neuvěřitelnou shodu šťastných okolností, neboť tento mnohopásmový (multimessenger) úkaz potvrdil, že gravitační vlny se šíří rychlostí shodnou s rychlostí světla s přesností o 14 řádů (!) lepší, než dávala předchozí pozorování. Podobně se potenciální možnost narušení Lorentzovy invariance snížila o 10 řádů. Navíc se prokázalo, že pět populárních variant vůči obecné teorii relativity je těmito pozorováními vyvráceno, zatímco předpovědi Einsteinovy teorie výborně souhlasí s pozorováním.

Další přestávka mezi kampaněmi má umožnit znovu vylepšit technické parametry všech tří observatoří. Očekává se, že během třetí kampaně budou v dosahu gravitačních observatoří signály ze 40 % objemu pozorovatelného vesmíru. Konsorcium LIGO/Virgo by se mělo v dohledné době rozrůst o japonskou observatoř, což zlepší celosvětové pokrytí měření, takže četnost signálů poroste. Konsorcium na základě těchto epochálních výsledků změnilo modus operandi observatoří. Zatímco v prvních dvou kampaních se signály zveřejňovaly až po důkladném zpracování naměřených dat, nyní se data publikují online tak, aby co nejrychleji poskytla údaje pro sledování úkazu všemi dostupnými astronomickými přístroji mnohopásmové astronomie.

V prosinci 2015 odstartovala aparatura ESA LISA (Large Installation System Administration) Pathfinder (cena 400 M€), jež směřovala do Lagrangeova bodu L1 ve vzdálenosti 1,5 mil. km směrem ke Slunci. Cílem mise bylo ověřit, zda se podaří měřit vzdálenosti mezi virtuálním rameny zamýšlené kosmické gravitační observatoře, kterou ESA hodlá vypustit v r. 2034 (eLISA; cena ~1 G€). Plánovaná kosmická gravitační observatoř o délce ramen 1,5 mil. km by mohla zachytit gravitační vlny vznikající při splývání černých veleděr. Mise Pathfinder skončila velmi úspěšně koncem června 2017. Přesnost měření vzdáleností dosáhla podle M. Armana aj. neuvěřitelného1,0 femtometru s-2.Hz-1/2; o tři řády vyšší, než se čekalo (!). Tato přesnost umožní pozorovat signály v intervalu frekvencí gravitačních vln 0,1÷100 mHz (vlnové délky v rozmezí 3÷3 000 mil. km).

Přesvědčivý objev gravitačních vln však pravděpodobně pomůže docílit v budoucnosti ještě vyšší citlivosti stávajících aparatur, ale též urychlení projektu eLISA. Není divu, že překvapující pokračování v podobě objevu gravitačních vln při splynutí neutronových hvězd získalo první místo mezi fyzikálními průlomy roku 2017 vybraných redakcí amerického vědeckého týdeníku Science. Dokonce bych se odvážil konstatovat, že jde o vůbec nejvýznamnější objev astrofyziky v prvních dvou dekádách XXI. století.

N. Flowersová aj. oznámili, že v laboratorním testu supravodivého gravimetru, jenž probíhal po dobu celého roku, potvrdili platnost lokální Lorentzovy invariance s přesností více než o řád lepší proti předchozím experimentům. A. Bourgoin aj. zpracovali téměř půlstoletá měření vzdálenosti Měsíce pomocí laserových signálů a prokázali tak platnost Lorentzovy invariance v teorii relativity s přesností o tři řády lepší proti předešlým testům.

Mezinárodní tým autorů z Francie, Německa, Holandska a Velké Británie (P. Touboul aj.) využil mikrodružice MICROSCOPE (Micro-Satellite à traînée Compensée pour l'Observation du Principe d'Equivalence) vypuštěné 5.4. 2016 francouzskou kosmickou agenturou CNES k ověření platnosti principu ekvivalence v obecné teorii relativity. Na palubě mikrodružice byly instalovány dva válečky dlouhé několik centimetrů.Vnitřní váleček byl ze slitiny Pt a Rh a vnější z Ti a Al. Po celou dobu letu se válečky nacházely ve volném pádu a přesná čidla měřila jejich případné vzájemné posuny, které by svědčily o narušení principu ekvivalence. Po 1,5 tis. obletech Země se ukázalo, že princip ekvivalence platí s rekordní přesností 10-15.

Sám Einstein zformuloval smysl své teorie v r. 1921 tímto přirovnáním: „Lidé se donedávna domnívali, že když z vesmíru odstraníme veškeré hmotné předměty, tak ve vesmíru zbude dál prostor a čas. Avšak teorie relativity tvrdí, že v takovém případě současně zmizí prostor i čas“

4.7. Experimentální fyzika

R. Dias a I.F. Silvera již v říjnu 2016 oznámili, že se jim podařilo pozorovat Wignerův-Huntingtonův fázový přechod vodíku do kovového stavu. Jejich práce byla podrobena velké kritice a po následných úpravách vyšla v lednu 2017 vyšla v časopisu Science. Mnoho kritiků však není přesvědčených, že autoři skutečně vyrobili a pozorovali kovový vodík. Problematické je jednak uspořádání experimentu, jednak ověření výsledků. Autoři použili diamantovou kovadlinu uvnitř kryostatické komory, v níž snížili teplotu na 5,5 K a hydromechanickou cestou ve vzorku zvyšovali tlak až na 495 GPa. Na vzorek z několika stran svítili a měřili jeho optické vlastnosti; vzorek při zvyšujícím se tlaku změnil vlastnosti ze zcela průhledného do temně neprůhledného a nakonec zářivě jasného povrchu s albedem 0,91. Autoři právě jasný kovový vzhled vydávají za důkaz existence metalického vodíku. Problémů je ovšem několik: kryostatická komora neumožnila nezávislé měření tlaku, dále není jasné, zda lesklý kovový povrch skutečně patří vodíku a nejde např. o odpařenou povrchovou vrstvu diamantových hrotů tvořenou oxidem hlinitým, a nakonec největší potíž představuje skutečnost, že práce vychází z jediného experimentu. Nezávislé ověření je v tomto případě více než nutné.

J.–G. Ren aj. publikovali důkaz kvantové teleportace mezi povrchem Země (Ngari, Tibet) a družicí na nízké oběžné dráze. Autoři použili laserový paprsek ke změně stavu nezávislého kvantově provázaného páru fotonů na vzdálenost ~1 400 km, což představuje rekord vzdálenosti naměřené kvantové provázanosti. Stav fotonového páru byl změněn celkem šestkrát. Čínská družice QUESS (Quantum Experiments at Space Scale, také známá jako Micius) již dříve prokázala, že je možné dostat kvantově provázané fotony z jednoho laserového svazku na dvě místa na zemském povrchu, nikdo však zatím nedokázal překonat hranici několika stovek km. Důkaz představuje důležitý krok pro vývoj bezpečné komunikace s využitím přenosu šifrovacích klíčů pomocí kvantových stavů, která je v principu neodposlouchávatelná; tato oblast výzkumu pochopitelně velmi zajímá vojensko-průmyslový komplex, ale je důležitá i pro rozvoj globálního internetu. Podobné družice chystá Kanada, Velká Británie a NASA připravuje několik experimentů pro umístění na Mezinárodní kosmické stanici ISS. Kvantová teleportace byla teoreticky předpovězena r. 1993 a již v r. 1997 se dvěma týmům (D. Boschi aj. a D. Bouwmeester) nezávisle podařilo ji experimentálně prokázat.

F. Heiße aj. zveřejnili zatím nejpřesnější měření hmotnosti protonu. Autoři použili Penningovu past, tedy rovnoměrné válcové magnetické pole s kvadrupólovým elektrickým polem, jež nabitým částicím nedovoluje uniknout v ose magnetického pole. Přesnost experimentu dosáhla 32×10–12, což je asi 3× lepší než u předchozích měření. Proton se nicméně jeví lehčí, než udává standard CODATA (Committee on Data ofthe International Science Council), odchylka představuje ≥ 3,3 σ. Autoři se chystají stejným způsobem změřit hmotnost antiprotonu – pokud by se jeho hmotnost v rámci přesnosti měření lišila, mohlo by se jednat o vysvětlení nepoměru mezi hmotou a antihmotou ve vesmíru.

Velikost protonu je v posledních 7 letech poněkud záhadnou veličinou. Měření pomocí mionového vodíku (namísto elektronu se v obalu vodíku vyskytuje mion) ukázala, že poloměr protonu je asi o 4 % menší, než vycházelo z dřívějších spektroskopických měření obyčejného vodíku. A. Beyer aj. pořídili spektroskopii obyčejného vodíku v oblasti přechodu 2S–4P (jde o jednu z čar Balmerovy série) s mimořádným rozlišením. Autoři použili proud atomů vodíku s teplotou 5,8 K, který excitovali dvojicí laserů s vlnovými délkami 243 nm a 486 nm. Z měření vyplynul poloměr vodíku s hodnotou (0,8335 ± 0,0095) fm. Tato hodnota je v rámci chyby v souladu s měřením mionového vodíku, avšak o ≥ 3 σ menší oproti historické hodnotě standardu CODATA.

B. Wood oznámil, že Mezinárodní úřad pro hmotnosti a míry BIPM (Bureau International des Poids et Mesures) se chystá vyměnit dosavadní standard 1 kg za nový. Etalon kilogramu je válec slitiny platiny a iridia z r. 1889, který je uložen v Sèvres u Paříže; problematický je kvůli nutnosti čištění usazenin, jež lze ale zase jen velmi těžko provést beze změny hmotnosti samotného etalonu. Návrh redefinice je založen na Planckově konstantně a funkci Kibbleovy–Wattovy váhy, jejíž jedno rameno tvoří supravodivá cívka v magnetickém poli, která při průchodu elektrického proudu vyrovnává gravitaci působící na závaží na druhém rameni. Aby BIPM redefinici přijal, vyžaduje přesnost určení Planckovy konstanty h třemi nezávislými měřeními s přesností nejméně 50 ppb (parts per billion), z nichž jedno musí mít přesnost 20 ppb. Pokud se tato měření sejdou do 1. července 2017, BIPM přistoupí k přijetí nového standardu.

Lawrence Livermore National Laboratory dokončila výrobu laseru pro výzkumné centrum ELI (Extreme Light Infrastructure) v Dolních Břežanech. Laser má pulzní výkon 1 PW (předpona peta- značí 1015), pulzů je schopen vygenerovat až 10 s–1. Centrum u Prahy je jedno ze tří (další je v maďarském Szegedu a třetí je blízko rumunské Bukurešti), která mají získat další výkonné lasery: začátkem r. 2017 bylo rozhodnuto, že namísto ambiciózního plánu postavit laser s výkonem 200 PW budou centra vybavena zatím „jen“ 10 PW lasery. Autoři projektu předpokládají, že zkrácením pulzů bude možné zvýšit výkon laseru až na 100 PW; jde pochopitelně také o peníze. Výkonné lasery se nicméně chystají v Japonsku, USA, Rusku a Čína již dokončila výzkumné centrum u Šanghaje s laserem s pulzním výkonem 5,3 PW.

Evropský rentgenový laser XFEL (X-ray Free Electron Laser) 1. září 2017 oficiálně zahájil provoz. Laser výzkumného centra poblíž německého Hamburku vyzařuje pulzy trvající několik stovek femtosekund (10–15 s), což je dostatečně krátká hodnota, aby v kombinaci s krátkými vlnovými délkami umožnila „vyfotit“ jednotlivé molekuly nebo velké atomy. Takových pulzů je laser schopen vygenerovat několik desítek tisíc během jedné sekundy, což je zhruba 200× víc než dosahovaly dosavadní aparatury v USA a Japonsku.

5. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama

5.1. Supernovy

Všechny dosud pozorované supernovy byly považovány za konečný výbuch hvězdy. Supernovy s absorpčními čarami beze zbytku vykazovaly zmenšování rychlosti absorbující látky, jak se rozpínající se obálka ztenčovala a odhalovala pomaleji se pohybující látku, dříve skrytou. Tyto supernovy dosáhnou maxima jasnosti a udrží se na něm po asi 100 d, supernovy v maximu jasnosti delší než 130 d jsou mimořádně vzácné. I. Arcavi aj. oznámili objev supernovy iPTF14hls (označení podle přehlídky Intermediate Palomar Transient Factory, jež ji zaznamenala jako první), která zářila v maximu jasnosti po dobu delší než 600 d. Jasnost iPTF14hls nepravidelně kolísala, jako by nešlo o jeden výbuch, ale náhodnou sérii po sobě jdoucích výbuchů. Naopak spektrum se v průběhu exploze téměř nezměnilo. Žádný z jednoduchých modelů supernov, které jsou nám ku pomoci u většiny supernov, v tomto případě není použitelný. Aby toho nebylo málo, existují náznaky, že stejný objekt vybuchl již v r. 1954. Autoři navrhují, že záření může mít na svědomí téměř homogenní obálka hvězdné látky s hmotností ≥ 10 M⊙, odhozenou několik let před samotnou závěrečnou explozí. Dalším vysvětlením může být supernova s pulzační párovou nestabilitou, tedy hvězda s hmotností 95–130 M⊙, jejíž obezita v kombinaci s rotační rychlostí umožní ve velkých oblastech pod povrchem vznik párů elektron–pozitron, které při následné anihilaci způsobí odtržení hvězdné atmosféry. Takováto supernova je pravděpodobným předchůdcem hvězdných černých děr s hmotnostmi kolem 40 M⊙, ovšem její existence zatím nebyla prokázána a teoretické modely nejsou dostatečně propracované.

