Žeň objevů 2018

Autoři: Jiří Grygar a David Ondřich

Věnováno památce českých a slovenských astronomů Michaela Dopity (*1946), Ludmily Fritzové-Švestkové (*1929), Pavla Mayera (*1932), Eduarda Pitticha (*1940) a Rostislava Webera (*1924).

Úvodem

V r. 2016 došlo opět k velkolepým objevům, které jsou založeny jak na pozorování stále výkonnějšími aparaturami, ale také prodlužováním období s kvalitními daty archivní astronomie. Nemohli jsme ale opomenout objevy o historii a současných perspektivách Země jako jedinečného kosmického objektu, kde se lidé stále více stávají aktivním a sobě nebezpečným činitelem ovlivňování fyzikálních, chemických a biologických parametrů pro život v tenké slupce biosféry, která existuje už asi 3,5 mld. let. Díky bezpilotní kosmonautice získáváme jedinečná data o mnoha tělesech Sluneční soustavy, tj. o planetách, trpasličích planetách, planetkách, kometách a dokonce už i o interstelárních návštěvnících. Fantasticky se před námi otvírá pestrý svět exoplanet, výrazně se zlepšují údaje o vzniku hvězd a planetárních soustav díky mikrovlnné observatoři ALMA. Téměř do všech astronomických disciplin zasahují průběžné výsledky astrometrické a spektroskopické družice Gaia (ESA). V provozu jsou už tři observatoře pro pozorování gravitačních vln a toto nové astronomické pásmo se rychle dostává z dětských střevíčků do plnohodnotné složky experimentální astronomie. Pokračuje výzkum energetických neutrin aparaturou IceCube na jižním pólu a díky gravitačnímu čočkování se daří pomocí velkých dalekohledů dohlédnout až do epochy 500 mil. let po Velkém třesku. Je také potěšující, že v řadě oborů získávají špičkové výsledky naši astronomové, kteří mimo jiné díky podílu na na projektech ESO, ALMA, Pierre Auger Observatory, slunečním teleskopu GREGOR s adaptivní optikou a budoucímu přehlídkovému teleskopu LSST jsou čím dál tím více viditelní ve světové astronomii.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety

1.1.1. Merkur

20. října 2018 se na cestu k Merkuru vydala evropsko-japonská sonda BepiColombo. Z kosmodromu v Korou (Francouzská Guyana) sonda odstartovala na raketě Ariane 5, zhruba měsíc strávila na parkovací dráze kolem Země a po ověření funkce přístrojů se v prosinci vydala na cestu k cíli. Iontové motory neposkytují dostatečný výkon, aby sonda mohla účinně brzdit, sonda proto letí po komplikované dráze s brzdnými manévry u vnitřních planet – první u Země nastane v dubnu 2020, poté dva u Venuše a nakonec šest u samotného Merkuru. Teprve v prosinci 2025 se sonda stane družicemi Merkuru – rozdělí se totiž na dva moduly: japonský se bude věnovat výzkumu magnetického pole planety, zatímco evropský se zaměří na povrch a vnitřek Merkuru. Hlavní cíl je navázat na předchozí práci americké družice MESSENGER (MErcurySurface, SpaceENvironment, GEochemistry, and Ranging) a vysvětlit jednak podivnosti magnetického pole planety, např. významné urychlování elektronů ze slunečního větru na velmi vysoké energie, a jednak důvody zvláštního uspořádání nitra planety, včetně existence proláklin na povrchu, překvapivého výskytu těkavých prvků a významných rozdílů mezi severní a jižní polokoulí. Sonda pojmenovaná po italském astrofyziku Giuseppem „Bepim“ Colombovi stála 1,65 mld € a přes několikaleté zpoždění se jedná o velký úspěch evropské i japonské kosmonautiky.

A. Chauová aj. provedli sérii numerických simulací srážek, které mohou dát vzniknout planetě s parametry Merkuru. Autoři se zaměřili zejména na vysoký poměr hmotnosti kovového jádra vůči kamennému plášti. Simulace měly proměnné jak fyzické parametry srážejících se planetesimál, tak vzájemné rychlosti a úhly srážek. Výsledkem modelování je zjištění, že složení impaktorů ovlivňuje výsledný poměr kovového jádra vůči kamennému plášti v rozmezí ≤ 15 %. Jeden impakt vyžaduje prakticky přímou srážku, navíc vysokou rychlostí. Scénář „škrtnutí“ je pravděpodobný při příletu pod úhlem zhruba 45°. Jako nejpravděpodobnější se jeví zformování planety působením velkého počtu srážek, se zvyšující se účinností odnosu lehčích prvků, pokud ke srážkám navíc dojde v krátkém období.

A. A. Berezhnoy modeloval termochemické procesy, které v okolí Merkuru mohou vést k pozorovanému zastoupení atomů, resp. iontů Na, K, Ca, Fe, Al, Mn, Mg a O a prachových zrn, obsahujících tyto prvky čisté anebo ve sloučeninách. Zatímco u některých prvků je možné jejich přítomnost v exosféře planety vysvětlit působením slunečního hvězdného větru, u většiny z nich toto vysvětlení nestačí pro vysvětlení jejich pozorovaného zastoupení. Autor ukázal, že pro Mn, Fe a Mg je velmi dobře možné vysvětlit jejich četnost pomocí impaktů meteorické látky rychlostmi ~35÷50 km/s; Ca a Al mohou být také impaktního původu, pokud dojde k dostatečně rychlému zchlazení vyvrženého materiálu („zakalení“); čistý O patrně vzniká fotodisociací kyslíkatých sloučenin v prachu, vyhozeném buď při impaktech, nebo působením unikajících těkavých prvků z povrchu; a konečně Na a K se do exosféry Merkuru dostávají jiným způsobem, než v důsledku impaktů.

L. M. Jozwiaková, J. W. Head a L. Wilson připravili katalog výduchů vulkanického povrchu na základě mapování povrchu Merkuru družicí MESSENGER. Výbušný vulkanismus byl jedním z nečekaných překvapení planety, MESSENGER díky multispektrálním snímkům dokázal lokalizovat mnoho výduchů, kterými rázově unikly podpovrchové plyny, stejně jako rozhozený povrchový materiál v okolí. Autoři klasifikovali tři druhy výduchů: obyčejné, hluboké a s haldou. Většina výduchů se nachází v impaktních kráterech, ale jejich počet nekoreluje s čedičovými výlevy ani rozsáhlými pánvemi. Autoři spekulují, že většina výduchů vznikla v relativně nedávných obdobích Kuiperianu (před ~1,7±0,2 Gr) a Mansurianu (před ~280±60 Mr), ačkoliv na povrchu se prokazatelně vyskytují i staré výduchy, kolem nichž byl vyhozený materiál zcela erodován kosmickým počasím a/nebo pozdějšími impakty.

1.1.2. Venuše

V. A. Krasnopolsky aktualizoval model fotochemických procesů síry ve venušanské atmosféře. Autor propočetl zastoupení a variabilitu sloučenin S2O2, H2O, OCS a H2 ve výškách 47÷112 km a zjistil, že pozorované změny hustot sloučenin síry v atmosféře je možné vysvětlit pouze atmosférickými pohyby a není nutně potřeba aktivní vulkanismus planety. Naproti tomu se ukázalo, že zastoupení S2O2 není postačující k pozorované absorpci v blízkém UV záření.

S. A. Jacobson aj. modelovali vznik Země a Venuše postupnou akrecí se zaměřením na vlastnosti kovového jádra a planetárního dynama, generujícího magnetické pole. Autoři zjistili, že postupné nabalování látky na planetární zárodek vede ke stratifikaci jádra, jak těžší prvky klesají do větších hloubek a rostoucí tlak je nutí zaujmout rovnovážnou polohu kolem středu planety. Chladnutí a tuhnutí jádra ve vrstvách pak brání konvektivním procesům, což nedovolí vzniknout magnetickému dynamu. Pokud po zformování planety nedojde k velké srážce – jako v případě Prazemě s Praměsícem / Theiou –, která rozruší tuhnoucí vrstvy a promíchá obsah celého jádra, jádro planety zůstane v prvotním rozvrstvení a magnetické pole planety se nevytvoří. Absence magnetického pole Venuše ukazuje na vznik planety právě tímto způsobem, bez pozdní velké srážky.

1.1.3. Země

Zemské magnetické pole se znatelně mění. Za posledních asi 175 let zesláblo přibližně o 9 %, což vedlo k úvahám o možném nadcházejícím přepólování jeho orientace. Jeho dynamika je však mnohem složitější a mnoho o ní nevíme. Data z družic Swarm, CHAMP (CHAllenging Minisatellite Payload) a Oersted ukazují, že magnetická indukce se mění na různých místech různě – zatímco nad Asií mezi r. 1999–2016 vzrostla o 2 %, nad Severní Amerikou poklesla o 3,5 %. Historická data ukazují, že nejde o nic nového: posledních několik desítek mil. let se pole překlápělo každých asi 250 tis. r. (poslední překlopení nastalo před asi 780 tis. r.), ale předtím v období 120–83 mil. let před současností se žádné překlápění nekonalo a změn indukce v řádu ~10 % bylo mnoho, aniž vedly k přepólování. Magnetické pole vytváří dynamo, které pohání chladnutí vnitřního kovového jádra. To je tvořené pevnou slitinou železa a niklu, v současnosti má průměr asi 2 440 km, povrchovou teplotu 5 000÷5 700 K a postupně vychládá tempem ~100 °C za 1 mld let. Nad ním se nachází vnější jádro, tvořené stejným materiálem, ale za nižších tlaků v roztaveném stavu. Vnější jádro odnáší teplo vnitřního jádra konvektivními pohyby do spodního pláště a velký objem pohybujícího se kovu tvoří silné elektrické proudy, které generují planetární magnetické pole dipólového tvaru. Průběh samotného překlopení neznáme, víme jen, že trvá několik tisíc roků. Je jisté, že indukce magnetického pole neklesne na nulu, aby posléze vzrostla na stejnou hodnotu jen s opačným směrem, ale promění se tvar magnetického pole – patrně se stane kvadrupólové či oktupólové, „zašmodrchá se“ a posléze se zase zkonsoliduje v nové orientaci. Fosilní záznamy nevykazují žádnou zřejmou souvislost mezi přepólováním magnetického pole a velkými vymíráními, biosféra je tedy zřejmě schopna překlopení přečkat bez pohromy. Naše technologie by patrně dopadly podstatně hůře.

Pulsující polární záře jsou kvazipravidelně zjasňující a pohasínající světelné jevy, vznikající ve výškách kolem 100 km nad zemským povrchem v polárních oblastech. Na rozdíl od klasických auror, jejichž původ leží ve výškách několika tisíc km nad póly, pulsující polární záře vycházejí z procesů, odehrávajících se na magnetickém rovníku Země ve vzdálenostech desítek tisíc km. S. Kasahara aj. publikovali práci, vycházející z měření družice Arase japonské kosmické agentury JAXA, která od konce r. 2016 pracuje na protáhlé dráze (perigeum ~460 km, apogeum ~32 110 km, sklon 31°, oběžná doba ~565 min). Autoři dokázali propojit měření fluktuací elektronů z oblastí magnetického rovníku se zjasňováním pulsujících polárních září, naměřeným kanadskými celooblohovými kamerami pozorovací sítě THEMIS (Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms). Pomocí modelování tvaru zemského magnetického pole se podařilo prokázat přímou souvislost mezi vlnami typu chorus v magnetosféře, které vystřelí směrem k Zemi spršku elektronů, jejichž interakce s horními vrstvami atmosféry vytvoří zjasnění aurory.

Polární záře STEVE je patrně známá od 18. století, ale až do velmi nedávné minulosti zůstávala její podstata neprozkoumaná. Fotografové polárních září ji znali od 70. let 20. stol., ale kupodivu nikdo nezkoumal, jak výrazný pruh bílé, zelené nebo fialové barvy vlastně vzniká. Teprve r. 2017 dostala od fotografů auror jméno podle označení pro „něco neznámého“ z animovaného filmu Za plotem (orig. Over the Hedge). Vědci existujícímu názvu zpětně přiřadili zkratku Strong Thermal Emission Velocity Enhancement a postupně vyvrátili několik hypotéz (protonové spršky, iontová polární záře ad.). Měření z družic Swarm ukázala, že jev nastává ve výškách ≥450 km nad povrchem, typická šířka pásu je asi 25 km a teplota plazmatu dosahuje 3 kK. B. Gallardová–Lacourtová aj. analyzovali data pozorovací sítě THEMIS pro 28 zachycených úkazů a poskytli statistická data. Průměrný STEVE začne přibližně 1 h po magnetosférické bouři, má průměr ~20 km v zemské šířce, trvá také přibližně 1 h, během níž se posune o 50 km blíž k rovníku, zatímco podél rovnoběžky uběhne 2 145 km. Přímá měření počtu nabitých částic ve vysoké atmosféře (další práce stejných autorů) ukázala, že jejich hustota v tomto jevu je nejméně o dva řády nižší než u klasické aurory; autoři spekulují, že STEVE má ve skutečnosti původ v ionosféře, a nejde tedy o opravdovou polární záři.

T. E. Johnson aj. oznámili na Goldschmidtově konferenci, že rulový kámen, nalezený v údolí řeky Acasty v severní Kanadě, je nejstarší známou přeměněnou horninou na Zemi se stářím určeným na –4,02 mld roků. Autoři modelovali vznik ruly s odpovídajícím zastoupením jednotlivých prvků a ukázalo se, že nejlépe vyhovuje model natavených čedičových hornin bohatých na železo a vodu (amfibolity) při teplotách ~900 °C a za nízkých tlaků. Takové podmínky dobře odpovídají vrchním 3 km zemské kůry v období hadaika. Teplo, které je třeba k roztavení hornin, autoři přisuzují intenzivnímu bombardování planetkami, které skutečně na konci prvního eonu nastalo.

Již v r. 1961 oznámil polský astronom K. Kordylewski pozorování mračen meziplanetárního prachu v Lagrangeových bodech L4 a L5 soustavy Země–Měsíc. Mračna jsou obtížně pozorovatelná, látky se v nich nachází málo a odražené sluneční světlo je slabé; proto Kordylewskému skoro nikdo nevěřil a také pozdější pozorování byla zpochybňována. Body L4 a L5 nejsou kvůli perturbacím Slunce a velkých planet zcela stabilní, proto se obecně předpokládalo, že ani prach se v nich nedokáže dlouho udržet. G. Horváth aj. nejprve modelovali, jak by se prachové mračno mělo jevit v různě polarizovaném světle, a následně provedli sérii polarimetrických měření v oblasti bodu L5. Prach se v okolí tohoto bodu skutečně nachází. Kordylewski měl pravdu a Země má o dvě prachové pseudodružice navíc.

Dosavadní představa pozdního velkého bombardování (late heavy bombardment, LHB), které nastalo asi 600 mil. roků po zformování Země a které postihlo všechny vnitřní planety Sluneční soustavy, dostala vážné trhliny. LHB je jedním z výsledků výzkumu měsíčních hornin mise Apollo. Zatímco na Zemi desková tektonika a erozní procesy smyly prakticky všechny stopy složení povrchu před vznikem života, Měsíc se právem jevil jako ideální laboratoř. Když po návratu Apolla 17 vědci zpracovali přivezené vzorky, objevila se v datování hornin výrazná stopa – všechny byly prakticky stejně staré, –3,95 mld r. Totéž ukazovala data ze sovětských vzorků sond Luna. Na přelomu milénia potvrdily datování vzorky pozemských meteoritů s měsíčním původem; přestože se mezi nimi našly horniny starší (–4,4 ÷ –4,2 mld. r.), výrazná většina jich byla stejně stará jako dřívější vzorky. Pochybnosti se objevily v táboře nebeských mechaniků: proč by na okraji Sluneční soustavy měly čekat planetesimály 600 mil. let po zformování vnitřních planet, a teprve potom se vydat na zkázonosnou cestu? Odpověď poskytl model z Nice, rozšíření dřívější hypotézy „velkého obratu“, podle něhož Jupiter se Saturnem v určité fázi své migrace od Slunce vymrštily na vzdálenější dráhy Uran s Neptunem a to vše vyvolalo silné perturbace v okrajových částech Sluneční soustavy. Představa LHB byla úplná.

Potíže způsobilo podrobné mapování Měsíce – ukázalo se, že prakticky všechny krátery na přivrácené straně jsou zasažené materiálem rozhozeným z Mare Imbrium. Vzorky z misí Apollo sice byly z různých míst, ale možná všechny pocházely z jedné impaktní pánve. Také datování kráterů na základě sčítání průměrů odhalilo, že ačkoli žádný kráter není starší než –4 mld r, mnohé jsou výrazně mladší. Další potíže se objevily na Zemi – datování nejstarších pozemských hornin z Jack Hills (Středozápad, Západní Austrálie) vykázalo hodnotu –4,2 mld. r.; jenže podle chemického složení minerálu zirkonu panovaly v té době na povrchu příjemné teploty a vyskytovala se tu tekutá voda. Přezkum datování měsíčních vzorků z misí Apollo ukázal, že použitá metodika má slabá místa a přesnost datování je ve skutečnosti horší. Rozvoj počítačů a přesnější numerické modelování také přestalo LHB zvýhodňovat proti jiným modelům. Současný stav je víceméně nerozhodně – LHB možná nastalo, možná ne. Data z ostatních terestrických planet nejsou ku pomoci a rozhodnout může pravděpodobně pouze další přímý výzkum na povrchu Měsíce.

Rok 536 n.l. se stal podle historika M. McCormicka aj. „nejhorším rokem, kdy jste mohli být naživu“. Historiografie již dlouhou dobu ví, že léta kolem r. 540 byla mimořádně chladná. Výzkumný vrt v italském ledovci Colle Gnifetti odhalil, že na jaře 536 vybuchla některá z islandských sopek a vychrlila do atmosféry velké množství prachu, sazí a kapiček vulkanického skla. Stratosférické proudění rozneslo toto znečištění po celé severní polokouli, což způsobilo pokles průměrné letní teploty o 1,5÷2,5 °C. V celé Evropě se neurodilo, v Asii v létě sněžilo a svědectví byzantského historika Prokopia z Kaisareie (asi *500–†565), že „Slunce hřálo slabě jako Měsíc v úplňku“ nebyla patrně nadsázka, ale skutečnost. Katastrofu dokonala další dvojice sopečných výbuchů v letech 540–541. Následovala epidemie dýmějového moru („Justiniánský mor“ se z dnešní Etiopie dostal do římského přístavu Pelusium, dnešní Egypt, odkud se rozšířil), která ve Středozemí vyhubila v průměru třetinu, na některých místech až polovinu obyvatelstva. Desetiletí 536–545 bylo nejchladnější dekádou za předcházejících 2300 let a katastrofa urychlila pád Východořímské říše a přispěla k velkému stěhování národů. Evropská ekonomika se vzpamatovala až za sto let, což je v ledu také dobře zachyceno: r. 640 byla obnovena těžba stříbra ve francouzských dolech v Melle, ve vrtném jádře se to projevuje zvýšeným obsahem olova, nerozlučným průvodcem stříbrné rudy.

F. Nabiei aj. zkoumali meteorit Almahata Sitta, který dopadl r. 2008 v Núbijské poušti v Súdánu, pomocí transmisní elektronové mikroskopie. Meteority jsou achondrity ze skupiny tzv. ureilitů, tedy zrnitých hornin z olivínu, pyroxenů a zhruba 3% příměsi uhlíku v podobě grafitu a diamantu. Autoři prokázali uvnitř diamantových krystalů přítomnost minerálů s obsahem Cr, P a slitin Fe a Ni. Z charakteru zrn a krystalků diamantu je zřejmé, že hornina vznikala pomalu a za tlaků ≥ 20 GPa. Autoři předpokládají, že se tak stalo v planetárním zárodku o velikosti mezi Měsícem a Marsem v prvních desítkách milionů let Sluneční soustavy. Praplaneta byla později rozbita nějakou velkou srážkou a přeměněné horniny se dostaly do meziplanetárního prostoru.

K.H. Kjær aj. objevili pomocí radarové altimetrie pod grónským ledovcem Hiawatha kruhovou proláklinu s průměrem 31 km. Deprese má vyvýšené okrajové valy i centrální pahorek, které ledovec aktivně eroduje. Ledovcová řeka, která zpod ledovce vytéká, obsahuje sedimenty s šokově přeměněným křemenem a dalšími minerály, typickými pro impaktní krátery. Geochemická analýza těchto sedimentů ukazuje na fragmentovaný kovový asteroid o průměru ≥ 1 km. Stratigrafie ledovce z radarových měření ukazuje, že holocénní led je souvislý a neporušený, zatímco hlubší vrstvy jsou rozbité nebo obsahují nečistoty. Určit stáří kráteru však není jednoduché – je jisté, že je mladší než 2,5 mil. r.; k dalšímu zpřesnění chybí jasná data. Autoři naznačují, že dopad planetky mohl způsobit záhadné ochlazení v mladším dryasu. Před 12 800 lety poklesla průměrná teplota severní zemské polokoule o 8 °C a zůstala tak po víc než 1 000 let; jedno z možných vysvětlení je právě v dopadu velkého tělesa a následném zastínění severní polokoule rozptýleným meteoritickým prachem. Skutečné stáří kráteru bude nutné určit vrtem.

W.K. Hartmann si povšiml shody očitých popisů čtyř jevů: pádu bolidů Čeljabinsk (2013) a Tunguska (1908), řízeného výbuchu a následného vstupu trosek sovětské lodi Zond IV do atmosféry a zázraku obrácení na cestě do Damašku, který se přihodil Šavlovi z Tarsu (pozdějšímu sv. Pavlovi), jak je popsán v knize Skutky apoštolů. Autor z historických pramenů vybral popisy události, která nastala patrně kolem r. 30 n. l. a která porovnáním s očitými pozorováními bolidu Čeljabinsk, pro něž je k dispozici také přímý obrazový záznam, ukazuje, že sv. Pavel se zřejmě stal pozorovatelem dopadu mimořádně jasného bolidu. Svědectví obsahují popis náhlého světla jasnějšího než Slunce na polední obloze, za kterým se se zpožděním ozval silný hluk, pád pozorovatelů na zem důsledkem tlakové vlny, rychlý pohyb bodového zdroje světla a ostrých stínů předmětů na zemi a nakonec dočasné oslepnutí hlavního protagonisty, který se nebojácně (a nerozumně) díval do zdroje světla. Důkazy jsou pouze nepřímé, ovšem pocity očitých svědků bolidu Čeljabinsk i vstupu Zondu IV do atmosféry ukazují, že neobvyklé přírodní jevy silně působí na lidskou psychiku, přestože si většina svědků uvědomovala, co se ve skutečnosti děje.

M.E. Tabetah a H.J. Melosh zaujal bolid Čeljabinsk tím, jak snadno se rozpadl, a rozhodli se vytvořit numerický model rozpadu meteorických těles. Meteoroid Čeljabinsk měl průměr asi 17÷20 m a atmosférické modely ukazují, že se rozpadl při působení tlaku asi 1÷5 MPa, což je výrazně méně než mechanická pevnost dopadnuvších meteoritů, která má hodnotu ~330 MPa. Autoři vytvořili model průchodu vzduchu okolo a skrz meteorické těleso a ukázalo se, že klíčová je pórovitost materiálu. Rázová vlna před rychle letícím tělesem zároveň vytváří podtlak za ním, což doslova nasává (stále teplejší) vzduch dovnitř něj a následně účinně sníží tlak, potřebný k explozi materiálu. Meteoroid nakonec doslova vybuchne zevnitř.

1.1.4. Měsíc

D. H. Needhamová a D. A. King použili data z družic GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory), LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) a přístroje M3 (Moon Mineralogy Mapper) na palubě družice Chandrayaan 1 k určení objemu tekuté lávy, která se nacházela na povrchu Měsíce v době, kdy se zformovala jeho kůra, a čediče začaly tuhnout. Autoři si uvědomili, že při aktivní vulkanické činnosti se na povrch dostala nejen láva, ale také množství horkých plynů, a napadlo je zjistit, o jaké množství se jedná. Ukázalo se, že v době maxima vulkanické činnosti, tedy asi –3,5 Gr, byl přísun plynu natolik výrazný, že Měsíc pravděpodobně měl atmosféru s povrchovým tlakem ~1 kPa (asi 1,5×), které trvalo přibližně 70 mil let, než unikla do kosmického prostoru. Pokud by jen 1 ‰ vodních par obsažených v atmosféře zkondenzovalo v okolí pólů Měsíce v místech trvalého stínu, stačilo by to k vysvětlení pozorovaného objemu ledu, o němž předpokládáme, že je vodní.

S. Li aj. oznámili první přímý důkaz, že podezřívaný led v polárních oblastech Měsíce je skutečně zmrzlá voda. Po několika nepřímých potvrzeních (družice Clementine – 1994, LRO – 2013) autoři použili data z přístroje M3 v blízké IR oblasti a objevili přítomnosti absorpčních pásů na vlnových délkách 1,3 µm, 1,5 µm a 2,0 µm, které jsou jednoznačným potvrzením přítomnosti vodního ledu na dně polárních kráterů. Následné numerické modelování ukázalo, že IR spektroskopie je schopná s využitím detekce ve všech 3 pásmech detekovat povrchový vodní led, i pokud se ho v regolitu vyskytuje pouhých ~5 %.

Výpravy Apollo 15 a 17 nainstalovaly v místě svých přistání mj. experiment HFE (Heat Flow Experiment), jehož účelem bylo měřit teplotu na povrchu a v hloubce 1 m pod ním, kam nedosáhnou teplotní změny vyvolané různým osluněním. HFE Apolla 15 měřilo od července 1971 do ledna 1977, HFE Apolla 17 od prosince 1972 do září 1977. Data obou experimentů byla zpracována pouze do prosince 1974, v němž původní výzkumníci zaznamenali růst podpovrchové teploty. S. Nagiharovi aj. se podařilo zachránit nearchivovaná data od ledna 1975 dále a potvrdili, že teplota pod povrchem rostla v průběhu celého období až do konce měření. Autoři si všimli výrazných stop na místech přistání na snímcích z družice LRO a napadlo je, zda by oteplování mohla způsobit změna odrazivosti měsíčního regolitu. Jednoduchý numerický model to potvrdil, že ano – změna albeda, která vyvolá zvýšení povrchové teploty o 1,6÷3,5 K dostačuje k vysvětlení pozorovaného oteplení pod povrchem.

Na konci roku 2018 odstartovala k Měsíci čínská sonda Čang'e 4, jejímž cílem je přistát na odvrácené straně měsíce a vypustit tam rover, který se bude pohybovat po povrchu a zkoumat jej. Na palubě retranslační stanice, která zůstane na oběžné dráze, aby mohla zprostředkovat komunikaci s přistávacím modulem a vozítkem, je mj. dánský radiopřijímač, jehož cílem je ověřit možnost sledovat vesmír v nízkých rádiových frekvencích. Když se retranslační družice na oběžné dráze dostane do měsíčního stínu, měla by ověřit, zda jsou na odvrácené straně Měsíce vhodné podmínky pro budoucí radioteleskopy.

R. I. Citron, H. B. Perets a O. Aharonson prozkoumali alternativní vysvětlení vzniku Měsíce – nikoli v důsledku jedné srážky Prazemě s Theiou, ale jako důsledek mnoha postupných impaktů, při nichž vznikají menší měsíčky. Autoři modelovali vývoj drah již existujících měsíčků při následných srážkách (hmotnost impaktoru 0,01÷0,1 MZ), aby zjistili, zda je hypotéza vůbec proveditelná. Zjistili, že malé měsíčky (hmotnost 0,1÷0,5 MM) se rychle dostanou do vázané rotace, vzdalují se od Prazemě a již po několika Mr mohou přežít další srážku a vznik nového měsíčku. U. Malamud aj. modelovali srážky měsíčků mezi sebou. Nejčastější je těsné otření dvou těles o sebe, které vytvoří velké množství trosek, jež se následně opět zformují do podoby malého měsíčku a ten brzy znovu interaguje s ostatními měsíčky. Vzácné přímé srážky mnoho nepořádku nenadělají a většinou vedou ke splynutí dvou těles. Srážky mezi těmito dvěma krajnostmi jsou nejméně předvídatelné; značná část jich skončí vymetením zbytků menšího tělesa ze soustavy nebo pádem na Prazemi.

1.1.5. Mars

C. Dundas aj. publikovali přímý důkaz existence (zmrzlé) vody pod povrchem Marsu. Autoři použili přístroje HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) a CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) na palubě družice MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) a nalezli osm míst na povrchu planety (7 severní, 1 jižní polokoule, areografická šířka 55°–58°), kde sesuv postupně odkrývá ledové vrstvy v různých hloubkách pod povrchem. Vrstvy ledu vznikly zřejmě námrazou a postupně je překryly další vrstvy sedimentů; tlak vrchních vrstev vodu stlačil a ta znovu zkrystalizovala. V místech, kde sesuv ledovou vrstvu odkryje, dochází k sublimaci vody, což udržuje erozní proces v pohybu a útes postupuje rychlostí několika mm/r. Autoři odhadují, že na některých místech se vodní led nachází pouhých 10 cm pod povrchem.

R. Orosei aj. oznámili objev slanovodního jezera pod ledovcem v oblasti Planum Australe v radarových datech přístroje MARSIS evropské družice Mars Express. Jezero se podařilo nalézt až po ručním zpracování surových dat, neboť automatika na palubě sondy si nedokázala poradit s neočekávanými signály. Jezero se nachází v hloubce 1,5 km pod povrchem Marsu, je hluboké nejméně 1 m a široké ~20 km.

Záhada přítomnosti a různých koncentrací methanu na povrchu Marsu se už zdála vyřešená, ale nakonec máme opět více otázek než odpovědí. Nejprve nezávisle na sobě J. Moores aj. a C. R. Webster aj. přišli s myšlenkou, že vzrůst koncentrace metanu na povrchu, detekovaná spektrografem SAM (Sample Analysis at Mars) na palubě vozítka Curiosity, má sezónní charakter. Na konci marťanské zimy ohřev půdy umožní únik podpovrchových zásob methanu do atmosféry, odkud v průběhu jara a léta vytěká do okolního prostoru. Střední hodnota koncentrace methanu v atmosféře je (0,41±0,16) ppb (parts per billion, miliardtina) a sezónní variace představují hodnotu (0,24÷0,65) ppb. Tato hypotéza vysvětluje dlouhodobé variace, ale není jasné, proč v letech 2013 a 2014 Curiosity naměřil nárůst koncentrace až na 7 ppb. Autoři navrhují, že jde o nepravidelný projev místního většího úniku, kdy se v podzemí poblíž roveru otevřel větší rezervoár plynu. Aby to nebylo málo, na přelomu let 2016 a 2017 koncentrace methanu klesla tak nízko, že jej Curiosity nebyl vůbec schopen zjistit. Nezbývá než počkat na další měření – s ním pomůže i evropská družice TGO (Trace Gas Orbiter, součást mise ExoMars), která se v polovině r. 2018 usadila na kruhové oběžné dráze a zahájila pravidelná pozorování. Stále platí, že o zdroji samotného methanu – zda je geologického či biologického původu – zatím nevíme nic.

Phobos i Deimos, marťanské měsíčky, mají zatím nejasný původ. V poslední době získává podporu hypotéza, že se zformovaly v akrečním disku, který kolem planety vytvořil velký impakt. Výzkum komplikuje skutečnost, že máme k dispozici málo dat – spektroskopická mají špatné rozlišení, v některých oborech (střední IR, UV) chybějí zcela, chemické složení je víceméně neznámé, stejně jako víme jen málo o vnitřní struktuře obou těles. F. C. Pignatale aj. modelovali vznik obou měsíců z látky disku pro různé dopadající impaktory – planetesimály se stejným složením jako Mars, komety, chondrity ad. – a vytvořili přehledy zastoupení jednotlivých prvků pro různé kombinace těles dopadajících na Mars. Ukázalo se že prach (kondenzát plynných látek uvolněných dopadem) nese více informací o impaktoru než pevné částice; pokud např. mezi srážeči převažovaly komety, výsledný povrch bude obsahovat největší množství C a vodního ledu, zatímco pro převahu uhlíkatých chondritů bude nejvýraznější Fe, SiO2 a sulfidy železa. R. Hyodo aj. zkoumali zastoupení těkavých prvků ve výsledném tělese podle různých teplot, které panují v akrečním disku, pokud je teplota povrchu planety v rozmezí 3÷6 tis. K. Při teplotách ≤ 1 000 K z akrečního disku přímo unikne ~10 % těkavých prvků, pro teploty 700÷2 000 K navíc zhruba polovinu těkavých látek následně vyžene tlak záření. Zda jsou východiska hypotézy o vzniku obou měsíčků správná, by měla potvrdit přímá měření japonské sondy MMX (Martian Moons eXploration), která má odstartovat v r. 2024.

L. C. Bouvierová aj. analyzovali ve vzorcích pozemských meteoritů marsovského původu krystalky zirkonu, aby zpřesnili jejich stáří. Použili datování metodou uran–olovo, která umožňuje pomocí radioaktivního rozpadu dvou izotopů 235U → 207Pb a 238U → 206Pb zpřesnit dříve použitou metodu lutetium–hafnium (176Lu → 176Hf). U sedmi zkoumaných meteoritů se ukázalo, že jejich stáří je (4 476,3 ± 0,9) Myr až (4 429,7 ± 1,0) Myr. Vznik prvních planetesimál kolem Slunce se předpokládá před asi 4 567,3 Myr, což znamená, že během zhruba 90 mil let Mars získal natolik pevnou kůru, aby se v ní zkrystalizovaly zirkony. Následovalo období dlouhé nejméně 100 mil. let (ukončily ho patrně velké impakty), v němž na povrchu planety panovaly klidné podmínky – ve stejné době, kdy do Prazemě narazila Theia, tedy byl Mars vhodný pro vznik života.

26. listopadu 2018 úspěšně přistála americká sonda InSight; NASA po osmé (z devíti pokusů) dokázala přistát na povrchu Marsu. InSight na palubě nese citlivý seismograf, který vyvinula francouzská kosmická agentura CNEF a který sonda upustí přímo na povrch, aby se sběr dat vyhnul návrhové chybě sondy Viking 2. Kromě seismografu InSight také umístí na povrch hloubkovou teplotní sondu, která se zavrtá až 5 m pod povrch. Po půlroční cestě k Marsu sonda přistála v oblasti Elysium Planitia, rozsáhlé lávové planině, jež je geologicky nezajímavá, ale o to vhodnější pro seismologická měření. Vědecká měření by měla začít v březnu 2019. Sondu vyvinula JPL a stála 814 mil USD.

1.1.6. Jupiter

Družice Juno krouží kolem Jupiteru od července 2016 a výzkum jeho magnetického pole je jedním z primárních cílů výpravy. Planeta má nejsilnější magnetické pole v celé Sluneční soustavě a první výsledky jeho měření ukazují, že nemá jednoduchý dipólový tvar, na který jsme zvyklí u Země. Jeho intenzita se mění jak v čase, tak v prostoru – Jupiterovo mag. pole má jeden severní pól, ale dva póly jižní (jeden se nachází poblíž rovníku planety). Siločáry mezi těmito póly se chovají chaoticky a pole je roztříštěné a mimo nejkratší spojnice mezi póly i podstatně slabší. K. M. Moore aj. přišli s hypotézou původu tohoto uspořádání: základní pole generuje tekuté (vnitřní patrně pevné) vodíkové jádro, nad kterým se nacházejí různě stabilní vrstvy. Konvektivní proudy, které pravděpodobně odnášejí teplo chladnoucího jádra vzhůru, náhodně tyto vrstvy porušují a/nebo mění jejich vodivost. Kombinace změn vodivosti a konvektivní proudy, patrně také nesoucí elektrický náboj, vytvářejí složitou strukturu výsledného pole. K lepší interpretaci naměřených hodnot magnetické intenzity je třeba přesnější model nitra Jupiteru.

Pozorování Velké červené skvrny (Great Red Spot, GRS) na Jupiteru ze Země trvají nejméně 150 let. Současná měření z oběžné dráhy umožňují zpřesnit její chování. A. A. Simonová aj. shrnuli historická i čerstvá data, z nichž plyne: GRS se zmenšuje v délce asi o 0,194°/r, v šířce asi o 0,048°/r, pohybuje se na západ rychlostí ~0,36°/r (v 80. letech 20. stol. ~0,26°/r). Od r. 2014 se GRS zjasňuje v IR oboru, zatímco ve vlnových délkách ≤650 nm naopak tmavne, barevná asymetrie v severojižním směru se snížila. Rychlost větrů na východním a západním okraji roste, zatímco na severním a jižním klesá, celkově klesá vířivost v celé bouři. A. Sánchez–Lavega aj. použili data z blízkého průletu družice Juno nad GRS z 11. července 2017 k určení rychlostí větru v jednotlivých místech GRS. Na okrajích skvrny se rychlost pohybuje ~120÷140 m/s a délka vln se pohybuje kolem 75 km; ve střední části (poloměr ~500 km) je rychlost zhruba dvojnásobná a nacházejí se zde kompaktní oblaka s velikostí ~50 km. Jádro je velmi turbulentní, jsou v něm cyklóny i anticyklóny. Všechny tyto jevy se odehrávají ve vrstvě hluboké 20÷50 km, tvořené převážně čpavkovými oblaky.

Ledový povrch Europy, nejmenšího z galileových měsíců Jupiteru, je tvořen ledovou slupkou, pod níž již dlouho předpokládáme existenci oceánu tekuté vody. X. Jia aj. zpracovali 15 let stará data z nejtěsnějšího průletu sondy Galileo nad povrchem Europy a nalezli další důkaz, že sonda skutečně prolétala přímo nad výtryskem vody, který předtím pozoroval Hubbleův kosmický dalekohled (HST). Autoři použili data z magnetometru a spektrografu PWS (Plasma WaveSpectrometer), které zaznamenal zeslabení magnetického pole a nepravidelné zahuštění plazmatu, které odpovídá vlnám vyvolaným výtryskem, vycházejícím z oblasti teplotních anomálií na Europě.

S. K. Trumbová, M. E. Brown a B. J. Butler zaměřili na Europu mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Na pořízené mapě s rozlišením ~200 km povrchu nalezli na zeměpisných souřadnicích (90° západně, 23° severně) mimořádně chladné místo. K. de Kleerová a M. E. Brown hledali při zákrytech Europy Jupiterem polární záře v optickém oboru a v šesti případech mezi únorem÷dubnem 2018 byli úspěšní. Na dvojčáře 630–636,4 nm se jim podařilo pomocí dalekohledů Keck I a HST změřit jasnost aurory, která naznačuje, že v atmosféře Europy převažuje molekula O2 nad samotným O v poměru nejméně 2,85:1.

Minor Planet Center, součást Mezinárodní astronomické unie (IAU), oznámilo 17. července 2018, že S. Sheppard aj. objevili dalších 10 měsíců Jupiteru, jehož celkový známý počet teď činí 79. Všechny nově objevené měsíce jsou malé, s průměry 1÷3 km. Sedm z nich obíhá na vzdálených retrográdních drahách, osmý obíhá ve stejné vzdálenosti, ale prográdně a pod mírně jiným sklonem – ten dostal jméno Valetudo (v římské mytologii Jupiterův levoboček s bohyní hygieny a zdraví). Devátý a desátý měsíc obíhají prográdně zhruba v poloviční vzdálenosti od planety. Všechny měsíce jsou pravděpodobně zachycené pozůstatky po srážkách, k nimž došlo až dlouho po zformování Jupiteru.

1.1.7. Saturn

Saturnův měsíc Enceladus má mezi kamenným jádrem a ledovou slupkou oceán tekuté vody, která se prasklinami v ledu dostává na povrch a tryská do kosmického prostoru. Předpokládá se, že na dně oceánu se odehrává hydrotermální aktivita. Spektrální průzkum vodní páry při prvních průletech sondy Cassini ukázal, že výtrysky obsahují nejen vodu (resp. led), ale také soli, plynný vodík a překvapivě i jednoduché organické molekuly (např. methan). F. Postberg aj. publikovali zpracování dat z přístroje CDA (Cosmic Dust Analyzer) na palubě sondy, který zachytil organické molekuly s hmotnostmi ≥ 200 atomových hmotnostních jednotek. Po oznámení objevu molekuly benzenu (C6H6) v datech přístroje INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer) si autoři uvědomili, že patrně objevili přítomnost ještě složitějších uhlovodíkových řetězců (např. pyren, C16H10), které podle autorů mohou vznikat kolem termálních vývěrů, jejichž bublinky slouží jako nukleační jádra složitějších molekul z jednoduchých organických látek.

A. Coustenis aj. zpracovali data sezónních změn na obou pólech Titanu, největším Saturnově měsíci. Na jižním pólu došlo od r. 2010 k poklesu atmosférické teploty o 25 K, zatímco na severním teplota stoupla jen o 10 K. Na jižním pólu se výrazně zvýšila koncentrace stopových prvků a složitějších molekul. Na severním pólu v důsledku vyššího osvitu dochází k častější fotolýze jednoduchých organických molekul, ale odezva obou pólů na sezónní změny není stejná. S. Vinatier aj. potvrdili pomocí IR spektrografu CIRS (Composite Infrared Spectrometer) nad jižním pólem přítomnost benzenového ledu. Autoři zjistili také další spektrální čáry, ovšem podezření na ledy dusíkatých plynů se nepotvrdilo s výjimkou ledu C2H3CN.

V rámci Velkého finále (viz níže) Cassini poprvé překonal hranici ionosféry Saturnu. J.–E. Wahlund aj. využili dat z přístroje RPWS (Radio and Plasma Wave Science) a zjistili přítomnost husté (~1000 cm–3), chladné (~1160 K) a proměnlivé ionosféry, jejíž hustota se při dvou obletech lišila až o 2 řády. Prstence A a B vrhají na planetu stín, v němž je ionizace zářením slabší, a to způsobuje severojižní asymetrii ionosféry. HST při stejné příležitosti pořídil sérií snímků Saturnu v UV oboru spektra, což odhalilo přítomnost rychle se měnící polární záře – variabilitu způsobuje jednak fluktuace slunečního větru, jednak rychlá rotace planety.

Sonda však byla 15. září 2017 navedena do atmosféry Saturnu po bezmála 20 letech výzkumů okolí obří planety. Závěrečný manévr –Velké finále, sestávající z 20 obletů kolem prstenců a finálních 22 průletů mezi planetou a prstenci, přinesl velké množství dat a první objevy. E. Roussos aj. publikovali výzkum Saturnových radiačních pásů – vnější sahají k dráze měsíce Tethys a jsou rozdělené drahami měsíců a prstenci A a B. Kromě nich existují ještě vnitřní radiační pásy, uvnitř prstence A, které jsou rozdělené prstencem D a jeho vnitřními prstýnky D68 a D73. Vnitřní pásy obsahují zachycené protony s energiemi až několika GeV; stálý přísun protonů do této oblasti zajišťuje β-rozpad neutronů, přilétajících po srážkách částic kosmického záření s hlavními prstenci. D. G. Mitchell aj. zveřejnili výzkum interakce prachových zrn vnitřního prstence D s atmosférou Saturnu. Průlety sondy Cassini ukázaly přítomnost jemného (⌀ ~1÷3 nm) i většího (⌀ ~0,1÷1 µm) prachu mezi prstenci a planetou. Na základě modelu brzdění o vrchní vrstvy atmosféry autoři odhadli, že na Saturn dopadá prach tempem ≥ 5 kg/s, přičemž srážky části zároveň vyrážejí z atmosféry H2, z něhož se většina rozprostře kolem prstenců a padá zpět a jen malá část unikne do kosmického prostoru. H.–W. Hsu aj. analyzovali mechanické vlastnosti prachových zrn uvnitř prstenců. Většina částic má velikost ~10÷30 nm, ačkoliv největší podíl hmotnosti připadá na zrna o velikosti stovek nm. Prach se pohybuje podél magnetických siločar. Převažují ledové částice nad křemičitany, vzájemný poměr se pohybuje od 2:1 do 11:1. K. Doughertyová aj. analyzovali vlastnosti magnetického pole Saturnu. Pole je osově velmi symetrické, jeho osa je rovnoběžná s rotační osou planety ≤ 0,01°, ovšem magnetický rovník je posunutý o (2 808,5±12) km k severu oproti rovině rovníku. Pole vykazuje změny v zeměpisné šířce, patrně způsobené existencí pravidelného hlubokého dynama v nitru planety a mělčího zonálního dynama v mělčích vrstvách blíže k povrchu.

1.1.8. Uran, Neptun

J. A. Kegerreis aj. provedli sérii hydrodynamických simulací s vysokým prostorovým rozlišením, aby prověřili, zda k vysvětlení sklonu rotační osy Uranu postačuje jediná srážka. Simulace srážek s impaktory složenými z kamenného jádra a ledové slupky o hmotnosti ≤ 3 MZ odhalily, že ano. Navíc kamenné jádro impaktoru ve většině případů pohltí Uran do svého jádra, pro srážky s vysokým momentem hybnosti může zůstat kamenné jádro rozptýlené v ledové vrstvě nad jádrem Uranu. Téměř ve všech případech se ledová slupka impaktoru stane součástí fragmentované obálky uvnitř Uranu s poloměrem ~3 RZ; tato obálka účinně brání přenosu tepla z jádra planety, což dobře odpovídá pozorované nízké teplotě Uranovy atmosféry. Atmosféra původního Uranu ve většině simulovaných srážek zůstane z ~90 % vázaná k planetě. Zbytky po srážce se rozptýlí na oběžné dráze a umožní pozdější vznik měsíců; tento proces funguje nejlépe pro hmotnost impaktoru 2 MZ.

E. Molter aj. oznámili pozorování rozsáhlé bouře (⌀ ~8 500 km), která se v červnu 2017 objevila v IR oboru na rovníku Neptunu. Autoři sledovali bouři po sedm měsíců pomocí dalekohledů Keck II a Shane (Lickova observatoř, Mt. Hamilton, Kalifornie) a také využili data od řady amatérských pozorovatelů. Zejména díky jim bylo možné určit zonální pohyb bouře, která první měsíce zůstávala na stejném místě, ale nejpozději od září 2017 driftovala konstantní rychlostí (237,4±0,2) m/s, tedy ≥ 3× větší než je hranice kategorie 5 Saffirovy-Simpsonovy stupnice ničivosti hurikánů. Neobvyklé a nevysvětlené zůstává, proč HST v bouři nezaznamenal typickou tmavou skvrnu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Transneptunská tělesa (TNO)

Data z průletu sondy New Horizons kolem Pluta se stávají zdrojem prvních objevů. M. W. Telfer aj. oznámili, že Pluto je po Zemi, Marsu, Titanu a kometě 67P/Čurjumov–Gerasimenko(vá) pátým tělesem ve Sluneční soustavě, na kterém se nacházejí duny. Autoři je objevili na snímcích západního okraje pánve Sputnik Planitia. Vítr v řídké atmosféře Pluta dosahuje maximálních rychlostí 10 m/s v poryvech a nemá dostatečnou energii, aby zvířil prach a zvedl ho do výšky. Pomáhá mu sublimace dusíkového ledu, který tvoří většinu povrchu pláně, a při odpařování zvedá prachová zrna (⌀ ~200÷300 µm) nad terén, kde je vítr unáší a tvoří pozorované rýhované struktury. Ty jsou staré ≤ 500 tis. let, není známo, jak dlouho vydrží, ani zda v současnosti erodují. Q. Wei aj. se zaměřili na vysvětlení, proč Sputnik Planitia není vůbec kráterovaná. Přítomnost polygonálních buněk naznačuje, že konvektivních procesů v povrchovém materiálu. Autoři provedli numerické simulace chování dusíkového ledu a zjistili, že viskózní tečení ledu dostačuje k rozmazání kráterů v měřítku ~104 r, tedy asi o 2 řády rychleji než konvekce. Ta se zřejmě uplatňuje také, zejména na jihovýchodním okraji pánve.

P. M. Schenk aj. zpracovali topografická data z kamer LORRI (LOng Range Reconnaissance Imager) a MVIC (Multispectral Visible Imaging Camera) na palubě New Horizons a vytvořili digitální model terénu viditelné části trpasličí planety. Nejvýraznějším prvkem je zmiňovaná pánev Sputnik Planitia, 1 200×2 000 km široká deprese, 2,5÷3,5 km hlubší než okrajový val (~2 km pod průměrnou výškou celého Pluta). Západní val má výšku ~5 km a jedny z nejprudších svahů (sklon 40°–50°). Druhým výrazným prvkem je oblast brázd, široká 300÷400 km, táhnoucí se ≥ 3 200 km od severu k jihu na 155. rovnoběžce. Nejvyšší hory jsou Wright Mons (~9 km v prohlubni ~4,5 km) a Piccard Mons (~11 km v 5 km prohlubni) – obě vznikly postupně a možná jde o (kryo)vulkány.

P. M. Schenk aj. také zpracovali topografická data pro Plutův měsíc Charon a vytvořili úplný digitální model jeho terénu. Charon má s výjimkou Iapetu největší rozdíl výšek ze všech ledových světů Sluneční soustavy – na severní polokouli tento rozdíl činí 19 km. Povrch měsíce není významně kráterovaný. Většinu severní polokoule zabírá oblast Oz Terra, složená z velkých polygonálních bloků, oddělených od sebe příkopy o hloubce 3÷6 km; na severním pólu tyto rýhy dosahují hloubky až 13 km pod průměrnou výšku měsíce. Jižní polokouli zabírá pláň Vulcan Planitia, s průměrnou výškou asi 2÷2,5 km nižší než Oz Terra. Pláň patrně vznikla kryovulkanickým výlevem, rozsáhlé nakloněné bloky na jejích okrajích naznačují, že slupka Charonu byla silným impaktem rozlámána na velké kusy, které posléze zatuhly v rozlitém „magmatu“.

2014 MU69, příští cíl sondy New Horizons, dostal neoficiální jméno Ultima Thule – „thule“ je v severské mytologii záhadný ostrov na obzoru. S. B. Porter aj. připravili zpřesnění dráhy objektu na základě pozorování HST a přednostně získaných dat z 2. várky dat astrometrické družice Gaia. Na základě těchto dat předpověděli, že Ultima Thule bude možné pozorovat v červenci 2017 v zákrytové kampani. První vyhodnocení pozorování zákrytů hvězdy tímto objektem naznačovalo, že má vlastní měsíc, což M. Buie aj. po opětovném zpracování dat ze zákrytů nakonec vyloučili.

17. ledna 2017 (136108) Haumea podle plánu zakryla hvězdu URAT1 533–182543 (jasnost ~15,7 mag) a J. L. Ortiz aj. informovali, že několik evropských pozorovacích týmů zaznamenalo před i po zákrytu samotnou trpasličí planetou pokles jasnosti hvězdy zhruba na polovinu. To znamená, že Haumea má prstenec – široký asi 70 km, obíhající ve vzdálenosti 2 287 km, patrně v rovině rovníku (v ní také obíhá měsíček Hi'iaka). Původ prstence je neznámý; skutečnost, že se nachází blízko rezonance 3:1 mezi oběhem a rotační periodou trpasličí planety (~3,9 h), naznačuje, že může jít o pozůstatky rozbitého měsíčku. Autoři také zpřesnili odhady velikosti samotné Haumey: 2 322 km podél nejdelší osy, 1 026 km podél nejkratší (mezi objekty Kuiperova–Edgeworthova pásu jsou větší jen Pluto a Eris).

S. Pfalznerová aj. modelovali vliv blízkého průlety hvězdy na transneptunské objekty (TNO). Autoři hledali vysvětlení, proč se určitá část TNO – mají název sednoidy – pohybuje mimo gravitační vliv velkých planet, mají často dráhy mimo rovinu Sluneční soustavy. Numerické simulace ukázaly, že blízký průlet skutečně část TNO „vytáhne“ na vzdálenější, excentričtější a výrazně skloněné dráhy. Zároveň může vysvětlit vyšší hmotnost Neptunu ve srovnání s Uranem a také poměrně nízkou hmotnost všech TNO dohromady. J. Hanse aj. modelovali erozi Oortova oblaku a míru výměny slunečních komet s exokometami při takovém blízkém průletu hvězdy kolem Slunce. Ukázalo se, že výměna dobře probíhá při pomalém (≤ 0,5 km/s) a skutečně blízkém (≤ 105 au) průletu – ty jsou ovšem vzácné. Autoři odhadli, že pokud všechny okolní hvězdy mají svůj Oortův oblak, poměr exokomet v tom našem je asi 10–5–10–4; i při jejich zachycení se u Slunce dlouho neudrží, s vysokou pravděpodobností je příští blízké přiblížení ze Sluneční soustavy opět vymete. Celkově lze odhadnout, že Slunce za dobu svého života přišlo asi o 25–65 % hmotnosti Oortova oblaku.

1.2.2. Kentauři a Trojáni

Miao Li aj. vyšli ze skutečnosti, že Saturn dosud nemá objevené Trojány ve svých Lagrangeových bodech L4 a L5 soustavy Slunce – Saturn. V r. 2015 však byla objevena planetka BZ 509, která obíhá kolem planety retrográdně s rezonancí 1/-1. Autoři sami pak zjistili několik drobných těles typu Kentaurů a Damokloidů, potenciálně v téže retrográdní rezonanci jako zmíněná planetka. Simulované výpočty pro interval 40 tis. let ukázaly, že už dříve objevené planetky 2006 RJ2, 2006 BZ8, 2017 SV13 se do retrográdní rotace s rezonancí 1/-1 dostanou. V jejich seznamu také uvízli Kentauři 2012 YE8 a 2006 BZ8, ale ti se do rezonance asi nedostanou. V každém případě je zjevné, že retrográdní průvodci planet se vyskytují mnohem častěji, než se dosud soudilo. To se týká jak Kentaurů, tak i Damokloidů.

D. Jewitt uvedl, že Trojáni Jupiteru a Neptunu byli nejspíš zachyceni těmito planetami z původních drah dynamicky vybuzené „horké“ populace Edgeworthova-Kuiperova pásu. Tomu však neodpovídá rozdíl v barevných vlastnostech povrchů těles EK pásu (tam panují teploty 40 K) a Trojánů Jupiteru, kde je výrazně tepleji (~125 K). Autor ke svému překvapení zjistil, že Trojáné Neptunu (teplota 50 K)mají barevné vlastnosti shodné s Trojány Jupiteru, ačkoliv by se dala očekávat příbuznost s povrchy těles EK pásu. Je to tedy naprostá záhada, protože možná Trojáné Jupiteru i Neptunu pocházejí ze stejného zdroje, který neznáme, ale těžko se dá najít mechanismus úpravy povrchu, jenž by shodně působil na tělesa v okolí blízkého Jupiteru i vzdáleného Neptunu.

J.L. a Y.-S. Sun zkonstruovali vylepšený model malých těles Sluneční soustavy. V první části se věnovali Jupiterovým Trojánům, kteří jsou odpovědní za gravitační poruchy při výpočtu moderních efemerid hmotnějších těles Sluneční soustavy. Model se skládá ze dvou skupin. První tvoří nejhmotnějších 226 členů s absolutní hvězdnou velikostí H < 11, jež mají individuální polohy a hmotnosti. Druhá skupina s H >11 je reprezentována rozprostřenými oblouky kolem Lagrangeových bodů L4 a L5 soustavy Slunce – Jupiter. Autoři na základě tohoto modelu vypočítali, že celková hmotnost Trojánů dosahuje 1,9×10-5 MZ. Při výpočtu vzdáleností mezi Marsem a Zemí v letech 2014 – 2114 tak vzniká vinou poruch od Trojánů chyba ≤ 70 m, což lze jistě tolerovat. Horší je situace s výpočtem vzdáleností Země od družic Marsu a Jupiteru, kde chyby měření mohou během zmíněného intervalu dosáhnout až desítek km.

M.W. Buie aj. fotometrovali Trojány Jupiteru (11351) Leucus a (15094) Polymele, jež by měly patřit mezi 6 cílů dvanáctileté průletové kosmické mise Lucy Discovery (start 2021). Autoři zjistili, že Leucus rotuje extrémně pomalu (18,6 d) a je velmi tmavý (4,7 %), zatímco Polymele má periodu rotace 5,9 h (7,3 %). Patrně oba objekty jsou kulového tvaru.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

V r. 2018 kulminoval výzkum trpasličí planety (1) Ceres kosmickou sondou Dawn, jejíž velkou předností bylo manévrování pomocí úsporných iontových motorů.Koncem května 2018 se sonda začala přesouvat z předchozí vzdálenosti 385 km od povrchu Cerery na nízkou dráhu ve vzdálenosti pouze 35 km nad Cererou, tj. o řád blíž než dosud. V této vzdálenosti je sonda v dráhové rezonanci 3:1 s rotací Cerery (9h 4m), takže ji oběhne za 27h 13 min. Jde o velmi stabilní rezonanci, na níž sondy zůstane dlouho potom, co spotřebuje veškeré palivo a přestane být ovladatelná. Primárním terčem snímkování, neutronové a gama spektroskopie zblízka se stal kráter Occator se svými slanými usazeninami s extrémně vysokým albedem. A.Konopliv a jeho velký tým zveřejnili výsledky měření gravitačního pole a rotačních parametrů Cerery na základě 1,5ročních měření Dopplerovým radiometremi optickými měřeními definovaných útvarů na jejím povrchu. Tak se podařilo popsat parametry harmonického sférického gravitačního pole se stejnou přesností jako předtím gravitační pole Vesty. Odtud vyplynulo, že hustota Cerery se mění ve vnější kůře v rozmezí 1 200÷1 600 kg/m3 v tloušťce kůry 27÷43 km. Její hmotnost 9,3835×1020 kg je nyní známa s přesností <0,002 % a směr rotační osy s přesností o řád větší než dosud. Podobně se o dva řády zpřesnila rotační perioda měření proti údajům z pozorování HST na relativní chybu 10-7. Během 17 měsíců měření se výrazně zlepšila i přesnost efemerid heliocentrické dráhy na ±10 m. Ceres je o 2,5 km více zploštělá, než odpovídá rotačnímu geoidu To lze vysvětlit buď většími impakty, anebo slapovými silami posléze ztraceného satelitu.

R. Strom aj. popsali na základě snímkování sondy Dawn rozložení impaktních kráterů na Cereře s průměry 5÷300 km. Jejich četnost podle velikosti odpovídá rozložení kráterů na nejstarších terénech terestrických planet. Zjistili také, že 15 % povrchu planetky má stejné rozložení velikostí kráterů jako <1 % kráterů na horských terénech Měsíce. Z toho usoudili, že 85 % povrchu Cerery bylo přeoráno až po epoše těžkého bombardování před 4 mld. let. Na většině povrchu planetky se rozložení velikostí kráterů podobá distribuci vzájemného bombardování těles v hlavním pásu planetek. Sheng Gou aj. sestavili katalog kráterů o průměrech ≥1 km, kterých napočítali na povrchu planetky přes 29 tisíc. Krátery mají různé morfologie, např. polygonální, rozlámaná dna, krátery se středovými vrcholky aj. Katalog může nyní sloužit jako podklad pro mnoho srovnávacích studií, jež mohou poodhrnout závojem zahalené etapy vývoje Sluneční soustavy. D. Williams s týmem publikovali v prosincovém vydání časopisu Icarus sérii 13 článků o geologickém zmapování trpasličí planety. Kromě toho podrobné snímkování okolí Cerery vyloučilo existenci satelitů s průměrem >12 m a méně přesné, ale rozsáhlejší snímkování vyloučilo objekty s průměrem >323 m. Pozorování 41 největších i nejhmotnějších planetek hlavního pásu ukázalo, že tato tělesa vznikla izolovaně a jejich jádra jsou kompaktní. Proto také na Zemi nemáme žádné meteority z Cerery. Pozorované hromady sutě jsou typické pro satelity planetek a vznikají až později následkem katastrofických střetnutí mezi planetkami. Během času tak planetek menších rozměrů přibývá a pravděpodobnost srážek se zvyšuje. Tato planetková mlýnice se postupně drtí na stále drobnější planetky.

V zářijovém čísle časopisu Meteoritics and Planetary Science vyšla série pěti přehledových článků shrnujících hlavní výsledky geologického průzkumu planety Ceres, jejíž průměrná hustota činí 2 100 kg/m3, což znamená, že zhruba 25 % hmotnosti planetky patří vodě, a to jak ledu, tak i vodě tekuté, resp. solanky. Z geologického úhlu pohledu tak Ceres představuje nejvzdálenější a „vlhkou“, byť trpasličí planetu v souboru terestrických planet Sluneční soustavy. Je totiž geologicky diferencovaná, neboť má zřejmě tuhé silikátové jádro, ale nad ním vrstvy, v nichž hlavní úlohu hraje interakce kapalné vody a ledu, tj. zvodněný silikátový plášť. Planetka má nepochybně vnější kůru bohatou na těkavé látky, která přechází v tuhou vnitřní kůru, jak ukazuje silný pokles viskozity v hloubce 40 km pod povrchem. Na povrchu jsou pak patrné četné doklady těsně podpovrchových dějů v podobě výtoků, výtlaků a dómů vesměs nepříliš starých (1÷1 000let). Uhličitan sodný (Na2CO­3) objevený v kráteru Occator, ale v menší míře i v jiných lokalitách, je důkazem, že kapaliny na planetce jsou alkalické povahy. Na povrchu převažují tmavé složky uhlíku, hořčíkových fylosilikátů, amoniových jílů, uhličitanů a solí. V okolí kráteru Ernutet, ale i na jiných místech se podařilo nalézt organické látky. Lokální odchylky mineralogie v kráterech a sesuvech jsou důkazem alkalických sloučenin v mělkých podpovrchových vrstvách.Je pozoruhodné, že mineralogie povrchu Cerery nápadně připomíná situaci na povrchu Saturnova měsíce Enceladus, což naznačuje, že Ceres se možná zrodila mnohem dále od Slunce, než kde se nalézá nyní. I když v současnosti lze na povrchu Cerery pozorovat střídající se lokální typy světlejších a tmavších materiálů, tak tyto rozdíly se postupně stírají vinou impaktů, zvětrávání a postranního promíchávání.

