Žeň objevů 2019

Úvodem
1. Sluneční soustava
2. Hvězdný vesmír
3. Supernovy a pozůstatky po nich
4. Degenerované hvězdy
5. Galaxie a kvasary
6. Kosmologie a fyzika
7. Život na Zemi a ve vesmíru
8. Přístroje
9. Astronomie a společnost
Závěr

Autoři: David Ondřich a Jiří Grygar

Věnováno památce českých a slovenských astronomů Milana Burši (*1929), Karla Kudely (*1946) a Tomáše Pertileho (*1933).

Úvodem

V roce 2019 jsme si připomínali několik významných astronomických jubileí, z nichž první patří všem oborům přírodních věd. Před 150 lety v r. 1869 zveřejnil Dmitrij Ivanovič Mendělejev (1834-–1907) své stěžejní dílo – periodickou tabulku prvků, která se vyznačovala tím, že v tabulce autor předpověděl vlastnosti v té době ještě neznámých prvků. 28. července 1919 byla v Bruselu založena Mezinárodní astronomická unie. 6. listopadu 1919 přednesl Arthur Eddington v Londýně na společné schůzi Královské astronomické společnosti a Královské společnosti zprávu o tom, že zpracováním pozorování z úplného zatmění Slunce pozorovaném britskými expedicemi do Sobralu v Brazílii a na Princův ostrov poblíž západní Afriky byla potvrzena Einsteinova předpověď o velikosti odchylky světla hvězd v okolí zatmělého Slunce. Tento výsledek způsobil rychlé přijetí obecné teorie relativity. Když byla koncem dubna 2018 zveřejněna druhá databáze sondy Gaia, umožnilo to připraveným astronomům využít těchto přesných poloh, vzdáleností a velikostí vektoru pohybu k záplavě publikací zasahujících do většiny oborů současné astronomie, od pozorování planetek až po blízké galaxie. Tento trend plynule pokračoval i v r. 2019. Koncem srpna 2018 objevil ruukrajinskýský astronom amatér G. Borisov druhého interstelárního vetřelce – poměrně jasnou kometu, jež byla počátkem r. 2019 v maximu své jasnosti. Hned na Nový rok 2019 proletěla americká kosmická sonda New Horizons v blízkosti menšího tělesa Edgeworthova-Kuiperova pásu a poslala kvalitní údaje o slepenci dvou planetek. Silným hráčem v kosmonautice se v r. 2019 stala Čína, která jako první dopravila na odvrácenou stranu Měsíce kosmickou stanici a vozítko. Stalo se tak půlstoletí od prvního úspěšného přistání kosmické lodi Apollo 11 na povrchu Měsíce. Japonská kosmická agentura dopravila ke křižující planetce Ryugu kosmickou sondu, jež zahájila dálkové i kontaktní studium planetky, které v r. 2019 vyvrcholilo odběrem vzorků z regolitu planetky a odstartováním k návratu sondy. Podobnou misi ke křižující planetce Bennu uskutečnila americká NASA a podle všeho bude i tato výprava úspěšná. V dubnu toho roku zveřejnil mezinárodní tým radioastronomů první snímek stínu černé veledíry v galaxii M87 v souhvězdí Panny. Jde o spolupráci obřích radioteleskopů pracujících synchronně od stanic v Grónsku, USA, Evropě, Jižní Americe až na jižním pólu. Velmi rychle se zvětšuje počet zachycených signálů gravitačních vln při splývání hvězdných černých děr a neutronových hvězd díky stále se zvyšující citlivosti aparatur LIGO a Virgo. Naproti tomu se zkomplikovaly některé údaje o rozpínání vesmíru a stále chybí přímé údaje o o hmotnosti neutrin a vysvětlení povahy rychlých rádiových záblesků, jejichž počet se přitom přiblížil stovce úkazů. Je tedy jisté, že i v příštích letech budou mít astronomové rozhodně práce nad hlavu, pokud to nezkazí plánované vypuštění stovky tisíc komerčních družic projektu Starlink a dalších firem.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety a jejich měsíce

1.1.1. Merkur

Vznik Merkuru na vnitřní dráze Venuše stále představuje nevyřešenou výzvu numerických simulací formování terestrických planet Sluneční soustavy. M.S. Clement aj. sledovali vlastnosti akrečních modelů s podstatnou složkou srážkové fragmentace planetesimál. Teprve při zahrnutí opakovaných srážek s postupnými kolizemi menších a menších těles se ve ≥ 90 % simulací daří vytvořit těleso s rozměry a hmotností srovnatelnými s Merkurem. Prakticky nikdy se však takové těleso nenachází na dráze, která je podobná té Merkurově. Autoři se pokusili tento problém vyřešit dodatečným velkým impaktem po vytvoření většího základu planety (připomeňme z minula, že takový velký impakt dokáže dobře vysvětlit enormní poměr velikosti vnitřního kovového jádra Merkuru vůči tenkému silikátovému plášti) – ukázalo se však, že méně než 1 % simulací takových srážek vede k velkým poloosám a excentricitám drah Merkuru a Venuše, srovnatelným se skutečností. Merkur tedy umíme v modelech nechat vzniknout; teď ještě dostat ho na správnou dráhu.

1.1.2. Venuše

O Venuši nejsme zvyklí uvažovat jako o jedné z prvních obyvatelných planet ve Sluneční soustavě, ale podmínky na jejím povrchu byly možná pro život příznivé delší dobu než na Marsu. M.J. Way aj. přišli s modelem vývoje povrchu planety na základě radarových dat družice Magellan (NASA, 1989–1994, 295÷7 762 km nad povrchem) a výpočtu změny slunečního záření před 2,9÷0,715 Gr a předpokládaného složení venušanské atmosféry. Simulace ukazují, že pokud se na povrchu nachází tekutý oceán a rotace planety je pomalejší ≤ 16 d (pozemských), i při osvětlení povrchu o 46÷70 % více proti současné Zemi jsou atmosféra a hydrosféra schopné účinně rozvádět teplo po celé planetě a ještě před 715 Mr mohly na povrchu panovat příjemné podmínky.

Tomu nezávisle nasvědčují další simulace, tentokrát působení slapových sil oceánů o různých hloubkách na rotaci Venuše s různou počáteční rotační periodou. J. Green, M. Way a R. Barnes zveřejnili výsledky výpočtů, z nichž plyne jednak velký rozsah možného slapové disipace energie 0,001—780 GW, jednak velká schopnost zpomalovat rotaci planety tempem až 72 d za 1 Mr. Pokud bychom „počáteční“ Venuši nechali rotovat stejnou rychlostí jako současnou Zemi, na současnou velikost dne se dostane za pouhých 50 Mr. Takové rychlé zpomalení rotace tedy mohlo významně přispět k prodloužení doby obyvatelnosti Venuše až o 2 Gr.

O atmosféře současné Venuše se stále dozvídáme překvapivé a nové poznatky. Dlouhodobá měření družice Akatsuki (JAXA, start V 2010, 1÷330 tis. km nad povrchem) v UV a IR oboru spektra odhalila nečekané vlastnosti. T. Horinouchi aj. zveřejnili měření rychlostí větru v nejvyšších vrstvách atmosféry — superrotace je výraznější na severní polokouli než na jižní. Rozdíl v rychlosti větru autoři navrhují vysvětlit přítomností neidentifikované látky, která pohlcuje UV záření. Její rozdílná koncentrace na různých místech pak působí různou absorpci energie, čímž je možné vysvětlit různé rychlosti větru.

Y.J. Lee aj. existenci takové látky nepřímo potvrdili v měření albeda na vlnové délce 365 nm z družic Venus Express (ESA, 2005–2015, 460÷63 000 km nad povrchem), Akatsuki, MESSENGER (NASA, 2004–2015, průlety kolem Venuše X 2006 a VI 2007) a Hubbleova kosmického teleskopu (HST). Odrazivost atmosféry v této vlnové délce mezi r. 2006 a 2017 kolísala až na polovinu a téměř dvojnásobek průměrné hodnoty, což podle propočtů zářivého přenosu energie znamená 25÷40 % změnu atmosférického ohřevu. Poklesy a zvýšení albeda zhruba korelují se změnami sluneční aktivity a nabízí se také možná souvislost se zastoupením molekul SO₂ v nejvyšší vrstvě atmosféry.

K. Fukuya aj. v datech z dlouhovlnné části IR oboru objevili na noční straně Venuše slabé struktury s teplotou asi o 0,3 K rozdílnou proti okolí. Mapování pohybu těchto struktur odhalilo, že v noci se zonální proudění v atmosféře obrátí a místo od rovníku k pólům (jako ve dne) se pohybuje od pólů k rovníku.

T. Encrenaz aj. zpracovali IR data observatoře IRTF (InfraRed Telescope Facility, ⌀ 3 m, Mauna Kea, Havaj) z období mezi lednem 2016 a zářím 2018 a zaměřili se na zastoupení molekul SO₂, CO₂ a HDO (těžká voda) v atmosféře Venuše. Zatímco zastoupení vody v atmosféře je téměř pravidelné po celém disku planety a mění se jen mírně v čase, zastoupení CO₂ a především SO₂ je výrazně časově proměnné. Ve výškách kolem 64 km nad povrchem planety se „výduchy“ SO₂ objevují nejčastěji v okolí rovníku a časově v blízkosti poledne. Ve směru podél rovnoběžek není patrný žádný zřetelný vzor, statisticky častěji se zvýšení koncentrace SO₂ objevují nad oblastmi mezi poledníky 100E÷150E a 300E÷360E. Důležité je mj. potvrzení, že je možné přímo porovnávat data koncentrací získaná v IR oboru ze Země s UV daty z družic a sond.

B. Campbell aj. publikovali zpracování 29 r měření rotace Venuše pozemskými radary. Data posbíraná mezi r. 1988 a 2017 umožnila zpřesnit rotační periodu na (243,0212 ± 0,0006) d, zcela ve shodě s dříve určenými hodnotami z družic Magellan a Venus Express.

K Venuši se chystá několik dalších družic — indická Shukrayaan 1 (ISRO, plánovaný start XII 2024), ruská Veněra D (Roskosmos, plánovaný start 2026), evropská EnVision (ESA, plánovaný start 2032) a americké DAVINCI a VERITAS (NASA, starty po r. 2026). Z některých projektů možná ještě sejde, nicméně v mezičase můžeme očekávat pokroky na základě měření Akatsuki a průletů BepiColombo, Parker Solar Probe a Solar Orbiter.

1.1.3. Země

Těkavé prvky v zemském plášti mají trojí původní zdroj: plyn zárodečné mlhoviny Sluneční soustavy, uzavřené bubliny v chondritech typu CI a částice slunečního větru. C.D. Williams a S. Mukhopadhyay zveřejnili poměry izotopů ²⁰Ne / ²²Ne z hlubokého pláště, z nichž vychází průměrná hodnota (13,03 ± 0,04), což je násobně vyšší hodnota než pro izotopický poměr jader slunečního větru i bubliny v chondritech. Autoři upozorňují, že v chocholech magmatu v plášti je poměr izotopů ještě o ~1,5 % vyšší. Nabízí se tedy logické vysvětlení, že zemské jádro obsahuje především těkavé prvky přímo ze zárodečné mlhoviny. Poměr ²⁰Ne / ²²Ne v bazaltech na oceánském dně se podstatně více blíží hodnotě typické pro chondrity, což autoři vysvětlují přínosem chondritického materiálu v průběhu těžkého bombardování (kdy již bylo jádro planety zformované) a recyklací neonu opakovaným zapracováváním povrchové vody procesy deskové tektoniky.

Severní magnetický pól Země je již přes století na cestě od severního pobřeží Kanady směrem k Sibiři. V loňském roce byl nejblíže k rotačnímu pólu planety za celou známou historii a jeho pohyb se stále zrychluje. Změna je tak rychlá, že světový magnetický model, jehož parametry využívají všechny moderní navigační systémy, musel být revidován již po 3 r namísto pětiletého intervalu. Posun magnetického pólu je patrně důsledkem vysokorychlostního výronu železa na rozhraní vnitřního a vnějšího jádra pod severní Kanadou. Kromě změny polohy kolísá také intenzita magnetického pole — za tu jsou zodpovědné hydromagnetické vlny na rozhraní vnějšího jádra a spodního pláště pod Jižní Amerikou.

C. Nicholsová aj. prozkoumali horniny z oblasti Isua (západní Grónsko), jejichž stáří je 3,71 Gr a o nichž probíhá debata, zda nejde o nejstarší minerální pozůstatky života na Zemi (tj. stromatolity). Autory zajímala především orientace magnetizovaných minerálů z křemíkatých částí hornin, které se nacházejí v nejsevernější části oblasti. Navzdory očekávání, že u takto starých hornin bude magnetický záznam „přemazán“ pozdějším tavením, bylo v železných zrnech skutečně magnetické pole zachyceno. To posouvá datování nejstarší magnetizované horniny 200 Mr do minulosti. Vedlejším produktem výzkumu je konstatování, že v případě hornin nejde o usazeniny (stromatolity), ale o granoblastické křemence budinované (budináž = tažení válcovitých vyvlečenin, podobných jelitům — název z fr. boudin, jelito) v okolních vápencích.

N. Østgaard aj. zveřejnili data z prvních 10 měsíců pozorování záblesků záření γ z pozemských blesků přístrojem ASIM (Atmosphere‐Space Interactions Monitor), pracujícím od 2. dubna 2018 na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS). Přístroj zaznamenal 217 záblesků γ, mnoho z nich současně s družicí Fermi. Záblesky γ vznikají interakcí atmosférických částic se silným elektrickým polem, které se šíří prostorem těsně před samotným výbojem. Kromě samotných záblesků přístroj zaznamenal také přítomnost skřítků (horních výbojů) a potvrdil, že atmosférické záblesky záření γ jsou ještě kratší a tudíž energetičtější, než vyplývalo z dat družice Fermi.

B. Hariharan aj. zveřejnili výsledky pozorování mionové observatoře GRAPES-3 (Gamma Ray Astronomy PeV EnergieS phase-3, Udagamandalam, Indie), která zaznamenala 184 bouří mezi dubnem 2011 a prosincem 2014. Nejsilnější zaznamenaný elektrický potenciál bouře z prosince 2014 představuje hodnotu 1,3 GV — výška bouřkových mraků byla 11,4 km nad mořem při rychlosti asi 60 km/s vůči zemi, plocha aktivní oblasti ≥ 380 km² a nabíjecí čas nejsilnějšího záblesku ~6 min znamená potřebný výkon ≥ 2 GW. Jde o první přímý důkaz existence bouřkového potenciálu v řádu GV, který byl dosud jen hypoteticky navržen jako možný původce záblesků záření γ s energiemi ~100 MeV.

W. Lyons aj. oznámili potvrzené měření rekordní délky blesku nad severním Texasem, Oklahomou a jihovýchodním Kansasem s nejkratší spojnicí mezi zaznamenaným počátkem a koncem ≥ 500 km. Veleblesk osvětlující plochu 67 845 km² udeřil mezi dvěma systémy konvektivní bouře 22. října 2017 a v celé délce ho zachytila družice GOES–16 (Geostationary Operational Environmental Satellite, jedna ze sítě satelitů americké meteorologické služby NOAA); dlouho se čekalo na potvrzení z pozemních celooblohových kamer. Další z družic sítě, GOES–17 (start koncem r. 2018) vloni pozorovala ještě delší výboj o délce ≥ 650 km; také v tomto případě se čeká na nezávislé potvrzení.

Družice DSCOVR (Deep Space Climate ObservatoRy, start 2015, Lagrangeův bod L₁ soustavy Slunce–Země) nese na palubě mj. přístroj NISTAR (National Institute of Standards and Technology Advanced Radiometer), jehož úkolem je měřit sezónní změny v celkovém vyzářeném výkonu Země. Přístroj je záměrně velice jednoduchý, celý zemský disk je zobrazen v právě jednom pixelu, ale v různých vlnových délkách. Změny poměru intenzit v různých spektrálních částech umožňují detekovat změny vyvolané vegetací a oceánskými mikroorganismy. B. Carlsonová aj. publikovali výsledky sběru dat v prvních dvou letech družice — kromě zpřesnění vyzařovacích modelů zemské atmosféry známe biologický „podpis“ naší vlastní planety v podobě viditelného zlomu spektra okolo spektrální čáry 0,7 µm (tj. hranice viditelného a IR záření, kde je fotosyntéza rostlin nejefektivnější). Takový podpis můžeme hledat u exoplanet, jakmile budeme schopni dostatečně spolehlivě odfiltrovat světlo jejich mateřských hvězd.

Agentura NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration), NASA, britská meteorologická agentura Met Office a Světová meteorologická organizace zveřejnily průměrnou teplotu r. 2018 – o 0,83 °C nad průměrem let 1951–1980. Roky 2014–2018 představují nejteplejší pětiletku za celou známou historii, 9 z 10 nejteplejších roků za posledních 140 let nastalo po r. 2005. Zimní rozšíření arktických i antarktických ledovců bylo druhé nejnižší od r. 1979, kdy se tento údaj sleduje.

C. Sprainová aj. hledali rozhraní křída–paleocén v Dekkánských trapech (magmatická provincie ve střední Indii) pomocí poměru izotopů ⁴⁰Ar / ³⁹Ar v usazeninách vulkanických popelů. Rozložení argonu v popelu ukazuje, že ≥ 90 % objemu Dekkánských trapů se vylilo během doby ≤ 1 Mr, z toho nejméně 75 % již v období třetihor. První fáze výlevů proběhla ještě před koncem křídy, ale jednalo se o nejslabší projev magmatické činnosti. B. Schoene aj. využili datování pomocí izotopů uranu a olova přímo v krystalcích zirkonu v bazaltech, které potvrzuje, že došlo ke čtyřem plynule na sebe navazujícím magmatickým výlevům. Z nich pouze první o několik desítek tisíc let předcházel impaktu Chicxulub, další – silnější – výlevy nastaly až po něm.

S. Gulick aj. informovali o výsledcích průzkumu vrtného jádra vyzvednutého v rámci 364. expedice IODP (International Ocean Discovery Program) ze středového vrcholku kráteru Chicxulub (nyní ~600 m pod mořem, polostrov Yucatán, Mexiko). 835m dlouhé jádro obsahuje ~130 m usazenin ze dne, kdy ke katastrofě došlo, ~40 m z toho pochází přímo ze zpětného dopadu vyvrženého materiálu, dalších ~90 m nanesla voda, která se během pouhé hodiny nalila do vzniklého kráteru. Tsunami vytvořená impaktem oběhla celou planetu za ~4 h a do další vrstvy sedimentů přinesla úlomky dřevěného uhlí a saze ze vzdáleností ≥ 5 000 km. R. DePalma aj. publikovali výsledky paleontologického výzkumu oblasti Tanis (Severní Dakota, USA), kde se podařilo objevit fosilní záznamy katastrofy méně než 1 h po dopadu planetky. Vybuzená seismická aktivita způsobila lokální přílivové vlny, které vybily vše živé v okolí vodních toků; žábry zkamenělých sladkovodních ryb jsou plné skleněných kuliček s vysokým obsahem meteorického iridia. Během následujících několika hodin prakticky všichni suchozemští živočichové větší než dnešní krysa na celé planetě zemřeli (~75 % druhů).

Obnova života následovala velice rychle, jak shrnuli M. Henehan aj. a T. Lyson aj. Prvních tisíc let kralovaly pevninám kapradiny, které katastrofa postihla nejméně ze všech životních forem. Po ~1 kr je vystřídaly palmy, následované po ~300 kr ořešákovitými porosty a následně luštěninami (~700 kr po impaktu). Po nástupu olejnatých ořešáků se velikost suchozemských zvířat zvětšila zhruba na úroveň dnešních bobrů a po rozšíření luštěnin maximální hmotnost savců stoupla na ~50 kg. Oceánská fauna se částečně vzpamatovala již ~30 kr po katastrofě, ačkoli výrazné okyselení oceánů vyhubilo asi polovinu vodních druhů rostlin i živočichů. „Pouhý“ 1 Mr po impaktu však jak pevninská, tak oceánská biosféra vypadala takřka jako by se nic nestalo — jen namísto dinosaurů zůstali pouze ptáci.

T. M. Erickson aj. publikovali analýzu izotopového datování U–Pb krystalků zirkonu z hornin středového vrcholku kráteru Yarrabubba (⌀ 70 km, Západní Austrálie), z nichž plyne, že se jedná o nejstarší dochovaný kráter na povrchu Země. Posvátná hora Barlangi, jak středový vrcholek nazývají Aboriginové, obsahuje v mimořádně tvrdých křemenných horninách šokově přeměněný minerál monazit, jehož stáří je (2 229 ± 5) Mr, což posouvá nejstarší známou impaktní strukturu na Zemi ≥ 200 Mr do minulosti (rekord dosud držel kráter Vredefort, ⌀ ~300 km, JAR; ~2 023 Mr). Impakt mohl způsobit konec Huronského zalednění (–2,4÷–2,1 Gr); numerické simulace dopadu planetky o ⌀ ~7 km na ledovec s tloušťkou 2÷5 km ukazují, že se při impaktu do atmosféry uvolní dostatečné množství vodní páry, aby vyvolala skleníkový efekt. Saze a prachové částice rozptýlené impaktem pak po dopadu zpět na povrch sníží jeho albedo a urychlí tání sněhu a ledu.

1.1.4. Měsíc

20. července 2019 uběhlo 50 let od prvního přistání člověka na Měsíci. Program Apollo byl bezprecedentně největším soustředěným úsilím lidstva, jehož se účastnilo ~400 000 lidí (asi trojnásobek počtu osob zapojených do projektu Manhattan) a stál 25,4 mld USD (v dnešních cenách ≥ 10× tolik; v r. 1964 NASA spotřebovala 4,3 % celého rozpočtu USA). Zapojené obory sahaly od základního výzkumu – materiálové fyziky, fyziky povrchů – přes aplikované obory – chemii, elektrotechniku, rozvíjející se softwarové inženýrství a konstrukční práce – až po biologii, medicínu a psychologii. Ve všech těchto oborech bylo nutné posunout hranice známého a především propojit znalosti a zkušenosti mezi obory. Podle ankety časopisu Nature z r. 2009 se polovina z ≥ 800 oslovených přírodovědců rozhodla pro vědeckou kariéru přímo na základě úspěšného přistání člověka na Měsíci.

K Měsíci nebo na jeho povrch se dostali 24 lidé (všichni Američané), 12 z nich na něm přistálo. Mimo ochranu zemské atmosféry lidé strávili ≥ 7 500 člověkohodin, z oběžné dráhy nebo z Měsíce odvysílali ≥ 93 h TV přenosů, vyfotili ≥ 4 600 fotografií a přivezli zpět na Zem ~382 kg hornin. Na povrchu Měsíce zanechali přístroje, z nichž některé dodnes pasivně pomáhají zpřesňovat měření. Několik lidí také přímo kvůli programu Apollo zahynulo –astronauti V. Grissom, E. White a R.B. Chaffee zahynuli 27. ledna 1967 při požáru v kabině Apolla 1, pilot C.C. Williams zahynul při letu testovací stíhačkou 5. října 1967 a technik W.B. Estes zemřel 16. května 1968 na plošině startovacího komplexu 39A při opravě tlakového potrubí.