R. 2015 vybuchla nejjasnější známá supernova ASASSN-15lh – se svítivostí 20 Mléčných drah dvojnásobně překonala předchozí rekord. G. Leloudas aj. na základě analýzy dat z HST (oběžná dráha Země), VLT (CerroParanal, Chile) a NTT (New Technology Telescope, La Silla, Chile) pokrývajících 10 měsíců po zjasnění objektu přišli s hypotézou, že nešlo o výbuch supernovy, ale slapové roztrhání hvězdy s nízkou hmotností v blízkosti černé veledíry. Pro tuto hypotézu mluví jednak viditelná zjasnění ve světelné křivce, nerovnoměrnost zjasňování v různých částech spektra a také přítomnost supernovy v červené, hmotné a staré galaxii. Autoři přiznali, že i roztrhání hvězdy vyžaduje, aby černá díra měla dostatečnou hmotnost a také velmi rychle rotovala, aby bylo možné vysvětlit pozorované vlastnosti světelné křivky. R. Margutti aj. nezávisle potvrdili pravděpodobnost zjasnění coby roztrhání hvězdy na základ rentgenových měření z družic Chandra a Swift. Odhadnout, kolik výrazných zjasnění pokládaných za supernovy představuje ve skutečnosti roztrhání hvězdy v okolí černé veledíry, zatím není možné, nicméně je potřeba začít vážně uvažovat o způsobech, jak oba jevy od sebe odlišit.

M. Nicholl aj. publikovali výsledky analýzy UV a optických světelných křivek velmi jasné supernovy Gaia16apd. Na základě srovnání dat z družice Swift a dalekohledu MMT (MultipleMirrorTelescope) s dřívějšími daty z družice Gaia a HST autoři zjistili, že v prvních 10–15 d zjasnění supernovy zářila v UV oblasti spektra podstatně více než ve viditelném světle. Na základě porovnání šířek spektrálních čar dostupných spekter určili, že zdrojem silnějšího UV záření byl samotný centrální zdroj. To potvrzuje hypotézu, že velmi jasné supernovy pohání hvězdné jádro chudé na vodík. Autoři odhadli, že hmotnost odhozené obálky je ≥ 4 M⊙ a exploze dala vzniknout magnetaru s periodou 2 ms a magnetickým polem s indukcí asi 2×1014 G. N. Soker teoreticky odvodil vztah mezi energií výbuchu magnetaru a rotační energií právě vzniklé neutronové hvězdy v jádru magnetaru – pro velmi jasné supernovy, u nichž vzniknou polární výtrysky, je rotační energie přímo úměrná energii uvolněné při explozi. Čím energetičtější vzplanutí supernovy je, tím rychleji bude vytvořená neutronová hvězda rotovat.

R. Neuhäuser aj. zveřejnili analýzu historických pramenů z Jemenu, které popisují vzplanutí supernovy na jaře r. 1006. Dřívější datace supernovy v souhvězdí Vlka (dříve mylně určená v souhvězdí Berana) předpokládaly, že vzplanula na konci dubna (28. nebo 30.). Autoři nalezli ve spisech historiků al-Jamáního a Ibn al-Dayby datování jevu přesně do poloviny měsíce radžabu, po přepočtu do gregoriánského kalendáře tedy (17. ± 2) dubna 1006. Srovnání s dalšími prameny ukázalo, že tato možnost je ve skutečnosti mnohem pravděpodobnější než dosud předpokládaná datace – časové určení vzplanutí ½ h po západu Slunce, datování v japonské kronice IčidaiJoki, záznam evropského pozorovatele z kroniky St. Gallen, který údajně supernovu pozoroval po 3 měsíce (v jeho zeměpisné šířce zmizela pod obzorem nejpozději 10. července). Stejní autoři dále zveřejnili, že popis této supernovy se také objevuje v knize al–Šífá perského učence Ibn Síny neboli Avicenny. Ibn Síná popisuje, že nová hvězda – objevila se „mezi jinými hvězdami“ – „setrvala po tři měsíce slábnouc, až zmizela docela“, „sršela jiskrami“ a „měnila svou barvu“. Tuto hvězdu Avicenna použil při diskuzi s Aristotelovou Meteorologií.

A. U. Abeysekara aj. oznámili výsledky pravidelného denního monitorování Krabí mlhoviny pomocí observatoře HAWC (High Altitude Water Cherenkov observatory). Primárním cílem pozorování jsou blazary Markarian 421 a 501, Krabí mlhovina slouží jako referenční zdroj paprsků gama záření s energiemi 0,5–100 TeV. Autoři zpracovali data od listopadu 2014 do června 2016 a použili je především k určení systematických chyb měření – v rozsahu energií 1–37 TeV dosahuje nepřesnost měření ±50 %; pozoruhodné ovšem je, že je HAWC v průběhu dne schopen zachytit energetické fotony z Krabí mlhoviny.

Supernova SN1987A oslavila 30. narozeniny. J. Spyromilio aj. shrnuli známá data o vývoji této supernovy. V poslední dekádě se ukázalo, kolik se v centrální oblasti pozůstatku po supernově vytvořilo prachových zrn. Spektrální měření odhalila vznikající molekuly v obálce a také rozpad struktur v rozpínající se látce působením záření okolních zdrojů. Díky stále lepšímu úhlovému rozlišení máme možnost v přímém přenosu sledovat návrat hvězdné látky zpět do mezihvězdného prostředí. Pomocí mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array) F. Abellán aj. pořídili velmi přesnou trojrozměrnou mapu oblasti ve spektrálních čarách různých molekul – některé z nich byly v pozůstatcích po supernově pozorovány úplně poprvé, např. HCO+ nebo SO, jiných molekul bylo nalezeno výrazně více, např. SiO až o 2 řády proti teoretickým modelům.

P. Ruizová-Lapuenteová zkompilovala veškerá dostupná historická data o vývoji jasnosti Keplerovy supernovy. Autorka došla k závěru, že SN1604 byla patrně normální supernova typu Ia, což souhlasí i se světelnou křivkou z poslední doby, získanou díky světelnému echu. Autorka také odvodila vzdálenost supernovy na (5 ± 0,7) kpc. T. Sato a J. P. Hughes zveřejnili analýzu vlastností 14 filamentů v pozůstatku po Keplerově supernově z dat družice Chandra. Autoři měřili vlastní pohyb, radiální rychlost a základní spektrální charakteristiku látky ve zhuštěninách – pět nejrychlejších má radiální rychlosti 8 700÷10 200 km/s a pohybuje se prostorem v podstatě volně. Mají vysoké zastoupení křemíku a síry a naopak málo železa a velmi málo kyslíku. Autoři upozorňují, že takové chemické složení odpovídá látce z vrchních vrstev teoretických modelů bílých trpaslíků. Autoři z pohybu zhuštěnin odvodili přesnější polohu centra výbuchu, kterou navrhují použít k pátrání po potenciální sekundární složce systému, která teoreticky mohla vzplanutí supernovy přežít.

V Mléčné dráze proběhne každou sekundu několikrát 1043 anihilací elektronu s pozitronem. Přísun pozitronů zejména z disku Galaxie je víceméně stálý, ale jeho zdroj stále neznáme. R. Crocker aj. přišli s hypotézou, že za doplňováním částic antihmoty může stát jediný typ zdroje – splývající bílí trpaslíci s nízkou hmotností. Autoři pomocí numerických modelů zjistili, že splynuvší bílí trpaslíci se stářím 3÷6 Gr jsou dobrým zdrojem radioaktivního 44Ti. Jedna taková supernova vyvrhne do prostoru asi 0,03 M⊙44Ti, který generuje pozitrony, dokud se nepřemění na 44Ca. Autoři odvozují, že vhodným kandidátem je např. SN1991bg, v jejímž okolí by mělo být možné ověřit zastoupení 44Ca.

D. Liu aj. numericky modelovali dvojitý výbuch těsných dvojhvězd, tvořených bílými trpaslíky různých typů: jednu složku tvoří trpaslíky bohatý na uhlík a kyslík (CO) a druhý na hélium. Pomocí simulací Monte Carlo dvojitého systému s různými metalicitami obou složek zjistili, že příspěvek tohoto typu zdrojů tvoří ≤ 15 % všech supernov typu Ia, ale jde o pozvolna přispívající složku – střední doba života takového systému před vzplanutím je asi 110 Mr. Simulace také ukázaly, že čím je metalicita obou složek nižší, tím pravděpodobněji dojde k explozi supernovy. Již zmíněná SN1991bg je podle všeho dobrým příkladem právě takového zdroje.

Supernovy jsou po desetiletí zásadní složkou tzv. kosmologického žebříku vzdáleností, pomocí něhož určujeme vzdálenosti ve velkých měřítkách, měříme rychlost rozpínání vesmíru a potvrzujeme existenci skryté energie. Co když ale jasnost vzplanutí jednotlivých supernov není tak shodná, jak předpokládáme? G. Hosseinzadeh aj. analyzovali podrobnou světelnou křivku SN2017cbv, která obsahuje výrazné zjasnění v modré a UV oblasti v prvních pěti dnech. Autoři se pokusili namodelovat vzplanutí s přítomností sekundární složky a ukázalo se, že model dokáže dobře reprodukovat skutečnost s podobrem ve vzdálenosti 56 R⊙. Autoři přiznávají, že existují i alternativní vysvětlení, nicméně pokud by se potvrdilo, že supernovu způsobil systém s nedegenerovanou složkou, která vzplanutí přežila, šlo by o první důkaz, že standardní svíčky nejsou ve skutečnosti tvořené jen jedním astrofyzikálním procesem.

5.2. Degenerované hvězdy

Tým rádiové observatoře FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope) oznámil objev prvních dvou pulsarů pomocí tohoto největšího radioteleskopu s jedinou anténou. Objev byl potvrzen australskými observatořemi a jde o první příspěvek k přehlídce pulsarů, kterých by měl FAST objevit stovky až tisíce. První detekci pulsaru také oznámili R. Mignani aj., v tomto případě pomocí observatoře ALMA. ALMA dokázala kromě samotné detekce pořídit spektrum, z něhož vyplývá, že mikrovlnné záření přichází z oblastí s teplotou 1015÷1017 K, což naznačuje, že okolí pulsaru přispívá tepelným zářením k pozorovanému spektru nejen v rádiové oblasti. ALMA dále dokázala identifikovat protáhlou strukturu, patrně protější výtrysk.

Pulsary objevila také observatoř LOFAR (LOw-Frequency ARray) při pátrání po rádiových protějšcích zdrojů záření ɣ z katalogu družice Fermi. Z. Pleunis aj. v jedné práci informovali o nalezení protějšku zdroje 3FGL J1553.1+5437. Jedná se o milisekundový pulsar s periodou 2,3 ms, mírou disperze 22,9 pc/cm3 a prudkým spektrem. C. Bassa aj. v dalším článku publikovali objev dosud nejrychlejšího pulsaru v Mléčné dráze: PSR J0952−0607 má periodu 1,414 ms, oběhne každých 6,42 h kolem průvodce s hmotností asi 0,02 M⊙, jehož jasnost kolísá asi o 1,6 mag, což autoři připisují působení záření a toku částic z pulsaru. Ačkoliv se obě složky nezakrývají a není možné to určit jednoznačně, patrně jde o systém typu černá vdova, tj. neutronovou hvězdu, která svou gravitací a intenzivním hvězdným větrem doslova obrušuje sekundár.