M. Paujelo s týmem se po 15 let věnovali studiu planetky (107) Camilla a jejích satelitů objevených v r. 2001 a 2007. Výskyt satelitů umožnil zpřesnit hmotnost planetky: 1,12×1019 kg a další komplexní výzkum všemi prostředky soudobé techniky vedl i ke zpřesnění jejího ekvivalentního průměru: (254 ±36) km, ve shodě s 3D modelem tvaru planetky, který v r. 2017 zveřejnili J. Hanuš aj. Odtud také vychází střední hustota planetky 1 280 kg/m3. Autoři odtud odhadli, že na povrchu planetky činí je vodní led zastoupen 6× více než silikátový prach a planetka je makroporézní z 10÷30 %. Jelikož jde o planetku s rozměrem podstatně vyšším než 100 km, tak je prakticky jisté, že jde o člena první generace planetek, které se utvořily souběžně se vznikem klasických planet Sluneční soustavy.

D. Jewitt aj. studovali podrobně aktivitu planetky P/2013 P5 nyní přeznačené na 311P/(2013 P5). Autoři využili ke sledování aktivity planetky HST a dostali tak údaj o středním průměru objektu 380 m. Aktivitu si vysvětlovali rychlou rotací planetky, ale to se nepotvrdilo, protože z měření vyšla rotační perioda ≥5,4 h. Na světelné křivce se však vyskytovalo periodické minimum s amplitudou 0,3 mag, což svědčilo o tom, že jde fakticky o těsnou dvojplanetku s vysokým poměrem hmotností 1:6, poměrem rozměrů 1:4 a orbitální periodou 0,8 d. Autoři odtud odvodili, že aspoň jedna složka, ale možná i obě, rotují rychle na hranici stability. Zjistili také, že obě složky se oddělily právě v době objevu r. 2013. Odletující úlomky mají maximální průměr 20 m.

Z. Landsmanová aj. zkoumali regolit planetky (16) Psyche pomocí infračerveného spektrografu na palubě družice SST. Zájem o planetku vzrostl, když se ukázalo, že jde zcela unikátní těleso taxonomické třídy M, takže obsahuje převážně kovy. Patrně jde o obnažené kovové jádro protoplanety, která přišla o svůj silikátový plášť při nějaké rané srážce. Jelikož bude terčem kosmické sondy, vyslané k ní ze Země v r. 2023, využili autoři možnosti pořídit infračervené spektrum regolitu v pásmu středních infračervených délek (5÷14 µm). Měření prokázala, že na kovovém podloží se nachází hladký povrch, jenž je převážně tvořen jemným (< 75 µm) silikátovým prachem s občasným výskytem železných zrnek. M. Viikinkoski a jeho tým pozorovali Psyche pomocí aparatury ESO VLT/SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch)/ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter). Díky vynikající rozlišovací schopnosti aparatury dokázali zlepšit 3D model planetky a určit i její průměrnou hmotnost 4,0× voda. To by znamenalo, že domněnka o kovové planetce padla. Psyche patří mezi kamenoželezné meteority. (Hustota mezosideritů se pohybuje kolem 4,25× vody.) V okolí planetky autoři nenašli žádné satelity. Tak se povaha Psyche snoubí s původní domněnkou, že je nejspíš zdrojem meteoroidů typu mezosideritů.

Jenže také J. Drummond a jeho tým sledovali Psyche kamerami s adaptivní optikou u 10m Keckova teleskopu a 8m teleskopu Gemini. Stanovili tak rozměry modelového trojosého elipsoidu s rozměry os 274×231×176 km3, takže planetka má střední průměr 223 km. Její hmotnost činí 2,4×1019 kg, což dává střední hustotu 4,16× vody. Autoři však uvádějí, že klasifikace třídy M naznačuje, a vysoké radarové albedo svědčí o tom, že minimálně povrch planetky může být přece jen kovový. Nízká střední hustota může souviset s makroporézností dosahující 47 %. Autoři dále spekulují o tom, že planetka prošla složitým vývojem, kdy se její povrch obnažil, pak se mohla dokonce rozbít a znovu složit, takže její jádro se podobá planetce Vesta.

J. Harju aj využili okolnosti, že planetka (372) Palma měla 15. 5. 2017 zakrýt rádiovou galaxii 0141+268 typu AGN (vzdálenost 2,4 Gpc) v radioteleskopu sítě VLBA v Brewsteru ve státě Washington. Do pozorování se zapojilo šest radioteleskopů sítě VLBA v kontinentální části USA se základnami dlouhými 1,2÷2,3 tis. km, které sledovaly průběh zákrytu na frekvenci 7,1 GHz (vlnová délka 42 mm). Na pěti stanicích se podařilo pozorovat difrakční proužky, které umožnily získat jak hodnoty amplitud, tak i fází, jež pak posloužily k zobrazení siluety planetky i efektivního průměru planetky s vysokou přesností. Podle výsledku měření je Palma výrazně zploštělá, také vedlejší osa je kratší o 26 % než osa hlavní. Efektivní průměr Palmy 192 km má chybu jen 2,5 %. Současně se ukázalo, že i jediný rádiointerferometrický zákryt vzdáleného rádiového zdroje zlepší přesnost efemeridy dané planetky o řád.

V. Busarev aj. oznámili, že v září 2012 pozorovali aktivitu planetek hlavního pásu (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina, (1474) Beira během jejich průchodů přísluním. Planetka Nina vykázala stejnou aktivitu i při dalším průletu přísluním v září 2016.Vesměs šlo o sublimaci vodního ledu. Autoři však objevili aktivitu křížiče (162173) Ryugu – cíle japonské sondy Hayabusa, k níž však došlo paradoxně naopak v odsluní. Autoři to přičítají okolnosti, že Ryugu byla astronomicky nedávno ještě v hlavním pásu a má tedy dosud zmrzlé vlastní jádro.

P. Vernazza aj. snímkovali planetku (89) Julia pomocí aparatury SPHERE/ZIMPOL na 8,2m VLT ESO. Vybrali si ji proto, že se ukázalo, že tato planetka je mateřským tělesem malé rodin planetek vzniklých nárazem na ni. To se autorům podařilo skvěle potvrdit, protože vynikající zobrazovací systém SPHERE pořídil na Julii snímky kráteru (ø >60 km). Pomocí numerických simulací se ukázalo, že Julia se před 30÷120 mil. lety srazila s jinou planetkou (~ø 8 km), takže rodina Julie vznikla právě z materiálu vymrštěného při dopadu anonymní planetky. Autoři uvedli, že zmíněná aparatura může na povrchu planetek hlavního pásu rozlišit krátery s rozměry >30 km a navíc blížící se konstrukce obřích dalekohledů (ELT, TMT, GMT) přinese další zlepšení rozlišovací schopnosti aparatur. Přímé snímkování planetek zblízka dává přirozeně nesrovnatelně lepší rozlišení, ale každá taková mise je nesmírně nákladná (mise Dawn k Vestě a Cereře stála 446 mil. dolarů).

1.2.4. Křížiči

Rozsáhlé přehlídky oblohy dovedou v současné době snímkovat i velmi kuriózní úlomky kosmických aparatur, jak dokazuje zpráva M. Micheliho a rozsáhlého mezinárodního týmu, týkající se objektu WT1190F, jenž shořel v zemské atmosféře 13. 11. 2015. Rekonstrukce údajů rozličných přehlídkových teleskopů však ukázala, že toto těleso bylo poprvé zaznamenáno na snímcích přehlídky Catalina na Mt. Lemmon v Arizoně již 18. 2. 2013 jako objekt 19,5 mag, ale ztracen, protože pozorování trvalo jen 5 h. Táž aparatura znovu zaregistrovala objekt 29. 11. téhož roku, ale zase byl ztracen, protože ho sledovala jen 1,5 h. Potřetí se podařilo objekt dohledat 3. 10. 2015, kdy se mu dostalo výše zmíněného označení a podařilo se určit jeho dráhu i umělý původ, protože se ukázalo že, jeho střední hustota činí jen 10 % hustoty vody, čili šlo o prázdný obal. Ten se zprvu nepodařilo přiřadit žádnému známému kosmickému projektu. Pomohlo až další pátrání v archivech, které sahalo zpětně až června 2009. Tak se podařilo zjistit, že jde o urychlovací stupeň rakety, která vynesla v lednu 1998 k Měsíci kosmickou sondu Lunar Prospector, jež se nakonec usadila na téměř kruhovou polární oběžnou dráhu kolem Měsíce ve výšce 100 km. Sonda pak 31. 7. 1999 byla navedena na kolizní dráhu do trvale zastíněné části kráteru Shoemaker poblíž jižního pólu Měsíce.

Dráha urychlovacího stupně byla po odpojení sondy velmi nestabilní. V r. 2011 měl přízemí ve vzdálenosti 250 tis. km a odzemí téměř 500 tis. km, ale dráha se vlivem poruch Měsíce, Země i Slunce neustále měnila. V r. 2015 bylo přízemi ve 21 tis. km, ale odzemí už vzdálené 655 tis. km, Současně klesl sklon dráhy k ekliptice ze 78° na 3° a výstřednost dráhy stoupla z 0,33 na 0,94. Bylo tedy jen otázkou času, kdy poruchy dráhy způsobí, že se prázdný obal urychlovacího stupně srazí buď s Měsícem, nebo se Zemí. (Mimochodem, rozměr urychlovacího stupně byl 1,3 m a z pozorování vyšla průměrná velikost 1,35 m). Astronomové v komfortním časovém  předstihu věděli, že to bude srážka se Zemí a těleso začne hořet v atmosféře poblíž města Galle na Srí Lance. Pokud by průlet nějaké úlomky přežily, dopadly by do oceánu ve vzdálenosti 100 km od města. Jelikož dopad proběhl podle výpočtu ve dne, a na Srí Lance bylo zataženo a pršelo, tak americký astronom P. Jenninskens si pronajal letadlo, které píchalo mraky a podařilo se mu zobrazit svítící úlomky tělesa, které se do zemské atmosféry vřítily rychlostí 11,3 km/s. Celý příběh je velmi cenný pro studium poruch drah meteoroidů i umělých těles v soustavě Země-Měsíc.

I v prvních měsících roku 2018 vycházely další zprávy o prvním interstelárním křížiči, který objevil mladý americký postdok R. Weryk 19. 10. 2017 pomocí přehlídkového 1,8m teleskopu PanSTARRS-1 na observatoři Haleakala na havajském ostrově Maui. V době objevu byl od Země vzdálen 33 mil. km a jeho jasnost tehdy krátce dosáhla 20 mag. IAU pohotově zavedla novou kategorii interstelárních vetřelců, takže objekt dostal označení 1I/2017 U1 a po upřesnění dráhy i jméno ´Oumuamua. Objekt byl objeven až po průchodu přísluním (9. 9. 2017) ve vzdálenosti 38 mil. km, kdy už přitažlivost Slunce výrazně změnila směr jeho hyperbolické dráhy. Dodatečně se ukázalo, že systém PanSTARRS-1 zachytil vetřelce již l4. a 17. 10. Po objevu byl pak intenzivně pozorován velkými dalekohledy VLT ESO, Gemini-S, Keck II, CFHT, 5m Hale, ale i HST a SST. Brzy se však kvůli vzdalování od Země a zejména pekelně rychlému vlastnímu pohybu vytratil v polovině prosince 2017 z dosahu největších dalekohledů světa, ačkoliv v té době měl ještě 23 mag. Rekonstrukce jeho hyperbolické dráhy ukázala, že přiletěl ze směru α = 18h 50m; δ = +35° 13ʹv souhvězdí Lyry a nyní odlétá ve směru α = 23h 51m; δ = +24° 44ʹ ve směru k souhvězdí Pegase. Šlo o velmi malé tělísko podlouhlého tvaru, které nemělo žádnou rotační osu; na své dráze se chaoticky převalovalo, a proto jeho jasnost krátkodobě výrazně kolísala s nepravidelnou amplitudou až 2,5 mag. M. Micheli aj. zjistili, že při odletu od Země začaly na trajektorii letu působit negravitační síly. Nejprve se spekulovalo o spící kometě, která se probouzí až po průniku tepla do jejího nitra, jak to pozorujeme u některých komet ve Sluneční soustavě. R. Rafikov však upozornil, že kdyby původem odchylky byla opožděná kometární aktivita, došlo by během několika dnů k tak rychlému roztočení tělesa, že by se odstředivou silou rozpadlo, což se evidentně nestalo. Podle S. Bialyho a A. Loebataka malé tělísko odklonil od ryze gravitační trajektorie tlak slunečního záření. Variace světelné křivky posloužily také k odhadu hlavních rozměrů objektu. Většina modelových výpočtů odhadla dvě hlavní osy na několik set metrů a zbývající rozměr objektu na 1/6 délky hlavních os, takže by to byla spíše placka. Jiné modely rovněž potvrzují dlouho hlavní osu až 400 m a zbývající dva rozměry na desetinu délky hlavní osy, tj. jakýsi doutník. Podle výpočtů založených na pozorovaném oblouku dráhy se ukázalo, že normální interstelární rychlost tělesa vůči Slunci dosahuje 26 km/s.

Se zajímavým postřehem o původu vetřelce přišli C. Bailer-Jones aj. Tak malá rychlost se dá totiž vysvětlit tak, že těleso bylo vymrštěno na hyperbolickou dráhu z relativně blízkého okolí Slunce. Kdyby přiletělo zdaleka, tak by pravděpodobně mělo vůči Slunci vyšší rychlost. S. Raymond aj. soudí, že tak malý úlomek se dostal na hyperbolickou dráhu své mateřské hvězdné soustavy tím, že byl součástí větší komety, která byla slapově roztrhána těsným přiblížením k obří planetě typu Jupiter. Simulace totiž naznačují, že slapy umožní až 1 % kometárních trosek uniknout z hrozícího pádu na planetu a jsou naopak urychleny na hyperbolickou dráhu z hvězdné soustavy. Naproti tomu kamenné planetky se při takových blízkých setkáních s obří planetou nerozpadnou, protože mají podstatně vyšší hustotu. F. Almeida-Fernandes a H. Rocha-Pinto se pokusili určit kinematické stáří vetřelce pomocí vztahu stáří vs. disperse rychlosti. Pro určení stáří vybrali údaje o 153 otevřených hvězdokupách a odtud odvodili pro ´Oumuamua rozmezí kinematického stáří 0,01÷1,87 Gr, což pak zúžili na pravděpodobnější interval 200÷450 Mr.

Jakoby na zavolání se koncem října 2017 podařilo objevit těleso 2017 U7 a počátkem února 2018 objekt 2018 C2. Oba případy s jasností 20 mag vykázaly hyperbolické dráhy vůči Slunci. Zatímco všechny předešlé ověřené hyperbolické dráhy se týkaly komet, nově objevená tělesa žádnou charakteristiku komet nesdílela. Hyperbolické dráhy jen mírně přesahovaly parabolickou mez, takže je prakticky jisté, že nejde o interstelární vetřelce. Man-To Hui je proto nazval plešatými hlavami, neboť neměly ani náznak komy a chvostu. Barevně se podobaly dlouhoperiodickým kometám, Trojánům a popřípadě planetkám na vnějším okraji hlavního pásu planetek. Po pečlivém zkoumání však autor objevil u objektu U7 extrémně slabou komu o průměru 9ʺ. Také objekt C2 byl obklopen komou, takže z povrchu unikalo asi 0,7 kg/s. Jelikož efektivní průměr C2 je docela velký (ø 9 km), tak to znamená, že aktivní část povrch tělesa zabírá <10-4 celkové plochy. Dynamické simulace drah pak ukázaly, že tělesa se na své současné dráhy dostala ze zásobárny komet v Oortově oblaku. Objekt U7 má 60 % šance opustit Sluneční soustavu za 1,5 mil. let od současného průchodu přísluním, protože to zařídil Jupiter při mírně těsném přiblížení U7 k Jupiteru v květnu 2020. Objekt C2 navštíví vnitřní část Sluneční soustavy o 130÷140 tis. let později.

Počátkem prosince 2014 se vydala na cestu ke křížiči (162173) Ryugu japonská kosmická sonda Hayabusa 2 [= sokol stěhovavý – nejrychlejší dravec: dosahuje při útoku rychlostí silně přes 300 km/h! U nás žije na Šumavě asi 50 párů. Dospělý sokol dokáže ulovit i káňata, volavky nebo vrány]. Sonda je kromě chemických vybavena i iontovými motory pro jemné manévrování. U cíle zaparkovala 27. 6. 2018 na kruhové dráze ve výšce 20 km nad planetkou. Koncem července se pak přiblížila k povrchu na vzdálenost 6 km kvůli mapování gravitačního pole planetky a přistávacích ploch pro moduly i pro samotnou sondu. Sonda pak padala volným pádem do výšky jen 850 m nad povrchem planetky kvůli zpřesnění údajů o relativně slabém gravitačním poli. Výběr přistávacích ploch pro samotnou sondu se ukázal velmi obtížný. Většina povrchu Ryugu je totiž pokryta velkými balvany. Z toho důvodu bylo posunuto přistání sondy na planetce z října 2018 až na začátek příštího roku. V září přistály na planetce dva skákající minimoduly MINERVA (MIcro-Nano Experimental Robot Vehicle for the Asteroid; válce ø 180 mm;výška 80 mm; 1 kg). 3. října přistál na povrchu křížiče modul MASCOT (Mobile Asteroid Surface Scout;9,6 kg) vybavený kamerami i pro noční vidění.Ryugu má průměr 880 m a rotační periodu 7,5 h. Tvarem připomíná rotující káču. Jde o velmi tmavou planetku třídy C, takže jde o první případ, kdy se k planetce této třídy dostala sonda tak blízko.

Na počátku prosince 2018 se po 27měsíčním letu usadila sonda NASA OSIRIS-Rex (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security–Regolith Explorer; cena 800 mil. $) na parkovací dráze ve výši 20 km nad povrchem křížiče Bennu (ø 500 m). Sonda bude kolem planetky obíhat až do července 2020, kdy se plánuje její dosednutí na povrch planetky a odběr až 2 kg vzorků kamení a prachu pomocí 3m robotického ramene sondy. I tato sonda odhalila, že planetka je pokryta velkými balvany tak hustě, že místo pro přistání se bude hledat těžko. Sonda se vzorky by se měla vrátit na Zemi v r. 2023.

V polovině r. 2018 publikovali F. Namouni a M. Moraisová údaje o parametrech dráhy planetky (514107) 2015 BZ 509, která byla poprvé pozorována aparaturou PanSTARRS-1 již 26. 11. 2014. Planetka má průměr asi 3 km a oběžnou dobu 11,65 roku v rezonanci 1/-1 s Jupiterem, čili obíhá retrográdně (i = 163°; e = 0,38; a = 5,12 au). Dostala jméno Ka`epaoka`awela. To v havajštině znamená něco jako „uličník, který porušuje pravidla“. Autoři se totiž domnívají, že retrográdní pohyb a rezonance s Jupiterem znamená, že toto těleso bylo zachyceno Sluncem od jiné hvězdy sluneční hvězdokupy a pak si ho adoptoval Jupiter. Není ovšem vyloučeno, že nejde o zachycenou původně interstelární planetku, ale že ji Jupiter zachytil během příletu z Oortova oblaku komet.

Rumunští astronomové O. Vaduvescu a M. Birlan iniciovali po svém příchodu do Francie (Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides) v květnu 2006 projekt EURONEAR (EUROpean Near Earth Asteroids Research), jenž je evropským příspěvkem ke studiu křížičů. V současné době je do něj zapojeno 8 evropských zemí včetně Slovenska a z mimoevropských ještě Chile. V lednu r. 2018 tento mezinárodní tým publikoval výsledky pozorování 280 křížičů pozorovaných předtím jen během jediné opozice, takže hrozilo, že budou ztraceny nebo nesprávně identifikovány. K tomu cíli využili 2,5m teleskopu INT (Isaac Newton Telescope; Roque de Los Muchachos; La Palma; 2,4 km n. m.; 29° s. š.) během 130 h pozorovacího času v letech 2013–2016. Celkem sledovali pomocí širokoúhlé kamery WFC 368 křížičů, z toho 56 rizikových kvůli možnosti srážky se Zemí. Vizuální jasnost většiny křížičů dosahovala v opozici V~22,8 mag, ale některých jen 24 mag. Autorům se ve spolupráci s řadou studentů i amatérů podařilo prodloužit sledování křížičů z dřívějších několika týdnů na několik let. Nejstarší identifikace pokrývá dokonce interval 16 let. Během této kampaně se podařilo navíc objevit 4 nové křížiče, ale jiné dva se ztratily, protože měly příliš rychlý pohyb a nebyl k dispozici následný brzký pozorovací čas. Jako bonus autoři získali 22 tis. poloh pro 3,5 tis. známých planetek a dalších 10 tis. poloh pro 1,5 tis. nových planetek – většinou šlo o objevy těles v hlavním pásu. Tato data se plynule předávala do MPC IAU (Minor Planet Center). Autoři konstatovali, že k podobnému cíli lze využít i další dalekohledy s minimálně 2m průměrem zrcadla a širokoúhlou kamerou.

M. Brozovićová aj. zveřejnili radarová pozorování křížiče (99942) Apophis pokrývající jeho přiblížení k Zemi na přelomu let 2012–2013. Radar Goldstone v Kalifornii (8,56 GHz; 35 mm) pozoroval planetku během 14 dnů a radar Arecibo na Portoriku v pěti dnech (2,4 GHz; 123 mm) počínaje 21. 12. 2013 a konce 16. 3. 2014. Odtud autoři odvodili efektivní průměr planetky (0,34 ±0,04) km, což je o něco méně, než hodnoty odvozené z infračervených pozorování týmů T. Müllera (0,375 km) a J. Licandra (0,386 km).

M.-J. Kim s týmem využili mimořádného příblížení křížiče 3200 Phaethon (1983 TB) k Zemi [16. 12. 2017 byl Phaethon nejblíže k Zemi za posledních 40 let – 10,5 mil. km] ke zpřesnění jeho siderické rotační periody 3,604 h a poměru hlavní a vedlejší osy 1,07. Zpřesnili také hodnotu směru rotační osy vůči ekliptice. Na měřeních se podílelo 8 dalekohledů s průměry zrcadel 0,4÷1,8 m v intervalu od 11. 11.–17. 12. 2017 instalovaných na observatořích v Číně, Tajvanu, Jižní Koreji, Uzbekistanu, Kazachstanu a v Arizoně. J. Hanuš aj. použili astrometrických měření včetně údajů z družice Gaia a z radaru v Arecibu ke zpřesnění orientace pólu rotace vůči ekliptice (318°; -47°) i průměru Phaethonu (5,1 ±0,2) km. Odtud se podařilo odvodit i střední hustotu planetky: 1,7× voda. Pokud se spolehneme pouze na radarová měření (ø 5,75 km), tak by to byla jen 1,5× voda. Tyto hustoty jsou typické pro velké (>100 km) planetky třídy C. Phaethon v tomto případě souvisí s velkou planetkou (2) Pallas a tím je vyloučen jeho kometární původ. Proto nemůže být mateřskou kometou Geminid! D. Jewitt aj. sledovali planetku během prosincového přiblížení pomocí HST v okolí 1° její dráhy s cílem objevit nějaké stopy doprovázejícího jemného materiálu. Nenašli však nic až do absolutní magnitudy 26,3, což odpovídá objektům o průměru 12 m. Phaethon se přibližuje ke Slunci natolik, že na jeho povrchu nemůže vydržet žádný led. Zda se nějaký led uchovává hluboko uvnitř tělesa, je diskutabilní.

V červnu 2018 oznámila americká vláda, že dále zvýší podporu na hledání nebezpečných křížičů. V r. 2013 poskytla pro tento účel 21 mil. $, ale v r. 2017 už 60 mil. $. NASA se již přiblížila ke splnění původního zadání identifikovat všechny nebezpečné křížiče s průměrem ≥1 km. Nyní však byl definován nový požadavek objevit nebezpečné křížiče s průměrem ≥140 m. Simulace totiž prokázaly, že takové objekty mohou při srážce zlikvidovat celá velkoměsta. Takových planetek může být kolem 25 tis. a z tohoto souboru je dosud objevena přibližně třetina.

1.2.5. Obecné studie o planetkách

J. Ďurech aj. se pokusili rozšířit databázi rotačních period planetek, protože jde o důležitý údaj o dynamických procesech, které působí na planetky.V současné době existují dvě velké databáze pozorování planetek. Je to jednak fotometrie planetek uložená v databázi Lowellovy observatoře v Arizoně, jednak měření změn toku infračerveného záření z družice WISE, která se neobyčejně vyznamenala při detekci planetek. Autoři se proto rozhodli využít synergie obou databází v projektu asteroids@home, do něhož se zapojily desítky tisíc dobrovolníků z celého světa. Tak se podařilo zpracovat a propojit údaje z obou databází. Autoři vybrali z těchto podkladů údaje pro téměř 75 tis. planetek a pro 900 z nich se jim podařilo odvodit modely jejich tvaru a následně určit jejich rotační periodu, z toho bylo 662 planetek nových. Dále pak pro jiných 789 planetek získali údaje o jejich siderické rotaci i odhadu sklonu rotační osy vůči ekliptice. Pro planetky s rozměry <10 km nápadně převažují prográdní rotace. Autoři se na základě své zkušenosti domnívají, že poměrně rychle překročí podrobné údaje pro další planetky celý řád.

J. Ďurech a J. Hanuš využili ke stejnému cíli také zveřejněné databáze DR2 astrometrické družice Gaia, jež mj. obsahuje velmi přesnou astrometrii i fotometrii asi 14 tis. planetek pozorovaných během 22 měsíců činnosti družice v okolí bodu L2. Z těchto pozorování mohli určit rotační periody, směr rotační osy a pro dostatečně často sledované planetky i přibližný tvar. Autoři zpracovali údaje pro 5,4 tis. planetek, které Gaia pozorovala alespoň 10×. Dokázali tak modelovat 173 planetek, z toho 129 vůbec poprvé. Pro spolehlivé určení rotační periody je obvykle potřebné přes 30 pozorování dané planetky. Autoři uvádějí, že ve finálním katalogu Gaia budou početné desítky pozorování pro stovky tisíc planetek, takže to bude ten nejvýraznější přínos pro určení rotačních period jako klíčového údaje pro tak velký objem počtu planetek. E. Smirnov zjišťoval z databáze 476 tis. planetek, jak velký je podíl planetek vykazujících rezonance oběžných dob v problému tří těles. K tomu cíli integroval dráhy planetek v intervalu 100 tis. let a nalezl rezonance pro téměř 66 tis. planetek, tj. 14 % zmíněného souboru.

J. Ďurech s týmem zveřejnili fyzikální modely (konvexní tvary, směry rotační os a siderické rotační periody) 18 planetek; z toho 10 jsou nové modely a 8 vylepšené modely založené na rozsáhlém množství dat. Podklady pro modely autoři získali pomocí nové robotické observatoře BlueEye600 v Ondřejově vybavené 0,6m zrcadlem. Observatoř pracuje podle zadaného programu zcela automaticky. Autorům se mj. podařilo vytvořit fyzikální model planetky (1663) van den Bos, která má mezi modelovými planetkami rekordně dlouhou rotační periodu 31 dnů.

P. Pravec rovněž s týmem objevili 13 kup planetek, které se do značné míry podobají párům planetek. Zpětná integrace dráhových parametrů ukázala, že kupy jsou staré 0,1÷3 mil. let. Pro 11 kup s 3 až 19 členy vychází stejná závislost period rotace na hmotnosti jako u zmíněných párů. To znamená, že tyto kupy podobně jako páry vznikají štěpením při kriticky rychlé rotaci. Výjimkou jsou kupy (18777) Hobson a (22280) Mandragora, kde příčinou vzniku kupy musí být jiný mechanismus.

A. Rosaev a E. Plávalová studovali vlastnosti velmi mladých rodin planetek (stáří ≤1,6 mil. let), které vznikly katastrofickým rozpadem mateřského tělesa. Jejich vývoj dává větší možnosti popsat podrobněji dynamické změny drah členů rodiny, která ještě není příliš rozvolněná negravitačními silami. Díky tomu mohli autoři zpřesnit stáří rodin Hobson (367 ±67 kr) i Emilkowalsky (220 ±30 kr). Složitějším problémem je mladá rodina Datura, neboť se nachází v rezonanci oběžných dob 9:16 s Marsem, takže její stáří je nejisté (450÷600 kr.).

K. Walsh se v přehledovém článku zabýval drobnými tělesy mezi planetkami s průměry v rozmezí 0,2÷10 km. Pro tento početný soubor těles Sluneční soustavy se ujala souhrnná přezdívka „hromada sutě“. Je zřejmé, že hlavním činitelem, který drží tato tělesa pohromadě, je jejich souhrnná gravitace. Hromady jsou silně porézní až děravé, mají velmi nepravidelné tvary a jenom několik málo z nich bylo zkoumáno při těsných průletech kosmických sond; jiné skončily jako meteority. Nikdo však dosud nemohl prozkoumat jejich nitro. Pokud jde o planetky tohoto typu, které křižují dráhu Země, je poměrně slušná naděje, že řadu z nich bude možné zkoumat pomocí průletů i přistávání kosmických sond. Většina křížičů se do okolí Země dostala pravděpodobně z hlavního pásu, takže jejich studiem bychom mohli získat cenné poznatky o kolizním mechanismu v hlavním pásu planetek,

M. Mommert aj. využili zveřejněné databáze DR2 družice Gaia, jež obsahuje nepravidelně získávaná fotometrická data o 14 099 planetkách. Autorům se podařilo rekonstruovat světelné křivky pro 11 665 planetek hlavního pásu a využít této statistiky pro sestavení trojosých modelů za zjednodušeného předpokladu, že osa a > b a b = c. Odtud vyšlo, že poměr os byl pro celý soubor docela stálý: b/a = (0,80 ±0,04). Tyto údaje pak konfrontovali s ostatními známými parametry pro zmíněné planetky, tj. rozměry, velikosti poloosy dráhy, geometrickým albedem a barvou povrchu. Odtud zjistili, že planetky o průměru >50 km jsou kulatější než menší. Autoři se však shodují v názoru, že podstatně obsáhlejší závěry budou možné až po publikaci DR3 patrně koncem roku 2021.

1.2.6. Komety

1.2.6.1. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

J. Deshapriya a tým popsali, jak se měnila situace na povrchu komety 67P (oběžná doba 6,45 r; přísluní 1,3 au; odsluní 5,7 au; rotační perioda 12,4 h; hmotnost 1013 kg; hustota 0,53× voda) od 6. srpna 2014, kdy u ní zaparkovala sonda Rosetta (ESA) během přibližování komety do přísluní ve vzdálenosti 3,8 au od Slunce. Prošla jako černý pasažér spolu s kometou přísluním 13. 8. 2015 ve vzdálenosti 187 mil. km. Pokračovala i nadále vzdalujíc se společně s kometou až do konce mise 30. 9. 2016, kdy ukončila činnost poloměkkým přistáním rychlostí 1 m/s ve vzdálenosti 4,5 au od Slunce. Zkoumala tak kometu zblízka po 786 dnů. Na palubě sondy i v modulu Philae získávaly rozličné přístroje velmi podrobné údaje o mnoha fyzikálních i chemických parametrech jádra komety, ale i jejího okolí. Tak se podařilo poprvé v historii astronomie popsat jak probouzení komety při zvyšování teploty na cestě do přísluní, tak i její následné uspávání cestou do odsluní. Autoři vytvořili katalog 57 exponovaných jasných oblastí pozorovaných na kometárním jádře, kde se vyskytoval vodní led ve vyšší koncentraci. V katalogu jsou pro každou jasnou oblast uvedeny změny albeda během přibližování i opětného vzdalování komety. Oblasti se navíc morfologicky lišily, takže autoři rozlišili celkem čtyři typy morfologií. Celý koloběh tekuté vody a vodního ledu začíná v přísluní, kdy se na denní straně jádra mění ledové oblasti v tekutou vodu, jež však během „noci“ opět zmrzne. Po průchodu přísluním se tento cyklus vytrácí, až nakonec ustane. Když se pak kometa opět vrací do přísluní, vodní led začne sublimovat a eroduje tenkou vrstvu prachu, který na led mezitím nasedal. Postupně se obnažují hlubší vrstvy s větší zásobou méně kontaminovaného ledu, což vede ke krátkodobým zjasněním komety.

L. Berčič aj. popsali fyzikální poměry v komě komety 67P, kde se neustále tvoří ionty, jež jsou urychlovány jak elektrickým polem slunečního větru, tak svou polohou vůči jádru komety. Přednostně se vyskytují směry pohybu iontů odvrácené od Slunce. P. Feldman aj. využili ke studiu komy 67P spektrografu Alice pro dalekou UV oblast spektra. Měřili komu po celou dobu mise a hned zpočátku zjistili, že těsně nad povrchem komety probíhala disociace molekul H2O na atomy vodíku a kyslíku. Excitovány byly i molekuly CO2 a O2. Před průchodem přísluním se vypařovaly hlavně molekuly H2O, ale po průchodu převážily molekuly CO2. J. Noonan a tým pozorovali pomocí Alice interakci koronálního výronu hmoty, jenž dva měsíce po průchodu komety přísluním zasáhl kometu. To se především projevilo výrazným zesílením čar Ly-β, O I 130,4; O I 135,6 a C I 166,7 nm.

Na to navázala práce M. Volwerka aj., která se zabývala parametry chvostu komety, jenž se vytvořil v březnu až dubnu 2016 v době, kdy kometa byla už 2,7 au od Slunce. Siločáry magnetického pole směrovaly spíše napříč chvostu. Podobně jako Halleyova kometa, tak i kometa 67P vydávala během přibližování ke Slunci v r. 2014 akustické skřeky v plazmatu vznikající nestabilním elektrickým polem, jež interagovalo s polem magnetickým. Během přiblížení k přísluní tyto akustické signály ustaly, ale znovu se objevily v březnu a dubnu 2016, kdy byla kometa vzdálena již 2,3 au od Slunce. Kometa „zpívala“ nejhlasitěji, když se směr magnetických siločar nejvíce vzpříčil od směru chvostu a turbulence pole zesílila.

H. Gunell aj. pozorovali obloukovou rázovou vlnu, která představuje první kontakt slunečního větru s ionizovaným prostředím před kometou. Autoři pozorovali tuto vlnu jak před přísluním, tak i po něm. Podařilo se jim vůbec poprvé pozorovat samotný vznik rázové vlny, když Rosetta se musela vzdálit od komety v době její vysoké aktivity kolem přísluní. Ve vlně vzrůstala indukce magnetického pole i amplituda jeho oscilací. Vlna též ohřívala jak elektrony, tak protony v oblouku, a autoři pozorovali i zeslabení slunečního větru za kometou. G. Rinaldi a tým zaznamenali v okolí přísluní tři velká vzplanutí komy 67P (10. 8.; 13. a 14. 9. 2015). Trvání vzplanutí se pohybovalo v rozmezí 26÷6 min. Nárůst vzplanutí byl vždy velmi rychlý v řádech minut. Souběžně se zabarvil kometární prach do modra. Dále se ukázalo, že na povrchu jádra komety se nacházejí jen poměrně malé oblasti, jež se dokáží takto vybudit. Většina povrchu jádra je vůči výbuchům odolná. Rychlost vyvrženého prachu se pohybovala v rozmezí 22÷65 m/s. Celkové množství vyvržených hornin se podle předběžných odhadů pohybovalo v rozmezí 10÷500 t.

D. Nesvorný aj. se zabývali otázkou, jak mohlo vzniknout pozoruhodné jádro komety 67P v podobě dvou na sebe navázaných laloků. Autoři si pohráli s myšlenkou, že předchůdci komety byly dvě navzájem obíhající komety, jež se působením různých efektů setkaly a propojily relativně tenkým „krkem“. Pravděpodobnost splynutí takových těsných párů odhadli na 30 %. Dalších 10 % párů dosáhne fyzického kontaktu vinou dráhových poruch od Neptunu. Problém však spočívá v tom, že z pozorování komet prostředky kosmonautiky vyplývá, že takových „činek“ mezi pozorovanými kometami je většina, viz i Halleyova kometa.

1.2.6.2. Jednotlivé periodické komety

D. Bodewits aj. upozornili na skutečnost, že řada komet se rozpadá proto, že vlivem různých efektů se zvyšuje rotační rychlost jejího jádra. Protože komety jsou obecně křehká tělesa s nízkou hustotou také kvůli poréznosti jader, tak se nakonec zvýší rotace natolik, že se jádro začne rozpadat, což se ostatně dost často pozoruje v přímém přenosu. K takto ohroženým kometám patří také kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák,která 1. 4. 2017 byla poměrně blízko Země (0,14 au, tj. pouze 21 mil. km). Pozorování komety od března do května však ukázalo, že za krátkou dobu se rotační perioda jádra naopak prodloužila z 20 h na více než 46 h! Autoři z toho usoudili, že během tohoto intervalu došlo k silnému výronu plynů z jádra ve směru proti smyslu otáčení komety a tudíž k drastickému zpomalení rotace. Jestliže výron vychází z povrchu jádra, vzniká obvykle ještě vysoký točivý moment, který změní dramaticky periodu otáčení. Takový efekt byl ostatně pozorován v malém i u komety 67P, takže jediné, co může udivovat, je právě neuvěřitelně velké a rychlé prodloužení rotační periody. Autoři se proto vrátili do minulosti pozorování komety 41 P, jejíž jádro má průměr asi 1,7 km a patří do Jupiterovy rodiny komet, protože obíhá kolem Slunce v periodě 5,4 r, takže v odsluní se vzdaluje do vzdálenosti 5,2 au, což je poloměr dráhy Jupiteru. Podle jejich výpočtu mělo jádro komety rotační periodu pouhých 5 h před svým návratem ke Slunci v r. 2006, takže jí hrozilo nebezpečí rozpadu odstředivou silou. Odtud autoři odhadli, že v polovině r. 2017 se její rotační perioda prodlouží na 100 h, takže se rozkomíhá její osa rotace působením sezónních ohřevů tělesa nebo přesunem hmoty mezi částmi jádra. Příští návrat komety nastane v r. 2022. Jistě budeme velmi zvědavi, zda se kometa vůbec vrátí, a když ano, tak v jakém stavu.

Y. Moulane aj. zveřejnili fotometrii, spektroskopii a astrometrii komet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák a 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková pozorovaných přehlídkovým 0,6m teleskopem TRAPPIST-N na observatoři Oukaïmeden v Maroku (2,7 km n. m.; 31° s. š.). Autoři pozorovali kometu 41P od 16. 2. do 27. 7. 2017 před i po průchodu přísluním ve vzdálenosti 1,04 au. Kometu 45P sledovali po průchodu přísluním od 10. 2. do 30. 3. 2017. Odtud počítali tempo produkce dceřinných molekul OH, NH, CN, C3 a C2 a nepřímo tak odhadli i produkci prachu. Vrchol produkce H2O nastal u komety 41P 3. 4. (3,5×1027 molekul/s), když se kometa nacházela ve vzdálenosti 1,05 au od Slunce. To znamená, že její aktivita klesá při každém návratu o 30÷40 %. Pro kometu 45P pak určili střední ztrátu (1,43×1027 molekul/s) pro měsíc po průchodu přísluním. Z těchto měření vyplývá obecné poučení, že komety Jupiterovy rodiny nejsou příliš aktivní, jak pokud jde o těkavé látky, tak i prach.

Mnozí dlouholetí čtenáři Kozmosu si jistě pamatují na kometu C/1996 B2 Hyatutake, jež byla viditelná očima a současně cirkumpolární, takže její chvost se otáčel během noci tak blízko Polárky, že si podle toho mohli pozorovatelé řídit hodinky. Proslavila se také rekordní délkou velké poloosy dráhy 1,7 tis. au a oběžnou periodou 114 tis. let. Ale to nejdůležitější mělo ještě přijít: rentgenová družice ROSAT zjistila, že kometa září v měkké části rentgenového pásmu elektromagnetického spektra, avšak záření je silně proměnné a má vzhled srpku přivráceného ke Slunci ještě před komou. Astronomové přitom dobře vědí, že kometární jádra jsou řídké hroudy zmrzlého ledu a těkavých látek, zatímco rentgenové záření z kosmu pochází od nejžhavějších objektů, jako jsou kvasary, supernovy nebo okolí černých děr. Nicméně o 4 roky později objevila obří rentgenová observatoř Chandra další rentgenovou kometu C/1999 S4 a od té doby přibývají další. Dokonce se dodatečně v archivních záznamech rentgenových observatoří našlo záření i u několika komet pozorovaných dříve, než se objevila Hyatutake. Zásluhou A. Rigbyho a týmu se podařilo v r. 2018 napodobit mechanismus rentgenového záření komet laboratorně pomocí výkonného laseru v laboratoři LULI v Paříži. Autoři ukázali, že k emisi měkkého rentgenového záření v srpku před kometou směrem ke Slunci je potřebné magnetické pole, které obstarají nabité částice slunečního větru. Pak se mohou urychlovat v srpku elektrony na vysoké energie řádu stovek až tisíců elektronvoltů v sice slabém magnetickém poli řádu 10-8 T, ale zato na velmi dlouhých drahách řádu více než 1 tis. km. Urychlování pomáhají vlnové turbulence ve zmagnetizovaném plazmatu v srpku. Díky tomuto laboratornímu pokusu mohou astronomové klidně spát: příslušné rentgenové záření před kometami spadá do intervalu energií 0,155÷155 keV. [energie 1 keV odpovídá 1,6 × 10-16 J.]

1.2.6.3. Souhrnné studie o kometách

J. Licandro aj. studovali planetky, jež se pohybují na kometárních dráhách (ACO = Asteroids in Cometary Orbits) kvůli podezření, že to jsou ve skutečnosti skomírající nebo již vyhaslé komety. K tomu cíli vybrali z literatury údaje o 12 ACO, jež už zkoumali jiní astronomové a k tomu přidali vlastní pozorování optických a blízkých infračervených spekter 17 ACO. Využili k tomu velkých dalekohledů na ostrově La Palma: 10,4m GTC, 4,2m WHT, 3,6m TNG a 2,5m INT, ale též 3,0m IRTF (NASA, Mauna Kea). ACO na dlouhoperiodických dráhách Damokloidů patří vesměs k planetkám třídy D. Jejich dráhy se podobají pekuliární dráze prototypu (5335) Damocles: sklon k ekliptice 62°; přísluní mezi Zemí a Marsem a odsluní za drahou Uranu. Dnes už je známo asi 50 Damokloidů, jež se evidentně zrodily v pásu TNO (transneptunský pás) a odtamtud se vinou gravitačních poruch dostaly na dráhy dlouhoperiodických komet, přičemž téměř polovina z nich obíhá po retrográdních dráhách. Patří k nejtmavějším objektům Sluneční soustavy. Proto se soudí, že jde o téměř vyhaslé komety původně podobné jádru Halleyovy komety. Planetky na dráhách Jupiterovy rodiny komet patří z 60 % rovněž do třídy D, ale ze 40 % do třídy X <povrch pokrytý karbonáty a troilitem (FeS)>. Na žádném objektu ACO autoři nenašli stopy zvodněných minerálů. Jak výskyt minerálů, tak tvar spojitého spektra všech ACO se velmi podobá spektrům aktivních komet. Autoři proto podezření o spících či vyhaslých kometách považují za prokázané.

Když se začaly objevovat exoplanety i celé exoplanetární soustavy, začali si astronomové pochopitelně připouštět, že tyto soustavy mají zajisté také komety a planetky. Jejich přímý objev byl pochopitelně nesnadný, ale přesto se to podařilo. S. Rappaport a tým zjistili pomocí družice Kepler, že hvězda KIC 3542116 (K 10 mag; sp. F2 V; 6,9 kK; 1,5 Mʘ; 1,6 Rʘ; 260 pc) prodělala během 4 let sledování tři hlubší (0,1 %) a tři mělčí poklesy jasnosti, jejichž světelné křivky nebyly souměrné. Měly vždy strmější pokles a povlovnější a pomalejší návrat do plné jasnosti. Autoři po zevrubné analýze dospěli k závěru, že šlo o komety s hmotnostmi ≥3×1014 kg, které obíhají kolem hvězdy rychlostmi 35÷50 km/s a jejich prachový chvost musí mít hmotnost řádu 1013 kg. Autoři preferují domněnku, že pozorovali tranzity dvou různých komet. Kometární domněnku autoři podpořili také rozborem světelné křivky jednoho tranzitu u hvězdy KIC 11084727(K 10 mag; sp. F2 V; 6,8 kK; 1,4 Mʘ; 1,6 Rʘ; 250 pc) u hvězdy podobného typu a vzhledu tranzitní křivky.

B. Welsh a S. Montgomeryová pozorovali v listopadu 2016 pomocí vysokodispersního spektrografu 3,6m reflektoru ESO (La Silla) opakovaně profily čáry Ca II K (393,3 nm) u 20 blízkých hvězd sp. třídy A. Čtyři z hvězd vykazovaly opakovaně slabé absorpční složky posunuté vůči hlavnímu profilu o více než 15 km/s. Většinou šlo o složky vykazující červený posuv, ale některé se během času přesouvaly na posuv modrý. Autoři tyto jevy interpretovali jako plyn vypařující se z těles dopadajících na hvězdy. Může jít buď o exoplanety, anebo o exokomety. Autoři publikovali seznam 22 hvězdy sp. třídy A, o nichž se už prokázalo, že vykazují podobné vedlejší absorpční složky vápníkové čáry K, takže lze čekat, že soustavná pozorování vyřeší otázku o povaze materiálu, který na tyto hvězdy dopadá.

1.2.7. Meteory a meteorické roje

QuanziYe aj. se snažili potvrdit, že planetka (3200) Phaethon objevená v r. 1983 družicí IRAS je skutečně zdrojem vlastně nejbohatšího meteorického roje prosincových Geminid. V posledních dekádách se tato souvislost z různých důvodů zpochybňuje. Autoři k tomu cíli využili HST, aby zjistili, zda se z planetky odlučují částice, které by mohly doplňovat materiál v meteorickém roji. Jelikož 16. 12. 2017 byl Phaethon od svého objevu nejblíže k Zemi (10,3 mil. km) mohly v tu noc dosáhnout snímky z HST rozpoznání 4m balvanů vymrštěných z planetky. Pátrání však nebylo úspěšné. Podařilo se pouze stanovit, že v posledních desítkách obletů se z Phaethonu dostalo na dráhu Geminid nanejvýš 10 Gt materiálu. Numerické simulace už dříve ukázaly, že materiál vyvržený z planetky se rozprostře podél celé eliptické dráhy během cca 250 let. Pochybnosti kolem zdroje Geminid tak stále zůstávají, ale na druhé straně se zvýšila pravděpodobnost, že případná sonda vypuštěná k Phaethonu nebude při přibližování k cíli ohrožena odletujícími kameny.

A. Egal aj. však upozornili na riziko, že v r. 2018 nebudou sice říjnové Drakonidy příliš početné pro pozorovatele na Zemi, ale zato budou bombardovat okolí Lagrangeových bodů L1 a L2 soustavy Slunce-Země. V okolí těchto bodů se nachází řada družic – u L1 pozorujících Slunce a v L2 vzdálený vesmír. Tam teď také pracuje družice Gaia (ESA), která by mohla mikrogramové částice roje zobrazit a doufat, že ji nějaký náraz nevyřadí z činnosti.

L. Neslušan a M. Hajduková Jr. studovali souvislost mezi dlouhoperiodickou kometou (per. = ~390 let) C/1964 N1 (Ikeya) a několika meteorickými roji. Kometa zasahuje Zemi čtyřmi oddělenými vlákny s radianty poblíž směru od apexu zemské dráhy kolem Slunce. Autoři simulovali dynamický vývoj filamentů pomocí 10 tis. testovacích částic pro každé vlákno. Potvrdili, že kometa je mateřským tělesem pro červencové ξ-Arietidy (#533) a dále zjistili, že je také zdrojem ϵ-Geminid (#23), a možná i ξ-Geminid (#718). Díky novým metodám výzkumu meteorických rojů rychle stoupá počet potvrzených meteorických rojů, jichž je už více než 100. Proto IAU zřídila Meteorické datové centrum (MDC), které přiděluje potvrzeným rojům jak třípísmenné zkratky, tak pětimístná pořadová čísla. MDC řídí Astronomický ústav SAV v Bratislavě pod vedením V. Porubčana.

C. Schult aj. referovali o výsledcích pozorování radarové soustavy MAARSY (Middle Atmosphere Alomar Radar SYstem) v severním Norsku (69,3° s. š.) poblíž základny sondážních raket na ostrově Andøya. Radar pracuje na frekvenci 53,5 MHz (5,6 m) s výkonem 866 kW. Jde o soustavu 433 zkřížených antén typu Yagi s úhrnnou aperturou 6 300 m2. Systém tak umožňuje získávat čelní ozvěny od meteorů až do zenitové vzdálenosti 35°. Úhlová šířka svazku činí 3,6°. Na observatoři Alomar ve vzdálenosti asi 2 km od radaru jsou instalovány dvě optické kamery, jejichž optické osy se protínají s radarovým svazkem ve výšce 100 km nad zemí. Optická data lze získávat jen za bezměsíčných nocí a přirozeně též v době bez oblačnosti a polárních září v době od září do února každého roku. Radar začal pracovat koncem r. 2013 a za 2,5 roku činnosti získal celkem 760 tis. čelních ozvěn od meteoroidů s hmotnostmi <10 kg. V porovnání s optickým pozorováním je daleko citlivější na velmi nízké hmotnosti meteoroidů až do řádu 10-10 kg! Asi 1 % čelních ozvěn pochází od meteoroidů v rojích. Celkem tak autoři identifikovali meteoroidy ve 33 rojích, jež obsahuje katalog MDC. Zatímco pro Perseidy, Geminidy a Kvadrantidy přibývá meteoroidů s nižšími hmotnostmi lehce nadlineárně, tak pro Orionidy roste frekvence nepřímo úměrně s druhou mocninou hmotnosti. Z toho vyplývá, že meteoroidy od komet příbuzných Halleyově jsou mimořádně bohaté na miniaturní částice.

J. Szalay aj. zveřejnili výsledky měření aparaturou LDEX (Lunar Dust Experiment) na palubě sondy LADEE (LunarAtmosphere and Dust Environment Explorer), jež byla oběžnicí Měsíce od října 2013 do dubna 2014. Cílem sondy bylo zaznamenávat materiál vyvrhovaný při dopadech meteoroidů na měsíční povrch. V prosinci 2013 se Měsíc dostal do proudu Geminid, což se projevilo výrazným zvýšením zásahů meteoroidů zejména v měsíční oblasti kolmé k radiantu. Odtud se pak daly odvodit sluneční délky λ⊙ pro dvě maxima; první nastalo v délce 261,3° a druhé 2,6× vyšší v délce 262,2°. Obě radarová maxima odpovídají radarovým frekvencím zjištěným na Zemi, ale poukazují také na vyšší podíl větších částic ve zmíněných maximech. Celková délka aktivity Geminid s hodnotou aspoň o 10 % vyšší než během pozadí trvala během intervalu 1,7° sluneční délky, což odpovídá šířce proudu Geminid 1,9×106km. V době zmíněných maxim hlásili vizuální pozorovatelé na Zemi větší podíl meteorů s jasnostmi -1÷ -3 mag. Tomu odpovídaly meteoroidy s rozměry v intervalu ∼ 2 ÷ 20 mm.

D. Vida aj. objevili nepříjemnou systematickou chybu při určování orbitálních parametrů meteoroidů vstupujících do zemské atmosféry, protože se až dosud předpokládalo, že ve chvíli, kdy meteor začne svítit, má vstupní rychlost do zemské atmosféry. Ve skutečnosti se však řada meteoroidů brzdí ve vysoké atmosféře už od výšky 180 km, kdy ještě nesvítí. Autoři modelovali ablaci meteoroidů ve výškách od 180 km pro různé vstupní rychlosti meteoroidů v rozmezí 11÷71 km/s. Tak zjistili, že největší chyby v určení vstupní rychlosti se týkají meteoroidů s nízkými vstupními rychlostmi, kde chyby podle typu a hmotnosti meteoroidů i vlastností detektoru světelných stop jsou výrazné. Vstupní rychlost je podle toho podceněna v rozmezí 100÷750 m/s, což vede k soustavnému podcenění velké poloosy původní dráhy těchto těles. M. Moreno-Ibáñez aj. zdůraznili, že pro monitorování rázových vln vznikajících při průletu jasnějších meteoroidů se přednostně hodí měření infrazvuků, jež navíc provázejí i ablaci centimetrových meteoroidů ve vysokých výškách, kam jiné techniky nedohlédnou.

X. Zhang a tým reagovali na zprávy, že jasné meteory zářily v pásmu dlouhých rádiových vln na frekvencích 60÷20 MHz (5÷15 m). Pomocí radioastronomické soustavy MWA (Murchison Wide Field Array) v Západní Austrálii (27° j. š.) o sběrné ploše 512 m2 pracující v pásmu frekvencí 70÷300 MHz (1÷4,3 m) se autoři snažili nalézt důkazy o záření meteorů v pásmu 72-103 MHz (2,9÷4,2 m). Prohlédli záznamy za 322 h expozice a nenašli ani jediný případ signálu od meteorů. Z pozorování vyplývá, že spektrální index pro intenzitu případných signálů klesá ve zmíněném pásmu s 3,7 mocninou vlnové délky. Je proto téměř určitě vyloučeno, že by se meteory daly pozorovat na ještě delších vlnách. Autoři však v pozorovacím materiálu našli signály rozhlasových stanic pásma FM odražené od malých družic na nízkých drahách, což dává možnost monitorovat kosmické smetí o rozměrech >0,1 m na těchto nízkých dráhách.

M. Martínez a F. Marco využili evropských středověkých archivů k odhadu výskytu a činnosti meteorických rojů mezi 5. a 15. stoletím n. l. Porovnali evropské zdroje se zprávami z korejských, japonských, čínských a arabských pramenů, které obsahují jak zprávy o rojích, tak i o meteorických deštích. Jednotlivé prameny navzájem dobře souhlasí. Ukázalo se, že ve středověku byl nejvíce činné Perseidy, Leonidy a Lyridy.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

R. Caballero aj. využilli dlouholetého projektu PTA (Pulsar Timing Arrays) k revizi rozložení hmotnosti ve Sluneční soustavě. Při současné vysoké přesnosti rotačních period soustavy stabilních pulsarů, jež se předvídatelně brzdí, se dají odhalit chyby v určení polohy barycentra Sluneční soustavy, která by měla sloužit jako kvaziinerciální soustava, k níž lze vztahovat veškeré vnější pohyby ve vesmíru. Zatím však není poloha barycentra Sluneční soustavy známa s potřebnou přesností, což se pak projevuje systematickými chybami v kolísání period přesných pulsarů. V současně době se autorům podařil zlepšit údaje o systému PTA 20× proti předcházejícím měření. Tím se prokázalo, že ve Sluneční soustavě se nacházejí tělesa nebo rozptýlená hmota, o nichž dosud nevíme. Nyní se přiblížila doba, kdy systém PTA bude tak přesný, že odhalí množství této neznámé látky z gravitačních poruch, která ona tělesa vyvozují na systém PTA. Autoři zpřesnili údaj o úhrnné hmotnosti Jupiteru a jeho satelitů s chybou ±3.10-8 a hmotnost trpasličí planety Ceres na 4,7×10-10 Mʘ, což odpovídá 1,3 % hmotnosti našeho Měsíce. Odvodili též přesné hmotnosti dalších čtyř nejhmotnějších planetek hlavního pásu (Pallas, Juno, Vesta a Hygiea). V závěru studie pak rozdělili hmotnost Sluneční soustavy v radiálním směru do šesti pásů: 0÷0,5÷1.4÷5,0÷10÷17÷60 au od Slunce a výsledné hodnoty porovnávali s podobným rozčleněním založeným na nejpřesnějších slunečních efemeridách. Nejvíce zatím nepozorované hmoty se nachází ve vzdálenost 4÷8 au od Slunce, kudy probíhá vnější část hlavního pásu planetek a kde se nachází Jupiterova rodina. Ve vzdálenostech >20 au je souhlas hmotností odvozených ze slunečních efemerid a souboru PTA docela dobrý.

Podle K.T. Smitha měření jemných kolísání period pulsarů v systému PTA se může v budoucnu hodit k detekci gravitačních vln o velmi dlouhých vlnových délkách, jež vznikají při splynutí černých veleděr. I v tomto případě potřebujeme zlepšit údaje o okamžitých polohách barycentra Sluneční soustavy. Tohoto úkolu se ujali Y. J. Guo aj. a nezávisle tak zjistili, že dosavadní stav není uspokojivý a vyžaduje lepší znalosti o Keplerových drahách dosud neobjevených relativně hmotných těles Sluneční soustavy. Autoři spočítali, že pro tato měření bude potřebí znát pohyby těles v této soustavě s hmotnostmi ≥10-12 Mʘ a hmotnost Jupiterova komplexu s přesností ≥10-9.

P. Voosen komentoval objev přednesený T. Kleinem na Lunární a planetární konferenci, jež se konala v březnu 2018 poblíž Houstonu v Texasu. Hlavními hvězdami Kleinova referátu byly meteority i Jupiter a jejich podíl na vzniku Sluneční soustavy. Jak známo, od doby nálezu prvního meteoritu s rodokmenem (Příbram, 1959) se opakovaně potvrzuje, že meteority jsou úlomky planetek hlavního pásu. Jenže už v r. 2011 zjistil P. Warren, že mezi 32 druhy meteoritů zeje mezera a dají se roztřídit na dvě odlišné skupiny. Tu jednu tvoří tmavé a křehké uhlíkaté chondrity a tu druhou kovy, jež vznikly v nitru hmotných umírajících hvězd a byly nakonec rozmetané do mezihvězdného prostoru, kde daly vznik mezihvězdným mračnům a následně též naší Sluneční soustavě. Warren zjistil, že uhlíkaté chondrity mají odchylné zastoupení stabilních i radioaktivních nuklidů různých prvků a jejich promíchání v hlavním pásu planetek nemohlo proběhnout naráz, ale s odstupem miliónů let. Kleinův tým posléze potvrdil, že také molybden a dokonce i železo mají zmíněné rozdílné zastoupení nuklidů, kde však železné meteority nemohly vznikat nadvakrát. Hledali proto nějakou fyzikální překážku a našli ji – v Jupiteru. Už 1 milion let po rozsvícení Slunce měl Jupiter vytvořené hmotné jádro a začal vymetat prach ve své kruhové dráze, čímž vytvořil bariéru mezi oblastí blíže ke Slunci a za sebou. Když přišla do Sluneční soustavy další zásilka interstelárního materiálu, tak se usadila vně Jupiteru v blízkosti Saturnu, ale nic neproniklo blíže ke Slunci přes Warrenovu mezeru. Jakmile se Jupiter dostavěl, tj. asi 3÷4 mil. let po vzniku soustavy, začal migrovat směrem ke Slunci, čímže se Saturnův a Jupiterův pás planetek promíchaly. Údaje o výskytu molybdenu v meteoritech a v zemském plášti dokonce naznačují, že vodu na Zemi dopravily právě planetky, jež vznikly ve vnějším okolí Saturnu! Americký odborník na vývoj drah planet v naší soustavě W. Bottke komentoval nové objevy lapidárně. Řekl, že když se na konferenci dozvěděl, že dodavatelem vody pro Zemi se staly planetky z okolí Saturnu, spadla mu čelist. Přitom ještě před pár lety by se byl takovému nesmyslu sám vysmál.

C. Spalding aj. se zabývali skutečností, že kolem současného Slunce je vymeteno až do poloměru dráhy Merkuru. Je to v příkrém kontrastu s faktem, že transneptunský pás těles má hmotnost téměř o řád větší než Země. Autoři paradox chtějí vysvětlit tím, že rané Slunce mělo o několik procent vyšší hmotnost než nyní, kterou rychle ztrácelo mocným slunečním větrem, takže v součinnosti s rychlou sluneční rotací a silnou indukcí magnetického pole si vyčistilo prostor do vzdálenosti 0.4 au, kde se uchytil Merkur prostě proto, že měl vlastně jen železné jádro. Autoři odhadli, že vyčištění skončilo do 50 mil. let po vzniku Sluneční soustavy a celková hmotnost odvrženého materíálu byla řádově rovna hmotnosti Země. Tíž autoři v další práci řešili dlouhodobý problém paradoxu slabě svítivého Slunce, které podle výpočtů intenzity jaderné reakce mělo mít zpočátku zářivý výkon o třetinu menší než dnes, takže Země by se měla už dávno stát ledovou koulí s vysokým albedem a dodnes by nerozmrzla, podobně jako Mars. Hypotéza vyšší počáteční hmotnosti Slunce a silné ztráty hmoty v první miliardě let tedy řeší dva závažné paradoxy takříkajíc jedním vrzem. Autoři navrhují testovat domněnku zkoumáním kadence ukládání sedimentů v nejstarších podmořských pánvích.