Nové objevy na Měsíci přicházejí i díky zpracování historických dat. T. Watters aj. znovu analyzovali seismologické záznamy z let 1969–1977 a objevili v nich 28 mělkých „měsícotřesení“, pro něž bylo možné určit polohu epicentra. Ukázalo se, že pro 8 seismických záznamů se epicentrum nachází do vzdálenosti ≤ 30 km od ostrých útesů, které se nacházejí po celém povrchu Měsíce. Objevila je r. 2010 družice LRO (Lunar Reconnaisance Orbiter). Tyto tzv. tahové zlomy jsou způsobené chladnutím měsíční kůry, která — protože Měsíc nemá deskovou tektoniku — se smršťuje a praská v nejkřehčích místech. Tahové zlomy jsou dlouhé stovky m až jednotky km, vysoké jsou desítky m a napětí pod nimi postupně narůstá, až dojde stejně jako na Zemi ke skokovému posunu vrstev, který vyvolá zemětřesení. 18 těchto otřesů nastalo v odzemí dráhy, patrně proto, že slapové síly Země jsou soustředěné v menší ploše pláště přivrácené strany a svislý gradient tahu je největší. Stáří tahových zlomů se odhaduje na ≤ 50 Mr, což znamená, že Měsíc je dosud tektonicky aktivní.

S. Mazroueiová aj. vyzkoušeli novou metodu určování stáří měsíčních kráterů pomocí měření teploty povrchu dálkovým IR teploměrem na palubě družice LRO. Mladší krátery mají ve svém okolí větší balvany než starší krátery – kamení na povrchu je kratší dobu vystaveno erozi; větší balvany vzhledem k vyššímu poměru objemu a povrchu udrží více tepla a v měsíční noci chladnou pomaleji. Autoři vytipovali 111 kráterů s ⌀ ≥ 10 km, které jsou všechny mladší 1 Gr. Ukázalo se, že míra dopadů se před ~290 Mr zvýšila na 2,6× předchozí hodnoty. To odpovídá pozemskému záznamu, kde je také dochovaných kráterů mladších ≤ 300 Mr více než z předchozích období. Není jasné, zda jde o přechodné náhodné zvýšení nebo dlouhodobý trend.

Čínská kosmická agentura CNSA zaznamenala další úspěch 3. ledna 2019, kdy se přistávacímu modulu sondy Čchang'e 4 podařilo měkce dosednout na odvrácené straně Měsíce v kráteru Von Kármán uvnitř impaktní pánve Jižní pól–Aitken. Součástí modulu bylo šestikolové vozítko Jutu 2, které se během loňského roku stalo držitelem rekordu nejdéle pohybujícím se prostředku na povrchu Měsíce. Získali jsme také první panoramatické fotografie z odvrácené strany a první spektrální analýzy povrchového regolitu atd. C. Li aj. publikovali analýzy vzorků, z nichž plyne, že materiál povrchu Von Kármán obsahuje tzv. mafity (železo-hořečnaté minerály) a pyroxeny a olivíny s nízkým zastoupením vápníku, zato vyšší hustotou. Patrně se jedná o materiál vyvržený přímo z měsíčního pláště, patrně z nedalekého kráteru Finsen (⌀ 72 km). Jde o další nepřímý důkaz hypotézy, že celá měsíční kůra byla kdysi v minulosti tekutá a hustší minerály v ní sedimentovaly do nižších vrstev.

Závěrem kuriozita: nejstarší známá pozemská hornina pochází z… Měsíce. J. Bellucci aj. nalezli ~2cm valounek v měsíční brekcii, kterou astronauti Apolla 14 přivezli v lednu 1971 na Zem jako vzorek č. 14321. Zrna křemíku, živce a zirkonů se zformovala ve vodním prostředí v hloubce odpovídající na Zemi ~19 km, zatímco na Měsíci by muselo jít o hloubku ≥ 167 km. Vznik v důsledku impaktu je nepravděpodobný jednak kvůli nedostatku vody v takovém prostředí, jednak kvůli absenci šokově přeměněných minerálů v hornině. Datování pomocí uranu a olova a izotopů titanu odhalilo stáří nejméně (4 011 ± 10) Mr, izotopy Sm a Nd ukazují dokonce na stáří (4 110 ± 200) Mr. Silný impakt vyhodil někdy v době formování prvních kontinentů kámen do kosmu, kde jej dříve či později zachytil Měsíc a následná impaktní eroze povrchu jej zapracovala do brekcie v Moři dešťů.

1.1.5. Mars

Mise Opportunity (NASA, start 7. 7. 2003, přistání 25. 1. 2004) byla oficiálně ukončena 13. února 2019. Poslední kontakt s vozítkem na povrchu Marsu nastal 10. června 2018 před očekávanou celoplanetární prachovou bouří. Ta se ukázala jako horší a především delší než zatím nejsilnější z r. 2007, kterou rover přežil. Tentokrát zřejmě zaprášení slunečních panelů dosáhlo takového stupně, že po zimě se již vozítko neprobralo z hibernace – reakce nepřišla ani na jeden z ≥ 1 000 příkazů zaslaných ze Země. Bezmála 15 let činnosti (oficiální plánovaná délka mise byla 90 d!) přinesla rekord v ujeté vzdálenosti na povrchu jiného tělesa než Země, identifikaci prvních mimozemských usazenin, objev dalších hornin vzniklých ve vodním prostředí a nakonec přímý průzkum nejstarší horniny mimo Zemi (s dalším potvrzením vodní eroze v kráteru Endeavour).

6. dubna 2019 zaznamenala sonda InSight (Interior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport, NASA/JPL, start 5. 5. 2018, přistání 26. 11. 2018) první prokazatelné „marsotřesení“ s magnitudem 2÷2,5, první zemětřesení na jiném tělese, než je Země nebo Měsíc. Za necelé dva měsíce od instalace seismografického modulu SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) na povrch Marsu přístroje zachytily mnoho slabých zachvění, která byla způsobená poryvy větru. Stejně jako Měsíc ani Mars nemá deskovou tektoniku, třesení tedy mohou být způsobena smršťováním kůry, jak planeta postupně chladne, anebo impakty meteoritů. O jakou možnost šlo v tomto prvním případě, zatím nevíme. Sonda InSight se nejprve v březnu, pak v červnu, a nakonec v prosinci 2019 svým robotickým ramenem pokusila nainstalovat na povrch také modul HP³ (Heat flow and Physical Properties Package, hloubkový IR teploměr navržený k měření gradientu teploty do hloubky až 5 m pod povrch), ale v písčité porézní vrchní vrstvě půdy nebyly pokusy úspěšné.

O. Korablev aj. oznámili, že evropsko-ruská družice TGO (ExoMars Trace Gas Orbiter, start 14. 3. 2016, od 19. 10. 2016 na kruhové dráze 400 km nad povrchem) nenalezla v širokém rozmezí zeměpisných šířek ani nad jednou polokoulí Marsu stopy metanu. Přístroje ACS (Atmospheric Chemistry Suite, ruský tříkanálový IR spektrometr) a NOMAD (Nadir and Occultation for MArs Discovery, belgický IR a UV spektrometr) jsou citlivé a negativní nález představuje limitní koncentraci ≤ 0,05 ppb (parts per billion, miliardtina). V rozporu s tímto zjištěním rover Curiosity v červnu naměřil nad povrchem rekordní nárůst koncentrace metanu na 21 ppb; měření týden před maximem vykazovalo hodnoty ≤ 1 ppb. Nevysvětlené zůstávají jak původ metanu, tak způsob jeho uvolňování a konečně i jakým způsobem se dostává pryč z atmosféry. Hypotézy původu jsou tři: biogenní (produkt půdních mikroorganismů), geochemická (rozpouštění pyroxenů ve vodě) a fotodisociační (rozklad molekul na prachových částicích na povrchu UV zářením). Vysvětlení náhlých nárůstů koncentrace jsou v rovině spekulací — ať už jde o uvolňování plynu z podzemních dutin nebo povrchové procesy, není zřejmá žádná souvislost s místním počasím. Ještě záhadnější zůstává způsob odstraňování metanu z atmosféry — nějaký neznámý proces musí plyn likvidovat v nízkých vrstvách atmosféry, takže ho TGO nedokáže zjistit.

K. Lewis aj. informovali o technologickém majstrštyku, který se podařil vědcům a inženýrům NASA s vozítkem Curiosity (NASA/JPL, start 26. 11. 2011, přistání 6. 8. 2012). Rover má na palubě čtyři mikroakcelerometry, které pozemní operátoři překalibrovali tak, aby při stoupání na Aeolis Mons (středový vrchol kráteru Gale) měřily lokální odchylky gravitačního pole. Protože vozítko zároveň zná změnu „nadmořské“ výšky, z průběhu slábnutí gravitace je možné odvodit průměrnou hustotu horniny pod koly. Určená hodnota (1 680 ± 180) kg/m³ je nižší než očekávaná a naznačuje, že materiál pod povrchem je pórovitý. To vylučuje hypotézu, že současný povrch je erodovaný zbytek původně několik km mocné vrstvy sedimentů.

K. Ramsley a J. Head publikovali výsledky série numerických simulací, parametrizujících model vzniku kráteru Stickney a dlouhých rýh na povrchu Marsova měsíce Phobos. Model založený na hypotéze L. Wilsona & J. Heada (1989, 2005, 2015) představuje impaktem vyvržené balvany, valící se po povrchu měsíce – některé kolem dokola, některé v důsledku udělené hybnosti balistickým letem, resp. jen částečně po povrchu. Autoři použili 6 modelových balvanů, tři velké poloosy dráhy Phobosu před srážkou (větší než současná největší velká poloosa), gravitaci Marsu i tření balvanů v regolitu měsíce. Model s velkou poloosou dráhy 12 000 km a rychlostí odhozených balvanů ≤ 6 m/s dokáže reprodukovat vznik rýh, suborbitální skok balvanů na protější straně měsíce, vznik rýh uvnitř kráteru Stickney, „přepis“ jednotlivých rýh dalšími při násobných obězích balvanů kolem měsíce i částečné přemazání rýh sekundárním dopadem drobnějšího materiálu vyhozeného impaktem. Tento nejúspěšnější model odpovídá stáří kráteru i rýh ~150 Mr.

1.1.6. Jupiter

Magnetické pole Jupiteru nemá dipólový charakter, ale má značně komplikovanou strukturu – na jižní polokouli je přibližně srovnatelné s dipólovým, ovšem na severní se nachází chaotická struktura, jejíž siločáry vycházejí a opět se zanořují v různých smyčkách. K. Mooreová aj. přišli s pravděpodobným vysvětlením v podobě vrstev kovového vodíku, které se promíchávají s horninami a ledem, sedimentujícími sem z vyšších vrstev nebo naopak vynesenými z hloubek. Protože promíchávání není pravidelné, vznikají v tekutém „plášti“ oblasti s různou hustotou, které vyvolávají chaotické konvektivní pohyby. Tento tekutý vodík se pod velkým tlakem chová jako kov a mohou jím volně proudit elektrony, proto je i planetární magnetické pole generované tímto dynamem značně chaotické.

S.–F. Liu aj. publikovali výstupy numerických simulací srážky Prajupiteru s hmotností ~30 M_Z s impaktorem o hmotnosti ≥ 10 M_Z. V té době už je Prajupiter diferencovaný na jádro a plášť, srážka však obě tělesa částečně promíchá a následná konvekce v plášti udrží i těžší prvky, které by bez impaktu zůstaly v jádře. Zároveň pokračuje akrece lehkých prvků a celý zárodek se obalí vodíkovo-héliovou atmosférou. Tento model dokáže kromě gravitačních vlastností pozorovaných na Jupiteru družicí Juno (NASA/JPL, start 5. 8. 2011, vstup na oběžnou dráhu 5. 7. 2016) dobře vysvětlit také sklon rotační osy a zmiňované magnetické pole.

I amatérští pozorovatelé si mohli od května loňského roku všimnout, že Velká červená skvrna (Great Red Spot, GRS) vypouští do jižního rovníkového pásu dlouhá světlá vlákna. Děje se to přibližně jednou za týden a vlákna jsou dlouhá ≥ 10 000 km. Dobře jsou viditelná v IR vlnové délce 890 nm, což je výrazná absorpční čára metanu, v níž opticky ztmavnou struktury v Jupiterově vysoké atmosféře. Jedná se o proces postupného rozpouštění bouře v jižním rovníkovém pásu — na západní straně Velké červené skvrny je v IR oboru dobře patrná turbulentní fragmentace.

Do GRS nahlédla při přeletu PJ7 také družice Juno. E. Galanti aj. informovali o pokusu změřit hloubku jejího oka mikrovlnným radarem. Dráha družice nevedla přímo nad bouří, proto se podařilo „dohlédnout“ jen do hloubky ≤ 200 km. Při dalších přeletech PJ18 a PJ21 bude orientace sondy vhodnější a autoři plánují kromě radaru využít také gravimetrii — akcelerometry na palubě družice jsou tak citlivé, že teoreticky je možné měřit hloubku obří turbulence až do vzdálenosti ~1 000 km.

K. Baines aj. publikovali výsledky experimentálních spekter uměle připravené Jupiterovy atmosféry ve svrchní části GRS dle modelu R. Carlsona aj. z r. 2016. Ukázalo se, že rozprášený acetylen reaguje s fotolytickými produkty čpavku, vzniklými UV zářením s vlnovou délkou ~200 nm, a spektrum vzniklého aerosolu téměř přesně odpovídá pozorovanému spektru v rozsahu 0,35÷1,05 µm. Na modelu je fascinující jeho jednoduchost: k reprodukci spektra GRS stačí vrstva tenká ~1 µm s plošnou hustotou 32÷40 µgm/cm², tvořená částicemi o velikosti 100÷200 nm. Prakticky to znamená, že v optickém a blízkém IR oboru spektra nepozorujeme částice rozptýlené v celé struktuře bouře, ale jen tenkou vrstvu atmosféry nad všemi jejími mračny. Ve skutečné GRS také musí existovat pravidelný přísun acetylenu do troposféry, neboť se vlivem UV záření po ~desítkách měsíců rozkládá a aerosol by neměl jak vznikat.

G. Filacchione aj. zpracovali ~1 000 IR spekter Europy, náhodně pořízených při přeletech družice Juno. Spektra pořízená při fixní orientaci družice nad terminátorem Jupiteru přístrojem JIRAM (Jovian InfRared Auroral Mapper) ze vzdáleností ≥ 335 000 km mají prostorové rozlišení ~80 km/px a pokrývají téměř všechny zeměpisné šířky (a naopak jen menšinu zeměpisných délek) měsíce v různých fázích vůči Slunci. Vodní čáry v oblasti ~2 µm jsou rozšířené a střed čar je posunut do větších vlnových délek vlivem přítomnosti ledových částic (krystalických i amorfních), odrazivost povrchu v pásmu 2,4 µm ukazuje na velikost zrn ~10÷100 µm a teplota povrchu odvozená z intenzity záření v pásmu 3,6 µm odpovídá nejvyšší denní teplotě 132 K.

1.1.7. Saturn

S. Sheppard, D. Jewitt a J. Kleyna oznámili objev 20 nových měsíců Saturnu 8,2m dalekohledem Subaru na Mauna Kea. Saturn tak má oficiálně o 3 měsíce víc než Jupiter. Většina nově objevených měsíců má ⌀ 3÷5 km, 17 z nich obíhá po retrográdních drahách a z této skupiny opět většina pod stejným sklonem a ve stejné vzdálenosti, takže patrně vznikly fragmentací většího tělesa. Jména nových měsíců byla vybrána podle postav severské, galské a inuitské mytologie.

Posledních 22 obletů sondy Cassini kolem Saturnu proběhlo v mezeře mezi viditelným povrchem planety a vnitřním prstencem D. Gravimetrická měření T. Guillota aj. ukázala na diferenciální rotaci planety nejméně do hloubky ~9 000 km (na rovníku; jinde asi 70 % vzdálenosti od rotační osy). V těchto hloubkách také vzniká Saturnovo magnetické pole. Vrchní část atmosféry na rovníku rotuje ≥ 4 % rychleji než jádro, ve vyšších zeměpisných šířkách je rotace naopak o 1÷2 % pomalejší. Járo planety má hmotnost 15÷18 M_Z. M. Dougherty aj. zpracovali magnetometrická měření, podle nichž jsou rotační osa a osa magnetického pole shodné s přesností ≤ 0,008° a mezi vnitřní hranou prstence D a svrchní vrstvou atmosféry tečou elektrické proudy podobně pozemským proudům, které generují polární záře. C. Mankovich aj. zkusili nezávisle určit rotační rychlost jádra Saturnu — jejich hodnota 10 h 33 m 38 s ^{+1 m 52 s}_{–1 m 19 s} získaná pomocí analýzy periodického vlnění prstence C je značně nižší než dřívější rádiová měření. Kilometrové vlny, které zaznamenala již sonda Voyager 1, však nemusejí vznikat v blízkosti jádra, příčinou rozdílu tedy může být diferenciální rotace.

L. Iess aj. zpracovali gravimetrická měření z pohledu hlavních prstenců — jejich celková hmotnost je ~1,5×10¹⁹ kg (~41 % hmotnosti měsíce Mimas), čemuž odpovídá odhad stáří 10÷100 Mr. Blízký průlet umožnil detailní snímkování a spektrální měření prstenců s prostorovým rozlišením ≤ 1 km. M.S. Tiscareno aj. publikovali přehled zásadních zjištění: velké měsíce tvoří v prstencích vlny a drážky — příčné, hustotní (zvukové) i strukturální (slapové síly třídí částice podle hmotnosti). Nejvýraznější je to v případě měsíce Daphnis (⌀ ~8 km) v Keelerově dělení. Další zvlnění vytvářejí rezonanční jevy, nejpatrnější v případě měsíce Mimas a rezonance 5:3 s prstencem C.

A. Crida aj. shrnuli experimentální i teoretické poznatky o stáří prstenců. Pozorovaná hmotnost napovídá, že prstence nejsou staré — u tenkých akrečních disků platí stejná úměra jako u hvězd: čím jsou hmotnější, tím rychleji se vyvíjejí (mizí). Na druhou stranu nelze úplně vyloučit možnost, že jejich počáteční hmotnost byla jen o trochu větší než současná a současný stav je výsledek pozvolného vývoje. Tomu napovídá skutečnost, že při současné rychlosti přenosu částic mezi vnitřním prstencem D a atmosférou Saturnu by trvalo ~820 Mr, než by planeta všechnu jejich látku pohltila. Jakmile do modelů vstoupí proměnná viskozita (míra tření mezi částicemi) a chemické, elektrostatické a magnetické jevy mezi částicemi prstenců, je možné najít prakticky jakoukoli možnou kombinaci vlastností, aby stáří prstenců vyšlo jakékoli v rozsahu 10÷4 500 Mr. Autoři uzavírají, že ačkoli je zřejmé, že pozorované struktury v prstencích (dělení, měsíce, prachový déšť) jsou mladé, stále nelze vyloučit, že samotné prstence vznikly zároveň se Saturnem.

B. Burattiová aj. zveřejnili zjištěné vlastnosti vnitřních měsíců (kromě Daphnis se uvnitř prstenců nachází ještě Pan), které se podle spektroskopických vlastností porézních povrchů vytvořily z částic pocházejících právě z prstenců a z krystalků ledu pocházejících z kryovulkánů na Enceladu. Jejich celková hustota je menší než hustota vody, Pan a Atlas mají výrazné hřbety akreovaného materiálu. Čím dál od Enceladu se nacházejí, tím větší část povrchu tvoří načervenalé částice hlavních prstenců. Všechny měsíce mají popraskanou kůru v důsledku slapových sil planety a velkých měsíců a všechny jsou znatelně erodované částicemi slunečního větru a kosmického záření, které na ně svádí magnetické pole Saturnu.

13 let práce sondy Cassini v okolí Saturnu přineslo mj. řadu poznatků o jeho největším měsíci Titanu. Průletů kolem něj bylo ≥ 100, i během „velkého finále“ od srpna do září 2017 sonda získala další data. R. Lopesová aj. publikovali úplnou topografickou mapu celého měsíce – téměř dvě třetiny povrchu pokrývají rovné pláně, ~17 % povrchu zejména okolo rovníku tvoří písečné přesypy (jejichž tvar se v průběhu 13 let pozorování měnil), asi 14 % povrchu zabírá kopcovitý až hornatý terén. Jen ~1,5 % povrchu tvoří erozní „labyrinty“ – soutěsky, rokliny a údolí vytvořená deštěm a tekutinami. Ještě o trochu menší plochu zabírají jezera tekutého metanu, která se téměř všechna nacházejí v okolí severního pólu měsíce. Na celém povrchu je velmi málo kráterů, je tedy geologicky mladý.

R. Dhingraová aj. objevili v datech IR spektrometru VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) z června 2016 výrazné zjasnění na ploše ~120 000 km² právě v okolí severního pólu Titanu. Na základě celkové jasnosti a struktury a spekter autoři přisuzují zjasnění odleskům slunečního záření na mokrém povrchu čerstvě po dešti. S. MacKenzieová aj. v okolí severního pólu nalezli výrazné rozdíly s odstupem 7 let — některá jezera zcela zmizela, jiná značně změnila tvar. S postupujícím jarem („rok“ na Titanu trvá ~29,5 pozemských let, osvit Titanu v přísluní je asi o 20 % vyšší než v odsluní) se patrně mělké plochy tekutého metanu a etanu vypařují. D. Jennings aj. zpracovali teplotní měření v průběhu celých 13 let činnosti. Nejteplejší naměřené místo na jižní polokouli 13° od rovníku dosáhlo teploty 93,9 K a po rovnodennosti na něm klesla teplota o 4 K. Nejteplejší nalezené místo na severní polokouli bylo 24° od rovníku, a ještě před dosažením slunovratu Cassini naměřil teplotu 92,8 K. Co se týká teplot na pólech, na obou je zjištěný rozdíl zimní a letní teploty 2 K, severní pól je v průměru o 2 K teplejší, což souvisí s orientací rotační osy měsíce (severní léto je delší) a rozdílná topografie terénu na obou polokoulích patrně také hraje roli. E. Larson analyzoval modely tvorby atmosférického oparu v různých ročních obdobích na základě rozkladu molekul CH₄ a N₂ UV zářením. Model úplné atmosférické cirkulace Titanu se započtením různé míry tvorby aerosolu z metanu a dusíku dokáže velmi dobře reprodukovat sezónní změny oparu ve výškách ≥ 340 km; pozorované vymizení oparu ve výšce 400 km model vysvětlit zatím nedokáže.

1.1.8. Uran, Neptun

Atmosféra Uranu se skládá převážně z vodíku, hélia (s poměrem blízkým předpokládanému složení zárodečnému oblaku Sluneční soustavy) a ~2,3% příměsi metanu. Kromě těchto tří látek se ve spektrech nacházejí čáry řady stopových prvků, v nichž disproporčně přebývá kyslík. L. Lara aj. se pokusili nalézt vysvětlení nesouladu pomocí přítomnosti molekul H₂O, CO a CO₂, jež se ve vysokých vrstvách atmosféry vlivem UV záření rozkládají. Autoři modelovali hypotézu přísunu těchto látek prostřednictvím asteroidů a kometárních jader. Ukázalo se, že dopad tělesa s průměrem 1,2÷3,5 km před 820÷450 r umožňuje dobře vysvětlit pozorované zastoupení CO bez ohledu na typ tělesa. Případné kometární jádro nedokáže vysvětlit pozorované množství vody a CO₂. Jako pravděpodobnější se jeví pravidelný přísun mikrometeorických tělísek, případně malých asteroidů. Možná je i kombinace obou zdrojů.

Od r. 1989 víme díky sondě Voyager 2 o existenci šesti měsíců Neptunu uvnitř dráhy největšího měsíce Tritonu. Druhý nejmenší a Neptunu nejbližší měsíc Naiad od té doby nikdo neviděl. Znovu ho objevil až r. 2016 HST a v rámci pozorovací kampaně objevil také sedmý malý měsíc těsně uvnitř dráhy největšího z vnitřních měsíců Proteu. Měsíc má ⌀ ~34 km, dostal jméno Hippocamp a zpětně byl nalezen i v archivech — úplně poprvé byl spatřen jako těleso s provizorním označením S/2004 N1, vyskytl se i na snímcích z let 2005 a 2009. Malý rozdíl drah podporuje hypotézu, že Hippocamp vznikl impaktem na Proteus, který má navíc na povrchu výrazný kráter Pharos. Myšlenka, že vnitřní měsíce Tritonu jsou výsledkem kolizní historie, je ostatně stará přes 30 let.