Dvojitý systém V404 Cyg sestává z červeného obra obíhajícího kolem černé díry a od výrazného rentgenového zjasnění v r. 2015 jde o intenzivně studovaný systém. P. Gandhi aj. využili spojení optických dat ze 4,2m dalekohledu Williama Herschela (La Palma, Španělsko) a družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) a zjistili, že variace intenzity rentgenového záření předchází stejný profil zjasnění v optické oblasti o ~0,1 s. Rentgenové záření pochází z velké části z velmi zahřáté látky v akrečním disku, zatímco optickému spektru s největší pravděpodobností dominuje mohutný polární výtrysk. Podobnost variací s blazary naznačuje, že se v obou případech uplatňuje stejný mechanismus, rozdíl je jen v měřítku hmotnosti centrálního objektu. R. M. Plotkin nezávisle zpracovali data družice NuSTAR spolu s daty družic Chandra, Swift a pozemních radioobservatoří VLA a VLBA a potvrdili provázanost změn jasnosti akrečního disku a výtrysku(ů). Autoři také došli k závěru, že v klidné fázi nemůže rentgenové záření produkovat synchrotronní záření v polárním výtrysku. Buď jde o interakci výtrysku s okolním prostředím, anebo pochází z akrečního disku. P. Chandra a N. Kanekar zpracovali rádiová data z přístroje GMRT (Giant Metrewave RadioTelescope) a odhadli průměr výtrysku na 5,33 au a magnetické pole v něm asi 50 µT. Autoři z nízkých variací v rádiové oboru usuzují, že variabilita výtrysku nijak nekoreluje se spinem černé díry. Y. Dallilar aj. zpracovali dostupná data poklesu jasnosti ve všech spektrálních oborech od rádiového po rentgenový a z různé rychlosti pohasnutí odhadli poloměr oblasti zářící synchrotronovým zářením na 108÷109 km a sílu magnetického pole odvodili na (3,31 ± 0,09) mT, což je výrazně méně, než předpovídají teoretické modely. D. Huppenkothen aj. zpracovali rentgenová data s vysokým časovým rozlišením z družic Swift, Fermi, Chandra a NuSTAR a pátrali po kvaziperiodických oscilacích. Podařilo se jim nalézt statisticky významné oscilace s frekvencemi 18 mHz, 73 mHz, 136 mHz a 1,03 Hz. Zatímco oscilace s nízkými frekvencemi mohou být připsány předpokládaným nehomogenitám v akrečním disku, oscilace na 1,03 Hz má velmi netypickou frekvenci – autoři navrhují, že může jít o projev zkroucení vnější části akrečního disku.

Na VLTI (Very Large Telescope Interferometer) začal pracovat detektor GRAVITY a již pilotní provoz přinesl první znamenité výsledky. Tým detektoru (P.–O. Petrucci aj.) zveřejnil výsledky 3,5 d trvajících optických měření v rozlišení pod 1 mas (tisícina obloukové vteřiny) – u mikrokvasaru SS 433 se podařilo rozlišit bodový zdroj, výtrysky i příspěvek difúzního okolí. Výtrysky se pohybují od zdroje rychlostí 0,26·c a patrně jsou tvořeny těžšími prvky než vodík. V další práci (I. Waisberg aj.) tým zveřejnil pozorování rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností BP Cru v blízké IR oblasti. Přístroj dokáže určit střed soustavy s přesností ~2 µas, obří složku v soustavě lze přímo rozlišit v konkrétních spektrálních čarách a kombinací dat z kontinua a jednotlivých spektrálních čar je možné přímo potvrdit přítomnost proudu plynu přetékajícího z obra na černou díru.

G. Wiktorowicz aj. se rozhodli propočítat simulace vzniku velmi jasných rentgenových zdrojů (ULXs, UltraLuminous X-ray sources) poté, co se ukázalo, že v centru akrečních disků některých z nich sídlí neutronová hvězda. Ze série výpočtů se překvapivě ukázalo, že neutronové hvězdy v dlouhodobém měřítku tvoří většinu akrečních zdrojů. Černé díry převažují v prvních 100 Mr po vlně intenzivní tvorby hvězd, ale neutronové hvězdy následně převládnou; záleží nicméně na dalších parametrech jako např. metalicitě – čím nižší, tím větší množství ULX zdrojů s černou dírou. Autoři také zjistili, že existuje jasný vztah mezi vývojovým stádiem sekundáru a stářím systému a dále určili typické zástupce obou druhů: ULX s neutronovou hvězdou má primár s hmotností ~1,3 M⊙ a sekundár je červený obr s hmotností ~1,0 M⊙, ULX s černou dírou má primár s hmotností ~8 M⊙ a sekundár je hvězda hlavní posloupnosti s hmotností ~6 M⊙.

Dlouhé záblesky záření ɣ a velmi jasné supernovy chudé na vodík byly již dříve podezřívány, že jejich společným zdrojem mohou být rychle rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem – milisekundové magnetary. B. D. Metzger, E. Berger a B. Margalit spojili polohu opakujícího se rychlého rádiového záblesku FRB 121102 s klidnou rádiovou trpasličí galaxií a přišli s hypotézou, že všechny čtyři jevy mohou mít společný původ: vzplanutí jasné supernovy vytvoří pozůstatek chudý na vodík a dlouhý záblesk záření ɣ. Vzniklý magnetar pak silným magnetickým polem vybuzuje opakovaná rádiová zjasnění v okolní plazmě. Klidné rádiové pozadí je možné připsat buď interakci obálky rozhozené látky z výbuchu supernovy s okolním materiálem, nebo jde o reakci silného hvězdného větru s pozůstatkem supernovy. Autoři odhadují, že ke vzplanutí supernovy došlo před několika desítkami let, nanejvýš stoletím, a navrhují nezávislé ověření pomocí míry disperze v různých vlnových délkách.

F. Nappo aj. zveřejnili detailní analýzu záblesku záření ɣ GRB 151027A. Jedná se o 999. záblesk, který objevila družice Swift a jeho protějšek bylo možné sledovat v optické i rádiové oblasti ještě 140 d po samotném záblesku. V rentgenovém záření se asi 100 s po záblesku objevilo zjasnění, které se následně projevilo i v optické oblasti, kde byl také následný netypický pomalejší pokles jasnosti. Podrobný průzkum zjasnění odhalil, že ≤ 35 % jasnosti připadá na tepelné záření – buď se jednalo o výšleh horké látky přibližně naším směrem, nebo jde o důsledek srážky rázové vlny hlavního výbuchu s pomaleji se pohybujícím opticky tlustým materiálem, vyvrženým ještě před hlavním výbuchem.

H.–J. Lü aj. zpracovali data družice Fermi pro ɣ záblesk GRB 160625B, který se projevil ve třech časově oddělených epizodách. Autoři odvozují ze spekter, že první epizodu je možné vysvětlit čistě jako tepelné záření. Druhou epizodu, která za první následovala asi po 180 s, je možné vysvětlit jako kombinaci tepelného záření a mocninného spektra. Třetí epizodu, ke které došlo až po dlouhé pauze ≥ 300 s, už nevykazuje žádné znaky tepelného záření. Vše dohromady naznačuje, že za vyzařováním v jednotlivých fázích stojí různé fyzikální procesy – první epizoda může být záření fotosféry prudce se rozpínající kolem relativistického výtrysku, druhá epizoda je kombinací rázové vlny relativistického výtrysku a záření fotosféry a třetí epizoda je interní a externí rázová vlna relativistického výtrysku. Podivné je, že rentgenová a optická data dosvitu záblesku ɣ žádné epizody nevykazují.

A. Murguiaová–Berthierová aj. numericky modelovali interakci relativistických výtrysků s hvězdným větrem v okolí objektu, vzniklého splynutím dvou neutronových hvězd. Takové splynutí se předpokládá jako zdroj krátkých záblesků ɣ, ovšem kolem nového objektu okamžitě vznikne oblak neprůhledného materiálu, takže původce záblesku není možné pozorovat. Autoři zkoumali, za jakých podmínek se relativistickému výtrysku podaří prorazit hvězdný vítr a vytvořit záblesk ɣ. Ukázalo se, že záleží na vrcholovém úhlu výtrysku – pokud je dostatečně sevřený, tj. ≤ 40°, výtrysk dokáže vytvořit záblesk ɣ se svítivostí odpovídající těm, které pozorujeme jako krátké GRB. Pokud je vrcholový úhel relativistického výtrysku větší, vznikne jen slabý záblesk ɣ – to se podle autorů může týkat mnoha párů neutronová hvězda – černá díra.

Výsledkem splynutí dvou neutronových hvězd může teoreticky být buď stabilní neutronová hvězda, černá díra nebo velmi hmotná neutronová hvězda, udržovaná před zhroucením pouze rychlou rotací. A. Piro aj. propočítali, s jakými pravděpodobnostmi vznikají různé typy výsledků na základě parametrů stavové rovnice jednotlivých neutronových hvězd. Překvapivě hodně simulací dává vzniknout neutronovým hvězdám, ať už stabilním nebo rychle rotujícím velmi hmotným. To podporuje hypotézu, že rotující neutronové hvězdy jsou zdrojem mnoha zjasnění v elektromagnetickém spektru. Autoři na základě porovnání statistik simulací a pozorování odhadují, že 60–70 % krátkých záblesků ɣ pochází ze splynutí neutronové hvězdy a černé díry.

Kolizi dvou neutronových hvězd, která se projevila jako signál GW 170817, se podrobně věnujeme v kap. 4.6 – zde doplňujeme poznatky z teoretických výpočtů. A. Bauswein aj. odvodili jednoduchý postup určení poloměru neutronové hvězdy vzniklé sloučením původně samostatných složek pouze na základě hmotnosti výsledného objektu, pokud nedošlo ke kolapsu, což lze určit z průběhu gravitačních vln a světelné křivky jevu. Pro GW 170817 autoři odvodili poloměr neutronové hvězdy s hmotností 1,6 M⊙ na 10,68+0,15–0,04 km. Týmy LIGO a Virgo (B. P. Abbott aj., 1101 spoluautor) publikovaly postup, jakým je na základě simulací splývajících neutronových hvězd možné pouze z vlastností průběhu gravitačních vln odvodit hmotnost zplodin, rozmetaných do okolí při samotném splynutí. Pro různé hmotnosti neutronových hvězd vychází hmotnost rozhozené látky na 10–3÷10–2 M⊙; pokud se ≥ 10 % této látky v důsledku výbuchu přemění nukleosyntézou r na těžké prvky, plně to postačí na pozorované zastoupení v Galaxii. H. Gao aj. zveřejnili metodu, jak pomocí odhadu hmotnosti zplodin výbuchu a znalosti jeho barevného indexu odvodit hmotností poměr původních neutronových hvězd. Červenější barevný index kilonovy znamená menší hmotnostní poměr, modřejší značí větší poměr – pro zdroj GW 170817 autoři odvodili hmotností poměr složek 0,46–0,67, tedy hmotnosti původních složek M1 = 0,90÷1,16 M⊙ a M2 = 1,61÷2,11 M⊙.

6. Mezihvězdná a mezigalaktická látka

Neutrální vodíkový plyn v mezihvězdném prostoru je obvykle strukturován ve vláknech, smyčkách a obálkách, z nichž ty největší mají rozměry dosahující tisíců sv. let. Za jejich vznik se předpokládají zodpovědné supernovy, vybuchující ve velkém počtu v OB asociacích. Alternativní vysvětlení jejich vzniku je v náporovém vyfukování oblaky s vysokou rychlostí, které dopadají na disk Galaxie z galaktického hala. G. Park aj. publikovali objev prvního důkazu, že velké bubliny galaktického plynu mohou vzniknout právě v důsledku nárazu oblaku mezigalaktického plynu. V datech přehlídky ALFA (Arecibo L-band Feed Array) na HI čáře 21 cm objevili na vnějším okraji Mléčné dráhy bublinu o průměru asi 3 tis. sv. let, v jejímž středu se nachází oblak s vysokou rychlostí CHVC040. Podle autorů se jedná buď o pozůstatek blízké pohlcené galaxie, nebo o zhuštěninu mezigalaktického plynu; do disku Mléčné dráhy oblak narazil asi před 5 Mr.

Kompaktní oblaka plynu s vysokou rychlostí mohou také hostit hvězdy. W. Janesh aj. oznámili identifikaci optického protějšku oblaku AGC 249525 (také z přehlídky ALFA) – pomocí 3,5 m dalekohledu WIYN (Kitt Peak, Arizona) rozlišili jednotlivé hvězdy, jejichž spektroskopie odpovídá větvi červených obrů ve vzdálenosti (1,64 ± 0,45) Mpc. Hustota hvězd kopíruje hustotu neutrálního plynu, což znamená, že se ve skutečnosti jedná o velice slabou trpasličí galaxii v Místní skupině, v níž převažuje plyn. Autoři odhadují hmotnost hvězd na (2,2 ± 0,6)×104 M⊙ a hmotnost plynu na (3,6 ± 1,0)×105 M⊙.