D. Nesvorný zveřejnil přehlednou studii o dynamickém vývoji rané Sluneční soustavy. Skutečnost, že obří planety oddělují velké rozestupy v radiálním směru, lze přičíst výměně orbitální energie a momentu hybnosti s vnějším planetesimálním diskem, jenž je doložen dynamickou strukturou Edgeworthova-Kuiperova pásu ovlivněnou migrací Neptunu během prvních desítek miliónů let po rozplynutí sluneční pramlhoviny. Je velmi pravděpodobné, že raný vývoj soustavy ovlivnila blízká setkání Jupiteru s tělesem třídy Neptunu. Blízká setkávání planet přispívala také k zachycování početných Jupiterových Trojánů a nepravidelných satelitů všech obřích planet. Autor sám rozpracoval domněnku, že v rané soustavě vznikla ještě jedna obří planeta v rezonanční dráze mezi Saturnem a Uranem, jež byla posléze v éře nestability vymrštěna do interstelárního prostoru, jak nepřímo potvrzuje současný vzhled transneptunského pásu. V období nestability migroval Jupiter směrem ke Slunci řádově o 100 mil. km, jak vidíme jednak z toho, že přežily terestrické planety, a dále ze struktury hlavního pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Pokud je tento scénář z tak brzkého období existence nestabilitou správný, nelze jím vysvětlit období těžkého bombardování, jež se odehrálo mnohem později, zhruba před 4 mld. let.

S. Vance (JPL; vedoucí pracovní skupiny pro planetární chemii a astrobiologii) zveřejnil současné údaje o zastoupení vody v 9 tělesech Sluneční soustavy. V tabulce jsou uvedeny vzestupně podle absolutního množství vody v Zettalitrech (Zetta = 1021).

Jméno tělesa Vodní rezervoár (Zettalitry) Podíl kapalné H2O na objemu tělesa (%)
Enceladus 0,01 20
Triton 0,03 0,3
Dione 0,14 19
Pluto 1 15
Země 1,335 0,12
Europa * 2,6 16
Kallisto 5,3 9
Titan 18,6 26
Ganymed 35,4 46
* Nad Evropou jsou pozorovány výtrysky vody do výše až 200 km; nejslibnější pro život

Z tabulky vyplývá, že největší zásobárnu vody ve Sluneční soustavě má Ganymed, ale voda je ukryta hluboko v jeho nitru. Činí celých 55 % vody v tělesech Sluneční soustavy. Překvapující je podíl 15 % vody na objemu Pluta, jenž je zdaleka nejstudenějším tělesem v tabulce. Naproti tomu voda na Zemi se podílí na objemu Země nejméně, jen ze 1,2‰, takže není divu, že bychom s ní měli šetřit.

L. Burlaga aj. zpracovali pozorování sondy Voyager2 během roku 2015, kdy Slunce procházelo maximem 24. cyklu sluneční činnosti. Indukce magnetického pole v okolí sondy stoupla na 0,126 T a struktura sektorového pole odpovídala Parkerovu modelu spirálového magnetického pole v heliopouzdře (heliosheath). Sonda se v tom roce nacházela ve vzdálenosti ~108 au od Slunce a každý rok se nyní vzdaluje o ~3 au. Sonda již opustila heliosféru a proletěla 5. 11. 2018 rozhraním do interstelárního prostoru ve vzdálenosti 120 au od Slunce. Časové zpoždění rádiového spojení dosáhlo 16,5 h. Zatím se očekává, že sonda bude měřit a vysílat údaje do poloviny současné dekády.

C. Bailer-Jones aj. využili databáze DR2 družice Gaia k rozšířenému hledání těsných přiblížení cizích hvězd ke Slunci. Začali s obsáhlým seznamem 7,2 mil. hvězd, pro něž byla k dispozici všechna data o poloze a vektoru rychlosti vůči Slunci. Z tohoto obsáhlého seznamu nakonec našli 694 hvězd s mediánem přiblížení na ≤5 pc v nejbližších 15 mil. let. Z toho 26 hvězd se v tom intervalu přiblíží ke Slunci na <1 pc. Vítězem konkursu je stále hvězda Gl 710 (Ser; 9,7 mag; sp. K7; současná vzdálenost 20 pc), jež s pravděpodobností 95 % proletí za 1,4 mil. let kolem Slunce ve vzdálenosti 0,08 pc (17 tis. au), takže zcela jistě způsobí silné poruchy drah zamražených komet v Oortově oblaku.

1.4. Slunce

Úplné zatmění Slunce 21. 8. 2017 sledovalo na území kontinentálních Spojených států patrně největší počet profesionálů, amatérů i laiků v dějinách lidstva. Jak zjistili S. Zhang aj., poprvé v historii pozorování zatmění se podařilo studovat změny v zemské ionosféře, způsobené náhlým zástinem ultrafialového záření Slunce, které normálně vytváří denní ionosférické vrstvy umožňující rádiovou komunikaci „za roh“ díky odrazům rádiových signálů v pásmech dekametrových vln třeba až k protinožcům. Běžné denní ionosférické vrstvy vznikají ve výškách 80÷1 000 km nad Zemí a při zatmění mají tendenci klesat k Zemi; přitom slábnou a mohou i zcela vymizet. Paradoxně do hry vstupuje i Měsíc, jelikož jeho stín se pohybuje vůči ionosféře nadzvukovou rychlostí, takže vytváří obloukové nadzvukové vlny v četnosti elektronů. Tento jev se podařilo poprvé pozorovat díky datům z více než dvou tisíc přijímačů GPS a byl nejlépe pozorován v centrálních a východních oblastech USA. M. Lachman si však všiml na 91min. záběru přechodu stínu nad kontinentem, že vlnovitá ionosféra byla pozorovatelná již před příchodem stínu, takže efekt má složitější příčinu související se šířením slunečního větru, kde fotony předbíhají protony, takže zpožděné protony zasahují ionosféru na východ od stínu. Jistou roli hrají i slapové vlivy, neboť protony se zpožďují vůči Zemi méně než vodní oceány.

Japonská družice Hinode, jež se od r. 2006 věnuje komplexnímu zobrazování Slunce v optickém, EUV a rentgenovém záření, zpozorovala 4. února 2014 na temném okraji sluneční skvrny (poblíž další skvrny) s dosud rekordní indukcí heliomagnetického pole 0,625 T. K rekordu podle J. Okamoto a T. Sakuraie dopomohl plynový most mezi oběma skvrnami, jenž stlačoval magnetické siločáry díky svému proudění od jižní skvrny k severní, kde se proud plynu zužoval a ohýbal zpět dovnitř Slunce. Běžně totiž indukce magnetického pole ve skvrnách mívá maxima jen kolem 0,3 T.

T. Amari aj. se zabývali otázkou, proč se sluneční erupce dělí na omezené a eruptivní (vyvolávající koronální výrony hmoty = CME). Existují sice náznaky, že za toto rozdělení mohou konfigurace magnetických polí v místě vzniku erupce, ale přesnost měření magnetických polí pokulhává. Simulace však poukazují na příčinu v konfiguraci lokální magnetické klece ještě před startem erupce. Je-li konfigurace magnetického pole v přilehlé části koróny nestabilní, tak klec nedovolí, aby se hmota erupce prodrala přes klec do sluneční koróny. Je-li však indukce magnetického pole klece nízká, tak si erupce proklestí cestu do koróny a tam vyvolá CME, jež se následně šíří interplanetárním prostorem.

V. Lozitsky aj. zveřejnili údaje o vrcholné fázi sluneční erupce v aktivní oblasti 0486 o síle X17.2/4B, jež se odehrála 28. 10. 2003. Tuto fázi pozorovali ešeletovým spektrografem horizontálního slunečního dalekohledu astronomické observatoře T. Ševčenka v Kyjevě. Pozorovali vývoj spektrálních čar Fe I, Fe II a prvních čtyř čar Balmerovy série vodíku. Naměřili tak rekordní dekrement poměru intenzit čar H-β/H-α = 1,68. Indukce magnetického pole ve střední fotosféře se pohybovala v rozmezí 0÷0,02 T, ale stoupala až na 0,12 T ve svrchní fotosféře a na 0,05 T v chromosféře. Z čar Fe I však vyplynulo, že ve střední fotosféře se vyskytovalo silné turbulentní magnetické pole s indukcí 0,08÷0,11 T. V chromosféře se ustavily tři diskrétní vrstvy s rostoucí teplotou a koncentrací vodíku až na hodnoty 1018/cm3 do výšky 1,2 tis. km nad fotosférou.

Y.J. Hou aj. sledovali pomoc družice SDO (Solar Dynamics Observatory) aktivní oblast 12673, v níž se vytvořily dvě největší erupce 24. cyklu: 6. 9. 2017 vzplanula erupce o síle X9.3 a následně 10. 9. další erupce o síle X8.2. Popsali podrobně změny ve struktuře a polaritě magnetických polí i vliv první erupce na její o něco slabší pokračování o 4 dny později. Velmi složitá struktura magnetického pole byla bezprostřední příčinou obou úkazů.

Také Rui Wang aj. zkoumali vliv pohybů ve sluneční fotosféře, jež v aktivní oblasti 12673 vyvolala 6. 9.nejmohutnější sluneční erupci posledního desetiletí. Autoři ukázali, jak se v koróně vytvořilo šroubovicové magnetické pole, které se ještě sytilo z dalších zdrojů. Evidentně přitom hrály roli dlouhodobé pohyby ve fotosféře, jež podnítily vznik jádra silné erupce. Wei Liu aj. následně popsali vývoj CME ze dne 10. 9., jež byl vyvolán extrémně energetickou sluneční erupcí X8.2+ v době, kdy Slunce končilo 24. cyklus své činnosti, takže se už se silným koronálním výronem hmoty nepočítalo. Jelikož záření v pásmu EUV se během erupce ztrojnásobilo a vyskytovalo se i kolem obou magnetických pólů v koronálních dírách, vyvolalo tím vlnění pozorované v pásmu EUV rychlostmi >2 tis. km/s. Efektivní teplota záření EUV dosahovala 1,0÷1,6 MK. Sledování šíření těchto vln v pásmu EUV poslouží k zevrubné magnetické a teplotní diagnostice sluneční koróny.

S. Poluianov aj. využili vzorků měsíčních hornin dovezených na Zemi astronauty v programu Apollo k rekonstrukci radiační situace ve Sluneční soustavě do dávné minulosti. Měsíc totiž nemá magnetické pole, takže je půda i horniny trvale vystaveny jednak galaktickému kosmickému záření, ale také energetickým částicím ze Slunce. Dovezené měsíční horniny tak slouží jako unikátní integrální spektrometr v pásmu energií 20÷80 MeV. Ideálním radionuklidem se stal 26Al s poločasem rozpadu 0,7 mil. roků. Zatímco před milionem let byl tok galaktického kosmického záření na úrovni (496 ±40) MV, v současnosti se zvýšil na (660 ±20) MV. Naproti tomu energetické částice ze Slunce nedosáhly za poslední milion let nikdy energií >30 MeV. Tyto údaje jsou důležité pro odhad kosmických rizik na Zemi a pro plánované kosmické lety.

H. Hayakawa aj. zveřejnili údaje o velké bouři kosmického počasí ve dnech 4. – 6. února1872, jež byla srovnatelná s dřívějším Carringtonovým jevem 29. srpna až  2. září 1859. Autoři shromáždili velké množství pozorování o geomagnetické bouři, jak se projevila ve východní Asii až po magnetické šířky v Šanghaji (20° s. š.) a Bombaji (10° s. š.). V Šanghaji byla polární záře pozorována poblíž zenitu, takže je pravděpodobné, že magnetické ovály vyvolané bouří pokryly celou severní, ale i jižní polokouli. Polární záře se vyskytovaly jak v úvodní fázi úkazu, tak i v jeho maximální fázi a ještě během raného doznívání. I v tomto případu se na Slunci nápadně zvýšily počet i rozloha slunečních skvrn. Jde tedy o jisté varování, že zatímco v době předelektrické nešlo téměř o žádné škody, v současnosti by mohlo dojít k celosvětovému kolapsu elektrického provozu s těžkými následky. V další práci pak H. Hayakawa aj. nalezli důkazy o další velké bouři kosmického počasí, jež se odehrála 15. 2. 1730. Ve východní Asii byla pozorována polární záře až v severní magnetické šířce 31,5° a v archivech se podařilo dohledat 37 pozorování velkého počtu slunečních skvrn. Opět šlo o bouři na sestupné větvi slunečního cyklu. Tato bouře však byla slabší než Carringtonův jev.

L.K. Jian aj. zveřejnili údaje o 341 interplanetárních CME (= ICME), pozorovaných párem družic STEREO A a B v letech 2007-2016.V tomto souboru dat se podařilo rozlišit 192 interplanetárních případů s dobře definovaným magnetickým pouzdrem a magnetickou překážkou v podobě téměř dipólové magnetosféry Země. Magnetické pole v obou složkách je v tom případě srovnatelné, ale dynamický tlak vrcholí v pouzdře. Více než 70 % ICME ve vzdálenosti 1 au od Slunce se rozpíná rychlostmi, které jsou lineárně úměrné jejich počátečním rychlostem.Obecně však v porovnání s předešlým 23. cyklem sluneční činnosti se ve 24. cyklu činnosti četnost, síla i průměrné rychlosti pohybu ICME vůči Slunci snížily, ale jejich tlaková pole klesala mírněji než u pozadí slunečního větru.

Jingnan Guo s týmem zpracovali údaje aparatury RAD (Radiation Assessment Detector) na vozítku Curiosity od jeho přistání na Marsu v srpnu 2012. RAD měří tok částic i dávku galaktického kosmického záření na povrchu Marsu. Kromě toho od září 2014 obíhá kolem Marsu družice MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN), jež má na své palubě detektor SEP (Solar Energetic Particle) měřící kosmické počasí v okolí Marsu. Oba přístroje tak poskytují údaje o efektu objeveném v r. 1954 S. Forbushem. Forbushův jev spočívá v závislosti intenzity galaktického kosmického záření pozorovaného na Zemi na sluneční činnosti, především na výskytu koronálních výronů hmoty (CME), které výrazně snižují stálý tok galaktického kosmického záření. Nyní tedy máme možnost porovnat údaje o Forbushově efektu na Zemi i na Marsu, jak vně Marsovy atmosféry, tak i na povrchu planety.

R. Brajša s týmem získali 18. 12. 2015 pomocí aparatury ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array) první obraz celého slunečního disku v pásmu vlnových délek 1,21 mm (248 GHz), které porovnali s obrazem disku pomocí družice SDO (Solar Dynamics Observatory) pořízeným v témž čase v pásmech 17÷170 nm. Porovnávali oba obrazy a zjistili, že ALMA zobrazuje aktivní oblasti na Slunci jako jasné útvary, ale sluneční skvrny jsou tmavé. Protuberance a koronální díry nelze odlišit od klidného Slunce, a čáry oddělující opačná znaménka magnetických siločar se jeví jako protažené tmavé struktury. Naproti tomu jasné body v koróně korelují s jasnými body pomocí ALMA, což je zcela nový poznatek. Pokud jde o úhlovou shodu snímků, tak odchylky nepřesahují 5˝. Mikrovlnné studium sluneční chromosféry má tedy před sebou dobrou budoucnost. A. Nindos aj. pozorovali aparaturou ALMA detaily klidného Slunce od centra k okraji v pásmu 3 mm (100 GHz) s úhlovým rozlišením (2,5÷4,5)˝. Na snímcích je dobře patrná chromosférická s jasnějšími oblastmi o teplotách o ∼305 K vyšších, a chladnější infrastruktura s teplotou o ∼280 K nižší. Kontrast mezi oběma substruktarami se mírně snižuje směrem k okraji slunečního disku. Celá síť v 3mm pásmu je téměř shodná se snímky v pásmu UV na vlnové délce 160 nm. Na okraji slunečního disku autoři pozorovali vůbec poprvé struktury spikulí až do výšky 15˝ od okraje disku, jejichž jasová teplota se pohybovala kolem 1,8 kK. Na disku se však spikule pozorovat nepodařilo ani v emisi, ale ani v absorpci. Také tato měření poukázala na jejich budoucí využití pro studium klidné chromosféry.

K. Strassmeier aj. využili celkového záření Slunce jako kalibru pro měření chemického složení, magnetické aktivity a globálních pulsací hvězd. Pomocí aparatury PEPSI (Potsdam Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument) instalované u obřího teleskopu LBT (Large Binocular Telescope) v Arizoně(Mt. Graham; dvě zrcadla ø 8,4 m v jedné montáži; efektivní sběrná plocha jako zrcadlo ø 11,8 m; interferometrie se základnou 22,8 m; adaptivní optika; 3,2 km n. m.; +32,7° s. š.). PEPSI pokrývá rozsah vlnových délek 383÷914 nm; spektra mají poměr signál/šum 2 000÷8 000/1. Aparatura měří sluneční oscilace s amplitudou 0,47 m/s v periodě 5,5 min. Cílem autorů projektu je měřit denně parametry Slunce po dobu celého magnetického cyklu Slunce (~22 let).

M. Meftah aj. se zabývali přesností měření slunečního poloměru aparaturou SODISM (Solar Diameter Imager and Surface Mapper) na palubě družice PICARD. V r. 2015 přijala Mezinárodní astronomická unie definici nominálního poloměru Slunce (695 700 km), jež se liší od nyní používané hodnoty 695 990 km odvozené z helioseismologických měření. Autoři využili přechodu Venuše přes sluneční kotouč 5.-6. června 2012 k měření rozměru Slunce v pěti úzkých spektrálních pásmech v rozmezí 215÷782 nm. Nejpřesnější bylo měření v pásmu 607 nm, odkud vyplynula hodnota slunečního poloměru (696 156 ±145) km. S rostoucí vlnovou délkou se sluneční poloměr velmi zvolna zvětšuje, jak se dalo očekávat.

A. Kosovichev a J.-P. Rozelot konstatovali, že rozvoj helioseismologie v posledních 21 letech umožnil rozřešit otázku, jak se v souvislosti se sluneční činností mění seismický poloměr Slunce. Využili se k tomu helioseismologických frekvenčních měření oscilací slunečního povrchu pomocí družic SOHO a SDO, které pokryly už dva cykly sluneční činnosti. Po odstranění vlivu povrchové aktivity Slunce tak zjistili, že seismický poloměr Slunce se zmenšuje o 1÷2 km v době maxima sluneční činnosti, avšak nejvyšší pokles vykazuje seismický poloměr Slunce v hloubce 5 tis. km pod povrchem, kde se v maximech sluneční činnosti poloměr zmenšuje o 5÷8 km. Toto kolísání poloměru je vyvoláno víceméně vertikálním globálním magnetickým polem Slunce s indukcí 1 T, jež výrazně ovlivňuje podpovrchovou strukturu Slunce.

J. Fontenia a E. Landi využili kosmických družic, jež s vysokou přesností měří už po dva cykly sluneční činnosti (23. a 24.) jednak celkové ozáření Sluncem TSI (Total Solar Irradiance), ale též spektrální sluneční ozáření SSI (Spectral Solar Irradiance) ve vzdálenosti 1 au od Slunce. Ukázali, jak se od sebe oba cykly liší, ale též, jak je hodnota TSI neuvěřitelně stálá. Kolísání TSI během celého období nepřekročilo 2 ‰! Tak stabilní zdroj tepla na Zemi hned tak nenajdete.

C.-J. Wu aj. zkoumali hodnoty TSI, resp. SSI nepřímo pomocí koncentrace kosmogenních radionuklidů 14C a 10Be uložených v posledních 9 tis. letech v dobře datovaných vzorcích. Autoři sledovali změny v množství nuklidů v závislosti na stáří vzorků odděleně pro každý nuklid zvlášť a potvrdili velmi dobrou shodu těchto pozorovacích řad. Od 19. stol. pak mohli srovnat výsledky kolísání TSI a SSI s pozorováními slunečního ozáření pomocí relativních čísel slunečních skvrn a opět našli dobrou shodu. Z těchto měření vyplývá, že amplituda TSI za 9 tis. let kolísala s rozptylem ±1,5 W/m2, tj. relativně v rozmezí 0,11 %. I tato čísla svědčí o mimořádně stabilní negativní zpětné vazbě tohoto největšího a nejvýkonnější energetického reaktoru ve Sluneční soustavě.

P. Janardhan aj. nalezli anomálii 24. cyklu sluneční činnosti, jež se týká pravidelných prohození polarity magnetického pole v 11letém cyklu sluneční činnosti, takže úplný cyklus trvá kolem 22 let. Autoři však zjistili měřením v heliografických šířkách 55°÷90° a -78÷-90°, že na severní polokouli Slunce začalo zeslabování polarity už v červnu 2012. V letech 2013-2014 však polarita zůstávala kolem nuly a naplno se obrátila až koncem roku 2014. Naproti tomu na jižní polokouli proběhlo převrácení polarity zhruba v polovině r. 2013. Tuto anomálii potvrdilo také chování slunečního větru díky měřením interplanetární scintilace rádiového záření na frekvenci 327 MHz (vlnová délka 0,92 m).

P. Heinzel a K. Shibata vyšli z poznatku objeveného družicí Kepler, že na červených trpaslících i mladých žlutých trpaslících dochází poměrně často ke gigantickým bílým erupcím. Ukázali, že na těchto mimořádných úkazech se mohou významně podílet smyčkové protuberance, pokud v nich elektronové hustoty překračují četnosti >1012/cm3. Tyto elektronové hustoty podstatně převyšují hodnoty pozorované v bílých erupcích Slunce. Kromě toho k výskytu gigantických erupcí přispívají také daleko silnější magnetická pole těchto hvězd a jejich silná skvrnitost. Přestože u opticky tenkých smyček je bílá erupce energeticky méně významná než u erupcí zářících jako černé těleso, může přesto významně přispět k celkové energetické bilanci gigantické erupce, protože tyto smyčky mohou současně pokrýt velkou část povrchu hvězdy.

M. Katsova aj. se pokusili odhadnout, zda zmíněné gigantické erupce se mohou vyskytnout i na Slunci. K tomu cíli zkoumali maxima v zastoupení radionuklidů v posledních 11 tisíciletích a nenašli žádný důkaz o jejich vybočení z běžného režimu slunečních erupcí. Magnetické dynamo ve hvězdách může mít v principu dvě struktury magnetického pole. Sluneční dynamo dává vznik magnetickému vlnění, které nevede k extrémním erupcím. Naproti tomu druhá struktura poskytuje příležitost k vybuzení gigantických erupcí, protože dynamo nespotřebuje magnetickou energii pro inverzi polarity pole, ale právě pro překotný nárůst indukce magnetického pole končící gigantickou erupcí. Modelování tohoto mechanismu dokáže podle autorů objasnit výskyt gigantických erupcí alespoň pro chladné červené trpaslíky včetně těsných trpasličích dvojhvězd, podobrů, hvězd s velmi nízkou hmotností a mladých rychle rotujících trpaslíků.

NASA vypustila 12. 8. 2018 pomocí rakety Delta IV Heavy Parkerovu sluneční sondu (cena 1,5 mld. $; startovní hmotnost 685 kg; hmotnost přístrojů 50 kg; příkon solárních panelů až 343 W), která již 28. 9. proletěla kolem Venuše a 1. 11. 2018 a poprvé přísluním ve vzdálenosti 24 mil. km od Slunce rychlostí 95 km/s, což jsou nové rekordy pro kosmické sondy. Protáhlá dráha sondy má délku poloosy eliptické dráhy 0,39 au a v odsluní 0,73 au prolétá v blízkosti Venuše v oběžné periodě 88 dnů. Sonda má během šesti let proletět celkem 24× čím dál tím blíže ke Slunci. Využije přitom gravitačních manévrů u Venuše, kde budou odsluní její protáhlé dráhy. Už první průlet koncem r. 2018 přinesl nové poznatky odvážné sondy, jež je v přísluní vystavena až 475násobku energie, které Slunce dodává na povrch Země. Aparatura sondy je však chráněna zesíleným uhlíkovým štítem, který odolá teplotě až 1 370 °C. Při posledním plánovaném průletu se přiblíží v přísluní na 6 mil. km ke slunečnímu povrchu a proletí jím rychlostí 200 km/s.

C. Bailer-Jones využil astrometrie DR1 družice Gaia (ESA) a různých katalogů radiálních rychlostí pro 320 tis. hvězd ve slunečním okolí k integraci jejích budoucích drah s cílem najít hvězdy, které se v budoucnosti přiblíží ke Slunci na vzdálenost <2 pc. Autor ukázal, že těchto blízkých setkání se Sluncem bude méně, než kolik plynulo z předešlého odhadu založeného na astrometrii z družice HIPPARCOS. Stále však vychází i z těchto přesnějších dat, že oranžový trpaslík sp. třídy K Gliese 710 se za 1,3 mil. let přiblíží ke Slunci na vzdálenost (16 tis. ±6 tis.) au. To znamená, že hvězda způsobí významné gravitační poruchy v Oortově oblaku komet. Blízká přiblížení do vzdálenosti <5 pc se v čase ±5 mil. let v průměru odehrávají jednou za (545 ±59) mil. let, což pro vzdálenost <2 pc dává odhad (87 ±9)/mil. let.

J. Huber aj. zjistili, že poměrně jasná hvězda GSC 00154-01819, jež se promítá ve směru otevřené hvězdokupy NGC 2244 Rosetta (vzdálenost 1,6 kpc), do hvězdokupy nepatří, ale náhodně se do ní promítá. Spektrum pořízené na 3,9m AAT (Coonabarabran N. S.W.; Austrálie) ešeletovým spektrografem totiž ukázalo, že jde o hvězdu sp. třídy G2 ve vzdálenosti 219 pc od Slunce starou jen 180 mil. let. Jde tedy jasně o analog Slunce, který je poměrně blízko, takže bude sloužit jako kalibr, jak asi Slunce vypadalo, když bylo ještě batole.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

Nebývalou pozornost v r. 2018 budil bohatý systém exoplanet kolem červeného trpaslíka TRAPPIST-1 objeveného v říjnu 2013(Aqr; 19 mag; M8 V; 2,5 kK; 0,09 Mʘ; 0,12 Rʘ; zářivý výkon 5,2×10-4Lʘ!; vzdálenost 12 pc; stáří 7,6 Gr). Postupně od května 2016 se začaly kolem hvězdy objevovat exoplanety natěsnané do vzdálenosti jen 9 mil. km od hvězdy a obíhající téměř přesně v rovníkové rovině hvězdy. Exoplanety b ‒ h mají vesměs téměř kruhové dráhy, oběžné doby 1,5÷18,8 dne; hmotnosti 0,30÷1.16 MZ, poloměry 0,77÷1,16 RZ a střední hustoty 0,6÷1,0 hustoty Země. Exoplaneta d se může nacházet v ekosféře, protože na jejím povrchu dosahuje průměrná teplota hodnoty 282 K. E. Dimitrenko a S. Savanov sledovali změny jasnosti hvězdy v projektu K2 během 79 dnů a více než 105 tis. měření. Rozbor výkonového spektra fotometrie vedl k základní periodě 3,3 d. Není však jasné, zda jde o rotační periodu hvězdy, protože autoři našli ještě dvě další méně významné kratší periody 2,91 a 2,87 d. Zhruba 5 % povrchu červeného trpaslíka je pokryto tmavými skvrnami.

P. Kopparla aj. se zabývali možnostmi, že některé z exoplanet soustavy TRAPPIST-1, které mají kamenné jádro, plášť a atmosféru, mohou mít povrchové oceány, což by se dalo odhalit pomocí polarizačních měření. Sestavili pro simulace 4 modely: 1. zcela suchá planeta; 2. planeta s oblačnou atmosférou; 3. planeta s regionálními oceány; 4. planeta s globálními oceány. Simulace ukazují, že nejvyšší hodnoty polarizace signálu se vyskytují v případě opticky tenké atmosféry nad globálním oceánem. Ostatní případy představují silnou výzvu, protože je nutné zpozorovat odlesk při přímém odrazu, což snad budoucí aparatury ve spojení s polarimetrem prokáží. M. Turbet aj. se zabývali otázkami různorodosti klimatu na planetách tohoto systému a dokázali, že na některých planetách mohou v jejich atmosférách trvale přežívat molekuly N2, CO a O2, ale naproti tomu skleníkové plyny CO2, CH4 a NH3 nejspíš dlouho nevydrží. Nejvíce nadějí na pobyt v ekosféře má podle autorů planeta e. Optimističtější byl tým A. Barrové, jenž započítal silný slapový ohřev zvyšující teplotu na povrchu, takže v tom případě mohla do ekosféry zařadit i planetu d. S. Grimm aj. uvedli, že zatímco rozměry exoplanet v soustavě známe s přesností ±5 %, jejich hustoty mají velké chyby mezi 28÷95 %. Tuto nejistotu však zmenšili 8×, když začali zpřesňovat údaje o hmotnostech exoplanet pomocí jemného kolísání jejich oběžných dob, které je na hmotnosti okolních exoplanet dostatečně citlivé. Tak se jim podařilo dokázat, že exoplanety ca emají velká kamenná jádra, kdežto exoplanety b, d, f, g, h mají výrazně zastoupeny těkavé látky v atmosféře, oceánech, popřípadě v ledu. Zastoupení vody však nepřesahuje 5 %. V. Van Grootelová aj. zpřesnili vzdálenost soustavy pomocí 188 měření paralaxy v letech 2013 ‒ 2016 dvěma různými teleskopy s relativní chybou jen ±9 ‰. V. Makarov aj. studovali dráhový vývoj exoplanet s ohledem na dynamiku slapových sil. Planety b, d, e vykazovaly zprvu rezonance rotace vůči oběžným periodám 3:2, ale postupně přešly do současných rezonancí 1:1 (vázaná rotace). Slapy zabránily dalšímu ohřívání planet tím, že se pláště planet částečně natavily. Přitom větší roli hrají slapové síly mezi planetami spíše než slapy od mateřské hvězdy. Výsledkem je téměř dokonalá cirkularizace oběžných drah. Také J. Papaloizou aj. studovali dynamiku dráhového vývoje soustavy a jejího směřování k cirkularizaci planetárních drah. Podobně jako skupina V. Makarova objevili Laplaceovy rezonance 3:2 a 1:1 v problému tří těles mezi planetami c, d, e. Vnitřní planety působí na vnější planety svými silnějšími slapy, což urychluje cirkularizaci vnějších drah. Navíc toto působení zabraňuje migraci planet směrem dovnitř, takže dlouhodobá stabilita systém je zaručena. Papoloizův tým soudí, že planety d, e, f se mohly ocitnout v ekosféře červeného trpaslíka.A. Lincowski aj. uvedli, že atmosféry planet červených trpaslíků trpí silnými ztrátami hmoty atmosfér, takže simulace naznačují, že jsou poměrně brzy pro život nevhodné. Výjimku představuje planeta e, jež jediná má naději, že udrží mírné teploty výronem plynů z pláště včetně CO2. Podobně má jistou naději planeta h, jež díky fotochemickým procesům a vzniku aerosolů může mít v atmosféře kyslík, ozon, CO, SO2, H2O a CH4. Naproti tomu v atmosféře planety b aerosoly vznikat nemohou. I. Delrez aj. sledovali pomocí SST (Spitzerova infračerveného kosmického teleskopu) celkem 60 transitů planet během února a března 2017 kamerou IRAC (InfraRed Array Camera) v spektrálním pásmu 4,5 μm. K tomu přidali údaje z dřívějších pozorování tranzitů pomocí SST a z dalších zdrojů dat. Docílili tak přesnosti v určování jasností 0,1 % během 2 min měření. Nenašli však žádný periodický signál svědčící o rotaci červeného trpaslíka, takže jde určitě o pomalou rotaci, která souvisí s jeho poměrně vysokým stářím. Zhanbo Zhang aj. pořídili pomocí kamery WFC3 (HST) v blízkém infračerveném oboru dva soubory transmisních spekter pro potenciální atmosféry exoplanet b ‒ f. Nenašli žádné absorpce, ale na vlnové délce 1,4 μm pozorovali silný pokles, což je ovšem zaviněno světelným vlivem mateřské hvězdy během transitu exoplanety, který převálcuje slabý transmisní signál atmosféry planety. E. Ducrot aj. se pokusili pozorovat transmisní spektra během 169 transitů v pásmu 0,8÷4,5 µm pomocí kamery IRAC (SST) a projektu K2, ale zapojili též pozemní přístroje SPECULOOS a Liverpoolský 2m teleskop. Pozorovali slabé struktury (200÷300 ppm) ve spektrech planet b, d, f, ale u zbývajících čtyř exoplanet bylo spektrum zcela ploché. Z toho vycházejí dvě domněnky: buď je fotosféra červeného trpaslíka poznamenána rozsáhlými chladnými skvrnami v okolí pólů, anebo je pokryta jen několika malými fakulemi s teplotou až 4 kK. Ovlivnění transmisních spekter atmosfér exoplanet je v obou případech překryto signálem červeného trpaslíka. S. Moranová aj. uvedla, že transmisní spektra planet získaná HST ukazují, že vnitřních pět exoplanet soustavy nemá čisté vodíkové atmosféry. Autoři hledali meze pro tlakové poměry v atmosférách a případný výskyt oblaků nebo atmosférického oparu. Pro interpretaci spekter HST se ukázalo, že v atmosférách planet d, e, f je nutné zahrnout atmosférický opar vodíkové atmosféry v rozsahu účinných průřezů 10-26÷10-19/cm2. K tomu, aby se dala rozlišit bezoblačná a oblačná atmosféra u exoplanet e, fje zapotřebí citlivost aparatury 20 ppm. Pro atmosféry planet d, e, f vychází, že tam vznikla sekundární atmosféra bohatá na těkavé látky.

X. Bonfils aj. využili vysoce přesného spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) na observatoři La Silla (2,4 km n. m.; 29,25° j. š.; Chile; ESO), fotometru ASAS (All Sky Automated Survey) na observatoři Las Campanas (Atacama, Chile; 2,4 km n. m.; 29,0° j. š.; Varšavská univerzita) a údajů z projektu družic Kepler K2 (kampaň C01) k podrobnému studiu exoplanety Ross 128 b. Mateřskou hvězdou planety je červený trpaslík (alias Proxima Virginis; 11 mag; sp. M4 V; 3,2 kK; 0,2 Rʘ; 0,17 Mʘ; 0,004 Lʘ; stáří 9,4 Gr) vzdálená od Slunce jen 3,4 pc (15. nejbližší hvězda ke Slunci), čili po Proximě Centauri b jde o druhou nejbližší exoplanetu, kterou známe. Exoplaneta b obíhá hvězdu v periodě 9,9 d a má hmotnost >1,35 MZ. Ozáření povrchu planety b dosahuje 138 % ozáření Země Sluncem. To znamená, že rovnovážná teplota povrchu planety se pohybuje v rozmezí 213÷269 K. Jelikož mateřská hvězda rotuje podle pozorování K2 pomalu a má malou magnetickou aktivitu, je pravděpodobné, že si exoplaneta mohla snadno udržet atmosféru. Stává se tak vhodným terčem pro budoucí obří dalekohled ELT, jenž by mohl rozhodnout, zda se nachází v ekosféře.

O. Barragán aj. objevili exoplanetu K2-141b  (kampaň 12), která obíhá kolem své mateřské hvězdy – oranžového trpaslíka sp. třídy K7 V (Psc, 11,5 mag; 4,4 kK; 0,66 M ʘ; 0,67 Rʘ; rotační per. 14 d; d = 59 pc; stáří 740 Mr) v rekordně krátké periodě 6,7 h. Planeta má hmotnost 5,3 MZ; poloměr 1,5 RZ; střední hustotu 8,0×voda; rovnovážnou teplotu 2,0 kK a přechod přes kotouček hvězdy jí trvá 56,5 min. Evidentně jde o kamenoželeznou planetu, kde podíl hmotnosti železné složky nepřesahuje 70 %. Jak uvedli J. Christiansenová aj., zásluhou účastníků projektu Zoouniverse se podařilo dobrovolným spolupracovníkům objevit v téže kampani 12 u hvězdy K2-138 pět exoplanet vesměs menších než Neptun (1,6÷3,3 RZ) s oběžnými periodami 2,35÷12,76 d, tj. v řetězové rezonanci 3:2. Je slušná naděje, že SST nebo družice CHEOPS poskytnou údaje o hmotnostech celé pětice. Jde o první úspěch této větve iniciativy Zoouniverse.

Ještě v r. 2018 byl však tento rekord překonán díky A. M. Smithovi aj., kteří objevili,že kolem červeného trpaslíka K2-137 z kampaně 10 (sp. M3) obíhá planeta, jejíž parametry se podařilo určit díky archivním záznamům radiálních rychlostí, snímkům adaptivní optikou atd. Exoplaneta K2-137 bs poloměrem 0,9 RZ obíhá kolem hvězdy s hmotností 0,46 Mʘ a poloměrem 0,44 Rʘ v periodě 4,3 h. V tomto případě však nevíme, jakou má tato exoplaneta hmotnost.

M. Hooton pozorovali širokoúhlou kamerou teleskopu I. Newtona na La Palma hvězdu HD 195689 alias Kelt-9 (Cyg; 7,6 mag;sp. A0; 10,2 kK; 206 pc), kolem níž obíhá planeta b v periodě 1,5 dne. Je to vůbec první potvrzená exoplaneta u hvězdy raného typu. Má hmotnost 2,8 MJ, poloměr 1,8 RJ a obíhá mateřskou hvězdu ve vzdálenosti 5 mil. km. V této vzdálenosti by mohla mít v poledne povrchovou teplotu až 5,0 kK, ale skutečná teplota bude jistě nižší díky opacitě vodíku. Podle D. Kitzmana aj. nejsou díky silné složce záření UV v atmosféře planety mračna. Dominantní molekulou v tamější atmosféře je zcela určitě CO s příměsí O I, Fe I a Mg I, jejichž relativní koncentrace je řádu 10-4.

V. Bourrier aj. objevili u blízkého (9,7 pc) pomalu rotujícího (44 d) červeného trpaslíka GJ 436b (11 mag; sp. M2.5; 3,3 kK; 0,4 Rʘ; 0,4 Mʘ; 0,025 Lʘ) exoplanetu, která obíhá v periodě 2,6 d po protáhlé eliptické dráze (e = 0,16) s poloosou 4,2 mil. km a téměř kolmo (i = 80°) k jeho rovníku. V r. 2007 a dvakrát v r. 2016 sledovali pomocí spektrografu HARPS a zlepšeného HARPS-N přechod exoplanety přes disk hvězdy v trvání 5,0÷6,7 min a spektra pořizovali po dobu 3÷8 h v okolí zákrytu. Odtud odvodili také její hmotnost 25 MZ, poloměr a střední hustotu, což odpovídá našemu Neptunu. Kolem planety se pozoruje rozsáhlá plynná exosféra.Stáří trpaslíka o poloměru 0,45 Rʘ, hmotnosti 0,46 Mʘ a efektivní teplotě 3,5 kK odhadli autoři na 4÷8 mld. let.Za tak dlouhou dobu by měla být dráha planety tak blízké k mateřské hvězdě už dávno kruhová vlivem slapových sil. Autoři proto vysvětlují tuto bizarní architekuru oběžné dráhy přítomností dosud neobjevené další planety v této soustavě, takže dráha planety b podléhá Lidovovu-Kozaiovu mechanismu.

I. Ribas s týmem ohlásili objev exoplanety u Barnardovy hvězdy (Oph; 9,5 mag; M4.0 V; 3,1 kK; 0,14 Mʘ; 0,20 Rʘ; 0,0035 Lʘ; rotace 130 d; d = 1,8 pc; stáří 10 Gr). Pamětníci vědí, že objev dokonce dvou planet u této blízké hvězdy ohlásil na počátku 60. let minulého století holandsko-americký astronom P. van de Kamp (1901-1995), jenž se domníval, že rychlý vlastní pohyb hvězdy vykazoval periodické vlnky vyvolané gravitačními poruchami dvou exoplanet. V r. 1973 však G. Gatewood a H. Eichhorn ukázali, že uvedené vlnky vznikaly změnou délky ohniska refraktoru během ročních dob a týkaly se i všech ostatních hvězd, které van de Kamp fotografoval. Barnardova hvězda má, jak známo, nejvyšší vlastní pohyb mezi všemi hvězdami (10,8˝/r) a je navíc nejbližší osamělou hvězdou vůči Slunci. V listopadu 2018 autoři publikovali přesvědčivou práci, založenou zejména na měření variací radiálních rychlostí hvězdy, ale též na astrometrii a přímém zobrazování polohy hvězdy. Tak objevili zřetelnou periodu 233 d, kterou vyvolává exoplaneta o minimální hmotnosti 3,2 MZ, jež obíhá v úhlové vzdálenosti 0,22˝ od hvězdy. Lineární vzdálenost od hvězdy činí 0,4 au a je právě hranicí sněžné čáry pro Barnardovu hvězdu. Autoři využili k měření přesných radiálních rychlostí hvězdy dvoukanálového spektrometru CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs) a dále spektrografů HARPS a HARPS-N na observatoři La Silla ESO v Chile. Během dvacetileté řady měření radiálních rychlostí se střední chyba pohybovala od 1,8 m/s až do 0,9 m/s.

Hui-Gen-Liu s týmem sledovali jasnost exoplanety Proxima Centauri b v r. 2014 po dobu 12,5 d a v r. 2015 dokonce po dobu 31 d na čínské stanici Zhongshan v Antarktidě s cílem objevit její transity přes kotouč hvězdy. K transitu skutečně došlo 8. 9. 2016 a tak plánují v budoucnu planetu sledovat soustavně na antarktické stanici Dóm A, kde bude Proxima viditelná spojitě během dlouhé polární noci. Před nimi se pokoušeli získat pozorování transitů D. Kipping aj., kteří k tomu v letech 2014 a 2015 využili kanadské družice MOST (Microwave and Oscillations of Stars). Autoři sice našli jeden pokles jasnosti, který je nejspíš důkazem tranzitu, ale v době opožděné proti původním Kippingovým měřením o 138 min, takže neodpovídal oběžné periodě exoplanety b. Jednoznačné potvrzení je obtížné vinou častých silných erupcí mateřské hvězdy. Nesouhlas epoch by se ovšem dal vysvětlit přítomností další a vzdálenější exoplanety vně polohy planety b.

Do výzkumu exoplanet vstoupila také mikrovlnná observatoř ALMA díky studiím dvou kolektivů autorů.Oba týmy využili archivu observatoře ALMA k podrobné prohlídce struktury protoplanetárního disku v okolí hvězdy HD 163296 (vzdálenost 100 pc; sp. A1Ve; 9,3 kK; 1,9 Mʘ; 25 Lʘ; stáří 4,4 mil. r.). V r. 2000 snímal okolí hvězdy HST a C. Grady aj. tehdy ukázali, že hvězdu obklopuje zárodečný disk pozorovatelný až do vzdálenosti 375 au od ní. V disku se však vyskytuje mezera ve vzdálenosti 270 au od hvězdy, což vysvětlovali vznikem obří exoplanety v této vzdálenosti od hvězdy. V r. 2013 se podařilo ve světle CO protáhnout spojité spektrum disku až do vzdálenosti 415 au. C. Pinte aj. dospěli pomocí modelování Keplerova proudění zobrazeného v pásmu vlnových délek 0,87 mm a 15 % poruchy ve vzdálenosti 260 au od hvězdy k závěru, že v této vzdálenosti se nalézá protoplaneta o hmotnosti 2 MJ. R. Teague aj. modelovali podobně proudění plynu ve vnitřních partiích protoplanetárního disku. Dvě poruchy ve vzdálenostech 100 au a 165 au dokázali vysvětlit výskytem dvou planet o hmotnostech po řadě 1,0 a 1,3 MJ. Tím se otvírá nová cesta k objevování zárodků planetárních soustav u mladých hvězd.

Další podporu pro studium atmosfér exoplanet objevili J. Spake aj., kteří pořídili kvalitní blízké infračervené transmisní spektrum v atmosférickém chvostu obří exoplanety WASP-107b (a = 8,2 mil. km; oběžná per 5,7 d; 0,12 MJ; 0,9 RJ; teplota atmosféry 500 °C) u hvězdy WASP-107 (Vir; 11,6 mag; K6; 4,4 kK; 1,7 Mʘ; 1,7 Rʘ; vzdálenost 65 pc). V pásmu 1,083 µm našli absorpci o šířce 10 nm, která přísluší vzbuzenému metastabilním stavu hélia – druhému nejčetnějšímu chemickému prvku hned po vodíku. Vodíkový chvost ukazuje, že planeta ztrácí vodík tempem až 3×108 kg/s; tj. až 4 % hmotnosti atmosféry za miliardu let. Planety typu Neptun mají hélia dostatek a v průběhu času jim nejrychleji ubývá nejlehčí prvek vodík, takže relativní koncentrace hélia se tím zvyšuje.

C. Mack aj. získali spektrum oranžového trpaslíka Kepler-444 (Lyr; 8,9 mag; sp. K0 V; 0,8 Mʘ; 0,75 Rʘ; 5,0 kK; stáří 11 Gr), kolem něhož obíhá 5 exoplanet ve vzdálenostech 0,04÷0,08 au s oběžnými dobami 3,6÷9,7 d, poloměry 0,4÷0,7 RZ a výstřednostmi drah 0,1÷0,3. Jejich hmotnosti se pohybují kolem 3% MZ. Využili k tomu vysokodisperzního ešeletového spektrografu PEPSI na teleskopu LBT v Arizoně. Spektrograf pokrývá spektrální obor 423÷912 nm. Autoři publikovali údaje o výskytu 18 chemických prvků ve fotosféře hvězdy, a odtud odvodili stáří hvězdy10 Gr, což v mezích chyb souhlasí s asterometrickým stářím (11 Gr). Z analýzy také vyplynulo, že železná jádra zmíněných exoplanet představují kolem 24 % jejich hmotnosti.

A. Mann aj. nalezli tři planety kolem hvězdy EPIC 247589423 (11 mag) v otevřené hvězdokupě Hyády (vzdálenost 43 pc) díky projektu K2. Nejmenší z nich má poloměr jako Země a další dvě patří mezi minineptuny (2,9 RZ) a superzemě (1,45 RZ). Spektroskopie zajisté pomůže díky tak jasné mateřské hvězdě získat křivky radiálních rychlostí nutné pro další zpřesnění parametrů exoplanet, což se zpětně odrazí na zdokonalení našich znalostí o vzniku a vývoji celé hvězdokupy. Další tři exoplanety u téže hvězdy objevili J. Livingston aj. Mají poloměry 1,0; 3,1 a 1,6 RZ a obíhají kolem hvězdy v periodách po řadě 8,0; 17,3 a 25,6 d. Současně D. Ciardi aj objevili u dvojhvězdy K2-136 (primár K5 V a sekundár M7/M8 V; projekce vzdálenosti 40 au) exoplanetu o rozměru Neptunu (3,0 RZ), která obíhá kolem primární složky zmíněné dvojhvězdy v periodě 17 d a trvání tranzitů 3 h. Navíc je primární složka dvojhvězdy velmi jasná (V = 11 mag; J = 9 mag). Jelikož Hyády jsou vůbec nejbližší otevřenou hvězdokupou a známe jejich stáří (625÷750 Mr), projeví se tyto objevy velmi významně na rozvoji našich znalostí o vzniku a raném vývoji planetárních soustav.

D. Gandolfi aj. potvrdili existenci první planety objevené družicí TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), která odstartovala ze Země v dubnu 2018 na protáhlou eliptickou dráhu. Jejím hlavním úkolem během dvou let  provozu je identifikovat exoplanety u blízkých hvězd, které by následně byly studovány velkými dalekohledy s cílem najít planety v ekosférách mateřských hvězd. Jde o exoplanetu c, jež obíhá kolem jasné hvězdy π Mensae (= HD 39091; 5,6 mag; G0 V; 6,0 kK; 1,5 Lʘ; 1,15 Rʘ; 1,1 Mʘ; 18 pc; 3,4 Gr). Autoři uvedli následující parametry průvodce c (a = 10 mil. km; oběžná doba 6,3 d; kruhová dráha; 2,0 RZ; 5 MZ). Už dříve byla u této hvězdy objevena exoplaneta b, o hmotnosti 10 MJ, poloose dráhy 3,1 au s výstředností 0,64 a oběžné době 5,7 r.

A. Greenbaumová s velkým týmem studovali u hvězdy HR 8799 (Peg; 6,0 mag; sp. A-F; 7,4 kK; 1,5 Mʘ; 1,3 Rʘ; 4,9 Lʘ; 39 pc; 30 Mr) spektra exoplanet c, d, e v infračerveném pásmu 1,5÷2,4 μm pomocí koronografu GPI (Gemini Planet Imager) u 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón; Chile; 2,7 km n. m.; 30° j. š.). Zmíněná spektra lze klasifikovat jako střední a pozdní spektra L; tj. jsou to spíš hnědí trpaslíci než exoplanety. J. Wang aj. pomocí téže aparatury ukázali, že dráhy všech čtyř velmi hmotných objektů jsou jednak koplanární vůči hvězdě, ale také velmi stabilní. Hmotnost exoplanety b činí téměř 6 MJ a tři další planety mají stejné hmotnosti 7,2 MJ. Ji Wang aj. objevili pomocí spektrografu NIRSPEC Keckova 10m a adaptivní optiky v atmosféře planety c molekuly H2O a CH4. Všechny čtyři planety jsou přímo zobrazeny, takže je možné sledovat jejich oběžný pohyb kolem mateřské hvězdy.

Koncem r. 2014 dostali astronomové pracující na observatoři Paranal ESO skvělý dárek v podobě kamery SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch), jež byla počátkem toho roku dopravena na Paranal a instalována v Nasmythově ohnisku u 8,2 m teleskopu UT3 (Melipal). Jde o kombinaci kamery, spektrografu s nízkým rozlišením, polarimetru a koronografu ve spojení s pokročilým systémem adaptivní optiky s cílem pozorovat jasné exoplanety ve viditelné a blízké infračervené části spektra. Od r. 2015 využíval SPHERE tým M. Kepplerové k přehlídkám stovek mladých hvězd, kolem nichž se mohly tvořit exoplanety. Nejnadějnějším objektem se stala již během r. 2016 trpasličí hvězda PDS 70 (= V1032 Cen) stará jen 5 mil. let, vzdálená od nás 113 pc a dosud obklopená zárodečným planetárním prachoplynovým diskem. V disku totiž existovala mezera, což je obecně příznakem, že se tam už materiál soustředil do zárodku planety. V oné mezeře autoři zpozorovali jasný objekt, který se kolem hvězdy pohyboval po oběžné dráze s periodou 120 let. Objekt byl viditelný v celém širokém spektrálním pásu optického a blízkého infračerveného záření. V létě r. 2018 publikovali M. Kepplerová aj. práci, v níž použili jak nová pozorování kamerou SPHERE, tak doplňující archivní údaje aparatury NaCO VLT a NICI Gemini-S. Jasný bod má lineární rozměry 22 au, takže je zřejmé, že exoplaneta se tam teprve nyní tvoří. Mezera v protoplanetárním disku je široká 54 au. Mateřská hvězda PDS 70 má parametry: (Cen; V = 12 mag; K7 V; 4,0 kK; 0,35 Lʘ; 0,8 Mʘ; 1,3 Rʘ; stáří 5,4 Mr). Ve druhé práci téhož týmu s hlavním autorem A. Müllerem aj. jsou po šestiletém výzkumu charakterizovány dráhové a atmosférické parametry rodící se planety. Planeta obíhá kolem PDS 70 po kruhové dráze v rovině protoplanetárního disku ve vzdálenosti 21,5 au od hvězdy. Teplota povrchu planety se pohybuje v rozmezí 1,0÷1,7 kK a její poloměr lze odhadnout v mezích 1,4÷3,7 RJ. Planeta b je obklopena vlastním diskem, jenž přispívá k jejímu pozvolnému růstu.

D. Fedele aj. se zabývali vlastnostmi protoplanetárního disku AS 209 kolem hvězdy typu T Tau (Oph; 0,9 Mʘ; K5; 1,5 Lʘ; 126 pc) díky zobrazování prstencové morfologie protoplanetárního disku získané mikrovlnnou aparaturou ALMA na vlnové délce 1,3 mm (231 GHz). Disk sestává z centrálního jádra a dvou nápadných prstenců o poloměrech 75 au a 130 au a oddělených mezer ve vzdálenostech 62 au a 103 au. Vnitřní mezera je vyplněna prachovými zrnky o rozměru ~1 mm. Vnější prachová mezera poukazuje na pravděpodobný vznik planety o hmotnosti 0,7 Msaturn. Poměr oběžných dob v mezerách je blízký rezonanci 2:1, takže není vyloučeno, že v mezeře 62 au se nachází planeta o hmotnosti <0,1 MJ. Stáří celé soustavy se pohybuje v rozmezí 0,5÷1,0 Mr, což svědčí o velmi rychlém vzniku obřích planet během pouhých ~300 tis. let.

C. Lazzoni s velkým týmem se pokusili vysvětlit, proč se v protoplanetárních discích kolem trpasličích hvězd tak často vyskytují konfigurace s dvěma mezerami, jak vyplývá z pozorování disků aparaturou SPHERE VLT (ESO). Simulovali tak různé konfigurace počtu vznikajících planet s rozdílnými poměry hmotností mateřské hvězdy a planet(y), délkou velké poloosy a výstředností dráhy planet(y). Dospěli k závěru, že nejčastěji se taková konfigurace se dvěma mezerami vyskytuje v případě tří planet na kruhových dráhách. Planety však nevidíme, protože mají příliš malou hmotnost. Alternativně na to stačí dvě planety na protáhlých dráhách s mírnou výstředností, které rovněž dosavadní přístroje nedokáží objevit.

T. Berger aj. revidovali poloměry mateřských hvězd i exoplanet objevených nebo kandidátů na objevení v původním programu družice Kepler (177 911 hvězd v souhvězdích Labutě, Lyry a Draka). Využili k tomu katalogu DR2 astrometrické družice Gaia, který obsahuje velmi přesné vzdálenosti všech hvězd z programu družice. Tím se zlepšily přesnosti poloměrů hvězd i planet 4÷5× na medián 8 %. Díky tomu se změnily i počty hvězd různých kategorií: 67 % hvězd v souboru dat družice Kepler tvoří hvězdy hlavní posloupnosti, 21 % jsou podobři, 12 % červení obři. Celkem 30 planet o poloměru <2 RZ se nachází v ekosférách definovaných ozářením jejich povrchů v intervalu 0,25÷1,5× ozáření Země Sluncem.

Jak A. Mayo s týmem uvedli, v prvních 11 kampaních družice Kepler v programu K2 se podařilo objevit 149 exoplanet kolem hvězd jasnějších než 13 mag a navíc 275 kandidátů. Téměř polovina z kandidátů je už ověřena a další se asi podaří přidat díky družici TESS, jež byla vypuštěna v dubnu r. 2018 na velmi zajímavou eliptickou dráhu s odzemím u Měsíce. Vědecký provoz družice probíhá od konce července 2018.

Li Zeng aj. využili týchž dat z družice Gaia k distribuci poloměrů exoplanet v programu Kepler. Našli tak dvě kritické hodnoty pro roztřídění exoplanet, a to 4 RZ a 10 RZ. Rozhraní 4 RZ odděluje malé planety od velkých. Planety v rozmezí poloměrů 2÷4 RZ představují zajímavou podskupinu „vodních“ planet. Pro hvězdy spektrálních tříd FGK je další hranicí poloměr 2 RZ, kdy planety s menším poloměrem jsou chudé na vodu. Hranice 4 RZ odděluje planety s nízkým podílem plynů od větších planet, kde je podíl plynné složky vysoký. Nad hranicí 4 RZ se pozoruje deficit planet s poloměrem kolem 40 mil. km (Saturn má poloměr 58 mil. km). Autoři navrhli následující klasifikaci: kamenné planety (<2 RZ); vodní planety (2÷4 RZ); přechodné planety (4÷10 RZ); plynní obři (>10 RZ).

B. Billerová aj. zkoumali pomocí kamer WFC3 HST a IRAC SST mladou (20 Mr) osamělou planetu PSO J318.5-22. Kombinace pozorování oběma kamerami dovolila určit rotační periodu planety (8,6 ±0,1) h. Planeta se vyznačuje mimořádně velkou amplitudou změn jasnosti během rotační periody, přičemž osa rotace je skloněna k zornému paprsku pod úhlem 56°. Mezi poledníky 200°÷210° dochází k největším kolísáním jasnosti ve středním infračerveném pásmu spektra. Příčinou kolísání jsou nejspíš opticky tlustá mračna, nad nimiž se nacházejí pásma oparu.

2.2. Hnědí trpaslíci

Astronomové až dosud předpokládali, že spodní hranice pro hmotnosti hnědých trpaslíků se nachází na úrovni 13 MJ, ale K. Schlaufman dospěl k závěru, že by se tato hranice měla snížit, protože obří planety se ve skutečnosti liší od hnědých trpaslíků odlišným scénářem svého vzniku. Z mnoha pozorování různě hmotných objektů spadajících do těchto kategorií autor ukázal, že obří planety vznikají podle scénáře „zdola nahoru“, tj. akrecí materiálu na kamenné jádro, tak hnědí trpaslíci se tvoří opačným procesem „shora dolů“ pomocí gravitačních nestabilit, kdy hmotný zárodečný útvar se rozpadá na více zárodků dle scénáře „shora dolů“. Toto kritérium je geneticky přesnější než pouhá hmotnost zárodku těchto typů těles a autor ukázal, že způsob vzniku planet a hnědých trpaslíků se láme pro hmotnosti kolem 10 MJ, ale může v některých případech speciálního chemického složení zárodečného materiálu klesnout až k hmotnosti 4 MJ. Horní mez pro hnědé trpaslíky zůstává na hodnotě 80 MJ = 0,08 Mʘ. Nad touto mezí dochází ke vzniku a dlouhodobé fázi termonukleární reakce v nitru tělesa, jež se při teplotě nitra ~12 MK stává hvězdou, protože při této teplotě se vodík v jádře tělesa začne přeměňovat na hélium.

K. Mužićová aj. snímkovali centrální část (ø 0,5 pc) mladé velmi hmotné hvězdokupy RCW 38(Vel, stáří 1 Mr, d = 1,7 kpc) pomocí zobrazovače a spektrografu NAOS-CONICA (Nasmyth Adaptive Optics System-Coudé Optical and Near Infrared Camera) instalovaného u teleskopu UT 1 (Antu = Slunce) VLT (ESO, Paranal). Hvězdokupa je dvakrát hustší než proslulá kolébka hvězd M42 v Orionu a vyznačuje se vysokým podílem velmi hmotných hvězd. Proto se dobře hodí pro vykreslení počáteční funkce hmotností objektů i do substelární oblasti až k hnědým trpaslíkům. Autoři identifikovali 476 objektů v hvězdokupě a určili jejich hmotnosti. Díky adaptivní optice se podařilo protáhnout funkci až do minimální hmotnosti 0,02 Mʘ, což jsou právě hnědí trpaslíci, jejichž maximální hmotnost činí 0,08 Mʘ. Autoři uvedli, že 1/3 počtu objektů v této hvězdokupě spadá do této kategorie. Stejný podíl hnědých trpaslíků mají také mladé hvězdokupy, které různí autoři zkoumali v předchozích letech, takže jde o univerzální pravidlo. V naší Galaxii se nachází minimálně 30 mld. hnědých trpaslíků, ale to je spodní mez. Autoři zmíněné práce se přiklánějí k závěru, že jejich podíl je nejméně třikrát vyšší pro hnědé trpaslíky s hmotnostmi >0,03 Mʘ. Podle předešlé citované práce K. Schlaufmana však mezi hnědé trpaslíky patří i objekty o minimální hmotnosti 0,01 Mʘ. Je tedy velmi pravděpodobné, že hnědých trpaslíků v Galaxii je tolik jako hvězd. Autoři odhadli, že na každou hvězdu slunečního typu připadá alespoň 200 hnědých trpaslíků!

D. Mesa s týmem pozorovali v infračerveném světle substelární objekt b (a = 20 au; Per 80 r) u hvězdy HR 2562 (Pic; 6 mag; F5 V, 6,7 kK; 1,3Mʘ; 1,2 Rʘ; d = 34 pc) pomocí aparatury SPHERE VLT (ESO) a zjistili, že jde o hnědého trpaslíka s hmotností 32 MJ, poloměrem 1,1 RJ, efektivní teplotou povrchu 1,1 kK a tíhovým zrychlením na povrchu 2× vyšším, než je na povrchu Slunce.

R. Paudel aj. pozorovali dvě gigantické erupce velmi mladého hnědého trpaslíka CFHT-BD-Tau 4 (V = 22 mag; G = 18 mag; sp. M7; 2,9 kK; 0,03 Lʘ; 0,06 Mʘ; 0,65 Rʘ; d = 147 pc; stáří 1 Mr) během 13. kampaně projektu K2. První mohutnější erupce představovala zjasnění proti klidovému stavu 48×, takže v pásmu K se jasnost trpaslíka zvýšila o 4,2 mag. Do klidu se záření trpaslíka snížilo po 107 h. Vlastní erupce trvala 1,7 d. Bolometrická energie jevu dosáhla 2×1031 J. Druhá méně energetická erupce měla bolometrickou energii 5×1030 J. Obě hodnoty jsou mezi všemi dosud sledovanými hnědými trpaslíky rekordní. Příčinou těchto erupcí může být buď extrémně silné magnetické pole, anebo silná akrece. V obou případech jde opět o nikde jinde dosud nepozorované jevy.

E. Martinová aj. využili SST během jeho sedmiletého provozu k měření paralax trpaslíků pozdních spektrálních tříd T a raných tříd Y. Díky kameře IRAC SST pracující v pásmu vlnových délek 4,5 μm tak získali paralaxy pro 22 trpaslíků. K tomu ještě přibylo 6 nově objevených pozdních trpaslíků T a jeden trpaslík Y. Změřené trigonometrické vzdálenosti těchto chladných objektů umožní studium jejich fyzikálních a geometrických parametrů teleskopem JWST. C. Reylé studoval pomocí katalogu DR2 družice Gaia dolní část Hertzsprungova-Russellova diagramu (H-R), tj. ultrachladné hvězdné a hnědé trpaslíky. Mezi objekty s jasnostmi v pásmu G v rozsahu 21,5÷20,3 mag stoupá jejich podíl na 61÷74 % z celkového počtu. Je tedy velmi pravděpodobné, že hnědých trpaslíků je v Galaxii nejspíše stejně jako hvězd nebo i více.