A. Simon, M. Wong a A. Hsu oznámili objev tmavé skvrny na povrchu Neptunu. HST se pozorování Neptunu věnuje systematicky a v listopadu 2018 se po dlouhé sérii světlých skvrn objevila tmavá skvrna velmi podobná té, kterou r. 1989 pozoroval Voyager 2. Jedná se o bouři pokrývající 12°×27° disku planety (zeměpisná šířka × délka), ve skutečných rozměrech 5×11 tis. km, jejíž střed se nachází asi 23° severně. Pohybuje se rychlostí ~2,5°/h západním směrem. Průzkum archivů ukázal, že v letech 2015–2017 se přibližně na stejném místě objevila menší oblaka. To ukazuje, že vytvoření takové velké bouře trvá dlouho. Spolu s hodnotami rychlosti větru na okraji bouře ≥ 4× vyššími, než okolní zonální proudění se tak zdá, že jde o hluboký vír s dlouhou životností, jakých jsme zatím na Neptunu viděli jen pět.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa

1. ledna 2019 proletěla ve vzdálenosti ~3,5 tis. km sonda New Horizons (NASA, start 19. 1. 2006) kolem tělesa 2014 MU₆₉, které dostalo konečné označení (486958) Arrokoth („nebe“ či „oblaka“ v mrtvém jazyce indiánského kmene Powhatanů z východního pobřeží Severní Ameriky). Již první snímky odhalily, že těleso je křehkým slepencem dvou částí; z pozdějších dat vyplynulo, že zatímco jedna část je přibližně kulová, druhá má tvar tlustého disku. Rozměry tělesa jsou ~36×20×10 km, hustota přibližně 0,5× hustoty vody, teplota povrchu 29÷42 K a albedo 6÷13 %. Těleso obíhá kolem Slunce po dráze s velkou poloosou ~44,6 au, excentricitou ~0,05 a periodou ~267,7 r a rotační periodou 15,92 h – v době průletu byla vzdálenost od Země téměř 6,5 mld km. Světlu trvá ≥ 6 h, než tuto vzdálenost překoná, a přenosová rychlost dat z New Horizons již klesla pod 1 kbps; jen přenos úplně prvního snímku trval více než 24 h a v době psaní tohoto textu stále nejsou přenesena všechna data pořízená při průletu. Další cíl sondy v Edgeworthově–Kuiperově pásu zatím nebyl zvolen; zdroj energie sondě vydrží nejméně do r. 2030 a počítá se ještě s nejméně jedním blízkým průletem.

Stále také probíhá zpracování dat New Horizons z průletu kolem trpasličí planety Pluto (a jejího měsíce Charonu). K. Singerová aj. zpracovali viditelnou topografii obou těles a zjistili, že se na jejich povrchu nachází málo kráterů s ⌀ ≤ 13 km. Takový deficit není možné vysvětlit kryovulkanismem, neboť ten by vymazal nebo alespoň viditelně poškodil také krátery větší. Alternativní vysvětlení se nabízí v podobě menšího počtu těles s ⌀ ~1÷2 km v Edgeworthově-Kuiperově pásu. Pokud to tak skutečně je, tělesa v něm se v minulosti poměrně málo srážela navzájem, což jednak znamená, že představují „zamrzlou“ počáteční Sluneční soustavu, jednak významně snižuje pravděpodobnost, že by se za Neptunem mohlo nacházet další těleso planetárních rozměrů. O zastoupení těles různých velikostí v Edgeworthově-Kuiperově pásu zatím nevíme ve skutečnosti téměř nic.

T. Hromakinová aj. publikovali výsledky dlouhodobých fotometrických měření trpasličí planety (136472) Makemake (⌀ ≥ 1 430 km, ~3,1×10²¹ kg, ~45,4 au, e = 0,16) mezi lety 2006–2017. Těleso rotuje pomaleji, než se dříve předpokládalo – nově odvozená hodnota rotační periody je (22,826 6 ± 0,000 1) h. Malá amplituda jasnosti (0,032 ± 0,005) mag ukazuje, že těleso má téměř kulový tvar nebo se na něj díváme ve směru z některého pólu. Za sledované období nedošlo ke změně absolutní magnitudy a v datech nejsou známky přítomnosti dalšího měsíce.

C. Kiss aj. objevili v archivu HST satelit trpasličí planety (225088) 2007 OR₁₀, což jim spolu s novými daty z kamery WFC3 z konce r. 2017 umožnilo určit vlastnosti celého systému. Dráha měsíce má excentricitu ~0,3, což znamená buď velmi slabé slapové působení na měsíc, který na dané dráze skutečně vznikl, nebo protažení dráhy v důsledku Kozaiova–Lidovova mechanismu. Měsíc má ⌀ ≤ 100 km. Hmotnost trpasličí planety je ~1,75×10²¹ kg (5. nejhmotnější tr. planeta). Pokud je 2007 OR₁₀ přibližně sférická a měsíc obíhá v rovině rovníku, má primární těleso ⌀ = (1 230 ± 50) km; její průměrná hustota je (1 750 ± 70) kg/m³.

A. a R. Guliyevovi prozkoumali dráhy 1 249 dlouhoperiodických komet s hodnotou odsluní ≥ 30 au s cílem nalézt zdroj poruch drah v podobě vzdálené planety na oběžné dráze ~250÷400 au od Slunce. Nejpravděpodobnější možnost vychází pro těleso na dráze s velkou poloosou (339 ± 34) au a excentricitou (0,16 ± 0,02). Autoři prohnali těleso na takové dráze dlouhodobou numerickou simulací, aby se ukázala dynamická stabilita takové dráhy — těleso musí mít hmotnost ≥ 10 M_Z, pak na dané dráze vydrží po dobu ~1 Gr. C. Van Laerhovenová aj. a Y.–T. Chen aj. informovali o průběžných výsledcích projektu OSSOS (Outer Solar System Origins Survey), v nichž byly určeny dráhy 838 transneptunských objektů (TNO). Roviny drah v rozmezí ~40,3÷150 au neukazují na jiné poruchy než od Jupiteru se Saturnem. Průměrný sklon dráhy TNO je (6 ± 1)°, průměrná excentricita (0,275 ± 0,06). Autoři nevylučují přítomnost neznámého tělesa o hmotnosti Marsu ve vzdálenosti ≤ 100 au.

W. Grundy aj. statisticky prozkoumali dráhy 35 dvojitých TNO – k 18 dříve známým přidali 17 nově určených. U těsných dvojic objektů s velkou poloosou dráhy ≤ 5 % Rocheova–Hillova poloměru převažuje prográdní rotace (ve směru oběhu kolem Slunce) nad retrográdní natolik, že musí existovat nějaký neznámý mechanismus, který dvojice do tohoto preferovaného směru „rovná“. U méně těsných dvojobjektů se poměr blíží rovnoměrnému rozdělení, ale vysoké hodnoty sklonu dráhy vůči rovině ekliptiky ve vzorku také chybí. V celkovém počtu je 28 drah prográdních a jen 7 retrográdních, což nesouhlasí s teoretickými představami o zachycování malých těles. Není jasné, zda jde o výběrový efekt, nebo systematický jev.

K. Arimatsu aj. zveřejnili výsledky experimentu OASES (Organised Autotelescopes for Serendipitous Event Survey), při němž po dobu 13 měsíců sledovali ze střechy školy na ostrově Miyako (Okinawa, Japonsko) jasnosti ~2 tis. hvězd. Analýza ~50 TB dat (≥ 60 500 „hvězdohodin“) odhalila jeden případ zákrytu hvězdy s 12,1 mag tělesem o ⌀ 1,2÷2,1 km. Projekt je pozoruhodný nízkou cenou – jde o dvojici běžných amatérských dalekohledů o průměru 279 mm na robotické montáži a 16 Mpx CMOS kamer se vzduchovým chlazením.

M. Banda–Huarca aj. připravili na základě dat přehlídky DES (Dark Energy Survey) katalog zákrytů hvězd známými TNO. Katalog vychází z ≥ 4 mil. snímků pořízených v rámci přehlídky mezi lety 2012–2016, v nichž bylo identifikováno 202 TNO (63 z nich objevila právě DES). Pro tyto objekty autoři na základě souřadnic hvězd z datové sady DR2 družice Gaia spočetli budoucí zákryty, jejichž pozorování umožní zpřesnit velikosti, případně i tvar jednotlivých TNO.

1.2.2. Kentauři

C. Schambeau aj. zpracovali všechna dostupná data kentaura 29P/Schwassmann–Wachmann 1 od r. 1996 (HST / kamera WFPC2) ve snaze určit rychlost rotace jeho jádra. Velikost komy v aktivním stavu v záznamu kolísá od ~19 tis. km po ~267 tis. km a odhad hmotnosti jádra je (2,79 ± 0,05) ×10⁸ kg pro spodní velikost prachových zrn, pozorovaných při aktivitě. Metodou Monte Carlo vychází nejlepší rotační perioda ~10 h. G. Sarid aj. numericky modelovali další vývoj dráhy 29P – po konjunkci s Jupiterem v r. 2038, kdy se zdvojnásobí excentricita její dráhy, se poloosa její dráhy dostane mimo tzv. vstupní oblast (přechodová oblast, v níž se TNO stávají objekty Jupiterovy rodiny komet) a v příštích tisíciletích patrně 29P opustí Jupiterovu rodinu komet.

Druhým aktivním zástupcem kentaurů je těleso 174P/Echeclus, který zjasněl v prosinci 2017 po dlouhé odmlce (poslední velké rozjasnění nastalo r. 2005, tehdy bylo doprovázené odhozením viditelného fragmentu jádra vyšší než únikovou rychlostí). T. Kareta aj. pozorovali poslední zjasnění pomocí Faulkesových teleskopů (2×⌀ 2 m; Haleakalā, Havaj & Siding Spring, Nový Jižní Wales, Austrálie) a IRTF. Pozorovaná koma byla asymetrická a výrazně modrá. V průběhu pozorování došlo k výronu látky, která však měla jinou spektrální strukturu – autoři navrhují, že jde o úlomky s velikostí větší než prachové částice, které mají jiné povrchové vlastnosti. T. Seccull aj. potvrdili modrou barvu komy 174P v dřívějších datech spektrografu X-Shooter na VLT (Very Large Telescope, ESO, Cerro Paranal). Podle všeho se nejedná o strukturální jev (rozptyl světla à la motýlí křídlo), ale skutečně o zbarvení prachových částic, bohatých na uhlík. Proč se modrý prach nachází na povrchu jádra, jehož barva je načervenalá, zatím není jasné.

1.2.3. Planetky hlavního pásu

Centrum IAU pro planetky oznámilo počátkem ledna 2019, že byla nalezena planetka 2019 AQ3 s dosud nejkratší oběžnou dobou (165 d) na dráze, která se z větší části nachází uvnitř dráhy Venuše. Objekt byl poprvé pozorován pomocí aparatury ZTF na Mt. Palomaru a má střední průměr 1,4 km.

M. Sori aj. rozlišili na trpasličí planetě Ceres zkoumané sondou Dawn polohy a struktury celkem 22 kryovulkanických dómů. Největším současným kryovulkánem na Cereře je však obří kryovulkán Ahuna Mons převyšující referenční hladinu o celé 4 km. Jeho stáří odhadli na 0,1÷ 2,5 mld. let, ale další autoři O. Ruesch aj. a F. Zambonová aj. odhad stáří podstatně snížili na <100 mil. let. Nové dómy vznikají na Cereře v průměru jednou za 50 mil. let. Trpasličí planeta mívá podle pozorování M. Villarealové aj. občasnou exosféru následkem interakce s rychlým slunečním větrem. Exosféra vzniká obvykle v době, kdy je Ceres v přísluní, ale také i kdekoliv na své dráze v době, když sluneční vítr výrazně zesílí, takže uvolňuje molekuly vody vyražené z povrchu Cerery. V obsáhlé studii o složení povrchu Cerery uvedli T. McCord aj., že zpočátku hrála velkou roli voda, která zmírňovala ohřev rozpadem radionuklidů a vytvářela zvodněné minerály podobné jílům, ale též fylosilikáty s příměsí Mg a skupiny NH₄. Zdá se dokonce, že voda se dosud významně podílí na globální aktivitě kryovulkanismu, což se projevuje poměrně nízkou integrální hustotou tělesa (2,16× voda), takže ¼ hmotnosti planety tvoří voda, která je v hlubších vrstvách zmrzlá na led. J. Scullyová aj. podrobně prozkoumali snímky a spektroskopii kráteru Occator (ø 92 km), jenž vyniká díky dvojici jasných skvrn uhličitanu sodného s rekordně vysokým albedem v optickém pásmu spektra v celé Sluneční soustavě. Jasné skvrny byly pojmenovány Cerealia Facula a Vinalia Facula. Podle autorů patří k nejvýznamnějším objevům na povrchu Cerery. M. Zolotov odhadl, že při dopadu planetky na Cereru se uvolnilo tolik tepla, že po vychladnutí se vysrážel na vrcholku v centru kráteru uhličitan sodný, ale dokonce i chlorid amonný. Stáří kráteru odhadli A. Nathoues aj. na pouhých 22 milionů let a vysrážení jasných skvrn se odehrálo před ≤4 mil. let. Okraje Occatoru jsou téměř o 6 km vyšší než jeho dno. Naproti tomu Jian-Yang Li aj. změřili průměrné albedo povrchu Cerery v rozmezí 9÷11 %, což je překvapivě nízké číslo. J. Castillo-Rogezová a T. McCord zjistili, že Ceres musela vzniknout velmi záhy po zformování Sluneční soustavy, tj. 3÷5 mil. let po rozzáření Slunce. Reliéf povrchu je silně zvrásněný vinou přibližně 500 impaktních kráterů s průměry >20 km. Největší impaktní kráter Kerwan má průměr 284 km, druhý největší Yalode 260 km a třetí Urvara 170 km. Všechna tato měření a jejich důsledky posilují představu, že Ceres je skutečně výjimečná a představuje přechodový objekt mezi běžnými planetkami a planetami, protože má jako jediná kulový tvar o průměru (939,4 ±0,4) km díky hydrostatické rovnováze. Někteří autoři dokonce soudí, že Ceres měla našlápnuto na vznik větší planety, jenže měla smůlu, že jí v tom zabránil obří Jupiter.

Jak známo, před podrobným průzkumem Cerery (hmotnost 9,4×10²⁰ kg) strávila sonda Dawn více než rok (VII 2011 – IX 2012) v okolí planetky Vesta (2,6×10²⁰ kg; ø 525 km; hustota 3,46 × voda), druhého nejhmotnějšího tělesa v hlavním pásu planetek. T. Vaillant aj. zjistili, že obě tělesa podléhají významným kolísáním sklonů svých drah vůči ekliptice. V posledních 20 mil. let kolísal sklon Cerery v rozmezí (2÷20)° a Vesty v rozmezí (17÷48)°. Jejich geologická stavba je ovšem odlišná, Ceres obsahuje velké množství vody, kdežto Vesta je prakticky suchá. V minulosti ji zasáhla dvě tělesa, která výrazně pozměnila její precesní konstantu. Jádro Vesty je kovové a její plášť byl v raném fázi vývoje Sluneční soustavy roztaven radioaktivními nuklidy ²⁵Al a ⁶⁰Fe. Když magmatický plášť vychladl, byl po utuhnutí znovu nataven oběma impakty v intervalu 100÷600 mil. let. Od té doby je Vesta výhradním dodavatelem meteoritů howarditů, eukritů a diogenitů na Zemi. E. Palomba aj. však na povrchu Vesty objevili pomocí infračervené kamery 8,2 m teleskopu Subaru absorpční pás na vlnové délce 12,2 μm, který prokazuje přítomnost krystalických plagioklasů s bohatým zastoupením vápníku. Výskyt těchto minerálů nemůže souviset se zmíněnými velkými impakty, ale s mírnějším oteplováním pomocí tepelné únavy (krátkodobé střídání vyšších a nižších teplot), jež je přiměřeně účinným procesem modifikace regolitu nejenom na Vestě, ale na planetkách obecně.

J. Hanuš aj. se zabývali otázkou, zda tvar velké planetky (7) Iris nese známky velkého impaktu, který se mohl odehrát v rané fázi do 100 mil. let existence Sluneční soustavy. Předností této planetky je její vysoká jasnost v opozici (V ≈ 7÷8 mag) i úhlový rozměr 0,33". Autoři využili vysoké rozlišovací schopnosti kamery SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) instalované na teleskopu Melipal UT3 VLT ESO. Kamera pracuje v optické, ale i v blízké infračervené části spektra (do vlnové délky 2,3 μm). Díky systému adaptivní optiky dosahuje stejného rozlišení, jako kdyby byla na oběžné dráze nad hranicí atmosféry. Autoři využili pro výpočet 3D tvaru planetky programu ADAM (All-Data Asteroid Modeling). Z těchto snímků a polarimetrických měření získali především střední průměr planetky v rovníkové rovině R = (214 ±5) km a globální průměrnou hustotu (2,7 ±0,3) × voda. V rovníkové oblasti pozorovali 8 zúžení, které interpretovali jako impaktní krátery s průměry 20 ÷40 km. Poměr hloubek kráterů k jejich průměrům je přibližně týž jako u u 10km impaktních kráterů na planetce Vesta. Ze spektroskopie Iris lze odvodit, že její povrch odpovídá LL obyčejným chondritům, což je asi 10 %. podskupina obyčejných chondritů. Například meteorit Čeljabinsk z r. 2013 patřil do této relativně vzácné kategorie. Jelikož Iris nemá žádnou rodinu planetek vytvořenou srážkami s jinými menšími planetkami. , Proto proto lze soudit, že zmíněná rovníková prohlubeň pochází z většího impaktu před ≥3 mld. let. Základní obrysy Iris odpovídají docela dobře zploštělým sféroidům, což pravděpodobně platí pro téměř všechny velké planetky.

N. Masoumzadeh a H. Boehnardt zveřejnili výsledky spektroskopických pozorování kamery OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System; spektrální pásmo 269 ÷989 nm) sondy Rosetta (ESA), jež v červenci 2010 proletěla v blízkosti planetky (21) Lutetia (= latinský název pro Paříž; objev r. 1852) v její heliocentrické vzdálenosti 2,7 au při vzájemné rychlosti 15 km/s. Nejblíže k planetce se dostala 10. 7. na vzdálenost 3 169 km, takže maximální rozlišení na přivrácené (převážně severní) polokouli planetky odpovídalo 58 m/px. Kamera pořídila celkem 462 snímků pomocí výměnných barevných filtrů. Průlet umožnil zpřesnit rozměry zploštělého elipsoidu s rozměrem hlavních os 121×101×75 km jakož i hmotnost planetky 1,7×10¹⁸ kg a její globální hustotu 3,4× voda, tj. vyšší, než mají kamenné meteority.

V r. 2005 objevili F. Marchis aj. pomocí kamery NACO u 8,2m teleskopu UT4 VLT (Yepun, ESO, Cerro Paranal, Chile), doplněné tehdy novou adaptivní optikou, že planetka (87) Sylvia má dva satelity. Ze snímků v infračerveném světle se podařilo změřit jednak průměr planetky 280 km, ale též objevit dva satelity planetky, které dostaly jména Remus (ø 7 km; kruhová dráha o poloměru 710 km) a Romulus (ø 18 km; 1 360 km). Byl to tehdy první případ planetky se dvěma průvodci. V dubnu 2019 publikoval Yu Jiang studii, v níž modeloval 3D tvar planetky a její hlavní dynamické charakteristiky, které oba satelity ovšem neustále mění. Jde především o periodické kolísání délky velkých poloos drah, výstředností, sklonů a mechanické energie. Většina těchto veličin kolísá střídavě ve dlouhé a krátké periodě s výjimkou sklonů drah, kde se střídají dlouhé, krátké a mezilehlé periody. F. Marchis aj soudí, že Sylvia je docela velkou hromadou sutě, kolem níž po prográdních drahách v rovině rovníku planetky obíhají zmíněné satelity. Jak Sylvia, tak oba satelity jsou produktem srážky hmotnější planetky s menším projektilem. Akrece větších úlomků po rozpadu původní planetky dala vznik planetce (87), zatímco oba satelity posbíraly menší trosky a drobný prach.

A. Heinze aj. využili kamery DECam (Dark Energy Camera) instalované u 4m Blancova teleskopu na observatoři CTIO (Chile, Cerro Tololo; 2,2 km n. m.; 30° j. š.) k objevování menších a tedy méně jasných planetek hlavního pásu. Docílili toho tím, že podrobněji sledovali pohyb planetek v zorném poli a tím prodloužili expoziční čas nejslabších planetek, takže posunuli mezní hvězdnou velikost v pásmu R až na 25,6 mag. V jediné noci dokázali zobrazit 3 234 planetek a v následující noci byly tyto objevy potvrzeny v 3 123 případech. Když se zaměřili na oblast, jež byla v opozici se Sluncem, tak zjistili, že na 1 □° plochy oblohy připadá průměrně (697 ±15) planetek do 25,0 mag a (1031 ±23) do 25,6 mag. Statistika růstu počtu planetek až do 23 mag je přibližně lineární, ale ve shodě s teorií se potvrdilo, že četnost menších planetek roste s jejich klesajícími jasnostmi nad 23 mag nelineárně.

Koncem srpna 2017 objevil A. Heinze aj. pomocí 0,5m teleskopu ATLAS (sopka Haleakala, 3,06 km n. m.; 21° s. š.) malou planetku P/2017 S5. Planetka prošla přísluním ve vzdálenosti 2,2 au od Slunce dva měsíce před objevem koncem července 2017. Jelikož v dalekohledu vypadala spíše jako kometa, zaměřili na ni pozornost D. Jewitt aj. a zjistili, že z tělesa unikají poměrně velké prachové částečky s rozměry 0,1÷10 mm rychlostmi 0,2 ÷2 m/s ještě 150 dnů po průchodu přísluním. Teprve za rok po průchodu přísluním tato aktivita ustala. To autorům umožnilo odhadnout rozměry tělesa (450⁺¹⁰⁰_-–60/+100) m. Úniková rychlost z tak malého tělesa činí jen 0,3 m/s. Podrobná fotometrie ukázala, že planetka rotuje vysokou rychlostí 1,4 h. Zároveň s rozštěpeným párem planetek P/2016 J1 A a B zřejmě patří do 7 mil. let staré rodiny planetky (778) Theobalda.

Zatímco velké týmy astronomů stále využívají podrobných měření sondy Dawn k významným výsledkům týkajících se vzniku a vývoje dvou nejhmotnějších planetek Sluneční soustavy, v r. 2019 se nečekaně dostala do hledáčku mnoha pozorovatelů nevelká (ø ~6 km) (6478) Gault objevená v r. 1988. Byla posléze pojmenována po americkém planetárním geologovi a spadá do rodiny planetek (25) Phocaea (rodina stará 2,2 mld let se skládá z téměř 2 tis. planetek). Počátkem dubna 2019 vyšly dvě studie o výskytu úzkých (<5 tis. km) a až přes 800 tis. km dlouhých prachoplynových vleček. První aktivitu planetky pozorovali Quanzhi Ye aj. pomocí zmodernizované Schmidtovy komory na hoře Palomar, která využívá digitální širokoúhlé kamery pokrývající celé zorné pole komory pod názvem Zwicky Transient Facility. Pozorovatelná aktivita se začala odehrávat uprostřed října 2018 a další výtrysk autoři odhalili začátkem Vánoc téhož roku. První výtrysk obsahoval 20 mil. kg prachu a plynu a druhý 1 mil. kg. Oba výtrysky vymizely do jednoho měsíce od svého začátku. Nezávisle sledovali zmíněné úkazy D. Jewitt aj. Tento tým pozoroval také třetí epizodu aktivity, jež začala v únoru 2019 a trvala jen necelých 20 dnů. Autoři změřili výtokovou rychlost prachových částic jen 0,15 m/s a pro sérii tří výtrysků dostali po řadě hmotnosti 40 mil. kg, 7 mil. kg a 6 mil. kg. Sekundové ztráty hmoty činily po řadě 30 kg/s; 5 kg/s a 0,4 kg/s. Ačkoliv byla planetka Gault původně klasifikována jako kamenný asteroid třídy S (silikáty), pozorování spíše odpovídají nejběžnějším (75 % populace) asteroidům typu C (karbonáty). Man-To Hui aj. sledovali planetku na čínské observatoři Xingming až do dubna 2019. Při aktivitách koncem r. 2018 nalezli v úzkých výtryscích prachové částice velikostí od 20 μm do 3 mm. V lednu 2019 se v oblasti o průměru kolem 20 tis. km kolem planetky nacházelo asi 9 mil. kg prachu, ale jeho množství od té doby plynule klesalo. K novému krátkému nárůstu aktivity došlo 25. 3., kdy Země procházela rovinou dráhy planetky.