A. Fuente aj. zveřejnili objev molekuly S2H v mlhovině Koňská hlava v zastoupení ~5x10–11, tedy asi 4–6× nižším než u sulfanu H2S. Autoři provedli sérii experimentů a modelovali možnosti vzniku S2H v mezihvězdném prostředí a zjistili, že na rozdíl od sulfanu se koncentrace S2H nedá jednoduše dosáhnout fotoerozí na povrchu prachových zrn. Za přítomností pozorovaného množství tohoto plynu tak musí být další mechanismy – autoři odvozují, že do určité míry může napomoci chemická a mechanická eroze prachových zrn a působení kosmického záření, ale ani to nestačí; je nutný zatím neznámý chemický proces, pravděpodobně v plynné fázi a za účasti sulfanu a iontů S+ a SH+.

C. O'Dell aj. publikovali analýzu ionizace plynu v Mlhovině v Orionu (M42) v průběhu pilotního provozu detektoru MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) na VLT. Autoři zjistili, že uvnitř mlhoviny je za ionizaci plynu zodpovědná hvězda θ1Ori C, jak se dlouhodobě předpokládá. Platí to ovšem jen pro vnitřní část mlhoviny – za jasným pásem (Bright Bar) a ve vnějších částech mlhoviny je dominantním ionizujícím zdrojem hvězda θ2Ori A. Autoři při určování ionizujících zdrojů také pořídili podrobnou 3D mapu mlhoviny.

NGC 7023, neboli mlhovina Kosatec (Iris, Caldwell 4) je reflexní mlhovina v souhvězdí Cefea. H. A. N. Le aj. na ni zaměřili spektrograf IGRINS (Immersion Grating Infrared Spectrometer) na 2,7m dalekohledu H. J. Smithe na McDonaldově observatoři (západní Texas) a zjistili, že plyn v mlhovině je chladnější, než by dle teoretických předpovědí měl být. Mlhovina se skládá z různých chuchvalců a nejhustší shluky mají hustotu části přibližně 105 cm–3 s typickým rozměrem ~5×10–3pc, zatímco střední hustota mlhoviny je 103÷104 cm–3.

D. Neufeld aj. oznámili objev THz vodního maseru u tří hvězd pomocí přístroje GREAT (German REceiver for Astronomy at Terahertz frequencies) na palubě létající IČ observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy). Autoři nalezli vodní maser s frekvencí 1,296 THz u pozdních hvězd W Hya, U Her a VY CMa a pro jednotlivé hvězdy sestavili modely stimulované emise. Pro W Hya z modelu vyplývá odnos hvězdné látky tempem asi 7×10–8 M⊙/r a poměr stimulované emise tvoří nejméně 86 % (zbylých 14 % připadá na důsledek excitace molekul radioaktivním rozpadem). Autoři odvozují, že podíl stimulované emise s rostoucí frekvencí klesá.

Obří molekulární mračna (GMC, Giant Molecular Clouds) jsou gravitačně vázané útvary plynu a prachu, která mohou gravitačně zkolabovat a dát vzniknout kupám nových hvězd, které intenzivním zářením mračna rozfouknou a tvorbu hvězd zastaví. E. Corbelli aj. prozkoumali vztah mezi 566 GMC a 630 kupami mladých hvězd v galaxii M33. Prostorové uspořádání obou druhů objektů je velmi podobné, typická vzdálenost GMC a kupy mladých hvězd je asi 17 pc, a obě skupiny velmi přesně sledují strukturu HI filamentů v galaxii. GMC mají hmotnosti 2×104÷2×106 M⊙ a zhruba třetina jich je neaktivních (žádné mladé hvězdy), přibližně šestina obsahuje mladé hvězdy a asi polovina jich je již rozfouknutých kolem kupy mladých hvězd. Pro přímo viditelné hvězdy autoři odvodili jejich stáří, které kulminuje kolem 5 Mr; jen velmi málo hvězd je starších ≥ 8÷10 Mr. Z těchto údajů vyplývá, že typické stáří GMC v M33 je asi 14 Mr, přičemž neaktivní fáze trvá zhruba 4 Mr a fáze s vnořenými hvězdami trvá jen asi 2 Mr, tj. vznik hvězd a rozsvícení kupy trvá méně než polovinu života GMC.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

Program Breakthrough Listen je jednou z iniciativ, kterou založili Juria a Julia Milnerovi r. 2015 na podporu pátrání po mimozemském životě. Ve spolupráci s institutem SETI program pomáhá financovat provoz radioteleskopu v Green Bank (Západní Virginie), radioteleskopu v Parkesu (Austrálie) a dalekohledu APF (Automated Planet Finder, Lickova observatoř, Kalifornie). H. Isaacson aj. publikovali seznam cílů, jimž se bude pátrání věnovat. Celkem jde o milion zdrojů – nejbližší hvězdy, hvězdy vybrané jako typičtí zástupci částí diagramu H–R, nejbližší galaxie s přihlédnutím k jejich typu a konečně exotické objekty (bílí trpaslíci, černé díry, neutronové hvězdy a také několik planetek). J. Enriquez aj. zveřejnili výsledky prvního roku pátrání v pásmu 1,1÷1,9 GHz v blízkém okolí 692 blízkých hvězd. Automatické zpracování signálu odhalilo 11 událostí, které vypadaly jako umělý signál; manuální zpracování nicméně ukázalo, že jde o některou ze známých interferencí s pozemskými rádiovými systémy.

Počátek života na Zemi není znám ani časově, ani místně; předpokládá se, že první biotopy se nacházely v blízkosti podvodních horkých vývěrů. M. Dodd aj. publikovali nález železitých usazenin v Nuvvuagittuqu (Québec, Kanada), které obsahují fosilizované mikroby. Struktura usazenin je stejná jako sedimenty kolem současných podmořských komínů a jejich stáří je 3,77÷4,28 Gr. T. Djokicová aj. nalezli v Dresserově formaci (Pilbara, Austrálie) usazeniny, které nesou znaky přítomnosti mikrobiálního života v jezírkách kolem horkých pramenů a gejzírů, včetně stromatolitů. Datování usazenin je před 3,48 Gr a jde o nejstarší důkaz přítomnosti života na pevnině.

Zda panují na povrchu planety nebo měsíce podmínky příhodné pro život, nezávisí jen na míře osvitu od mateřské hvězdy a složení atmosféry, ale také na minulosti, kterým těleso prošlo. J. Yang aj. modelovali vývoj ledových těles s různým složením ledu a zjistili, že u některých z nich nikdy nenastane dlouhodobý obyvatelný stav – jakmile se těleso ohřeje nad určitou mez, mohou nastat dva extrémy: buď se vodní pára skleníkovým efektem ohřívá natolik, že překotně uniká do vesmíru a těleso vyschne, nebo naopak skleníkové plyny ohřejí atmosféru tak rychle, že se kapalná voda na povrchu vyvaří. R. Ramirez a L. Kalteneggerová modelovali vliv vulkanického vodíku na podmínky vhodné pro život – průběžně uvolňovaný H2 (i při započtení jeho úniku do volného prostoru) umožňuje zvětšení vnějšího okraje ekosféry o ~30÷60 %; v případě Země by ekosféra dosahovala až do vzdálenosti 2,4 au. Vnitřní okraj ekosféry se posune také, ale jen o 0,1÷4 %. L. Darriba aj. provedli sérii simulací vývoje planetárního systému s obří planetou typu Jupiteru s ohledem na vznik a vývoj vnitřních planet a množství vody na nich. Ukázalo se, že vznikají tři typy vnitřních planet: vodní světy s hmotnostmi 2,75÷3,57 MZ a zastoupením vody 58÷75 %, planety terestrického typu s hmotnostmi 0,58÷3,8 MZ a suché světy s ≤ 1,2 % vody. Dále se ukázalo, že planetární systémy s Jupiterem ve vzdálenosti 1,5÷2 au od mateřské hvězdy jsou dynamicky stabilní ≥ 1 Gr.

D. Sloan aj. propočetli pravděpodobnost, že život na Zemi vyhladí nějaká katastrofa. Autoři vzali v potaz různé události – výbuch supernovy, blízký záblesk záření ɣ, dopad velké planetky atd. – a převedli všechny na energii přijatou do atmosféry a pozemských oceánů. Ačkoli lidstvo nemá velkou naději na přežití, neboť k jeho úplnému vyhubení stačí prostě odstranit atmosféru, život jako takový má tužší kořínek. Energie potřebná k úplnému vyvaření oceánů je tak velká, že k odpovídající události dojde s pravděpodobností jen 10–7 za 1 Gr. Jakékoli méně drsné podmínky by extremofilové dokázali přežít – kralující zástupci v odolnosti jsou želvušky (např. Milnesiumtardigradum), kterým ani var vody nevadí. Skutečnou pohromu pro pozemský život bude představovat rozepnutí Slunce v závěrečné fázi jeho života; pokud ovšem předtím Země nebude vymrštěna do prostoru mimo Sluneční soustavu.

8. Přehlídky, přístroje

Tým družice Gaia uvolnil první sadu dat katalogu družice, tzv. DR1 (Data Release 1), v září 2016. Následně byly publikovány články o zpracování astrometrických a fotometrických dat 1,14 miliard hvězd. F. van Leeuwen aj. zveřejnili způsob zpracování fotometrických dat a porovnání s dosavadními katalogy. Celková přesnost fotometrie se pohybuje v řádu tisícin mag, při dalším zpracování dat se očekává zlepšení ještě nejméně o řád. Hvězdy jasnější než ~6,5 mag jsou z automatického zpracování vyřazeny kvůli saturaci, dalších asi 0,1 % (1,2 mil. hvězd) vyřadily algoritmy kvůli příliš červené nebo naopak modré barvě z automatické kalibrace. Již v DR1 je pokrytá celá obloha, byť značně nerovnoměrně – některá místa byla snímána pouze dvakrát, naopak oblasti kolem pólů ekliptiky jsou kvůli pilotnímu provozu nasnímány v několika desítkách průchodů. D. Evans aj. validovali fotometrická data proti standardním kalibračním zdrojům a nezávisle potvrdili, že přesnost fotometrie DR1 je ≤ 3÷4 mmag. F. Arenou aj. popsali způsob validace astrometrických dat DR1 proti dřívějším katalogům – kromě standardních testovacích hvězd byly určeny vybrané hvězdokupy, dvojhvězdy, fyzické proměnné a kvasary. DR1 není perfektní: limitní magnituda závisí na počtu průchodů, velmi husté oblasti utrpěly nedostatkem výpočetního výkonu na palubě družice a jsou v nich díry a úhlové rozlišení neodpovídá přístrojovým limitům, celé oblasti s vysokou extinkcí byly vyřazeny z automatického zpracování, některé zdroje se v katalogu vyskytují 2× atd. Autoři proto upozorňují, že jakékoli statistické závěry na základě DR1 by měly tyto neúplnosti brát v potaz; další várky dat by měly zmíněné nedostatky napravit.

Vyšla také celá řada prací založených na datech DR1. Samotný tým (G. Clementini aj.) zveřejnil výsledek analýzy paralax blízkých cefeid (331 klasických a 31 typu II) a hvězd typu RR Lyr (celkem 364). V porovnání s katalogem družice HIPPARCOS jsou data DR1 dle očekávání přesnější pro všechny typy proměnných a vztahy perioda–svítivost vykazují menší střední chybu. Modul vzdálenosti pro Velké Magellanovo mračno souhlasí pro všechny tři typy hvězd v rámci chyby s přijímanou hodnotou (18,49 ±0,09) mag, tj. vzdálenost (49,9 ±2,0) kpc. Autoři upozorňují, že astrometrie DR1 stále vychází z katalogu Tycho a na nezávislé určení je třeba počkat nejméně na DR2. S. Casertano aj. provedli nezávislou analýzu vzdáleností 212 cefeid v Mléčné dráze a zjistili, že paralaxy DR1 jsou velmi přesné a jejich chyby jsou konzervativně nadhodnocené asi o 20 %, ačkoliv pro 9 cefeid jasnějších 6. mag jsou paralaxy patrně podhodnocené. Data DR1 by pro hodnotu lokální Hubbleovy konstanty H0 znamenala snížení asi o 0,3 %; autoři jsou si ale vědomi, že s podobnými závěry je třeba počkat na další datové sady nebo ještě lépe na finální zpracování celého katalogu. K podobnému závěru došli V. Makarov aj., podle nichž jsou rozdíly paralax dvojhvězd mezi daty DR1 a družice HIPPARCOS menší než očekávání a chyby paralax dvojhvězd jsou nadhodnocené. Autoři odhadli míru chybně identifikovaných nebo prohozených složek dvojhvězd v DR1 na ≤0,4 %. D. Stevens aj. spočítali bolometrické zářivé výkony a úhlové průměry kotoučků hvězd pro 1,6 mil. hvězd katalogu Tycho 2 na základě barevných indexů a vývojových modelů a následně odvodili poloměry pro 355 tis. těchto hvězd, jejichž chyba určení paralaxy je ≤ 10 %. Tato data autoři použijí k porovnání s daty DR2, která budou obsahovat nezávisle určené poloměry a povrchové teploty hvězd.