2.3. Teoretická astrofyzika hvězd

Pengbo Li aj. studovali tzv. biolamináty v jižní Číně s půlročním střídáním tmavých (jaro-léto) a světlých (podzim-zima) submilimetrových proužků z doby 810÷715 mil. let BC (neoproteozoikum). Objevili tak periodické střídání tlouštěk proužků obsahujících prvky Al, Th, Ba/Ti, Cu/Ti, Zn/Ti, V/Ti a U/Ti. Nalezli přitom dvě cyklické periody změn tlouštěk: (10,0÷11,4) r a (18,9÷25,6) r. Autoři odtud odvodili klimatické změny v uvedeném geologickém období, jež dobře souhlasí s 11letou Schwabeho periodou a Haleovým 22letým magnetickým cyklem sluneční činnosti. To je silný argument, že i v té době Slunce vykazovalo podobnou periodu své činnosti jako nyní.

Existují dokonce náznaky, že podobná periodicita činnosti se odráží v pozemských jevech dokonce před 2,5 mld. let. Už v r. 2005 publikovali I. Ribas aj. studii o slunečních analogech a dvojčatech v rozmezích stáří 0,1÷7 Gr. Jak v r. 2007 ukázal M. Güdel v přehledovém článku, ze srovnávacích studií analogů vyplývá, že rané hvězdy slunečního typu mají v průměru daleko silnější indukci magnetického pole, takže periodické cykly jsou výraznější a raná slunce mají relativně silný zářivý výkon v ultrafialové a rentgenové oblasti spektra. I když tato oblast přispívala k bolometrickému výkonu rané hvězdy slunečního typu jen 1 %, v případě Slunce to stačilo na výrazné ovlivnění atmosfér Venuše, Země a Marsu ionizací atmosférických prvků a molekul. Je prakticky jisté, že rané Slunce rotovalo o řád rychleji než dnes, což vedlo k silnému vlivu magnetického dynama na povrchovou aktivitu Slunce. Je docela pravděpodobné, že Venuše, Země i Mars se zpočátku sobě hodně podobaly, ale v dalším vývoji se naprosto odcizily: nejhustší atmosféru rotující retrográdně a tvořenou převážně CO2 má zcela suchá Venuše, kdežto Mars byl zpočátku vlhký, ale o vodu postupně přišel kvůli minimálnímu vlastnímu magnetickému poli, které nechránilo atmosféru před agresivním slunečním větrem.

Družice Gaia v databázi DR2 umožnila velmi zpřesnit průběh diagramu H-R zejména v oblasti červených trpaslíků, které se na celkovém množství hvězd v Galaxii podílejí asi 70 %, Wei-Chun Jao aj. a J. Macdonald a J. Gizis nezávisle objevili ve funkci hmotnosti pro červené trpaslíky silný pokles četnosti hvězd s absolutní hvězdnou velikostí MG≈10 MAG. Prohloubení funkce hmotnosti je přitom velmi úzké (0,05 mag). Je však shodně viditelné jak v optické, tak v blízké infračervené oblasti spektra pro červené trpaslíky se spektrální třídou M3.0 V s přesnými vzdálenostmi do 100 pc od Slunce. V diagramu H-R se to projeví diagonálním úbytkem četnosti hvězd. Autoři obou prací odhalili, že hvězdy méně hmotné než M3 V jsou i ve svém centru konvektivní, takže i tam probíhá výrazný přísun vodíku, jenž zvyšuje účinnost termonukleárního stroje. Naproti tomu hvězdy hmotnější než M3 V mají jádro tak husté, že tam konvekce možná není, což vede k úbytku vyzařovaného výkonu pro hvězdy s hmotnostmi (0.315÷0,345) Mʘ. Výkon při dále se zvyšující hmotnosti hvězdy rychle stoupá proto, že jádro je teplejší a termonukleární reakce transmutace vodíku na hélium roste se 4. mocninou teploty.

K revizi průběhu počáteční funkce hmotnosti hvězd došlo i na opačném konci diagramu. První pokus o zobrazení horní části funkce uskutečnil již v r. 1955 E. Salpeter. Nyní však F. Schneider a tým určovali zastoupení hvězd s hmotnostmi >15 Mʘ v mladé kupě hvězd 30 Doradus (Tarantule) ve Velkém Magellanově mračnu. Autoři sestrojili počáteční funkci hmotnosti na základě přesné spektroskopie aparaturou FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) VLT (ESO, Paranal) 800 hvězd, z nichž 247 překonalo tuto hmotnostní hranici. Hlavní epizoda vzniku hvězd v kupě začala před 8 mil. lety a začala slábnout před 1 mil. let. Nejmladší součástí komplexu je kupa velmi hmotných hvězd R136. Proti Salpeterově funkci nalezli autoři třetinový nárůst hvězd s hmotnostmi >30 Mʘ s horní mezí 200 Mʘ. Tento nárůst má ovšem silné důsledky, protože takto hmotné hvězdy žijí sice krátce, ale v průběhu svého života ‒ a zejména v jeho závěru ‒ kdy buď vybuchují jako supernovy, anebo se zhroutí jako hvězdné černé díry, ovlivňují svým působením rozsáhlé části svého okolí do vzdáleností několika kiloparseků. K. Lund a I. Bonnell ukázali, že v molekulových mračnech o ⌀≥1 pc a hmotnostech ≥1 kMʘ mohou akrecí plynu na široké dvojhvězdy o nízkých hmotnostech snadno vznikat těsné dvojhvězdy o hmotnostech složek >25 Mʘ. Přičiní se o to i slabé magnetické pole o indukci 10 nT.

2.4. Prahvězdy a kolébky hvězd

Přebytek počáteční funkce hmotnosti hvězd nalezli pomoci mikrovlnné aparatury ALMA Zhi-Yu Zhang aj. i v galaxiích vzdálených ~3 Gpc, tj. ve stáří 3,8 mld. let po Velkém třesku. Využili k tomu skutečnosti, že pouze v takto hmotných hvězdách mohou vznikat molekuly 18CO. Stejné aparatury využili také T. Hashimoto s týmem k zobrazení hvězd v galaxii MACS1149-JD zesílené gravitační čočkou – kupou galaxií MACS J1149.5+2223. Kosmologický červený posuv čočkované galaxie (z = 9,1) znamená, že galaxii pozorujeme v čase 550 mil. let po Velkém třesku. Z pozorování ionizovaného kyslíku O III vyplývá, že v této galaxii vznikaly hmotné hvězdy I. generace již 250 mil. let po velkém třesku.

R. Pitsová aj. snímkovali smršťující se molekulové mračno/protostelární kupu BYF 73 pomocí letadla SOFIA, infračerveného spektrografu T-ReCS 8,1m teleskopu Gemini-S, australského mikrovlnného teleskopu ATCA a archivů kosmického teleskopu SST i infračervené družice Herschel. Spektroskopická kamera Gemini rozlišila 8 prahvězd; z toho 6 prahvězd silně zahalených prachovým závojem. Objekt MIR 2 má zdaleka nejvyšší hmotnost ze všech pozorovaných prahvězd (240Mʘ ‒ o řád více než úhrnná hmotnost ostatních sedmi prahvězd). Souhrnná hmotnost prahvězd je v porovnání se zásobami plynu v kolébce o řád nižší. Z toho autoři odhadli, že dynamické stáří kupy dosahuje 7 tis. let. Autorům se tedy podařilo zachytit situaci téměř bezprostředně po vzniku hvězdné kolébky.

J. Ward a J. Kruijssen se zabývali kinematikou hvězdných asociací hvězd OB na základě katalogu Tycho-Gaia Astrometric Solution. Dospěli k závěru, že dosavadní představa, že prakticky všechny hvězdy vznikají v hroutících se molekulových mračnech, neodpovídá realitě. Větší význam pro vznik nových pokolení hvězd mají hvězdné asociace, které se podle dřívějších představ měly rozplynout, ale ve skutečnosti právě v nich vzniká většina hvězd v hierarchických strukturách a asociace přetrvávají.

2.5. Jednotlivé hvězdy

A. Zurlo s týmem využili aparatury SPHERE VLT (Paranal, ESO) k unikátní metodě určení přesné hmotnosti červeného trpaslíka Proxima Centauri (11 mag; M5.5 Ve; 3,0 kK; 0,12 Mʘ; 0,15 Rʘ; 0,0017 Lʘ; 1,3 pc; 4,85 Gr) pomocí gravitačního mikročočkování. Podle předpovědi prošla Proxima v letech 2014 a 2016 v úhlových vzdálenostech 1,6˝ a 0,5˝, takže v tak těsném přiblížení se již měřitelně uplatnilo gravitační čočkování, kdy Proxima sloužila jako gravitační čočka pro ony vzdálenější hvězdy. K plnému využití této příležitosti měřila kamera WFC3 HST a současně i aparatura SPHERE opakovaně přesné polohy vzdálených průchozích hvězd již od r. 2015. Druhý úkaz v r. 2016 proběhl znamenitě, takže hmotnost Proximy je nyní poprvé změřena: (0,15 ±0,06) Mʘ, i když chyba měření stále dosahuje 40 %.

C. Paladiniová s týmem zobrazili pomocí kamery PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment)VLTI (Paranal, ESO) konvektivní cely na povrchu chladného červeného obra π1 Gruis (5,3 ÷7,0 mag; per proměnnosti 199d; sp. S5.7 II; 3,2 kK; 7,2 kLʘ;1,5 Mʘ; 329 Rʘ; 160 pc; ~3,6 Gr). Zatímco na Slunci je typický rozměr buněk granulace ~2 tis. km, takže na povrchu Slunce se pozoruje obykle na 2 mil. granulí, na červeném obru dosahuje rozměr konvektivních cel rozměrů~120 mil. km. Granule pokrývají s kontrastem intenzit ~12 % celkem 27 % průměru disku obří hvězdy.

T. Boyajianová aj. objevili v r. 2016 neuvěřitelně hluboké nepravidelné zeslabování světla hvězdyKIC8462852(Cyg; 12 mag; F3 V; 6,75 kK; 4,7 Lʘ;1,4 Mʘ; 1,6 Rʘ; rotace 0,9 d; 450 pc; ~4,3 Gr) až o 22 %. B. Schaefer ještě téhož roku dohledal ve fotografických archivech různých observatoří její světelnou křivku od r. 1890 do r. 1989 a zjistil, že jasnost hvězdy sekulárně klesala tempem 0,16 mag/100 let, což neplatí pro žádnou jinou hvězdy sp. třídy F. Není to patrně žádný katastrofický úkaz, ale spíš nějaký mírný víceméně plynule působící efekt. Jde nejspíš o spousty velmi jemných zrníček o průměru ~10-4 mm. Pokud by se jev dal vysvětlit houfy komet, tak by jich za tu dobu muselo přecházet přes disk hvězdy kolem 650 tisíc a každá by musela mít ⌀~200 km! Další série hlubokých zeslabení jasu hvězdy začala v květnu 2017. Mezi prosincem 2017 a únorem 2018 nebyla hvězda pozorovatelná ze Země, protože se nacházela za Sluncem, avšak od té doby až do července 2018 nepravidelné zeslabování pokračovalo. Hlavní autorka objevu sehnala peníze na nákup pozorovacího času u řady robotických teleskopů napříč poledníky. Protože amplituda poklesů jasnosti závisí na vlnové délce, podařilo se odvodit, že pokles není důsledkem přechodu velkých těles, ale naopak velmi jemného prachu. Prach o tak miniaturních rozměrech však tlak záření hvězdy plynule odfukuje, takže kolem hvězdy se pohybují objekty, které tak jemný prach stále vytvářejí. Může jít o křehké planetky nebo měsíce, které se rozpadají. Definitivní objasnění těchto unikátních pozorování však zabere ještě hodně času. H. Deeg aj. odhadli z barevné závislosti zeslabování, že k poklesu jasnosti slouží částice o rozměrech 1,5÷150 nm. J. Simon aj. sledovali hvězdu po dobu 800 nocí aparaturou ASAS-SN (Automated Survey for Supernovae) a 4 000 nocí aparaturou ASAS (All Sky Automated Survey). Zjistili, že jasnost hvězdy plynule klesá od února 2015 tempem (6 ±1) milimag/r. Souběžně pozorovali v okolí 1 tis. srovnávacích hvězd, protože teoreticky mohlo jít o přístrojový jev, ale to se nepotvrdilo. Data z ASAS však ukazují, že během dlouhého monitorování se hvězda za posledních 11 let dvakrát zjasnila. Příčina těchto vzplanutí není známa. Rovněž J. Davenport aj. sledují hvězdu dlouhodobě a dospívají ke stejnému závěru, když mimo jiné sledovali hvězdu družicí GALEX v blízké ultrafialové oblasti spektra.

K. Gordonová aj. úspěšně měřili úhlové rozměry disků šesti hvězd pomocí interferometru CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy). Aparatura se skládá ze šesti zrcadel (⌀1 m) na základně o délce 330 m, což umožňuje úhlové rozlišení až 200 mikrovteřin. Je umístěna na Mt. Wilsonu (1 740 m n. m.) v Kalifornii poblíž proslulé observatoře, kde pomocí 2,5m zrcadla Hookerova teleskopu pozorovali E. Hubble, M. Humason, W. Baade, F. Zwicky, A. Sandage aj. a učinili tak řadu významných objevů v první polovině minulého století. Autoři dokázali změřit přesné úhlové průměry pro hvězdy λ Ori A, ζ Oph, and 10 Lac a získali předběžná data pro další tři hvězdy ξ Per, α Cam, and ζ Ori A. Největší úhlový rozměr má hvězda ζ Ori A (0,55 milivteřiny) a nejmenší 10 Lac (0,11 milivteřiny), což je nový rekord v úhlovém rozlišení průměru hvězdy.

2.6. Dvojhvězdy a násobné systémy

N. Evansová aj. snímkovali v letech 2007–2014 triplet kolem Polárky pomocí kamer WFPC 2 a WFC 3 na HST. Na těchto snímcích bylo možné odlišit vlastní jasnou Polárku Aa (nejjasnější a nejbližší cefeidu ke Slunci) od jejího těsného průvodce Polaris Ab. Navzdory velkému rozdílu jasností hvězd Aa a Ab se autorům podařilo zlepšit dráhové elementy, a tím i fyzikální parametry obou složek. Oběžná perioda složek kolem společného těžiště se zpřesnila na 29,6 r a odtud vyšla hmotnost Polárky 3,45 Mʘ s chybou ±21 %. Tato chyba se určitě brzo zmenší díky přesnější vzdálenosti zjištěné družicí Gaia a budoucímu průchodu dvojice periastrem, v němž bude využito vysoké přesnosti interferometru CHARA. Jelikož vzdálená třetí složka soustavy Polaris C je nejspíš starší než těsná dvojice Aa +Ab, je dokonce možné, že Polárka sama je relativně stará a vznikla splynutím dvou hvězd. R. Anderson však soudí, že Polárka má hmotnost 7 Mʘ, takže teprve nyní prochází poprvé pásem instability v diagramu H-R. Autor potvrdil, že rozdílný věk složek A a C je problém, jenž se musí brát vážně. Možná v původní kupě došlo ke splynutí dvou hvězd anebo k vymrštění jedné z nich, takže současný stav není původní. I. Usenko aj. pořídili v období od srpna 2017 do května 2018 celkem 67 spekter Polárky. Zpočátku kolísala radiální rychlost 3,9 km/s, ale do poloviny r. 2018 klesla na 2,8 km/s, kdežto v r. 2015 činila amplituda 4,2 km/s. Ačkoliv kolísání radiální rychlosti se zmenšovalo, střední efektivní teplota naopak stoupla z 6 017 K na 6 039 K. Autoři soudí, že za tento paradox může změna v počtu hvězdných skvrn na povrchu Polárky.

P. Harmanec a tým zlepšili model tripletu V746 Cas typickou konfigurací těsné dvojhvězdy obíhající kolem společného těžiště v periodě buď 25,4 d, nebo 27,8 d a třetí vzdálenou složkou, jež kolem barycentra obíhá v periodě 170 let (!). Primární složka třídy B4-B5 má efektivní teplotu 16,5 kK, takže přispívá ze 70 % k jasnosti dvojhvězdy v optické oblasti spektra. Třetí vzdálená složka je o něco chladnější s efektivní teplotou 13,6 kK, což odpovídá spektru B5-6 IV. Spektrum sekundární složky je příliš slabé, ale autoři odhadují, že jde o normální hvězdu sp. třídy A nebo F. Autorům se však podařilo určit oběžnou periodu těsné dvojhvězdy 25,4 d s relativní přesností řádu 10-6. Magnetické pole kolísá s periodou 2,50 dne, což autoři připisují rotační periodě terciární složky. Další fotometrickou periodu 1,065 d podmíněně interpretují jako rotační periodu primární složky. Autoři při interpretaci tohoto podivuhodného systému využili fotometrických a spektroskopických pozorování na observatořích v Ondřejově, Haute Provence, Bernard Lyot, Mercator (La Palma) a katalogu ESO HIPPARCOS.

G. Mace aj. upozornili na jiný zajímavý triplet Wolf 1130. Složka A je červený podtrpaslík, který obíhá kolem složky B – hmotného bílého trpaslíka. Nedávno se však podařilo prokázat, že k soustavě patří díky společnému vlastnímu pohybu ještě třetí složka C ‒ podtrpaslík sp. třídy T8 (WISE J2005+5454). Složky A a B obíhají kolem společného těžiště v periodě 0,50 d při oboustranné slapové synchronizaci rotačních period. Sekundární složka B této dvojhvězdy je sice bílý trpaslík, který však není viditelný, ale z parametrů dráhy primáru A se podařilo určit: hmotnost složky B 1,24 Mʘ, teplotu < 7 kK a stáří >3,7 Gr. Jde opravdu o podivuhodnou soustavu, kde primární složka má o dva řády větší hmotnost než hnědý trpaslík C. Okolnost, že soustava ztratila ve fázi společné obálky ~80 % své původní hmotnosti, a přesto ztrátu přežila, je opravdu nezvyklá. Její současná existence v této podobě poukazuje, co všechno lze očekávat v soustavách s nízkými hmotnostmi složek.

D. Pourbaix a H. Boffin napravili hrubou chybu v oběžné době spektroskopické dvojhvězdy δ Mus (= HD 112985; 3,6 mag; K2 III; 42 Lʘ; 28 pc), jejíž podvojnost byla rozpoznána v r. 1919 a v r. 1936 byly publikovány parametry její dráhy s oběžnou periodou 847 d. Po 82 letech autoři zjistili rozborem měření družice HIPPARCOS, že skutečná oběžná perioda je jen 423 d. Odtud pak vychází, že primární složka je červený obr s hmotností 1,2 Mʘ a jeho průvodcem je oranžový trpaslík K s hmotností 0,35 Mʘ.

U. Bastian a R. Anton se vrátili k rekonstrukci parametrů proslulé dvojhvězdy Albireo, kterou lze pozorovat i menšími amatérskými dalekohledy a upoutává pozornost nápadně odlišnými barvami primární a sekundární složky. Důvodem nového zkoumání se staly výsledky družice Gaia, jež zpřesnila v databázi DR2 i parametry této vícenásobné soustavy, navzdory tomu, že jasnost složky Aa 20× převyšuje horní mez pro fotometrii družice (≥5,7 mag). Parametry Aa (3,2 mag; K3 II; 4,3 kK; <0,75 Mʘ; 133 pc) udivují nízkou hmotností složky. Druhá složka Ac (5,8 mag; B9 V; 3 Mʘ) byla objevena až v r. 1976 v úhlové vzdálenosti 0,44˝. Oběžná doba kolem barycentra Aa-Ac trvá 214 let a dráha je silně výstředná: e = 0,26, přičemž hmotnost složky Ac je daleko vyšší: 3,0 Mʘ. V úhlové vzdálenosti 35˝ se pak nachází jasná složka B (5,1 mag; B8 V; 13,2 kK; 230 Lʘ; 3,7 Mʘ; 2,6 Rʘ; 123 pc; 100 Mr). Dříve se zdálo, že Aa a B je fyzikální dvojhvězda, ale velmi pravděpodobně se jedná o vizuální dvojhvězdu. Je však pravděpodobné, že hvězdy Aa a B pocházejí z téže hvězdné asociace.

2.7. Novy, rekurentní a trpasličí novy

T. Finzel s týmem se zabývali klasickou novou V1324 Sco, jež se v průběhu výbuchu v r. 2012 stala dosud nejsvítivějším zdrojem záření gama mezi novami. Zveřejnili její světelnou křivku v širokém rozsahu vlnových délek od rádiových vln až po rentgenové záření. Nova se chovala jako typická nova prachové třídy Fe II s maximální rychlostí rozpínání plynného obalu 2,6 tis. km/s a hmotností vyvržené obálky >10-5 Mʘ. Lišila se však dokonce dvěma ranými vrcholy rádiového záření, což prozrazuje silné vnitřní rázové vlny ve vyvrhovaném plynu. V kombinaci s vysokou rychlostí rozpínání plynné obálky a tempem ztráty horkého plynu to vedlo k rekordnímu zářivému výkonu v pásmu gama.

I. Hachisu a M. Kato popsali světelnou křivku novy V959 Mon, jež vynikla tím, že její výbuch v r. 2012 byl nejprve pozorován v paprscích gama, a až po 50 dnech teprve opticky. Příčinou této nezvyklé anomálie byla poloha novy, jež v době výbuchu byla ve slepé skvrně za Sluncem a tudíž opticky nepozorovatelná. Přesto se autorům podařilo určit vzdálenost novy 2,5 kpc a porovnat její parametry s dalšími dřívějšími novami, které rovněž vykázaly signály v pásmu záření gama. Kalibrem se stala nejbližší z nich ‒ nova LV Vul (1968) vzdálená jen 1,0 kpc. To autorům umožnil určit hmotnost bílého trpaslíka V959 Mon: (0,9÷1,15) Mʘ. Kromě toho se podařilo změřit poloměr fotosféry novy v té době, jenž činil 5÷8 Rʘ; tj. dvoj- až trojnásobek vzdálenosti mezi složkami těsné dvojhvězdy. Bližší byla i nova V1974 Cyg (1992) vzdálená 1,8 kpc. Naproti tomu nejvzdálenější nova V1668 Cyg (1978) vzplanula ve vzdálenosti 5,4 kpc. Zdá se tedy, že téměř všechny klasické novy vysílají brzy po počátku výbuchu i měkké záření gama.

P. Martin aj. konstatovali, že již 9 nov vykázalo během výbuchu emise paprsků gama s energiemi ≥100 MeV, jež zaregistroval širokoúhlý detektor LAT (Large Area Telescope) družice Fermi. V osmi případech se jednalo o klasické novy, kde předtím nikdo neočekával tak energetické fotony v řídkém materiálu kolem těsné dvojhvězdy. Autoři modelovali dynamiku dopředných i zpětných rázových vln a zjistili, že pozorované paprsky gama pocházejí z hadronických interakcí při energiích ~10 GeV v hustých chladnoucích vrstvách obálek rozpínajících se v maximu tempem 1÷2 tis. km/s. Celková ztráta materiálu během výbuchu musí dosáhnout tempa 10-4÷10-3 Mʘ/r během několika dní. Autoři pak ověřili simulace porovnáním s produkcí záření gama nov V407 Cyg, V1324 Sco, V959 Mon, V339 Del, V1369 Cen a V5668 Sgr.

M. Shara aj. dokázali mimo jiné díky korejským archivům identifikovat klasickou novu, která vzplanula 11. 3. 1437. Na jejím místě totiž našli zdroj záření gama IGR J17014-4306. Navíc dokázali pátráním v archivech, že nyní jde o trpasličí novu, jež vybuchla v letech 1934, 1935 a 1942. Dnes už je jisté, že vlastně všechny novy jsou rekurentní; liší se jen délkou intervalů mezi výbuchy až na řádově desítky tisíc let. Případ korejské novy však ukázal, že v mezidobí mezi těmito gigantickými výbuchy probíhají menší zjasnění v podobě trpasličích nov. Tím se podařilo propojit všechny tři kategorie nov, protože klasické novy v mezidobích dlouhých desítky tisíc let čas od času zablýsknou jako trpasličí novy.

Jako podivuhodný protějšek se v galaxii M31 vynořila v r. 2008 rekurentní nova M31N 2008-12a, jež od té doby vybuchuje každoročně, jak ukázali M. Henze s týmem. Podmínkou pro takovou aktivitu je jednak dostatečně hmotný bílý trpaslík, a dále vysoké tempo akrece vodíku od průvodce bílého trpaslíka. Zhruba šest dnů po výbuchu se bílý trpaslík stane zdrojem superměkkého rentgenového záření. V r. 2016 se však výbuch novy zpozdil, měl velmi krátkou rentgenovou fázi, ale jasnější vrchol v optickém oboru.

M. Marelli aj. pozorovali v r. 2013 velmi jasnou a rychlou novu M31N 2013-01b v galaxii M31 (And). V maximu jasnosti dosáhla magnitudy R~15 mag. Po maximu však zeslábla během 3 dnů o 2 mag a v archivu autoři nalezli pozorování až do 21 mag v pásmu U, kam nova dospěla za necelé dva týdny od maxima. Je pozoruhodné, že v čase 10÷30 d po optickém maximu se nova vynořila v superměkkém pásmu rentgenového záření s vrcholným zářivým výkonem 3,5×1030 W. Křivka rentgenového záření jevila periodicitu 1,3 h, což autoři přičítají periodě rotace bílého trpaslíka. Jde tedy o výjimečný případ, protože bílí trpaslíci vybuchující jako novy nemívají rotační periody kratší než 3 h. Autoři z toho odvodili, že bílý trpaslík má vysokou hmotnost a jeho průvodce naopak hmotnost mimořádně nízkou.

2.8. Fyzické proměnné hvězdy

W. Howard aj. pozorovali pomocí dalekohledu Evryscope zkonstruovaného v r. 2015 N. Lawem a týmem první supererupci na Proximě Centauri. Stalo se to v březnu 2016 a výrazné zjasnění by bylo v dalekohledu pozorovatelné očima. Během erupce stoupl bolometrický zářivý výkon Proximy 68×; tj. o řád více než kdykoliv předtím při všech sledovaných erupcí až na výkon 1026,5 W, což je srovnatelné se stálým zářivým výkonem Slunce. V klidu má Proxima zářivý výkon jen 0,0001 Lʘ. Jak známo, červení trpaslíci trpí tím, že čas od času produkují supererupce, které v případě nejbližší hvězdy po Slunci mohou ohrozit podmínky pro vznik života na planetě Proxima Cen b. Dalekohled Evryscope do jisté míry konkuruje budoucímu přehlídkovému teleskopu LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Srdcem teleskopu je mozaika CCD o kapacitě 780 megapixelů, jež snímá ve dvouminutových expozicích zorné pole o ploše 8 660 □°. Během noci tak pokryje plochu 18,4 tis. □° po dobu 6 h. Průměr optiky činí pouhých 61 mm a na jedné montáži je instalováno 27 kamer. Jasnost objektů na obloze je přesná na ±1 % a poskytne tak obrovskou spoustu údajů o všech svítících objektech až do 16 mag. Vyčítání mozaiky CCD je velmi rychlé, takže 97 % pozorovacího času se nabírají data. Další erupce na Proximě objevili M. MacGregorová aj. na observatoři ALMA v pásmu vlnových délek 1,3 mm (233 GHz). Nejsilnější erupci pozorovali 24. 3. 2017, trvala 1 min a špičkový tok 100 mJy byl téměř o tři řády vyšší než běžná svítivost hvězdy v tomto spektrálním pásmu.

P. Kervella aj. pozorovali červeného veleobra Betelgeuse pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v pásmu vlnových délek 0,88 mm (340 GHz) s úhlovým rozlišením 0,018˝. Minimální rotační rychlost na rovníku hvězdy činí úctyhodných 5,5 km/s a úhlový poloměr hvězdy činí 0,0295˝. Perioda rotace hvězdy je na naše poměry nezvykle dlouhá – jedna otočka trvá (36 ±8) let. Chromosféra rotuje stejně pomalu až do vzdálenosti 10 au. Největší únik hmoty z veleobra probíhá kupodivu na pólech, kde se nalézají velké konvektivní cely.

R. Gonzáles se věnoval rekonstrukci velké erupce hvězdy η Carinae, jež započala v r. 1840 a za necelých 5 let ubrala hvězdě 10 Mʘ,takže hvězda vynaložila na výbuch 1043 J energie. Těmto erupcím se začalo říkat podvodné supernovy, protože jejich energie se blíží energiím explozí supernov třídy II., ale hvězdy tu drsnou epizodu na rozdíl od supernov přežijí. Výsledkem exploze je pozoruhodná struktura zvaná Homunculus, jež vypadá jako podvojná slupka s tenkým hustým obalem a tlustou vnitřní vrstvou. Zatím však je vše trochu na vodě, protože erupce v r. 1840 nesouhlasí s odhadovaným stářím velkého Homuncula. N. Smith aj. studovali průběh exploze pomocí odlesků na vzdálenějších mezihvězdných mračnech. Odtud zjistili, že první zplodiny výbuchu se vzdalovaly rychlostmi 150÷600 km/s. Pak se začaly nestejnoměrně v různých směrech zrychlovat. Výtrysk směřující k Zemi dosáhl rychlosti 10 tis. km/s, kdežto protilehlý výtrysk byl dvakrát rychlejší. Hvězda A již končila svou termonukleární epizodu, takže část vnějších vrstev ztratila ve prospěch složky B, která tak ztloustla až na 100 Mʘ a začala interagovat se složkou C. Hvězdy si nejprve vytvořily společný plynný kokon, ale když se srazily, nastala Velká erupce.

Studium fyzicky proměnných hvězd prošlo v r. 2018 do revoluční epochy díky úspěšnému pokroku v přesnosti a četnosti údajů z astrometrické družice Gaia (ESA). B. Holl aj uvedli, že v katalogu DR2 se nacházejí data o více než půl milionu proměnných hvězd. Z toho je 229 tis. proměnných typu RR Lyr, 11,4 tis. cefeid, 152 tis. dlouhoperiodických proměnných, 147,5 tis. rotujících hvězd, 8,9 tis. proměnných typu δ Scuti a SX Phoenicis a 3 tis. krátkoperiodických proměnných. Světelné křivky jsou trojité díky barevným filtrům. Navíc má Gaia kapacitu i pro sledování velmi rychlých změn jasnosti. Jak uvedl T. Wevers a jeho tým, každý objekt v zorném poli Gaia se postupně zobrazí na řadě 10 čipů CCD, což umožňuje testovat proměnnost během 4,5 a 45 sekund. L.Valenzuela a K. Pichara poukázali na problém, že tento objem dat vyžaduje automatizaci procesu analýzy dat. Dosavadní strojové učení potřebuje ovšem lidskou pomoc v podobě sestavení trénovací množiny, což paradoxně zabírá mnoho času. Hledají se proto nové varianty, jak zmenšit zátěž programátorů a urychlit tak automatické strojové zpracování gigantických datových souborů, jež Gaia dodala a ještě dodá.

2.9. Planetární mlhoviny

S. Madonna aj. využili obřího 10,4m Gran Telescopio Canarias (La Palma) a 2,7m teleskopu H. J. Smitha na McDonaldově observatoři v Texasu (Fort Davis; 2,1 km n. m.; 31° s. š.) k objevu spektrálních čar těžkých prvků, které vznikají z lehčích prvků zachycováním volných neutronů. Na La Palmě pozorovali planetární mlhoviny pomocí infračerveného spektrografu EMIR (Espectrógrafo Multiobjeto Infra-Rojo) a v Texasu vysokodisperzního spektrografu IGRIN (Immersion GRating Infrared Spectrometer). Zaměřili se na dvě planetární mlhoviny NGC 7027 (Cyg; 10 mag; 0,7 Mʘ; d = 920 pc; stáří 600 let!) a IC 418(Lep; 9,6 mag; 1,3 kpc). V obou mlhovinách pozorovali čáru telluru III (52): 2,1019 µm a v NGC 7027 také čáru bromu V (35): 1,6429 µm. Kromě toho na základě nových výpočtů atomových dat pro různé ionty dokázali stanovit relativní zastoupení pro prvky selen (34), brom, krypton (36), rubidium (37) a tellur. Zvláště cenný výsledek se týká podílu telluru, protože jde o prvek, jenž se nachází za prvním vrcholem procesu s vzniku těžkých prvků.

H. Boffin aj. se zabývali studiem bipolární planetární mlhoviny M 3-2(= ESO 428-5; CMa; G = 16 mag; d ~ 4 kpc). Bipolární morfologie znamená, že v jádře mlhoviny se nachází těsná dvojhvězda na kruhové dráze a jedna složka končí svou fázi života, kdy zdrojem její energie byla termonukleární reakce. Podvojnost pak neobyčejně usnadňuje získat přesné údaje o parametrech obou hvězd. Autoři poprvé sledovali mlhovinu počátkem r. 2012 s využitím spektrální kamery EFOSC2 v blízkém infračerveném pásmu 793 nm na 3,6m dalekohledu NTT (La Silla, ESO). Tehdy zaznamenali pokles jasnosti dvojhvězdy v centru mlhoviny, který se opakoval v periodě 1,88 d. Během dalších 4 let se tak podařilo určit parametry zákrytové dvojhvězdy, které však byly kontroverzní. Primární složka měla efektivní teplotu 8.1 kK, poloměr 1,7 Rʘ a hmotnost 1,2 Mʘ; sekundár 8,2 kK, 1,5 Rʘ a 1,3 Mʘ. Dvojhvězda navíc překvapovala poměrně velkou výstředností dráhy (e = 0,15) zcela v rozporu s faktem, že dvojhvězdy uvnitř planetárních mlhovin mají vlivem odporu v mlhovině dráhy kruhové. Ještě větší problém však vyvolaly nízké efektivní teploty obou složek, které nestačily na ionizaci svítící planetární mlhoviny. Nakonec autorům posloužil snímek pořízený při velmi klidné noci, který ukázal, že v úhlové vzdálenosti 2˝ přesně v centru mlhoviny je slabě viditelný skutečný zdroj záření mlhoviny.Autoři následně odvodili ze spektra jasné dvojhvězdy i její vzdálenost (7,5 ±0,6 kpc). Z toho plyne poučení, že výskyt nějaké hvězdy poblíž centra planetární mlhoviny ještě neznamená, že jde o jejího původce.

2.10.Bílí trpaslíci

Databáze DR2 družice Gaia přinesla kvantitativní zvrat v rozpoznání bílých trpaslíků v Galaxii, protože jejich počet se tím zvýšil stonásobně! M. Kilic aj zkoumali rozložení hmotnosti téměř 14 tis. bílých trpaslíků do vzdálenosti 100 pc od Slunce. Zjistili, že 15 % trpaslíků má vyšší hmotnosti, než se čekalo. Autoři to připisují splývání bílých trpaslíků s nejlehčími hvězdami. J. Cummings aj. porovnávali počáteční a koncovou funkci hmotnosti trpaslíků a zjistili, že končící hvězdy se dokáží zbavit velkého množství hmoty dříve, než se zhroutí na bílé trpaslíky. Například pro počáteční hmotnosti 3.0÷3,65 Mʘ před zhroucením dostali koncové hmotnosti 0,7÷1,0 Mʘ. Úbytek hmotnosti je silně nelineární, takže pro počáteční hmotnost hvězdy 0,83 Mʘ činí úbytek hmotnosti 33 %, kdežto pro hmotnost 7,5 Mʘ vzrůstá úbytek na 83 %.

M. Hollands aj. hledali v databázi DR2 všechny bílé trpaslíky do vzdálenosti 20 pc od Slunce. Identifikovali 139 trpaslíků, z nichž nejbližší je vzdálen 13 pc. F. Jiménez-Esteban s týmem sestavili katalog bílých trpaslíků z databáze DR2, jenž obsahuje přes 73 tisíc objektů. Odtud vychází prostorová hustota 0,005 trpaslíků/pc3.V kouli o poloměru 100 pc od Slunce se nalézá nejvíce bílých trpaslíků s efektivní teplotou 8 kK a hmotností 0.8 Mʘ.

H. Kawagara aj. objevili tři dvojhvězdy, jejichž dráhy vidíme z profilu, ale nedochází k zákrytům, nýbrž jen ke gravitačnímu zesílení jasnosti primárních složek efektem obecné relativity. Oběžné doby bílých trpaslíků jsou velmi dlouhé, od 419 do 728 dnů! Ze zesílení jasnosti primárů se však podařilo určit prakticky shodné hmotnosti bílých trpaslíků ~0,6 Mʘ. Bílí trpaslíci nejspíš ztráceli hmotu ve prospěch svých průvodců dlouhodobě, stálým přetokem plynu na druhou složku přes Rocheovu mez. Zejména v kulových hvězdokupách se nacházejí modří loudalové (blue stragglers), kteří se opozdili ve svém vývoji tím, že ztratili hmotu ve prospěch svého průvodce.

S. Joyce s týmem připomněli, jak se po Einsteinově publikaci obecné teorie relativity pokoušela řada autorů změřit gravitační červený posuv ve spektru bílého trpaslíka u Siria. Vzhledem k blízkosti soustavy Sirius AB se očekávala vysoká přesnost měření. V r. 1924 odhadl A. Einstein numerickou hodnotu gravitačního posuvu na povrchu Siria B na 28 km/s a požádal W. Adamse, aby se pokusil tento posuv změřit pomocí 2,5m teleskopu na Mt. Wilsonu. Adams Einsteinovi vyhověl a v r. 1925 naměřil posuv 23 km/s, což při tehdejším stavu spektroskopie vypadalo jako dobrá shoda. Parametry Siria B byly však tehdy velmi nepřesné a k nápravě došlo až mezi lety 1960, kdy se podařilo zpřesnit dynamickou hmotnost Siria B na 1,02 Mʘ, a r. 1971, kdy se zpřesnil i jeho poloměr na 0,0078 Rʘ. Tehdy J. Greenstein aj. naměřili červený posuv (83 ±3) km/s v dobré shodě s revidovaným výpočtem (89 km/s) na základě přesnějších nových parametrů Siria B. V r. 2005 se poprvé použilo k měření spektrografu STIS na HST a výsledek 80,4 km/s otevřel problém, protože v mezích chyb nesouhlasila gravitační hmotnost s dynamickou. Joyce s týmem zopakovali v lednu 2018 měření posuvu spektrografem STIS, ale s odlišnou kalibrací pomocí přesné polohy čáry Hα ve spektru Siria A. Dostali tak hodnotu posuvu (80,6 ±0,7) km/s. Z hodnoty posuvu a poloměru Siria B obdrželi gravitační hmotnost (1,017 ±0,025)Mʘ v dobré shodě s hmotností dynamickou (1,018±0,011) Mʘ.

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

3.1. Supernovy

V září 2014 přehlídkový dalekohled Palomar Transient Factory objevil vzplanutí supernovy, která se v následujících měsících chovala jako typ II-P, a byla tak také klasifikována. Namísto poklesu jasnosti po přibližně 100 d však supernova iPTF14hls zůstala jasná po následující více než dva roky. Analýza archivních dat navíc odhalila, že hvězda patrně zjasnila na přechodnou dobu i v r. 1954. Kromě dlouhého období jasnosti vykazuje hvězda neobvyklé spektrum, odpovídající teplotě obálky ~6 kK, která zůstává konstantní stejně jako poloměr oblasti, z níž záření přichází. Jasnost se mění, za sledované období došlo k nejméně 5 výrazným zjasněním; maximální svítivost dosáhla ≥ 3,4 GL⊙.

Žádný z navržených modelů nedokáže pozorování vysvětlit úplně. Objevitelé iPTF14hls, I. Arcavi aj. navrhují model supernovy s párovou nestabilitou (pair instability supernova, PISN) – velmi hmotné hvězdy, v jejímž nitru se vlivem vysokého tlaku fotony proměňují v páry pozitron–elektron, což vytváří nestability, které mohou vést k zažehnutí supernovy na několika místech uvnitř hvězdy. L.–J. Wang aj. navrhli vysvětlení pozorované světelné křivky pomocí akrečního modelu látky, padající z rozpínající se obálky zpět na zbylý centrální objekt. Autoři odvodili, že k udržení konstantní teploty záření by postačilo, aby z odhozené obálky s hmotností ~21 M⊙ padalo do akrečního disku jen asi 0,2 M⊙. Autoři však přiznávají, že k vysvětlení nejvyššího zjasnění jejich model nestačí. S. Woosley shrnul všechny dostupné informace – podle něj je pravděpodobným vysvětlením kombinace několika modelů: PISN dobře vysvětluje postupná zjasnění, akreční model konstantní teplotu a velikost zářící oblasti a hypotéza magnetaru nízkou rychlost rozpínání vodíkové obálky. Potíž je, že různé modely vyžadují v centru různý zbytek po supernově – buď jde o magnetar, obyčejnou neutronovou hvězdu nebo černou díru, ale těžko se uprostřed může nacházet vše naráz.

Pro některé astronomy bude rok 2018 rokem krávy. 16. června došlo k přechodnému zjasnění objektu AT2018cow (odtud kráva), které jako první zpozoroval S. Smartt na Královnině univerzitě v Belfastu. Následná pozorování R. Marguttiové aj. v oborech od rádiového až po záření ɣ ukázala, že obálka se od centrálního objektu rozpíná rychlostí ~0,1 c a její teplota dosahuje 30 kK. Odhadnutá uvolněná energie vzplanutí je ~1043÷1044,5 J v rozmezí 103÷105 s a hmotnost odhozené látky na 0,3 M⊙. Autoři jako pravděpodobný scénář navrhují model nepovedeného vzplanutí supernovy z modrého veleobra nebo naopak hvězdy s nízkou hmotností, bohatou na vodík. V obou případech by zbylým centrálním objektem neměla být černá díra. A. Y. Q. Hoová aj. zpracovali podrobnou analýzu následných pozorování v submilimetrové až centimetrové oblasti spektra – jejich výsledky víceméně odpovídají předchozí práci (energie ≥ 1041 J, rychlost rozpínání obálky ~0,13 c), přetrvávající zjasnění v krátkovlnné oblasti nicméně naznačuje, že v centru se nachází buď černá díra nebo rychle rotující neutronová hvězda.

Ani po více než 30 letech od vzplanutí se nepodařilo objevit zbytek po supernově 1987A. D. Alp aj. zkompilovali nedávná pozorování v různých oborech, aby určili horní hranice vlastností kompaktního zbytku. Na základě dat z mikrovlnné observatoře ALMA, teleskopu VLT a kosmických dalekohledů HST a Chandra odhadli, že jasnost objektu musí být ≤ 0,1 mJy v pásmu 213 GHz, ≤ 1 L⊙ v optickém oboru a výkon 1029 W v rentgenovém spektru v rozsahu energií 2÷10 keV. Z těchto omezení plyne limit bolometrické svítivosti 22 L⊙ v případě volného průchodu světla a 138 L⊙, pokud je zdroj zakrytý prachem. Tyto hodnoty znamenají, že povrchová teplota předpokládané neutronové hvězdy musí mít hodnotu < 4÷8 MK. P. Esposito aj. provedli stejnou analýzu na základě rentgenových dat a neutrin a došli k podobné hodnotě 1÷5 × 1028 W, ovšem upozorňují, že nelze vyloučit ani o několik řádů zářivější rentgenový zdroj, který je ukrytý v hustém oblaku látky. G. Zanardová aj. zjistili pomocí soustavy ATCA (Australia Telescope Compact Array, Narrabri, Nový Jižní Wales) polarizaci rádiového záření zbytku po SN 1987A. Míra polarizace činí (2,7 ± 0,2) % v pásmu 22 GHz a (3,5 ± 0,7) % v pásmu 44 GHz a pochází z blízkosti centrálního objektu. Y. Cendesová aj. analyzovali 25 let záznamů (1992–2017) ze zmíněné soustavy ATCA v pásmu 9 GHz a nalezli výraznou změnu rychlosti expanze obálky kolem dne 9 300 po vzplanutí z (2 300 ± 210) km/s na (3 160 ± 240) km/s. Vysvětlení spočívá v postupu rázové vlny skrz hustý pás, nacházející se v rovníkové oblasti kolem centrálního objektu – jakmile rázová vlna prošla hustší cirkumstelární oblastí, v řidším prostředí se výrazně zrychlila. Pozorování nahrávají více pásu ve tvaru torusu než pásu v podobě jednoduchého prstence.

T. Urushibata aj. prozkoumali modely tzv. pomalých splývačů, tedy dvou postupně splývajících složek, u nichž až závěrečné splynutí Rocheových potenciálových ploch vyvolá vzplanutí supernovy. Dvojice hvězd s hmotnostmi 14 a 9 M⊙ dokáže dobře vysvětlit pozorovanou světelnou křivku, vyšší zastoupení He v méně hmotné hvězdě dobře modeluje i získaná spektra. E. Bear a N. Soker hledali podobnosti mezi SN 1987A a dalšími pozůstatky po supernově a přišli s návrhem, že i v tomto případě mohlo jít o vzplanutí provázené vznikem akrečního disku nebo pásu, který nepravidelně dodává látku centrálnímu objektu a vytváří jakési nesymetrické, škytající výtrysky. S.–B. Zhang aj. se pokusili najít v centrální oblasti SN 1987A rádiový pulsar, avšak nebyli úspěšní. Kontrolní pozorování pulsaru PSR B0540−69, který se také nachází ve Velkém Magellanově mračnu (LMC), ukázalo, že 64m radioteleskop v Parkesu je pro detekci vhodný; zbývají tedy tři možnosti – buď v centru zbytku po supernově pulsar není, nebo je orientován tak, že záblesky nás míjejí, nebo je okolní prostředí stále příliš husté, aby jím mohlo rádiové záření projít. Pokud platí třetí možnost, čas hraje v náš prospěch – dříve či později okolní prostředí prořídne a záblesky projdou.

V r. 1977 navrhli K. Thorne a A. Żytkowová teoretický model hybridní hvězdy, která vznikne splynutím neutronové hvězdy s velkou a hmotnou hvězdou, např. červeným obrem nebo veleobrem. Pokud ke „srážce“ dojde za vhodných podmínek, neutronová hvězda se propadne do středu druhé složky a vznikne hybridní hvězda (TŻO, Thorne-Żytkow Object), která může dlouhodobě existovat, pokud má obálka (látka původní obří hvězdy) hmotnost ≤ 8 M⊙, nebo naopak ≥ 14 M⊙. T. Moriya numericky simuloval dlouhodobý vývoj TŻO a zjistil, že pokud mají opravdu velké hmotnosti> 130 M⊙, vytváří tlak obálky nad neutronovou hvězdou párovou nestabilitu a TŻO nakonec exploduje. Neutronová hvězda v nitru se zhroutí do černé díry a exploze odhodí do okolí hvězdnou látku s hmotností ≥ 10 M⊙. Autor odhaduje rozsah energií výbuchu na 1040 J (takové vzplanutí může vypadat jako nepovedená SN) až 1045 J (zde je naopak možná záměna se supernovou typu II). Životní cyklus TŻO je možné odhadnout na 105÷106 r, takže v Galaxii jich můžeme v současnosti očekávat asi 20–200. A. Kozyrevová aj. oznámili objev anomální SN typu II OGLE14–073, jejíž světelná křivka velice dobře odpovídá právě vzplanutí TŻO; alternativní vysvětlení vyžaduje splynutí dvou hvězd s hmotnostmi ≥ 150 M⊙ a nízkou metalicitou – takové hvězdy se zřejmě vyskytovaly v raném vesmíru, dnes by však měly být velice vzácné.

Teoretické modely vzplanutí supernovy typu II dlouho selhávaly v přesném napodobení odrazu rázové vlny od hroutícího se železného jádra hvězdy. H.–Th. Janka se svým týmem objevili dlouho chybějící vlastnost modelů – zahrnutí interakce mezi atomovými jádry a neutriny uvnitř, na rozhraní i vně hroutícího se jádra. V první práci i v další s T. Melsonem a A. Markem ukázali, že právě tepelné působení toku neutrin je klíčovou složkou, která ve 3D modelech umožňuje vznik rázové vlny a její zrychlující se rozpínání. A. Aksenov a V. Čečetkin použili konvektivní 3D modely nitra hvězd a vložili do nich interakci látky s neutriny ve všech třech rozměrech. Z modelů plyne teoretické omezení počtu neutrin s energiemi ≥ 10 MeV, které by měly přiletět z nejbližšího vzplanutí supernovy. V Galaxii průměrně vzniknou 1 až 2 supernovy za století; neutrinové observatoře máme. Nezbývá než čekat.

Teoretická vysvětlení supernov typu Ia jsou na tom v zásadě podobně; velmi jasné supernovy (super-luminous supernovae, SLSN) zatím postrádají věrohodné numerické modely. Připomeňme, že jde o přechodná zjasnění se svítivostí zhruba o řád až dva vyšší než „standardní svíčky“; předpokládá se, že všechny jsou spojené se zábleskem záření ɣ, který však není vždy pozorovatelný. M. Fink aj. provedli velký počet numerických simulací zhroucení různých druhů předchůdců vzplanutí SN Ia a nechali v modelech postupně proběhnout tři procesy: postupné prohořívání, počáteční prohořívání následované detonací a přímá detonace (autoři si vypůjčili terminologii důlních expertů – prohořívání znamená šíření chemické reakce podzvukovou rychlostí, detonace naopak rázovou vlnu – šíření nadzvukovou rychlostí). Modely s přímou detonací dokáží dobře reprodukovat rychlé zjasnění SN Ia, ale v ostatních parametrech světelné křivky i spektra SN neobstojí. Modely postupného prohořívání pro předchůdce s vysokou hmotností a diferenciální rotací se ukázaly jako vhodné pro podskupinu supernov typu 2002cx.

3.2. Degenerované hvězdy

Pulsar PSR B1957+20 se nachází v souhvězdí Šípu ve vzdálenosti ~1,99 kpc od nás a sestává z rychle rotující neutronové hvězdy a hnědého trpaslíka. Složky kolem sebe oběhnou každých ~9,2 h a k našemu štěstí dochází k jejich zákrytům; zákryt samotného pulsaru hnědým trpaslíkem trvá něco přes 40 min. Pulsar kromě rádiových záblesků vytváří silný hvězdný vítr, který z hnědého trpaslíka očesává látku, vytvářející za ním oblak ionizovaného plynu a prachu, táhnoucí se jako chvost. R. Main aj. na pulsar zaměřili 305m anténu radioteleskopu W. E. Gordona (Arecibo, Portoriko) a zjistili, že těsně před zákrytem a těsně po ním dochází ke zjasnění rádiového signálu v konkrétních frekvencích až 80×. Hnědý trpaslík a oblak ionizované látky kolem něj funguje jako jakási plazmatická čočka, která zvyšuje úhlové rozlišení radioteleskopu do té míry, že je možné ve vzdálenosti pulsaru rozlišit fluktuace v magnetosféře pulsaru o velikosti ~10 km (!). Autoři navrhují, že stejný princip elektromagnetického čočkování se může uplatnit u opakujících se rychlých rádiových záblesků jako např. FRB 121102. N. Mahajan aj. analyzovali stabilitu pulsů samotného pulsaru a zjistili, že pulsuje ve dvou módech, mezi nimiž přepíná přibližně každých ~1 000 otáček (tedy 1,7 s, to je zatím nejnižší známá hodnota). Přepnutí v některých případech doprovází výskyt obřího pulsu, který se vždy objeví 25 ms před pravidelným hlavním pulsem.

J. van den Eijnden aj. objevili v datech VLA (Karl G. Jansky Very Large Array, Pláně sv. Augustina, Nové Mexiko) u neutronové hvězdy SwJ0243 výtrysk, první svého druhu. Pulsar má totiž silné magnetické pole, o němž se dosud předpokládalo, že vzniku výtrysku účinně brání tím, že v blízkosti neutronové hvězdy přehluší slabší zamrzlé mag. pole akrečního disku. Autoři navrhují, že buď výtrysk vzniká dále od neutronové hvězdy, kde její mag. pole není tak silné, nebo se zde uplatňuje další, zatím neznámý způsob vzniku. První hypotézu podporuje skutečnost, že výtrysk září v rádiovém oboru o ~2 řády méně než srovnatelné výtrysky u neutronových hvězd se stejnou rentgenovou svítivostí. Zatím víme jen o dvou dalších možných výskytech výtrysku u pulsaru se silným mag. polem, které čekají na potvrzení. Observatoř VLA objevila výtrysk u SwJ0243 po zásadní renovaci, je tedy naděje, že se podaří nalézt další případy.

Rentgenový pulsar PSR J0537–6910 v LMC škytá. R. D. Ferdman aj. analyzovali záznamy pokrývající 13 let z družice RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer). Pulsar má periodu 16 ms a jde o nejrychlejší a nejenergetičtější známý mladý objekt tohoto typu. Autoři v datech nalezli 42 zaškobrtnutí, ročně tedy připadá jedno škytnutí na 8,8 × 107 pulsů. Navíc se ukázalo, že amplituda nepravidelného pulsu je přímo úměrná délce pravidelné pulsace do následujícího škytnutí, tj. čím „víc“ pulsar škytne, tím déle potrvá, než se to stane znovu. Frekvenční analýza naznačuje, že škytání souvisí s relativistickým brzděním rotace; pulsar má patrně magnetické pole, které nedokážeme přímo detekovat. D. Antonopoulou aj. doplnili další rentgenová data a nalezli dalších 22 škytnutí, z nichž plyne, že v průměru jich nastane asi 3,5 ročně a zpomalování rotace se v průběhu pozorování zrychluje.

Škytá také pulsar PSR B0531+21 v centru Krabí mlhoviny (M1, NGC 1952). B. Shaw aj. zaznamenali 8. listopadu 2017 zrychlení rotace pulsaru o 1,530 × 10−5 Hz, což znamená největší zaznamenanou změnu frekvence toho pulsaru vůbec – navíc od r. 1996 první. Zrychlení proběhlo během asi 1,7 d a nebylo provázeno žádnou viditelnou změnou profilu pulsů v rádiových pásmech 610 a 1 520 MHz, ani změnou jasnosti v rentgenovém oboru. Stejné škytnutí analyzovali X. Zhang aj. v rentgenovém oboru v datech družice XPNAV–1 (X-Ray Pulsar Navigation-I), v nichž se změna frekvence projevila v delším období ~38,6 d a také nebyly pozorovány změny intenzity rentgenového záření. B. Haskell aj. modelovali příčiny pozorovaných škytů. Předpokládá se, že za změnou frekvence pulsaru stojí přesun momentu hybnosti mezi jednotlivými vrstvami neutronové hvězdy, které se patrně nacházejí v supratekutém stavu. Autoři připravili hydrodynamický model, který umožňuje dobře reprodukovat náhlou změnu rotační periody a následné ustálení nové frekvence v závislosti na tom, zda se přenos momentu hybnosti odehraje v nitru nebo v plášti neutronové hvězdy. Porovnání s pozorovanými škytnutími Krabího pulsaru a pulsaru v mlhovině Vela (mlhovina i pulsar nesou stejné jméno jako souhvězdí Plachet) podle autorů ukázalo, že u pulsaru Vela se jedná o škyty v důsledku procesů v nitru pulsaru, zatímco u PSR B0531+21 jde naopak o změny v plášti neutronové hvězdy.

X. P. You aj. pořídili pomocí observatoře v Parkesu rádiová pozorování pulsaru PSR J1748–2446A v kulové hvězdokupě Terzan 5. Pulsar v souhvězdí Střelce ve vzdálenosti ~5,5 kpc byl objeven r. 2004 J. Hesselsem. Jde o nejrychleji známou rotující neutronovou hvězdu s periodou ~0,001 396 s (frekvence 716 Hz). Pulsar je složkou zákrytové proměnné, jejíž druhá složka má hmotnost ≥ 0,14 M⊙ a poloměr ~6 R⊙, tedy pravděpodobně vyplňuje svůj Rocheův lalok a pulsar vysává svého průvodce, čímž urychluje vlastní rotaci. Současné pozorování v pásmech 700 MHz, 1400 MHz a 3 GHz odhalilo, že zatímco v nižších frekvencích dochází k zákrytu pulsaru, na nejvyšších frekvencích jsou pulsy znatelné i uprostřed zákrytu. Navíc se ukázalo, že v některých orbitálních fázích se ztratí polarizace rádiového záření; autoři navrhují, že za oběma jevy stojí rozptyl či odraz záblesků pulsaru na ionizovaném cirkumstelárním prostředí.

SS 433 je dlouho známý mikrokvasar neboli velmi hmotná rentgenová dvojhvězda v Galaxii. O její kompaktní složce však ve skutečnosti stále mnoho nevíme (sekundár je veleobr, jehož atmosféra přetéká Rocheův lalok a kolem primáru vytváří akreční disk; systém má výrazné výtrysky, z nichž nejméně jeden končí v obálce, zbytku po supernově s označením W50, vzdálené 40 pc od dvojhvězdy). M. Bowler použil dva nezávislé postupy k určení hmotnosti primární složky – jednak na základě odhadu poměru hmotností primární a sekundární složky q, jednak na základě míry relativistického zpomalování orbitální periody. Kombinací obou přístupů získal hodnoty q ~0,7 a M1 = (15 ± 2) M⊙. A. Čerepaščuk aj. na základě profilů spektrálních čar Brackettovy série vodíku odvozují, že čáry nevznikají uvnitř systému, ale v cirkumbinární obálce, z čehož plyne, že celková hmotnost systému je ≥ 40 M⊙. Poměr hmotností je podle autorů q ≥ 0,6.

J. Martí aj. na systém zaměřili teleskopy mikrovlnné observatoře ALMA a získali první jeho pozorování na vlnové délce 1,3 mm. Systém v tomto pásmu vykazuje zřetelné výtrysky, které souhlasí s kinematickými modely na základě kratších vlnových délek. Fluktuace ve výtryscích je možné pozorovat do vzdálenosti ~1,5″, což odpovídá stáří asi 90 d; oba výtrysky se po započtení projekce a Dopplerova jevu jeví jako symetrické. K. Blundellová aj. zkoumali polarizaci mikrovlnných dat observatoře ALMA a potvrdili, že v této části spektra Faradayova rotace neovlivňuje záření ve výtrysku až do vzdálenosti, kde výtrysk naráží na okolní prostředí. Podle autorů to nahrává vysvětlení, že výtrysk ve skutečnosti není souvislý proud částic, ale spíše „kanonáda“ jednotlivých chuchvalců horké ionizované látky. Y. Su aj. využili rádiových dat v čarách CO a HI v okolí SS 433/W50 a zjistili, že se v okolí nacházejí dvě molekulární oblaka, z nichž jedno se k nám přibližuje a druhé naopak vzdaluje. Obě leží mimo současné hranice W50, což podle autorů znamená, že se jedná o doklad historické interakce výtrysků SS 433 a mezihvězdným prostředím před ~105 r.

Na SS 433 se zaměřila i observatoř HAWC (High-Altitude Water Cherenkov, Sierra Negra, Mexiko), která publikovala souhrn pozorování v oblasti ≥ TeV částic (A. U. Abeysekara aj., 106 spoluautorů). Pozorování potvrdila, že v oblasti energetických částic záření ɣ dominují laloky W50, vzdálené od samotného centra mikrokvasaru. Polarizace záření ɣ v energiích ≥ 25 TeV jasně ukazuje, že energetické fotony vznikají inverzním Comptonovým rozptylem elektronů na částicích kosmického záření, který probíhá v prostředí s magnetickýcm polem o indukci ~16 nT.

Skupina italských dívek a chlapců, zapojených do středoškolského projektu EXTraS (Exploring the X-ray Transient and variable Sky), objevila při zpracování archivních dat evropské rentgenové družice XMM–Newton pětiminutové zjasnění jinak slabé kulové hvězdokupy NGC 6540. Trvání záblesku je příliš krátké na hvězdný původ a příliš slabé na vznik u neutronové hvězdy nebo černé díry. Je možné, že se jedná o chromosféricky aktivní dvojhvězdu, v níž vzniká rentgenové záření interakcí látky při přesunu mezi chromosférami obou složek, nicméně ani tak pozorování neodpovídá žádnému známému objektu tohoto druhu. S. Mereghetti aj. zpracovali dostupná archivní data k tomuto objektu – v rentgenovém oboru se hvězdokupa zjasnila ≥ 40× a celková vyzářená energie dosáhla ~1029 J.

S.–S. Weng aj. analyzovali > 200 pozorování pulsaru GRS 1915+105, která jsou dostupná od r. 1992. Jde o mikrokvasar V1487 Aql ve vzdálenosti ~11 kpc od nás; primární složku tvoří patrně černá díra s hmotností 10÷18 M⊙, sekundár má hmotnost 0,82÷1,0 M⊙. V datech jsou jasně patrná kvazipravidelná pozvolná zjasnění, následovaná rychlým poklesem jasnosti, tzv. srdeční rytmus, přisuzovaný interakci mezi výtrysky pulsaru a akrečním diskem či cirkumstelární látkou. Autoři zpracovali statistiku jednotlivých zjasnění a pokusili se namodelovat, jaká část systému je zodpovědná za určitou partii průměrné světelné křivky jednoho zjasnění. Ukázalo se, že existuje silná korelace mezi intervalem mezi jednotlivými zjasněními, pozorovaným vnitřním poloměrem akrečního disku a rentgenovou svítivostí. A. Maselli aj. porovnali data z družic BeppoSAX a RXTE a zjistili, že mezi šířkou pulsu v rentgenovém oboru a celkovou vyzářenou energií pulsu platí mocninný vztah. Navíc se ukázalo, že v tvrdém rentgenovém záření nastává puls o něco později (analogie inverzní rádiové disperze), a to tím víc, čím větší interval uplynul od posledního zjasnění.