T. Kleyna aj. nalezli údaje o aktivitě zdrojů v archivu dvou havajských širokoúhlých kamer o průměru zrcadel 0,5 m ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) na vrcholu sopek Haleakala a Mauna Loa, jakož i v archivu 1,8m teleskopu Pan-STARRS1 (Haleakala). Z těchto pozorování se podařilo odvodit rozměry prachových zrnek 0,01÷1,0 mm a také délku periody planetky ~2 h. Tak rychlá rotace vyvolává odstředivou sílu blízkou k rozpadu planetky působením efektu YORP (Yarkovsky – O´Keefe – Radzievskii – Paddack). Další pátrání v archivech různých observatoří C. Chandlerem aj. ukázalo, že planetka Gault jevila aktivitu už v r. 2013 překvapivě poblíž afelu své dráhy kolem Slunce ve vzdálenosti 2,68 au. J. Sanchez aj. uvedli, že planetka ve skutečnosti patří do dvou rodin planetek. Kromě již zmíněné rodiny (25) Phocaea, která sestává převážně z planetek typu S, zapadá také do rodiny (326) Tamara, jež patří díky velmi nízkém albedu do třídy tmavých planetek C.

Počátkem listopadu 2019 však došlo k překvapivému obratu. I. Ferrin aj. pořídili mezi 10. lednem a 8. červnem toho roku celkem 877 snímků planetky Gault během 41 nocí. Z těchto snímků se podařilo autorům určit skutečnou rotační periodu 3,36 h, což nezávisle potvrdili A. Carbognani a A. Buzzoni. Zároveň Ferrin aj. ukázali, že jde patrně o dvě těsně obíhající tělesa, která mají hlavní rozměry trojosých elipsoidů 3,7×3,1×2,8 km a 1,3×1,1×1,0 km. Minimální střední hustota obou těles činí 1,6× vody. Pokud je jejich střední hustota vyšší, tak se tělesa navzájem nedotýkají, nýbrž obíhají kolem společného těžiště. Dlouhodobě se přísluní pomalu zkracuje. Autoři proto soudí že původně šlo o kometu, která se udusila prachem a roztočením se snaží prachu zbavit pomocí odstředivé síly. Všechny komety, jež dokázaly bez rozpadu oběhnout Slunce stokrát, se považují za spící metuzalémské Lazarovy komety. V tomto směru je těleso Gault přeborníkem, protože už oběhlo Slunce 18 000krát. Jde tedy o spícího metuzalémského Lazara, čili starobylou kometu, jejíž druhý život jednou přijde. Je zcela jisté, že takových spících komet sepobíhá ve Sluneční soustavě potlouká víc.

1.2.4. Křížiči

Japonská kosmická agentura JAXA v r. 2019 úspěšně manévrovala se sondou Hajabusa Hayabusa 2 při podrobném zkoumání planetky (162173) Ryugu. Sonda obíhající po parkovací dráze ve výšce 20 km nad planetkou se blížila k Ryugu obezřetně celých 26 h a měkce přistála na povrchu 22. února. Po přistání vystřelila do regolitu tantalovou kulku a poté nabrala do sběrnice zvířený materiál písku, oblázků a úlomků hornin. Další přiblížení se uskutečnilo 5. 4., kdy sonda shodila na planetku měděný projektil, která který měla vytvořit kráter a obnažit tak podpovrchovou vrstvu planetky. Když se sonda přesvědčila, že vznikl kráter o průměru 10 m, tak znovu přistála. Není bez zajímavosti, že si Japonci vyměňovali zkušenosti, jak bezpečně přistávat na planetkách posetých balvany, s americkým týmem, který takto zkoumá planetku Bennu. Někteří odborníci pracovali na střídačku při přistávání obou sond. Připomeňme, že sonda Hayabusa 2 byla vybavena čtyřmi mikrovlnnými iontovými motory se zásobou 66 kg xenonu. Na cestu k planetce a zpět i na manévry v okolí Ryugu přitom stačilo urychlit jen 36 kg xenonu! Proto má samotná sonda před sebou ještě spoustu paliva pro fungování až do r. 2030.

Koncem r. 2019 byly zveřejněny výsledky získané miniaturními rovery spuštěnými sondou na povrch planetky během r. 2018. , takže v té době pracovaly na povrchu Ryugu tři automatické rovery spuštěné ze sondy volným pádem na povrch planetky. Podle F. Scholtena aj. bylo možné z paluby sondy pozorovat optickou navigační kamerou (ONC) průběh 17minutového krkolomného přistání německo-francouzského modulu MASCOT (Mobile Asteroid Surface Scout). Modul o hmotnosti necelých 10 kg spadl volným pádem rychlostí 10 m/s na povrch planetky, takže se postupně 4× odrazil a teprve pak se usadil a začal s měřeními. Po 17 h se vybila baterie, která nebyla samonabíjecí. Přemisťování všech modulů probíhalo pomocí krátkých poskoků, čímž se současně testovala pružnost regolitu. F. Preusker aj. využili kamery ONC na sondě k sestrojení podrobného modelu 3D zkoumané části povrchu, což posloužilo k prostorové kalibraci optické kamery na modulu. Přesnost modelu je skvělá. Souřadnice útvarů v popředí dosáhly přesnosti 5 mm ve vzdálenosti do 20 cm od kamery a 15 mm pro vzdálenosti 0,4÷0,5 m. Na snímcích lze rozlišit detaily o velikosti 0,2÷10 mm/px. K. Ogawa aj. se věnovali studiu rozměrů částic regolitu planetky pomocí měření tepelného toku aparaturou MARA, ale také kamerou MASCOT. Odtud získali průměrný rozměr zrn regolitu 4,25 mm a pórovitost poblíž povrchu plných 60 %.

T. Michikami s týmem využili kamery ONC k inventuře četnosti a velikosti balvanů na povrchu Ryugu. Kamera s rozlišením 0,65 m/px se zaměřila na balvany >5 m. Povrch planetky má plochu 2,7 km² a autoři na něm napočítali celkem 5,5 tis. velkých balvanů. Balvanů >20 m bylo dokonce dvakrát více než na planetkách Itokawa (Hayabusa1) nebo Bennu. Když se srovná objem balvanů s objemem vnitřku impaktních kráterů, tak souhlas obou hodnot je přibližně stejný (94 %). Proto se autoři domnívají, že balvany jsou pozůstatkem primární srážky dvou planetek. Některé balvany zejména kolem rovníku mohly být zasypány jemnější drtí.

Pozorování z roku 2018 přineslo základní charakteristiky planetky s vysokou přesností. Ryugu má střední průměr 865 m; hmotnost 4,5×10¹¹ kg; globální hustotu 1,19× voda, takže jde o hromadu sutě s periodou rotace 7,6 h. Nemá však kulový ani elipsoidální tvar; spíše jde o platónský čtyřstěn s rovníkovým hřbetem, jenž patrně vznikl působením odstředivé síly v době, kdy planetka rotovala v periodě necelé 3,5 h. Jde o jednu z nejtmavších planetek Sluneční soustavy s albedem jen 4,5 %. (Náš Měsíc má albedo 12 % a Země 30÷35 % podle okamžitého podílu oblačnosti.)

Mise Hayabusa2 ukončila svůj pobyt v podnájmu u planetky Ryugu (planetka dostala své jméno v r. 2015 podle podmořského paláce Rjúgúdžó z japonské mytologie) jemným zažehnutím iontových motorů 13. 11. 2019 v 10:05 h japonského času a k odpoutání od planetky jí postačila mírná rychlost 0,1 m/s, jež se však díky specifickým vlastnostem iontových motorů bude významně zvyšovat. Zpáteční cestu k Zemi však nastoupila naostro až 10. 12. 2019. Sonda zároveň získala nová prvenství: poprvé spustila na povrch planetky minirovery, poprvé odebrala vzorky z tmavé planetky a poprvé vytvořila na planetce bombou kráter s cílem odebrat i podpovrchové vzorky materiálu.

V r. 1998 byl na vojenské základně White Sands (Socorro, N. M.; 34° s. š.; 1,2 km n. m.) uveden do provozu přehlídkový širokoúhlý teleskop LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research) s průměrem primárního zrcadla 1,0 m. Stal se rychle přeborníkem v objevování nových planetek zejména v hlavním pásu mezi Marsem a Jupiterem, ale též planetek typu Apollo, které křižují dráhu Země. Jednu takovou křižující planetku objevil 11. 9. 1999 LINEAR a dostala předběžné označení 1999 RQ36. Šťastnou shodou okolností se dva týdny po objevu přiblížila planetka k Zemi natolik, že její rozměry i tvar mohly rozpoznat výkonné americké radary v Arecibu na Portoriku a v Goldstone v Kalifornii. Radary odhalily její rozměr necelých 500 m a rotační periodu 4,3 h.

Když pak NASA hledala vhodný objekt pro odběr vzorků z křižující planetky, padla volba právě na toto těleso, neboť se ukázalo, že přesná dráha planetky představuje mírné nebezpečí srážky se Zemí v posledních desetiletích XXII. století. Jakmile je dráha planetky dostatečně přesná, aby se odlišila dostatečně od všech již objevených planetek, obdrží své definitivní pořadové číslo v kulatých závorkách; v tomto případě (101955). Dnes se počet spolehlivě rozlišených planetek blíží 600 tisícům, a ani jednou nedošlo k omylu, což je docela zázrak výpočetní techniky. Jména planetek naproti tomu jsou určitým luxusem. Dosud je pojmenováno jen 22 tis. planetek. Odběr vzorků a další pozorování zblízka proto mohou poskytnout údaje o tom, jak se na tuto potenciálně kolizní dráhu konkrétní planetka dostala i o tom, jak ji případně zneškodnit. Své snadno zapamatovatelné jméno planetka získala v r. 2013 na základě mezinárodní studentské soutěže, kterou vyhlásila Univerzita v Arizoně společně s Planetární společností a projektem LINEAR. Studenti poslali do soutěže 8 tis. návrhů. Zvítězil tehdy devítiletý školák (Michael Puzio) ze Severní Karoliny (Michael Puzio), kterému sonda včetně odběrové paže připomněla egyptského ptáka Bennu (stvořitele sama sebe) z egyptské mytologie.

Kosmická sonda NASA pojmenovaná OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification and Security-Regolith Explorer) odstartovala 8. 9. 2016 a dorazila k planetce Bennu 3. 12. 2018. Postupnými manévry se v poslední den roku 2018 dostala na stabilní parkovací dráhu ve vzdálenosti 730 m nad povrchem Bennu a zahájila průzkum planetky z tohoto bezpečného stanoviště. Podrobné snímkování povrchu planetky už v březnu 2019 ukázalo, že plánované přistání sondy na povrchu planetky bude ještě nebezpečnější, než rizikové přistání sondy Hayabusa 2 na planetce Ryugu. Bennu je totiž hustě pokryt velkým množstvím až 50 m balvanů, ale navíc během slunečních odpolední vymršťuje z ozářené části planetky až deseticentimetrové kaménky rychlostmi ~0,05 ÷ >3 m/s, které mohou ohrozit sondu i na parkovací dráze, a ještě více během plánovaného sestupu sondy na jeho povrch. Většina těchto kaménků nedosáhne únikové rychlosti do vnějšího prostoru Sluneční soustavy a po několika dnech klesnou zpět na povrch Bennu. To vedlo tým mise k velkým změnám v programu odebrání vzorků. Teprve těsně před koncem r. 2019 se podařilo objevit relativně hladkou přistávací plochu o průměru pouhých 17 m, i když i v tom případě se bude muset sonda jak při přistání, tak i při odletu vyhýbat svými slunečními panely jednomu velkému balvanu. Sonda naštěstí mohla z parkovací dráhy uskutečnit všechna pozorování spektrografy a polarimetry a kamerami pro vlnové délky od UV po IR obor, což přineslo řadu poznatků o mineralogii a geologii planetky. První analýzy ukázali podle J. Agarwalové, že planetka se svým geologickým složením podobá nejvíce uhlíkatým chondritům třídy CM, které známe z meteoritů dopadajících na Zemi. To znamená, že jde o původní stavební materiál, z něhož později vznikly planety, jejich měsíce a také planetky. Jelikož Bennu vykazuje vlastní aktivitu, lze ho zařadit také mezi specifickou třídu komet hlavního pásu, které na rozdíl od planetek obsahují zvodněné minerály, což vyvolalo spekulace, že tato tělesa na rozhraní mezi suchými planetkami a mokrými kometami mohla při dopadech na ranou Zemi přinést našemu domovu dostatečné zásoby vody.

V r. 2015 ukázali D. Lauretta aj. z rozboru poruch dráhy Bennu, že během příštích 300 mil. let zanikne Bennu dopadem na Slunce s pravděpodobností 48 %, popřípadě s pravděpodobností 26 % dopadem na Venuši. Je jenom 10 % pravděpodobné, že za tu dobu dopadne planetka na Zemi, ale stejnou pravděpodobnost má i scénář, že nabude poruchami rychlost dostatečnou k úniku ze Sluneční soustavy. V každém případě máme již teď přesné údaje o rozměrech Bennu, jenž se dá aproximovat třemi hlavními osami 565 m×535 m×508 m; rovníkovým průměrem 565 m, polárním průměrem 498 m a hmotností 7,4×10¹⁰ kg. To znamená, že jde o typickou planetku tvořenou hromadou sutě o globální hustotě jen 1,2× voda, takže vnitřek je ze 40 % prázdný. Pozoruhodný sklon rotační osy téměř 178° svědčí o retrográdní rotaci (4,3 h), takže je naprosto jisté, že Bennu představuje úlomek následkem kolize větších planetek hlavního pásu. Hlavní dráhové parametry odpovídají tělesům typu Apollo, tj. Q = 1,36 au; q = 0,80 au; a = 1,13 au; e = 0,20; i = 6,0°. Průměrná teplota na povrchu Bennu dosahuje -14 °C; v odsluní klesá na -37 °C a v přísluní stoupá na 6 °C. I tato planetka je podobně jako Ryugu velmi tmavá s albedem 4,6 %.

Rok 2019 se vyznačuje tím, že podstatně vzrostla aktivita astronomů při studiu křížičů, kteří by se mohly mohli jednou trefit do Země a způsobit katastrofu kontinentálních rozměrů. Stále totiž není ani zdaleka naplněn cíl amerického Kkongresu dohledat 90 % křížíčů s průměrnou velikostí ≥140 m, neboť to je rozmezí mezi lokálními a globálními následky takového střetu. V červenci 2019 totiž proklouzla ve vzdálenosti pouhých 65 tis. km od Země miniplanetka o velikosti fotbalového hřiště, která byla zpozorována opravdu až v poslední chvíli. Naštěstí Zemi minula. M. Popescu aj. začali program systematického spektroskopického pozorování křížičů s rozměry 0,25÷5,5 km pomocí 2,5m teleskopu Isaaca Newtona na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,4 km n. m.). Autoři zatím takto klasifikovali 76 objektů uvedených rozměrů. Tím potvrdili, že k omlazování regolitu planetek dochází tepelnou únavou, která roste se zmenšujícími hodnotami přísluní dráhy dotčené planetky. NASA hodlá v polovině budoucí dekády vypustit do kosmu infračervený dalekohled v ceně 500 mil. $, jenž by identifikoval planetky s průměrem ≥140 m. Nezávisle na tom studuje agentura také možnosti odklonění křížiče v potřebném předstihu.

R. Binzel s velkým týmem využili infračerveného teleskopu IRTF NASA se zrcadlem o průměru 3,2 m na Mauna Kea k pořízení spektroskopických profilů více než tisíce křížičů, což je ovšem jen >5 % nebezpečné populace. Autoři svá pozorování průběžně zveřejňují, ale sami je dále hodnotí kvůli taxonomii nebezpečných křížičů. Snahou týmu je klasifikovat křížiče podle hlavních skupin charakterizovaných zastoupením minerálů olivínu a pyroxenu jakož i tříd H, L, a LL obyčejných chondritů nalézaných v meteoritech. Směřují navíc svou pozornost na relativní podíl planetárních setkání, zvyšování rotační rychlosti planetek efektem YORP i tepelnou únavu a její následky ve vnitřní části sluneční soustavy.

A. Lue aj referovali o testování SST (Space Surveillance Telescope), jenž je vybaven pokročilým zobrazovacím prvkem umožňujícím sledovat malé objekty umělého původu, jež neustále přibývají v blízkém okolí Země na nízkých drahách. Při zkušebním provozu na observatoři White Sands v Novém Mexiku se podařilo sledovat dráhy 92 kandidátů umělých fragmentů o průměru 0,25 ÷18 m, což odpovídá jasnostem 35,9 ÷26,4 mag.

V prosinci 2017 se k Zemi přiblížil populární křížič (3200) Phaethon, jenž je sice považován za mateřské těleso nejbohatšího pravidelného meteorického roje prosincových Geminid, protože jeho dráha je prakticky totožná s dobře určenou drahou roje, ale při předešlých přiblíženích k Zemi nevykazoval téměř žádnou rojovou aktivitu. Phaethon se nejvíce přiblížil k Zemi 16. 12. na vzdálenost 0,069 au, tj. 5,4 mil. km. Teprve při přiblížení v r. 2093 bude blíže (2,9 mil. km). Toto dlouhodobě největší přiblížení vedlo k řadě prací, které byly publikovány během r. 2019. M. Tabeshianová aj. zjistili, že kometární aktivita křížiče je opravdu nízká. Ve vzdálenosti 1,45 au od Slunce ztrácela planetka nanejvýš 0,06 kg/s v podobě prachu a plynu a ve vzdálenosti 1,07 au se tato ztráta zvýšila jen na 0,2 kg/s. To rozhodně nestačí k vysvětlení bohatých nadílek Geminid, které jsou vždy uprostřed prosince zaručeny. J. Masiero aj. využili infračervené družice v programu NEOWISE ke zpřesnění efektivního průměru planetky D = (4,6 ^+0,2_/-0,3) km a geometrického albeda 16 %. P. Taylor s týmem měřili pomocí radaru 300m antény v Arecibu na frekvenci 2,380 GHz (vlnová délka 126 mm) a obdrželi přibližný průměr 6 km v oblasti rovníku s náznakem rovníkového hřbetu. Kromě toho objevili kráter o průměru přes 1 km v geografické šířce -30°. M. Lazzarin aj. sledovali v největším přiblížení spektrum planetky v nocích 16. a 17. 12. a překvapilo je, jak výrazně se v té době měnilo. Jak známo, Phaethon má mezi známými křížiči největší výstřednost dráhy: e = 0,89, takže podléhá největším výkyvům teploty během oběhu, který trvá 1,4 roku. Je to jediná objevená planetka křižující dráhy Merkuru až Marsu. G. Ryabova aj. se zabývali nevyjasněným vztahem Phaethonu a meteorického roje Geminid. Ačkoliv někteří autoři podezřívali dvě další planetky: (155140) a (225416), že mohly patřit do stejné rodiny a podporovat aktivitu Geminid, podrobný výpočet drah pro posledních několik tisíc let ukázal, že ani jedna z navržených planetek nemá s Geminidami nic společného.

J. DeMartini aj. se připravují na blízký průlet populárního křížiče (99942) Apophis, jenž se 13. 4. 2029 přiblíží na minimální vzdálenost 31 tis. km od zemského povrchu. Průměr planetky 340 m z něj činí těleso, které bude podléhat v době přiblížení k Zemi měřitelným slapovým silám. Současně se systematickými změnami své dráhy stane větší hrozbou během těsného průletu kolem Zemi Země v r. 2068.

Ačkoliv už první doložený interstelární vetřelec 1I/2017 U1´Oumuamua objevený v říjnu 2017 není v r. 2019 pozorovatelný, přestože ještě neopustil Sluneční soustavu, stále se odborníci nemohou dohodnout na jeho povaze a na věrohodném vysvětlení, proč se po průchodu přísluním začal odchylovat od ideální dráhy založené pouze na gravitačním působení Slunce. D. Seligman aj. navrhli vysvětlení, když aproximovali tvar vetřelce jako silně protáhlého trojosého elipsoidu, jenž vinou převalování uvolňuje pod povrchem ohřátou vodu v trysce, jež se stěhuje po povrchu objektu v subsolárním směru. V periodě 8 h by mělo ovšem docházet k měřitelnému kyvadlovému rotačnímu pohybu s poloosou ~260 m, což se však nepozoruje.

S velmi radikálním vysvětlením přišel na počátku r. 2019 Z. Sekanina. Vyšel ze zkušenosti, že komety, jež se přiblíží ke Slunci na vzdálenost podstatně menší než 1 AU, jsou náchylné k náhlému rozpadu ještě před průchodem přísluním. Rozpad začíná překotným zvýšením jasnosti a následným vznikem masivního mračna prachových částic, které po omezený čas přežívají. Snímky mračen s vysokým rozlišením vykazují roztodivné tvary, podivné rotační vlastnosti a vysokou poréznost rozpadajícího se objektu. Autor proto soudí, že také ´Oumuamua byla před příletem ke Slunci právě takovým typem objektu a podlehla pro svou křehkost stejnému procesu rozpadu. Z toho důvodu objekt, který byl pozorován po průchodu vetřelce přísluním, se svými parametry už neshodoval s původním tělesem, ale jen s jeho troskami. Proto v té době měla ´Oumuamua silně nepravidelný tvar, náhodně se převalovala, žádný plyn z ní neunikal, ale tento rozpadajicí rozpadající se oblak podléhal tlaku slunečního záření, což vedlo k negravitačnímu efektu.

A. Moro-Martín soudí, že ´Oumuamua je vzácným příkladem tělesa, které uniklo z cizí analogie Oortova oblaku komet proto, že mateřské hvězdě po opuštění hlavní posloupnosti silně ubyla hmota a následně klesla její přitažlivost. Proto nejde o typickou interstelární kometu, ale o vzácnou anomálii. D. Vavilov a Y. Medvedev se pokusili vysvětlit nezvykle protáhlý tvar vetřelce, jehož původní rozměry byly jen mírně odchylné od koule, tj. hlavní a vedlejší osa měla velikost 500 a 300 m. Bombardování povrchu interstelárním prachem však postupně užší poloosu obrušovalo. Autoři odhadli, že na to stačil minimální pobyt v interstelárním prostoru po dobu větší než 30 mil. let. Stačí také, aby interstelární cestovatel proletěl 10 pc prachového mračna a dopadne to stejně. Kulová tělesa o rozměrech <100 m nepřežijí v interstelárním prostoru více než 30 mil. let. Proto astronomové objevují takové objekty vzácně, navzdory pokroku vyhledávací techniky. K podobnému závěru dospěli také K. Sugiura aj., kteří uvažovali tření a srážky s planetesimálami.