S. Majewski aj. oznámili dostupnost DR12 přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), která je jedním z programů v rámci projeku SDSS–III (Sloan Digital Sky Survey III) na Sloanově 2,5m dalekohledu (Sunspot, Nové Mexiko). APOGEE obsahuje 0,5 mil. IR spekter 146 tis. hvězd s vysokým rozlišením se zaměřením na všechny populace hvězd v Mléčné dráze. A. Y. Hoová aj. zveřejnili metodiku přepočtu parametrů hvězd – povrchová teplota, log g, metalicita, extinkce – v katalogu APOGEE na spektra přehlídky LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope, Xinglong, Čína) pro 450 tis. obřích hvězd pomocí vzorku 9 952 hvězd, které jsou v obou katalozích. Stejní autoři použili tuto metodu k odvození hmotností a stáří 230 tis. z těchto obrů pomocí zastoupení uhlíku a dusíku ve spektrech – se zapojením jasností hvězd z katalogů APASS, 2MASS a WISE je podle autorů možné odvodit zastoupení jednotlivých prvků i ze spekter s nízkým rozlišením.

26. května 2017 byl položen základní kámen evropského ELT (Extremely Large Telescope). Oficiální slavnost za účasti chilské prezidentky M. Bacheletové se kvůli počasí konala na Cerro Paranal. Kopuli i konstrukci dalekohledu bude stavět konsorcium ACe, složené z firem Astaldi, Cimolai a EIE Group – jde o největší kontrakt ESO a také o nejrozsáhlejší zakázku pozemní astronomie v historii. Dalekohled by měl spatřit první světlo v r. 2024.

Situace kolem 30m dalekohledu TMT (Thirty Meter Telescope) je i nadále nejasná. Ačkoli havajský nejvyšší správní soud rozhodl ve prospěch stavby a prohlásil nové stavební povolení za platné při splnění celkem 43 podmínek, protesty místních obyvatel neutichly a protestující se odvolali k nejvyššímu soudu. Konsorcium projektu prozkoumalo záložní variantu umístění na observatoři Roque de los Muchachos (La Palma, Kanárské ostrovy) a po opětovném vyhodnocení atmosférických podmínek rozhodlo, že pokud do dubna 2018 nebude možné zahájit stavbu, bude TMT přesunut na Kanáry.

Protesty na Havaji způsobily komplikace také dalším přístrojům; některé z nich byly při blokádě příjezdové cesty na několik dní až týdnů postaveny mimo provoz. Protestující mj. bránili transportu primárního zrcadla dokončovaného slunečního dalekohledu DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope), který má být uveden do provozu v r. 2020. Na místě musela zasáhnout policie a několik lidí bylo zadrženo.

G.  Talens aj. oznámili zahájení provozu systému MASCARA (Multi-site All-Sky CAmeRA), jehož primárním cílem je pátrání po exoplanetách v okolí jasných (≤ 8,4 mag) hvězd, které jsou mimo dosah družic. Jeden dalekohled tvořený pěticí kamer s 24 mm ohniskem je na La Palmě, druhý se nachází na La Silla a datové centrum je v Leidenu (Nizozemí). Předzpracování dat se provádí na místě a do datového centra se posílají jen redukovaná data; finální katalog by měl obsahovat světelné křivky asi 70 tis. hvězd s vysokým časovým rozlišením ~5 min.

Tým přístroje GRAVITY na VLTI zveřejnil (R. Abuter aj., 133 spoluautoři) při uvedení do provozu výsledky pilotního provozu. VLTI využívá sběrnou plochu ~200 m2, interferometr má efektivní průměr asi 130 m a dosažitelná astrometrická přesnost je ≤ 10 µas (miliontin obloukové vteřiny). A. Mérand aj. publikovali výsledky, které byly pořízeny v rámci ověřování přístrojů – např. složky čtyřnásobného hmotného systému HD 93206 (celková hmotnost ~90 M⊙) byly přímo rozlišeny a centrální dvojice je zřejmě také složená z dvojhvězd.

Na VLT také začal pracovat přístroj ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations), nástupce předchozího úspěšného spektrografu HARPS. Přístroj využívá všech čtyř jednotek VLT, takže pracuje jako dalekohled s efektivním průměrem primárního zrcadla ~16 m a měl by dosáhnout přesnosti měření radiálních rychlostí v řádu desítek mm/s.

Observatoř HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array, Karoo, Jižní Afrika) získala financování od nadace G. & B. Mooreových na zvýšení počtu antén na 350. Jde o radioobservatoř nízkých frekvencí, jakýsi prototyp připravovaného globálního projektu SKA – větší počet antén zvýší citlivost aparatury. Zmiňovaná observatoř SKA (Square Kilometer Array) je ambiciózní projekt desítky zemí, který má ve výsledku zahrnovat na 2 tis. antén v Africe a téměř milion antén v Austrálii s celkovou sběrnou plochou 1 km2. Již r. 2013 bylo rozhodnuto, že v první fázi SKA1 observatoř zprovozní 194 parabol v Jižní Africe a asi 130 tis. antén v Austrálii. Nyní projekt narazil na potíže s financováním (674 M€) a vedení projektu rozhodlo o úsporách v podobě snížení výpočetního výkonu a také zhuštění jednotlivých antén na menší plochu. Toho se astronomové obávají, protože zmenšení základny bude znamenat snížení citlivosti i úhlového rozlišení observatoře. Stavba observatoře má začít v polovině r. 2019 a vědci apelují na vedení projektu, aby zajistilo náhradní financování, aby k zahušťování polí antén nemuselo dojít.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Giovanni BIGNAMI (*1944; kosmická astronomie); Eugene CERNAN (*1934; astronaut, Apollo 10 a 17; čestný člen ČAS); Ronald DREVER (*1931; gravitační vlny); Eugene GARFIELD (*1925; zakladatel scientometrie); Neil GEHRELS (*1952; zdroje záření gama); John GLENN (1921-2016; astronaut); Leon MESTEL (*1927; magnetická pole, bílí trpaslíci, pulsary); Luděk NEUŽIL (*1926; vysoká atmosféra Země); Theodor SCHMIDT-KALER (*1930; astrofyzika, prezident Astronomische Gesellschaft); Jaroslav TRNKA (*1976; správce hvězdárny ve Slaném; c. Jindřicha Šilhána 2011); Helen J. WALKEROVÁ (*1953; družice IRAS, ISO, JWST);

9.2. Ceny a vyznamenání

Mezinárodní ceny

Cathie CLARKEOVÁ (Eddingtonova m. RAS; teoretická astrofyzika hvězd a planet); Françoise COMBESOVÁ (Janssenova c.; vývoj galaxií); Michaël GILLON (Balzanova c.; exoplanety u blízkých hvězd); Sandra M. FABEROVÁ (Gruberova c.; kosmologie a přístroje); Nick KAISER (Zlatá m. RAS; kosmologie); Nicholas Z. SCOVILLE (M. Bruceové, ASP: komplexní přehlídka oblohy COSMOS); Kip THORNE, Rainer WEISS, Barry BARISH (Nobelova c. za fyziku: detekce gravitačních vln); Simon D. M. WHITE (Shawova c.; astronomie); Richard WIELEBINSKI (m. Karla Schwarzschilda A. G.; radioastronomie).

Populární cena Edgara Wilsona udělovaná od r. 1998 každoročně astronomům amatérům za objevy komet se dostala v posledních letech do potíží a ceny se udělují s výrazným zpožděním. Teprve počátkem května 2017 byly zveřejněny údaje o nositelích Ceny za rok 2014: Terry LOVEJOY, Michael SCHWARTZ (3 komety), Paolo HOLVORCEM (2 komety), Gennadij BORISOV, Vitali NEVSKI, Cristovao JACQUES (2 komety). Kromě toho udělil komitét speciální ceny 2014 dalším amatérům: Michel ORY, Eduardo PIMENTAL, Joao PIMENTAL, Matthias BUSH, Rafal RESZELEWSKI.

Domácí ceny

Petr BROŽ (AV ČR; prémie O. Wichterleho); Jakub VÍCHA (AV ČR; prémie O. Wichterleho); Miloslav DRUCKMÜLLER (ČAS; c. Jindřicha Zemana); Lukáš GRYGAR (ČAS; LitteraAstronomica); Martin JELÍNEK (ČAS; Kopalova přednáška); Matúš MOTLO (ČAS; c. Jindřicha Zemana — Junior); Vladimír REMEK (Astronautická sekce ČAS; c. Antonína Vítka); Martin ŠOLC (ČAS; Nušlova cena).

Slovenská astronomická společnost při SAV zřídila při příležitosti 100. výročí narození zakladatele hvězdárny v Hlohovci Dr. Eleméra Csereho (1917–1992) cenu za popularizaci astronomie. Jejím prvním nositelem se stal Peter BEGÉNI z Prešova.

Mezinárodní astronomická olympiáda (IAO; Čína): zlato: Jozef LIPTÁK (SK); stříbro: Marco Souza de Joode(CZ); bronz: Sára Elichová (CZ); Jana SVRČKOVÁ (SK); Martin OKÁNIK (SK).

Mezinárodní olympiáda v astronomii a astrofyzice (IOAA;Thajsko); stříbro: Jindřich Jelínek (CZ); bronz: Martin Orság (CZ) a Jiří Vala (CZ).

9.3. Astronomické katalogy, observatoře a společnosti

F. Stoehr aj. uvedli, že observatoř ALMA ukládá všechna získaná měření do generálního archivu, který je během chráněné doby přístupný pouze hlavnímu řešiteli a jeho týmu, ale po definovaném čase je otevřen pro všechny zájemce. Tuto praxi už od počátku provozuje z iniciativy R. Giacconiho archiv HST. Je to velmi prozíravé opatření, protože dnes je už více prací založeno aspoň zčásti právě na veřejném archivu HST, než kolik prací publikují autoři projektů. Veřejný archiv observatoře ESO využívá 30 % astronomů, kteří nikdy nebyli hlavními řešiteli, ale ani členy jejich týmů. Na základě těchto poznatků bude více než polovina rozpočtu budoucího přehlídkového teleskopu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) věnována na správu archivu.

Y.L. Chang aj. dokončili nový katalog 2WHSP blazarů a kandidátů na blazary, jejichž energetické spektrum má vrchol nad energií několika GeV. Dosavadní katalogy obsahují jen stovky blazarů zmíněné třídy, kdežto nový katalog má téměř 1,7 tis. položek. Autoři v katalogu porovnávali údaje z nejrůznějších pásem elektromagnetického spektra s cílem zařadit do seznamu především blazary, které mohou být silným zdrojem neutrin a částic UHE KZ. Přednostně jsou uvedeny blazary v úhlové vzdálenosti galaktických šířek >10° a se slabším podílem infračerveného záření.S. Abdollahi aj. dokončili druhý katalog transientů záření gama, založený na pozorování družice Fermi. Během více než 7 let provozu zaznamenal družice přes 4,5 tis. transientů se zjasněním na úrovni >6 σ. Kromě toho zjasnění v katalogu musela být pozorována v obou pásmech energií: (0,1÷0,8 GeV) a (0,8÷300 GeV). Díky pozorováním se podařilo identifikovat přes 500 proměnných zdrojů záření γ a 440 z nich bylo ztotožněno s protějšky v jiných oborech spektra. Nejčastěji jde o aktivní jádra galaxií (AGN). Tvrdší průběh spektra platí pro svítivější vzplanutí, ale výjimkou je prototyp BL Lac, který je nejsvítivější v měkčím pásu záření gama.

A. Kunder aj. zveřejnili již 5. katalog projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment) náhodně vybíraných hvězd na jižní polokouli v rozsahu jasností I (9÷12 mag). Projekt započal v r. 2003 a skončil v r. 2013. V jeho rámci autoři získali téměř 521 tis. spekter pro 475,6 tis. hvězd, z nichž pro 253 tis. hvězd jsou známy přesné paralaxy i vlastní pohyby díky projektu Tycho-Gaia. Z pozorovaných údajů byly pro tyto hvězdy odvozeny i efektivní teploty, tíhová zrychlení na jejich povrchu a stupně metalicity. Doplněna jsou i zastoupení chemických prvků Mg, Al, Si, Ca,Ti, Fe a Ni. U všech spektrálních údajů je uvedena přesnost měření.