Splynutí dvou neutronových hvězd, které 17. srpna 2017 zachytily detektory gravitačních vln LIGO / Virgo jako událost GW 170817, bylo poprvé zaznamenáno také v oboru záření ɣ jako záblesk GRB 170817A. Po jevu se na zdrojovou oblast NGC 4993 zaměřila řada přístrojů a v následujících měsících byla zveřejněna více než stovka prací, zabývajících se zjištěnými daty, stejně jako teoretické práce týkající se samotného splynutí. Záblesk ɣ nebyl typickým krátkým zábleskem, měl měkčí spektrum a ani průběh intenzity nebyl stejný jako u většiny GRB – nejprve následoval krátký tvrdý puls asi o ~2 s později než maximum gravitační vlny, následovaný měkčím ~2 s trvajícím pulsem.

A. Pozaněnko aj. využili optických dat observatoře Chilescope a rádiové observatoře BSA (Big Scanning Antenna) a odhadli hmotnost prstence vytvořeného kolem černé díry ~10–2 M⊙. J. J. Ruan aj. potvrdili postupně rostoucí jasnost protějšku v rádiové i rentgenové oblasti spektra ve 109. d po vzplanutí (16 d po vzplanutí se bohužel dostal zdroj za Slunce a nebylo možné ho sledovat). Oba druhy záření tedy nejspíš přicházejí ze stejné oblasti a světelná křivka v rengtenovém oboru dobře odpovídá modelu výtrysku, procházejícího skrz obálku odhozené látky. R. Marguttiová aj. potvrdili další zjasňování protějšku i 160 d po vzplanutí v datech družice Chandra, HST i VLA. Objekt vykazuje mocninné spektrum netepelného záření. Autoři navrhují, že buď jde o záření polopravidelně rozpínající se obálky mírně relativistickými rychlostmi, nebo o úzký kužel velmi rychlých částic a okolní oblouky pomalejšího větru. V. Villar aj. zaměřili na NGC 4993 SST (Spitzerův kosmický dalekohled) a překvapivě se jim nepodařilo na vlnové délce 3,6 µm optický protějšek vůbec nalézt; na vlnové délce 4,5 µm byl 43 d po vzplanutí patrný s jasností (22,9 ± 0,3) mag a 74 d po vzplanutí s jasností (23,8 ± 0,3) mag. D. Dobie aj. oznámili, že (149 ± 2) d po vzplanutí začala rádiová jasnost objektu v pásmu 2÷9 GHz klesat. M. Nynkaová aj. potvrdili z dat družice Chandra, že jasnost v rentgenovém oboru začala klesat až ~260 d po vzplanutí – v modelu polopravidelně se rozpínající obálky jako zdroje tohoto záření to znamená, že čelo rozpínání začalo zpomalovat. Spolupráce Fermi-LAT publikovala měření přístroje LAT (Large Area Telescope) na palubě družice Fermi – bohužel v době vzplanutí družice prolétala nad jižní atlantickou anomálií a nebylo možné spolehlivě určit tok záření s energiemi ≥ 100 MeV; z odhadů na základě nižších energií autoři odvodili celkový zářivý výkon 9,7 × 1036 W, což je o 5 řádů méně, než je typické pro krátká GRB se srovnatelným z. K. Abe aj. (163 spoluautorů) oznámili, že v časovém okně ± 500 s kolem okamžiku splynutí nenalezli v datech neutrinové observatoře Super-Kamiokande žádné zvýšení toku neutrin s energiemi 3,5 MeV ÷ ~100 PeV; ke zvýšení nedošlo ani v dalších 2 týdnech.

I. Mandel zkombinoval měření gravitačních vln při splynutí s dostupnými údaji o červeném posuvu mateřské galaxie NGC 4993 a poslední hodnotou Hubbleovy konstanty z přehlídky DES a odhadl, že sklon dráhy neutronových hvězd byl (18 ± 8)° (≤ 28° s 90% jistotou). O. Gottlieb aj. propočetli model vzniku záření ɣ v obálce odhozené látky kolem centra vzplanutí: jako nejpravděpodobnější se jeví hypotéza relativistického výtrysku prorážející „kokon“, který vznikl buď dřívější interakcí výtrysku – mířícího jiným směrem než k nám – s okolním prostředím, nebo počátečním zahlcením sebe sama, které nevedlo k vyzařování v ɣ oboru. D. Pooley aj. propočetli předpokládaný průběh jasnosti optického protějšku v rentgenovém oboru a na základě porovnání se skutečnou světelnou křivkou došli k závěru, že vzniklý objekt s hmotností ~2,7 M⊙ je spíše černá díra než neutronová hvězda – ta by totiž v době ≥ 109 d po vzplanutí zářila v rentgenovém oboru více. A. Kruszewski porovnal klasický model kilonovy, který publikovali r. 1998 L.–X. Li & B. Paczyński, s průběhem bolometrické světelné křivky GW 170817. Přestože je model sféricky symetrický, homogenní a jednoduchý, pro první 1,5 d souhlasí s pozorovanými daty naprosto přesně. V maximu model vykazuje povrchovou teplotu (10 809 ± 712) K a zářivý výkon (8,90 ± 0,33) × 1034 W.

F. Camilo aj. (208 spoluautorů) publikovali pozorování magnetaru PSR J1622–4950 v rádiovém a rentgenovém oboru z observatoří MeerKAT, Parkes, XMM–Newton, Swift, Chandra a NuSTAR, která potvrzují, že po klidném období od r. 2015 se zdroj opět probudil a je aktivní. 19. března 2017 dosáhl rádiový tok asi 100× vyšší hodnoty než v klidovém stavu a rentgenový výkon byl ≥ 800× vyšší oproti klidu. Od toho dne jasnost opět exponenciálně klesala. Geometrie systému odvozená z polarizace rádiového záření se jeví stejná jako před 6÷8 roky, nicméně se zdá, že poloha zdroje rentgenového záření v magnetosféře pulsaru se změnila; jde zřejmě o důsledek diferenciální rotace neutronové hvězdy.

Detekce gravitačních vln splynutí dvou neutronových hvězd poskytla mj. potřebné okrajové podmínky pro teoretické modely samotných NH. E. Annala aj. a F. J. Fattoyev, J. Piekarewicz a C. J. Horowitz došli k podobným závěrům pro stavové rovnice látky, z nichž plyne, že nejvyšší možný poloměr NH s hmotností 1,4 M⊙ je ≤ 13,76 km. A. W. Shaw aj. použili klidnou rentgenovou dvojhvězdu v kulové hvězdokupě M13 a hledali optimální fit pro spektra družic ROSAT, Chandra a XMM–Newton. Za předpokladu hmotnosti MNH = 1,4 M⊙ a vodíkové atmosféry druhé složky, je poloměr RNH = 12,3+1,9–1,7 km (i se započtením nejistoty v určení vzdálenosti dvojhvězdy, resp. M13 od nás). Y. Suwa aj. hledali spodní hranici hmotnosti NH – k jejímu vzniku je třeba, aby uhlíkovo-kyslíkové nitro nepříliš hmotné hvězdy mělo hmotnost ≥ 1,37  M⊙, aby se mohlo zformovat dostatečně velké železné jádro, z něhož explozí supernovy vznikne NH s minimální hmotností 1,17 M⊙. L. Rezzolla aj. určili horní hranici hmotnosti NH na ≤ 2,16+0,17–0,15 M⊙, což je v dobré shodě s hranicí ~2,17 M⊙, odvozenou již dříve B. Margalitem a B. D. Metzgerem.

K. De aj. analyzovali průběh světelné křivky a vývoj spektra supernovy iPTF14gqr (SN 2014ft) a publikovali hypotézu, že se jedná o předčasné odhození vrchních héliových vrstev hvězdy ještě před vzplanutím samotné supernovy, která byla slabá (energie ~2 × 1043 J). Autoři interpretují vzplanutí jako druhou supernovu v binárním systému, který již jednu neutronovou hvězdu má. Protože pozorovaná supernova byla slabá, pravděpodobněji při ní vznikla druhá NH než černá díra, jednalo se tedy o vznik neutronové dvojhvězdy.

4. Mezihvězdná a intergalaktická látka

K. Pattleová aj. použili polarimetr POL-2 na kameře SCUBA-2 (Submillimetre Common-User Bolometer Array 2) na dalekohledu J. C. Maxwella (JCMT, Mauna Kea, Havaj) k mapování známých „pilířů stvoření“ v mlhovině M16. Měření na vlnové délce 850 µm odhalilo, že siločáry magnetického pole jsou rovnoběžné s nejdelší osou pilířů a jsou kolmé na magnetické pole pozadí. Autoři odvodili, že indukce pole v oblasti s aktivní tvorbou hvězd se pohybuje mezi 17÷32 nT. Struktura pole naznačuje, že siločáry pomáhají udržovat rozsáhlou strukturu a brání mateřskému ionizovanému oblaku, aby se rozpadl do izolovaných globulí.

T. Liu aj. použili stejný přístroj ke zjištění vlastností oblaku G035.39-00.33, IR temného prachového mračna ve vzdálenosti 2,9 kpc od nás. V tomto případě jsou siločáry magnetického pole kolmé k nejhustšímu vláknu, které se v oblaku nachází. Síla pole odvozená z pozorování je okolo nejhustšího vlákna ~5 nT a spektroskopická pozorování v čarách 13CO naznačují, že vlákno vzniklo v místě srážky dvou původně řidších částí oblaku. Severní část vlákna patrně udržuje magnetické pole, zatímco střední a jižní část je zřejmě nestabilní. Autoři nalezli 9 míst, která jsou pravděpodobnými kandidáty na hroutící se zárodečný hvězdný oblak - mají hmotnosti ~16÷219 M⊙. Nejhustší vlákno má délku 6,8 pc a hmotnost ~2,8 kM⊙, celý oblak má hmotnost asi 16,7 kM⊙.

B. McGuire aj. objevili v molekulárním mračnu TMC-1 (Taurus Molecular Cloud, součást Radcliffovy vlny v místním rameni Galaxie; souhvězdí Tau a Aur) molekulu benzonitrilu (C6H5CN), účinné organické rozpouštědlo a také nejjednodušší polycyklický aromatický uhlovodík nesoucí dusík. Objev molekuly je důležitý proto, že se předpokládá, že v mezihvězdném prostředí vzniká přímou reakcí benzenu (C6H6) s molekulou CN. Existenci složitější polycyklických aromatických uhlovodíků máme dobře potvrzenu IR emisemi ve spektrech molekulárních mračen, ale benzen samotný se hledá špatně, neboť molekula nemá dipólový moment a je možné ji najít pouze absorpcí proti jasnému záření pozadí. Pozorované zastoupení benzonitrilu je ~4× vyšší, než odpovídá teoretickým propočtům přímých chemických procesů; autoři proto navrhují, že další neočekávaný benzonitril vzniká alternativními fotochemickými procesy, např. na povrchu prachových zrn.

T. Soma aj. nalezli v TMC-1 spektrální čáry molekul CH3CHO, H2CCO, C3H2O a H2CO, stejně jako uhlíkové řetězcové molekuly jako C34S. Autoři použili rádiová data z observatoře Green Bank v pásmech 40 a 70 GHz a 140 GHz měření 30m teleskopu IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique) na Pico Veleta. Profily jednotlivých spektrálních čar ukazují, že molekuly se v oblaku nacházejí jak v plynné fázi, tak na povrchu zrn. Vzhledem k nevysokému stáří mračna je počet nalezených druhů komplexních organických molekul (≥ 11) překvapivý.

J. Großschedlová aj. použili databázi DR2 astrometrické družice Gaia k přesnějšímu určení polohy a tvaru molekulárního mračna Orion A. Autoři vybrali ~700 mladých hvězdných objektů aktivních v IR oboru a zjistili, že oblak nemá jednoduchou vláknitou strukturu, jakou vidíme ze Země, ale je složen ze dvou odlišných částí, spolu připomínajících kometu: hustší prohnuté hlavy s intenzivní tvorbou hvězd a řidšího ~75 pc dlouhého ohonu, v němž je tvorba hvězd nižší. Celé mračno má na délku ~90 pc a poměr nejdelšího rozměru vůči nejkratšímu je ~30:1.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy, hvězdné asociace

Vlastnosti mezihvězdné látky v HII oblastech poblíž hvězdokup M16 a M17 již dříve naznačily, že obě hvězdokupy možná vznikly v rámci jedné mateřské hvězdné porodnice. F. Comerón a J. Torra použili databázi DR2 družice Gaia k určení paralax červených obrů v oblasti uvnitř obálky mezihvězdné látky, viditelné v čarách H I a CO. Ze vzorku 37 jasných červených hvězd autoři identifikovali čtyři, které se nacházejí ve vzdálenosti 2 kpc, tedy přibližně stejně jako M16 a M17 (1,8 kpc, resp. 1,98 kpc). Následná spektroskopie odhalila věk těchto čtyř obrů v rozmezí 10÷30 Mr, což v rámci chyb také souhlasí s odhadovaným stářím obou hvězdokup. Výsledky podporují hypotézu, že M16 a M17 mají společný původ a současná generace mladých hvězd je již druhou generací, jejíž zrod podnítila vzplanutí supernov zhroucením hmotných mladých hvězd generace první.

Kulové hvězdokupy a jejich jednotlivé hvězdy byly považovány za nejstarší části Galaxie. Stáří hvězdokup je možné určit modelováním vývoje jednotlivých hvězd a statistickým porovnáním rozložení barev - za předpokladu, že všechny hvězdy vzniknou v krátkém časovém rozmezí, závisí jejich barva v průběhu vývoje převážně na počáteční hmotnosti. E. Stanwayová a J. Elridge zahrnuli do modelů vývoje jednotlivých hvězd dvojhvězdy a překvapivě se ukázalo, že model dokáže reprodukovat složení hvězdokup ve významně kratších časech - namísto 10÷14 Gr vychází jen 5÷8 Gr; např. pro M4 model udává jen 5÷6 Gr namísto dlouho předpokládaných 13 Gr! Model se zahrnutím dvojhvězd také ukazuje poněkud vyšší metalicitu (zastoupení prvků těžších než He) v atmosférách jednotlivých hvězd v hvězdokupě.

T. Brown aj. použili data z WFC3 (Wide Field Camera 3) na palubě HST k přímému měření paralaxy NGC 6397, nejbližší kulové hvězdokupy s nízkou metalicitou. Autoři naměřili hodnotu (0,418 ± 0,018) mas (tisícina obloukové vteřiny), která odpovídá vzdálenosti (2,39 ± 0,1) kpc. Porovnání barevných indexů s ohybem hlavní posloupnosti dává stáří (13,4 ± 1,2) Gr. M. Correnti aj. využili fotometrických dat WFC3 v blízkém IR oboru k nezávislému určení stáří hvězdokupy a získali hodnotu (12,6 ± 0,7) Gr.

S. Chen aj. použili databázi DR2 družice Gaia k určení vzdáleností kulových hvězdokup 47 Tuc a NGC 362 v Malém Magellanově mračnu (SMC). Autoři zjistili, že určení vzdálenosti jednotlivých hvězd je citlivé na hodnotu jasnosti dat DR2 ve filtru G, která se liší pro jasné a slabé hvězdy. Průměrná hodnota vzdáleností vychází 47 Tuc: (4,45 ± 0,12) kpc, NGC 263: (8,54 ± 0,44) kpc.

Přesné určování vlastností všech členů jednotlivých hvězdokup je ošemetná záležitost, způsobená základním problémem: určení, zda daná hvězda do hvězdokupy skutečně patří či nikoli. S. Reinová aj. využili databázi DR1 družice Gaia a zaměřili se na Hyády (Calldwell 41; Tau) s využitím dřívějších astrometrických i spektrometrických dat. Z nich vypočetli pravděpodobné dráhové parametry a iterativně nechali hledat optimální řešení pro jednotlivé podmnožiny hvězd. Výsledkem je identifikace 251 velmi pravděpodobných členů, z nichž 70 jsou noví kandidáti (včetně několika hvězd, které z hvězdokupy unikají). Hvězdokupa má v okolí centra zhruba kulový tvar, zatímco ve vzdálenějších oblastech je znatelně zploštělá.

Jádra lithia se srážkami s protony v nitrech hnědých trpaslíků (HT) s hmotností ≥ 0,05 M⊙ rozloží za dobu kratší než 1 Gr. Měřením zastoupení Li v atmosféře HT je možné v závislosti na jeho hmotnosti možné odhadnout stáří. E. L. Martín aj. použili přístroj OSIRIS (Optical System for Imaging and low Resolution Integrated Spectroscopy) na 10,4m dalekohledu GTC (Gran Telescopio Canarias) a pokusili se změřit zastoupení Li v atmosférách šesti HT v otevřené hvězdokupě Hyády. U dvou nejslabších a nejchladnějších se podařilo zachytit dublet na vlnové délce 670,8 nm - oba HT jsou spektrální třídy L a svítivost mají jen asi ~10-4 L⊙. Jejich stáří odvozené z míry odbourání lithia vychází na (650 ± 70) Mr, což je v souladu se stářím, určeným z hvězdných vývojových modelů.

S. Gossage aj. použili hvězdný vývojový model MESA, který nechali opakovaně počítat různé scénáře vývoje s postupně rostoucím vlivem rotace hvězd. Následně provedli statistiku, které modely dobře fitují pozorované barevné indexy hvězd v katalozích Tycho a 2MASS a z nich odvodili průměrné stáří otevřených hvězdokup Hyády, Jesličky (Praesepe) a Plejády. Ukázalo se, že odvozená stáří nejsou k rotaci modelových hvězd příliš citlivá a v rámci chyb se shodnou na sdílených středních hodnotách. Ty činí ~680 Mr pro Hyády, ~590 Mr pro Jesličky a ~110÷160 Mr pro Plejády.

V. Pavlík aj. spočetli pravděpodobnostní modely vykopnutí černé díry z mateřské hvězdokupy při výbuchu supernovy. Autoři použili numerické simulace problému mnoha těles a zkoumali rozdělení rychlostí a míru zadržení černých děr uvnitř hvězdokup při různých počátečních hmotnostních funkcích, poloměrech hvězdokup a rozděleních rychlostí. Porovnání numerických výpočtů s analytickými odhady ukázalo, že při střední rychlosti černých děr ≤ 50 km/s mají hvězdokupy s počáteční hmotností ≥ 5×103 M⊙ a poloměru 2 pc schopnost udržet ≥ 20 % černých děr uvnitř poloměru s poloviční hmotností celé hvězdokupy. Analytické odhady ukazují, že velmi kompaktní trpasličí galaxie UCDs (Ultra-Compact Dwarf galaxies) by měly být schopny udržet až 80 % černých děr i při středních rychlostech černých děr až 190 km/s. Neočekávaným výsledkem simulací je zjištění, že kompaktní hvězdokupy s ~103 hvězdami umožňují prodloužení tvorby černých děr v supernovách díky dynamicky vznikajícím novým dvojhvězdám - k tomuto jevu v hustěji populovaných či naopak prostorově rozsáhlejších hvězdokupách nedochází.

T. Cantat-Gaudin aj. analyzovali rozložení 1 229 otevřených hvězdokup v Galaxii v databázi DR2 družice Gaia. Data potvrzují představu, že nejmladší hvězdokupy jsou vázány k rovině Galaxie a k jednotlivým spirálním ramenům, zatímco starší asociace jsou rozloženy rovnoměrněji v celém objemu kulové složky Mléčné dráhy. Autoři díky statistickému zpracování dat také náhodně objevili 60 nových otevřených hvězdokup.

T. Muraveva aj. spojili historicky známé vlastnosti proměnných hvězd typu RR Lyrae společně s přesnou astrometrií družice Gaia k odvození vztahů perioda-absolutní magnituda-metalicita pro blízkou a střední IR a viditelnou oblast spektra. Pro jednotlivá pásma V, G, KS a W1 při metalicitě [Fe/H] = -1,5 dex a periodě 0,5238 d vycházejí hodnoty MV = (0,66 ± 0,06) mag, MG = (0,63 ± 0,08) mag, MKs = (-0,37 ± 0,11) mag a MW1 = (-0,41 ± 0,11) mag. Nové hodnoty dovolí zpřesnit určování vzdáleností v Mléčné dráze i nejbližších galaxiích při využití hvězd RR Lyr jako standardních svíček.

5.2. Naše Galaxie

Myšlenka, že Mléčná dráha v minulosti pohltila další galaxie, není nikterak nová. Její potvrzení se však zatím omezovala na nesrovnalosti v drahách a chemickém složení některých hvězd v okolí Slunce. A. Helmiová aj. použili databázu DR2 družice Gaia k potvrzení hypotézy, že vnitřní galaktické halo (tedy hvězdy mimo disk Galaxie, ale zároveň ne ty nejvzdálenější od něj) je z velké části složené z hvězd, pocházejících z galaxie, která se s Mléčnou dráhou srazila. Autoři zkombinovali fotometrická i astrometrická data z Gaii pro hvězdy do vzdálenosti 10 kpc od Slunce, stáří a chemické složení z historických katalogů a numerické simulace splynutí Pragalaxie a satelitní galaxie s hmotností asi 20 % současné Mléčné dráhy a objevili dobrou shodu pozorování s modelem. Kromě přítomnosti starých hvězd s nízkou metalicitou ve zmíněném vnitřním halu model ukázal, že splynutí způsobilo zvětšení tloušťky disku Galaxie (vlivem poruch drah původních hvězd) a iniciovalo v něm mohutnou tvorbu nových hvězd. Model ukazuje, že ke splynutí došlo před asi 10 Gr.

Vývoj Galaxie se netýká jen minulosti. C. Martínezová-Lombillová aj. zkombinovali data z přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey), UV pozorování družice GALEX (GALaxy Evolution eXplorer) a IR měření kosmického teleskopu Spitzer a vytipovali spirální galaxii co nejvíce podobnou té naší. Kombinace dat z více oborů spektra autorům dovolila v NGC 4565 identifikovat mladé hvězdy a změřit jejich rychlosti vůči disku galaxie. Z tempa růstu této galaxie autoři odhadli rychlost zvětšování Mléčné dráhy na 500 m/s - takovým tempem byste z Prahy do Ostravy doletěli asi za 9 min. O 5 % se Galaxie zvětší asi za 3 Gr.

Protože se nacházíme uvnitř disku Galaxie, máme ztíženou možnost pozorovat, kam až disk vlastně dosahuje. Nedávno se objevily náznaky, že jeho průměr by mohl větší než dosud předpokládaných asi 30 kpc. M. López-Corredoira aj. použili data z přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) a přístroje LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope) ke statistickému odvození vzdálenosti, v níž jsou hvězdy disku odlišitelné svou metalicitou od hvězd halové složky Galaxie - k jejich vlastnímu překvapení se ukázalo, že hvězdy disku se nacházejí i ve vzdálenostech ≥ 26 kpc od centra (s intervalem spolehlivosti 99,7 %), resp. dokonce 31 kpc od centra (s int. spolehlivosti 95,4 %).

H.-F. Wang aj. dospěli k podobnému závěru studiem prostorové hustoty hvězd z větve červených obrů. Radiální profil dvojdisku Mléčné dráhy (disk tvoří dvě složky: tenká a tlustá) vykazuje dvě skokové změny: tloušťka pro R < 11 je (2,12 ± 0,26) kpc, (1,18 ± 0,08) kpc pro 11 ≤ R ≤ 14 a ~2,72 kpc pro R > 14. První změna je patrně způsobena téměř úplným vymizením tenké složky, za které zřejmě může radiální migrace hvězd. Druhou změnu vysvětlit neumíme. Další zesílení tlusté složky se pravděpodobně nachází ve vzdálenosti R ~19 kpc od centra a v různých vzdálenostech se prakticky všude za R > 8 kpc nacházejí různě nepravidelné substruktury.

E. Patelová aj. rozšířili svou dřívější práci a pomocí měření vlastních pohybů trpasličích galaxií v Místní soustavě galaxií odhadli hmotnost Mléčné dráhy. Metoda využívá bayesovský přístup a definuje rozsahy pravděpodobných hmotností. Problém je, že měření vlastních pohybů trpasličích galaxií s dostatečnou přesností je k dispozici pouze pro asi 20 % z nich. Metoda je proto citlivá na vlastnosti každé jednotlivé trpasličí galaxie, nejvíce na galaxii Sagittarius dSph. Při jejím zahrnutí vychází hmotnost Mléčné dráhy na 0,85+0,23-0,26 × 1012 M⊙, bez ní na 0,96+0,29-0,28 × 1012 M⊙. I přes uvedené nepřesnosti tato metoda přibližně dvakrát snižuje dosavadní nejistotu v hmotnosti Galaxie.

G. Monari aj. odvodili hmotnost Mléčné dráhy z výpočtů únikové rychlosti. Autoři použili data > 2 850 hvězd halové složky Galaxie z DR2. Z nich zkonstruovali křivku únikové rychlosti pro vzdálenost ~5÷10,5 kpc od centra; ve vzdálenosti Slunce má úniková rychlost hodnotu (580 ± 63) km/s a směrem ke středu Galaxie roste. Na základě předpokládané hodnoty místní kruhové rychlosti 240 km/s a Navarrova-Frenkova-Whiteova profilu křivky únikové rychlosti pak pro ΛCDM model skryté látky vychází celková hmotnost Galaxie na 1,550,64-0,51 × 1012 M⊙.

Velmi rychlé hvězdy HVS (Hyper-Velocity Stars) představují oblast astronomie, která díky současným přehlídkám oblohy a automatizovanému zpracování velkých množství dat prochází bouřlivým rozvojem. K. J. Shen aj. nalezli v databázi DR2 družice Gaia 7 kandidátů na velmi rychle se pohybující bílé trpaslíky, kteří byli vymrštěni z mateřské soustavy při výbuchu druhé složky coby supernovy. Následná spektroskopická pozorování a výpočty radiální složky rychlosti odhalily, že ve třech případech je možné zpětným trasováním nalézt pozůstatek po supernově, z něhož bílý trpaslík vyletěl. Rychlost všech tří objektů vůči Galaxii přesahuje 1 000 km/s, nejrychlejší dosahuje hodnoty ~2 400 km/s.

T. Marchetti aj. použili DR2 k odvození katalogu 7 mil. hvězd s přesnými prostorovými charakteristikami, tzv. 6D: 3 složky pozice v prostoru + 3 složky vektoru rychlosti. V tomto katalogu hledali hvězdy, pravděpodobně unikající z Galaxie. Nalezli jich 125, z nichž 20 se s pravděpodobností ≥ 80 % pohybuje vyšší než únikovou rychlostí. Protože se jedná o jasné hvězdy, žádná HVS se mezi nimi nenachází. 7 z nich překvapivě vylétá z disku Galaxie (nikoli z centra) a zbylých 13 není možné zpětně trasovat do Mléčné dráhy - buď se jedná o dosud netušenou skupinu extragalaktických hvězd, nebo rozptýlenou vysokorychlostní složku některého z hvězdných proudů mezi galaxiemi v Místní soustavě.

J. Maíz Apellániz aj. použili databázi DR1 k podobné analýze, založené ovšem na hvězdách spektrálního typu O a veleobrech typu B a A. Nalezli 76 hvězd, které pravděpodobně unikají z Mléčné dráhy; z toho 17 dosud neidentifikovaných. Autoři odhadují, že skutečný počet uprchlíků je ve skutečnosti přibližně dvojnásobný. Analýza spekter vede k závěru, že hvězdy různých spektrálních typů mají různý sklon k opuštění Galaxie - zatímco veleobři B a A prchají méně často, hvězdy typu O jsou v rámci Mléčné dráhy těkavější.

A. Irrgang aj. ještě před vydáním DR2 zpracovali spektrální data 14 HVS z katalogu Multiple Mirror Telescope (6×1,8 m, Mount Hopkins, Arizona), pro něž odvodili stáří, vzdálenost od nás, radiální rychlost, povrchové gravitační zrychlení a teplotu, hmotnost a poloměr. Všechny hvězdy mají poloměr 2,5÷5 M⊙, rychle rotují a s jednou výjimkou (spektrální typ A) se jedná o hvězdy spektrálního typu B. Po vydání DR2 se A. Irrgang aj. zaměřili na určení místa původu těchto HVS. Ty, u nichž se již dříve předpokládala vyšší než úniková rychlost, jsou i podle nové analýzy skutečně od Mléčné dráhy gravitačně odpoutané; 5 z celkových 14 také nepřilétá z centra Galaxie, ale z disku. Dosud upřednostňovaná hypotéza HVS coby vymrštěných složek dvojhvězd při průletu v blízkosti centrální černé veledíry tedy nemůže vysvětlit všechny pozorované případy. Zcela zvláštní kategorii tvoří hvězda HVS3, o níž již víme, že přiletěla z LMC.

Pro mladé hvězdokupy (stáří ≤ 4 Mr) v Mléčné dráze velice dobře platí empirický vztah mezi celkovou hmotností a hmotností nejhmotnější hvězdy. Zvětšující se záběr hvězdných přehlídek však v nedávné minulosti objevil několik hvězdokup, v nichž je tento vztah porušen. S. Oh a P. Kroupa se zaměřili na hvězdokupu VVV CL041, objevenou r. 2015, jejíž nejhmotnější hvězda má hmotnost ≳ 80 M⊙, tedy přibližně dvojnásobek proti předpokladu. Autoři provedli sérii numerických simulací, v nichž dali vzniknout hvězdokupě s hmotností ~3 kM⊙. V 8 případech ze 100 se ukázalo, že se skutečně může zformovat hvězda s hmotností ≥ 80 M⊙, a to díky pozdějším násobným kolizím hvězd při dynamicky indukovaných rozpadech dvojhvězd. Nejde tedy o porušení vztahu mezi hmotností hvězdokupy a nejhmotnější hvězdy, ale o důsledek následného vývoje hvězdokupy.

P. Roche aj. použili přístroj CanariCam na GTC (Gran Telescopio Canarias, 10,4 m, La Palma) k pozorování blízkého okolí centra Galaxie v IR oboru a pořídili mapu polarizovaného záření teplého prachu na vlnové délce 12,5 µm. Polarizace záření odpovídá orientaci prachových zrn, a tedy i magnetickému poli v daném místě. Jedná se o doplňující pozorování k existujícím měřením ve středním IR a rádiovém oboru, v tomto případě ovšem s vysokým rozlišením. Autoři potvrdili existenci vláken, zhuštění magnetického pole v okolí jasných hvězd tzv. Severního ramene a dalších struktur ve východozápadní příčce. Tyto struktury s pozorovanými hvězdami nejspíš nesouvisí, tj. hvězdy se patrně na příčku pouze promítají.

Tým přístroje GRAVITY (R. Abuter aj., 97 spoluautorů) na VLTI (4× 8,2 m, Cerro Paranal, Chile) zveřejnil výsledky bezmála 26 let pozorování hvězdy S2 v blízkosti centrální černé veledíry (dřívější měření pořídily přístroje SINFONI a NACO). 19. května 2018 S2 prošla pericentrem své dráhy ve vzdálenosti jen 120 au od černé veledíry (1 400 Schwarzschildových poloměrů RS, rychlost průletu ~7 650 km/s ≃ 2,5 % c). Spektroskopie odhalila při průchodu pericentrem červený posuv, způsobený gravitačním polem černé veledíry v hodnotě ~200 km/s/c - jde o další nezávislé potvrzení Einsteinovy obecné teorie relativity.

Stejný tým publikoval také pozorování ještě bližšího okolí černé veledíry ve středu Galaxie, označované jako Sgr A*. Autoři v interferometrických datech nalezli ne zcela pravidelná zjasnění v blízkém IR oboru s periodou (45 ± 15) min, způsobená pohybujícím se objektem v úhlové vzdálenosti asi 150 µas (tisícina obloukové vteřiny) proti směru hodinových ručiček. Rovina polarizace světla rotuje se stejnou periodou jako samotný objekt. Odhad dráhových parametrů ukazuje, že se jedná o objekt na kruhové dráze ve vzdálenosti asi 6÷10 gravitačních poloměrů černé veledíry o hmotnosti ~4 MM⊙.

5.3. Místní soustava galaxií

Galaxie v Andromedě M31 je nejen vděčným pozorovatelským objektem podzimní oblohy, ale také výtečnou laboratoří galaktické astronomie. Její velikost vedla k předpokladům, že v minulosti prodělala srážky, resp. sloučení s několika menšími galaxiemi, a výzkumy se zaměřovaly především na hvězdný proud z M32. R. D'Souza a E.Bell přišli s hypotézou, že ve skutečnosti M31 prodělala před zhruba 2 Gr srážku s předchůdcem M32, který nebyl malou, ale naopak srovnatelně velkou galaxií o hmotnosti asi 1,5 × 1010 M⊙. Autoři vycházejí ze skutečnosti, že hvězdné halo M31 je nestandardně hmotné, obsahuje hvězdy s vyšší metalicitou a většina jich není ani velmi stará, ani velmi mladá. Stáří srážky autoři odhadují z posledního výrazného zrychlení tvorby hvězd, při němž vzniklo ≤20 % současných hvězd M31. M32 v tomto modelu představuje kompaktní jádro původní velké galaxie, která přišla o většinu disku. Překvapivé je, že M31 v době srážky již také měla disk, který splynutí bez úhony přežil. P. Gura-Thakurta navíc upozorňuje na skutečnost, že zbytky po srážce jsou mezi oběma galaxiemi rozmístěny nesymetricky a proud hvězd z M32 by se měl nacházet spíše na opačné straně.

M. Semczuk aj. přišli s návrhem, že za zvýšenou tvorbou hvězd před 2 Gr v M31 mohla gravitační interakce s M33, která je v současnosti třetí nejhmotnější galaxií v Místní soustavě a v níž ve stejné době také došlo k zesílení hvězdotvorby. Numerická simulace průletu ve vzdálenosti ~37 kpc ukázala, že v předchůdci M33 s jednoduchým diskem z chladného plynu a hvězd (a halovou složkou ze skryté látky) průlet skutečně dokáže vytvořit dvouramennou spirální strukturu hvězdného disku, kterou dnes v M33 pozorujeme. Tento jednoduchý model nedokázal reprodukovat zprohýbání plynné složky současné M33. Autoři proto rozšířili model o složku horkého plynu v disku i halu, což už poskytuje realistické výsledky.

P. Kafle aj. publikovali odvození hmotnosti M31 na základě drah planetárních mlhovin s vysokou rychlostí. Autoři použili bayesovskou statistickou metodu k vyloučení příliš odchylných mlhovin a odvodili únikovou rychlost (470 ± 40) km/s v galaktocentrické vzdálenosti 15 kpc a viriálovou hmotnost (0,8 ± 0,1) × 1012 M⊙ a průměr (240 ± 10) kpc. Hodnota hmotnosti vychází na nižší straně odhadů, což souhlasí s pozorovanými kruhovými rychlostmi mezi poloměry ≳ 10 kpc a < 35 kpc.

G. Torrealba aj. použili DR2 k pátrání po hvězdách typu RR Lyr v okolních galaxiích. K vlastnímu překvapení nalezli tři v těsné blízkosti na obloze, ve stejné vzdálenosti asi 130 kpc od nás. Protože oblast leží na opačné straně Galaxie v souhvězdí Vývěvy (Antlia, Ant), je jen těžko pozorovatelná; autoři se proto spojili přímo s datovým týmem družice Gaia a společně v datech objevili mimořádně slabou trpasličí galaxii Antlia 2, nacházející se za galaktickým rovníkem v šířce b ~ 11°. Galaxie je s průměrem 2,9 kpc srovnatelně velká jako LMC, ale s povrchovou jasností 31,9 mag/″2 jde o nejméně jasnou známou galaxii, téměř o dva řády slabší než velmi slabé trpasličí galaxie (UFDGs). Pátrání v archivu přístroje DECam odhalilo 159 členských hvězd s vzájemnou rychlostí (290,9 ± 0,5) km/s vůči Galaxii a střední metalicitou [Fe/H] ~ -1,4. Antlia 2 má také nejméně hmotné známé halo tvořené skrytou látkou, což naznačuje, že galaxie je rozcupovanou troskou původně větší a hmotnější galaxie - zda za tento konec mohou přečetné výbuchy supernov nebo slapové síly při interakcích s ostatními galaxiemi, zatím není jasné.

J. Simon využil data DR2 pro 17 velmi slabých trpasličích galaxií UFDG (ultra-faint dwarf galaxy) do vzdálenosti 100 kpc od Mléčné dráhy. Z jejich vlastních pohybů odvodil dráhové parametry. Medián pericentra dráhy má hodnotu 38 kpc, jen jediná UFDG Tucana III má pericentrum ve vzdálenosti 15 kpc od jádra Galaxie a velmi pravděpodobně ji čeká slapové roztrhání. Při konzervativním předpokladu viriálové hmotnosti Mléčné dráhy 0,8 × 1012 M⊙ má 8 ze 17 UFDG nedefinované apocentrum dráhy - to naznačuje, že buď je hmotnost Galaxie významně větší a trpasličí galaxie na tu naši padají volným pádem, nebo řada z nich ve skutečnosti obíhá kolem jiné galaxie v Místní soustavě. Medián excentricity dráhy má hodnotu 0,79, což je v dobrém souladu s numerickými modely.

T. Fritz aj. použili stejná data k analýze drah trpasličích galaxií do vzdálenosti 420 kpc od Mléčné dráhy. Autoři zpracovali vlastní pohyby 39 trpasličích galaxií v Místní soustavě, z nichž vypočetli dráhy pro dvě varianty hmotnosti Galaxie: „nízká“ 0,8 × 1012 M⊙ a „vysoká“ 1,6 × 1012 M⊙. I v tomto modelu se Tucana III v pericentru dostane blízko ke Galaxii stejně jako trpasličí galaxie Crater II. Z celého vzorku pro 10 galaxií nelze odvodit rovinu dráhy, 12 drah je skloněných vůči ostatním 17, které obíhají v jedné rovině - 11 z nich proti směru hodinových ručiček a 6 po směru.

D. Martínez-Delgado aj. oznámili objev slabé trpasličí galaxie Donatiello I přibližně 1° od hvězdy Mirach (β And, sp. typ M0III, 3 800 K, 2,01÷2,1 mag, 60 pc) na amatérském deep-sky snímku jednoho z členů autorského týmu. Následná pozorování pomocí GTC ukázala, že trpasličí galaxie je tvořená prakticky pouze starými hvězdami. Autoři odvodili modul vzdálenosti (27,6 ± 3,3) mag, tj. vzdálenost ~3,3 Mpc, absolutní magnitudu MV = -8,3 a povrchovou jasnost ~26,5 mag/″2. Vzdálenost a poloha na obloze naznačuje, že jde o satelitní galaxii trpasličí čočkové galaxie NGC 404 („Mirachův duch“, ⌀ 6,5 kpc, 3×1010 M⊙).

Galaxie ve Střelci byla objevena r. 1994 a tvoří spolu s Magellanovými mračny VMM a MMM tři nejbližší trpasličí galaxie, každá s hmotností v řádu 1010 M⊙. Zatímco vzdálenější (≳ 300 kpc) trpasličí galaxie si dokáží svůj plyn udržet, Sgr ve vzdálenosti ~50 kpc o něj již přišla. T. Tepper García a J. Bland-Hawthorn publikovali revidované numerické simulace vzájemných srážek s Mléčnou dráhou, podle nichž Sgr při prvním průletu diskem před ~2,7 Gr přišla o 30÷50 % plynné složky, druhý průlet před ~1 Gr ji připravil o zbývající plyn zcela. Druhý průlet zároveň časově souhlasí s posledním výrazným zvýšením hvězdotvorby v trpasličí galaxii. Plynná složka Sgr se v Galaxii rozptýlila před asi ~300 Mr a podle autorů je nepravděpodobné, že některá z pozorovaných plynných mračen s vysokou či střední rychlostí pocházejí z trpasličí galaxie Sgr; spíše se dá očekávat, že usazující se plyn se třením zpomalil na nízké rychlosti.

5.4. Galaxie v lokálním vesmíru

Hmotnost skryté látky v galaktickém halu převyšuje u většiny okolních galaxií hmotnost viditelné látky v galaktickém disku v poměru s minimální hodnotou ~30:1 pro galaxie srovnatelně hmotné s Mléčnou dráhou; směrem k méně hmotným i hmotnějším galaxiím se tento poměr ještě zvětšuje. P. van Dokkum aj. oznámili, že analýzou radiálních rychlostí kulových hvězdokup v difúzní galaxii NGC1052-DF2 zjistili, že tato galaxie většinu skryté látky postrádá. Hmotnost hvězd v ní je asi 2 × 108 M⊙ a na základě vypočtené křivky rychlostí vychází celková hmotnost látky uvnitř poloměru 7,6 kpc na ≤ 3,4 × 108 M⊙. Skrytá látka tedy zřejmě nemusí být vždy vázána na tu viditelnou.

Trpasličí galaxie by se kolem svých hmotnějších kolegyň měly obecně pohybovat na náhodných dráhách; vesmír na velkých vzdálenostech nemá žádné preferované směry. O. Müller aj. však nalezli kolem galaxie Centaurus A (NGC 5128, ⌀ 18,4 kpc, 1,8 × 1013 M⊙, 3,8 Mpc) překvapivě uspořádaný systém trpasličích galaxií - 14 z 16 z nich obíhá téměř ve stejné rovině (navíc kolmé ke slavnému prachovému pásu) a stejným směrem. Statistická pravděpodobnost, že se jedná o náhodu, je ≤ 0,5 %, tedy asi jako byste přišli do dětského pokoje a tam bylo uklizeno. Přesto to nemusí znamenat, že se jedná o fyzikální či kosmologický problém; vzorek je zatím příliš malý a možná vysvětlení sahají od faktu, že trpasličích galaxií může být násobně více a my je nevidíme, po hypotézu, že uspořádání drah může souviset s velkou srážkou, kterou Cen A v minulosti prodělala.

Na Cen A se zaměřili také J. Kim aj., kteří použili rádiovou interferometrii s velkou základnou mezi SPT (South Pole Telescope, 10 m, základna Amundsen-Scott, Antarktida) a APEX (Atacama Pathfinder EXperiment, 12 m, Llano de Chajnantor, Chile). Pozorování z ledna 2015 na vlnové délce 1,4 mm umožnila změřit rádiovou jasnost vnitřního jádra galaxie a z ní odvodit efektivní teplotu záření 1,4 × 1011 K; to je hodnota blízká stavu látky, v němž se hustoty magnetické a zářivé energie vyrovnávají (ekvipartiční rovnováha). Záření přichází z oblasti, která má úhlový průměr (34 ± 1,8) µas, neboli 120 RS černé veledíry s hmotností ~5,5 × 107 M⊙.

I. S. Jang aj. použili archivní data přístrojů ACS (Advanced Camera for Surveys) / WFC (Wide Field Channel) na HST, aby porovnali určování vzdáleností metodou standardních supernov typu Ia a pomocí určení vrcholu větve červených obrů v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Autoři využili měření vlastností galaxie NGC 1365 s halovou složkou s nízkou metalicitou, v níž vybuchla SN 2020fr. Na základě parametrů větve červených obrů odvozených z LMC autoři určili modul vzdálenosti (31,29 ± 0,05) mag, tj. vzdálenost (18,1 ± 0,4) Mpc. Tato hodnota dobře souhlasí s určením vzdálenosti galaxie metodou cefeid, navíc se ukázalo, že nezávisí na zvolené populaci hvězd. D. Hatt aj. na základě stejných dat a metody určili vzdálenosti ke galaxiím NGC 4424, NGC 4526 a NGC 4536, které jsou členy kupy galaxií v Panně. Jimi určené vzdálenosti (15,8 ± 0,4) Mpc, (15,7 ± 0,4) Mpc a (15,8 ± 0,4) Mpc; tyto hodnoty jsou opět v dobrém souladu se vzdálenostmi určenými metodou cefeid. Dlouhodobým cílem celého projektu Carnegie-Chicago Hubble Program je další zpřesnění Hubbleovy konstanty na vzorku galaxií, u nichž je možné určit vzdálenost nezávislými metodami.

L. Luan použili archivní data družice Chandra k analýze vlastností rentgenových zdrojů v galaxii M87. Ve vzdálenosti ≤ 40 kpc od centra galaxie se ve 12 uložených pozorováních nachází celkem 346 bodových zdrojů v pásmu 0,5÷8 keV a zářivým výkonem ≥ 4 × 1030 W. Autoři porovnali polohy rentgenových zdrojů s kulovými hvězdokupami, jichž se podařilo ztotožnit 122. Ukázalo se, že červenější kulové hvězdokupy, tvořené hvězdami s vyšší metalicitou, jsou ~2,2× pravděpodobněji hostitelkou rentgenového zdroje než hvězdokupy s nižší metalicitou. Většinu rentgenových zdrojů tvoří málo hmotné rentgenové dvojhvězdy (LMXBs), jejichž jasnosti a rozložení se liší podle toho, zda jsou či nejsou v kulové hvězdokupě; to ukazuje na odlišný původ. Ve vzorku autoři dále vytipovali 40 proměnných rentgenových zdrojů, z nichž jednu složku pravděpodobně tvoří černá díra - tito kandidáti se bez výjimky nacházejí v kulových hvězdokupách. Kromě samotné M87 autoři hledali rentgenové zdroje v 76 trpasličích galaxiích v okolí, ale žádný nenašli.

J.-Y. Kim aj. zaměřili na jádro M87 pozornost sítě GMVA (Global mm-VLBI Array, celosvětová soustava ≥ 17 radioteleskopů + observatoře ALMA). Na vlnové délce 3,5 mm s úhlovým rozlišením ~50 µas autoři pozorovali vývoj relativistického výtrysku, který od dobře viditelného jádra s průměrem ~8÷13 RS expanduje do vzdálenosti tisícovek pc. Pozorovaná efektivní teplota záření činí ~1-3 × 1010 K, což je pod hranicí ekvipartiční rovnováhy a naznačuje, že energii výtrysku dominuje magnetické pole. Autoři odhadují, že průměr výtrysku na jeho začátku činí 5 RS.

F. Annibaliová aj. zaměřili LBT (Large Binocular Telescope, 2× 8,4 m, Mt. Graham, Arizona) na nepravidelnou galaxii NGC 4449 (Caldwell 21, CVn, 3,8 Mpc). S pomocí přístroje MODS (Multi Object Double Spectrograph) pořídili optická a IR spektra kulových hvězdokup v galaxii v rozsahu vlnových délek 350÷1 000 nm. Ukázalo se, že hvězdokupy jsou vesměs starší než 9 Gr a jejich metalicita [FE/H] se pohybuje v rozmezí -1,2 ÷ -0,7. To naznačuje, že v NGC 4449 se hvězdy z počátku tvořily jen pomalu a kulové hvězdokupy vznikly až později, z materiálu již obohaceného výbuchy supernov. Z rychlosti hvězdokup autoři odvodili hmotnost galaxie ve vzdálenosti ≤ 2,88 kpc na 3,15+3,16-0,75 × 109 M⊙, což je zhruba 3× více, než se dosud odhadovalo na základě jasnosti.

5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

První galaxie začaly vznikat ještě během první miliardy let stáří vesmíru po jeho reionizaci. Dosud se předpokládalo, že tyto prvotní galaxie byly turbulentní a víceméně náhodné shluky látky. R. Smitová aj. se zaměřili na dvě galaxie z hlubokého pole SST (Spitzer Space Telescope), přezdívané „malé červené tečky“. Mikrovlnná observatoř ALMA prokázala v dalekém IR oboru červený posuv spektrálních čar CII z - (6,8540 ± 0,0003), resp. (6,8076 ± 0,0002). Intenzita těchto spektrálních čar má jiný průběh než typické spektrální čáry Lyman-ɑ pro galaxie se z> 6,5; to patrně znamená, že v uhlíkových čarách září jiná populace hvězd v galaxii než ve vodíkových. Autoři dodávají, že budeme-li rychlostní gradienty čar CII interpretovat jako rotaci, znamená to, že obě galaxie mají rotující turbulentní disk, což je vlastnost, dosud pozorovaná až u galaxií o ~2 Gr mladších. Rychlost tvorby hvězd je u obou galaxií na svou dobu také nezvykle vysoká: ~19, resp. ~23 M⊙/r.

Hubbleovo ultrahluboké pole UDF (Ultra Deep Field) v souhvězdí Pece skrývá ještě hlubší pohled. Tým přístroje MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) observatoře VLT zveřejnil 10 prací, které shrnují data získaná technikou spektroskopie celého pole (integral field spectroscopy, pořizování spekter pro mnoho objektů v zorném poli najednou). Tam, kde HST získal červené posuvy 161 galaxie, jich MUSE naměřilo 1 338. E. Ventouová aj. nalezli 113 těsných párů galaxií s hmotnostmi 107÷1011 M⊙, rozmístěných podél časové osy přes 12 Gr. Nejvyšší míra srážek těchto galaxií, nastala v období kolem 2 Gr po velkém třesku. Toto období se nazývá „kosmologické poledne“, protože ve stejné době vyvrcholila také míra tvorby hvězd. A. Drakeová aj. se zaměřili na spektrální čáru Lyman-ɑ, pro níž v rozmezí z 2,91÷6,64 v UDF nalezli 692 galaxií, z nich 72 nových, které v datech HST nejsou. Zářivý tok v emisních čarách je přímo úměrný míře tvorby hvězd a směrem k vyšším z stoupá, z čehož plyne, že právě tyto galaxie, resp. jejich nově zrozené hvězdy sehrály zásadní úlohu v reionizaci vesmíru.

První galaxie začaly ve vesmíru vznikat z rozsáhlých fluktuací látky s velkou hmotností krátce po skončení šerověku. Spatřit je přímo je ovšem náročné, potřebujeme k tomu přehlídky dostatečně citlivé na slabé objekty a zároveň s širokým záběrem, neboť netušíme, kam se dívat. D. Marrone objevili takový zárodečný objekt v přehlídce dalekohledu SPT (South Pole Telescope). Galaxii SPT 0311-58 posléze prozkoumala mikrovlnná observatoř ALMA, jejíž data ukázala na červený posuv 6,9, tedy stáří ≤ 780 Mr po velkém třesku, a celkovou svítivost ~5÷33 × 1012 L⊙ (odhad závisí na spektrálním oboru). Také se vyjevilo, že objekt je ve skutečnosti dvojice galaxií, z nichž ta větší obsahuje ~2,7 × 1011 M⊙ plynu, ~2,5 × 109 M⊙ plynu a hvězdy se v ní tvoří tempem (2 900 ± 1 800) M⊙/r. Toto vysoké tempo patrně způsobuje druhá galaxie, vzdálená asi 8 kpc - ta má hmotnost jen 3,5 × 1010 M⊙ a rychlost tvorby hvězd (540 ± 175) M⊙/r, což patrně souvisí s faktem, že má nejméně o řád méně plynu a prachu a vypadá jako galaxie s nízkou metalicitou v našem okolí. Odhad hmotnosti skryté látky v halové složce obou galaxií je ~4 × 1011 M⊙, celkově jde o zatím nejhmotnější známý objekt v raném vesmíru s z> 6.

V. Mesaová aj. provedli statistickou analýzu orientace dvojic galaxií vůči vláknům látky ve velkých měřítkách. Autoři použili data přehlídky SDSS, z nichž vytvořili katalog párů galaxií se vzájemnou vzdáleností ≤ 100 kpc a rychlostí ≤ 500 km/s, které je možné jednoznačně přiřadit do některého filamentu, tj. max. 1 Mpc od jeho osy. Pro každý pár vypočetli úhel mezi rotační osou páru a osou daného vlákna. Statistika ukazuje, že osy galaktických dvojic a místní „páteří“ filamenty skutečně korelují, odchyluje se jen ~15 % párů. Polohy dvojic eliptických galaxií korelují více než jiné dvojice a galaxie do vzdálenosti ≤ 200 kpc od osy vlákna jsou také častěji orientovány podle osy vlákna.

B. Sebastian aj. oznámili objev obří vzdálené rádiové galaxie s červeným posuvem 0,57 (vzdálenost ~2,1 Gpc od nás) v souhvězdí Rysa. Autoři použili GMRT (Giant Metre-wave Radio Telescope, 30× 45 m, Pune, Indie) na frekvenci 150 MHz a k následným spektroskopickým pozorováním observatoř IGO (IUCAA Giravali Observatory, 2 m, tamtéž). Z úhlové velikosti 5,5′ plyne průměr galaxie ~2,2 Mpc (!). Pozorování v pásmech 325 a 610 MHz ukazuje na stáří galaxie pouhých 20 Mr, což společně s vysokou jasností jádra naznačuje, že může jít o výsledek čerstvě proběhnuvší srážky dvou až tří galaxií.

B. Clauwens aj. zveřejnili výsledky numerického modelování vývoje galaxií pomocí kosmologického výpočetního projektu EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments). Sledování diskové a sférické složky každé galaxie a jejich vývoj při srážkách umožnilo kategorizovat galaxie do tří fází formování, které závisejí více na hmotnosti galaxie než na délce vývoje. Při hmotnostech < 109,5 M⊙ galaxie rostou chaoticky a o výsledném tvaru rozhodují náhodné pohyby hvězd; vznik nových hvězd z podstatné části podněcují srážky či blízké průlety jiných galaxií. Při hmotnostech 109,5÷1010,5 M⊙ mají galaxie tendenci formovat disky a tvorba hvězd probíhá spontánně uvnitř samotné galaxie, ale centrální výduť vděčí za svůj vznik srážkám. Při hmotnostech > 1010,5 M⊙ se vnitřní tvorba hvězd významně zpomalí a galaxie získávají kulovitější tvar, a to spíše náběrem hvězd do halové složky při srážkách, přičemž disk obvykle úplně nezaniká.

Strojové učení proniká i do astronomie. M. Huertas-Company aj. úspěšně použili techniku rozpoznávání tváří, v níž namísto lidských obličejů naučili neuronovou síť na uměle vygenerovaných obrázcích rozpoznávat rané galaxie v různém stádiu vývoje: před intenzivní tvorbou hvězd v centrální oblasti, při ní (tzv. blue nugget) a po ní. Autoři posléze algoritmu předložili data přehlídky CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) pro červené posuvy 1÷3, v nichž stroj identifikoval všechny tři vývojové fáze. Ukázalo se, že nejlépe funguje na galaxiích s rozmezím hmotností 109,2÷1010,3 M⊙ nezávisle na hodnotě z. M. R. Becková aj. úspěšně vyzkoušeli podobný přístup v rámci projektu Galaxy Zoo 2. Nejprve učili bayesovský klasifikační algoritmus na dříve ručně roztříděných galaxiích, dokud nedosáhli přesnosti > 95 %. Ten pak zkombinovali s neuronovou sítí, naučenou na rozpoznávání morfologie galaxií. Neuronová síť předá rozhodování člověku, pokud typ galaxie sama nedovede určit. Tímto způsobem dokázali autoři zrychlit klasifikaci 210 803 galaxií na pouhé 32 d s přesností > 93 %.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

R. Marques-Chaves aj. objevili v datech přehlídky HERMES (HERschel Multi-tiered Extragalactic Survey) čočkovanou galaxii HLock01 s červeným posuvem ~2,96, která je mimořádně jasná v UV oboru. S pomocí GTC autoři zjistili, že se ve skutečnosti jedná o dvě galaxie, které splývají dohromady. Obě galaxie jsou asi 3,3 kpc od sebe, ta hmotnější (~5 × 1011 M⊙) je méně jasná, ta méně hmotná (~1010 M⊙) je asi 10× jasnější. V obou galaxiích se nachází značné množství plynu a do méně hmotné galaxie přitéká plyn z asi 110 kpc vzdáleného extragalaktického rezervoáru, což v ní pravděpodobně podněcuje tvorbu nových hvězd. Zásobník extragalaktického plynu by kvůli nízkému poměru signál / šum nebylo bez gravitační čočky možné zobrazit.

Gravitační čočky se ukazují jako dobrý nástroj výzkumu kvasarů. V. Bonvin aj. publikovali měření časového zpoždění signálu mezi jednotlivými obrazy trojnásobně zobrazeného kvasaru PG 1115+0080. Mezi obrazy A a B činí zpoždění 8,3 d, mezi A a C 9,9 d a mezi B a C 18,8 d. A. Agnello aj. spektroskopicky potvrdili dvě dvojice kvasarů (čočka i vzdálený zdroj) v datech z družic WISE, Gaia a přehlídky DES (Dark Energy Survey, Victor M. Blanco Telescope, Cerro Tololo, Chile). První čočka s červeným posuvem 0,23 a hmotností ~4 × 1011 M⊙ a účinným poloměrem ~3,4″ zobrazuje zdroj se z ~0,77 ve čtyřech obrazech. Druhá čočka je úhlově příliš blízko ke vzdálenému zdroji, takže je možné pouze určit jejich červené posuvy (zdroj ~1,39, čočka ~0,34) a účinný poloměr ~1,1″. C. A. Lemon aj. vytvořili malý katalog gravitačně čočkovaných kvasarů v databázi družice Gaia - celkem 24 kandidáti byli nezávisle potvrzeni v jiných přehlídkách (Pan-STARRS, WISE, SDSS). Automatizovaný algoritmus kandidáty vybral proto, že 13 z nich má vícenásobné obrazy, 10 má zesílený obraz a 1 má ve spektru emisní čáry kvasaru. Obrazy mají medián úhlové vzdálenosti 2,13″ a červené posuvy v rozmezí 1,06÷3,36. V. N. Šaljapin aj. nalezli v datech přehlídky SDSS čtyři čočkované dvojité kvasary s červenými posuvy ≳ 2 a provedli následný spektroskopický průzkum. Ve dvou případech je zřejmé, že gravitační čočka skutečně zobrazuje binární kvasar (SDSS J1617+3827, SDSS J2153+2732), ve dvou zbývajících případech jde pouze o geometrickou projekci kvasaru a blíže ležící aktivní galaxie.

G. Pietrzyński shrnul 25 let experimentálního využití mikročočkování ke studiu skryté látky. Již r. 1986 polský astronom B. Paczyński navrhl ověřit pozorováním, zda se skrytá látka v halu Mléčné dráhy vyskytuje v podobě hnědých trpaslíků, starých neutronových hvězd či hvězdných černých děr, tzv. MACHO tělesa (MAssive Compact Halo Object). R. 1993 pak C. Alcock aj. a E. Aubourg aj. nezávisle na sobě oznámili první kandidáty na zesílení jasnosti vzdálené hvězdy gravitační mikročočkou skrytým objektem - Alcockův tým použil 1,27m dalekohled se dvěma CCD kamerami a zorným polem 0,5°2, jimiž rok sledovali jasnosti 1,8 mil hvězd v LMC a objevili 1 zjasnění. Aubourgův tým používal fotografické desky se zorným polem ~25°2, na něž přes 3 r snímali ~3 mil hvězd v LMC a okolí a objevili 2 zjasnění. Všechny tři získané světelné křivky byly symetrické, přesně podle předpovědí, ale měly malý odstup signálu od šumu. Budoucnost vypadala nadějně. O 15 let později byly dedikované robotické dalekohledy schopné snímat jasnosti miliardy hvězd každou noc. O dalších 10 let dál můžeme strojově zpracovávat ještě větší množství dat - nejdelší souvislá časová řada zahrnuje 35 mil hvězd během 8 r. Přesto se v ní za celou dobu podařilo objevit jen 4 MACHO události. Ačkoli tedy povaha skryté látky v Galaxii i nadále zůstává neznámá, projekty pravidelného sledování velkého množství hvězd ať už v LMC / SMC nebo ve výduti Mléčné dráhy měly značný přínos pro rozvoj robotické astronomie, zpracování velkého množství dat a rozpracování teoretických konceptů galaktické skryté látky.

A. Mustill aj. zpracovali předpovědi mikročoček do r. 2035 na základě sady DR2 družice Gaia. S pravděpodobností ≥10 % nastane 7 zesílení uvnitř 1 Einsteinova poloměru. Medián zesílení pro tyto události autoři odhadují na 0,3÷5,3 %. D. M. Bramich provedl stejnou analýzu pro všechny hvězdy DR2 s určenou paralaxou a fotometrickou jasností. Pro období do poloviny r. 2026 mu vyšlo 76 událostí, z nichž 9, resp. 5 způsobí dva objekty. Celkem 10 událostí nastane s astrometrickým posuvem obrazu zdroje s amplitudou ≥ 0,5 mas, pro 5 událostí autor předpovídá natolik výrazné zjasnění, že by mělo být možné prokázat (ne)přítomnost planet v okolí čočkující hvězdy. J. Klüter aj. propočetli předpovědi až do r. 2065 a získali 3 914 událostí s posuvem obrazu ≥ 0,1 mas; z nich by jich asi 513 měla být schopná naměřit přímo družice Gaia. Zjasnění zdrojů autoři předpovídají v rozsahu 1 mmag až 3 mag.

A. Nucita aj. publikovali výsledek analýzy gravitační mikročočky TCP J0507+2447, ke které došlo v září-říjnu 2017 a objevil ji japonský amatér T. Kojima. Díky rychlé reakci profesionálních astronomů se podařilo získat světelnou křivku zdroje vzdáleného jen 700÷800 pc od nás. Analýza ukázala, že čočka je dvojitá s poměrem hmotností ≲ 10-4 a následné simulace ukázaly nejlepší shodu pro hvězdu s hmotností ~0,25 M⊙ a planetu (9,2 ± 6,6) MZ, obíhající ve vzdálenosti ~0,5 au. Systém se nachází ~380 pc od nás.