Man-To Hui a M. Knight se pozastavili nad tím, že v okolí přísluní nebyla ´Oumuamua pozorována slunečními observatořemi SOHO a STEREO, což znamená, že koma nemohla mít větší hmotnost než 20 kg a produkce molekul vody musela být nižší než 6×10²⁵/s. To je ovšem v souladu s domněnkou Z. Sekaniny, že šlo o křehkou kometu, která se samovolně rozpadala už před průchodem přísluním. Jeho domněnku také nepřímo podpořili J. Katz a R. Rafikov, když vysokou hodnotu negravitační síly na dráhu ´Oumuamua ohlášenou M. Michelim aj. v r. 2018 zpochybnili.

Je ovšem docela pozoruhodné, že druhého interstelárního vetřelce se podařilo najít už 30. srpna 2019 zásluhou amatérského ukrajinského astronoma G. Borisova, který si postavil zrcadlový dalekohled (ø 0,65 m) a na své observatoři MARGO na Krymu zachytil interstelární kometu 2I/(2019 Q4) Borisov ve vzdálenosti 3 au od Slunce. Na objevovém snímku byla 18 mag a postupně se přibližovala do přísluní 8. 12. 2019 ve vzdálenosti 2 au od Slunce. V té době byla už 15 mag a nejblíže k Zemi byla 28. 12. Nejjasnější byla v lednu 2020. C. Opitom aj. sledovali kometu v září a říjnu 2019 4,2m teleskopem WHT a 2,5m teleskopem INT na Kanárských ostrovech. Barevný index komety souhlasil s indexem komet v naší Sluneční soustavě. Prachové částice vylétaly z jádra komety nízkou rychlostí 44 m/s. Průměr jádra komety byl kolem 2 km. Excentricita hyperbolické dráhy komety dosáhla hodnoty 3,38 a její sklon dráhy k ekliptice 44°. Produkce molekul CN v té době dosahovala (1,6÷2,1) ×10²⁴ mol/s. Pro molekuly C₂, C₃ a OH stanovili jen horní meze produkce. D. Jewitt a J. Luuová pozorovali kometu Borisov před průchodem přísluní pomocí 2,56m teleskopu NOT na ostrově La Palma. Na snímcích byla před průchodem přísluním pozorována stabilní prachová koma i krátký chvost. Koma se denně zvětšovala o 1 %, což znamená, že aktivita komety započala už v červnu 2019, kdy byla kometa vzdálena od Slunce 4,5 au, čili i v tomto směru se jednalo o standardní kometu shodnou s dlouhoperiodickými kometami naší soustavy. Hmotnost vyvrženého prachu v té době dosáhla 1,3×10⁷ kg a jádro komety ztrácelo prach tempem 2 kg/s. I když horní mez pro rozměry jádra činí ≤3,8 km, je pravděpodobné, že skutečné jádro má průměr jen stovky metrů.

1.2.5. Obecné studie o planetkách

G. Libourel aj. poukázali na rozpor mezi teorií, která tvrdí, že ve Sluneční soustavě by měly být výrazně zastoupeny kovové planetky, a nízkým podílem kovových meteoritů dopadnuvších na Zemi. V počátku vývoje Sluneční soustavy docházelo daleko častěji než nyní k vzájemným srážkám mezi planetesimálami, čímž se nakonec obnažila kovová jádra planet. Autoři vystřelovali kaménky vysokými rychlostmi proti úlomkům kovových meteoritů a zjistili, že při rychlých srážkách vzniká na kovových, a především železných terčích neprůhledný povlak, který kovový interiér skryje. Přitom v rané fázi vývoje Sluneční soustavy planetesimály obrousily zárodky planet až na kovová jádra, což by mělo vést k vyššímu podílu kovových meteoritů s rostoucím stářím Sluneční soustavy. NASA chystá misi k planetce (16) Psyche (ø 222 km), která patří mezi tucet nejhmotnějších planetek Sluneční soustavy (2,4×10¹⁹ kg) a má průměrnou hustotu 4,0 ×voda. To svědčí o významném zastoupení kovů v jejím nitru.

W. Neumann konstatoval všeobecnou shodu názorů na ranou fázi vzniku planetek hlavního pásu, jež se opírá o téměř univerzální natavování vzniklých planetek rozpadem radioaktivních izotopů a u hmotnějších planetek také stlačením vnitřních partií, dále pak údaji o složení meteoritů, jež jsou fakticky vzorky materiálů z různých tříd planetek a konečně též modelováním tepelného vývoje simulovanými výpočty. Autor potvrdil, že je téměř jisté, že u běžných typů planetek docházelo v určité vývojové fázi k překročení teploty solidus, kdy se planetka začíná tavit. Zejména to vyniklo u planetek, jež nebyly diferencované na jádro, plášť a kůru, ale také u geologicky diferencovaných planetek v jejich silikátovém plášti. Často však vznikaly i magmatické oceány materiálu buď na povrchu tělesa, když teplota v daném prostředí překročila mez liqidus, jehož svrchní část se posléze opět ochladila a utuhla, ale magma pod povrchem ještě zůstalo tekuté. V každém případě se objevilo i vertikální proudění polotekutého materiálu. Autor tak propočítal 3D model konvekce pro planetku třídy Vesta, jenž poukázal na význam konvekce pro tělesa, jejichž meteority posléze přistály na Zemi.

A. Milani aj. se věnovali dynamickému vývoji rodin planetek, jež vznikají srážkami větších planetek a sekundárními nárazy členů příslušné rodiny. Autorům se podařilo identifikovat celkem 25 rodin, jež se skládají z minimálně 100 členů. Pro tři z nich (Vesta, Eunomia a Emma) autoři potvrdili, že rodiny prodělaly dvě epizody impaktního bombardování a rodina Misa prožila jedno bombardování a jednu fragmentaci. Rodina Juno prožila buď jednu nebo dvě srážky. Rodina Massalia prožila dvě srážky; o té druhé se donedávna nevědělo. Čtyři rodiny (Euphrosyne, Erigone, Klytaemnestra a Hansa) prodělaly epizody rezonančních událostiudálostí, které významně pozměnily vzhled těchto rodin. Zajímavě dopadla studie rodiny Klytaemnestra, když se ukázalo, že se k ní chybně připočítávaly planetky z nové rodiny (9506) Teiramund, jejíž fragmentace stále probíhá. Tato nová rodina obsahuje též zatím bezejmennou planetku (18993) přibližně stejné velikosti jako (9506). Obě planetky se nacházejí v okolí centra této nové rodiny. Autoři odhadli její stáří na 220 mil. let.

P. Ševeček aj. uvedli že přibližně 10% planetek hlavního pásu rotuje v periodách kratších 3 h, což je docela blízko jejich roztržení odstředivou silou. Dosud se však neuvažovalo o tom, že tak rychlá rotace ovlivňuje průběhy srážek planetek, které mohou na sebe narazit třeba i v protisměru rotace. Autoři se proto věnovali modelováni různých kombinací rychlostí rotace s úhlem srážky Jak se dalo předpokládat, vznik impaktních kráterů při srážkách planetek o rozměrech 10 až 100 km je silně ovlivněn rotací v případě šikmých srážek. Množství vyvrženého materiálu z obou planetek je v tom případě až pětkrát větší než v případě statickém. Přitom geometrie nárazu může planetku ještě více roztočit, nebo silně zbrzdit. I když obě varianty jsou možné, varianta brzdění převažuje, takže srážky planetek většinou zpomalují jejich rotaci.

J. Ďurech aj. se věnovali zlepšení údajů o dvou základních rotačních parametrech planetek (směr rotační osy a délka periody rotace) propojením údajů ze dvou různých databází. První je provozována na Lowellově observatoři v Arizoně a druhou se stala databáze DR2 družice Gaia, která se nachází v Lagrangeově bodě L₂ soustavy Slunce – Země. Průnik údajů pro 5 400 planetek a součinnost s občanským projektem Asteroids@home se sice povedl jen zčásti, protože přesnost fotometrických údajů z Lowellovy observatoře není příliš vysoká, zatímco databáze Gaia má mnohem řidší pokrytí fotometrie konkrétních planetek. Přesto se autorům podařilo získat přesnější údaje o rotačních parametrech pro 1,1 tis. planetek; z toho je 762 nových přírůstků. V každém případě se katalog přesných rotačních parametrů rozrostl na 1,6 tis. planetek. Kombinace obou databází tak dává tím propojením podstatně solidnější údaje a tento trend bude jistě pokračovat po publikaci databáze EDR3 v prosinci 2020.

A. Mickaelian aj. zveřejnili údaje o patnáctileté spektroskopické přehlídce 17 tis. □° severní oblohy, jež se uskutečnila na Bjurakanské observatoři (hora Aragatz; 1,4 km n. m.; 40° s. š.) v Arménii v letech 1965-–1980 pod vedením Benjamina Markarjana (1913-–1985), jenž studoval zejména galaxie, které jevily nápadné změny jasnosti a jsou známy podle zkratky Mrk tohoto katalogu. Jeho tištěný katalog byl nyní digitalizován pod zkratkou DFBS a obsahuje na 40 mil. spekter různých objektů včetně planetek, jež se prozradí vlastním pohybem velmi snadno, zejména proto, že DFBS vyplňuje časovou prodlevu mezi fotografickými palomarskými atlasy POSS1 a POSS2, které byly digitalizovány už dříve. Obrovské datové podklady nelze ovšem probírat ručně, takže autoři využili program SkyBoT pro hledání planetek pomocí konceptu Virtuální observatoře.

P. Pravec aj. zkoumali chování vzorku 96 párů planetek, jež se vyznačují velmi podobnými dráhami a jsou geneticky příbuzné. Podařilo se jim určit jejich binární stáří od chvíle, kde se od sebe oddělily. Nejvíce je mladých párů od stáří 7 tis. let až do vzácných případů řádu milionů let. Pro všechny páry se autorům podařilo určit rotační periody primárních složek a v některých případech i sekundárních složek párů. Z rozdílu absolutních jasnost primární a sekundární složky párů mohli odvodit poměr jejich hmotností Ve 13 případech se ukázalo, že jde ve skutečnosti o hierarchické soustavy, kde kolem primáru obíhá jeden nebo dva satelity. Vznik těchto soustav lze vysvětlit buď jako neúspěšný pokus o vznik kupy planetek, anebo jako kaskádu oddělování menších planetek odstředivou silou rychle rotující primární planetky.

S. Martinová aj. sledovali objekty, které se většinou tváří jako planetky, ale obvykle mívají téměř kometární dráhy a příležitostně jeví kometární aktivitu. V letech 2015 a 2016 tak sledovali během 28 nocí jejich jasnosti a případně změnu úhlových rozměrů pomocí 1m teleskopu na observatoři Sertão de Itaparica (390 m n. m.; 9° j. š.) v Brazílii. V r. 2015 pozorovali objekt PD229, z něhož se nakonec vyklubala kometa P/2015 PD229 ISON-Cameron. Větší změny jasnosti pak pozorovali u planetky (60558) Echeclus, jež má podvojnou klasifikaci jako kometa 174P. Dále se zaměřili na komety 176P, 238P a 288P, jež vykazovaly kometární aktivitu v letech 2011 a 2012. Náznaky zvětšení rozměru našli však jen u posledně jmenované komety 288P. Zmíněná observatoř se věnuje pozorování planetek také s cílem odhalit objekty, jež by mohly v budoucnosti ohrozit srážkou Zemi.

E. Pitjeva a N. Pitjev se věnovali výpočtu úhrnné hmotnosti Trojánů Jupiteru v okolí okolí Langrangeových bodů L₄ (Řekové) a L₅ (Trojáné). V těchto oblastech se poměrně stabilně nacházejí desítky tisíc měřitelných objektů v rezonancích 1:1 s oběžným pohybem Jupiteru kolem Slunce. Výpočet hmotností Trojánů se podařil díky 800 tisícům pozorování přesných poloh planet a pozorování poloh kosmických sond. Obdrželi tak zatím nejpřesnější hmotnost Řeků M4 = (8,63 ±0,51)×10^-6M_⊕ a Trojánů M5 = (5,46 ±0,54)×10^-6M_⊕.

1.2.6. Komety

1.2.6.1. Kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenková

Evropská kosmická agentura (ESA) dosáhla téměř všech cílů při sledování komety 67P po dva roky a 20 dnů téměř souměrně jak před přísluním, tak také po něm. Sonda Rosetta se usadila se na parkovací dráze 10. 9. 2014 a společně s kometou prošla přísluním 13. 8. 2015 ve vzdálenosti 186 mil. km. Ve svém kontaktu s kometou pak pokračovala až do 30. 9. 2016, kdy těsně před přistáním stačila ještě vyfotografovat modul Philae (ostrov na Nilu, odkud byl přestěhován chrám bohyně Isis na nilský ostrov Agilkia), kterému se nepodařilo přistát na plánované hladké části povrchu komety Agilkia a po několika odrazech zapadl nakřivo do škvíry mezi skalisky. Odtamtud pak vysílal údaje o stavu a vlastnostech okolního terénu, dokud se klasická baterie nevybila. Sluneční panely modulu se ocitly ve stínu, takže nedodávaly přístrojům modulu dostatečné množství elektřiny. Přesto se Xiaoyu Wu aj. podařilo i neplánované trajektorie modulu využít k získání cenných poznatků o fyzikálních vlastnostech povrchu v oblasti Agilkia. Autoři k tomu využívali matematické metody konečných prvků, která má běžně důležité využití v technické praxi, např. při stavbě jaderných reaktorů, letadel a automobilů. Nejprve simulovali gravitační sílu v mnohostěnovém modelu komety, jenž poměrně přesně odpovídal tvaru komety. Teprve pak začaly simulace vynucených manévrů neřízené dráhy samotného modulu s cílem najít nejlepší shodu s reálným záznamem pohybu Philae, protože během celé epizody měl modul spojení s Rosettou. Autoři tak nakonec získali důkaz o tom, že se modul při prvním fyzickém kontaktu s kometou trefil na balvan a poškrábal ho svým podvozkem. Následně modul dopadl na vlastní povrch komety třemi talířovitými nohami. Autorům se podařilo určit, že v místě dopadu se nacházel zrnitý regolit s průměrným průměrem zrníček (0,14 ±0,04) mm. Průměrná tloušťka regolitu v oblasti Agilkia dosáhla hloubky (0,27 ±0,06) m a jeho průměrná hustota byla poměrně nízká (1,44 ±0,23) t/m³, což svědčí o vysoké porozitě regolitu (75 %), ale i o mírném koeficientu tření (0,6). Další důležitou studii, jak využít otloukání modulu během přískoků a odskoků, zveřejnili P. Henisch aj. Využili k tomu údajů magnetometru ROMAP na modulu, které porovnávali s daty magnetometru RPC-MAD a snímky kamery OSIRIS na Rosettě. Zjistili, že tlak ~100 Pa postačí ke stlačení povrchové vrstvy o 200 mm. Tato hodnota slabě závisí na místě měření, takže z toho plyne, že regolit má pevnost v tlaku ~800 Pa.

Jinak však mise ke kometě probíhala bez technických problémů až do řízeného přistání samotné sondy v době, kdy končila její životnost a přistání na kometě mělo za cíl zabránit nekontrolovanému pohybu neovladatelné sondy ve Sluneční soustavě. Již v průběhu mise byly publikovány objevné práce o rozmanitých fyzikálních, geologických, mineralogických a chemických aspektech výzkumu komety zblízka. V předešlých ročnících Žní jsme už referovali také o celkových výsledcích projektu. Přesto jsme byli překvapeni, že počet zajímavých výsledků zveřejněných v průběhu roku 2019 překonal předešlé roky, což ukázalo, že Rosetta představuje jeden z nejvýznamnějších zlatých dolů soudobých poznatků o vzniku, vývoji a aktivitě komet ve Sluneční soustavě, a dokonce i v okolních oblastech vesmíru.

Proto i v současných Žních věnujeme novým poznatkům o kometě 67P obsáhlou pozornost. S. ur Rehman aj. vypracovali kinetickou teorii iontových akustických vln objevených během dlouhodobého sledování komety zblízka. Díky tomu se podařilo také popsat mechanismus těchto vln, které sonda International Cometary Explorer pozorovala v r. 1986 u komety Giacobini-Zinner a sonda Sakigake v témž roce u komety Halley. U komety 67P bylo výhodou, že vlny byly sledovány zcela zblízka na vzdálenost pouhých 28 km. Proto se podařilo odhalit odpovídající mechanismus vzniku zmíněných vln.

D. Vavilov aj. potvrdili, že kometa 67P je vlastně slepenec dvou kometárních jader, podobně jako to ukázaly snímky sondy Giotto v r. 1986 u komety Halley. Slepence dvou jader se u komet vyskytují poměrně často. To znamená, že v kometárním světě dochází občas k velmi měkkým setkáním dvou i více kometárních těles, jež vynikají vysokou porositou. Rovněž R. Schroeder aj. připomněli, že v červenci 2014 zjistila sonda Rosetta, že kometa 67P má podobně jako kometa Halley tvar slepence dvou původně samostatných laloků. Větší z nich má tři hlavní osy o rozměrech 4,1×3,3×1,8 km, kdežto menší lalok má rozměry 2,6×2,3×1,8 km. Oba laloky propojuje užší krk dlouhý 2,2 km o tloušťce 0,8 km. Tito autoři si položili otázku, jak to bude v případě dvou laloků s jejich poměrem HDO/H₂O. Test pomocí spektrometru ROSINA ukázal, že oba laloky vykazují stejný poměr D/H, což dokazuje, že oba laloky vznikly blízko sebe a ve stejnou dobu.

B. Katarina Ruzicka aj. se věnovali vrstevnicovým strukturám obou laloků komety. Na větším laloku rozpoznali pomocí kamery NAC celkem 171 lineárních vrstev, jež byly bočně dlouhé 1,9 km, takže se jim zdařilo extrapolovat jejich průběh i pod povrchem většího laloku. Zvrstvení menšího laloku je na větším laloku nezávislé. To dokazuje, že oba laloky nebyly původně součástí nějakého většího tělesa. Větší lalok má neporušenou pravidelnou koncentrickou vnitřní strukturu odpovídající elipsoidálnímu tvaru. To však nelze potvrdit pro menší lalok, který zřejmě prodělal deformace nebo nějaké vývojové změny.

G. Tognon s týmem pořizovali úzkoúhlovou kamerou NAC po průchodu komety 67P přísluním multispektrální snímky menšího laloku v době, kdy byla kometa od Slunce vzdálena ~2,4 au. Objevili tak slupkovitou strukturu povrchu a hrubá ložiska usazenin v podobě dvou rozličných strukturálních tříd. Vnější třída se vyskytuje ve vyšších oblastech a jeví se tmavší než třída nižší. Na spektrálních snímcích se dařilo rozlišit mezi výskytem těkavých a žáruvzdorných látek. Tyto rozdíly byly už dříve shodně pozorovány i na větším laloku komety. Obojí shodu lze vysvětlit tím, že vnější partie byly exponovány vnějšími vlivy déle než vnitřní. Světlejší vnitřní partie povrchu se naopak čas od času omlazují.

S. Fornasier s týmem sledovali morfologii povrchu komety 67 P i jeho geologické, resp. mineralogické vlastnosti a také narůstající a po průchodu přísluním zase klesající kometární aktivitu v podobě úzkých výtrysků. Kamera OSIRIS pozorovala přes 200 výtrysků na vlnových délkách 250÷1 000 nm. Řada výtrysků měla velmi krátkou životnost jen několika minut. Řada z nich vyvěrala zpoza svislých útesů, ale stejně tak se objevovaly v plochém terénu pokrytém prachem. Prachový výtrysk z května 2016 měl hmotnost 2,2 t a průměrnou hustotu 0,8× voda. P. Hasselmann s týmem sledovali kometární aktivitu 67P od ledna 2015 do července 2016. Kamera OSIRIS zaznamenala před průchodem komety přísluním spíše slabé a krátké výtrysky, ale pak větší a velké výtrysky o hmotnostech 10÷1 500 t.

C. Feller aj. sledovali v dubnu 2016 po průchodu komety přísluním pomocí úzkoúhlé kamery NAC (Narrow Angle Camera; lineární rozlišení 2m/px) oblast povrchu komety nazvanou Imhotep (první doložený staroegyptský architekt) – Khepry (bůh Slunce). Rosetta byla totiž cíleně navedena nad tuto oblast, jelikož jevila během času významnou aktivitu v morfologicky velmi pestrém terénu. Autoři získali celkem 112 snímků zmíněné oblasti ve třech širokopásmových filtrech s centry 480, 649 a 743 nm s rozlišením 0,5 m/px. Na snímcích oblasti jsou patrné tmavé balvany, uspořádaný materiál, narušené východy i jemné vrstvy. V této oblasti bylo zaznamenáno nejvíce prašných i plynových výtrysků během průchodu přísluním. Když se kometa následně vzdalovala směrem ke sněžné čáře Sluneční soustavy, objevil se v této oblasti i vodní led.

P. Cambianica s týmem se věnovala povrchovému rozšíření a vlastnostem balvanů ve třech odlišných oblastech povrchu komety, které dostaly názvy Imhotep, Hapi (bůh záplav a úrody) a Hatmehit (rybí bohyně). Zmíněné oblasti byly postupně snímkovány kamerou NAC a dohromady na nich autoři identifikovali 11,8 tis. balvanů. Rozložení podle velikosti se však v jednotlivých oblastech liší. Nejnižší pokles četnosti k velkým balvanům zaznamenali autoři v oblasti Hapi, což pravděpodobně znamená, že jde o balvany, které tam dopadly zvnějšku a postupně se rozpadají působením vnějších vlivů. Naproti tomu oblasti Imhotep a Hatmehit vykazují daleko nižší zastoupení velkých balvanů. Balvany ve všech oblastech mají pevnou strukturu a oblé tvary.

N. Atree aj. se věnovali sestrojení modelů aktivity jádra komety 67P v závislosti na dráze, rotaci a vypařování vody. Využili k tomu čtyř bloků pozorování před i po průchodu komety přísluním. Údaje o trajektorii dráhy komety posloužily jako hlavní reference a tomu se vztahovalo směrování komplexního tvaru komety v daném čase pozorování na základě snímků kamery OSIRIS. Aktivita komety souhlasila s modelovým výpočtem pro tři bloky pozorování. V prvním bloku se aktivita odehrávala převážně na dvou jižních aktivních místech mimo přísluní (~10 %) naproti jen 4 % aktivity severních oblastí. V okolí přísluní stoupla aktivita jižních oblastí na ~25 ÷35 %. Cyklicky se tam obnovovala aktivita prachového pláště. Pozorování ukázala, že klíčovou úlohu v růstu a poklesu aktivity prachového pláště má okamžitý sklon rotační osy komety vůči Slunci, což nakonec ovlivňuje i proměnnost úniku plynů.