Tým projektu Sloan Digital SkySurvey (M. Blanton aj.) zahájil v létě 2014 monumentální přehlídkový program SDSS IV zahrnující tři spektrografické části: 1. Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment 2 (APOGEE-2) pořídí vysokodispersní spektra s příznivým poměrem signálu k šumu stovek tisíc hvězd naší Galaxie v blízké infračervené oblasti. 2. Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory (MaNGA) – pořízení spekter tisíců blízkých galaxií s mediánem jejich vzdáleností 125 Mpc. 3. extended Baryon Oscillation SpectroscopicSurvey (eBOSS), jenž bude mapovat prostorové rozložení galaxií, kvasarů a neutrálního vodíkového plynu v rozmezí vzdáleností 1,8÷3,6 Gpc. Výsledky mapování poslouží zlepšení kosmologických údajů o baryonových akustických oscilacích, deformaci prostoru vlivem kosmologického červeného posuvu a o tvaru výkonového spektra. Program APOGEE-2 probíhá v blízké infračervené části spektra na 2,5m teleskopu SDSS na observatoři Apache Point (Sunspot, N.M.; 33°s. š.; 2,8 km n. m.), ale též na jižní polokouli na duPontově 2,5m teleskopu observatoře Las Campanas v Chile.

N.N. Samus aj. zveřejnili elektronickou verzi 5.1.Generálního katalogu proměnných hvězd (GCVS). V r. 1946 se tehdy lístkového katalogizování proměnných hvězd pro Mezinárodní astronomickou unii ujali ruští astronomové pod vedením B. V. Kukarkina (1909–1977) a P. P. Parenaga (1906–1960). V r. 2017 vyšel péčí týmu N. N. Samuse již 81. seznam proměnných hvězd, jenž je volně přístupný na webové adrese: http://www.sai.msu.su/gcvs/index.htm.V r. 2017 obsahoval katalog údaje o více než 52 tis. proměnných hvězdách.

V září 2017 skončil mandát generálního ředitele ESO holandskému astronomovi Timovi de Zeeuwovi (*1956). Do této funkce nastoupil španělský astronom Xavier Barcons (*1959). Jeho hlavním úkolem bude pokračovat ve výstavbě teleskopu ELT s průměrem 39 m segmentovaného zrcadla na hoře Armazones v Chile. Současný výkon observatoře podstatně překonává technické parametry z r. 1998, kdy byly v provozu už všechny čtyři 8,2m reflektory na hoře Paranal. Především se podařilo podstatně zvýšit mezní hvězdnou velikost aparatury na 30 mag za 1 h expozice. Dále se uvedly do chodu koncové aparatury II. generace ESPRESSO, MUSE a GRAVITY. Další aparatura VISIR bude díky dotaci od Y. Milnera modernizována s cílem hledat planety v ekosféře u dvojhvězdy α Cen. Milner dostane za svou dotaci pozorovací čas u kamery VISIR, aby mohl zjistit, zda se vyplatí poslat roj miniaturních sond s cílem prozkoumat po dvacetiletém letu do blízkosti dvojhvězdy podmínky pro život na potenciálních exoplanetách v jejich ekosférách. V provozu je i interferometr VLTI, který využívá všech čtyř 8,2m teleskopů a čtyř pomocných 1,8m teleskopů na základnách dlouhých až 200 m. Ve spojení s pokročilými systémy adaptivní optiky tak interferometr VLTI překonává rozlišovací schopnost HST. Na Paranalu rovněž pracuje 4m přehlídkový teleskop VISTA (Visible and Infrared SurveyTelescope for Astronomy) a 2,6m širokoúhlý dalekohled VST (VLT Survey Telescope). ESO se také významně podílí na činnosti mezinárodní mikrovlnné observatoře ALMA, která doslova chrlí prvotřídní výsledky snad ve všech oborech soudobé astronomie. V dubnu 2018 se ujme funkce ředitele ALMA kanadský radioastronom S. Dougherty. Ke vstupu do ESO se chystá Austrálie (druhá neevropská země po Chile). Její roční příspěvek dosáhne v přepočtu 7,8 mil. €. O přístup do ESO se zřejmě zasadil u své vlády australský nobelista B. Schmidt, jenž se podílel na objevu skryté energie jako nejvýznamnější energetické složky vesmíru. Podle F. Watsona a W. Couche má Austrálie výhodné podmínky zejména pro radioastronomii díky nízké úrovně šumu pozadí, což umožnilo objevy 64m radioteleskopu v Parkesu. V blízké budoucnosti to usnadní provoz budované obří rádiové aparatury SKA (Square Kilometer Array).

Také neméně úspěšná Evropská kosmická agentura (ESA) bude mít nového vědeckého ředitele G. Hasingera (*1954), který začínal svou vědeckou dráhu výzkumem černých děr pomocí rentgenových družic. Od r. 2011 byl šéfem Astronomického ústavu na Havaji, který obstarává provoz na Mauna Kea i Mauna Loa. Podílel se na instalaci přehlídkového teleskopu Pan-STARRS-1 a 4m slunečního teleskopu D. K. Inouye na hoře Haleakalā (21° s. š.; 3,1 km n. m.) na ostrově Maui. K významným projektům, které bude připravovat a sledovat, patří Solar Orbiter, CHEOPS (CHaracterising ExO Planets Satellite), BepiColombo u Merkuru a Athena (Advanced Telescope for High Energy Astrophysics).

Podle D. Cleryho se začínají američtí astronomové spojovat tak, jak to předvádějí evropské země sdružené v ESO, aby získali více peněz na rozvoj astronomické techniky na hoře Pachón v severním Chile. Americké univerzity i další americké instituce tam už provozují 8,1m teleskop Gemini-S (Gemini-N je na Mauna Kea), dále 4,1m SOAR (Southern Observatory Astrophysical Research). V současné době se tam buduje přehlídkový 8,4m teleskop LSST.

Legendární britský vědecký týdeník Nature začal vycházet v r. 1869 a jeho prvním výkonným redaktorem byl astronom Norman Lockyer. Protože řada vědeckých oborů v současnosti produkuje čím dál tím více kvalitních prací, řeší to vydavatelé časopisu dalšími oborově zaměřenými časopisy. Od r. 2017 začal vycházet časopis Nature Astronomy a zároveň s ním ještě další čtyři specializované časopisy pro různá odvětví přírodních věd. Pozadu nezůstal ani evropský časopis Astronomy and Astrophysics, který od r. 2017 publikuje přílohu A&A Letters. Podle J. Alvese & T. Forveilleho bude nový časopis tisknout stručné články s velkým potenciálním ohlasem a s volným přístupem pro všechny čtenáře. Podobně jako hlavní časopis A&A budou mít články své přísné recenzenty, i když o něco shovívavější k neortodoxním nápadům.

Na Vatikánské observatoři v Castel Gandolfo se v polovině května 2017 uskutečnil již 8. workshop s tématy černých děr, gravitačních vln a singularitách prostoročasu. Pozvání přijalo 40 nejvýznamnějších světových odborníků, kteří probírali otevřené otázky astronomie a fyziky, jakými jsou ztráta informacív černých dírách, centrální singularity v kvantové teorii černých děr, propojení kvantové mechaniky s obecnou relativitou, problémy kvantové teorie gravitace a neuspokojivého stavu výzkumu kosmologické inflace. Účastníci setkání se shodli, že zatím je stále nejlepší kosmologickou teorií model ΛCDM, tj. standardní teorie velkého třesku, která se však potýká s exotickými prvky v podobě skryté látky a skryté energie vesmíru, jež svou hmotností výrazně převyšují zastoupení zářící látky vesmíru. Za největší záhadu v kosmologii označili singularitu velkého třesku a jen o něco menší jsou také záhady existence černých děr a veleděr. Někteří účastníci vyslovili domněnku, že skrytá látka vesmíru není tvořena částicemi.

Koncem června 2017 se v Praze konala v budově Právnické fakulty UK již 26. výroční konference Evropské astronomické společnosti (EAS) pod zkratkou EWASS = European Week of Astronomy and Space Science). Praha se stala hostitelským městem konference EAS už potřetí – tentokrát díky stoletému jubileu České astronomické společnosti. Ve vědeckém organizačním výboru konference nás reprezentoval J. Palouš a lokální astronomický komitét řídil C. Ron. Z pěti plenárních přednášek pronesli dvě čeští astronomové: A a P. Hadravovi o historii astronomie v českých zemích a R. Wünsch o vývoji hvězd a hvězdokup. Další plenární přednášku měl slovenský astronom N. Werner o chemickém obohacení kup galaxií a velkorozměrové struktuře vesmíru. Na konferenci byly také uděleny ceny a proneseny čestné přednášky o vývoji teleskopů pro mnohoobjektovou spektroskopii, o možnostech a rizicích neortodoxních výzkumů v astronomii, o osudech velmi hmotných dvojhvězd, které dospějí do stádia binárních hvězdných černých děr a nakonec splynou, o vazbě černých veleděr na jejich mateřské galaxie a dále o optice se zakřivenými ohniskovými plochami a o nelineární optice pro astronomické přístroje.

J. Vošmera podal v Čs. časopise pro fyziku zprávu o II. mezinárodním workshopu v astronomii a astrofyzice, jenž proběhl počátkem července 2017 v Praze (soutěžní část na MFF UK v Praze) a v novém planetáriu v Hradci Králové.

Největší domácí událostí roku 2017 se ovšem staly oslavy 100. výročí založení České astronomické společnosti (8. prosince 1917). Probíhaly téměř po celý rok nejen v Praze, ale na mnoha místech našeho státu. Počátkem dubna se na Hvězdárně a planetáriu v Brně uskutečnil 20. sjezd České astronomické společnosti, kde si členové Společnosti připomněli výzvu iniciátora Dr. L. Pračky v časopise Živa (r. 1913), aby u nás taková společnost vznikla. V dalších letech se přípravných prací zúčastnili Ing. J. Štych, J. Klepešta, J. J. Frič a zejména prof. F. Nušl. Díky baronu A. Krausovi z Pardubic se podařilo schválit stanovy Společnosti českým místodržitelstvím ještě ke konci I. světové války. Zakládající schůze v posluchárně ČVUT v Náplavní ul. na pražské technice proběhla 8. 12. 1917. Společnost si tehdy vytkla dva hlavní cíle: vydávání členského astronomického časopisu a vybudování veřejně přístupné hvězdárny v Praze. Od r. 1920 začala vycházet Říše hvězd a v r. 1929 byla pro veřejnost otevřena Štefánikova hvězdárna v Praze na Petříně. Kromě toho už v r. 1922 na I. kongresu Mezinárodní astronomické unie (IAU) bylo Československo přijato za člena Unie. Už tři čeští astronomové (F. Nušl, B. Šternberk a J. Palouš) a jeden slovenský astronom (Ľ. Kresák) byli zvoleni viceprezidenty IAU. Kromě toho na 13. kongresu IAU v Praze (1967) byl L. Perek zvolen generálním tajemníkem IAU.

Během II. světové války díky odvaze B. Šternberka probíhaly na Petříně sobotní přednášky, které fakticky nahrazovaly vysokoškolské přednášky z astronomie v době uzavření českých vysokých škol nacisty. To usnadnilo rychlou obnovu české účasti na poválečném rozvoji evropské astronomie. V posledních letech se aktivita České astronomické společnosti výrazně zkvalitňuje díky dobré spolupráci výkonného výboru vedeného od r. 2010 Janem Vondrákem (*1940) s odbornými sekcemi i pobočkami. Webové stránky a tiskové zprávy ČAS mají vysokou citovanost; populární je soutěž Česká astrofotografie měsíce a velkou odezvu mezi středoškolskými studenty má Astronomická olympiáda, jejíž vítězové pak zdatně reprezentují Česko na obou mezinárodních astronomických olympiádách (IAO a IOAA). Vondrákův tým také rozhodující měrou přispěl k důstojné oslavě vzniku ČAS. Ve shodě se stanovami však v Brně došlo k volbě nového předsedy ČAS, jímž se stal Petr Heinzel (*1950) z Astronomického ústavu AV ČR.

Není zajisté možné vzpomenout všech slavnostních akcí. Připomeňme aspoň, že v roce 2017 vyšla jak poštovní známka k jubileu ČAS, tak stříbrná pamětní mince ČNB. Příslušná komise IAU schválila 9. června pojmenování planetky (100308) ČAS, kterou objevili v Ondřejově v dubnu 1995 P. Pravec a L. Šarounová (základní označení 1995 HB). Počátkem září 2017 se konal pod vedením P. Bartoše na pozemku observatoře megaevent českých kešistů, na který přijelo více než tisíc zájemců. kteří lovili v areálu observatoře keše se jmény stovky českých astronomů. Následně 22. 9. 2017 byla odhalena v budově ZŠ v Přešticích pamětní deska významnému českému astronomovi RNDr. Ottovi Seydlovi (1884–1959), jenž se narodil v Merklíně u Přeštic a navštěvoval základní i měsťanskou školu v Přešticích. Působil po studiu učitelství v oboru matematika a fyzika na UK jako středoškolský profesor, ale po několika letech se dostal jako asistent k prof. Nušlovi a mohl se naplno věnovat astronomii. Po obhajobě disertace v r. 1924 se stal posledním ředitelem hvězdárny v Klementinu, kde vykonal obdivuhodnou práci při rekonstrukci dnes proslulé dlouholeté klementinské řady meteorologických pozorování od r. 1775. Jeho práce o historii české astronomie jsou dodnes nenahraditelné. Navíc se dlouhou řadu let věnoval redigování časopisu Říše hvězd. Byl zvolen mimořádným členem Královské české společnosti nauk a členem IAU.