D. Bennett aj. znovu zpracovali pozorování gravitační mikročočky MOA-2010-BLG-117 a se započtením předpokladu, že také tato čočka je dvojitá a skládá se z hvězdy s hmotností (0,58 ± 0,11) M⊙ a planety s hmotností (0,54 ± 0,1) MJ v projektované vzdálenosti ~2,42 au, se jim podařilo dobře zrekonstruovat pozorovanou světelnou křivku. Systém se nachází ve vzdálenosti (3,5 ± 0,4) kpc od nás. Vzdálenost zdroje je (6,9 ± 0,7) kpc.

A. Bhattacharyaová aj. pomocí dat z HST a teleskopu Keck s adaptivní optikou získali na základě mikročočkování při přechodech planety před hvězdným kotoučkem parametry obou těles. Systém se nachází (2,54 ± 0,23) kpc od nás, hvězda má hmotnost (0,58 ± 0,04) M⊙ a planeta v projektované vzdálenosti (2,54 ± 0,23) au má hmotnost (39 ± 8) MZ. Jde o druhou planetu s hmotností > 20 MZ za sněžnou čárou, což naznačuje, že možná bude nutné revidovat akreční modely vzniku planet - současné modely ukazují, že takové planety by prakticky neměly existovat. Chystaná družice WFIRST (Wide Field InfraRed Survey Telescope, též Nancy Grace Roman Space Telescope, zkráceně RST, start ~2025, 2,4 m) by měla demonstrovanou metodou objevovat a určovat parametry exoplanet.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

S. Sánchez aj. publikovali prozatímní výsledky projektu MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apo) v rámci přehlídky SDSS-IV s ohledem na aktivní galaktická jádra (AGN). Datový soubor obsahuje 98 AGN oproti 2 700 neaktivním galaxiím. Aktivní galaxie jsou většinou rané typy, hmotnější a kompaktnější s výraznějším koncentrací hvězd směrem k jádru a vyšším tlakem. Autoři potvrzují dřívější předpoklad, že AGN se nacházejí v tzv. zeleném údolí, prostředním stavu mezi galaxiemi s tvorbou hvězd a bez ní, a platí to doslova v diagramech barva-magnituda i diagramech H-R. Analýza probíhající hvězdotvorby a hustoty chladného molekulárního plynu uvnitř galaxií ukazuje, že AGN skutečně procházejí procesem útlumu tvorby hvězd. Ten probíhá v galaxii zevnitř ven a je spojený s úbytkem plynu.

E. Bañados aj. oznámili objev kvasaru ULAS J1342+0928 s rekordním červeným posuvem 7,54. Jasnost černé veledíry dosahuje hodnoty 4 × 1013 L⊙ a její hmotnost 8 × 108 M⊙. Její přítomnost pouhých 690 Mr po velkém třesku znovu vyvolává otázku, jak tak velké objekty mohly vzniknout - autoři uvádějí, že je možné vysvětlit existenci takové veledíry, pokud vznikla s počáteční hmotností ~103 M⊙ asi 65 Mr po velkém třesku a následujících > 600 Mr nepřetržitě rostla rychlostí Eddingtonova limitu. Taková doba několikrát převyšuje typickou délku života kvasaru. Vzhledem k tomu, že kvasary s červeným posuvem z > 7 jsou dosud známy pouze dva, s rostoucí časem zpět do minulosti se patrně jedná o stále vzácnější objekty. Z absorpčního spektra kvasaru ULAS J1342+0928 plyne, že nejméně 10 % okolní látky tvoří neutrální vodík - modelování profilu čar Lymanovy série ukazuje, že by ho mohla být dokonce až třetina; zastoupení neutrálního vodíku jistě souvisí s intenzitou reionizace mezigalaktické látky.

Týmu přístroje GRAVITY (E. Sturm aj., 34 spoluautoři) na VLT se podařilo pozorovat centrální oblast kvasaru 3C 273 s úhlovým rozlišením 10-5″, neboli 0,03 pc ve vzdálenosti 550 Mpc. Díky tomu se autorům podařilo naměřit polohy modrého a červeného křídla rozšířené emisní čáry Paschen-ɑ ve dvou místech na kolmici k ose rádiového výtrysku kvasaru. Naměřený odstup odpovídá gradientu rychlosti plynu obíhajícího kolem centrální černé veledíry. Modelování rozměrů a rychlostí nejlépe odpovídá tlustý disk s poloměrem ~0,12 pc, obíhající kolem černé veledíry s hmotností 3 × 108 M⊙; poloměr disku je v dobrém souladu s dřívější hodnotou 0,08÷0,34 pc z metody zpětného mapování rozšířených emisních čar. Rotační osa disku je orientovaná souběžně s osou rádiového výtrysku.

T. Díaz-Santos aj. objevili v okolí infračervené galaxie WISE J2246-09526, hostící nejzářivější známý kvasar, další tři nepravidelné galaxie, které napájejí nejhmotnější galaxii proudem prachu a plynu. Soustava má červený posuv 4,6, díváme se na ni tedy v době asi 1,3 Gr po velkém třesku. V tomto případě je vhodné označit jev jako skutečné spojování galaxií namísto obvyklé srážky. Efekt vysávání látky z okolních galaxií je dvojí: jednak zajišťuje pravidelný přísun látky centrální černé veledíře, jednak ji zároveň účinně zakrývají prachem.

R. Decarli aj. prohlédli pomocí mikrovlnné observatoře ALMA 27 kvasarů s červeným posuvem > 6, a to v čáře CII o vlnové délce 158 µm a s úhlovým rozlišením ~1″. 23 zdrojů (85 %) se podařilo spolehlivě detekovat, čtyři hostitelské galaxie jsou dokonce rozlišitelné do vzdálenosti několika kpc od zdroje. Obvyklá jasnost kvasarů v CII činí 109÷1010 L⊙ a průměrná šířka čáry odpovídá rychlosti ~385 km/s. Dynamické odhady hmotností mateřských galaxií se pohybují mezi 2 × 1010 a 2 × 1011 M⊙, což je méně, než by se dalo čekat vzhledem k obvyklým hmotnostem centrálních černých veleděr > 3 × 108 M⊙. Jasnost v čáře CII nevykazuje silnou korelaci s celkovou jasností kvasarů.

B. Kapanadze aj. analyzovali archivní data družice Swift z let 2009-2012 pro kvasar Mrk 421. Autoři zkoumali v rentgenových spektrech v rozmezí energií 0,3÷10 keV a čítači vysokých energií časový vývoj. Během silných záblesků se intenzita záření obvykle zvýšila 3÷17× na dobu několika dnů. Kromě těchto přechodných jevů se podařilo najít 113 změn ≤ 1 d, s nejkratšími změnami v řádu jednotek hodin (zdvojnásobení jasnosti za 1,2 h) či dokonce stovek sekund (vzestupy jasnosti o 7÷24 % během 180÷720 s, pokles o 68÷22 % během 180÷900 s). Rentgenové spektrum a čítač vysokých energií obvykle reagovaly podobně, došlo však i k několika jevům, které se projevily nekorelovaně - nemohly tedy pocházet ze stejné oblasti v okolí kvasaru.

Kvasary typu 2 se považují za evoluční předchůdce klasických kvasarů, označovaných jako typ 1, a liší se především tím, že samotné jádro kvasaru je zakryté před přímým pozorováním. M. Kong a L. C. Ho provedli statistickou analýzu vlastností centrálních černých veleděr pro 669 kvasarů 2. typu z dat přehlídky SDSS. Hmotnosti autoři odvodili z jasností čar OIII, resp. čar OII a SII, pokud pro daný kvasar nebyla data v čáře OIII na vlnové délce 500,7 nm. Statistika hmotností černých veleděr ukazuje na rozmezí 106,5÷1010,4 M⊙ s mediánem 108,2 M⊙. Statistika svítivostí ukazuje, že Eddingtonův poměr (poměr bolometrické svítivosti a mezní Eddingtonovy svítivosti) sahá od 10-2,9 do 101,8 s mediánem 10-0,7. Kvasary 2. typu jsou tedy o něco jasnější než klasické kvasary ve srovnatelných z; to patrně souvisí s faktem, že zaprášené kvasary typu 2 se vyvinou do typu 1.

V letech 2015-2017 se velká skupina výzkumníků zaměřila na blazar (objekt typu BL Lac) OJ 287, který je nyní nejlepším kandidátem na těsnou binární černou veledíru uvnitř AGN. Simultánní pozorování v mnoha spektrálních oborech od záření ɣ (družice Fermi) přes rentgenové záření (družice Swift), optický obor (sonda Kepler + pozemní teleskopy) až po rádiové záření ukázalo jednak rychlou časovou variabilitu, jednak umožnilo zpřesnit některé fyzikální parametry zdroje. A. Goyal aj. (112 spoluautorů) zpracovali se zahrnutím archivních dat časovou proměnnost OJ 287 napříč spektrem přes šest řádů vlnových délek. Zatímco v rádiové oblasti se záření blazaru proměňuje v rozmezí měsíců až desítek let a nevykazuje žádné skoky, v optické oblasti se změny projevují v rozmezí hodin až 117 (!) let; ani v optickém oboru zdroj nevykazuje pravidelné ani kvaziperiodické oscilace. Rentgenové spektrum víceméně kopíruje rádiový a optický obor (B. Kapanadze aj. reportovali zjasnění trvající obvykle týden a asi 30 několikahodinových záblesků). Zato v záření ɣ se projevuje typický relaxační čas ~150 d, následující po nepravidelných zvýšeních jasu. M. Sasada aj. analyzovali data VLBA (Very Long Baseline Array, Socorro, Nové Mexiko) v pásmu 43 GHz, v nichž je možné někdy odlišit sekundární zdroj emise ve vzdálenosti ~0,2 mas od jádra blazaru. Autoři tento sekundární zdroj interpretují jako tok elektronů s dostatečnou energií k synchrotronnímu záření a inverznímu Comptonovu rozptylu ve vzdálenosti ≥ 10 pc od jádra - tedy relativistický výtrysk. I. Myserlis aj. zkoumali polarizaci rádiového záření pomocí 100m radioteleskopu v Effelsbergu a zjistili, že rovina polarizace záření se otáčí ve směru hodinových ručiček rychlostí -1,04°/d, což je v souladu s optickou polarizací, která rotuje zhruba rychlostí -1,1°/d. Autoři soudí, že za otáčení je zodpovědné magnetické pole ve tvaru šroubovice, jež má původ ve stáčení výtrysku ve vzdálenostech 1,9÷7,6 pc od centra blazaru. S. Britzen aj. využili archivní data VLBA v pásmu 15 GHz a zjistili, že osa výtrysku podléhá precesi s periodou (24 ± 2) r, tedy přibližně 2× tolik, kolik činí kvaziperioda dlouhodobých optických oscilací OJ 287. To potvrzuje, že za optickou složku záření je skutečně zodpovědný výtrysk.

Délka života kvasarů je nejasná otázka, zejména vzhledem k tomu, že centrální černé veledíry mají hmotnosti ≲ 109 M⊙, existují pravděpodobně ≲ 104÷105 r a vidíme je ve vzdálenostech odpovídajících stáří vesmíru ve stovkách Mr. A.-C. Eilersová aj. prostudovali kvasar SDSS J1335+3533 s červeným posuvem ~5,9, jehož stáří je s 95% pravděpodobností jen (103,0 ± 0,8) r. Autoři z emisních čar MgII odhadli hmotnost černé veledíry na 4,13+10,54-3,02 × 109 M⊙, z čehož vychází Eddingtonův poměr 0,30+0,77-0,22, hodnota srovnatelná s ostatními kvasary ve stejné vzdálenosti a podobnou jasností. Rekordní mládí kvasaru snad souvisí s relativně slabými emisními čarami, ale to bude možné potvrdit až na základě většího vzorku případů.

X. Y. Dong aj. ohlásili vznik katalogu kvasarů z dat pocházejích z přehlídky dalekohledu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope). Autoři nalezli v datových sadách DR2 a DR3 pořízených mezi zářím 2013 a červnem 2015 9 024, resp. 10 911 kvasarů. Některé kvasary byly identifikovány v jiných databázích (SDSS, NED - NASA / IPAC Extragalactic Database), 8 100 zdrojů je nových a z nich má 6 887 dostatečně silné emisní čáry k určení vlastností centrálních černých veleděr. Většina kvasarů z přehlídky se nachází v nižších z (medián ~1,5), nejvyšší hodnota červeného posuvu kvasaru v přehlídce je 4,8. Katalog bude k dispozici on-line.

5.8. Černé díry a veledíry

Existenci binárních černých veleděr předpovídají numerické simulace vývoje galaxií. Zatím se nepodařilo přímo pozorovat žádnou binární veledíru, nejprůkaznější nepřímá pozorování existují pro výše zmíněný blazar OJ 287 s pravděpodobnou vzdáleností složek 7,3 pc. P. Kharb aj. nalezli poblíž jádra Seyfertovy galaxie Mrk 533 (NGC 7674, 117 Mpc) podivný rádiový výtrysk ve tvaru písmene Z, který lze dobře vysvětlit vznikem binární veledíry při srážce dvou galaxií. Autoři na jádro Mrk 533 zaměřili observatoř VLBA a v pásmu 15 Ghz nalezli dva zdroje v lineární vzdálenosti ~0,35 pc od sebe. Rychlost výtrysku u jádra dosahuje ~0,28 c a jeho stáří autoři odhadují na ≥ 8 200 r.

Když se do příliš těsné blízkosti černé veledíry dostane hvězda, čeká ji neodvratný konec v podobě slapového roztrhání. S. Mattila aj. pozorovali právě takový jev u splývajících spirálních galaxií Arp 299 (NGC 3690, 40 Mpc). R. 2005 západní z obou galaktických jader výrazně zjasnilo v IR oboru a autoři se na něj zaměřili v rádiovém oboru. V průběhu 10 následujících let pak pozorovali relativistický výtrysk, pohybující se zprvu rychlostí ~0,995 c. Směr výtrysku byl ovšem o 55°÷65° skloněn vůči trvalému výtrysku, kterým černá veledíra v jádru aktivní galaxie chrlí látku do okolí. Rentgenové a optické spektrum nevykazovalo téměř žádné zjasnění. Autoři přišli s hypotézou, že hvězda přiletěla k veledíře ze směru mimo rovinu jejího akrečního disku, což po roztrhání hvězdy vytvořilo dočasný akreční disk a sekundární výtrysk; ten je pro nás zakryt prachem v centru galaxie, takže většina jeho energie se k nám dostala v podobě rádiových vln a IR světla, které prach zpětně vyzářil. Celkovou vyzářenou energii autoři odhadují na 1,5 × 1045 J a hmotnost původní hvězdy na 2÷7 M⊙.

T. Krühler aj. publikovali výsledky následného výzkumu mateřské galaxie přechodného zjasnění ASASSN-15lh. Autoři použili HST a přístroje X-Shooter a MUSE na VLT. Galaxie obsahuje převážně hvězdy se stářím 1÷2 Gr bez známek nedávné tvorby hvězd, malé množství ionizovaného plynu a jedná se o slabě aktivní galaxii. Centrální černá veledíra má hmotnost 5+8-3 × 108 M⊙ a její akreční disk má průměr ≳ 1 kpc. Její poloha s přesností ± 170 pc souhlasí s místem přechodného zjasnění, které bylo patrně způsobeno slapovým roztrháním hvězdy. Autoři odhadují, že černá veledíra rotuje se spinem ≥ 0,5. E. Coughlin a P. Armitage vytvořili numerický model, simulující roztrhání hvězdy v blízkosti černé veledíry coby primární složky binárního systému. Simulace ukazují, že většinou je výsledkem roztrhání proud pozůstatků, z nichž se akreční disk nezformuje vůbec nebo pouze malý a po dlouhé době. Určitá část látky v proudu zůstane gravitačně vázaná a po čase spadne zpět na černou veledíru, což tvoří sekundární zjasnění. Tím je podle autorů možné dobře vysvětlit pozorovaný vzestup jasnosti ASASSN-15lh ~100 d po primárním zjasnění.

Existence černých veleděr v sobě nese jednu zásadní otázku: odkud se vzaly, přesněji řečeno, jak dokázaly (velmi rychle) získat svou hmotnost? Zatím známe dvě vhodné hypotézy: buď měly úplně první hvězdy ve vesmíru hmotnost ≳ 100 M⊙ a jejich pády do galaktických černých děr z nich během prvních stovek Mr dokázaly udělat takové bumbrlíčky, nebo černé veledíry rovnou velevznikly velezhroucením zárodečného veleoblaku. Druhá hypotéza je podle všeho pravděpodobnější - problém je, že ve vesmíru takové zárodečné veledíry téměř nevidíme. M. Mezcua aj. v přehlídce aktivních jader trpasličích galaxií z archivních dat družice Chandra s hmotnostmi v rozsahu 107÷3 × 109 M⊙ nalezli 40 centrálních děr střední velikosti s hmotnostmi ~104÷105 M⊙. Aktivní jsou jádra ~10 % trpasličích galaxií a v případě malých galaxií také klesá počet aktivních jader s rostoucím z, což obojí podporuje druhou hypotézu. Nevíme ovšem, kolik takových černých děr se střední hmotností je klidných a my je v malých galaxiích nevidíme. I. V. Chilingarian aj. zkompilovali z několika přehlídek nejnadějnější kandidáty na střední černé díry s hmotnostmi 3 × 104÷2 × 105 M⊙. Nalezli jich 305 a vlastnosti 10 z nich je možné přímo potvrdit díky rentgenové emisi. Podle nich data upřednostňují první hypotézu, neboť vznik přímým kolapsem by měl zvýhodňovat černé díry s hmotností ≥ 105 M⊙. Pátrání tedy pokračuje.

E. Tremouová aj. pečlivě pátrali v rádiovém pásmu po černých dírách se střední hmotností v kulových hvězdokupách v Mléčné dráze. Autoři využili observatoře VLA (Karl G. Jansky Very Large Array, Pláně sv. Augustina, Nové Mexiko) a ATCA (Australia Telescope Compact Array, Narrabri, Austrálie) a prohledali 50 kulových hvězdokup, aniž by nějakou černou díru s hmotností ≳ 1 000 M⊙ našli. Buď jsou v naší Galaxii velmi vzácné nebo dokonce zcela chybí.

A. Hektor aj. propočetli teoretické modely přítomnosti černých děr s hmotnostmi srovnatelnými s nebo menšími než 10 M⊙ v Galaxii na základě omezení, plynoucích z pozorování centra Mléčné dráhy v rentgenovém oboru družicí NuSTAR. Takové černé díry jsou jedním z dobrých kandidátů na vysvětlení skryté látky a autoři použili simulace Monte Carlo jejich potenciálních interakcí s galaktickým plynem. Na rozdíl od dřívějších modelů však vzali v potaz turbulence a struktury v plynu, které fakticky snižují vzájemnou rychlost černé díry vůči plynu. Výsledky ukázaly, že akrece plynu na takových černých dírách je slabá a je velice nepravděpodobné, že by pozorování s citlivostí srovnatelnou s přístroji NuSTAR mohla černou díru odhalit. To také znamená, že hypotézu hvězdných černých děr coby skryté látky stále nelze vyloučit.

A. Lambertsová aj. použili modifikovaný kosmologický výpočetní systém FIRE k modelování četnosti vzniku a vývoje binárních četných děr. Autoři použili modelovou galaxii shodnou s Mléčnou dráhou, včetně halové složky a satelitních galaxií, tak aby metalicita výsledné hvězdné populace odpovídala současné Galaxii. Model odhalil, že ~106 binárních černých děr již v průběhu vývoje splynulo a ~3 × 106 jich v Galaxii ještě existuje. Průměrná černá dvojdíra má hmotnost ~28 M⊙. Hvězdy s nižší metalicitou jsou častějším předchůdcem černých děr, proto se asi polovina binárních černých děr nachází v hvězdném halu a dalších ~40 % vzniklo mimo Galaxii; s rostoucí hmotností se průměrná vzdálenost od centra Galaxie zvyšuje. Přes jejich relativně vysoký počet tedy bude obtížné je přímo pozorovat, a to i pomocí gravitačních observatoří jako eLISA.

Centrální černá veledíra v Galaxii je - stejně jako kterákoli jiná - charakterizována třemi parametry: hmotností, spinem a elektrickým nábojem. O náboji černých děr (resp. jejich horizontu událostí) se často předpokládá, že je roven nebo se velmi blíží nule, neboť do díry padající plazma je tvořeno kladně i záporně nabitými částicemi, jejichž náboj se ve velkém měřítku vyruší. M. Zajaček aj. tento předpoklad prozkoumali z teoretického hlediska a vzali v potaz, že kromě samotného náboje horizontu událostí může hrát roli magnetické pole. Náboj horizontu událostí může vlivem rozdílné hmotnosti elektronů a protonů dosahovat hodnot ≲ 109 C, jde ovšem o přechodný jev a po čase zmizí. Unášení siločar magnetického pole v důsledku rotace černé díry indukuje elektrické pole, s nímž spojený náboj autoři odhadují na ≲ 1015 C. Tento náboj je dlouhodobě stabilní, pokud je magnetické pole orientované shodně se spinem černé díry. Naopak i malá změna elektrického potenciálu vede ke změně nejvnitřnější stabilní dráhy nabitých částic. Pro černou veledíru v jádru Galaxie autoři předpovídají pozorovatelný limit elektrického náboje ≲ 3 × 108 C.

5.9. Kupy a nadkupy galaxií

Kupy a nadkupy galaxií kopírují největší struktury látky ve vesmíru, pozorování jejich předchůdců ve vzdáleném vesmíru je obtížné a proto vzácné. L. Jiang aj. oznámili objev prakupy galaxií s červeným posuvem z = 5,7, tedy zhruba 1 Gr po velkém třesku. Autoři objevili prakupu v oblasti, v níž se nachází 41 dříve objevených galaxií, jasně zářících v čáře Lyman-ɑ, jejichž hustota na čtvereční stupeň je při takto vysokých z nejvyšší na celé obloze. Pozorování dalekohledy Subaru (8,2 m, Mauna Kea, Havaj) a Magellan (2× 6,5 m, Las Campanas, Chile) ukázala hmotnost celé prakupy (3,6 ± 0,9) × 1015 M⊙.

Ještě hmotnější prakupu objevili O. Cucciatiová aj. v přehlídce přístroje VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) na VLT. Při červeném posuvu ~2,45 je tato prakupa mladší, ale zato je ještě hmotnější - úhrnná hmotnost látky v prostoru 60×60×150 Mpc3 činí ~4,8 × 1015 M⊙. Obří struktura, přezdívaná „Hyperion“, svou hustotou 7× převyšuje průměrnou hustotu látky ve vzdálenostech odpovídajících červenému posuvu 2,4÷2,5. Vzhledem k tomu, že Hyperion se formuje zhruba 2,3 Gr po velkém třesku, je látka v prakupě rozmístěna poměrně rovnoměrně a nenachází se v ní mnoho viditelných struktur.

Z.L. Wen a J.L. Han vytvořili katalog 1 959 hmotných kup galaxií ve vzdálenostech odpovídajících červeným posuvům 0,7÷1,0 z dat přehlídek SDSS a družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Do katalogu byly zahrnuty kupy, nacházející se v oblastech s vysokou hustotou látky kolem jasných červených galaxií a s hmotností ≳ 2,5 × 1014 M⊙. 1 505 z nich bylo identifikováno poprvé, což významně zvýšilo počet známých kup ve vzdálenostech z > 0,75. Statistika ukazuje, že početnější kupy obsahují více jasných galaxií a poměr modrých galaxií roste s rostoucím z. Jen malý zlomek jasných galaxií má aktivní galaktická jádra.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Ve spolupráci Massachusetts Institute of Technology (MIT) a Arizona State University (ASU) byly v r. 2015 v západní Austrálii na radioastronomické observatoři Murchison (27° j. š.) ‒ kde je minimum rádiového šumu ‒ instalovány ve vzájemné vzdálenosti 150 m dvě vysoce citlivé zenitové rádiové antény pracující v pásmu vlnových délek 3÷6 m (100÷50 MHz). Aparatura EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature), kde zkratka EoR (Epoch of Radiation) naznačuje, že půjde o měření fyzikálních poměrů v raném vesmíru v době éry ionizace, tj. v intervalu 180÷250 mil. let po Velkém třesku (VT). V r. 2018 získali J. Bowman aj. první důkazy, že hvězdy I. generace (populace III) vznikaly již v čase 180 mil. let po VT. Maximum signálu se nachází na frekvenci 78 MHz a klesá na poloviční intenzitu v dolní mezi 59 MHz a v horní mezi 97 MHz. Z těchto výsledku měření odvodil R. Barkana, že první hvězdy tvořené pouze vodíkem a héliem se rozzářily nejpozději v čase 180 mil. let po Velkém třesku. Následně T. Hashimoto aj. využili stále se zdokonalující aparatury na rádiové observatoři ALMA v Chile v poušti Atacama (nadmořská výška 5 tis. m n. m.; 23° j. š.) k průzkumu podmínek v éře ionizace. Díky efektu gravitační čočky se jim zdařilo pozorovat čočkovanou galaxii MACS 1149-JD16 s červeným posuvem 9,1, což odpovídá času 540 mil. let po Velkém třesku. To znamená, že nejpozději v tom čase už byly nejstarší galaxie kompletní.

D. Ceverino aj. simulovali vývoj raných galaxií s hmotnostmi hvězdné složky 1 MMʘ÷3GMʘ během kosmického svítání v čase 270÷1 200 mil. let po Velkém třesku. V každé galaxii probíhá tvorba hvězd odlišně s rozličně dlouhými epizodami překotné tvorby hvězd. V průměru však každá raná galaxie stráví asi 70 % času těmito epizodami. Pro typickou galaxii na vrcholu éry ionizace (z = 6; stáří 940 mil. po Velkém třesku) následují maxima překotné tvorby hvězd po 200 mil. let. D. Eastwood a S. Khochfar zjistili, že pokud má centrální černá veledíra hmotnost >1 GMʘ v čase před stářím 940 mil. let po VT, zbrzdí tím následující tvorbu hvězd a galaxie získá tvar disku s úzkým prstencem na jeho okraji.

F. Nicastro aj. se zabývali řešením problému, jenž vyvstal již před několika desítkami let, když se ukázalo, že v lokálním (blízkém) vesmíru pozorujeme jen 30÷40 % baryonů, jež podle počítačových analýz měly vzniknout v čase 2÷3 mld. let po (VT) a nemohly se tudíž ztratit. Autoři proto po kumulovanou expozici cca 20 d pozorovali pomocí rentgenové družice Newton (ESA) objekt třídy BL Lacertae 1ES 1553+113, jenž je od nás vzdálen minimálně 2,2 Gpc a svým jasným výtryskem míří k Zemi. Díky tomu posloužil jako světlomet ozařující bližší koncentrace baryonů ve vzdálenostech 1,4 Gpc a 1,2 Gpc. V těchto vzdálenostech lze pozorovat větší soustředění galaxií, takže dochází k pohlcování světla a vzniku absorpčních čar v rentgenové oblasti spektra. Autoři tak objevili přebytek baryonů až o 40 %, což je právě tolik, co v dosavadních přehlídkách chybělo. Jelikož se při těchto choulostivých měřeních pohybujeme těsně nad hranicí rozlišitelnosti, není ještě vyhráno. Autoři proto navrhují zopakovat tato měření nezávislou metodou pomocí efektu Sunjajeva-Zeldoviče (deficitu fotonů reliktního záření uvnitř galaxií).

Týž problém deficitu baryonů řešili nezávisle J. Bregman aj., kteří mapovali situaci na perifériích galaxií a zjistili, že stávající výsledky dávají hmotnost horkého plynu do vzdálenosti 50 kpc od centra asi 5 GMʘ a do vzdálenosti 250 kpc od centra vzroste hmotnost baryonů více než o řád (11×). To se přibližně rovná hmotnosti hvězd v dané galaxii (60 GMʘ), ale nepřesahuje polovinu požadovaného počtu baryonů vzniklých podle kosmologických modelů v předešlé minulosti. Reservu autoři spatřují v horkém plynu o teplotě 500 kK, jenž září v rentgenovém pásmu, ale současná pozorování na detekci tak difuzního záření nestačí. Plánované rentgenové kosmické mise Arcus a Athena by mohly problém současného deficitu baryonů vyřešit.

K. Croswell shrnul výsledky série přehlídek rozložení galaxií a proluk, jehož průkopníky byli v r. 1987 R. Brent Tully a J. R. Fisher, když publikovali Atlas blízkých galaxií, jenž obsahoval téměř 2,4 tisíce blízkých galaxií s rychlostmi vzdalování ≤3 000 km/s v projekci 3D. Autory překvapilo, že do vzdálenosti 6 Mpc od centra Galaxie se nalézá jen 8 velkých galaxií srovnatelných s naší: (M31 [And]; M81 [UMa]; Maffei 1 a 2 [Cas]; IC 342 [Cam]; NGC 253 [Scl]; Cen A a M83 [Hya]. Zmíněné galaxie včetně naší se nacházejí v hlavní rovině nadkupy galaxií, do níž patří místní kupa a kupa Virgo. Nyní se ukázalo, že ve vzdálenosti 1,2 Mpc od Galaxie se nachází proluka o rozměru 77 Mpc, v níž je hustota látky o řád menší, než odpovídá průměrné hustotě látky ve vesmíru. Nyní je už zřejmé, že proluky ve vesmíru zabírají nejvíce prostoru a navíc se postupně rozšiřují. Místní proluka způsobuje, že vůči pozadí reliktního záření se naše Galaxie pohybuje vysokou rychlostí 630 km/s. V r. 2008 zjistili R. B. Tully aj., že se Galaxie od těžiště místní proluky vzdaluje rychlostí 260 km/s, zatímco ke kupě Virgo se blíží rychlostí 185 km/s. K vzdálenému Velkému poutači se blížíme rychlostí 455 km/s. Nejnovější studie R. Brent Tullyho aj. zahrnuje rozložení 18 tis. blízkých galaxií a poukazuje na bizarní tvary proluk v projekci 3D.

J. Vega-Ferrero aj. se zabývali pátým (zpožděným) obrazem vzplanutí supernovy Refsdal, jejíž výbuch byl zesílen mezilehlými gravitačními čočkami na zorném paprsku. Samotná supernova v galaxii MACS J1149+2223 (Leo)byla od nás vzdálena 2,9 Gpc a pátý obraz vytvořený druhou gravitační čočkou přišel po delší dráze se zpožděním 13 měsíců. Norský astronom S. Refsdal už v r. 1964 přišel s nápadem, že pomocí dvou mezilehlých gravitačních čoček v různých vzdálenostech podél zorného paprsku lze určovat tempo rozpínání vesmíru (Hubbleovu-Lemaîtrovu konstantu). Autoři tak mohli poprvé po více než půlstoletí pátrání využít Refsdalova nápadu a obdržel pro konstantu H0 = (64 -11/+9) km/s/Mpc. Tato hodnota není sice příliš přesná, ale přesto autoři uvádějí, že je blízká hodnotám H0 odvozeným z analýzy dat reliktního záření, slabého gravitačního čočkování, baryonových akustických oscilací a nukleosyntézy po VT. Je však v rozporu s hodnotami odvozenými ze supernov třídy Ia a z pozorování gravitačních čoček. Nejnověji S. Dhawan aj. určili z kombinace měření vzdáleností cefeid a supernov H0 = (72,8 ±1,6 stat. ±2,7 syst.).

D. Castelvecchi ukázal, že velkolepé výsledky studia reliktního záření pomocí pokročilé aparatury Planck v r. 2018 jsou zajisté slibné, ale že se nerýsuje možnost vyslání nové ještě výkonnější aparatury. Ani NASA, ani ESA neplánují v současné době novou kosmickou misi ke studiu reliktního záření, takže výzkumné týmy, které získaly tak skvělé výsledky, nemají motivaci k dalšímu studiu a začínají pracovat na jiných projektech. Podle hlavního výsledku družice Planck se ukázalo, že tempo rozpínání vesmíru bylo před Planckem přeceněno asi o 9 %. J. Henning s velkým týmem měřili teplotu a polarizaci reliktního záření pomocí teleskopu SPT na jižním pólu na ploše 500 □°. Jako naschvál odvozená hodnota H0 = (71,3 ±2,1) km/s/Mpc se výrazně liší od výsledku družice Planck. Naproti tomu se blíží výsledkům A. Riesse aj., kteří měřili trigonometrické vzdálenosti dlouhoperiodických cefeid v naší Galaxii pomocí kamery WFC 3, což posloužilo pro zpřesnění kalibrace vzdáleností více než 1,8 tis. extragalaktických cefeid v galaxiích, kde vzplanuly supernovy třídy Ia. Odtud pak autorům vyšlo H0 = (73,5 ±1,7) km/s/Mpc. V další práci A. Riess aj. pomocí trigonometrických vzdáleností cefeid naší Galaxie v projektu družice Gaia obdrželi H0 = 73,2 km/s/Mpc. Také C. Burns aj. kombinací vzdáleností extragalaktických cefeid a supernov Ia získali tutéž hodnotu H0 = (73,2 ±2,3) km/s/Mpc. D. Arenas aj. použili při stanovení H0 svítivosti čáry H-beta a jasností oblastí ionizovaného vodíku v 73 galaxiích, jimiž pak kalibrovali vzdálenosti tamějších cefeid. Odtud odvodili H0 = (71,0 ±2,8 stat. ±2,1 syst.).

G. Addison aj. využili metody měření rozpínání vesmíru pomocí baryonových akustických oscilací a obdrželi tak hodnotu H0 = (67,0 ±1,2) km/s/Mpc. Jak patrno, přes údajné zpřesňování parametrů rozpínání vesmíru, se zvětšují odchylky od průměru H0 čím dál tím dramatičtěji. Hai Yu aj. obdrželi studiem týchž oscilací velmi podobnou hodnotu H0= (67 ±4) km/s/Mpc. K podobnému výsledku dospěli však také T. Abbott, kteří používají dalekohled DES (Dark Energy Survey) pro měření baryonových akustických oscilací a údajů o poměru deuterium/vodík, což vedlo k H0 = (69,3 ±0,5) km/s/Mpc. J. Zhang shrnul všechna zmíněná data a uvedl, že převažuje H0 = (67,5 ±1,2) km/s/Mpc velmi blízká družici Planck H0 = (67,8 ±0,9) km/s/Mpc. Jenže všechna zmíněná různorodá měření skýtají truchlivý rozptyl: H0 = (67,5 -3,3/+8,0) km/s/Mpc.

M. Troxel aj. uveřejnili výsledky získané pomocí kamery s 62 maticemi mozaikové kamery o kapacitě 570 Mpx u 4m Blancova teleskopu na observatoři Cerro Tololo v Chile (CTIO; 2,2 km n. m.) k určování kosmologických parametrů v projektu Dark Energy Survey. Během tří let pokryli 5 tis. □° oblohy, tj. 1/8 dostupné části oblohy. Získali tak prvotřídní údaje o rozložení 310 mil. galaxií a 80 milionů hvězd. Díky slabému gravitačnímu čočkování skrytou látkou dochází k měřitelným deformacím tvaru galaxií, což autorům umožnilo stanovit hodnotu H0 = (66,2÷68,4) km/s/Mpc z rozložení prvních 26 mil. galaxií. Je zřejmé, tato hodnota tempa rozpínání se shoduje s údaji družice Planck, zatímco měření pomocí cefeid a supernov dává soustavně vyšší hodnoty rozpínání mimo rámec středních chyb. Tento rozpor poukazuje buď na nějakou systematickou chybu, ale třeba i na „novou fyziku“.

Nedávný ostrý start v detekci gravitačních vln naznačuje, že i tento nejmladší obor astronomie může do debaty o tempu rozpínání vesmíru přinést novou kvalitu. Hsin-Yu Chen aj. očekávají, že během pěti let dosáhne gravitační astronomie v určování konstanty H0 přesnosti 2 % a během dekády dokonce přesnosti 1 %. Přitom tato metoda má méně problémů se systematickými chybami než metody dosavadní.

6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

T. Massey aj. pořídili spektroskopii kupy galaxií Abell 3827 (Ind; vzdálenost 430 Mpc) v milimetrovém pásmu (2,8÷3,3 mm; 90÷106 GHz) pomocí aparatury ALMA a k tomu přidali podrobnou spektroskopii kamerou MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) u teleskopu VLT (ESO). Šťastnou shodou náhod se v témž směru, ale podstatně dál od nás, nalézá spirální galaxie vzdálená 2,7 Gpc, která je efektem gravitační čočky zobrazena dokonce sedmkrát! Tato konfigurace slouží pro zmapování rozložení skryté látky v galaxiích zmíněné kupy. Z pozorování vyplývá, že skrytá látka je v každé galaxii kupy Abell rozložena souměrně kolem centra příslušné galaxie. Modelování gravitačního čočkování je přitom založeno na snímku kupy pomocí teleskopu HST.

Laboratorní experimenty směřující k objevení částic skryté látky probíhají už řadu let v podzemních laboratořích Gran Sasso v Itálii, Yangyang v Jižní Koreji, Jižní Dakotě, Austrálii i Japonsku. Detektory pracují s atomy xenonu, s iodidem sodným a dokonce s optickými atomovými hodinami využívajícími kmitů ytterbia a stroncia. Výsledky všech experimentů jsou však velmi rozpačité. Občas se sice některé týmy domnívají, že našli měřitelný signál, ale hlubší analýza dat končí zklamáním. Qirong Zhu aj. proto oprášili starší domněnku, že skrytou látku tvoří malé prvotní černé díry, které jsou dostatečně hmotné (2÷14 Mʘ), aby se v současnosti ještě nezačaly silně vypařovat. K témuž závěru dospěli také B. Carr a J.Silk, kteří se domnívají, že v současném vesmíru se ukrývá dostatečný počet prvotních černých děr o hmotnostech <100 Mʘ, a k vysvětlení původu skryté látky stačí pravděpodobně současný počet prvotních černých děr o hmotnostech 30 Mʘ. Ještě s nápadnějšími neúspěchy se potkávají snahy objevit podstatu částic skryté energie, která přitom podle kosmologických měření představuje kolem 70 % hmotnosti celého vesmíru. Na skrytou látku připadá 25 % a na zářící látku necelých 5 %.

6.3. Magnetická pole

V březnu 2015 byla v sedle pod úbočím mexické sopky Sierra Negra (4100 m n. m.; 19° s. š.) dokončena stavba obří observatoře HAWC (High-Altitude Water Cherenkov) pro detekci energetického záření gama. Aparaturu tvoří 300 válcových ocelových nádrží o průměrech 7,3 m a výšce 4 m naplněných destilovanou vodou. Jelikož index lomu vody je větší než jedna, klesá rychlost spršek fotonů vytvářených průletem paprsků gama atmosférou pod mezní rychlost světla c, takže se ve vodě pozoruje Čerenkovovo záření, jež vyvolávají spršky elektricky nabitých částic (pozitrony a elektrony) vznikajících při průletu fotonů vysokých energií, jelikož spršky se pohybují ve vodě rychleji než fotony. K detekci se používá fotoelektrických fotonásobičů citlivých na ultrafialové záření a s bleskovou odezvou signálu. Aparatura HAWC dokáže zaznamenat všechny spršky s původními energiemi záření gama většími než 100 GeV a horní mez se pohybuje kolem 100 TeV. Zatímco ve vzduchu je vrcholový úhel spršky ~1°, ve vodě se rozšíří na 41°, takže alespoň jeden ze 4 rozmístěných fotonásobičů spršku zaručeně zaznamená. Na stavbě observatoře se podílely především instituce v USA a v Mexiku, ale také pět evropských, dvě asijské a jedna jihoamerická instituce. Plný vědecký provoz observatoře započal v r.2015 a první významné výsledky byly zveřejněny v r. 2018. Observatoř měří nepřetržitě v noci i ve dne a získává údaje nejenom o energetickém záření gama, ale také energetickém kosmickém záření. Navíc má potenciál studovat nepřímo i anihilaci částic skryté látky. R. López-Coto a G. Giacinti ukázali, že aparatura dokáže měřit i průběh siločar magnetických polí v Galaxii. V okolí neutronové hvězdy Geminga (25,5 mag; vzdálenost 250 pc; stáří 340 tis. let; rotační perioda pulsaru 0,24 s) autoři zjistili, že koherentní délka magnetických siločar dosahuje 1 pc a průměrná indukce magnetického pole 0,3 nT.

J. Bray a A. Scaife využili pozorování anizotropie v rozložení směru příchodu UHE částic kosmického záření týmem observatoře Pierra Augera k odhadu indukce extragalaktického magnetického pole do vzdálenosti <100 Mpc od nás (0,7÷2,2)×10-13 T a pro větší vzdálenosti ještě o řád nižší.

6.4. Kosmické záření (KZ)

A. Abeysekara s týmem zveřejnili údaje o kosmickém záření registrovaném aparaturou HAWC v prvních dvou letech plného provozu. Energie primárních částic měřeného KZ se pohybovala v rozmezí 2÷73 TeV. Podobně jako ostatní fungující detektory KZ na severní i jižní polokouli se rozborem dat prokázala výrazná anizotropie ve směru rektascense 2,7 h. Amplituda dipólu rostla od 8×10‑4 pro energie 2 TeV až na maximum 14×10-4 u 30 TeV. Mapy anizotropie se podařilo zpřesnit, jak pokud jde o energie částic, tak o jejich polohu v Galaxii. Tato měření přibližují možnosti určit přesnou polohu lokálních kosmických urychlovačů v blízkém okolí Slunce a také indukci magnetických polí.

B. Bartoli aj. publikovali údaje o anizotropiích galaktického kosmického záření, které získali na italsko-čínské a thajské observatoři ARGO-YBJ (Yangbajing Cosmic Ray Laboratory; Tibet, 30° s. š., 4 300 m n. m.) v letech 2008-2012. Měření probíhala od minima sluneční činnosti mezi 23. a 24. cyklem sluneční činnosti v širokém pásmu energií 4÷520 TeV. Pro energie <100 TeV pozorovali dvě výrazné anizotropie, ale nad touto energetickou hranicí se morfologie anizotropie výrazně změnila. To je ve shodě s podobným průběhem anizotropie kosmického záření na observatoři IceCube na jižním pólu. Poloha dipólu pro energii 160 TeV má rektascensi (16,74 ±0,43) a (18,6±1,0) h pro energii 520 TeV. Jelikož rektascense centra Galaxie 17,9h leží uvnitř zmíněných mezí, je pravděpodobné, že zdroj anizotropie se nalézá v centru naší Galaxie. Autoři nezjistili žádnou změnu tvarů anizotropie během změn sluneční aktivity pro mediánovou energii 7 TeV.

L. Lopezová aj. zjistili na základě měření družice Fermi po dobu 8 a 3/4 roku, že z Malého Magellanova Mračna uniká KZ s energiemi 2÷13 GeV, což přispívá ke galaktickému větru vanoucímu směrem k naší Galaxii. Pulsary v MMM přispívají k větru 10 % v pásmu energií >100 MeV. Navzdory tomu je příspěvek MMM více než 5× nižší než podobná aktivita naší Galaxie.

A. Aab s týmem observatoře Pierra Augera zveřejnil údaje o prostorové anizotropii ultraenergetického KZ na jižní polokouli pro energie >20 EeV. Takových případů zaregistrovali do 30. dubna 2017 celkem 5,5 tis. pro zenitové vzdálenosti až 80°. Následně se zabývali otázkou, zda tyto UHE částice přicházejí z galaxií s aktivními jádry (AGN), anebo z galaxií, v nichž družice Fermi zjišťuje překotnou tvorbu hvězd. Porovnáním modelů se zmíněnými údaji naznačuje, že zdrojem UHE částic kosmického záření jsou spíše galaxie s překotnou tvorbou hvězd. R. Abassi s týmem observatoře Telescope Array, jež pozoruje UHE KZ v Utahu, zveřejnili obdobnou statistiku pro severní polokouli za období od května 2008 do května 2017. Zvolili vyšší minimum UHE energií, jež odpovídá systematickému posunu škály observatoře Pierra Augera na 39 EeV. Vzhledem k tomu, že se omezili na menší soubor údajů, se jim nezdařilo rozlišit, který z výše zmíněných typů galaxii je pravděpodobnějším zdrojem částic s nejvyššími energiemi. R. Attalah a D. Bouchachi však zmínili, že observatoř TA pozoruje horkou skvrnu UHE částic poblíž vůbec nejbližší galaxie s překotnou tvorbou hvězd M82 (= NGC 3034; vzdálenost 3,7 Mpc; centrální černá veledíra 30 mil. Mʘ).

J. Joshi aj. ukázali, že observatoř Pierra Augera zaregistrovala v průběhu svého provozu již přes tucet částic s energiemi ≥ 55 EeV, které velmi pravděpodobně pocházejí ze zdroje v galaxii Cen A (= NGC 5128; vzdálenost 3,8 Mpc; nejbližší rádiová galaxie; v jádře se nachází černá veledíra o hmotnosti 55 mil. Mʘ; z okolí veledíry vycházejí protilehlé kolimované relativistické výtrysky s energetickými fotony záření gama). Tato pozorování společně s novými měřeními aparatury Fermi-LAT (Large Aperture Telescope) a H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) výrazně podporují domněnku, že částice UHE KZ vznikají ve zmíněných kolimovaných relativistických výtryscích. Výpočty ukazují, že proton o energii 1 TeV dokáže udělit paprskům gama zářivé výkony řádu 2,5×1039 W. To dobře odpovídá zmíněným UHE protonům pozorovaným na argentinské observatoři. K podobnému závěru dospěli také J. Matthews aj., kteří jako další důkaz přidávají ještě galaxii Fornax A (= NGC 1316; vzdálenost 19 Mpc; černá veledíra má hmotnost 140 mil. Mʘ).

N. Fraija aj. citovali výsledky pozorování UHE KZ během 10 let provozu observatoře Pierra Augera, jež pokrývají oblohu mezi hraničními zeměpisnými šířkami -90° a +45°. Neutrinová observatoř IceCube na jižním pólu v téže době zaregistrovala 82 energetických neutrin. Vůbec nejvyšší energii měl úkaz IC35: (2004 +236/-262) TeV v poloze RA =208,4° a D = -55,8°. Souřadnice Cen A jsou RA = 201,2° ; D = -43,0°. [Odchylky polohy do 15° jsou tolerovány vinou rozmazání polohy magnetickými poli.] Protože však v této váhové kategorii přicházejí od Cen A nejspíš jádra uhlíku, nelze určit, zda lze jednoznačně přiřadit signál IC35 galaxii Cen A.

C. Guépinová aj. si povšimli čím dál tím četnějších objevů slapového trhání hvězd černými dírami a veledírami. Když černá díra trhá hvězdu a postupně úlomky polyká, nachází se nad obzorem událostí velké množství protonů i jader těžších prvků, které mohou být snadno urychlovány na energie UHE v kolimovaných výtryscích pomocí spirálových magnetických polí. Ve výtryscích se však mohou urychlovat i neutrina, což by měla detekovat modernizovaná aparatura IceCube, zatímco urychlované protony a těžší jádra se dají pozorovat i stávajícími přístroji na severní i jižní polokouli. S. Hackstein aj. simulovali generaci extragalaktických magnetických polí díky UHE KZ s energiemi >1 EeV. Největším přínosem pro vytváření těchto polí mohou být jádra železa s dostatečnými energiemi. Porovnání modelů s údaji publikovanými observatoří Pierra Augera je velmi příznivé.

6.5. Astročásticová fyzika

V. Burkert aj. objevili experimentálně, jak podivuhodnými objekty jsou protony, jež se ̶ jak známo ̶ skládají ze tří kvarků. Dva kvarky Up mají po +2/3 náboje elektronu a třetí Down má -1/3 náboje elektronu. Tím, že jsou v protonu vždy pevně vázány, je výsledný elektrický náboj protonu +1 náboj elektronu. Vnitřní stavba protonu lze studovat pomocí virtuálního Comptonova rozptylu. Výsledek měření byl překvapivý. V okolí centra protonu do průměru 0,6 femtometru pozorovali autoři práce silný odpudivý tlak, ale ve větších vzdálenostech od centra naopak extrémně silný vazební tlak na úrovni 1035 Pa, což je tlak vyšší než v neutronových hvězdách, které jsou nejhustšími makroskopickými objekty ve vesmíru. Tímto objevem se otevírají nové možnosti studia gravitačních vlastností protonů, neutronů i atomových jader i sil, které působí na uvězněné kvarky.

R. Pattie Jr. aj. měřili s rekordní přesností poločas rozpadu neutronů v klidové soustavě. Zatímco v jádrech atomů jsou neutrony stabilní, jakmile jsou samostatné, podléhají slabé jaderné interakci a rozpadají se na proton, elektron a antineutrino s poločasem necelé čtvrthodiny. Přesná hodnota poločasu hraje extrémně významnou roli v jaderné a částicové fyzice, ale i v kosmologii. Úpravou experimentu s ultrachladnými neutrony levitováním v magnetickém poli se podařilo zabránit interakci neutronů se stěnami aparatury a výsledek je zatím nejpřesnější stanovení poločasu rozpadu neutronu: (877,7 ±0,7 [stat.]; +0,4 /-0,2 [syst.]) sekundy (= 14,63 min).

Neutrinová observatoř IceCube na jižním pólu zaznamenala 22. 9. 2017 spršku mionů, jež vznikla srážkou mionového neutrina s dosud nejvyšší energií 290 TeV s jádrem atomu H v ledovém detektoru. Protože neutrina nereagují na magnetická pole, autoři dokázali přibližně určit směr, odkud sprška směřovala. Pracovníci observatoře zaměřili zdroj po 43 sekundách v přibližné poloze v souhvězdí Orionu a poslali o tom zprávu pomoci satelitní komunikace do mezinárodní sítě pozemních i kosmických observatoří. Na poplach nejrychleji zareagoval D. Fox a získal pozorovací čas na družici Swift, která pracuje v pásmu vlnových délek záření gama. V udaném směru našel 9 objektů a mezi nimi blazar TXS 0506+056, což je galaxie s aktivní černou veledírou, jež je známým zdroje energetického záření gama s dvěma protilehlými kolimovanými výtrysky, z nichž jeden míří téměř přesně na Slunce. Šest dnů po signálu z IceCube se na blazar díky koordinátorce R. Caputové zaměřila družice Fermi s aparaturou LAT a tak se zjistilo, že blazar se v té době výrazně zjasnil v pásmu tvrdého záření gama. Družice však nenašla koincidenci, protože nebyla citlivá na tak extrémní energie paprsků gama. Pro identifikaci zdroje byl nakonec rozhodující obří optický teleskop GTC o průměru primárního zrcadla 10,4 m na ostrově La Palma. Díky S. Paianové dostal její tým mimořádně 15 h pozorovacího času, a tak určili ze spektroskopie červený posuv odpovídající vzdálenosti zdroje 1,15 Gpc. Následně byl zdroj identifikován 20 dalšími pozemními i kosmickými aparaturami v pásmech elektromagnetického záření od paprsků gama (400 GeV) až po rádiové vlny (0,9 m). Mimořádná událost podnítila také hledání v archivu IceCube. Tak se zjistilo, že během 150 dnů na přelomu let 2014 a 2015 přišlo z téhož směru celkem 13 energetických neutrin. Jelikož zkušenost z provozu IceCube ukázala, že antarktický led je průhlednější, než se očekávalo, zřejmě by se vyplatilo rozměry aparatury zvýšit, což by zpřesnilo měření poloh zdrojů a výrazně by rozšířilo možnosti mnohopásmové astronomie. Pokud by se rozměry aparatury IceCube podařilo zvětšit o řád, podstatně by to zvýšilo přesnost zaměření příchodu neutrin; odhadované náklady takového projektu by přitom dosáhly 280 mil. dolarů.

Počátkem roku 2018 bylo v blízkosti observatoře IceCube dokončeno rozšíření observatoře ARA (Askaryan Radio Array), jež registruje v polárním ledu kaskády rádiového záření vyvolané průletem neutrin s energiemi až pětkrát vyššími, než dokáže IceCube v současné podobě. Nyní se uvažuje o tom, že by se ARA ze současných pěti stanic rozšířila na 37 stanic, jež by pokrývaly 200 km2.

Od r. 2007 probíhá ve Státní italské laboratoři pod horou Gran Sasso mezinárodní (Itálie, USA, Německo, Polsko, Rusko) experiment Borexino, jehož cílem je rozlišit podíly jednotlivých větví termonukleárních reakcí ve Slunci: Be-7, B-8, pp, pep a CNO, což jsou ověřené cesty, jak probíhá ve Slunci transmutace vodíku na hélium. K tomu se dobře hodí sledovat zastoupení neutrin a antineutrin různých energií, jež vstupují do podzemního stíněného kalorimetru. Výsledky desetiletého experimentu publikoval mezinárodní tým Borexino v Nature 562; no. 7728; 25 Oct 2018, str. 505 a navíc komentář A. Serenelli: dtto, str. 496. Výhodou neutrin je velmi slabá interakce s ostatními částicemi, takže pokud registrujeme sluneční neutrina, dostáváme zprávu o tom, jak probíhaly ve Slunci termonukleární reakce před 8 minutami, kdežto pozorování slunečního povrchu nám dává informace o termonukleárních reakcích ve Slunci před cca 170 tis. lety. Pozorování slunečních neutrin ze zmíněných větví je však velmi obtížné, takže jistý pokrok představuje až citovaná práce založená na desetiletém měření srovnatelném s délkou cyklu sluneční činnosti. Jedním z výsledků měření je důkaz, že zastoupení atomových jader chemických prvků těžších než hélium (metalicita) bylo přeceněno o 35 %. Zatím se jen odhaduje, že nanejvýš 1 % sluneční zářivé energie se uvolňuje řetězcem C-N-O, který však hraje významnou roli u hmotnějších a starších hvězd - obrů a veleobrů.

6.6. Teorie relativity a gravitační vlny

M. Mewes upozornil, že neutrina předpokládaná jako nejpočetnější částice ve vesmíru a prokázaná experimentálně v podobě tří vůní v letech 1956 (elektronové neutrino), 1962 (mionové ) a 2000 (tau), se velmi dobře hodí na testování platnosti Lorentzovy invariance ležící v základu Einsteinovy speciální teorie relativity. Nové koncepce teorie částic jako např. teorie strun totiž předpokládají narušování této invariance. V posledních dvaceti letech se proto v mnoha pokusech zjišťovalo, zda v extrémních podmínkách k tomuto narušování nedochází. K ověřování se používaly rozmanité metody a částice, od fotonů až po celý Měsíc. Detektor IceCube díky svým gigantickým rozměrům (1 km3) totiž poprvé umožňuje použít neutrin k testování principu speciální teorie relativity. Jejich výhodu lze přičíst velmi slabá interakci se všemi známými typy částic. I když se již konaly různé pokusy s registrací neutrin, tak výhodou observatoře IceCube je možnost reagovat na neutrina častěji, právě pro ten obrovský rozměr kilometrové krychle. Mionová atmosférická neutrina nad severní polokoulí musí proletět nerušeně skrz Zeměkouli, a pak interagovat s jádry atomů vodíku ve zmrzlé krychli. Je pravděpodobné, že neutrina přitom podléhají oscilacím, tj. proměňují svou vůni na tau nebo elektronové neutrino. Vysoké energie neutrin však znamenají, že jejich vlnové délky jsou mimořádně krátké, a při oscilacích se jejich rychlosti změní řádově o 10-28 původní hodnoty. Yanqi Huang a Bo-Qiang Ma uvedli, že nejvyšší energie neutrin řádu PeV v aparatuře IceCube dosáhla zatím jen čtyři neutrina. Z toho lze odvodit, že pokud dochází k narušení Lorentzovy invariance, tak to nastane až při velmi vysoké energii 6,5×1017 GeV! Prakticky to znamená, že ve vesmíru k žádnému narušení Lorentzovy invariance a odchylkám od speciální teorie relativity nedochází.

T. Collet aj. úspěšně ověřili obecnou teorii relativity (OTR) na velké vzdálenosti (147 Mpc) mezi Zemí a galaxií ESO 325-G004,jež má tak silnou koncentraci hmotnosti, že se kolem ní pozoruje svítící prsten o poloměru 2,95˝ vlivem efektu gravitační čočky pro daleko vzdálenější galaxii (3,2 Gpc), která se ve směru na galaxii ESO promítá. Díky tomu, že galaxie byla už dříve snímkována kamerou HST, lze stanovit rozložení hmotnosti v této galaxii z dynamického modelování. Autoři pořídili pomocí kamery MUSE VLT (ESO) spektrální řez galaxií s cílem stanovit z průběhu disperse oběžné rychlosti v různých vzdálenostech od centra dynamickou hmotnost galaxie. Velikost svítícího prstenu kolem čočkující galaxie závisí na 1. mocnině hmotnosti, takže odtud lze testovat vztah mezi čočkovanou a dynamickou hmotností galaxie. Výsledek srovnání obou měření činí γ = (0,97 ±0,09), což v důsledku znamená, že OTR platí na délkové stupnici minimálně 2 kpc.

M. Archibaldová aj. studovali dráhové elementy hierarchického tripletu PSR J0337+1715, jenž je tvořen milisekundovým rádiovým pulsarem (1,4 Mʘ) těsně doprovázeným bílým trpaslíkem (0,2 Mʘ) se vzájemnou oběžnou dobou 1,6 d a vzdáleným bílým trpaslíkem (0,4 Mʘ), který kolem barycentra těsného páru obíhá v periodě 327 d. Autoři zkoumali, zda pro triplet platí princip ekvivalence. V daném systému se jim podařilo uskutečnit ostrý test tohoto principu, když v průběhu 6 let měření zjistili, že zrychlení složek těsného páru je shodné s přesností <2,6×10-6. Tím je nezávisle potvrzen slabý princip ekvivalence. Protože gravitační energie uvnitř neutronové hvězdy představuje až 20 % její hmotnosti, je tím ověřen i silný princip ekvivalence s přesností <10-5. To je o řád přesnější výsledek, než dávají dlouhodobá měření vzdálenosti Měsíce od Země.Už téměř půlstoletí probíhají soustavná měření vzdáleností Měsíce od Země pomocí laserových impulsů z dalekohledů na Zemi odrážených od zrcadel na povrchu Měsíce, jež tam umístili američtí astronauté v projektu Apollo, a také od zrcadel na víku vozítek ruských vozítek Lunochod 1 a 2. Tato měření potvrzují silný princip ekvivalence s přesností o řád horší.

Když 11. února 2016 oznámilo konsorcium observatoří LIGO, že se podařilo získat první signál gravitačních vln doprovázející splývání dvou hvězdných černých děr, byl to skvělý triumf úsilí mnoha vynikajících fyziků započaté v r. 1968 Kipem Thornem, který na Caltechu založil výzkumný tým pro detekci gravitačních vln vyzařovaných astrofyzikálními objekty. Je třeba obdivovat odvahu tehdy mladých badatelů pustit se do projektu, který potřeboval k úspěchu téměř půl století a ocenit také příslušnou americkou státní grantovou agenturu, která takto pomalu se zlepšující aparaturu dokázala plynule financovat. Silným argumentem pro pokračování v projektu se stal v r. 1974 objev pulsaru PSR 1913+16 o hmotnosti 1,4 Mʘ ve dvojhvězdě shodných hmotností americkými radioastronomy R. Hulsem a J. Taylorem. Autorům se během několika let měření podařilo odhalit zkracování oběžné periody obou hvězd jako důsledku ztráty energie systému vyzařováním gravitačních vln. (Za tento objev obdrželi oba Nobelovu cenu za fyziku v r. 1993.) Shodou okolností byl první signál gravitačních vln pozorován 14. 9. 2015, kdy si fyzikální svět připomínal sté výročí Einsteinova tvrzení, že gravitační vlny musí existovat. Na objevu se podílelo přibližně tisíc odborníků ze 75 vědeckých institucí 15 států. Úspěch se dostavil proto, že v září 2015 dosáhly obě aparatury snížení šumu na neuvěřitelně nízkou hodnotu 7×10-23.

Patrně ani tým LIGO netušil, že už v roce 2017 se po připojení evropské aparatury VIRGO podaří zcela nečekaný úlovek v podobě signálu gravitačních vln při splynutí dvou neutronových hvězd. Stalo se tak 17. 8. Signál GW170817 byl podstatně delší (100 sekund), než tomu bývá při splývání hvězdných černých děr (zlomky sekundy). Tentokrát autoři zveřejnili výsledek rychle už 27. 9., protože po splynutí obou neutronových hvězd byly v daném směru pozorovány světelné křivky a také pořizována spektra objektu, jenž nezmizel, ale byl pozorovatelný několik měsíců téměř ve všech pásmech elektromagnetického spektra. První poziční snímek pořídil teleskop H. Swopeové (observatoř Las Campanas v Chile) o průměru primárního zrcadla 1 m a širokém zorném poli ø 3°. Jasný objekt měl docela pohodlnou 17 mag. Pro podobné úkazy navrhli V. Petrosian a B. Metzger název kilonova. Jde totiž o zářivé výkony o tři řády vyšší než u standardních nov. Těsně před splynutím obou hvězd pozorovaly družice Fermi a Integral zdroj energetických paprsků gama o trvání 2 s (SGRB 170817A), ale další pozemní i kosmické přístroje dlouhodobě sledovaly nejen kokony rentgenového a rádiového záření, ale i silné UV a optické záření, jak ukázali K.-P. Mooley a jeho tým. J.-J. Geng aj. zjistili, že 2. 9. 2017 se na místě zdroje objevil rádiový signál, jenž v následujících měsících nabíral na intenzitě. Signál v oboru záření gama zůstal stálý a družice Chandra v prosinci 2017 zaznamenala zesilování signálu rentgenového. E. Troja s týmem sledovali zmíněné signály ještě v čase 165 d po splynutí hvězd.