G. Filacchione aj. shrnuli výsledky měření a jejich interpretaci během unikátního experimentu, kdy byla kometa Jupiterovy rodiny zkoumána lokálním dálkovým průzkumem i pomocí přístrojů na modulu Philae, jenž sice přistál krkolomně, ale i z této nevýhodné pozice vysílal jedinečná data z měření in situ. Autoři především porovnávali podrobná data získaná v projektu Rosetta s předešlými údaji o kometách zkoumaných jak ze Země nebo z HST a kosmické lodi Skylab (1973), ale také pomocí předchozích úspěšných sond (1978: ICE, 1984: Vega 1 a 2, 1985: Sakigake, Giotto, Suisei, 1999: Stardust). Několik dalších sond ke kometám potkaly vážné nehody, takže nezískaly žádné výsledky. Jak patrno, cílené sondy ke kometám nejsou příliš časté, protože stíhat kometu je daleko složitější než planetky nebo planety. Hlavní výsledky úspěšných sond se týkaly měření albed, barevných indexů a dále šesti parametrů které pro odrazivost světla od povrchů těles sluneční soustavy, jež nemají atmosféry, postupně navrhl americký astronom B. W. Hapke. S touto klasifikací pro povrch Měsíce započal již v 60. letech minulého století a postupně jejich definice rozšiřoval na planety a planetky bez atmosfér a nakonec i na komety. Povrchy komet představují skrumáž ledů, organických látek a minerálů. Jádra komet bývají velmi tmavě červená, což lze pro konkrétní kometu vyjádřit právě pomocí Hapkeho parametrů. Kometa 67P měla v určitých lokalitách na povrchu ledy H₂O a CO₂. Rozložení lokalit záviselo na délce trvání ozáření Slunce, kondenzaci plynů a případně expozici vnitřních vrstev, jež se proklubaly na povrch. Výsledky měření se pak daly porovnat s laboratorními měřeními. Mimo zmíněné lokality byl povrch komety pozoruhodně stejný, přičemž převažovaly organické látky a minerály. Minerální složky sestávaly se směsi silikátů a jemných neprůhledných zrníček složených ze sulfidů železa (troility a pyrrhotity) a amonných solí. V bezprostředním okolí přísluní se však aktivovala řada dalších terénů, takže docházelo k erozi povrchových vrstev, výronům z útesů, prasklinám, propadlinám, zhroucením převisů i svislých stěn, přenosům a následným ukládáním prachu, takže se měnily i barevné odstíny, složení i zrnitost v určitých částech povrchu.

N. Biver a tým MIRO pořídil na 100 molekulových map komy 67P, která získali díky submilimetrovému radioteleskopu MIRO na palubě sondy. Radioteleskop měřil jak koncentrace H₂¹⁶O, H₂¹⁸O, H₂¹⁷O, CH₃OH, NH₃ i CO, tak i celkové množství uvolněných plynů. Měření probíhala od července 2014 až do konce mise ve vzdálenosti 3,65 au od Slunce. Od července 2014 do února 2015 se většina zmíněných plynů vypařovala z vysokých severních šířek s vrcholovým úhlem 80°. Před vlastním přísluním se však hlavní aktivita plynné složky přesunula na jižní okraj (-80°) jádra komety a vrcholový úhel rozptylu plynů se zvětšil až na 130°. Vrchol produkce vody v přísluní stoupl na 8×10²⁷ mol/s. Během průchodu přísluním ztratila kometa asi 4,2×10⁶ t ledu. Celková ztráta hmotnosti komety v okolí přísluní dosáhla něco přes 10⁷ t hmotnosti.

J. Biersteker aj. využili magnetometru a plazmového monitoru na palubě sondy Rosetta ke změření remanentního magnetismu komety 67P. Stanovili pouze horní mez magnetické indukce ≤0,9 nT. To je tak nepatrná hodnota, že uvádí v pochybnost vznik komety 67P procesem splývání nanejvýš decimetrových oblázků v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. V každém případě se ukazuje, že indukce magnetického pole ve vzdálenostech 15÷45 au od raného Slunce nemohla být vyšší než 3 μT. Kometa 67P patří v současnosti do Jupiterovy rodiny komet, ale tam se musela dostat kosmologicky vzato teprve nedávno. Ve skutečnosti jde o kometu z Oortova oblaku komet, jež se po dráhové poruše přiblížila ke Slunci a tím je její osud zpečetěn; v kosmologicky brzké budoucnosti se buď srazí s Jupiterem nebo s některou terestrickou planetou, anebo spadne na Slunce.

R. Marschall a velký tým spolupracovníků porovnali údaje z různých přístrojů sondy s 3D modelem navrženým pro období rovnodennosti na kometě v květnu 2015. Autorský kolektiv porovnával data z plynového a hmotového spektrografu ROSINA, mapovacího spektroskopu pro viditelné a infračervené pásmo VIRTIS (Visible and Infrared mapping Spectroscopy), radioteleskopu MIRO a kamery OSIRIS s modelem. V listopadu 2014 aparatury VIRTIS a MIRO poukázaly na deficit výronu plynu, molekul vody a prachu z oblastí Hatmehit a Imhotep. V té době byla pozorována nejvyšší aktivita zmíněných složek materiálu z oblasti Hapi, což přetrvalo až do přísluní, Teprve z komplexního posouzení všech čtyř přístrojů se však podařilo vypracovat 3D model, jenž vyhovuje všem zmíněným pozorováním.

B. Keeney s týmem získávali po celou dobu mise Rosetta údaje z dalekého ultrafialového oboru spektra v intervalu vlnových délek 70÷205 nm pomocí spektrografu Alice. Databáze FUV spekter obsahuje přes 70 tis. spektrogramů; z toho přes 20 tis. v době, kdy kometa procházela přísluním a vykazovala nejvyšší aktivitu. Autoři vyvinuli software pro eliminaci emisních čar H, O, C, S a CO, slunečního spojitého spektra a absorpce plynné H₂O v komě, kde na každý iont připadlo 17 neutrálních atomů. Tento poměr souhlasí s údaji pro meteority uhlíkaté chondrity a zastoupení iontů ve sluneční fotosféře.

A. Longobardo a tým se věnovali geomorfologii komety během jejího průletu do přísluní mezi srpnem 2014 a lednem 2015. Analyzovali údaje získané detektorem prachu GIADA (Grain Impact Analyser and Dust Accumulator) a spektrometrem VIRTIS, jenž prokazoval výskyt vodního ledu. Díky kombinací záznamů z obou aparatur se podařilo prokázat, že příčinou výskytu vodního ledu na povrchu komety byly právě prachové výtrysky a vyletující načechrané částice. Autoři zjistili, že k nejaktivnějším místům patřil krk komety (Hapi a Seth – staroegyptský bůh války) a její tělo (oblasti Ash - – bůh oáz a vinic, Babi – bůh oblohy a nebes, Aton). Tyto oblasti byly v době přibližování komety ke Slunci nejvíce ozářeny, takže to byla hlavní, ale ne jediná příčina vysoké aktivity.

M. Pätzold aj. využili údajů o přesné poloze komety získaných experimentem RSI (Radio Science Investigations k přesnému určení základních dráhových a fyzikálních parametrů komety. Na začátku měření z parkovací dráhy v srpnu 2014 mělo jádro komety hmotnost (9,982 ±0,003) ×10⁹t, zatímco na konci mise v září 2016 její hmotnost klesla na (9,971 5 ±0,0015) ×10⁹t. Úbytek hmoty během celé doby pozorování tak činil 0,1 % původní hmotnosti jádra. Téměř polovina úbytku připadla na interval 32 d před průchodem jádra komety přísluním a 62 d po jeho průchodu. Během mise se podařilo velmi přesně změřit objem jádra komety: (18,56 ±0,02) km³. Odtud pak bylo snadné určit velmi nízkou průměrnou hustotu komety: 538 kg/m³. Svědčí to o vysoké poréznosti v rozmezí 65÷79 % při poměru prachu k vodnímu ledu 3≤ (prach/vodní led) ≤7. Autoři soudí, že přístroje na sondě přecenily ztrátu plynné složky komety minimálně 6×, ale možná až 14×! Dále uvedli, že většina vyvržené prachové složky nedosáhne únikové rychlosti a spadne zpět na jádro komety.

F. Tosi aj. poukázali na změny teploty na povrchu komety 67P vyvolané různými vlivy. Dlouhodobé změny jsou přirozeně největší, protože komety mají protáhlé přibližně eliptické dráhy. Zejména v okolí přísluní se začnou projevovat lokální změny dané termofyzikálními vlastnostmi materiálů, které tvoří vlastní těleso komety. Potřebné údaje pro kometu 67P poskytl spektrometr VIRTIS, jenž registroval teplotu kombinací optického a infračerveného toku záření. Docela významné změny teploty probíhaly díky rotaci kometárního jádra, protože kontrast v ohřevu mezi osvětlenou a neosvětlenou stranou tělesa byl častý a měřitelné změny teploty aparatura zjišťovala s lineárním rozlišením ≤15 m/px. Tepelné křivky byly souvisle sledovány od vzdálenosti komety od Slunce 3,62 au až do vzdálenosti 3,31 au, tedy na příletové části elipsy. Další variace teploty vyplynuly z tvaru komety v podobě slepených laloků nestejné velikosti a také z přibývání ledového příkrovu na povrchu jádra komety, když materiál z centrálního vnitřního jádra komety difundoval do mělkého podpovrchového prostoru.

J. Rawlings aj. získali díky spektrometru ROSINA údaje o molekulách O₂ s koncentrací v rozmezí 1÷10 % vůči vodě. S menší přesností však našli také poměry koncentrací N₂/CO a CO/H₂O. Nízký podíl N₂/O₂ je nečekaný a může souviset se specifickou tepelnou historií komety. M. Rubin aj. připomněli, že komety jsou obecně považovány za nejstarší a nedotčený materiál ve Sluneční soustavě. Pomocí spektrometru ROSINA se dařilo v době největšího odplyňování měřit podíl různých prvků na úniku plynné složky. Když sonda Giotto zkoumala v r. 1986 kometu Halley, tak jsme se dozvěděli, že zastoupení kyslíku a uhlíku na kometě bylo shodné se zastoupení těchto prvků na Slunci, zatímco vodík a dusík byly v jádře komety zastoupeny v porovnání se Sluncem docela málo. Přesto však koncentrace těkavých látek v obou kometách byla vyšší než u vnitřních planet Sluneční soustavy nebo v meteoritech. Autoři tím potvrzují domněnku, že právě komety jsou nejméně pozměněné původní objekty Sluneční soustavy. Dokonce se díky vzorkům z komety Wild 2 získaným sondou Stardust zjistilo že molekulové složení komet se silně podobá molekulovém složení interstelárních ledů. Navíc výskyt žáruvzdorných materiálů ve vzorcích ukázal, že prodělaly silný ohřev v blízkosti raného Slunce. To znamená, že část materiálu komet je dokonce starších než Sluneční soustava a dává nám možnost zobecnit výzkum komet na dobu, kdy Slunce ještě neexistovalo.

Také M. Drozdovskaya aj. se domnívají, že komety jsou nejstaršími stavebními kameny Sluneční soustavy, z nichž pak vznikly terestrické planety. Autoři využili vysoké citlivosti a výborné úhlové rozlišovací schopnosti mikrovlnné soustavy ALMA v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5 km ke studiu protoplanetárního disku kolem dvou prahvězd slunečního typu IRAS 16293-2422 (Oph; vzdálenost 140 pc; vzdálenost mezi složkami A a B 700 au). Dvojice prahvězd vznikla v proslulé kolébce hvězd poblíž jasné hvězdy ρ Oph. Jde o velmi zaprášenou oblast naší Galaxie nepříliš daleko od Slunce. ALMA má vynikající možnosti hledání molekul nejrůznějších sloučenin díky tomu, že pokrývá i submilimetrové pásmo rádiového spektra, kde se vyskytují četné spektrální čáry i pásy rozmanitých a často exotických molekul. Autoři studovali zastoupení těchto sloučenin pomocí program PILS (Protostellar Interferometric Line Survey). Geniálnost práce spočívá v tom, že při sledování komety 67P se použila aparatura ROSINA, jež je fakticky hmotovým hmotnostním spektrometrem, čili obdobou zařízení na observatoři ALMA, takže autoři mohli obě chemické analýzy porovnat. Relativní zastoupení molekul typu CHO-, N- a S- na kometě a v mezeře mezi oběma prahvězdami se velmi dobře shoduje. Dokonce i sloučeniny P- a Cl- mají příbuzné koncentrace na kometě i v okolí složky A pradvojhvězdy. Zdá se tedy velmi pravděpodobné, že těkavé složky kometesimál a planetesimál u nás i v kolébce v Hadonoši vznikají v počátcích tvorby planet podle stejného receptu.

O. Groussin aj. shrnuli výsledky mise Rosetta, která zásadním způsobem rozšířila naše znalosti o kometách obecně. Je vskutku překvapující, že kometární jádra drží pohromadě i řadu tisíciletí, když jejich průměrná hustota je neuvěřitelně nízká: (480 ±220) kg/m³. Ve skutečnosti jsou komety uvnitř docela děravé (porézní na úrovni 70 ÷80 %.), ale to jim dává možnost ukrývat ve vnitřních dutinách těkavé látky, protože větší část svého života prožívají v mrazu. Vnitřní stavba komet sestává ze slabě vázaného homogenního jádra, jež se skládá z prvotního materiálu zděděného po interstelárních mračnech a mírně přetvořené v discích kolem vznikajících prahvězd. Pevnost tohoto materiálu v tahu je velmi nízká: <100 Pa a přenos tepla je také velmi nízký, takže se tam snadno uchovávají těkavé látky jako CO, CO₂, CH₄ a N₂. Nad jádrem se pak prostírá tenká slupka materiálů, které prodělaly větší metamorfózu. Povrch je tvořen hrudkovitými materiály sahajícími do hloubky několika málo metrů. Z vlastností povrchu nelze usuzovat na to, jak vypadá staré nepřetvořené jádro komety.

M. El-Marry aj. konstatovali, že je jasně patrné, že na kometách probíhá řada geologických procesů od vzniku impaktních kráterů, tektoniku až po erozi. Komety ztrácejí plyny sublimací, jež je srovnatelná s vulkanismem na planetách, protože i sublimace dokáže dopravit k povrchu materiály z velké hloubky. Rozdíl proti vulkanismu však spočívá v tom, že zdrojem sublimační energie je vnější zdroj – tj. mateřská hvězda soustavy. V aktivní fázi kolem periastra se nad vlastním jádrem komety vytváří dočasná atmosféra (koma). Kolísání teploty povrchu během silně eliptického pohybu jádra vede k teplotnímu stresu, jenž působí zlomy. Velmi rozeklané tvary komet hrají roli, protože na povrchu dochází k rozdílným silám gravitace a odplynění má směrový účinek, takže dráhy komet jsou ovlivněny negravitačními silami. Všechny tyto procesy mohli astronomové díky dvouletému doprovodu komety 67P podrobně prozkoumat opravdu zblízka.

N. Thomas aj. shrnuli, že projekt Rosetta se stal jedním z největších úspěchů bezpilotní kosmonautiky v končící dekádě. Úspěšný doprovod komety po dobu dvou let byl založen na dvacetileté přípravě mnoha týmů a stal se drahokamem mezi projekty ESA. Ve vědeckých programech EU pro příští dekádu uspěl projekt MiARD (Multi-instrument Analysis of Rosetta Data). Už teď je zřejmé, že astronomové mají nyní v tom obrovském a mnohostranném materiálu v rukou virtuální Rossetskou desku podobnou té, kterou v r. 1799 objevil v Egyptě důstojník Napoleonovy armády P.-F. Bouchard, čímž bezděčně podnítil rozvoj egyptologie. Autoři vytyčili pro realizaci projektu čtyři hlavní směry výzkumu:

Plně využít příležitostí, které poskytují mnohostranné zdroje pozorovacích dat.
Posoudit a patrně i revidovat současné modely aktivity kometárních jader.
Posoudit, zda správně chápeme rizika existence komet s ohledem na ovlivňováni ovlivňování drah komet negravitačními vlivy, což může ohrozit sondy Sluneční soustavy, ale případně způsobit i impakt na Zemi.
Zabývat se důsledky, které má kometární výzkum pro studie původu a vývoje planetárních soustav. Dále rozvíjet bezpilotní výzkum komet s cílem získávat vzorky materiálů tvořících kometární jádra a propojit tento výzkum se studiem interstelární látky.

1.2.6.2. Další komety

D. Jewitt aj. sledovali vzdálenou neskutečně dlouhoperiodickou (P = 3 mil. let!) kometu C/2017 K2 (PANSTARRS), jež nepochybně za tu dobu musela řádně vychladnout od předešlého průchodu přísluním. Autoři kometu sledovali ještě před průchodem přísluním od vzdálenosti 15,9 do 13,8 au. Tlak záření nestačil na vytvoření plynného chvostu, ale koma se zjasňovala, což znamenalo že částice komy jsou větší než 0,1 mm. Ztráta hmoty jádra komety dosáhla 200 kg/s, což je pro kometu někde za drahou Saturnu opravdu překvapující. Extrapolace měření ukázala, že kometa začala ztrácet hmotu už počátkem r. 2012, kdy byla ještě ve vzdálenosti 26 au od Slunce. Autoři proto soudí, že kometa v Oortově oblaku nabrala zásoby ledu CO, který je mimořádně těkavý a sublimuje už při teplotě 55 K. Jenže i když při sublimaci dokáže vytáhnout z jádra částice o typickém rozměru 1 mm, tak to nestačí o tři řády na ztrátu materiálu v uvedeném tempu. Zatím je buď něco špatně v teorii koheze částic, anebo se v té vzdálenosti uplatňují jiné dosud nepopsané efekty jako teplotní únava nebo elektrostatická síla.

Man-To Hui aj. uveřejnili fotometrickou a dynamickou studii komety C/2010 U3 (Boattini), jejíž předobjevovou aktivitu v listopadu 2005 se podařilo dohledat v archivech. V té době byla kometa vzdálena od Slunce 25,8 au, což je dosud rekord. Další archivní pozorování pocházejí ze srpna 2006 a září 2009; při posledním archivním pozorování bylo doloženo její vzplanutí. Další výbuch byl pozorován v r. 2017. Kometa prošla přísluním 24. 2. 2019 ve vzdálenosti 8,5 au. Její parabolická dráha ji však klasifikuje jako objekt z Oortova oblaku komet. Oběžná doba 2 mil. let zcela vylučuje, že by si kometa udržela teplo z předešlého průchodu přísluním. Při předešlém návratu prošla kometa přísluním ve vzdálenosti 8,4 au. Donedávna se astronomové domnívali, že aktivity takto vzdálených komet lze vysvětlit pomocí krystalizace amorfního vodního ledu, ale tento mechanismus může fungovat jen do vzdáleností 15 au od Slunce. Zatím tedy není jasné, proč už druhá kometa z Oortova oblaku jeví aktivitu daleko za hranicí 15 au od Slunce.

X. L. Zhang aj. podrobně sledovali kometu C/2017 K2 (PANSTARRS), jež byla objevena 21. 5. 2017 ve vzdálenosti 16 au od Slunce. V červenci 2017 se podařilo najít v archivu její snímek z r. 2013, jenž poukázal na téměř přesně parabolickou dráhu komety. Další dráhové parametry, tj. q = 1,8 au; Q = 56 tis. au; i = 88° svědčí o tom, že jde o kometu z Oortova oblaku komet, tj. ze vzdálenosti 56 tis. au, takže jí cesta do nitra Sluneční soustavy trvala miliony let. Protože přísluním projde 19. 12. 2022 ve vzdálenosti jen 1,8 au od Slunce, zkrátí se její oběžná perioda na ~26 000 let, tudíž se už do Oortova oblaku nevrátí. Autoři začali kometu sledovat na čínské observatoři v Yunnanu (+25° s. š.; 2,0 km n. m.) pomocí 2,4 m teleskopu Lijiang od září 2017 do června 2018 ve filtru R. Pro měření aktivity v komě používali tří apertur (6,4 ×; 7,7 ×; 9,6 ×).10⁴ km. Během pozorovacího intervalu se účinné průřezy komy zvětšovaly v daných aperturách tempy 22÷44 km²/d a hmotnostní ztráty materiálu komety činily 64÷128 kg/s. Lze očekávat, že během r. 2022 bude tato kometa na hranici viditelnosti očima.

C. a R. de la Fuente Marcosovi upozornili na kometu C/2018 V1 (Machholz-Fujikawa-Iwamoto) objevenou 7. 11. 2018, jež prošla přísluním po parabolické dráze 3. 12. 2018 ve vzdálenosti 0,39 au a byla sledována i po průchodu přísluním. V maximu jasnosti dosahovala 7 mag, čili byla snadno pozorovatelná i v triedru. Vůči ekliptice má sklon dráhy 144°, takže jde o retrográdní dráhu, což posiluje její klasifikaci jako komety z Oortova oblaku komet. Autoři však nevylučují, že kometa má interstelární původ a vzhledem k retrográdní dráze je docela možné, že je vetřelcem z interstelárního prostoru. Autoři soudí, že pravděpodobnost tohoto původu dosahuje 73 %. Až dosud však komety s parabolickými dráhami bylo možné sledovat jen po krátký čas kolem jednoho měsíce, takže údaj o excentricitě dráhy byl zatížen velkou chybou. Výhodou komety 2018 V1 se tak stala její vysoká jasnost díky přísluní dráhy na úrovni dráhy Merkuru, takže se dá očekávat, že oblouk pozorované dráhy bude podstatně delší, možná až do poloviny r. 2019.

V r. 1986 objevil D. Machholz svou první kometu 96P/Machholz 1, jež se svými dráhovými parametry silně liší od většiny dosud objevených komet. Zdánlivě patří do Jupiterovy rodiny komet, protože má odsluní dráhy ve vzdálenosti 5,9 au a oběžnou periodu 5,3 roku, ale na druhé straně se v přísluní dostává ke Slunci na vražednou vzdálenost 0,12 au (18 mil. km). Sklon dráhy k ekliptice 58° je naprosto atypický a výstřednost 0,96 je opravdu excentrická. Není divu, že je od svého objevu předmětem velkého zájmu kometárních badatelů. N. Eisner aj. kometu pozorovali celkem 9 nocí kolem přísluní 2017/2018. Nenašli žádnou prachovou komu, takže vidíme evidentně jen kamenné jádro, jež je nápadně modré. Tím se liší jak od standardních členů Jupiterovy rodiny, ale i od dlouhoperiodických komet. Podle těchto měření má kamenné jádro podlouhlý tvar s největším průměrem 7 km, ale s výrazným zploštěním 1,6. Rotační perioda činila před přísluním 4,10 h a po přísluní 4,096 h, což však není významný rozdíl. Pozorované hodnoty autoři srovnávali s kometou 322P/SOHO (Q = 5,0; q = 0,051 au; e = 0,98; i = 11,5 °; P = 4,0 r) a interstelárním objektem 1I/´Oumuamua. Verdikt autorů se spíše kloní k závěru, že 96P je spíše interstelární objekt, kterému se podařilo ve Sluneční soustavě nadlouho zachytit.

D. Jewitt a J. Luuová referovali o příčině rozpadu dlouhoperiodické (P =15 ±2 tis. let!) komety C/2019 J2 (Palomar), jejíž jádro o ø <1 km se rychle rozpadlo ještě před průchodem komety přísluním. Vrchol rozpadu proběhl kolem 24. května 2019, tj. ~56 dnů před průchodem přísluním v heliocentrické vzdálenosti ~1,9 au. Příčinou rychlého rozpadu nemohly být slapové síly, protože kometa se nedostala do Rocheovy koule žádné planety během své cesty. Srážka s nějakou překážkou není rovněž pravděpodobná, protože kometa se pohybovala retrográdně pod úhlem 105° k ekliptice, takže k rozpadu došlo ve velké vzdálenosti od roviny ekliptiky, kde se planetky vyskytují zcela vzácně. Sublimační tlaky byly o tři řády slabší než síla stlačitelnosti, čili také nemohly rozpad vyvolat. Jestliže mělo jádro poloměr <0,4 km, muselo k rozpadu dojít díky rotačnímu rozpadu kroutivou silou vznikající odpařováním plynů z jádra komety.

A. Virkki aj. popsali průběh rozpadu komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 na základě radarových pozorování, jež proběhla těsně po rozpadu komety v květnu 2006. Autoři sledovali vývoj úlomků B a C v radarových pásmech S (2,4 GHz) a X (8,56 GHz). Podle těchto měření měly nejpočetnější úlomky rozplývající se komety typický rozměr 0,3 m a většina úlomků se vzdalovala od centra komety rychlostmi vyššími než únikovými.