Další mimořádnou osobností české astronomie, na níž se pomalu zapomínalo, byl nepochybně Josef František Smetana (*1801 Svinišťany, +1861 Plzeň). Premonstrát, český buditel a první popularizátor astronomie vydal v r. 1837 knihu „Základové hvězdosloví čili astronomie“. Jeho památce byla věnována dvoudenní březnová konference v Plzni. Jsou po něm pojmenovány Smetanovy sady v Plzni, kde se nachází i jeho socha. Svého času se staral i o výchovu svého mladšího bratrance Bedřicha Smetany.

Ředitel Astronomického ústavu Uzbecké Akademie věd S. Ehgamberdiev publikoval v českém čtvrtletníku Astropis 24, č.4, str.28 článek:„Český astronom v carských službách“ o Josefu Sýkorovi, který se narodil v Charkově v r. 1870, kde od r. 1892 pracoval v astronomické observatoři. Postupně působil i na observatořích v Tartu, Moskvě a Pulkovu. Zúčastnil se rusko-švédské expedice na Špicberky v r. 1899/1900, kde se zabýval výzkumem polárních září. Své poznatky o výskytu spektrálních čar v aurorách publikoval v ruských, německých i francouzských časopisech. V r. 1906 nastoupil jako astronom na observatoři v Taškentu, kde jako první astronom v Rusku zahájil systematická pozorování meteorických rojů. Je po něm pojmenován Sýkorův ledovec na Špicberkách a Sýkorův ostrov v Karském moři. V r. 1921 však přesídlil do Československa, kde působil v Praze jako univerzitní profesor astronomie. Na odpočinku žil v Ondřejově, kde v r. 1944 zemřel a je pochován na místním hřbitově. Těsně před vrcholem oslav jubilea ČAS se konala pietní shromáždění u hrobů významných českých astronomů, zejména Františka Nušla a Zdeňka Kopala, ale i dalších osobností nejenom v Praze, ale i v Pardubicích (Artur Kraus).

Vyvrcholením jubilejního roku se pak stala slavnostní schůze ČAS v Modré posluchárně i v  aule Karolina v Praze, jež se konala přesně 8. 12. 2017 od 14 h, tedy ve stejném čase jako v r. 1917. O vtipnou rekonstrukci zakládající schůze ČAS se zasloužil P. Sobotka, v jehož režii vystupovali otcové zakladatelé, ale i manželka ing. Štycha L. Landová-Štychová. Roli prof, Nušla bravurně sehrál významný český herec M. Myšička, o němž není příliš známo, že je jednak absolventem pražského Dopplerova gymnázia, ale též oboru subnukleární fyziky na MFF UK (souběžně s DAMU). Navíc další herec a spisovatel M. Čepelka nemohl vyloučit, že v otevřených vstupních dveřích posluchárny zahlédl Járu Cimrmana, od dubna 2017 čestného člena ČAS.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V.G. Kurt referoval o oslavách 100. výročí narození geniálního ruského astronoma Iosifa Samujloviče Šklovského (1916-1985), jenž za své ohromující životní dílo v astrofyzice byl poctěn zvolením dopisujícím členem Ukrajinské akademie věd a členem Národní akademie USA, Královské astronomické společnosti v Londýně atd. Publikoval přes 300 vědeckých prací a napsal 9 monografií. Vychoval řadu vynikajících současných astronomů, kteří na jeho počest uspořádali mezinárodní konferenci s názvem: „Vševlnová astronomie: Šklovskij 100“.

D. Clery shrnul v článku týdeníku Science č. 6322 diskusi o nebezpečích, která mohou v blízké budoucnosti ohrozit rozvoje pozorovací astronomie v optické a rádiové oblasti. Současné veřejné osvětlení na bázi LED o barevné teplotě 5 kK ohrožuje astronomická pozorování v celém optickém spektru, zejména pak v modré oblasti. Problémem se paradoxně stalo, že LED mají výrazně nižší spotřebu elektřiny než dříve užívané vysokotlaké sodíkové výbojky, které vydávaly spíše žluté a červené pouze čárové spektrum, což se dařilo snadněji odfiltrovat. Kanadský fyzik M. Aubé zjistil, že i LED s nižší barevnou teplotou 4 kK jsou čtyřikrát větším zdrojem světelného znečištění než sodíkové výbojky. Ve Spojených státech se veřejné osvětlení rozšiřovalo tempem 6 %/rok, ale po nástupu LED tempo vzrostlo na 15 %/rok. Podle Aubého by pomohlo, pokud by se prosadily LED s barevnou teplotou 2,7 kK, což je pro lidský zrak optimální. V tom případě by mohlo světelné znečištění dokonce klesnout pod úroveň, kterou mělo v době sodíkových výbojek. Rychle rostoucí velkoměsto Phoenix v Arizoně, v jehož okolí pracuje velké množství velkých astronomických dalekohledů i rádioteleskopů, ohrožuje veřejným osvětlením observatoře i ve vzdálenostech nad 100 km. Městská rada se však zavázala, že postupně přejde na osvětlení LED s barevnou teplotou 2,7 kK. Podle C. Kyby aj. roste celosvětově světelné znečištění tempem2 %/r.

J. Jíra referoval o nově objevené tmavé obloze v chráněné krajinné oblasti Brdy v okolí Padrťských rybníků. Bortleova stupnice světelného znečištění obsahuje stupně 1 až 9. Jednička umožňuje spatřit hvězdy 7 mag, dvojka 6 mag. V naší republice se tyto stupně už nikde nevyskytují. Stupeň 3 se najde v odlehlých částech Šumavy a Novohradských hor. Velkoměsta jako Praha dosahují stupně 9.

Neméně nebezpečný pro astronomii je nadcházející souboj o přidělení úseků krátkovlnných rádiových pásem (vlnové délky v rozmezí 0,1 mm až 30 m), kde se kříží zájmy mnoha uživatelů: rozhlasové a televizní stanice, armáda, průmysl Hi-Tech, kosmonautika. Největší nebezpečí v budoucnu podle radioastronoma H. Liszta hrozí od provozu samořiditelných aut vybavených aktivními radary kvůli prevenci karambolů. Radary budou rušit radioteleskopy až do vzdálenosti 100 km od automobilu. Řada mezinárodních společností jako Iridium, Google, SpaceX a Boeing chtějí budovat retranslační stanice pro internet pomocí výškových balónů a nízkolétajících družic, což zatím vůbec nikdo nedokáže podrobit rozumným pravidlům. Navíc se začíná uvažovat o blokování slunečního záření vysíláním tuhých částic do vysoké atmosféry, aby se zmírnilo globální oteplování…

A. Abbottová v Nature č. 7670 vyzdvihla úlohu německé kancléřky Angely Merkelové při stabilizaci a prozíravém rozvoji německé vědy, Kancléřka nezapřela své kořeny, neboť v NDR vystudovala fyziku (též během dlouhodobé stáže u prof. R. Zahradníka v Heyrovského ústavu ČSAV). V současné době je Německo na špici v oborech obnovitelných zdrojů energie a ochrany klimatu, ale též v technických oborech. Mnoho zahraničních badatelů se nyní uchází o zaměstnání v německých ústavech Maxe Plancka nebo Fraunhofera, ale i na německých univerzitách. Strategický výzkum ve vědě nyní probíhá pod štítem Helmholtzovy a Leibnizovy asociace. Dřívější odliv mozků do USA nebo Velké Británie se zastavil. Sami němečtí vědci připisují tuto změnu „efektu Merkelové“.

Podle zprávy v Nature č. 7675 rostly v roce 2016 celosvětově nejrychleji kapacity fotovoltaických elektráren (roční přírůstek 77 GW), uhlí (58 GW) a větru (50 GW). Všechny obnovitelné zdroje zvýšily kapacitu celkem o 162 GW.

Q. Schiermeier zveřejnil v Nature č. 7642 zprávu o zrychlujícím pokroku vědy v Polsku, které tak se ocitlo na špici mezi státy bývalého sovětského bloku. Procento výdajů na vědu se mezi lety 2005 a 2015 zdvojnásobilo a další veřejné a firemní vklady do vědy se dokonce ztrojnásobily na 4,3 mld. €. Když Polsko v r. 2004 vstoupilo do EU; obdrželo od té doby až do r. 2017 100 mld. € na modernizaci infrastruktury (dálnice, nemocnice, ale též vybavení vědeckých pracovišť!). Podle indexování států redakční radou Nature je nyní Polsko na 24. místě ve světovém vědeckém žebříčku států a za poslední rok se zlepšilo o téměř 13 %. ČR byla v témž žebříčku 26., Maďarsko 37., Slovinsko 40. a Rumunsko 43.

Podle C. Moedase jsou země EU silnou baštou pro rozvoj vědecké intuice. Už deset let uděluje Evropská výzkumná rada (ERC) masivně dotované granty pro projekty základního výzkumu. Radě se daří vybírat kvalitní projekty, které svými výsledky obohacují vědecké poznání. A. Abbottová uvedla v Nature č. 7661, že v dotačním programu EU Horizon 2020 se během sedmi let rozdělí na podporu vědy 75 mld. €. Žadatelé o granty však kritizují často obludnou byrokracii spojenou s žádostmi a výkazy o činnosti. Současně doporučují pro období po r. 2020 zdvojnásobení částky v programu Framework Nine (FP9). Příslušný komitét parlamentu EU navrhuje, aby pro sedmiletý program FP9 byla vyčleněna částku 120 mld. €.

H. Abt zveřejnil v časopise PASP č. 972 studii, jež měla odpovědět na otázku, zda významné astronomické výsledky produkují více velké nebo malé týmy astronomů. Autor se zaměřil na práce ve stěžejních časopisech Astronomy and Astrophysics, Astrophysical Journal a Monthly Notices publikované během ledna a února r. 2012. V tom období vyšlo ve zmíněných časopisech 1,3 tis. prací. Následně zjišťoval, jak často byly tyto práce citovány v následujících 4,5 letech. Pro první časopis A&A vybral pro kontrolu ještě data z počátku roku 2013, která dala stejný výsledek. Z těchto podkladů mu vyšlo, že práce velkých týmů byly citovány dvakrát častěji než práce malých týmů. Háček byl však v počtu vlastních citací. Zatímco osamělí autoři vykazovali 13 % vlastních citací, tak pro týmy nad 100 spoluautorů vzrůstal tento podíl lineárně až na 46 %. Když pak Abt začal srovnávat počet citací připadajícího na jednotlivé členy týmu, zjistil, že členové malých týmů mají v průměru 6× více citací než členové velkých týmů. Z toho vyplývá, že práce velkých týmů obsahují daleko větší soubory údajů než práce malých týmů. Naproti tomu v publikacích malých týmů se řeší daleko výrazněji základní fyzikální procesy. V další práci autor připomněl, že se obvykle tvrdí, že geniální či jinak výjimeční vědci jsou nejproduktivnější mezi 30. a 40. rokem svého života, a později už publikují velmi málo. Autor studie se zaměřil na produktivitu 25 význačných členů Americké astronomické společnosti, kteří v poslední době zemřeli. Všichni byli nejproduktivnější kolem 45. roku svého života a polovinu svých významných publikací napsali až po své padesátce.

R.J. Roberts v Nature č. 7660 komentoval úmrtí zakladatele scientometrie E. Garfielda. Jedním z jeho scientometrických vynálezů byl impaktní faktor jako matematicky jednoznačné kritérium produktivity každého vědce. Ve skutečnosti hodnota faktoru závisela na tom v jak významném impaktovaném časopise byly práce konkrétního vědce publikovány. Takové jednoznačné kritérium těšilo administrátory vědy, ale s objektivním hodnocením práce vědců mělo jen máloco společného. Podle Robertse neměly být impaktní faktory nikdy zavedeny, neboť silně poškodily rozvoj vědy. Roberts proto doporučil, aby byly pohřbeny spolu s jejich vynálezcem.