Díky spektrům HST se podařilo M. Cantiellové a jejímu týmu určit vzdálenost kilonovy změřením kosmologického červeného posuvu spektrálních čar. HST však pořizoval i další velmi kvalitní spektra objektu, jež se nachází na periférii galaxie NGC4993 (Hya, vzdálenost 40 Mpc). To pak umožnilo převádět pozorované hodnoty na fyzikální jednotky.Tím se potvrdily domněnky, že při splývání neutronových hvězd se tvoří jádra chemických prvků, které nevznikají klasickými mechanismy termonukleárních reakcí ve hvězdách, tj. všechny prvky s protonovými čísly ≥ 29 (Cu ... U). B. Metzger uvedl, že během 1 sekundy po splynutí vznikla atomová jádra stříbra s úhrnnou hmotností 50 MZ, dále zlata o hmotnosti 100 MZ a platiny o hmotnosti 500 MZ!

Již v polovině 80. let navrhl B. Schutz, že pokud by byly pozorovány gravitační vlny, lze z jejich průběhu zjistit, jakou vzdálenost musely překonat, aby měly pozorované parametry. Jinými slovy odtud by bylo možné získat nezkreslené údaje o tempu rozpínání vesmíru (Hubbleově-Lemaîtrově konstantě). Schutz byl příjemně překvapen, jak čistý signál přišel od splývání obou hvězd a dokázal odtud odvodit hodnotu H0 = 70 km/s/Mpc, na půl cestě mezi předešlými extrémy (66,9 a 73,5). Podobně se podařilo omezit horní mez poloměru neutronových hvězd na <15 km. Průlomová pozorování vyvolalo obrovské nasazenízhruba 4 tisíc astronomů(třetina profesionálních astronomů) z více než 900 institucí, kteří během několika měsíců publikovali zhruba stovku prací věnovaných první potvrzené kilonově!

6.7. Teoretická fyzika

D. Frauchigerová a R. Renner zveřejnili v časopise Nature Communication 9; No. 3711; 18 IX provokativní článek s titulkem: Kvantová teorie nemůže důsledně popsat své vlastní používání. Z této teze vyplývá, že kvantová teorie funguje jenom pro velmi jednoduché systémy, ale nikoliv pro komplexní soustavy. Autoři článek dokončili již v dubnu 2016 a rozeslali interně řadě odborníků k připomínkám. Po tomto interním auditu publikovali definitivní verzi v září 2018. Až dosud vítězila Kodaňská interpretace kvantové teorie, kterou ve 20. letech minulého století prosadili N. Bohr a W. Heisenberg. Autoři nové studie zdůraznili, že tato interpretace, kdy vlnová funkce zkolabuje na jednoznačnou hodnotu, nevysvětluje, proč se má kolaps funkce používat jen pro atomy, zatímco jiná pravidla platí pro klasické laboratorní experimenty s makroskopickými objekty a obecně pro každodenní lidskou zkušenost. Do hry totiž vstupuje lidské vědomí, které nelze popsat zákony kvantové mechaniky a může vést k paradoxům při aplikaci kvantové mechaniky na složité systémy jako je právě člověk. Rennerova kolegyně L. Del Riová působící rovněž na ETH v Curychu připomněla, že analogie proslulého myšlenkového experimentu Schrödingerovy kočky v podobě dvou krabic, v nichž se nacházejí Wigner a jeho klon, vede k rozporům. Prvního Wignera nazveme Alicí a jeho klon Bobem. Alice hodí mincí a s využitím svých znalostí o kvantové mechanice sdělí Bobovi v protější krabici, zda padla panna nebo orel. Bob se rovněž vyzná v kvantové teorii a sdělí Alici, co padlo jí. Občas se pak stane, že Alice si je jistá, že Bob hodil pannu, ale Bob si je jistý, že hodil orla. Nyní nahraďme Alici a Boba dvěma kvantovými počítači, z nichž každý má kompletní informaci o svém kvantovém stavu. (Takto dokonalé kvantové počítače zatím neexistují.) V každém případě vzbudila práce Frauchigerové a Rennera bohatou a emocionální diskusi, kde význační odborníci hájí své pozice, takže nakonec má nejspíš pravdu teoretický fyzik M. Leifer z Kalifornie, když napsal, že oba autoři objevili vyšší stupeň podivnosti, než na který byli kvantoví fyzici dosud zvyklí.

6.8. Experimentální fyzika

Patrně nejvýznačnějším pokrokem v experimentální fyzice se stalo rozhodnutí Generální konference pro váhy a míry (hlasovali zástupci 60 států) nově definovat etalony elektrického proudu, hmotnosti, teploty a molu. Místo materiálních etalonů budou od května 2019 definovány příslušné jednotky pomocí fyzikálních konstant, které podle všeho lze kdykoliv změřit, protože se ukázalo, že jejich parametry se nemění ani v čase ani v prostoru. Podle D. Newella zbývá ještě mnoho práce, jak některé dosavadní materiální etalony nahradit. Jedním z prvních cílů bude zpřesnění definice sekundy, ale zbývá nahradit i další fyzikální konstanty přesnějšími replikovatelnými postupy a tím zpřesnit fundamenty teoretické i experimentální fyziky.

Quing Li s týmem změřili dvěma rozdílnými metodami hodnotu gravitační konstanty G. V prvním experimentu využili torzního kyvadla a ve druhém zpětnovazebního urychlování v gravitačním poli. Jelikož gravitace je v porovnání s dalšími interakcemi mimořádně slabá, není divu, že hodnotu G známe s relativně nízkou přesností. Autoři docílili pokroku, protože výsledky obou metod jsou velmi podobné: G1 = 6,674184×10-11m3/kg/s2 a G2 = 6,674484×10-11 m3/kg/s2. Relativní přesnost výsledků je 11,64 resp. 11,61 ppm. Komentátor Nature S. Schlamminger doufá, že tým má našlápnuto na další vylepšení, tj. zmenšení systematických chyb, kterým různé metody trpí.

Koncem srpna byly dvakrát překonány nejvyšší teploty pro supravodivé materiály. M. Eremets aj. v ústavu Maxe Plancka pro chemii v Mohuči ohlásili, že vymizení elektrického odporu pozorovali u sloučeniny lanthanu s vodíkem při teplotě -58 °C. O dva dny později R. Hemley aj. publikovali předběžné údaje o hraničních teplotách -13 °C a dokonce +7 °C. Supravodivý materiál byl týž, ale různilo se jeho extrémní stlačení pomocí diamantové kovadliny.

Meiru Ho s týmem Shanxi university v Taiyuanu v Číně zveřejnili výsledky úspěšného pokusu teleportace (kvantově provázané částice dokáží okamžitě přenést informace o fotonech na libovolnou vzdálenost) na rekordní vzdálenost 6 km, když dokázali přenést tam a zpět optické módy pomocí optického vlákna o délce 3 km. Věrnost přenosu činila (0,62 ±0,03), což je výrazně lepší výkon než dokáže klasický přenos (0,5). Dosud se takové přenosy konaly jen v laboratorních podmínkách, takže jde o významný pokrok.

V. Viswanathan aj. zveřejnili nejnovější efemeridy Měsíce INPOP17a. Jsou založeny na velmi přesných měření poloh a vzdáleností Měsíce za 48 let trvání projektu LLR (Lunar Laser Ranging). Postupně čím dál tím přesnější a výkonnější lasery měří vzdálenosti Měsíce pomocí krátkých laserových impulsů, jež jsou vysílány na zrcadla, které na několika místech na Měsíci instalovali astronauté v programu Apollo. K nim se později připojila zrcadla na dvou sovětských roverech Lunochod. Nejnověji od r. 2015 do r. 2017 se přidala měření pomocí infračerveného laseru (vlnová délka 14,7 mm) na observatoři Grasse na Azurovém pobřeží ve Francii. Kromě vysoce přesných efemerid Měsíce autoři ověřili, že pro volný pád platí princip ekvivalence s přesností (-3,8 ±7,1)×10-14.

Naprosto neuvěřitelný pokrok vykázaly optické atomové hodiny založené na měření časových intervalů. W. F. McGrew aj. využili páru optických atomových hodin ytterbia, jež měří intervaly s relativní přesností 1,4×10-18, nestabilitou 3,2×10-19, statistickou chybou frekvence (-7 ±5)×10-19 a systematickou chybou (-7 ±8)×10-19. To ovšem znamená, že je potřebí znát gravitační potenciál Země v místě měření s přesností na 10 mm. Ytterbiové hodiny se rozejdou s atomovým časem o ±1 s za 14 mld. let! Takové hodiny mohou nalézt jemné geofyzikální jevy a pomoci při detekci gravitačních vln, testech teorie relativity i hledání povahy skryté látky. První možnost změnit definici sekundy na základě pokroků optických atomových hodin se naskýtá v r. 2026, kdy bude příští generální konference o váhách a mírách, ale není vyloučeno, že se toto rozhodnutí uskuteční až ve 30. letech našeho století.

Čínští vědci a technici v Šanghaji sestrojili nejvýkonnější laser na světě SULF (Superintense Ultrafast Laser Facility). Podle E. Cartridge dosáhl jeho pulsní výkon v r. 2016 neuvěřitelných 5,3 PW. Impulsy jsou velmi kratičké v trvání <10-12 s. Výkonné lasery buduje také EU v Rumunsku a Česku. Jsou plánovány na dosažení výkonu 10 PW. V této soutěži však patrně zvítězí Rusko s laserem o výkonu 180 PW. Pokud se podaří soustředit tyto výkony na plochu o průměru 3 μm, což plánují Číňané, tak dosáhnou výkonu 1024 W/cm2, tj. o 25 řádů větších, než je sluneční konstanta ve vzdálenosti Země. Jak uvedl president Ruské akademie věd A. Sergejev, tyto soustředěné výkony umožní fotonům extrémně tvrdého záření gama řídit jaderné procesy a generovat páry elektron-pozitron. Navíc výstřely těchto laserů nové generace se mohou rychle opakovat, což umožní rozbíjet fyzikální vakuum.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

P.B. Ball komentoval s odstupem 3/4 století význam publikace rakouského fyzika E. Schrödingera „Co je život?“ (Fyzikální aspekt živé buňky), kterou vydalo nakl. Cambridge University Press v r. 1944. Schrödinger (1887 - 1961) získal Nobelovu cenu za kvantovou mechaniku v r. 1933 a o dva roky později publikoval svou provokativní studii o současně živé i mrtvé Schrödingerově kočce. To byl patrně první impuls k sepsání knihy „Co je život?“. Schrödinger musel na začátku II. světové války odejít do exilu a přijal pozvání do Trinity College v irském Dublinu, kde v r. 1943 uskutečnil sérii populárních přednášek na zmíněné téma, které pak o rok později publikoval knižně. V ní autor poukázal na to, co život předvádí v kontrastu k fyzikálním zákonům, zejména při porušování II. termodynamického zákona o růstu entropie s časem.

Když v r. 1953 objevili F. Crick a J. Watson dvoušroubovici DNA jako základní „kód života“, tak Crick napsal Schrödingerovi, že oba autoři byli silně ovlivněni studiem jeho nevelké knížky. Avšak i Schrödinger měl své znamenité předchůdce J. C. Maxwella (1831- 1879) a L. Boltzmanna (1844 - 1906), kteří ukázali, že svět mikroskopické fyziky a chemie se řídí statistickými zákony, zatímco geny se přenášejí z generace na generaci podle Mendelových (1822 - 1884) zákonů. Další pokrok přinesla kybernetika v podobě informační teorie C. Shannona (1916 - 2001) a N. Wienera (1894 - 1964). Později byl Schrödingerův impuls pro biology kritizován L. Paulingem a M. Perutzem, protože „to, co je v knize dobře, není původní a to, co je v knize původní, nebylo správné ani v čase, kdy kniha vyšla“. Navzdory tomu je Schrödingerův vklad do záhady života stále aktuální kvůli chápání procesů replikace, paměti, stárnutí, epigenetiky, samoregulace, procesů nerovnováhy a komplexity, která navíc musí brát ohled na okolní prostředí a na nepředvídatelnost, což se zpětně promítlo do kvantové fyziky jako kvantové provázání, dekoherence a souvislost. Ball svou studii uzavírá konstatováním, že zatím nelze rozhodnout, zda tato propojenost záhad života a podivnosti kvantové mechaniky je pouhá náhoda, anebo hluboké provázání obou záhad. K 75. výročí zveřejnění Schrödingerovy otázky uspořádala kolej Trinity v Dublinu v září 2018 kolokvium „Schrödinger za 75 let - Budoucnost biologie“, v němž přednášeli nejvýznamnější fyzici i biologové. V listopadu 2018 byl spuštěn mezinárodní projekt „Biogenom Země“, který si klade za cíl přečíst genomy 1,35 mil. eukaryotických druhů rostlin a živočichů. Projekt získal finanční podporu 4,7 mld. dolarů na 10 let.

S. Jacobson aj. si položili otázku, proč je dnes Venuše zcela nehostinná pro život, ačkoliv se velikostí a hmotností podobá Zemi. Na Venuši však patrně nikdy nevzniklo magnetické pole, kdežto Země má za sebou dlouhou periodu magnetického dynama, které chrání povrch Země před účinky silného kosmického záření. Obě tělesa přitom kvůli shodným rozměrům a hmotnostem se vertikálně diferencovala do různě hustých vrstev, jež bránila konvekci a znemožňovala vznik geodynama jako zdroje bipolárního magnetického pole. Jelikož Venuše postrádá měsíc, tak se tato stratifikace ubránila vzniku geodynama, na rozdíl od Země, která prodělala těžkou havárii v rané fázi existence Sluneční soustavy, když se srazila (možná nadvakrát) s tělesem o hmotnosti Měsíce. Tím byly stratifikované vrstvy v nitru Země mechanicky promíchávány a daly nakonec vzniknout geodynamu. Naproti tomu Venuše žádný takový úder nezažila a zůstaly jí původní vertikálně poskládané homogenní vrstvy. Zdá se, že Země se stala obyvatelnou pro život právě kvůli srážce s Praměsícem. Pokud se závěr autorů potvrdí, dojde k úpravě hledání životodárných exoplanet. Nebude stačit existence vody ve všech třech skupenstvích, ale kolem exoplanety bude třeba najít kloudně velký měsíc (aspoň 1 % hmotnosti exoplanety).

Kolem Venuše krouží od prosince 2015 japonská kosmická sonda Akatsuki, jež obíhá po velmi protáhlé eliptické dráze s pericentrem 10 tis. km a apocentrem 360 tis. km. Oběžná doba činí pouhých 10,5 d. Z pěti instalovaných kamer fungují jen tři: UV, VIS a LW. V UV pásmu jsou ve výškách 65÷75 km viditelná mračna H2SO4. Astronomové tak zjišťují, že podrobný výzkum Venuše nám poskytne podklady pro vyhledávání potenciálně obydlitelných exoplanet.

D. Grinspoon připomněl, že kdysi se astronomové domnívali, že pod oblačným příkrovem Venuše život kypí asi jako na Zemi v prvohorách, ale výzkum kosmickými sondami to vyloučil. C. Sagan se klonil k názoru, že když život na povrchu Venuše skončil vypařením oceánů, mohl se přesunout do mraků. To je snad možné a bude dobré tuto stopu sledovat, protože by to mohlo pomoci předvídat, co se může stát v dlouhé perspektivě se Zemí.

A. Allwood aj. kritizovali studii A. Nutmana aj. z r. 2016, že nejstarší doklad života na Zemi se posunul do minulosti 3,7 mld. let díky vzorkům stromatolitů z grónské kůry v pásu Isua. Ve skutečnosti nalezené vzorky nejsou stromatolity, ale karbonáty, jež byly uloženy v dávné minulosti a postupně se metamorfovaly do struktur, jež se stromatolitům podobají. Stále tedy zůstávají nejstarším dokladem života na Zemi kolonie stromatolitů z Austrálie staré 3,45 mld. let.

Yinon Bar-On, který je studentem biologa R. Milo z Weizmannova ústavu v Rehovotu, porovnal stovky studií o hmotnosti biomasy na Zemi. Úhrnné množství biomasy odhadl na 550 Gt uhlíku. Z toho suverénně nejvíce je rostlin (450 Gt), z nichž většina prosperuje na souši. Dalším v pořadí jsou baktérie (70 Gt) a Archea (7 Gt) - většinou žijí v hlubinách oceánů i pevnin. Většina živočichů žije v oceánech (2 Gt). Biomasa na souši je asi o dva řády četnější než biomasa v oceánech, jezerech a řekách. Hmotnost lidí činí pouze 60 Mt, což je přibližně shodné s biomasami termitů a krilu. Souhrnná biomasa lidí a hospodářských zvířat (hlavně dobytek a prasata) převyšuje hmotnost divoké zvěře více než 22×. Biomasa chovů drůbeže převyšuje hodnotu biomasy veškerého volného ptactva. Dalším cílem výzkumu bude zjistit, kolik je na světě bílkovin a jak jsou rozloženy v populacích.

R. Boyd zjistil z modelování výbuchů supernov, že elektronová antineutrina a magnetická pole v materiálu po výbuchu selektivně ničí opticky pravotočivé aminokyseliny. Proto v meteoroidech převažují levotočivé aminokyseliny. To se pak projevilo tím, že aminokyseliny v pozemských organismech jsou přednostně levotočivé.

P. Zain aj. zkoumali na základě dosavadních statistik pravděpodobnost, že exoplanety v ekosféře hvězd podobných Slunci bude mít současně přiměřené procento tekuté vody. Ukázali pomocí simulací, že v případě výskytu obřích planet typu Jupiter nebo Saturn kolem sněžné čáry budou mít superzemě tendenci migrovat do ekosféry příslušné hvězdy. Pokud v soustavě obří planety chybí, tak superzemě nebo analogy Země vzniklé v ekosféře budou získávat vodu akrecí již v plynné fázi svého vývoje. Pokud budou do ekosféry migrovat zvnějšku, naberou si vodu v plynné fázi a pak získávají další vodu během migrace díky srážkám s planetárními embryi a planetesimálami bohatými na vodu. Autoři zjistili, že je zcela běžné, když planety s vyšším podílem vody se kolem hvězd typu Slunce vyskytují téměř pravidelně přímo v ekosférách. Naproti tomu soustavy s hmotnostmi a podílem vody jako u Země jsou údajně vzácné.

Rovněž E. Kite a E. Ford nalezli v počítačových simulacích, že kamenné planety v ekosférách cizích hvězd mohou obsahovat minimálně desetinásobek až tisícinásobek podílu tekuté vody v porovnání se Zemí. Z výsledků výpočtů vyplývá, že délka epizody bohaté na tekutou vodu je výrazně závislá na chemismu oceánů, dále že pH faktor oceánů se může pohybovat ve velkých mezích a vodní exoplanety mohou udržet na svém povrchu tekutou vodu po dobu přesahující miliardu let. Pokud má exoplaneta v atmosféře přiměřené zastoupení CO2 (rozmezí 20÷2 000 kPa), stačí to k udržení zmíněných vysokých zásob vody po řadu miliard let téměř v celém rozsahu ekosféry.

R. Deitrick aj. připomněli, že ačkoliv sklon zemské dráhy k ekliptice kolísá během periody 40 tis. let v rozsahu jen 2,5° a výstřednost zemské eliptické dráhy jen o hodnotu 0,05 během 100 tis. let. I tak malá kolísání však ovlivňuje dramaticky zemské klima od ledových k meziledovým dobám. Naproti tomu mnohé exoplanety - zejména pak ty, které nemají hmotný měsíc - mohou podléhat mnohem drastičtějším kolísáním průměrných teplot a navzdory pobytu v ekosféře jsou vystaveny obřím kolísáním teploty, jež téměř určitě život vylučují anebo ho vydávají těžkým zkouškám.

D. MacMahon s týmem se snaží zachytit signály zelených pidimužíků pomocí 100m radioteleskopu Roberta C. Byrda v Green Banku (Západní Virginie; 38° s. š.). Data se ukládají na disk tempem 24 GB/s. Jde o nejkapacitnější aktivní program SETI, který nyní probíhá. Zatím autoři nepozorovali nic, co by mohlo vypadat jako projev existence cizí civilizace.

8. Přístroje

8.1. Optické dalekohledy

Havajský úřad pro půdu a přírodní zdroje povolil 29. 9. 2017 po pětiměsíčním slyšení výstavbu 30m teleskopu TMT na vrcholu sopky Mauna Kea. Stavba byla zastavena v r. 2015 kvůli námitkám kvaziekologických havajských organizací, jež protestovaly proti znesvěcení posvátné hory. Tehdy dokonce v průběhu XXIX. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Honolulu aktivisté protestovali před kongresových centrem, kde se zasedání konalo. Úřad ovšem stanovil, že výstavba TMT bude muset splnit celkem 43 podmínek, tj. mimo jiné odstranit řadu dosud fungujících dalekohledů na sopce, jež má jednoznačně nejlepší podmínky pro pozemní astronomická pozorování na světě. Právnická bitva však nekončí, protože aktivisté se proti rozhodnutí odvolali k Nejvyššímu havajskému soudu. Neustálé odklady samozřejmě vedou k zvyšování ceny přístroje, jenž měl původně stát 1,4 mld. dolarů. Navíc i pro stávající velké dalekohledy na Mauna Kea, tj. Keckovy dva desetimetry, 8,1m japonský Subaru a 8,2m americký Gemini-North skončí pronájem v r. 2033 a není jisté, zda se ho kvůli právnickým kličkám podaří prodloužit.

Američtí astronomové už kolem r. 2007 začali připravovat dva projekty obřích dalekohledů. Výše zmíněný TMT bude mít ve společné objímce 492 zrcadel o průměru 1,44 m, takže celková sběrná plocha dosáhne 655 m2, čili jako zrcadlo o průměru 30 m. Zorné pole bude mít průměr téměř 20´. Jde o společný projekt univerzit v USA a státních vědeckých observatoří v Kanadě, Číně, Indie a Japonsku. Podstatně menší GMT (Giant Magellan Telescope) sází na systém sedmi obřích (ø 8,4 m; hmotnost 15 t) zrcadel ve společné montáži tvaru kopretiny. Sekundární zrcadlo o průměru 3,2 m se skládá se sedmi segmentů o průměru 1,1 a tloušťce jen 2,4 mm. Každý segment bude mít 672 aktuátorů pro systém adaptivní optiky. Sběrná plocha 368 m2 odpovídá zrcadlu o průměru 22,5 m. Zrcadla se odlévají v arizonské optické laboratoři v Tucsonu v rotační peci, která zlevňuje broušení a leštění zrcadlové plochy.Zatímco TMT má problémy s umístěním, tak GMT má jisté místo na jižní polokouli na observatoři Las Campanas v Chile (2,5 km n. m.; 29° j. š.). Navíc může začít pracovat už od chvíle, kdy bude mít instalována 4 ze 7 zrcadel. Zorné pole bude téměř 20´. Celková cena se odhaduje na 1,05 mld. dolarů. Americké trampoty však spočívají i v postoji státní grantové agentury NSF (National Science Foundation), která by raději podpořila jeden společný americký projekt. Možná, že odpor Havajanů nakonec rozhodne o tom, že by se TMT postavil na Kanárských ostrovech. Z hlediska světové astronomie by to byla dokonce výhoda v tom, že by obří dalekohledy rovnocenně pracovaly na severní i jižní polokouli. Jenže i zde je komplikace, protože spolupracující Japonci chtějí TMT na jižní polokouli. V každém případě se blýská na lepší časy, protože konsorciaTMT a GMT uzavřela v květnu 2018 dohodu o vzájemné spolupráci. Bez podpory NSF se totiž oběma projektům nedostává dost finančních prostředků. Bylo by potřebné, aby agentura podpořila projekty minimálně z 25 % úhrnných nákladů. Zatím se čeká na výrok další komise Dekadických priorit americké astronomie, v němž by podpora obou projektů měla figurovat na čelných místech.

Agentura NSF se totiž už zavázala, že bude financovat provozní náklady přehlídkového dalekohledu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) o průměru zrcadla 8,4 m, jehož stavba by měla být dokončena v r. 2022 na observatoři Cerro Pachón v severním Chile (2,7 km n. m.; 30° j. š.). Srdcem unikátního přístroje je obří chlazená (-100° C) mozaiková (3,2 Gpx) digitální kamera o průměru 640 mm v terciárním ohnisku dalekohledu. Mozaiku tvoří 189 čipů s kapacitou 16 Mpx. Je opatřena šesti barevnými filtry vymezujícími pásmo vlnových délek 330÷1 080 nm. V ostrém provozu bude kamera snímkovat zorná pole 15sekundovými expozicemi; dalších 5s zabere pointace nového snímku. Cílem je kompromis mezi slabými objekty a jejich pohybem během expozice. Každý snímek zorného pole se jednou zopakuje s cílem vyloučit náhodné záblesky kosmického záření. Velkou komplikaci pro budoucí LSST jsou současné aktivity firmy E. Muska obklopit zeměkouli desítkami tisíc umělých družic pro globální internet. Podle dosavadních zkušeností se tím zmenší efektivita LSST o 30 až 50 % pozorovacího času. Původně se počítalo s tím, že dalekohled pořídí přes 200 tis. snímků ročně, což představuje kapacitu 1,28 petabytů. Během 10 let provozu to bude vyžadovat výkon počítačů 250 teraflops a bezpečné uložení 100 petabytů dat. Každou jasnou noc dodá LSST kolem 10 mil. poplachů. Komunikace bude rovněž náročná, protože dostat v reálném čase tak početná data z vrcholu hory do Státního centra pro superpočítačové aktivity v USA pomocí optických vláken v blízkém městě La Serena, následně do páteřní sítě v Santiagu de Chile, odtamtud do Miami na Floridě a nakonec do centra v Urbaně ve státě Illinois bude nepochybně komplikované. Na projektu se podílí také Fyzikální ústav AV ČR.

V současné době má nejlepší vyhlídky evropský projekt ELT (Extremely Large Telescope), protože je zajištěno dobré financování a nejsou žádné problémy s umístěním. Už téměř skončily zemní práce na Cerro Armazones (2,8 km n. m.; 25° j. š.), takže ELT bude nejspíš dokončen jako první, i když i tento projekt se zřejmě opozdí vinou coronavirové epidemie. Zatím se počítá s prvním světlem v r. 2026. Jde opravdu o impozantní evropské dílo s úžasnými parametry. Primární zrcadlo bude sestaveno ze 798 segmentů (ø1,5 m). Segmenty se budou vyrábět ve 133 různých konfiguracích odrazné plochy, čili vždy jen 6 segmentů bude mít shodné parametry. Zorné pole bude o něco větší než 10´. Extrémně konvexní sekundární zrcadlo bude mít průměr 4,2 m, kdežto terciární lehce konkávní zrcadlo stále ještě bude docela rozměrné (ø 3,8 m). Teprve 4. zrcadlo (ø 2,4 m) bude mít 8 tis. aktuátorů kvůli adaptivní optice a až 5. eliptické zrcadlo bude napájet Nasmythovo ohnisko. Kromě toho bude později přístupné ohnisko coudé v základech observatoře, což ovšem bude vyžadovat instalaci dalších tří zrcadel. Sběrná plocha téměř 1 tis. m2 bude větší než součet ploch zrcadel všech dosavadních velkých profesionálních dalekohledů světa! Hmotnost pohyblivých částí ELT dosáhne 3 tis. t. V Nasmythově ohnisku budou instalovány tři kamery první generace MICADO (Multi AO Imaging Camera for Deep Observation), HARMONI (High Angular Resolution Monolith Optical and Near-infrared Integral Field Spectrograph) a METIS (Mid-Infrared ELT Imager and Spectrograph). Jelikož od r. 2007 je Česko členskou zemí observatoře ESO, budou mít naši astronomové možnost pozorovat s tak vynikajícím strojem.

Jak uvedli C. Paladiniová s týmem, stávající systém VLTI ESO umožňuje od konce r. 2014 propojení všech 4 teleskopů UT nebo též 4 pomocných zrcadel (ø 1,8 m) na základnách dlouhých až 130 m. VLTI využívá tří základních schémat: PIONIER (Precision Integrated Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment); MATISSE (Multi-AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment); GRAVITY (nejnovější varianta VLTI se základnou 130 m a rekordním úhlovým rozlišením v pásmu K).

Na Mt. Palomaru proběhla druhá velmi významná rekonstrukce obří Schmidtovy komory o průměru 1,2 m (teleskop Samuela Oschina).Původní Schmidtova komora se proslavila dvěma verzemi fotografických atlasů oblohy od severního pólu až po 33° jižní oblohy. POSS I se uskutečnil během 70. let minulého století a po modernizaci komory počátkem 80. let byl doplněn atlasem POSS II na stejném rozsahu oblohy. Projekt POSS I financovala americká National Geographical Society. Po vynálezu skenerů byl POSS I s podporou NASA zdigitalizován a je přístupný na internetu. Na digitalizaci POSS II se ještě pracuje, ale část atlasu je už rovněž přístupná v digitální podobě.Nástup polovodičových detektorů CCD umožnil nahradit fotografické emulse, takže v letech 2009-2012 proběhla rekonstrukce celého dalekohledu, kdy v ohnisku Schmidtovy komory byla instalována mozaiková kamera se zorným polem o úhlové ploše 8,1 □°. Systém dostal název PTF (Palomar Transient Factory), takže jeho cílem bylo objevovat přechodné objekty, tj. planetky sluneční soustavy, novy, supernovy, ale též exoplanety. Mohl během noci opakovaně sledovat totéž hvězdné pole s cílem odhalit krátkodobé změny jasnosti nebo polohy transientů. Brzy se uplatnily jeho přednosti a začal přispívat velkou měrou k pozorování transientů až do 20,6 mag v optickém filtru R. Dalekohled však byl znovu rekonstruován a od února 2018 díky větší mozaikové kameře 576 Mpx má úhlovou plochu zorného pole 47 □° a pracuje 12× rychleji než PTF. Během jediné hodiny tak dokáže pokrýt 3 750 □° oblohy. Během noci je tak teoreticky možné nasnímkovat celou viditelnou oblohu, ale strategie objevu transientů velí, aby se expozice týchž polí během noci několikrát opakovaly. Nový název aparatury Zwicky Transient Facility je poctou švýcarsko-americkému astronomovi Fritzi Zwickymu (1898-1974, otec Švýcar, matka Češka Františka Vršek), jenž se proslavil svými objevy skryté látky v galaxiích, neutronových hvězd, rozlišením nov od supernov a předpovědí, že galaxie mohou sloužit jako gravitační čočky ale i energickým využíváním 5m Haleova dalekohledu pro rozvoj kosmologie a astrofyziky.

Protějškem pro jižní oblohu nedostupnou z Palomaru se stal fotografický atlas anglo-australské Schmidtovy komory a stejném průměru zrcadla jako na Palomaru na australské observatoři Siding Spring v N. S. W. (nadmořská výška 1,2 km; 31° j. š.). V současné době se však těžiště přehlídek jižní oblohy přesunulo do Chile zejména díky rozvoji observatoře ESO na hoře Paranal, kde fungují dva přehlídkové dalekohledy. VISTA s průměrem zrcadla 4,1 m a průměrem zorného pole 1,65° se soustřeďuje na přehlídky v blízké infračervené oblasti spektra v pásmu vlnových délek 0,8÷2,2 μm. Dalekohled vybavený adaptivní optikou a chlazenou kamerou o kapacitě 4,2 Mpx začal pracovat koncem r. 2009. Další dalekohled VST s průměrem zrcadla 2,6 m pro optické přehlídky oblohy v pásmu vlnových délek 350÷910 nm s kamerou OmegaCAM (268 Mpx) a průměrem zorného pole 1° byl instalován v r. 2011.

Další přehlídkové dalekohledy na jižní polokouli určené pro hledání potenciálních planetek-křížičů se Zemí hodlá financovat NASA. Jeden z nich bude instalován v Jižní Africe a umístění druhého se ještě nenašlo. Oba přístroje budou stát dohromady 3,8 mil. dolarů. Dva takové dalekohledy systému ATLAS (Asteroid Terrestrial-Impact Last Alert System) již pracují na severní polokouli na ostrovech Maui a Hawaii.

B. Kumar s týmem referovali o brzkém dokončení teleskopu ILMT (International Liquid Mirror Telescope) na observatoři Devasthal (západní Himálaj; 2,45 km n. m.; 29° s. š.) poblíž Nainitalu v Indii. Půjde o horizontální rotující rtuťové zrcadlo (ø 4 m) zobrazující okolí zenitu ve filtrech g, r, i, pomocí kamery CCD o rozměru 16 Mpx. Přístroj bude primárně určen ke sledování světelných křivek supernov ve vzdáleném vesmíru s cílem co nejlépe kalibrovat jejich vzdálenosti potřebné pro kosmologii.

Jak připomněl G. Schilling, v r. 1990 uměly nejlepší teleskopy dohlédnout do minulosti vesmíru 6 mld. let po velkém třesku, ale už o 5 let později dokázal HST zaznamenat objekty z času 2 mld. let po VT a do r. 2017 se tato mez posunula k zobrazení objektů v hlubokém vesmíru v čase 400 mil. let po vzniku vesmíru. Plánovaná generace extrémně velkých teleskopů posune tuto hranici k času 200 mil. let po VT.

8.2. Pomocné optické přístroje

Zobrazovače na velkých pozemských dalekohledech se v posledních dvou dekádách staly samostatným odvětvím rozvinuté přístrojové techniky. Jen s velkou dávkou nadsázky se jim dá říkat „detektory“, neboť se jedná o přístroje, které mají srovnatelnou složitost a v některých případech i počet součástek jako celý zbytek velkého dalekohledu. Také historické dělení na fotografické, fotometrické, spektroskopické či interferometrické přístroje pozbývá smyslu, neboť tato zařízení s využitím důmyslných optických a elektronických postupů kombinují všechny přístupy. V neposlední řadě jejich využití vyžaduje přidělený mohutný výpočetní výkon, který ze zdrojových elektronických signálů teprve v počítači vytváří „pozorovaná data“. Schopnosti těchto přístrojů jsou ohromující. C. Paladiniová aj. ukázali, že zobrazovač PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) na VLTI (Very Large Telescope v interferometrickém režimu, 4× hlavní či pomocný teleskop; Cerro Paranal, Chile) prokázal schopnost zobrazit hvězdnou konvekci na kotoučku hvězdy π1 Gruis (Gru, Jeřáb) z asymptotické větve obrů; kotouček hvězdy má ⌀ ~20 mas (milliarcsecond, tisícina obloukové vteřiny). Přístroje jako SPHERE, GRAVITY (oba již v provozu) a MATISSE (Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment, v přípravě) posunou možnosti velkých dalekohledů ještě dál.

Složité přístroje na velkých dalekohledech představují jednu cestu, spojování malých a (relativně) levných přístrojů do velkých celků druhou. Příkladem může být budovaná observatoř MROI (Magdalena Ridge Observatory Interferometer, South Baldy, Socorro, Nové Mexiko), která bude po dokončení sestávat z 10 optických dalekohledů o průměru 1,4 m, posunovatelných na 3 ramenech ve tvaru Y s maximální délkou 340 m. Úhlové rozlišení této observatoře bude ~100× lepší než u HST, čehož plánují využít i pozemní družicová střediska, neboť taková přesnost umožní optickou kontrolu stavu družic i na geostacionárních drahách.

8.3. Radioteleskopy a radioobservatoře

Rychlé radiové záblesky (fast radio bursts, FRB) jsou přetrvávající záhadou. Víme již, že jejich zdroje se nacházejí v kosmologických vzdálenostech, z doby trvání a několika identifikovaných mateřských galaxií plyne, že uvolněná energie pochází z prostoru o velikosti malých desítek km. Zářivý výkon zdrojů je během několika milisekund srovnatelný s výkonem celé Mléčné dráhy. S jedinou výjimkou se FRB neopakují. Tou výjimkou je FRB 121102, který pozorně sledují všichni, kdo mohou. D. Michilli aj. zveřejnili výsledky pozorování radioteleskopu v Arecibu (Portoriko) v r. 2016-2017, v nichž autoři zachytili celkem 16 záblesků. Průlomové bylo zjištění, že záblesky jsou vysoce lineárně polarizované a rovina polarizace se v průběhu času stáčí. Stáčení roviny polarizace autoři následně potvrdili na datech z radioteleskopu v Parkesu. Míra tzv. Faradayovy rotace je v případě FRB 121102 natolik výrazná (1,33÷1,46×105 rad/m2), že jediný srovnatelný zdroj představuje magnetar PSR J1745−2900, nacházející se v blízkosti černé veledíry v centru Galaxie. To v kombinaci s délkou záblesků (~30 µs) naznačuje, že zdrojem tohoto FRB může být neutronová hvězda v těsné blízkosti černé veledíry s hmotností ~10 kM⊙. Možná jsou stále i další vysvětlení, např. interakce silně magnetizovaného hvězdného větru nebo pozůstatek po supernově v okolí neutronové hvězdy. Potíž mj. je, že nevíme, zda je FRB 121102 typickým zástupcem rychlých záblesků, nebo jde o jiný druh tohoto jevu. D. Palaniswamyová, Y. Li a B. Zhang propočetli pravděpodobnost, že FRB 121102 je stejný zábleskový zdroj a vidíme ho jako opakující se díky vhodné orientaci vůči nám - taková pravděpodobnost je jen 10-3—10-4. Jak říká aktuální astronomický vtip: teorií, čím jsou FRB způsobeny, je momentálně více než pozorovaných záblesků.

První část budované radiové veleobservatoře SKA (Square-Kilometer Array, JAR + Austrálie + UK + Dánsko + nově Španělsko a Francie), radioobservatoř MeerKAT (Karoo, Severní Kapsko, JAR) použila 14 z prvních 16 antén k pozorování magnetaru PSR J1622-4950, který se v r. 2016 po letech nečinnosti znovu probudil; jde o jeden z pouhých čtyř známých pulsarů, které se projevují současně v rentgenovém i rádiovém oboru spektra. MeerKAT bude mít ve fázi 1 celkem 64 antén, ve fázi 2 přesně 194 a ve spojení s australskými ~130 tis. anténami (Murchisonova radioastronomická observatoř, Boolardy, Západní Austrálie) vytvoří ve fázi 3 radioobservatoř s největší sběrnou plochou na světě! Již po dokončení fáze 1 bude MeerKAT chrlit data tempem 1 TB/h, pro jejich zpracování ve fázi 2 se ve spolupráci jihoafrických univerzit a národní kosmické agentury buduje dedikovaný superpočítač a pro fázi 3 teprve vznikají návrhy softwaru pro zpracování - projekt spoléhá na Moorův zákon a z něj extrapolovaný dostupný výkon v r. 2026, kdy má být SKA uvedena do provozu. V průběhu r. 2018 byly do provozu uvedeny další rádiové antény a také optický robotický dalekohled MeerLICHT (0,65 m, ~1,6°, 10× 10 Mpx CCD), který bude sledovat stejné zorné pole jako radioobservatoř MeerKAT.

1. dubna 2018 převzala správu radioteleskopu v Arecibu University of Central Florida (observatoř zůstává ve vlastnictví americké Národní vědecké nadace, NSF), čímž se vyřešil několik let trvající problém s financováním jeho provozu. Roční příspěvek ve výši 8 mil. USD od NSF klesne na 2 mil. USD, část rozpočtu uhradí NASA z pozorovacího programu asteroidů-křížičů zemské dráhy, část zaplatí UCF výměnou za dedikovaný pozorovací čas a o zbylou část rozpočtu bude probíhat soutěž. V červnu bylo rozhodnuto o poskytnutí finanční pomoci na potřebnou opravu odrazné plochy teleskopu, kterou částečně poškodila tropická bouře Maria v září 2017. V prosinci 2018 NSF oznámila, že ještě navíc poskytne jednorázový grant na vybudování 166 pomocných antén, které rozšíří zorné pole radioteleskopu a zvýší jeho citlivost. Obě vlastnosti usnadní snazší hledání nových milisekundových pulsarů a monitorování těch známých, což by mělo umožnit detekci nízkofrekvenčního šumu gravitačních vln.

Tým projektu ANTARES (což je především neutrinová observatoř pod Středozemním mořem) zveřejnil ve dvou pracích (S. Bhandariová aj., M. Caleb aj.) výsledky pátrání po FRB na radioobservatoři v Parkesu. Přehlídka SUPERB (SUrvey for Pulsars and Extragalactic Radio Bursts) objevila záblesky FRB 150610, FRB 151206, FRB 151230 a FRB 160102, přičemž u dvou posledních se podařilo změřit i míru polarizace signálu. Ani jeden z FRB se již neopakoval, stejně tak ani pro jeden nebyl objeven protějšek v žádné jiné oblasti elektromagnetického spektra. FRB 160102 vykazoval nenulovou míru Faradayovy rotace, kterou však na základě míry disperze signálu autoři přisuzují působení magnetického pole v mezigalaktickém prostředí a nikoli zdroji samotnému.

8.4. Observatoře vysokých energií

Časopis Astronomy & Astrophysics vydal speciální číslo věnované pozorování Mléčné dráhy observatoří H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), která má z náhorní plošiny na západě Namibie na disk Galaxie výborný výhled. Observatoř sestává z pětice Čerenkovových dalekohledů rozmístěných ve čtverci; čtyři rohové jsou menší s ⌀ ~ 12 m, středový má primární zrcadlo ⌀ ~ 28 m, všechna zrcadla jsou segmentová a sběrná plocha všech pěti teleskopů činí ≥ 1 000 m2. Tým projektu H.E.S.S. (jméno nese na počest nobelisty Victora Hesse *1883—†1964, objevitele kosmického záření - 1912) v sérii článků zveřejnil katalog 78 galaktických objektů záření s vysokými energiemi, které zahrnují planetární mlhoviny kolem pulsarů, zbytky po supernovách (vč. těch ve dvojhvězdách) a dvojhvězdy aktivní v oboru γ. 16 zdrojů je zcela nových a 47 zatím nebylo možné zařadit, většina z nich jsou patrně aktivní oblasti kolem pulsarů. Nejzáhadnější je nově objevený zdroj záření γ HESS J1741−302, který je poměrně stabilním původcem částic s energiemi několika TeV, zároveň ovšem v oblasti desítek až stovek TeV neslábne v souladu s žádným teoretickým modelem.

Tým projektu Fermi LAT (Large Area Telescope) při příležitosti 10letého výročí činnosti družice na oběžné dráze publikoval souhrnnou práci o vlivu záření extragalaktického pozadí na zdroje záření γ. Všechny hvězdy a galaxie, které ve vesmíru za celou dobu jeho existence vznikly, svým UV, optickým, IR a dalším zářením vytvářejí elektromagnetické pozadí, které srážkami s γ fotony mění vlastnosti vysokoenergetických spekter vzdálených zdrojů. Tyto srážky jsou málo pravděpodobné, ale fotonů pozaďového záření je ve vesmíru mnoho. Analýzou dlouhodobých pozorování 739 aktivních galaktických jader autoři dospěli k nezávislému potvrzení času kosmického poledne (maximum tvorby nových hvězd, nejvíce svítivý vesmír) při z ~ 2, tj. asi 3 Gr po velkém třesku. Výsledky také limitují nejpozdější čas reionizace vesmíru (tj. ionizaci a zprůhlednění látky intenzivním zářením mladých galaxií) při z ~ 6, tj. asi 1 Gr po velkém třesku; tato analýza se však opírá jen o malé množství zdrojů záření γ a vyžaduje další experimentální potvrzení.

Tým observatoře HAWC (High Altitude Water Cherenkov, Pico de Orizaba, Sierra Negra, Mexiko) publikoval katalog 39 velmi energetických zdrojů s energiemi záření γ >100 GeV. 19 z těchto zdrojů nebylo nikdy dříve spojováno s TeV zářením. Autoři se pustili do pátrání pomocí dat družice Fermi a observatoře VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, F. L. Whipple Observatory, Arizona). 14 těchto nových zdrojů se nepodařilo v archivních datech pro energie >10 GeV najít; pět zbývajících má ve vyšších energiích VERITAS slabší spektrum než odpovídá datům HAWC - proč, zatím není jasné.

8.5. Kosmické přístroje

NASA na konci března 2018 oznámila další odklad startu Kosmického dalekohledu Jamese Webba (JWST) na základě revize stavu projektu, který měl podle dosavadního plánu odstartovat v červnu 2019. Nejde o první posun projektu, který zatím stál 7,3 mld. USD. Odklad projekt pochopitelně opět prodraží a celkový rozpočet se blíží stropu ve výši 8 G$, který má NASA nařízený Kongresem v r. 2011. Kromě finančních potíží dělají průtahy těžkou hlavu ostatním kosmickým projektům. Nejvíce ohrožený je projekt WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope), který prezident D. Trump dokonce navrhl zrušit; Kongres sice návrh odmítl, ale projekt nezaviněně nabírá další zpoždění, čímž se pochopitelně také prodražuje. JWST provázejí také dobré zprávy - v lednu úspěšně prošel zkompletovaný dalekohled tepelnou zkouškou ve vakuové komoře; ochlazení na teplotu ~38 K trvalo přes 100 d. Následovaly zkoušky optiky, aby se neopakovala chyba HST se špatným tvarem primárního zrcadla. Takový problém by byl v případě JWST fatální, naštěstí i optické zkoušky dopadly dobře. Na konci června 2018 byl stanoven nový termín startu JWST na 30. března 2021.

5. října 2018 došlo k zastavení vědeckých programů HST z důvodu detekované závady jednoho z gyroskopů. HST má od poslední servisní mise tři páry setrvačníků, složené vždy z původního a nového modelu. Při běžném provozu jsou zapnuté tři (v omezeném režimu mohou být dva, v nouzovém stavu jen jeden), aby se opotřebovávaly co nejméně - jako vše, co se točí, i setrvačníky podléhají opotřebení. Proto nebylo překvapení, když se jeden z původních modelů zastavil; palubní počítač nastartoval jeho novější protějšek, jenže ten se nerozběhl správně. Počítač proto situaci vyhodnotil jako stav nouze a vyslal volání o pomoc. Pozemní středisko přerušilo pozorování a začalo problém zkoumat. Následně se ukázalo, že problém způsobila zhuštěnina v olejové kapalině, v níž válec setrvačníku rotuje. Inženýři proto setrvačník mnohokrát zastavili a znovu roztočili a nakonec otočili celý dalekohled kolem dokola, aby se kapalina dobře promíchala. 27. října začal HST opět pozorovat. Problémy se setrvačníkem měla ve stejné době i družice Chandra, v jejím případě stačilo namísto problémového gyroskopu nastartovat záložní.

Z. Arzoumanian a K. C. Gendreau shrnuli výsledky roční práce experimentu NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR), který se nachází na palubě Mezinárodní kosmické stanice ISS. Instalace na palubě ISS nese nutnost krátkých pozorování (stanice oběhne celou Zemi každých zhruba 90 min), což je na druhé straně vyváženo možností pravidelného sledování mnoha cílů. Výsledky sahají od objevu neviditelného průvodce pulsaru IGR J17062-6143 přes výskyt kvaziperiodických oscilací, potvrzení přítomnosti neprůhledného disku kolem rentgenové dvojhvězdy Serpens-X1, „hvězdný“ vítr akrečního disku GRS 1915+105 a další. Vše zmíněné jsou vlastně vedlejší produkty hlavního pozorovacího programu, jehož cílem je přesné určení poloměrů a hmotností několika neutronových hvězd a z nich odvození vlastnosti jejich niter.

Na palubu ISS dorazil 24. května 2018 další experiment NASA, jehož cílem je dosáhnout nejnižší teploty v našem kousku vesmíru. Cold Atom Laboratory má za cíl na dobu 10 s vytvořit Boseho-Einsteinův kondenzát z atomů rubidia a draslíku v podmínkách mikrogravitace a laserovým zářením ho ochladit na teplotu ~2×10-11 K.

V květnu 2018 NASA také vypustila dvojici satelitů GRACE-FO (Gravity Recovery and Climate Experiment Follow-On), která navazuje na první misi GRACE. S vylepšeným způsobem měření vzájemné vzdálenosti obou družic (obě tělesa jsou od sebe asi 220 km) pomocí laserové interferometrie umožní experiment asi 20× přesnější měření pohybu vod na povrchu Země v důsledků tání polárních ledovců i vysychání půdy. Oba satelity také dostaly další senzory, takže jsou schopny asi 200× za den změřit rozdělení teplot a vzdušné vlhkosti v atmosféře pod sebou.

30. října 2018 vyslala sonda Kepler pozemnímu řídicímu středisku nouzový signál - došlo palivo. Že sonda definitivně vyčerpá poslední zbytky hydrazinu, potřebného ke změnám orientace v prostoru, bylo jasné nejpozději od léta 2018. 15. listopadu, tedy o 388 let později, než v Řezně zemřel Johannes Kepler, byla sonda provždy vypnuta. Její odkaz je rozsáhlý a stále neuzavřený - data mise K2 se budou zpracovávat dalších několik let, archivní záznamy poslouží k porovnávání s jinými měření atd. I seznam věcí hotových ke konci r. 2018 je úctyhodný: 9,6 r práce, 2 662 potvrzených exoplanet, 2 964 vědeckých prací, světelné křivky ≥ 503 tis. hvězd, ≥ 730 tis. vykonaných povelů, levná cena 700 mil. USD, vzdálenost od Země ≥ 1 au, 678 GB přenesených dat. Kromě objevování exoplanet sonda nalezla 61 supernovu, desítky malých těles Sluneční soustavy, stovky proměnných hvězd, přispěla ke zpřesnění vývojových modelů červených obrů a pořídila snímky několika desítek tisíc galaxií. Další tisíce kandidátů na exoplanety čekají na nezávislé potvrzení.

V dubnu 2018 stihl odstartovat následník Kepleru, družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite). Její úloha i vlastnosti jsou poněkud jiné - jde o oběžnici Země a nikoli Slunce, bude pátrat po exoplanetách kolem jasných hvězd v blízkosti Slunce, její 4 kamery mají ~20× větší zorné pole a od začátku bude postupně sledovat (skoro) celou oblohu. Začne prohlídkou jižní oblohy, po roce se bude věnovat obloze severní, a pak celý cyklus zopakuje. Finální oběžná dráha družice je měsíčně synchronizovaná, vysoká - v apogeu téměř ve vzdálenosti Měsíce (373 tis. km) -, kolem Země oběhne jednou za 13,7 d. Základní mise potrvá 2 r, ale družice s dosavadní cenovkou 337 mil. USD je navržena tak, aby vydržela nejméně 10 let, očekávaná životnost je ještě dvojnásobná. Astrofyzici odhadují, že by TESS měla objevit asi 500 planet podobných Zemi, ~1 000 velkých planet kolem červených trpaslíků a desítky až stovky malých těles Sluneční soustavy a přechodných optických jevů.

Voyager 2 opustil začátkem listopadu 2018 oblast vlivu Slunce. Po průletu heliosférickou pochvou se tak i druhý Voyager dostal do mezihvězdného prostředí - Voyager 1 tuto hranici překonal v srpnu 2012. Obě sondy jsou nejvzdálenějšími stále pracujícími lidskými výtvory (V 1 ~21,6 mld km, V 2 ~18,1 mld km) a přestože jim dochází energie, očekává se jejich funkčnost do poloviny 20. let. V 1 míří do středu Galaxie a patrně v ní následující stovky tisíc let zůstane, V 2 naopak pravděpodobně čeká vymetení z Mléčné dráhy.

8.6. Přehlídky, astrometrie

Na přelomu let 2017 a 2018 započala na observatoři Karla G. Janskyho VLA (Very Large Array) přehlídka VLASS (VLA Sky Survey), která potrvá 7 let. Během nich talíře 27 antén observatoře pokryjí 80 % celé oblohy, a to ve třech vlnách s rozestupy 32 měsíců. Celkem 5,5 tis. hodin pozorování v pásmu 2÷4 GHz odhalí proměnné objekty s krátkými i dlouhými periodami. Observatoř prošla renovací jak mechanickou, tak technologickou, jednotlivé antény jsou asi 10× citlivější a každá z nich generuje ≥ 100× více dat než dříve. Proto se očekává objev ~10 mil. nových objektů, Národní radioastronomická observatoř (NRAO), která VLA provozuje, také očekává odhalení dalších vlastností zatím záhadných rychlých radiových záblesků (FRB).

Tým zobrazovače VIMOS (VLT, Cerro Paranal, Chile) ve dvou pracích (R. McLure aj., L. Pentericci aj., 96 spoluautorů) zveřejnil předběžné výsledky vydání první datové sady přehlídky VANDELS (VIMOS survey of the CANDELS CDFS and UDS fields). Přehlídka pořídila podrobná spektra ~2 100 galaxií z centrálních ~0,2 □2 z Hubbleových hlubokých polí. Spektra pokrývají vlnové délky 480÷1 000 nm a zobrazené galaxie mají červené posuvy z mezi 1÷7 (≥ 85 % z nich má z ≥ 3). První datová sada obsahuje zpracovaná spektra 879 galaxií s nejvyšším získaným poměrem signál / šum. Datová sada obsahuje objekty čtyř druhů: jasné galaxie s intenzivní hvězdotvorbou (z ~ 2,4÷5,5), hmotné radiově klidné galaxie (z ~ 1,0÷2,5), slabé vzdálené galaxie s hvězdotvorbou (z ~ 3,0÷7,0) a jasná rentgenově aktivní galaktická jádra. Další pozorování a zpracování dat probíhá; následovat by měly další dvě datové sady, finální katalog by mohl být k dispozici v druhé polovině r. 2020.

Družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) měla ukončit svou práci v r. 2011. O dva roky později však byla znovu probrána z hibernace a přestože pracuje v omezeném režimu (chladicí směs došla a IR detektory se tak chladí pouze pasivně na teplotu 74÷75 K) v pásmech W1 = 3,4 µm a W2 = 4,6 µm, její data objevila desítky tisíc malých těles Sluneční soustavy. Využití archivních dat v pásmech 12 µm a 22 µm a hlavně kombinace všech dat s optickými katalogy umožňuje získávání stále dalších informací o okolním vesmíru. C. Theissen ukázal možnost použití archivních dat WISE v kombinaci s údaji astrometrické družice Gaia (viz níže) pro sestavení katalogu objektů s nízkou hmotností na rozhraní hnědých trpaslíků a hvězd. Metoda dovoluje pro blízké objekty (≤ 17 pc) změřit paralaxu i v případech, kdy je jasnost objektu příliš nízká, aby ji Gaia mohla určit přesně. Autor odvodil vzdálenosti 43 objektů s nízkou hmotností (20 hnědých trpaslíků, 23 hvězd), z nichž se pouze 9 nachází v datové sadě Gaia DR2.

S. Lake aj. použili stejná aktuální i archivní data WISE k sestavení funkce svítivosti hvězd v Galaxii. Autoři porovnali data s modelovými výpočty pro vlnovou délku 2,4 µm, která má tu výhodu, že funkce svítivosti konkrétní galaxie přímo koreluje s její celkovou hmotností. Použití na Mléčnou dráhu tedy umožňuje nezávislé určení jejích celkových vlastností - hustota hvězd vychází na (5,8 ± 0,3)×10-3 Mpc-3 a celková svítivost na (6,4 ± 0,1stat ± 0,3sys)×1010 L⊙, průměrná hustota svítivosti Galaxie tedy je ~3,8 × 108 L⊙ Mpc-3.

Nelze v tomto odstavci pominout vydání druhé datové sady (Data Release 2, DR2) astrometrické družice Gaia. Tým družice zveřejnil ve 13 základních pracích vlastnosti datové sady a některé přímé aplikace získaných či odvozených údajů. Datová sada obsahuje fotometrické vlastnosti ~1,693 miliardy objektů s magnitudou 3÷21 ve filtru G. Pro 1,3 miliardy z nich jsou k dispozici i paralaxy a parametry vlastních pohybů, barevné indexy odvozené ze dvou spektrografů 330÷680 nm a 630÷1050 nm jsou k dispozici pro dalších ~100 mil. objektů. Přibližně 7 mil. objektů má určené střední radiální rychlosti, 77÷161 mil. objektů (počet se liší určenými parametry) má odhadnuté hvězdné vlastnosti: povrchovou teplotu, míru extinkce, gravitační zčervenání, poloměr a svítivost. Přesnosti určení poloh a vlastních pohybů se liší pro různě jasné objekty, nejlepší přesnost mají jasné objekty (G ≤ 14 mag) s chybou ≤ 0,04 mas, resp. 0,05 mas/r. Kromě hvězdných objektů obsahuje datová sada astrometrické a fotometrické údaje ~14 tis. malých těles Sluneční soustavy a několika stovek tis. extragalaktických objektů. Tato data umožnila mj. určení nového nebeského souřadnicového rámce, založeného pouze na kvasarech (viz níže).

Data z DR2 nejsou přijímána s nekritickým nadšením. Stejně jako v případě první datové sady se poměrně rychle objevily práce, upozorňující na nedostatky v datech nebo jejich zpracování. K. Stassun a G. Torres např. ukázali, že pro jasné blízké hvězdy (≤ 12 mag, 0,03÷3 kpc) má Gaia tendenci podhodnocovat paralaxy v průměru o (82 ± 33) µas (miliontina obloukové vteřiny). Sami lidé z týmu Gaia jsou si nedostatků vědomi a upozorňují, že při zpracování údajů z DR2 je třeba brát v potaz statistické postupy jako např. bayesovskou inferenci. Další, opět obsáhlejší a kvalitnější datová sada DR3 se chystá na prosinec 2020.

8.7. Katalogy, Atlasy, Databáze

M. Scodeggio s týmem zveřejnili veřejně přístupnou databázi 86 775 galaxií jasnějších než 22,5 mag AB ve spektrálním pásmu 550÷950 nm s kosmologickými červenými posuvy v rozmezí 0,5 < z < 1,2 (1,6÷2,6 Gpc). Využili k tomu teleskopu VLT UT3 (Melipal = Jižní kříž v jazyce Mapuche) pomocí zobrazovače VIMOS (VIsible MultiObject Spectrograph). Na každém snímku se zobrazilo průměrně 1 tis. galaxií v uvedeném rozsahu jasností, barev a vzdáleností. Autoři zpracovali 288 snímků polohy a spekter ve dvou polích v rovině nebeského rovníku s rektascensemi 2 h a 22 h na celkové ploše 23,5 □°. Test kvality dat dopadl velmi dobře, tj. 88 % galaxií má určeno červené posuvy se spolehlivostí ≥ 96 %. Výsledná databáze italsko-francouzského projektu VIPERS (VImos Public Extragalactic Redshift Survey) je přístupná na adrese vipers.inaf.it.

I. Pârisová s týmem publikovala v pořadí již 14. katalog kvasarů (DR14Q) založený na přehlídce eBOSS (extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) pomocí 2,5 m přehlídkového teleskopu SDSS (Sloan Digital Sky Survey; Apache Point, New Mexico; 33° s. š.; 2,8 km n. m.). Jde o již čtvrtou kampaň přehlídkového dalekohledu, jež začala v r. 2014 a skončí v r. 2020. Katalog obsahuje údaje o více než 526 tis. kvasarech, jež ve vzdálenosti 3,2 Gpc by měly absolutní hvězdnou velikost ≤ -20,5 MAG za předpokladu, že platí standardní kosmologický model ΛCDM; od předešlé DR13 se jejich počet zvýšil o 146 tis. Přehlídka pokrývá úhlovou plochu 9376 □° (přibližně 23 % celé oblohy). U každého kvasaru katalog uvádí pět monochromatických hvězdných velikostí (pásma u, g, r, i, z) s průměrnou chybou 0,03 mag a průběh spektra v rozmezí 361÷1 014 nm. V tomto rozmezí se podařilo identifikovat téměř 22 tis. širokých absorpčních čar. Pokud jsou pro daný kvasar dostupné údaje z jiných přehlídek od rentgenových až po rádiové pásmo, jsou rovněž zveřejněny. Všechny soubory jsou veřejně dostupné v archivu SDSS Science Archiver Server (http://skyserver.sdss.org/dr14/en/home.aspx).

C. Gattano aj. využili astrometrických měření družice Gaia v databázi DR1 ke zpřesnění údajů o poloze kvasarů, které lze považovat z hlediska vlastních pohybů za téměř nehybné, k sestavení v pořadí již 4. astrometrického katalogu kvasarů LQAC-4. Katalog obsahuje údaje o téměř 444 tis. kvasarech, což proti předešlému katalogu dává přírůstek 38 %; z toho 56 % má přesné souřadnice díky DR1. Katalog je veřejně přístupný na adrese: cdsarc.u-strasbg.fr (130.79.128.5).

M. Deleuil aj. referovali o výsledcích družice CoRoT (Convection, Rotation et Transit), jež pracovala na polární geocentrické dráze s apogeem 900 a perigeem 610 km od ledna 2007 do počátku července 2012. Výsledky měření transitů exoplanet a těsných dvojhvězd obsahuje katalog pozorování téměř 164 tis. hvězd ve 26 opakovaně sledových polích. Družice pozorovala přes 174 tis. světelných křivek a nalezla tak přes 4,1 tis. tranzitů. Podařilo se tak sledovat 2,3 tis. zákrytových dvojhvězd, z toho přes 600 kontaktních, a přes 1,5 tis. oddělených dvojhvězd. Družice objevila 37 exoplanet a hnědých trpaslíků a přes 550 kandidátů na exoplanety.

C. Boeche aj. zveřejnili databázi DR1 čínského spektrometrického Schmidtova teleskopu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope) na observatoři Xinlong (primární zrcadlo ø 4m; 960 m n. m., 40° s. š.; sp. pásmo 370÷900 nm). Katalog DR1 obsahuje parametry pro 1,1 milionu hvězd: efektivní teplotu a dva ukazatele metalicity, tj. poměr Fe/H a He/Fe. Střední chyby měření efektivní teploty činí ±120 K a metalicit po řadě -0,15 dex a -0,1 dex při poměru signálu k šumu 40. I tento katalog je veřejně přístupný na webu LAMOST a CDS (Centre de Donnés astronomiques de Strasbourg).