M. Kelley aj. se zabývali změnou chování komety 240P/NEAT poté, co v r. 2007 se přiblížila k Jupiteru natolik, že kometa se stala obětí jeho mocné gravitace, takže původní vzdálenost přísluní její dráhy se zkrátila z 2,53 au na 2,12 au. Tím se též zkrátila oběžná doba z 8,1 na 7,6 let. V přísluní se zvýšilo ohřívání povrchu jádra komety o 40 %, což vedlo ke zvýšené jasnosti jádra až o 2 mag po průchodu komety přísluním. Na rozdíl od krátkodobých zjasnění jiných komet, jež trvají jen několik desítek dnů a jsou vyvolána výbuchy na části povrchu kometárního jádra, však zvýšení jasnosti trvalo pokaždé mnohem déle ̶ čtvrt až půl roku. To znamená, že ohřev pronikl do větších hloubek vnějších vrstev kometárního jádra. Autoři pozorovali tato dlouhodobá zjasnění komety během tří oběžných period. Poslední zjasnění pozorované aparaturou Zwicky Transient Facility se vlastně skládalo ze dvou epizod, což svědčí o tom, že podpovrchové vrstvy jsou heterogenní, takže tím se dovídáme více o struktuře komety. Tento způsob sledování zjasnění komet o různém trvání a počtu ohnisek může v budoucnu poskytnout obraz o tom, jak jsou podpovrchové vrstvy uloženy až do přivráceného povrchu centrální části jádra.

J. Licandro aj. poukázali na výběrový efekt při identifikaci komet z Oortova oblaku. Většina těch komet má přísluní příliš daleko od Slunce, takže se objevují spíše ty komety, které jsou okrajovými členy této populace a ve skutečnosti představují pro své netypické parametry tichou menšinu. Proto se soustředili na kometu C/2018 F4 (PANSTARRS), kterou pozorovali pomocí 10,4m teleskopu GTC (Gran Telescopio Canarias) jak fotometricky, tak spektroskopicky. Absolutní hvězdná velikost Hr >13,6 dává horní mez pro průměr jádra komety D <10,4 km. Objekt přitom vykazuje výraznou komu podobnou té, kterou mají komety s bližšími apogey, než je vzdálenost nejbližšího okraje Oortova oblaku. Podobně stejná je i její fotometrická aktivita. Spektroskopicky ji lze klasifikovat jako planetku třídy X. Spektrum je shodné s dobře studovanými prvotními planetkami a kometami. Určitě není extrasolárního původu, ačkoliv její dráha je mírně hyperbolická. Je téměř jisté, že jde o kometu naprosto typickou pro hlavní část Oortova oblaku.

O. Ivanova aj. pozorovali pomocí 6m teleskopu BTA na Krymu kometu C/2014 A4 (SONEAR), jež navzdory vzdálenému perihelu 4,1 au už ve vzdálenosti 4,2 au začala počátkem listopadu 2015 jevit známky aktivity, které díky spektroskopii a polarimetrii bylo možné rozklíčovat jako prachové částice tvaru mnohostěnů připomínající zdrsněné sféroidy. V optickém pásmu 380 ÷ 720 nm nepozorovali žádné emisní čáry; spojité spektrum vykázalo silné zčervenání povrchu, což svědí o starobylosti jádra komety. To znamená, že povrch prachových částic je pokryt ledem a tholinem a změny barvy a polarizace světla lze vysvětlit drcením prachových částic.

Bin Yang aj. se věnovali otázce, zda kometa 66P/du Toit patří k nejbližším členům hlavního pásu komet. Souhrnně jde o tělesa, jež mají morfologii jako komety a dráhové parametry jako planetky. Obecně je sledování takových komet obtížné, protože jsou relativně malé a vzdálené jak od Země, tak i od Slunce Jejich afely kolem 5,2 au znamenají, že jde o tělesa Jupiterovy rodiny. Autoři kometu pozorovali pomocí aparatur X-shooter a a UVES dalekohledu VLT UT 2 (Kuyen = Měsíc). Získali tak spektra komety v rozsahu vlnových délek 300÷2 500 nm. Souběžně monitorovali aktivitu prašné i plynové složky komety od května až do července 2018 pomocí dalekohledu TRAPPIST-South. Tak odvodili teplotu povrchu komety 34 K a tempa uvolňování sloučenin OH, NH, CN, C₃ a C₂ a z těchto dat odvodili také produkci prachu s maximální hodnotou 55 kg/s ve vzdálenosti 1,3 au od Slunce. Z toho jim nakonec vyšlo, že nejde o kometu, ale o planetku, která byla Jupiterem zachycena do rodiny před řádově 10⁴ lety.

O. Groussin aj. využili Spitzerova infračerveného dalekohledu (SST) ke zkoumání „dvojlaločné“ komety 8P/Tuttle. I když formálně patří mezi komety, které se pohybují v rovině ekliptiky, není jisté, že patří mezi ostatní známé ekliptikální komety. SST pozoroval kometu spektroskopicky v pásmu vlnových délek 5÷40 μm v říjnu 2007 a znovu koncem června 2008. Tvar komety určili díky snímkům pomocí HST a radaru v Arecibu. Odtud odvodili, že kometu tvoří dva slepené kulovité útvary o průměrech 5,4 a 2,2 km. Albedo v červeném pásmu spektra je neobyčejně nízké: 4 %. Před průchodem komety přísluním dosahovala produkce vody tempa 1,1×10²⁸ mol/s ve vzdálenosti 1,6 au od Slunce. To znamená, že aktivní oblasti na kometě představovaly jen 9 % jejího povrchu. Teplota zrníček prachu činila 258 K, což je o 37 K více než rovnovážná teplota prostoru v této vzdálenosti od Slunce. Z toho lze odvodit, že typický rozměr prachových zrnek se pohyboval kolem 10 μm. Mineralogicky to odpovídá amorfnímu pyroxenu. Z této analýzy plyne, že kometa zapadá mezi ostatní ekliptikální komety navzdory svém dvojlaločnému tvaru.

D. Schleicher aj. pozorovali na Lowellově observatoři změny rotační periody jádra komety 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák, jež patří do Jupiterovy rodiny komet s oběžnou periodou 5,4 roku. Na jaře 2017 byla kometa nejblíže Zemi (1. 4. v minimální vzdálenosti 0,14 au), tj. vůbec nejblíže od svého prvního objevu H. Tuttlem v r. 1858! Autoři sledovali kometu během 47 nocí v intervalu 16. 2. až 2. 7. 2017. Po celou dobu z komy komety vybíhaly výtrysky plynu pozorovatelné ve spektru molekuly CN. Díky pozorování výtrysků se jim podařilo zjistit, že rotační perioda jádra komety se výrazně zpomaluje. Zatímco koncem března jádro rotovalo v periodě 24 h, během 38 dnů se perioda zvedla na dvojnásobek! To je zatím nepřekonaný rekord v tempu zpomalování rotace jakéhokoliv kometárního jádra. Prakticky to znamená, že zůstane-li tempo poklesu točivého momentu stejné, měla se zastavit rotace kometárního jádra možná už dva měsíce po průchodu komety přísluním. Následně by měla buď začít rotovat retrográdně, anebo se chaoticky převalovat. V každém případě k tomu dojde během příštího přiblížení komety ke Slunci. Přitom před čtyřmi cykly oběžné dráhy rotovalo její jádro téměř na hranici rozpadu odstředivou silou. Že to tehdy bylo opravdu na hraně, svědčí náhlá zjasnění komety o 8 mag v r. 1973 a znovu o 7 mag v r. 2001. V těchto případech zřejmě část kometárního jádra odstředivá síla opravdu odtrhla. Jak je to doopravdy, se asi hned tak nedozvíme, protože příští průchod komety přísluním v r. 2022 nebude ze Země pozorovatelný. I. Luk'yanyk aj. sledovali kometu 41P v témž pozorovacím okně pomocí dvoubarevné fotometrie V a R a všimli si, že počátkem března 2017 se barevný profil vnitřní komy (ø 2 000 km) změnil z modrého na červený. Odtud autoři usoudili, že v komě se vyskytovaly silikáty bohaté na Mg a organické sloučeniny, popř. silikáty Mg-Fe.

R. Palma aj. se vrátili k výsledkům mise NASA Stardust, jejímž primárním cílem bylo odebrat vzorky plynné i prachové složky komety Wild 2 při průletu komou 2. 1. 2004 ve vzdálenosti 237 km od komety. Sonda Stardust se vrátila k Zemi v polovině ledna 2006 a kapsli se vzorky nasměrovala k Zemi rychlostí 12,9 km/s, tj. 36 machů. Maximální brzdění v atmosféře dosáhlo hodnoty 34 G. Ochranný tepelný štít se rozpálil na teplotu přes 2 900 °C. Kapsle ty náročné podmínky úspěšně přežila a obsah následně studovali odborníci v Johnsonově kosmickém centru v Houstonu. Několik vzorků obsahovalo izotopový poměr ²⁰Ne/²²Ne jako v pozemských meteoritech a dále tak vysoký přebytek isotopu ²¹Ne, že se nedá vysvětlit bombardováním galaktickým kosmickým zářením. Rané Slunce zřejmě dodávalo do svého okolí mnohem silnější proud protonů než dnes. V jednom aerogelovém bloku objevili autoři silné zastoupení hélia a neonu z tehdejšího Slunce, ale studium jejich stop v materiálu odporuje dosavadním poznatkům o tehdejším chování Slunce.

L. Paganini aj. sledovali pomocí Keckova 10m teleskopu kometu 252P/LINEAR, jež se po průchodu přísluním (15. 3. 2016) o šest dnů později přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,036 AU (5,3 mil. km) a její úlomek o velikosti ~130 m o další den později dokonce na vzdálenost jen 2 mil. km. Autoři pořídili infračervená spektra pomocí aparatury NIRSPEC, která vykázala produkci čtyř molekul (H₂O, CH₃OH, C₂H₆, HCN) a horní meze produkce pro dalších pět molekul (NH₃, CH₂O, C₂H₂, CO, CH₄). Průměrná produkce vody se pohybovala na úrovni 4,9 × 10²⁷ mol/s. Vcelku se podíl molekul podobá ostatním kometám, ale s mírnou převahou methanolu a ethanu, a naopak s deficitem formaldehydu. Těkavé látky se odpařují stejnoměrně s výjimkou ethanu a kyanovodíku, jenž se více vypařuje na straně jádra přivrácené ke Slunci. Naproti tomu voda se více odpařuje na noční straně jádra komety. Infračervená pozorování rozšiřují základnu měření, která probíhala v optickém oboru spektra pomocí 4m Lowell Discovery Telescope v Arizoně a HST v kosmu, jakož i pozorování submilimetrovým radioteleskopem JMCT (ø 15 m) na Mauna Kea.

1.2.6.3. Souhrnné studie o kometách

C. Eistrup aj. konstatovali ve své práci, že komety jsou fakticky ty zbytky planetesimál, jež se z různých důvodů nestaly součástí planet, trpasličích planet a velkých planetek. Jelikož se v poslední době zlepšily údaje o chemickém složení v rovině protoplanetárního disku, je možné hledat komety, které se tomuto složení nejvíce přibližují. Autoři zkusili odhalit komety, které vznikly v raném období Sluneční soustavy, tj. nejpozději 8 mil. roků po vzniku předsluneční střední roviny protoplanetárního disku. Vytipovali si 14 takto starých komet, jež se nacházejí za sněžnou čarou CO. Tím se jim podařilo odhalit, že v první fázi vznikly 4 komety souboru ve vzdálenosti kolem 30 au od Slunce, kde se tehdy nacházela sněžná čára. Posléze se tato čára posunula blíže ke Slunci na vzdálenost jen 12 au, a do této skupiny náleží 10 zkoumaných komet. Pro vznik každé komety je blízká poloha sněžné čáry CO nutnou podmínkou. Autoři si pak vybrali 10 molekul obsahující uhlík, síru a kyslík, resp. 7 molekul obsahujících uhlík a kyslík. Tato chemická kritéria umožňují uspokojivě posloužila k určení stáří všech 14 komet vybraných autory.

Podobné téma nastolil také R. Garrod, jenž předložil první model chemie plynné i pevné fáze pro ledy kometárních jader MAGICKAL (Model for Astrophysical Gas and Ice Chemical Kinetics And Layering). Tento model umožňuje napodobit chemický vývoj mnohovrstvého kometárního ledu v intervalu 5 Gr. Fyzikální podmínky modelu jsou především vybrány pro období „chladné úschovy“ kometárního jádra ve vnější části sluneční soustavy, tj. pro teploty 5 ÷60 K. Tehdy je led vystaven účinkům interstelární radiace, jež ve vnějších partiích vede ke vzniku komplexních organických molekul navzdory velmi nízkým teplotám, které na periférii Sluneční soustavy panují. Tyto molekuly se tvoří i v hloubkách přes 10 m. Uvolňuje se přitom O₂ (a také H₂O₂). Působení kosmického záření po dobu 1 Gr let vede ke zmíněné koncentraci O₂, pokud ztráta materiálu komety je omezena na 10m vrstvu povrchu. Když se pak kometa počne přesouvat do bližších končin Sluneční soustavy, vede to k dalšímu posílení molekulového obsahu ledů v jejím jádře.

M. Combi aj. shrnuli údaje o pozorování produkce vody v 61 kometách, jež byly pozorovány aparaturou SWAN (Solar Wind Anisotropies) družice SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) během 21 let v intervalu 1996–2016. V tomto časovém rozmezí se do hledáčku SWAN dostalo 44 dlouhoperiodických komet včetně těch, které přiletěly z Oortova oblaku komet. K nim pak připočetli pozorování 17 krátkoperiodických komet při 36 návratech. Autoři tak získali přes 3 700 snímků, a zejména u krátkoperiodických komet mohli pokrýt větší část jejich dráhy. To jim umožnilo určit průběh exponenciálních křivek proměn produkce vody během přibližování do přísluní i následném pohybu do odsluní dráhy. Souběžně také mohli stanovit absolutní tempa produkce vody ve vzdálenosti v přepočtu na vzdálenost 1 au od Slunce. K dispozici jsou také údaje o dynamické třídě, původní velké poloose, průměru jádra a taxonomické třídy chemického složení. Jak u krátkoperiodických, tak i u dlouhoperiodických komet pozorovali jejich komplexní vývoj ve zmíněném časovém intervalu.

D. Vokrouhlický aj. vyvinuli model vývoje dlouhoperiodických komet od chvíle, kdy se zrodily v masivním disku za hranicemi dráhy Neptunu, jenž byl rozptýlen efektem migrace obřích planet. Nejvíce komet, jež zůstaly vázány ve Sluneční soustavě, se nachází v Oortově oblaku komet. Galaktické slapy a hvězdy, jež se během času přiblíží dostatečně blízko k oblaku, ho dynamicky narušují a nasměrují některé komety do nitra Sluneční soustavy. Rozložení přísluní těchto komet roste nejprve lineárně ve směru od Slunce s malou korekcí, ale od přísluní q ≥15au nastává prudký nárůst počtu zároveň s narušením izotropie ve směrech dráhových rovin dlouhoperiodických komet. Komety, jež se vracejí, vykazují deficit silně těkavých sloučenin a začnou být aktivní díky sublimaci vodního ledu pro q ≤3 au. Model však selhává pro počty komet, neboť podceňuje pozorovaný počet komet faktorem ≃2. Dosavadní přehlídky dlouhoperiodických komet jsou omezeny na přilehlou část Oortova oblaku ve vzdálenosti ≥10⁴ au. Skutečný příval lze čekat až od budoucích přehlídek komet s q ≥ 15 au.

M. Królikowska a P. Dybczyński publikovali statistiku objevů dlouhoperiodických komet v období 1801–2017. Autoři poznamenávají, že díky pokroku pozorovacích technik dochází v posledních dvou dekádách k explozi počtu objevených dlouhoperiodických komet, zejména pak těch, které mají větší vzdálenosti přísluní. Sestavili proto statistiku jejich oskulačních drah, dat objevů (kvůli vzdálenostem, v nichž k objevu došlo) a inverzní hodnotu 1/a velkých poloos, které udávají četnost komet s malými a velkými vzdálenostmi přísluní. Postarali se také o odstranění zkreslení statistiky kometami s parabolickými drahami tím, že se věnovali přesnému určení výstředností jejich drah. Tak se potvrdilo že četnost komet s většími vzdálenostmi přísluní je vyšší než komet s nižšími q. S novými objevy poměr počtu komet s vyššími q proti nižším q stále roste. Na druhé straně platí, že pokud se pohybujeme v rozmezí velkých poloos 5 000÷100 au, tak se zmíněný poměr naopak významně snižuje. Původní Oortova špička v rozložení se projevuje i nyní tím, že komety v okolí špičky se objevují ve větších geocentrických i heliocentrických vzdálenostech než ostatní dlouhoperiodické komety. Jde o důsledek známé skutečnosti, že i dlouhoperiodické komety s periodami <5 000 let stárnou rychleji ztrátami v okolí přísluní, a proto mají jiné rozložení q.

1.2.7. Meteoroidy, meteory a meteorické roje

M. Campbell-Brown konstatoval, že fyzikální složení a struktura meteoroidů poskytuje vhled do procesů, které se týkají jejich mateřských planetek nebo komet. Pevnost zrnek v meteoroidech vyjevuje, co se dělo v prostředí, v němž se utvářela drobná tělesa Sluneční soustavy, a případně i jak se z nich vylouply základní stavební bloky planet. Je sice pravda, že meteoroidy můžeme pozorovat jako meteory při pekelně rychlém vstupu do zemské atmosféry, což vede k jejich prudkému ohřevu během sekundy, přičemž těsně před vstupem do atmosféry šlo o ledem potažené hluboce mražené částice nebo kamínky, popř. chondrity. Existuje však výběrový efekt, jenž dává přednost větším meteoroidům s nízkými rychlostmi vstupu do atmosféry. Jejich tělesa, anebo aspoň úlomky, pak můžeme studovat v laboratořích. Pro menší a rychlejší tělesa máme však k dispozici pouze optický, popř. infračervený nebo radarový signál, jež často poukáže na roztříštění meteoroidu a fakticky jeho zničení. Většina meteoroidů s průměry 0,1 mm až 1 m průlet celou atmosférou nepřežijí. Často dochází k jejich rozdrobení ještě v atmosféře, anebo při dopadu na zemi.

M. Campbell-Brown následně uveřejnil také pozoruhodnou statistiku radarového sledování meteorů kanadskou aparaturou CMOR (Canadian Meteor Orbit Radar), což je multifrekvenční radar o vyzářeném výkonu až 15 kW instalovaný poblíž Londonu v provincii Ontario, jenž byl uveden do trvalého provozu v r. 2002 a zaznamenával denně průměrně 2 500 rádiových ozvěn od rojových i sporadických meteorů. Ve výsledné databázi se nachází homogenní údaje o 16,7 mil. ozvěn, z toho 700 tis. ozvěn pocházelo od hlavních meteorických rojů. Radar soustavně pracoval na frekvenci 38,15 MHz (vlnová délka 7,9 m) a zachytil tak meteory jasnější než 8 mag, což přibližně odpovídá hmotnosti meteoroidů 10^-5 g. Průměrný počet radarových ozvěn se pohyboval kolem 3,2 tis. ozvěn/den. Autor však nalezl při analýze údajů za 16 let činnosti aparatury (leden 2002–říjen 2018) výrazné kolísání hodinových frekvencí i po odstranění vlivů proměnných faktorů během ročních dob (v zimě je frekvence nejnižší a v létě nejvyšší). Po odečtení šumu přijímačů a změn výkonů radarů autor zjistil, že se na hodinových frekvencích výrazně podílí fáze jedenáctileté periody sluneční činnosti. Index rádiové aktivity Slunce během celého cyklu byl měřen třikrát denně na vlnové délce 107 mm. Vyhlazené hodnoty rádiové aktivity kolísaly během slunečního cyklu o 30 %. Nejnižší byly v době těsně po maximu 23. cyklu (2001), tj. v době začátku souvislých měření a nejvyšší v době začátku 24. cyklu (2008–2009). Četnost ozvěn se znovu snížila během maxima 24. cyklu (2014), a ke konci sledovaného intervalu začala stoupat. Autor tak ukázal, že mezi sluneční činností a hodinovou frekvencí radarových odrazů existuje silná negativní vazba, tj. v době maxima sluneční činnosti klesají výrazně frekvence počtu radarových ozvěn meteorů až o 30 % proti maximu frekvence v době minima sluneční činnosti. Frekvence rádiových ozvěn také mírně klesají, když se zvedá hodnota geomagnetické aktivity, ale tento vliv je druhotný, neboť celková amplituda variací frekvence ozvěn v závislosti na geomagnetické aktivitě dosahuje jen 10 %. Příčiny kolísání četnosti rádiových ozvěn nejspíš souvisejí s variacemi škálové hustoty zemské atmosféry, takže se atmosféra roztahuje a zřeďuje, takže klesá ohřev meteoroidů a je navíc rozložen na delší časový úsek. Tento efekt nejvíce postihuje meteory na kruhových dráhách v šikmých úhlech vůči ekliptice a dosahuje maxima pro meteoroidy na retrográdních dráhách.

Yanlin Li a Qihou Zhou využili nekoherentně rozptylujícího radaru pracujícího na frekvenci 430 MHz (0,7 m) na observatoři Arecibo k detekci mikrometeoroidů. Díky vhodnému kódování dokázal radar během ranního svítání zaznamenávat přes 40 mikrometeoroidů za minutu. Typická hmotnost těchto částeček dosahovala 10^-10 g a tomu odpovídají průměr 4 μm. Mezi půlnocí a polednem převažovaly meteoroidy s kruhovými dráhami a vysokým sklonem k ekliptice. Ve skutečnosti jde o meteoroidy, které se spirálovitě blíží ke Slunci a podléhají Poyntigově-Robertsonově efektu, ale Země je zachytila. Přednostně jde o meteoroidy, jež kolem Slunce obíhají retrográdně.

M. Narziev shrnul údaje o souběžném pozorování fotografických, televizních a radarových meteoroidů astronomické observatoři Hissar v Tadžikistánu v letech 1977–1980. Souhlas pozorování umožnil z průběhů světelných křivek a z teorie vypařování a téměř nepřetržitého štěpení popsat, co se během průletu atmosférou s malými meteoroidy děje. Z maximální jasnosti meteoru lze určit původní hmotnost meteoroidu před vstupem do zemské atmosféry. Přibližně 60 % původní hmotnosti meteoroidu padne za oběť ablaci. Geminidy a Jižní δ-Akvaridy jsou nejhustší (3,6 × voda). Naopak nejnižší střední hustotu mají Orionidy a Leonidy (≤0,6 × voda) a logicky nejvyšší poréznost. Hmotnosti úlomků sporadických i rojových meteorů se pohybují v rozmezí 5×10^-8÷10^-5 g.

M. Guennoun aj. dokončili výstavbu páru meteorických stanic v Maroku (Oukaimeden Observatory a v Marakeši) s cílem určovat trajektorie meteorů, odtud počítat jejich přesné dráhy, které by vedly k objevu mateřských těles v podobě komet, popř. aktivních planetek. Autoři soudí, že po Perseidách by i další meteorické roje by mohly získat jednoznačnou identifikaci svých rodičů.