Také S. Vazireová v Nature č. 7661 kritizovala dosavadní praxi, že podporu projektů získávají přednostně vědci, kteří už dříve v grantových soutěžích uspěli. To na první pohled dává smysl. Jelikož autorka působí jako oponentka prací a zasedá v grantových komisích, dokáže obvykle podpořit několik již na první pohled vynikajících projektů či rukopisů prací, ale má problémy, jak rozhodnout o pořadí na nižších místech grantových žebříčků. Tam se totiž nachází většina vědců, kteří jsou ale pro rozvoj vědy díky své erudici podobně důležití pro vědecký pokrok jako vyvolená elita. Uvádí vlastní zkušenost, kdy jako redaktorka časopisu posuzovala rukopis, který všichni recenzenti strhali, že v něm není nic nového. Jelikož se jí zdálo, že recenzenti se mýlí, rozhodla o své vůli rukopis publikovat. Během půl roku po zveřejnění měla práce výborné ohlasy, prakticky nejpočetnější mezi všemi články daného čísla časopisu. Autorka se proto přimlouvá za změnu praxe výběrových komisí a recenzních řízení podle návrhu F. C. Fanga a A. Casadevaliho v Science č. 6282. Tito autoři konstatovali, že výběrové komise celkem snadno posoudí kvalitu nejlepší pětiny návrhů nebo rukopisů. Pro další čtyři pětiny víceméně vyrovnaných podkladů navrhují loterii.

Pracovnící Bodleiánských knihoven v Oxfordu oznámili v září 2017, že se jim podařilo určit stáří rukopisu matematika Bakhshaliho nalezeného v Pakistánu v r. 1881. Využili totiž zpřesněné metody datování pomocí radioaktivního uhlíku, takže dokázali, že rukopis pochází z 3. stol. AD. V rukopisu se používá pro nulu speciální symbol, aby se tak od sebe odlišila čísla 10 nebo 100. Se zavedením nuly se sice po svém vyrovnali Babyloňané a Mayové, ale Bakhshali ji užil přibližně tak, jak to dnes děláme my.

Odborníci z univerzity ve Warwicku (U.K.) nalezli v r. 2014 ve vraku portugalské plachetnice Esmeralda, která ztroskotala v Indickém oceánu v r. 1503, kulatý bronzový předmět o průměru 175 mm, který v r. 2017 prozkoumali pomocí laseru. Objevili na obvodu disku pravidelné značky po 5°. Zjistili, že šlo o primitivní astroláb, který námořníkům umožňoval určovat z výšky Slunce nad obzorem zeměpisnou šířku lodi. Astroláb z Esmeraldy je s převahou několika desítek let nejstarším nalezeným námořním astrolábem na světě.

S. Gupta aj. zjistili, že Británie se oddělila od kontinentální Evropy přes 450 tis. lety, když se narušila hráz preglaciálního jezera a voda zaplavila nížinu pod hrází v oblasti dnešní Doverské (Calaiské) úžiny.

V týdeníku Science č. 6333 vyšla zpráva, že pavouci ročně spořádají minimálně 400 mil. tun kořisti, zejména hmyzu a různých šestinožců. Tím se vyrovnají lidem, kteří za rok spotřebují přibližně stejné množství masa (včetně ryb). Není však vyloučené, že pavouci během roku sežerou snad až 800 mil. tun potravy.

Japonská družice ALOS-2(Advanced Land Observing Satellite) objevila 6. 1. 2016 až 100mm posuvy půdy na místě, kde Severní Korea prováděla podpovrchové testy jaderných zbraní. Na palubě družice pracuje radar na frekvencí 1,2 GHz (vlnová délka 0,25 m) pomocí aperturní syntézy umožňující pozorovat na zemském povrchu objekty s velmi vysokým lineárním rozlišením. Odtud se odborníkům podařilo odhadnout sílu jaderné nálože v rozmezí 12÷24 kt TNT.

Americká státní laboratoř Lawrence Livermora v Kalifornii zpracovala digitálně filmové záběry pokusných jaderných výbuchů prováděných na zemi i v atmosféře jak v USA, tak i na ostrovech v Tichém oceánu v letech 1945–1962. Přibližně 10 tis. filmů bylo pořízeno rychloběžnými kamerami. Celkem jde o záznamy 210 atmosférických výbuchů, z nichž je v katalogu asi 6,5 tis. filmů. Zatím 4,2 tis. filmů bylo digitalizováno a 750 odtajněno a zveřejněno v aplikaci YouTube.

K. Bouracová uvedla, že ve státní laboratoři OakRidge ve státě Tennessee začala stavba obřího superpočítače Summit financovaného ministerstvem energie částkou 280 mil. $. Chladící nádrž na vodu má parametry 100m plaveckého bazénu a v počítači budou instalována optická vlákna o souhrnné délce 290 km. Předpokládá se, že špičková rychlost superpočítače dosáhne 200 Petaflopů/s v plovoucí čárce. Od r. 2012 drží světové rekordy ve výkonu superpočítačů Čína, ale Summit by měl být o 60 % rychlejší. Jenže soutěž o rychlejší superpočítače stále trvá, protože Čína plánuje první exabytový superpočítač už v r. 2020, kdežto USA plánují takový počítač až na r. 2021. Tyto superstroje by měly pomoci zvládnout klimatické a meteorologické výpočty s daleko vyšší spolehlivostí, ale zasáhnou i do mnoha současných vědeckých oborů jako je genomika, geofyzika, obnovitelné zdroje energie a umělá inteligence, jež by mohla vyřešit otázky snížení skleníkového efektu v atmosféře Země. Háček spočívá v tom, že exabytové počítače spotřebují 90 % příkonu energie na přenos spočtených dat. Zatím rekordní čínský superpočítač spolyká 15 MW, u exabytových strojů vzroste elektrický výkon na stovky MW. Evropané, kteří plánují tyto počítače až na rok 2023, však tvrdí, že vystačí s výkonem 10 MW.

Tyto počítačové perspektivy se silně týkají i astronomie. Jakmile bude do chodu uveden přehlídkový 8,4m teleskop LSST, tak za jedinou jasnou noc nasbírá tolik dat jako dosavadní 2,5m přehlídkový dalekohled SDSS za 20 let provozu! Podobně radioastronomický projekt SKA (soustava radioteleskopů o celkové ploše antén 1 km2 v Austrálii a Jižní Africe) bude vyžadovat stejnou kapacitu ukládání dat jakou má celosvětový internet v r. 2017.

Podle D. Castelvecchiho se brzo dostanou kvantové počítače z výzkumných laboratoří do výroby. R. Blatt a jeho tým na univerzitě v Innsbrucku sestavil kvantový počítač obsahující zatím nejvyšší počet 20 qubitů, takže okamžik, kdy kvantové počítače nabudou ve výkonu převahu nad klasickými digitálními superpočítači, se rychle blíží. Firma IBM ohlásila v květnu 2017, že nabídne služby kvantového počítače se 17 qubity ve druhé polovině roku 2018. K ní se v srpnu přidala se stejným oznámením firma IonQ z College Park v Marylandu, jejíž kvantový počítač bude prý mít dokonce 32 qubitů.

Týž autor popsal, jak astronomové pomocí neuronových sítí trénují programy na rozpoznávání a klasifikaci astronomických snímků a vytváření vědeckých programů pro obrovské soubory dat.V r. 2014 přišel I. Goodfellows koncepcí generativních kontradiktorových sítí (GAN = Generative Adversarial Nets), složených ze dvou neuronových složek: generátoru, jenž vyrábí falešné obrazy, a diskriminátoru, jenž se postupně učí je odlišit od obrazů skutečných. Tak se bez zásahu člověka odděluje zrno od plev. Generátor přitom nikdy skutečné obrazy nevidí; úlohou diskriminátoru je upravit výstup tak, aby obrazy co nejlépe vystihovaly reálné objekty. Diskriminátor tak slouží generátoru jako učitel, který mu ukazuje, jak se má zlepšit.

J. Perkel v týdeníku Nature č. 7639 popsal současnou situaci ve vytváření Internetu věcí (IoT), kdy k internetu jsou připojeny různé objekty, které tím mohou o své situaci vydávat pravidelné zprávy a vysílat poplachy v případě, že mají nějaké potíže. Přímo se nabízí ovládat laboratorní přístroje z mobilního telefonu a dálkově přenášet a zpracovávat data. Potíž rozvoje IoT však brzdí potřeba normalizace platforem, vstupní náklady i obavy ze zabezpečení proti zneužití hackery.

M. Moravčík aj. vytvořili a otestovali program DeepStack pro karetní hru poker ve spolupráci katedry aplikované matematiky UK a kateder počítačových věd ČVUT a univerzity provincie Alberta v Edmontonu v Kanadě. Poker se liší od šachů a hry Go tím, že hráči nemají úplné informace o svých šancích vyhrát a musí jednat intuitivně. V praxi to znamená, že musí inteligentně blafovat. Autoři vyzkoušeli kvalitu programu ve virtuální hře proti 33 profesionálním hráčům ze 17 států vybraným Mezinárodní pokerovou federací. Každý z nich měl sehrátke konci roku 2016 proti programu DeepStack3 tis. partií během pěti týdnů. Jenom 11 hráčů tolik partií dokončilo. Celkem se podařilo sehrát 44,8 tis. partií. Prvních 11 dnů hráli všichni pozvaní hráči, ale pak jejich počty rychle klesaly, takže po 20 dnech už hrálo jen několik jedinců.DeepStack proti nim zvítězil na úrovni 20 σ. Autoři zjistili, že program se v průběhu testu začal sám zdokonalovat, tj. jakoby se naučil blafovat… Konkurenční program Libratus vytvořený pracovníky Carnegie Mellon University v Pittsburghu, Pa. docílil podobného výsledku o měsíc později. Na rozdíl od programu DeepStack, který lze provozovat na běžném počítači, Libratus vyžaduje superpočítač. K původně plánovanému souboji programů DeepStack a Libratus však zatím kvůli ladění programu Libratus nedošlo.

Umělá inteligence se podle O. Etziona začíná vměšovat i do hodnocení vědeckých prací pomocí citačních indexů. Pouhá citace některé práce nedává přesný obraz o její váze v citující práci. Autor vytvořil program SemanticScholar, který umí rozpoznat význam citované práce pro práci citující. Pomocí strojového učení se pak program sám začíná zdokonalovat. Nakonec bude mít význam pro zmenšení informační zátěže nadbytečnými citacemi.

V americkém vědeckém týdeníku Science č. 6349 vyšla roztomilá zpráva o osudu brašny, do níž Neil Armstrong ukládal vzorky měsíčních hornin, které posbíral na Měsíci. Když byla brašna po návratu vyprázdněna a vzorky prozkoumány a uloženy v Kosmickém centru v Houstonu, tak po řadu odpočívala na regále v krabici označené „Navrácené vzorky z Měsíce“. Po delším čase se však zjistilo, že krabice je prázdná. Detektivové posléze brašnu našli ukrytou v garáži ředitele Kansaského muzea, který byl v r. 2014 usvědčen z krádeže brašny, kterou policie zkonfiskovala a vrátila NASA, jež pak brašnu nabízela v dražbě a až napotřetí uspěla. Brašnu vydražila právní zástupkyně ze státu Illinois za 995 $. Brašna však ještě zůstala kvůli ověření pravosti v Houstonu. Když se při autentizaci ukázalo, že v brašně lpí částečky měsíčního prachu, tak NASA prohlásila, že patří do pozůstalosti N. Armstronga a odmítla ji právničce vydat. Toto rozhodnutí však právní zástupkyně soudně napadla – a vyhrála! Načež brašnu sama nabídla do dražby známé aukční síni Sotheby's v New Yorku. Brašnu pak vydražil neidentifikovaný soukromý kupec za 1,8 mil. $...

Závěr

V roce 1871 začal vycházet český populárně-vědecký časopis Vesmír. Vycházel nepřetržitě až do r. 1906, ale na popud Aloise Rašína ho obnovil Bohumil Němec v r. 1923. Až do r. 1950 byl hlavním tahounem časopisu Dr. Otakar Matoušek. Když však v únorovém čísle Vesmíru v tom roce hodlal publikovat velkou fotografii TGM a připomínku 100. výročí jeho narození, narazil na cenzuru, která to zakázala, a Dr. Matoušek přišel o práci. Vesmír navzdory tomuto podrazu nezanikl a velmi úspěšně vychází dosud. V noticce 2. čísla 96. ročníku Vesmíru na str. 120 vyšla geniální zkratka popisující vývoj civilizace od r. 1871 do r. 2015:

Letopočet 1871 2015
Procento novorozenců zemřelých do 1 roku 24,8 % 0,25 %
Průměrná délka života mužů 32,5 r. 75,8 r.

Roční předplatné časopisu Vesmír po celou dobu zůstalo konstantní = cena 5 kg másla.