Korunu všemu však nasadili D. Nidever aj. z americké NOAO (Státní observatoř pro optickou astronomii), kteří zkalibrovali všechny zmíněné katalogy ze severní i jižní polokoule. Využili k tomu 4m teleskopu na observatoři CTIO v Chile (Cerro Tololo; 2,2 km n. m.; 30° j. š.). jenž je vybaven pokročilou digitální kamerou Dark Energy Camera s mozaikou 62 CCD přednostně citlivou v blízké infračervené oblasti. Identický 4m teleskop pracuje také na státní observatoři Kitt Peak v Arizoně (2,1 km; 32 s. š.), jenž je rovněž vybaven široúhlou mozaikou čipů CCD. Superkatalog NOAO Source Catalog obsahuje jednotně kalibrované údaje o 2,9 mld. objektů s celkovým počtem individuálních pozorování 34 mld., a to na 30 tis. □° oblohy, tj. 73 % celé oblohy. Přehlídka hvězd a galaxií sahá až do mezní hvězdné velikosti 23 mag. Superkatalog umožňuje sledovat hvězdné proudy, objevovat trpasličí galaxie, kvasary, hvězdy s únikovými rychlostmi z galaxií, proměnné hvězdy a efemérní úkazy.

A. Heinze aj. publikovali první katalog proměnných hvězd, které se daří objevovat jako vedlejší produkt pomocí systému pro varování před střetem s planetkami ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), jenž byl uveden do provozu v r. 2016 a financován NASA. V současné době sestává ze dvou Schmidtových komor o průměru 0,5 m, světelnosti 2,0 a průměru zorného pole 7,4°. ATLAS 1 pracuje na sopce Haleakala (3,1 km n. m.) a ATLAS 2 na sopce Mauna Loa (4,2 km n. m.) v Havajském souostroví. Od sebe jsou vzdáleny 158 km. Systém ATLAS umožňuje předpovědět srážku s miniplanetkou s energií výbuchu 30 kt v předstihu 1 d (ohrožení menšího města), pro energii výbuchu 5 Mt (hrozba pro velkoměsto) s předstihem týdne a pro velké město a pro energii 100 Mt (hrozba pro kraj) s předstihem 3 týdnů. Za dva roky provozu objevil ATLAS 56 potenciálně nebezpečných křížičů (miniplanetek), ale i 518 větších křížičů, které ale hrozbu nepředstavují. Objevil však navíc 53 komet a záplavu 6 800 supernov. Díky této zkušenosti autoři začali zpracovávat údaje o proměnných hvězdách. Během dvou let provozu se podařilo minimálně stokrát pozorovat světelné křivky 142 milionu hvězd do 18 mag v červené barvě na úhlové ploše 13 tis. □° (32 % celé oblohy). Autoři nalezli známky měřitelné proměnnosti pro 427 tis. hvězd. Téměř polovinu souboru představují známé typy proměnnosti, tj. zákrytové dvojhvězdy, miridy a sinusoidální proměnné. Nově objevili 74,7 tis. zákrytových dvojhvězd, 10 tis. pulsujících proměnných a přes 2 tis. mirid. Ke klasifikaci používají metod strojového učení pomocí trénovacích množin.

8.8. Časopisy, Sborníky

Nejprestižnější vědecký časopis Nature tradičně v posledním čísle kalendářního roku uveřejňuje předpovědi, kde se dá čekat v následujícím roce významný vědecký průlom. Pokud jde o astronomii, tak redakce podle E. Gibneyové měla usnadněnu úlohu, když koncem dubna 2018 byla zveřejněna operačním týmem astrometrické družice Gaia databáze DR2 obsahující polohy a zelené jasnosti 1,7 miliardy zdrojů jasnějších než 21 mag a dále s podstatně zlepšenými údaji o paralaxách, vlastních pohybech a spektrálních charakteristikách 1,3 mld. hvězd a také o 14 tisících planetek ve Sluneční soustavě. Počet proměnných hvězd v souboru vzrostl na 0,5 mil. hvězd. To představuje obrovské bohatství poměrně homogenních statistických údajů s rekordní přesností měření. Už během r. 2018 byly publikovány stovky významných prací, jež se týkají jak drobných těles Sluneční soustavy, tak exoplanet, hvězd a hvězdných proudů v naší Galaxii, jakož i v Místní soustavě galaxií. Navíc se pozorováním vzdálených kvasarů podařilo zpřesnit vztažnou optickou souřadnicovou soustavu. Redakce dále předpokládá, že v r. 2019 přibudou práce, které zpřesní spirální strukturu naší Galaxie.

Podobně spuštění kanadského radiointerferometru CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) v Okanagan Falls, B.C. by mohlo významně přispět k objasnění povahy FRB (Fast Radio Bursts), protože má široké zorné pole díky sběrné ploše 8 tis. m2 v okolí zenitu. Očekává se, že v r. 2019 se podaří zachytit desítky FRB denně. Hlavním posláním nepohyblivého interferometru tvořeného čtyřmi půlválcovými anténami a šířce 20 m a délce 100 m však bude sledování tempa rozpínání vesmíru v době, kdy začala skrytá energie před 7 mld. let převažovat nad brzděním gravitační silou a zmapovat velkorozměrovou strukturu vesmíru v intervalu stáří 2,5÷7 mld. let. CHIME pracuje ve frekvenčním pásmu 400÷800 MHz, takže může pozorovat spektrální čáru neutrálního vodíku s frekvencí 1,42 GHz (211 mm) díky kosmologickému červenému posuvu ve zmíněném intervalu vzdáleností, resp. stáří vesmíru. Dalším úkolem radiointerferometru bude proměření indukce magnetického pole Galaxie a sledování frekvenčních změn rotačních period pulsarů při průchodu gravitačních vln. Radiointerferometr dodává během provozu 13,1 Tbyte/s (!), takže obří procesor s 256 uzly má příkon 250 kW.

Zmíněný časopis Nature má za sebou historii dlouhou 149 let. Od. r. 1995 byl jeho šéfredaktorem astrofyzik Sir Philip Campbell (*1951), který však v létě 2018 předal žezlo genetičce Magdaleně Skipperové. Jde o vůbec první ženu na této prestižní pozici od vzniku časopisu, jež však má za sebou významnou zkušenost jako šéfredaktorka časopisu Nature Communications. Skipperová představuje teprve osmou změnu na této pozici v historii časopisu. Průměrná délka funkce šéfa časopisu činí tedy 21 let.

8.9. Vědecké společnosti

Od počátku čs. členství v Mezinárodní astronomické unii v r. 1922 bylo národním reprezentantem Ministerstvo školství ČSR. Po vzniku ČSAV v r. 1953 přešla tato agenda na Akademii a tak tomu bylo i po vzniku Akademie věd ČR v r. 1992. Na konci r. 2017 se však z nejasných příčin Akademie reprezentace ve všech mezinárodních vědeckých společnostech vzdala, což vyvolalo obavy, že Česko ztratí členství ve více než půl stovce mezinárodních vědeckých společností. Naštěstí nakonec prošlo kompromisní řešení, takže například české členství v IAU převzala Česká astronomická společnost, která k tomu cíli přijala český Národní komitét astronomický jako odbornou skupinu v rámci Společnosti. Od r. 2018 působí jako vedoucí skupiny Jan Palouš a financování i kontakt s IAU jsou tím zabezpečeny. Ve skupině jsou zastoupeni představitelé českých profesionálních astronomických pracovišť na vysokých školách a v Akademii věd a dále volení zástupci v Česku pracujících členů IAU. Kontakt s vedením IAU je tak velmi dobře zajištěn.

J. Vondrák připomněl bohatou historii české Hvězdářské ročenky, kterou založil v r. 1921 Bohumil Mašek a vydával ji až do r. 1940. V r. 1941 začali Ročenku vydávat Vladimír Guth a František Link. Jenže Ročenku 1942 neschválila cenzura údajně kvůli přesným souřadnicím českých profesionálních hvězdáren. Po složitých jednáních bylo sice vydání v létě 1942 povoleno, ale to už nemělo smysl ji vytisknout. Proto až do konce r. 1945 suploval Ročenku zkrácený přehled astronomických úkazů v časopisu Říše hvězd. V letech 1946-1949 v plynulém vydávání pokračoval družstvo Máj. V letech 1950-1953 se o ročenku staralo nakl. Prometheus Jednoty čs. matematiků a fyziků a od r. 1954 se ujalo vydávání nakl. ČSAV přejmenované v r. 1956 na Academia. Poměry v polygrafii byly tehdy děsivé - nakladatelství požadovalo dodat rukopis s předstihem dvou let! V r. 1979 byl J. Vondrák na návštěvě v Pulkovské observatoři v Leningradu u šéfa oddělení publikace Astronomičeskij Ježegodnik Viktora K. Abalakina (1930-2018), kde shodou okolností pobýval současně francouzský nebeský mechanik Pierre Bretagnon (1943-2002), jenž v té době dokončoval teorii pohybu planet. Ten poslal velmi ochotně v r. 1982 magnetickou pásku s programem VSOP 1982 pro sálové počítače Dr. Vondrákovi do Prahy, jenž díky tomu mohl sestavit výpočetní program pro výpočet poloh všech planet a implementovat výsledky pro Slunce i planety do ročenek od r. 1985. Od r. 2014 začal používat novější verze VSOP 2014. Nejvyšší náklad 7,5 tis. výtisků měla ročenka v r. 1981, kdy její součástí byl i druhý díl: přehled pokroků astronomie za kalendářní rok. Do r. 1992 se ročenka tiskla z rukopisu camera-ready. V současné době vychází ročenka péčí Hvězdárny a planetária hl. m. Prahy s podporou Astronomického ústavu AV ČR a s finanční dotací Ediční rady Akademie věd ČR. Z výčtu častých změn vydavatelů mi připadá jako zázrak, že Ročenka vycházela od svého založení s výjimkou válečných let 1942-1945 každoročně navzdory klíčovým zvratům v r. 1948, 1968 i 1989, takže se nejspíše dožije i stého vydání. Domnívám se, že jde o rodinné stříbro české astronomie, na čemž má Jan Vondrák lví podíl.

K velmi podstatné změně přistoupila nejsilnější národní Americká astronomická společnost, dosud koncipovaná jako zcela profesionální instituce, když souběžně v r. 2018 otevřela své dveře astronomům-amatérům za jednotný roční členský příspěvek 52 $. To jim umožní volný přístup k profesionálním časopisům a účast na domácích konferencích. IAU také rozšířila svůj záběr, když zřídila kategorii členů-juniorů, kteří dosáhli vědecké hodnosti obhajobou disertační práce a publikují astronomické studie. Nejpozději po šesti letech však buď jsou zvoleni řádnými členy IAU, anebo juniorské členství ukončí. Během r. 2018 začaly přípravy na oslavu 100. výročí IAU, která byla založena v Bruselu v dubnu 1919. Do přípravných akcí se zapojili velmi zdatně také čeští astronomové.

8.10. Observatoře, instituce

V březnu 2018 ohlásila Universita v Chicagu, že ukončí správu kdysi slavné Yerkesovy observatoře ve Williams Bay ve státě Wisconsin k 1. říjnu 2018. Z podnětu tehdy mladého astronoma George E. Haleho a tehdejšího prezidenta University poskytl průmyslník z Chicaga C.T. Yerkes Jr. 400 tis. $ na vybudování největšího astronomického refraktoru všech dob s průměrem objektivu 1,02 m. Observatoř zahájila provoz v r. 1897 a mj. pomocí obřího dalekohledu rozlišila spirální strukturu naší Galaxie a získala údaje o hvězdách na konci hvězdného vývoje - bílých trpaslíků. Na observatoři pracovali mj. E. Hubble a W. Morgan a zažila i návštěvy nobelistů A. Einsteina a S. Chandrasekhara. Od té doby však refraktory kvůli mechanickým průhybům čoček vyklidily pole reflektorům a Univerzita v Chicagu používala přístroj jen pro výuku a popularizaci. V archivu observatoře, která se rozrostla na pět kopulí s různě velkými dalekohledy, jsou tisíce fotografických snímků na skleněných deskách, které mají velkou archivní cenu. Zdá se, že z iniciativy řady nadšenců z řad astronomů profesionálů i amatérů vzejde observatoři druhý život.

Koncem r. 2010 začaly přístupové rozhovory Brazílie, která vyjádřila přání jako první mimoevropská země přistoupit k Evropské jižní observatoři (ESO), jež v té době začala s projektem obřího dalekohledu E-ELT. Podle předběžné dohody měla Brazílie přispět do rozpočtu ESO částkou 270 mil. €. Smlouvu v r. 2015 schválil brazilský parlament. Tento dokument však neratifikoval žádný z brazilských prezidentů. Přesto v dobré víře vedení ESO umožnilo brazilským astronomům podávat návrhy na pozorovací čas stejně jako astronomům z evropských členů ESO. Tato benevolence však skončila v březnu 2018, když vedení ESO konstatovalo, že je nepravděpodobné, že by byla dohoda v blízké budoucnosti ratifikována.

Mezitím však k ESO přistoupilo jako 16. evropský stát Irsko. Jde o zemi s dlouhou astronomickou tradicí. Ve 40. letech XIX. stol. byl v městě Parsonstown (nyní Birr) instalován tehdy největší dalekohled světě s průměrem zrcadla 1,83 m. Dalekohled měl ovšem velmi omezené použití, protože se ve fixním směru východ-západ mohl pohybovat jenom nahoru a dolů. Přesto šlo po dobu ¾ století o největší astronomický dalekohled na světě, který se hodil pro pozorování Měsíce, planet, ale také galaxie M51, jejíž vírovou strukturu dokázal vyfotografovat. V Irsku působili mj. exulanti Ernst Öpik (1893-1985) z Estonska a Erwin Finlay-Freundlich (1885-1964), který se narodil v Německu, spolupracoval s A. Einsteinem, vedl expedici za slunečním zatměním v r. 1914 na Krym s cílem ověřit teorii relativity, ale kvůli vzplanutí I. světové války jim byla zabavena (= ukradena ruskou armádou) přivezená astronomická technika. Sami němečtí účastnící expedice byli naštěstí záhy vyměněni za Němci zajaté ruské důstojníky. Finlay-Freundlich ale v r. 1933 emigroval před Hitlerem v r. 1933 do Turecka a v r. 1936 do Prahy na Německou univerzitu. V r. 1938 odjel i s rodinou do Irska a tam našel konečně klid na práci.

9. Astronomie a společnost

9.1. Ceny a vyznamenání

Jocelyn BELL-BURNELL (Google & Facebook: Breakthrough Price - 3 mil. $; objev pulsarů - opominuta Nobelovým komitétem): založila nadaci pro diskriminované studenty PhD; James HOUGH (Zlatá M. RAS; gravitační vlny); PLANCK tým ESA [šéfové Nazarreno MANDOLEZZI + Jean-Loup PUGET, >300 pracovníků; 1/5 žen]: (Gruberova C.: 0,5 mil. $, kosmologie). Peníze rozděleny jen 43 starším mužským odborníkům! Jean-Loup PUGET (Shawova C.; astronomie); Tim HECKMANN (M. Bruceové, Pacifická astronomická společnost: velké přehlídky oblohy); Alessandro MORBIDELLI (Janssenova C.; dynamika Sluneční soustavy).

Mezinárodní astronomické olympiády
XV. IAO (Srí Lanka):
ČR: Marco Souza de Joode (stříbrná m.); David Bálek, Josef Knápek, David Kománek (bronzové m.).
XII. IOAA (Čína):
ČR: Viktor Jelínek (zlatá m.); Martin Orság (stříbrná m.); Jiří Vala, Radka Křížová, Jáchym Bareš (bronzové m.).
SR: Jana Švrčková (zlatá m.); Dejan Prokop (bronzová m.).

Domácí ocenění
Martin ŠOLC (ČAS; Nušlova cena); Martin JELÍNEK (ČAS; Kopalova přednáška); Petr BROŽ (AV ČR; prémie O. Wichterleho); Jan EBR (AV ČR; prémie O. Wichterleho); Miloslav DRUCKMÜLLER (ČAS; C. Jindřicha Zemana); Matúš MOTLO (ČAS; C. Jindřicha Zemana - Junior); Vladimír REMEK (Astronautická sekce ČAS; C. Antonína Vítka); Lukáš GRYGAR (ČAS; Littera Astronomica); Pavol RAPAVÝ (Slovenská astronomická spoločnosť; C. Eleméra Csereho, popularizace).

V r. 2007 vyhlásila společnost Google cenu Lunar XPRIZE dotovanou částkou 30 mil. $ pro nestátní tým, jenž uskuteční jako první dopravu funkčního automatického vozítka (roveru) na Měsíc. Soutěže se zúčastnilo celkem pět týmů, ale navzdory několikaletému posouvání uzávěrky soutěže žádný tým neuspěl. Přesto veřejnost marketingově překvapil 6. února 2018 Elon Musk vypuštěním rakety Falcon Heavy 001, kde jako balast ve druhém stupni rakety umístil svůj vlastní elektromobil Tesla Roadster (hmotnost 1,3 t) a v něm figurínu řidiče. Tak se automobil dostal na oběžnou dráhu s afelem poblíž dráhy Marsu. Pomocí dálkově ovládaného českého robotického teleskopu FRAM, který pracuje na mezinárodní Observatoři Pierra Augera v argentinské pampě, se 10. února 2018 podařilo Martinovi Maškovi zobrazit raketu ve vzdálenosti přes 1 mil. km od Země. Sekvence snímků pohybu rakety vůči hvězdnému pozadí umožnila zpřesnit budoucí dráhu rakety, aby se objekt odlišil od pohybu planetek, které brázdí kosmický prostor v okolí Země. Kromě toho autor snímků určil periodu podélné rotace rakety 285 sekund.

9.2. Úmrtí

Viktor ABALAKIN (*1930; astrometrie); Paul ALLEN (*1953; Microsoft); Thomas BOPP (*1949; jasná kometa); Václav BUMBA (*1925; sluneční fyzika); Michael DOPITA (*1946; interstelární látka, galaxie); Ludmila FRITZOVÁ-ŠVESTKOVÁ (*1929; meteory, sluneční fyzika); Ricardo GIACCONI (*1931; rentgenová astronomie; Nobel 2002); Ian HALLIDAY (*1928; meteorická astronomie); Stephen HAWKING (*1942; teoretická astrofyzika); Jean KOVALEVSKI (*1930; nebeská mechanika); Yoshihide KOZAI (*1928; nebeská mechanika); Leon LEDERMAN (*1922; částicová fyzika; Nobel 1988); Donald LYNDEN-BELL (*1935; teoretická astrofyzika; kosmologie); Pavel MAYER (*1932; stelární astronomie, přístrojová technika); Eduard PITTICH (*1940; kometární astronomie); Stuart POTTASCH (*1932; planetární mlhoviny); Irena SEMENIUK (*1936; stelární astronomie); Frans van´t VEER (*1929; stelární astronomie); Rostislav WEBER (*1924; astrometrie).

Nejvíce obsáhlých nekrologů se v r. 2018 věnovalo působení charismatického fyzika Stephena Hawkinga. Autory nekrologů byly významné vědecké osobnosti, jež vesměs zdůrazňovaly úspěšnou vědeckou dráhu člověka s těžkou a nevyléčitelnou chorobou, ale také jeho smysl pro humor a patafyzické sázky i odvahu pátrat po nových fyzikálních souvislostech. Navíc Hawking svými populárně vědeckými knihami, zejména pak ikonickou publikací Stručná historie času (1988), která vyšla v ohromujících nákladech a překladech do mnoha jazyků, se stal stejně úspěšným popularizátorem, jako byl vizionářským vědcem. Posmrtně v r. 2018 vyšla jeho nedokončená kniha Stručné odpovědi na velké otázky. Byl navíc příkladem pro všechny tělesně handicapované lidi na celém světě. Právem byl 15. 6. 2018 pohřben ve Westminsterském opatství vedle hrobů Isaaca Newtona a Charlese Darwina. Mimochodem, K. Wichterle připomněl, že v r. 1961 nebo 1962 navštívil Hawking Prahu a liboval si, že tam neměl žádné problémy s parkováním…

Podobně rozsáhlé nekrology se objevily po úmrtí amerického částicového fyzika Leona M. Ledermana, jenž se dožil požehnaného věku 96 let. Narodil se v New Yorku židovským manželům, kteří emigrovali do Spojených států z Ruska. Na 200 GeV urychlovači ve Fermilabu objevil se svými spolupracovníky Jackem Steinbergerem a Melem Schwartzem kvark bottom v r. 1977 v interakci s jeho zrcadlovým protějškem antibottomem. Za tento objev získali všichni v r. 1988 Nobelovu cenu za fyziku. V letech 1979-1989 byl šéfem největšího amerického urychlovače částic Tevatron a současně se zabýval teorií symetrie stavebních částic vesmíru. V r. 1993 zveřejnil společně s Dickem Teresi populárně-vědeckou knihu s pozoruhodným názvem: Božská částice: Je-li vesmír odpověď, jak zní otázka? Lederman se významně podílel na současném hladkém propojení kosmologie s poznáním role těch nejmenších stavebních kamenů hmoty.

9.3. Astronomické osobnosti

P.Pecháček upozornil na významnou ženu Annie Russellovou (1868-1947), která absolvovala univerzitu s vyznamenáním v r. 1889 a pracovala pak na královské observatoři v Greenwichi, kde se zabývala proměřováním slunečních skvrn na fotografických snímcích Slunce. Vzápětí však začala spolupracovat s šéfem odd. fotografování Slunce v Greenwichi Edwardem W. Maunderem (1851-1928) na historickém indexu sluneční činnosti a v letech 1890 a 1894 ukázali ve společných studiích, že ve druhé polovině 17. stol. sluneční aktivita prakticky ustala. Přesto ji Královská astronomická společnost (R.A.S.) v r. 1892 odmítla přijmout za členku, protože byla žena. Když se v r. 1895 Annie za svého šéfa provdala, ztratila své placené místo, ale působila dále jako dobrovolnice a věnovala se i expedicím za slunečními zatměními. Během zatmění 22. ledna 1898 vyfotografovala koronální paprsek dlouhý téměř 10 mil. km, což byl tehdejší rekord. Přestože nemohla být podepsaná na jejich společných pracích o dlouhodobém minimu sluneční činnosti v letech 1645-1715 i na tzv. motýlkovém diagramu poloh slunečních skvrn během slunečního cyklu, oba manželé se na těchto studiích podíleli společně a rovným dílem. Teprve v r. 1916 byla Annie s několika dalšími astronomkami přijata za členku Královské astronomické společnosti. Po manželích Maunderových je pojmenován kráter na Měsíci a stejně tak bychom měli správně užívat název minimum Maunderových, které na jejich počest navrhl J. A. Eddy ve své klíčové studii z r. 1976.

Vědecký týdeník Nature zmiňuje nyní koncem každého kalendářního roku výjimečné osobnosti v různých vědeckých oborech. Pro většinu astronomů byl podle názoru redakce termín 25. duben 2018 v 10 h UT zcela nejdůležitější, protože v tu chvíli se měla otevřít databáze DR2 družice ESA Gaia o kapacitě 551 GB. Redakce zjistila, že za tímto prostým oznámením se skrývá neuvěřitelně pracovitý astronom Anthony Brown z Leidenu, který se stal už v r. 2012 šéfem komise pro zpracování dat, jež začala družice chrlit od konce července 2014. Na základním zpracování surových dat se se totiž podílí přes 400 odborníků. Brown se po celou dobu průběžně stará o to, aby hlavní komunikační kanál z družice do 35m radioteleskopů ESA ve Španělsku, Austrálii a Argentině nedodával zkreslená či dokonce chybná data. Odtamtud se pak přenášejí údaje do Výpočetního centra ESA v Darmstadtu. Brown se stal hrdinou komunikačního příběhu družice, když pod jeho vedením dostali astronomové velmi přesné údaje o polohách a pohybech hvězd i o dalších důležitých charakteristikách více než 1,3 mld. objektů. Od zveřejnění DR2 do konce roku 2018 astronomové publikovali na 700 vědeckých prací, které se týkají téměř všech odvětví soudobé astronomie. A. Brown řekl, že koncem dubna byl unavený, ale odpočinout si mohl jen krátce, protože ho po polovině r. 2021 čeká zveřejnění DR3.

Dalším astronomem, kterého redakce Nature vyzvedla, je japonský vědec Makoto Yoshikawa, který v červnu 2018 s napětím očekával, zda se podaří zaparkovat kosmickou sondu Hayabusa 2 na dráze kolem planetky (162173) Ryugu (ø 870 m). Malá hmotnost planetky totiž zvyšuje riziko, že sonda planetku buď mine, anebo se s ní srazí. Když se ukázalo, že tento manévr vyšel, začal jeho tým zkoumat planetku z parkovací dráhy, ale též pomocí tří minivozítek spuštěných na její povrch. To umožnilo zblízka zkoumat složení a tvar terénu na povrchu planetky. Předešlá sonda Hayabusa 1 přistála měkce na ještě menší (ø 350 m) planetce (25143) Itokawa v r. 2005, ale po přistání ztratilo řídící středisko spojení se sondou. Po obnovení spojení se ukázalo, že selhal hlavní raketový motor, ale navzdory tomu se odborníkům podařilo odstartovat sondu ke zpátečnímu letu. Při návratu na Zemi sice při průletu atmosférou shořela, ale kapsle se vzorky se posléze našla. Podobně měla problém japonská sonda Akatsuki směřující k Venuši, které se v r. 2010 při brzdění vypnul předčasně motor, který měl sondu usadit na parkovací dráze, takže sonda kolem Venuše proletěla a usadila se na náhodné heliocentrické dráze. Japonští odborníci pak pomocí manévrovacích raketových motorů usadili v r. 2015 sondu na parkovací dráze kolem Venuše. Tuto schopnost překonat překážky obdivují evropští experti. M. Yoshikawa má výjimečné schopnosti řídit více týmů, které pracují na daném projektu. Planetky ho začaly zajímat, když si jako dítě přečetl Saint-Exupéryho novelu „Malý princ“, v níž zvídavý malý chlapec žije na maličké planetce B612 a navštíví Zemi.

V tradiční obsáhlé výroční publikaci Annual Review of Astronomy and Astrophysics (vol. 56) vyšly v září 2018 pozoruhodné paměti významného estonského astronoma Jaana Einasta (*1929), který si pamatuje na předválečné svobodné Estonsko, ale i na okupaci státu Sovětským svazem v r. 1940. Od 14. června 1941 začaly masové deportace v pobaltských státech, kdy jen z Estonska bylo odvlečeno 10 tis. lidí na Sibiř. Muži byli odděleni od žen a dětí. Ve všech republikách docházelo k věznění a zabíjení tisíců prominentních osobností kulturních, politických a průmyslových elit. Když Německo v červnu 1941 zaútočilo na SSSR, obsadilo mimo jiné Pobaltí a mnoho lidí je vítalo jako zachránce. Přitom historicky byli Němci považováni za nepřátele, protože ve 13. stol. Teutonský řád Pobaltí okupoval. Když Němci přišli, byl částečně obnoven provoz slavné univerzity v Tartu a začala pracovat i neméně slavná univerzitní observatoř. Díky astronomické knize, kterou dostal Jaan od svého otce na Vánoce 1942, se třináctiletý mladík začal vážně zabývat astronomií a navštěvoval observatoř, kde působil autor oné knihy. Na podzim mu ředitel observatoře nabídl možnost poslouchat jeho astronomické přednášky. Tehdy ředitel přednášel pouhým dvěma studentům. Jaan se vzápětí seznámil s významným estonským astronomem Ernstem Öpikem. V lednu 1944 Rudá armáda prolomila obklíčení Leningradu a začala postupovat k řece Narvě, kde se zastavila díky silnému odporu estonských jednotek. V srpnu 1944 útok Rudé armády pokračoval a Jaan s babičkou se ocitli uprostřed palby mezi estonskými a sovětskými vojáky. Nakonec téměř zázrakem oba přežili a Jaan se vrátil do Tartu, které už bylo zčásti obsazeno Rudou armádou a o město se ještě vedly boje. V r. 1947 Jaan maturoval a odešel na Moskevskou univerzitu, kde se setkal s prof. Pavlem Parenagem ̶ a bylo vyhráno. Jeho školitelem se stal G. Kuzmin a od té doby se postupně Einasto vypracoval na nejvýznamnějšího estonského astronoma, jenž navázal na zakladatelské dílo prof. E. Öpika a stal se předním světovým odborníkem ve studiu vývoje naší Galaxie.

V r. 2018 oslavil sedmdesátiny dnes asi nejúspěšnější český astrofyzik prof. Ivan Hubený. Jeho vědecká dráha započala ve stelárním oddělení Astronomického ústavu ČSAV, kde se začal zabývat matematickým modelováním hvězdných atmosfér. Kvůli šikanování komunistickým vedením observatoře se rozhodl odejít i s rodinou do exilu. V r. 1986 prošli dlouhým železničním tunelem z Jugoslávie do Itálie s malou dcerou Veronikou v batohu. Po krátkém pobytu v Rakousku získal Hubený místo v Boulderu ve státě Coloradu ve slavném ústavu JILA (Joint Institute of Laboratory Astrophysics), kde podstatně vylepšil modelování hvězdných atmosfér pro řádově milion spektrálních čar. Svůj výpočetní kód pojmenoval TLUSTY, což ovšem Američané vyslovují „tlasty“. V letech 1990-2001 pokračoval ve studiu hvězdných atmosfér v GSFC (Goddardově středisku pro kosmické lety) ve státě Maryland, takže měl možnost ověřovat své modely na atmosférách hvězd sledovaných teleskopem HST. Když byla v r. 1995 objevena první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti, rozšířil svůj zájem také na atmosféry exoplanet a díky svým rigorózním výpočtům popsal rozšíření svého portfolia přesněji než odborníci na planetární atmosféry. Společně s D. Mihalasem se stal hlavním autorem monografie Theory of Stellar Atmospheres (Princeton, 2014), která se stala biblí pro všechny zájemce o tento obor. V době, kdy píšu tento text, má prof. Hubený na svém kontě 233 recenzovaných prací, které byly dosud citovány 12,8tisíckrát. Jeho h-index = 57 je v astronomii výjimečný. V letech 2015-2018 byl prezidentem komise G5 IAU pro hvězdné a planetární atmosféry. Mezinárodní astronomická komunita oslavila jeho sedmdesátku čtyřdenní konferencí „Zářivé vzkazy z vesmíru“ koncem října 2018 v Paříži. Dcera Veronika se zabývá teorií strun a kvantovou gravitací a působí jako profesorka na katedře fyziky University of California v Davisu.

Charismatický teoretický fyzik Richard Feynman (1918-1988) vynikl jak v moderním konceptu částicové fyziky, když získal v r. 1965 Nobelovu cenu společně s Julianem Schwingerem a Sinitirou Tomonaganem, tak v popularizaci vědy v přednáškách i knihách přeložených do mnoha jazyků. Byl však také znám jako odpůrce cen a poct, takže dokonce uvažoval, že svůj třetinový finanční podíl na ceně odmítne. Nakonec však medaili i peníze přijal s tím, že pomocí těchto peněz zaplatí daně. V daném roce jeho třetinový podíl představoval v přepočtu 18 333 $, ale v současnosti to odpovídá 129 tis. $. Koncem roku 2018 Feynmanovi dědicové vydražili medaili prostřednictvím aukční firmy Sotheby's v New Yorku a získali tak 975 tis. $. Jenže v další aukci téže firmy byl vydražen Einsteinův dopis z r. 1954, v němž se Einstein vyjádřil, že „Slovo Bůh pro mne nic neznamená; je to vyjádření a projev lidské slabosti“. Dopis byl vydražen za 2,9 mil. $.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V r. 2018 vyšel již 56. výroční přehled astronomie a astrofyziky (ARAA) tentokrát redigovaný S. Faberovou a E. Dieshoeckovou. Cílem této úctyhodné publikace je shrnout nové poznatky o oborech, v nichž došlo nedávno k významným posunům našich znalostí. Vědecké redaktorky vyzvaly na prvním místě A. Sterna a jeho tým ke shrnutí poznatků o fantasticky úspěšné misi New Horizons k Plutu a Charonu, jež ukázala, že i v hlubokém mrazu jde o objekty geologicky kryoaktivní. Následně R. I. Dawson a J. A. Johnson ukázali, jak se za 22 let od prvního objevu „horkého Jupiteru“ změnily názory na tvorbu gigantických planet této hmotnosti a velikosti. K. J. Walsh se věnoval současným názorům na vznik malých planetek - hromad sutě vinou neustálých srážek v hlavním pásu planetek. A. M. Hughesová aj. shrnuli údaje o prachových discích kolem okolních hvězd pozorovaných pomocí špičkových aparatur ALMA a HST. D. Nesvorný ukázal, že raná Sluneční soustava měla velmi pravděpodobně ještě jednu velkou ledovou planetu podobnou Neptunu, jež byla z naší soustavy vyhnána působením gravitačních poruch od Jupiteru. Tento incident ovlivnil migraci Neptunu pomocí zbývajících planetesimál. Přesný průběh vyhnání se daří rekonstruovat pomocí současných dráhových elementů těles Edgeworthova-Kuiperova pásu, Trojánů a nepravidelných satelitů obřích planet.

Další tři přehledové studie byly věnovány hvězdám. B. Barbuyová aj. se zabývali chemodynamickou historií galaktické výdutě, k čemuž přispěly současné studie výdutí mnoha cizích galaxií v blízkém i vzdáleném vesmíru. Autoři dospěli k závěru, že hvězdy v galaxiích nevznikají během srážek galaxií, ale v raných discích galaxií. F. Motte aj. se zaměřili na vznik obézních hvězd a hmotných hvězdokup v Galaxii. O pokrok v našich znalostech přispěla nová pozorování aparaturou ALMA a kosmickou observatoří Herschel, ale i dalšími výkonnými přístroji. N. Bastian a C. Lardová definitivně vyvrátili představu, že hvězdy v kulových hvězdokupách vznikly víceméně naráz. Je prakticky jisté, že v těchto soustavách probíhá tvorba hvězd v časově oddělených kratších vlnách, ale některé podrobnosti, jak vlny na sebe navazují, stále neznáme.

F. Galliano aj. se zabývali úlohou interstelárního prachu v okolních galaxiích, kde se dá podrobně pozorovat a výsledky pak extrapolovat pro vzdálené silně zaprášené galaxie, kde nám podrobné údaje o roli prachu chybějí. Obecně se zdá, že prachová složka všech galaxií hraje podobně významnou úlohu jako složka hvězd v dané době zářících i jako složky studeného i horkého plynu. S. Stanimirovićová a E. Zweibelová pojednaly o atomových a ionizovaných mikrostrukturách v difuzním mezihvězdném prostředí na stupnicích od několika au do řádu 10 kau. Autorky také poukázaly na vliv turbulentních magnetických kaskád, jež hrají důležitou úlohu při vzniku tepelných nestabilit v dynamice a energetice interstelárního plynu.

Další tři studie se věnovaly mechanismům tvorby a vývoje galaxií. Černé veledíry a s nimi propojená aktivní jádra galaxií (AGN) patří k základním stavebním blokům galaxií, ale jejich role je z velké části neviditelná kvůli množství prachu v centru galaxií i závojích prachu ve vnějších částech galaxií. D. Alexander a R. Hickox popsali, jak se této překážce daří čelit propojením pozorování v širokém pásmu vlnových délek od rádiových vln až po energetické paprsky gama. R. Wechslerová a J. Tinker poukázali na to, jak se během 70. a 80. let minulého století vynořil problém interakce viditelné části galaxií s haly skryté látky, jež zhruba pětkrát převyšuje hmotnost zářící látky galaxií. Paradoxně pro astronomii se tak pokrok děje díky teoretickým simulacím zcela neviditelné složky vesmíru, jež z větší části rozhoduje o tom, jak se galaxie vyvíjejí. R. Mandelbaumová ve svém příspěvku poukazuje na pozorování slabého čočkování v rozsáhlých oblastech vesmíru, jež může spolehlivě objevit strukturu skryté látky, což je pro přesnou kosmologii rozhodující.

Skvělým pokrokem pro zvýšení rozlišovací schopnosti pozemních teleskopů pro pozorování v optickém a infračerveném spektrálním pásu se stala adaptivní optika zejména v nejnovější multikonjugované podobě, jak popsali F. Rigaut a B. Neichel. Tato technika umožní sledovat vesmírné objekty s rekordním rozlišením v širším zorném poli. O. Guyon uvedl, že po vypuštění HST se tento dalekohled stal díky poloze v kosmickém prostoru dlouholetým šampionem v rozlišovací schopnosti v optické a blízké infračervené oblasti spektra. Nyní však přichází éra extrémní adaptivní optiky pro pozemní dalekohledy, které překonají rovněž o řád rozlišovací schopnost HST za cenu o řád menší, než kolik stál a dosud stojí HST, takže bude možné pozorovat přímo planety kolem bližších hvězd.

C. S. Cockell vydal pozoruhodnou knihu s názvem Rovnice života: Jak fyzika tvarovala evoluci? Na příkladu slunéčka sedmitečného poukazuje, jak fyzikální principy ovlivňují evoluci živých organismů. Dále rozebírá, jak různé sekvence DNA mohou vytvářet tytéž aminokyseliny, které následně vytvářejí bílkoviny týchž tvarů. Bílkoviny by proto teoreticky měly mít možnost vznikat ve 2×10390 kombinacích, ale to se neděje. Díky fyzikálním zákonům vznikají bílkoviny jen ve velmi omezeném počtu tvarů. Jelikož máme docela přesvědčivé důkazy, že fyzikální zákony objevované na Zemi platí v celém vesmíru, lze téměř jistě předpokládat, že evoluce života kdekoli ve vesmíru musí probíhat velmi podobně, jako to vidíme na Zemi. Univerzální charakter fyzikálních zákonů proto určuje - ale také vylučuje - jak bude vývoj života probíhat kdekoliv ve vesmíru. Naše biosféra je od nejdrobnějšího hmyzu až po člověka založena na fyzikálních symetriích, vybraných tvarech a zákonech, a totéž zřejmě platí v celém vesmíru.

V r. 2018 vyšla posmrtně nedokončená kniha S. Hawkinga: Stručné odpovědi na velké otázky. V knize vzdává autor hold Albertu Einsteinovi, jehož styl kladení velkých otázek považuje za zázrak intuice, originality a oslnivosti. Kniha v 10 kapitolách podává autorův pohled na fyzikální otázky, např. „Je možné cestování v čase?“; nebo „Co se nachází uvnitř černých děr?“. Další otázky se týkají budoucnosti lidstva: „Přežijeme na Zemi?“; „Máme kolonizovat kosmický prostor?“; „Převálcuje nás umělá inteligence?“; „Existuje Bůh?“. Nakonec čtenářům vzkázal: „Nezapomeňte vzhlížet ke hvězdám, nikoliv ke svým chodidlům!“. Myslím, že nobelista Kip Thorne nejvýstižněji charakterizoval Hawkingovu roli ve fyzice: „Newton nám dal odpovědi, ale Hawking nám dával otázky. Jeho otázky zůstávají dlouho otevřené, avšak povedou k průlomům ve fyzice po dlouhých desítkách let. Až fyzikové skutečně porozumí zákonům kvantové gravitace a pochopí, jak vesmír vznikl, bude to z velké části díky tomu, že budoucí fyzikové budou stát na Hawkingových ramenou“.

Důležitým předělem ve vývoji vědecké soustavy základních konstant SI, kterou v r. 1875 podepsalo 17 států včetně USA se stala listopadová konference světových odborníků v metrologii z 60 států, kteří v jejím závěru jednomyslně schválili převratnou změnu v definici fyzikálních konstant. Dosavadní materiální etalony budou opuštěny (i když fyzicky budou zachovány) a s platností od 20. května 2019 je nahradí základní přírodní konstanty, jež lze kdykoliv v libovolné dobře vybavené laboratoři přeměřit. Zvítězilo totiž přesvědčení, že přírodní konstanty nepodléhají změnám v čase ani prostoru a mohou být s pokrokem měřící techniky definovány se stále se zvyšující přesností. Tento bezprecedentní krok inspiroval Keitha Atkina k návrhu, aby tuto změnu využili notoricky konzervativní astronomové ke generální revizi astronomických konstant. Projevuje se to očividně při měření délek a vzdáleností, jež se udávají v astronomických jednotkách (au), parsecích (pc), ale nezřídka i ve světelných letech (lyr). Přitom by stačilo, aby se astronomové přizpůsobili jednotce délky v soustavě SI, tj. metru. Astronomická jednotka au ~1,5×1011 m; světelný rok (lyr) ~9,5×1015 m; parsek (pc) ~3×1016 m. Samozřejmostí by pak byly předpony násobků, čili například střední vzdálenost Měsíce od Země by se psala jako 384 Mm. Podobně by se pro vzdálenosti hvězd v našem okolí hodily Pm. Například Proxima Cen je od nás vzdálena 40 Pm, odkud ihned plyne, že je od nás vzdálena 4 světelné roky. Podobně by se daly předefinovat hmotnosti hvězd, vyzářené energie v Joulech a rychlosti v km/s. Když se však podíváme zpět, snadno zjistíme, že Atkin svůj nápad poprvé publikoval již v r. 1994. Proto se obávám, že v tomto století k příklonu astronomů k soustavě SI nejspíš nedojde. Astronomové stále udávají hodnoty tíhového zrychlení v soustavě cgs, a to navíc v logaritmickém tvaru, takže nováček v astronomii se snadno splete o plné tři řády! Indukce magnetického pole se udává v gaussech a tlaky v atmosférách nebo barech. Zvyk je zkrátka i v soudobé astronomii a astrofyzice železná košile.

C. Kyba aj. měřili pomoci visuálního a infračerveného radiometru VIIRS (Visible Infrared Imaging Radiometer Suite) finské aparatuře polární družice Cryostat-2 (ESA) v letech 2012-2016 jas noční oblohy. Jelikož venkovní uměle osvětlované venkovní plochy narůstají o 2,2 %/rok, zvýšila se jasnost noční oblohy za tu dobu o 9,1 %. Situaci dále zhoršuje, že dříve používané monochromatické sodíkové výbojky postupně nahrazují širokopásmové zdroje LED. Problému rostoucího světelného znečištění se v obsáhlém článku věnoval v lednovém čísle 7688 vědecký týdeník Nature. Ukazuje se totiž, že to není jen astronomický problém, ale také ohrožení živočichů a rostlin včetně cirkadiánního fyziologického rytmu člověka. Nejvíce je tímto světelným stresem ohrožen hmyz, který opyluje rostliny, protože se buď přímo spálí rozsvícenými lampami, anebo se kroužením kolem nich naprosto vyčerpá.

Pozemní astronomii nyní vévodí Evropská jižní observatoř (ESO) - podobně jako částicové fyzice slouží už řadu desetiletí nejvíc evropský CERN. To je dobrá zpráva jak pro české částicové fyziky, tak také pro astronomy, neboť Česko je členským státem obou těchto prvotřídních vědeckých institucí. Protože převis žádostí o pozorovací čas na početných přístrojích ESO je vysoký (5×÷9×), iniciovalo vedení v r. 2018 studii, zda přidělené projekty pozorování vedly následně k vědeckým publikacím v recenzovaných časopisech. Studie se týkala přidělených pozorovacích časů v letech 2006-2013. M. Sterzik aj. totiž zjistili, že 30÷50 % projektů realizovaných během zmíněného období nevedlo k žádné publikaci do konce dubna 2016. Šlo o celkem 1 278 projektů, takže komitét vedený F. Patatem rozeslal dotazníky hlavním řešitelům zmíněných projektů, aby zdůvodnili, proč neuspěli s publikacemi. Komitét dostal 965 odpovědí, což znamená, že téměř čtvrtina tázaných řešitelů vůbec neodpověděla. Někteří konstatovali, že komitét výstupy přehlédl, takže práce byly publikovány, ale další uvedli, že kvalita nebo množství získaných měření nebylo dostatečné pro publikaci, případně že jim chyběli spolupracovníci, resp. finance pro zpracování výsledků, anebo že výsledky měření nevedly k jednoznačným závěrům. Čtvrtina odpovědí ujišťovala komitét, že na přípravě publikace nebo publikací ještě pracuje. Dalšími příčinami byly špatné počasí v přiděleném čase anebo odchod spolupracovníků z výzkumu. Naproti tomu komitét zjistil, že 50 % publikací je zveřejněno do 3,5 let po pozorování, ale že trvá 10 let než se zveřejní výsledky 95 % projektů, což je způsobeno obrovskými datovými soubory, které musí řada řešitelů a jejich spolupracovníků zpracovat.

Podobně H. Abt probral 4 tis. prací v astronomii, jež za posledních 40 let byly publikovány jednak v astronomii, ale také ve fyzice - a dodnes nebyly citovány ani jednou. Přitom se soustředil na primární výzkumné práce. V astronomii nezískalo ani jednu citaci 40 % prací, kdežto ve fyzice jen 23 %. Nejvyšší produktivitu v publikacích dosahují astronomové ve věku 40 let a 43 % prací publikují ve věku nad 50 let. Fyzikové dosahují maxima počtu prací ve věku 37 let a po věku 50 let publikují jen 34 % svých prací.

R. Hudec shrnul údaje o současném stavu digitalizace archivů fotografických desek, jež mohou obsahovat záznamy o přechodných astronomických jevech, zejména těch, které souvisejí s objekty astronomie vysokých energií. Jde o velmi důležitou záchranu dat, která mají nenahraditelnou vědeckou cenu, ale slouží i historii oboru a patří mezi kulturní památky. Teprve současné přesné skenování umožňuje vytěžit toto bohatství, aby se dalo využít pro archivní astronomii. Jde o práci velmi vhodnou pro občanskou vědu (citizen science), tj. dobrovolníky, kteří chtějí pomoci vědě. V projektu Astronomie pozpátku (Astronomy Rewind) astronomové amatéři zvládli během několika dnů zaznamenat potřebné údaje o 30 tis. snímků v časopisech vydávaných během celé historie Americké astronomické společnosti. Díky tomu bude možné snímky nahrát do databáze WorldWide Telescope repository, když řada snímků byla pořízena už koncem 19. stol., kdy astronomové chodili do práce ve smokingu.

V posledních letech sílí hnutí, které požaduje, aby vědecké práce byly volně přístupné všem, zatímco dosavadní praxe je taková, že prestižní časopisy vyžadují vysoké poplatky za publikování každé vědecké práce, a navíc žádají vědecké instituce, aby platily mastné předplatné za časopisy, které dnes většinou už vycházejí pouze elektronicky. Když někdo chce číst článek z časopisu, který jeho vědecký ústav nemá předplacený, tak musí za každý otevřený článek poslat předem vydavateli další nemalý peníz. Čas od čas se objevují ilegální adresy, na nichž se zájemce k článkům takto chráněným dostane zdarma, ale vydavatelé vědeckých časopisů po nich pasou a snaží se tyto adresy zrušit. V r. 2018 však vznikly dvě legální platformy, které se svým projektem blíží k otevřenému přístupu. Firma Google spustila v září adresu Google Dataset Search. Počítačová vědkyně N. Noyová ze společnosti Google AI uvedla, že podle sledování provozu na této adrese možná dojde v budoucnosti ke spojení této platformy s již dříve spuštěnou populární adresou Google Scholar. Google má však úspěšnou konkurenci v podobě programu Copernic Desktop Search, jenž rovněž usnadňuje hledání plného textu obrovské spousty vědeckých prací. Tyto prohlížeče prohlížejí světovou databázi, která má v současnosti v archivech přibližně 35 petabytů dat. Tím samozřejmě vzniká nový problém, jak tak obrovský soubor dat rychle vytěžovat. Jak uvedl A. Extance v Nature č. 7722, našlo se již řešení v podobě zapojení programu umělé inteligence Iris.ai, jež dokáže prohledat tato obrovská množství podkladů, která rostou tempem jedna vědecká publikace za 30 sekund, tj. řádově přes 1 milion prací ročně. V základní verzi je program k dispozici zdarma, ale pro náročnější a přesnější vyhledávání roste cena produktu až na 20 tis. €. Dalším přírůstkem do vyhledávačů vědeckých prací se staly platformy Microsoft Academic a Semantic Scholars. Zdá se, že brzy bude těch vyhledávacích platforem tolik, že bude potřebí II. generace AI k vyhledávání nejvhodnějších vyhledávačů.

Dnes už zcela zapadla informace, že první konstruktér samočinného počítače se jmenoval Konrad Zuse, jenž v r. 1936 sestrojil počítač Z-1 a jeho klony Z-2 v r. 1939 a Z-3 v r. 1941. Žil v Německu, takže během světové války nikdo v zahraničí nevěděl, že je průkopníkem programovatelných digitálních počítačů. Sám jsem svou disertaci o okrajovém ztemnění zákrytových dvojhvězd počítal v letech 1962-63 v Ústavu termomechaniky ČSAV na stroji ZUSE Z-4, který měl bubnovou paměť kvílící v rychlosti 3 000 ot./min. Vstupní program jsem děroval na perforovanou dálnopisnou pásku a výstupem byla písmena a číslice tištěná na široké perforované skládané archy papíru. Chyby programu se opravovaly buď zalepením přebytečné dírky, anebo obráceně udělátkem, které chybějící dírku procvaklo. Pokud byla delší sekvence instrukcí chybná, tak se vystřihla nůžkami, oprava se vyděrovala perforovanou páskou a do původní pásky se vlepila. Dnes už je to pravěk digitálního počítání.

Nejnovější pokrok v programování se nazývá Jupyter, což je zkratka tří programových jazyků Julia, Python a R. Byl vyvinut kvůli obřímu přehlídkovému dalekohledu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) o průměru primárního zrcadla 8,4 m, jehož stavba probíhá na vrcholu hory Cerro Pachón v Chile (30° j. š.; 2,7 km n. m.). Dalekohled by mohl být uveden do provozu patrně v r. 2023. Jelikož jediná noc pozorování vnese do počítače terabyty údajů, klade to mimořádné nároky na uložení i vytěžování obsáhlých datových souborů řádu petabytů. Program začíná být populární už v předstihu a byl v r. 2018 uložen ve 2,5 milionech notebooků. Jeden ze spoluautorů programu F. Pérez se řídí filosofíí: „řekni mi, kde jsou tvá data a já ti tam donesu svůj počítač“.

Dalším jablkem sváru se stal problém, kdo vyhraje: budou to klasické superpočítače, anebo kvantové? V r. 2018 se podařilo několika špičkovým programátorům napsat programy pro klasické superpočítače, které jsou rovnocenné v rychlosti výpočtů s týmiž programy pro kvantové počítače. Kvantové počítače jsou přitom stále v testovací fázi. Pro běžný provoz se dosud nehodí. Není tedy zcela vyloučeno, že chytré programování klasických superpočítačů se bude kvantovým počítačům svým výkonem ještě dlouho vyrovnávat.

Zajímavou sportovní počítačovou disciplínou je teorie čísel a prvočísel. V prosinci 2017 našel americký elektrotechnický inženýr J. Pace se štábem dobrovolníků zatím největší prvočíslo, jež má 23 milionů cifer, tj. o milion cifer více než předešlé rekordně dlouhé prvočíslo. Jenže 7 XII 2018 byl tento rekord překonán skupinou počtářů vedenou P. Larochem aj. Jejich rekordní prvočíslo: 2×77 232 917 - 1 má 24 862 342 cifer. P. Laroche aj. také v r. 2018 objevili největší dosavadní Mersennovo prvočíslo. Mersennova prvočísla mají tvar Mn = 2n-1. Nejvyšší číslo M51 má exponent n = 82 589 933 a celkem 24 862 048 cifer. Další rekordní vychytávka se týká vyhledávání největšího dubletu prvočísel, což jsou dvě prvočísla, mezi nimiž je pouze jedno sudé číslo. To je velmi těžká disciplína, kde v r. 2018 ustavil nový rekord Larocheův tým: (2 996 863 034 895 × 21 290 000)-1 a (2 996 863 034 895 × 21 290 000)+1. Obě čísla dubletu mají týž počet cifer: 388 342.

Počítačové závody o nejvyšší výkon superpočítačů stále pokračují. První ligu TOP500 po šesti letech přestávky opět vede americký superpočítač Summit ve Státní laboratoři Oak Ridge v Tennessee s výkonem 122 petaflops, jenž překonal předešlého šampiona z Číny s výkonem 93 petaflops. V celkové klasifikaci však suverénně vede Čína zastoupená 206 stroji, zatímco USA jsou druhé, když klesly za rok ze 145 na 124 strojů v první pětistovce. Tento trend bude pravděpodobně pokračovat a hegemonie Číny roste tak rychle, že se čeká průlom v nárůstu rychlosti 1 exaflops (1018 flops) na čínském superpočítači nejspíš už na konci roku 2020.

Je zřejmé, že počty těchto čím dál tím výkonnějších superpočítačů jsou strategickým podkladem pro rozvoj vědy obecně. Americká geofyzička M. Zuberová z M.I.T., jež předsedá Státní vědecké radě, tvrdí, že USA jsou ještě stále vědeckou a technickou mocností, která vede ve vědě i technice, ale toto postavení postupně zvolna ztrácejí, jak rostou investice do vědy a techniky ostatních velmocí. V r. 2016 uveřejnila firma Elsevier’s Scopus zprávu, že v počtu vědeckých publikací předstihla Čína Spojené státy, když publikovala přes 426 tis. prací (téměř 19 % podílu na světové produkci) v recenzovaných časopisech a odsunula USA na druhé místo (téměř 409 tis. prací). Na třetí místo se posunula Indie, která předehnala nyní čtvrté Japonsko. Statistika ovšem poněkud klame, protože většina prací má mezinárodní týmy autorů. Když se počítají státní příslušnosti každého spoluautora, tak jsou Spojené státy stále první. Pochopitelně samotný počet publikací ještě neznamená, že jde o špičkové práce. Státní agentura USA (National Science Foundation) použila asi přesnější kritérium excelence ve vědě, a to je počet nejvíce citovaných publikací. V tomto žebříčku vede Švédsko, následované Švýcarskem a USA, na čtvrtém místě je EU a na pátém Čína. Spojené státy v r. 2015 investovaly do vědy 500 mld. $; tj. 26 % světových výdajů na vědu. Na druhé místo se dostala Čína (400 mld. $). Na rozdíl od USA, kde se částka nemění, takže se vlastně kvůli inflaci plynule znehodnocuje, Čína investuje do vědy stále stejným podílem na růstu HDP. Spojené státy jsou dosud cílem zahraničních studentů, kteří chtějí získat doktorát na amerických univerzitách, ale tento trend klesá. V r. 2000 měly USA 25 % zahraničních studentů, ale do r. 2014 jejich zastoupení kleslo na 19 %. Kromě toho autoři studií upozorňují na nedostatečné zastoupení amerických žen a menšin ve vědě.

Týdeník Nature v č. 7713 překvapivě konstatoval, že v Německu došlo k dlouhodobému šikanování v nepochybně prestižním Astrofyzikálním ústavu Maxe Plancka v Garchingu. Německé ústavy Maxe Plancka se formálně podobají vědeckým ústavům Akademie věd ČR, takže jsou primárně zaměřeny na základní výzkum. Mají však lukrativnější financování a propracovaný systém hodnocení své činnosti, takže naprostá většina z nich představuje nejen evropskou, ale i světovou špičku. Systém vzniklý v době, kdy bylo Německo po II. světové válce na kolenou, je dnes ozdobou vědy nejen doma, ale v celé EU. Ve zmíněném ústavu pracovali jak doktorandi, tak mladí postdoci nejenom z Německa, ale i z ostatních zemí zejména EU. V posledních letech byli četní mladí badatelé vystaveni nepříjemné šikaně ze strany jedné z ředitelek G. Kauffmannové. Když si chtěli postěžovat vedení ústavu, narazili na nezájem. Přitom je jisté, že šéfové mladých vědců silně ovlivňují jejich příští kariéru tím, jaké úkoly jim zadávají a jakou volnost jim dají při jejich plnění. Pokud se však objeví šikana, je jejich postavení velmi křehké. Zatímco se věnuje značná pozornost sexuálnímu harašení na vědeckých pracovištích, o šikanu mladých vědců se dosud nikdo nestaral. Přitom jsou z historie známy případy despotických šéfů, kteří si postavili vlastní kariéru na otrocké práci studentů a podřízených mladých badatelů. Je téměř jisté, že společnost Maxe Plancka najde nástroje, jak šikanu generace mladých vědců vymýtit. Může se zdát, že české astronomické komunity se to netýká; mladí vědci mají dveře otevřené dokořán. Mohli by však narazit, kdyby na takové zahraniční pracoviště nastoupili kvůli zvýšení své kvalifikace, neboť pro jejich budoucí profesionální dráhu doma se podmínka delší stáže v zahraničí dokonce vyžaduje.

Americký vědecký týdeník Science uveřejnil ve svém čísle 6380 obsáhlou studii D. Lazera a jeho týmu o falešných zprávách. Autoři si uvědomují, že ve věku masového rozšíření internetu dochází k erozi obranných mechanismů, které si věda pracně vyvíjela v průběhu staletí. K tomu, aby věda přežila, nezbývá než podrobit fenomén falešných zpráv vědeckému zkoumání. Zatím víme docela málo o zranitelnosti lidí, institucí i celé společnosti manipulacemi zlomyslných individuí, ale i spolků nebo celých států. Máme-li přežít v hledání pravdy, je nutné vytvořit nový systém ochrany. Autoři se ve své obsáhlé studii zaměřili zejména na již existující výzkum v sociální a počítačové vědě, jež se týká uvěření falešným zprávám a mechanismům, jak se tyto zprávy šíří. Speciálně se věnují fenoménu politicky zaměřených falešných zpráv, jež považují za nejvíce nebezpečné. Tyto zprávy obvykle parazitují na aktuálních společenských tématech, například očkování, výživa, nebo cena akcií.

Spousta falešných zpráv bylo šířeny v průběhu I. světové války, což po jejím skončení vyvolalo snahy novinářů o nastavení mantinelů objektivity a vyváženosti informací. Prestižní noviny, časopisy, rozhlas i televize dodržovaly zmíněné normy téměř po celé XX. století. Během II. světové války však hrály falešné zprávy opět klíčovou roli. Po válce se opět normy objektivity a vyváženosti zpráv znovu prosadily. Jenže rozvoj internetu na sklonku XX. století, jenž umožnil laciné šíření jakýchkoliv zpráv, vedl k významnému poklesu důvěry v tyto klasické zdroje informací. V r. 2016 věřilo v USA klasickým mediím 51 % voličů demokratů a jen 14 % voličů republikánů. Postupně dochází ke snížení tolerance pro odlišné názory a silné polarizaci nepřátelství mezi jednotlivými tábory ovlivněnými falešnými zprávami. Průzkumy veřejného mínění na Twitteru bývají infikovány roboty až z 15 %. Facebook odhadl, že jeho platforma je infikována 60 miliony robotů. Roboty pak významně manipulovaly politický obsah debaty v americké předvolební prezidentské kampani v r. 2016 a podobně ovlivňovaly předvolební debatu ve francouzských volbách v r. 2017. Roboty jsou ale programovány i na manipulování s algoritmy předpovídajícími volební preference, což se skutečně stalo v americké předvolební kampani v r. 2016. Autoři přirovnávají tuto neblahou situaci ke známé hře na kočku a myš, protože když se najde program na lovení robotů, tak na to protistrana reaguje změnou jejich programování.

Najít univerzální protilék proti falešným zprávám je těžké. Je sice možné citovat ta média, která jsou vázána zmíněnými kodexy objektivity a vyváženosti, ale dopad takového uvádění románových příběhů na pravou míru, jak to dělala kancelář Saturnina a dědečka v Jirotkově románu, může být dokonce kontraproduktivní, protože řada lidí se tímto způsobem o falešné zprávě dozví, a připadne jim pravděpodobnější než citace zprávy o téže skutečnosti z respektovaného media. Demokratické státy jsou v tomto svízelném problému omezeny ústavami zaručenými právy na svobodu slova a zavádět státní cenzuru nepochybně nelze. Autoři studie uzavírají svou studii doporučením, aby se kodex odpovědné žurnalistiky - podobně jako byl realizován po I. světové válce - vytvořil i pro éru internetu a sociálních sítí.

Zatím ovšem stále platí trefný postřeh W. Churchilla: „Lež oběhne půl světa dřív, než má pravda příležitost si natáhnout kalhoty.“

Závěr

Zatímco nové generace kompetentních badatelů významně prohlubují naše znalosti o vesmíru, spousta nezodpovědných kazisvětů se snaží pokrok lidstva zastavit a případně lidskou pospolitost rozvrátit. Perfektně to postihl praotec sci-fi, anglický autor H. G. Wells (1866-1946) výrokem, že civilizace je závod mezi výchovou a katastrofou. Zdá se, že s výchovou i katastrofou už máme co do činění.

Abychom však nekončili Žeň objevů 2018 tak pochmurně, připojujeme vtipný astronomický model etap lidského života, jak ho nabídla redakce prosincového čísla amerického astronomického měsíčníku Sky & Telescope. Jde o šestiúhelník (hexagon) jasných hvězd, viditelných během roku ze severní polokoule. Nejmenší zpoždění světelného signálu vykazuje Sírius (CMa; -1,5 mag; 8 let - žák základní školy), následuje Prokyon (CMi; 0,3 mag; 11 let - puberťák), Pollux (Gem; 1,1 mag; 34 let - člověk v nejlepších letech); Capella (Aur; 0,1 mag; 43 let - zralý člověk); Aldebaran (Tau; 0,9 mag; 65 let - důchodce); Rigel (Ori; 0,1 mag; 860 let - Metuzalém).