V. Vojáček aj. zkoumali fyzikální a chemické vlastnosti malých meteoroidů pomocí videozáznamů ze dvou stanic doplněné o spektroskopii během průletu meteoroidů atmosférou. Pozorování v letech 2004 až 2014 probíhala na základnách Ondřejov Kunžak (92 km), ale příležitostně též ̶ Barrandov (32 km) a ̶ Třebíč (109 km). Do souboru však autoři přidali též údaje z expedice na Leonidy v Tadžikistánu v r. 2009 a na Drakonidy v Itálii v r. 2011. Podle počasí a svitu Měsíce se autoři systematicky věnovali pozorování v dobách činnosti osmi hlavních meteorických rojů na severní polokouli. Do r. 2005 se používaly detektory Dedal-41 a v následujícím období Mullard XX1332 ve spojení s čočkou Arsat 1,4/50 mm. Zorné pole s Dedalem mělo úhlový průměr 25° a s Mullardem má pole 54°. Pro sledování vývoje spektra během svítící dráhy meteoroidu autoři používají mřížku Milton Roy s 600 vrypy/mm. V uvedeném období získali autoři údaje o sporadických i rojových meteorech s maximy jasnosti od –5 do +3 vizuální magnitudy. Spektrální klasifikace meteorů se opírala o integrované údaje čar Na, Mg a Fe. Celkem se v databázi pozorování nacházejí údaje o 152 rojových i sporadických meteorech. Pro všechny meteory autoři spočítali i jejich heliocentrické dráhy a změřili jejich monochromatické světelné dráhy během průletu. Meteoroidy chudé na sodík ho uvolňují dříve než jejich protějšky s normálním podílem Na a mají odchylnou strukturu; jejich materiál je tvrdší a nevyznačují se svítícími stopami. V souboru se našly dva železné meteoroidy typu Halley, což prozradilo, že v rané fázi existence Sluneční soustavy proběhlo velké promíchání původního materiálu. Rozložení velikosti zrnek v meteoroidech od meteorických rojů komet Jupiterovy rodiny je shodné s měřeními kosmické sondy Rosetta pro povrch komety Čurjumov-Gerasimenková.

E. Sansomová aj. poukázali na zjednodušení, které se běžně používá při popisu průletu meteoroidu atmosférou tím, že se předpokládá, že dráha meteoroidu je popsána zobrazením v 1D. Při dnešní kvalitě zobrazení drah je však tento předpoklad lichý. Na snímcích z pouštní bolidové sítě (DFN) v Austrálii to autoři snadno prokázali ve dvou případech. Poprvé u bolidu z 12. 12. 2015, jehož svítící dráha trvala 21 s se jim podařilo změřit odchylku od 1D o velikosti 3,1 km. U dalšího bolidu 10. 4. 2016 v trvání 5 s činila odchylka 360 m. Jelikož přesnost měření pohybu bolidů kamerami DFN je lepší než 100 m, vyplatí se spočítat dráhu v atmosféře v 3D, jelikož to přispěje ke zpřesnění parametrů heliocentrické dráhy meteoroidu a tím i k případné identifikaci zdroje příslušného meteoroidu.

D. Čapek aj. se zabývali modelováním světelných křivek pro malé železné meteoroidy, jež se vyskytují poměrně často, ale jejich interakce s atmosférou Země není fyzikálně vysvětlena. Z dvojstaničních pozorování lze železné meteoroidy snáze identifikovat, když jde o slabší jasnosti, nižší vstupní rychlosti a začátky svítící dráhy. Autoři pátrali v archivech pozorování s cílem určit jejich atmosférickou i heliocentrickou dráhu, průběh světelné křivky, a hlavně vývoj jejich spektra. Navrhli model ablace a světelné křivky, který pak porovnávali s pozorováním. Model obsahoval pět parametrů: rychlost před vstupem do atmosféry v_∞, zenitová vzdálenost, vstupní hmotnost m_∞, průměr kapek Fe a světelná účinnost. Modelování bylo schopné objasnit chování velké většiny železných minimeteoroidů, přičemž hmotnost a světelnou účinnost se dařilo určit nezávisle na sobě. Střední rozměry kapalných kapek roztaveného Fe souvisejí se vstupní rychlostí železných meteoroidů. Při vysokých rychlostech jsou kapky větší, ale s malým rozptylem rozměrů, kdežto pomalejší zrnka železa produkují drobnější kapky s různorodějšími rozměry. Světelná účinnost se pohybuje v širokých mezích 0,08 ÷5,8 %.

P. Gural konstatoval, že rozvoj videotechniky při sledování meteorů se neobejde bez strojového zpracování přívalu pozorovacích dat metodami umělé inteligence. Autor využil principu rekurentní neuronové sítě k velmi dobré identifikaci skutečných meteorů v 98 % případů a zároveň potlačil falešné pozitivní informace na 2,1 %. Pokud byl objekt zaznamenán na dvou vzdálených stanicích, stoupá počet potvrzených případů na 99,94 % a falešné pozitivní identifikace klesají na 0,4 %, když se do kontroly falešných identifikací nasadí konvoluční neuronová síť (CNN). Síť se trénuje na testovací množině MeteorNet a pak se může spustit naostro v balících dat z nových aparatur.

N. Swarnalingam aj. využili tří radarů třídy HPLA (High Power Large Aperture) v Arecibu, PFISR (Poker Flat Incoherent Scatter Radar) poblíž Fairbanksu na Aljašce a MU (Middle & Upper atmosphere radar) v Shigaraki (Japonsko) ke sledování čelních radarových ozvěn, které umožňují odhalit fyzikální procesy, které probíhají během velmi rychlého pohybu meteoroidů v atmosféře, tj. zejména procesy ablace a ionizace původního meteoroidu. K tomu cíli sestrojili dynamické modely pro malé meteoroidy s počátečními parametry hmotnosti, rychlosti a úhlu vstupu do zemské atmosféry. Následně propojili vstupní údaje s modelem chemické ablace meteoroidu během rychlého ohřevu způsobeného prudkým brzděním v hustších vrstvách ovzduší. Podařilo se jim určit, v jaké výšce v atmosféře vznikne měřitelná čelní ozvěna. Pozorování pak ukázala velmi dobrý souhlas modelů s pozorováním HPLA radarů pracujících na co možná nejvyšších rádiových frekvencích. Pro meteoroidy pocházejících z Jupiterovy rodiny komet autoři dostali systematicky nižší počty, než se pozorují klasickými astronomickými prostředky. Zatím není jasné, zda je vada v dynamických modelech, anebo v dosud neznámých procesech ablace, ionizace a detekce meteoroidů v atmosféře.

D. Janches aj. shrnuli výsledky desetiletého sledování meteorů pomocí aparatury SAAMER (Southern Argentina Agile MEteor Radar) v Rio Grande (54° j. š.; 68° z. d.) na ostrově v Ohňové zemi. Ukázali, že pozorování radarových ozvěn je zašuměno v přijímači, takže hmotnost meteoroidů sledovaných radarem je systematicky přeceněna faktorem 2:1. Naštěstí je tento faktor stálý během roku i během celé dekády, s výjimkou doby činnosti nejbohatšího meteorického roje Jižních δ-Akvarid, jenž v době své činnosti (12. VII. – 23. VIII.) statistiku zahltí. Jde o téměř zrcadlový protějšek Perseid na severní polokouli s mírně delší dobou činnosti. Na rozdíl od Perseid si však mateřská kometa roje střeží inkognito.

M. Ferus aj. se stali průkopníky laboratorních metod, jak ze spekter meteoroidů získat přesnější data o jejich skutečném složení. Atmosférická spektra meteoroidů jsou totiž kontaminována interakcemi s okolním plazmatem, jež obsahuje vypařující se neutrální i ionizované složky meteoroidu, a navíc i v různých výškách silně proměnlivé vlastní záření atmosféry (airglow). Proto se autoři pokoušejí o výraznou změnu v identifikaci chemického složení ozařováním vzorků chondritických meteoritů TW laserem PALS (Prague Asterix Laser System). Vzorky meteoritů jsou silnými pulsy lasery vypařeny a sledování plynového spektra přesně odpovídá skutečnému chemickému složení daného meteoritu. Autoři těmito měřeními získali podklady pro kvalitativní tabulky hlavních rysů meteoritického spektra. jež lze porovnávat s atmosférickými spektry. Tabulky umožňují srovnání a příslušné korekce atmosférických spekter meteorů.

Také B. Helber aj. rozvíjejí studium fyzikálních procesů při průletu meteoroidů atmosférou pomocí plazmového větrného tunelu, který se primárně používá pro testování štítů tepelné ochrany pro kosmické lodi. Úpravou aparatury se kontrolovaně napodobují procesy termochemické ablace, jíž jsou meteoroidy vystaveny při extrémně rychlém průletu zemskou atmosférou. Autoři při těchto experimentech používali jednak alkalické bazalty, jednak obyčejné chondrity. Obojí typy materiálů vystavovali tepelnému toku až 1,2 MW/m². Rychlý ohřev vytváří na povrchu vzorků početné zpěněné plynové bubliny svědčící o degradaci testovaných materiálů. Pomocí emisní spektroskopie se díky tomu daří identifikovat neutrální atomy i ionty draslíku, vápníku, hořčíku a železa při teplotách až 2 280 K pro bazalty a 2 360 K pro chondrity. Z měření vyplynulo, že k degradaci vzorků přispívá nejvíce oxidace železa během prudkého nárůstu teploty.

P. Matlovič aj. pořizovali spektra a rozložení milimetrových až decimetrových meteoroidů na jejich drahách. Autory především překvapilo, že mezi milimetrovými meteoroidy se nacházejí četné meteoroidy z čistého železa. Emisní spektra a vícestaniční observatoře pracovaly v rámci celosvětového systému AMOS (Automatic Meteor Orbit System) řízeného astronomy z Komenského univerzity v Bratislavě a z Harvardova-Smithsoniánského centra pro astrofyziku v USA. Emisní spektra pro 202 meteorů s jasnostmi −1 ÷ −14 mag a mnohostaniční přesné trajektorie pro meteoroidy s průměry 1÷10 mm získané v rámci systém AMOS pak posloužily pro zevrubnou analýzu dat 146 meteoroidů. Spektrální klasifikace meteoroidů se odvozuje od relativního zastoupení Na, Mg a Fe a odpovídajících monochromatických světelných křivek průletu atmosférou Země. Autoři zjistili, že větší meteoroidy obsahují více těkavých látek a podléhají méně kosmickému zvětrávání. Většina meteoroidů na planetkových dráhách patří mezi chondrity. Meteorické roje představují velmi pestrou směsicí od typu rojů Halleyovy komety, ekliptikální prstenec až po roje lízající blízké okolí Slunce. Ve zmíněném vzorku se nalézají také úlomky komet 2P/Encke a 109P/Swift-Tuttle. Největší odchylky od těchto skupin představují α-Capricornidy, jejichž zdrojem je vyhaslá kometa 169P/NEA, ale také δ-Akvaridy, jejichž mateřskou kometou je sluneční lízač 96P/Machholz. Naopak prakticky shodné spektrální rysy mají roje κ-Cygnidy a Tauridy, takže oba roje mají nejspíš shodného původce.

L. Neslušan a M. Hajduková studovali možnosti existence meteorických rojů, jejichž mateřským tělesem je dlouhoperiodická kometa C/1963 A1 (Ikeya): a = 95 au, e = 0,993, i = 160°, P = 932 r, q = 0,63. Autoři modelovali 23 variant teoreticky možných meteorických rojů se započtením Poyntingova-Robertsonova efektu. Pro každou variantu roj simulovali pomocí 10 tis. testovacích částic a pokračovali v jeho dynamick ém vývoji po dobu 10 ÷80 tis. let. V současných katalozích meteorických rojů nalezli nejlepší shodu pro π-Hydridy (#101) a δ-Corvidy (#729). Další dvě řešení nemají zatím místo v katalogu, ale je možné, že se časem objeví: α-Sextantidy a ϑ-Leonidy.

M. Guennoun aj. upozornili, že rozvoj videosledování meteorů vede ke každoročním objevům nových meteorických rojů a jejich mateřských těles. Hrozí však nebezpečí, že řada z těchto objevů představuje statistické fluktuace. Autoři porovnali výsledky videopozorování ze dvou databází: japonské SonotaCo a evropská EDMOND s cílem ověřit, zda dosavadní metody analýzy jsou dostatečně přesné pro identifikaci mateřských těles nových rojů. Autoři se zaměřili na 54 nových rojů, které mají alespoň 50 potvrzených členů a zjistili, že ve většině případů jde o náhodné koincidence. Jen tři mateřská tělesa mají mírnou naději na potvrzení, i když ani v těchto případech není příčinná souvislost příliš vysoká; i tyto tři případy mohou být s pravděpodobností od 10 % do 37 % náhodné koincidence. Autoři proto doporučují, aby se u všech nových rojů ověřovala jejich validita pomocí nejnovějších statistických metod. To platí jak pro identifikaci mateřských těles, tak i pro přesnost dráhových parametrů údajných rojů.

A. Margonis aj. shrnuli výsledky svých pozorování proudu meteoroidů Perseid v letech 2010–2016 pomocí dvou celooblohových kamer SPOSH (Smart Panoramic Optical Sensor Head) instalovaných v jižním Řecku na základně dlouhé 52 km. Shromáždili velmi přesné údaje o atmosférických dráhách a světelných křivkách 934 rojových meteorů v širokém časovém intervalu od pozdního července (sluneční délka ~124°; ~ 27. VII.) až do druhé třetiny srpna (~145°; ~20. VIII.). Maximální frekvence rojových meteorů spadala na sluneční délku (140,08 ±0,07)°. Radiant roje měl souřadnice α = 47°; δ = 57,5°. Mezní hvězdná velikost kamer byla +0,2 mag, což odpovídá meteoroidům o hmotnosti ≥16 mg. V r. 2016 se podle předpovědi objevilo krátkodobé silné zvýšení frekvence 12,75 h před maximem.

L. Shrbený a P. Spurný zkoumali pomocí české části Evropské bolidové sítě aktivitu zářijového meteorického roje ε-Perseid v letech 2013–2017, protože v r. 2013 se v roji vyskytlo nebývalé množství jasných bolidů. Autoři korigovali polohu radiantu na α = 46,7° a δ = +39,5° a maximum frekvence roje nastalo 9. IX. 2013 ve 22 h, tj. pro úhlovou délku Slunce 197,2°.

A. Egal aj. zveřejnili nový model historie meteorického roje Drakonid pro období let 1850–2030. Jak známo, mateřskou kometou roje je kometa 21P/Giacobini-Zinner poprvé pozorovaná M. Giacobinim 20. 12. 1900 a znovu objevená E. Zinnerem 23. 10. 1913. Její základní parametry ji klasifikují jako krátkoperiodickou kometu s parametry: a = 3,5 au; Q = 6,0 au; q = 1,0; e = 0,7; i = 32°; ø = 2 km. Autoři simulovali pomocí zdokonalené verze především časy maxim Drakonid s přesností na půl hodiny a hodnoty maximálních vizuálních hodinových frekvencí s chybou 1:2 a rádiových frekvencí s chybou 1:3. Simulace také odhalily silný rádiový déšť 9. 10. v r. 1999. Rovněž se velmi přesně podařilo předpovědět čas a frekvenci posledního deště v r. 2018. V nejbližší budoucnosti lze očekávat nejvyšší aktivitu v říjnu 2025, kdy Země bude procházet nejnovějším vláknem roje, které pochází z r. 2012.

D. Jewitt aj. využili těsného přiblížení aktivní planetky (3200) Phaethon k Zemi v prosinci 2017 na minimální vzdálenost 0,07 au (10,5 mil. km) ke snímkování jejího okolí s lineární rozlišením až 14 km. Planetka o průměru necelých 6 km je obklopena Hillovou sférou o poloměru 66 km. Tělesa, která se vyskytují uvnitř této virtuální koule, jsou díky gravitaci zajatci planetky. Autoři práce se snažili objevit v této sféře prach nebo makroskopické objekty, ale neobjevili nic. To má ovšem velký význam při prohloubení záhady, že nejbohatší pravidelně fungující meteorický roj Geminid v činnosti kolem 12. prosince každého roku má silně příbuzné parametry oběžné dráhy, takže se donedávna soudilo, že Phaethon ho zásobuje meteoroidy. To se zdá být nyní zcela vyloučeno, protože je jisté, že z planetky uniká prach tempem nanejvýš 14 kg/s, tj. 50 × méně, než aby to stačilo na každoroční předvánoční spektákl.

D. Tomko a L. Neslušan se zabývali podrobnou strukturou komplexu meteoroidických vláken krátkoperiodické komety 2P/Encke (P = 3,3 roků; ø 4,8 km). Autoři sestrojili modely struktury komplexu (dynamiku 10 tis. částic) pro posledních pět průchodů komety přísluním, takže pak mohli porovnat modely s pozorováními různých částí struktury roje vždy pro danou část vývoje roje a tomu odpovídající sílu Poyntingova-Robertsonova efektu. Odtud pak mohli předpovědět pro dané meteorické roje vázané na kometu průběh četnosti a funkce hmotnosti s pozorováním. K tomu cíli využili údajů o rojích jednou pomocí fotografického a radarového sledování a třikrát pomocí videozáznamů. Porovnání modelu s pozorováním poukázalo, že struktura komplexu rojů se skládá ze 16 vláken a dalších pět vláken objevili. Vlákna se koncentrují do čtyřech základních směrů ekliptikálních meteorických rojů. Jak známo, tak základem komplexu rojů komety 2P jsou Tauridy, které jsou v činnosti každoročně mezi 25. říjnem a 17. listopadem. V r. 2017 zveřejnili P. Spurný aj. objev nového vlákna Taurid, v němž se nacházejí planetky 2015 TX24 a 2005 UR o odhadovaných průměrech 200÷300 m, tedy nad hranicí 140 m, jež by při srážce se Zemí způsobila kontinentální nebo i celosvětovou katastrofu. Dobrá zpráva říká, že zmíněné dvě planetky nás v dohledné budoucnosti neohrozí. Špatná zpráva však varuje, že v novém vlákně se mohou nacházet dosud neobjevené srovnatelně velké planetky, které by se případně mohly se Zemí srazit.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

Patrně nejvýznamnější událostí roku ve Sluneční soustavě se stal vstup kosmické sondy Voyager 2 do interstelárního prostoru. Podobně jako u rychlejší sondy Voyager 1 se přiblížení k této pomyslné hranici projevilo už v předstihu dne 5. 11. 2018 náhlým poklesem rychlosti slunečního větru a současně prudkým zvýšením intenzity kosmického záření a indukce interstelárního magnetického pole. D. Gurnett a W. Kurth připomněli, že už dlouho se Voyager 2 pohyboval v nárazníkové zóně mezi horkou heliosférou a chladnějším obalem, jenž se nazývá heliopouzdro (heliosheath). Voyager 2 na rozdíl od Voyageru 1 má stále funkční plazmový detektor, takže ve shodě s teorií stoupla v heliopauze 30. 1. 2019 ve vzdálenosti 119,7 au od Slunce hustota plazmatu 20×. U Voyageru 1 stoupla tato hustota 23. 10. 2013 ve vzdálenosti 122,6 au o 40 % více, ale přesnost měření je ±15 %, takže případné rozdíly ve vzdálenostech od Slunce a v hustotě plazmatu jsou dány lokálními faktory a jistým „plápoláním“ rozmezí.

S. Krimigis aj. však soudí, že vstup do velmi lokálního interstelárního prostředí absolvovala sonda Voyager 2 již 5. 11. 2018 při výše zmíněném náhlém poklesu rychlosti slunečního větru atd. Autoři uvedli, že první předzvěst o blížícím se vstupu do lokálního interstelárního prostředí přišla už 7. 8. 2018 (vzdálenost sondy od Slunce 118,2 au), když elektricky nabité částice s energiemi >28 keV, jež pocházejí z horkého plazmatu slunečního větru, začaly pozvolna ubývat, zatímco tok galaktického kosmického záření souběžně vzrostl během několika týdnů o 20 %. Prudký pokles slunečního větru 5. 11. 2018 koincidoval s rychlým nárůstem toku galaktického kosmického záření o energiích >213 MeV i s rychlým průnikem interstelárního magnetického pole. To znamená, že sonda vstoupila do velmi lokálního kosmického prostředí ve vzdálenosti 119 au od Slunce.

K dřívějšímu datu vstupu sondy Voyager 2 do velmi lokálního interstelárního prostoru se současně vyslovil tým vědeckého šéfa projektu Voyager Edwarda C. Stonea (*1936). I když autoři připouštějí, že interakce interstelárního a slunečního větru je komplexní záležitost, kladou důraz na výše zmíněné datum 5. 11. 2018 ve vzdálenosti sondy 119,0 au od Slunce. J. Rankin aj. se zmínili, že už 25. 8. 2012 pozorovala sonda Voyager 1 snížení počtu částic galaktického kosmického záření, ale že v intervalu mezi koncem r. 2012 a polovinou r. 2017 došlo naopak ke třem zvýšením galaktického toku kosmického záření po dobu ~100 až ~630 dnů. Všesměrový detektor protonů s energiemi ≥ 20 MeV zaznamenal nepatrnou redukci jejich intensity o 3,8 %. Naproti tomu Voyager 2 žádné takové předzvěsti přechodu do interstelárního prostředí nezaznamenal. Zmíněné rozdíly ve změnách průchodu obou sond hranicí heliopauzy nejspíš poukazují na to, že tato hranice je neostrá, deformovaná a podléhá turbulencím.

J. Rankin aj. ukázali, že ač jsou obě sondy Voyager daleko od sebe, mohou zkoumat souběžně týž jev. V polovině roku 2012 proletěla sonda V2 heliopouzdrem, takže vletěla do heliopauzy, čímž vytvořila tlakovou vlnu, jež se dostala do velmi lokálního interstelárního prostředí a setkala se s V1 93. den po vstupu V1 do tohoto interstelárního prostředí. Tlaková vlna vyvolaná V2 vznikla v čase ~2012,55 r a zanikla v čase ~2013,35 r. K V1 dorazilo čelo vlny v čase ~2012,91 a zaniklo v čase ~2013,70. Všesměrová měření protonů s energiemi ≥20 MeV vykazovala korelaci přes 91 % na obou sondách. Za předpokladu, že teplota vně heliopauzy dosahovala 20 kK, mohli autoři spočítat průměrnou rychlost šíření zvuku (314 ±32) km/s a efektivní tlak v heliopauze (267 ±55) femtoPa. To dobře souhlasí s modelem rozložení tlaku v heliopauze, jenž dálkově změřila sonda IBEX (Interstellar Boundary Explorer).

L. Burlaga aj. uvedli, že heliopauza představuje rozhraní mezi heliopouzdrem, jenž obsahuje magnetická pole a plazma vzniklé díky Slunci, od velmi lokálního interstelárního prostředí obsahujícího magnetická pole a částice hvězdného a mezihvězdného původu. Voyager 1 proletěl heliopauzou 25. 8.2012 ve vzdálenosti 121,6 au od Slunce a vzdaluje se radiálně od Slunce nad severní polokoulí Země. Nyní tedy týž manévr absolvoval téměř zrcadlově 5. 11. 2018 Voyager 2 ve vzdálenosti 119,0 au od Slunce, jenže proletěl podstatně tenčí a méně komplikovanou heliopauzou a pokračoval v téměř nezměněném směru magnetických siločar interstelárního pole po radiální trajektorii nad jižní polokouli Země. Tak se podařilo poměrně dobře popsat model, jenž zahrnuje celý komplex složek od heliopouzdra přes magnetickou bariéru a heliopauzu až po velmi lokální interstelární prostředí, jež dohromady tvoří komplexně provázaný dynamický systém.

H. Elliotová aj. měřili pomocí sondy New Horizons změny rychlosti protonů slunečního větru ve vnější heliosféře až do vzdálenosti téměř 43 au od Slunce. Jako etalon rychlosti použili početné údaje o rychlosti slunečního větru v okolí Země, tj. ve vzdálenosti 1 au. V zásadě konstatovali, že hustota energie slunečního větru klesala s předpokládaným radiálním kulovým rozpínáním částic větru. Ve vzdálenostech 30÷43 au klesla rychlost větru o 6 % proti rychlosti ve vnitřní heliosféře ve velmi dobré shodě s teorií.

V r. 2019 se dovršila změna v časovém tempu zkrácení vzniku Sluneční soustavy ze stovek miliónů let na pouhé jednotky miliónů let. Podle B. Weisse k tomu přispěl meteorit Allende, jenž dopadl na Zemi v Mexiku 8. 2. 1969. Dodnes jde o největší uhlíkatý chondrit, který se na Zemi našel. Trvalo to pak dalších 40 let, než se přišlo na to, že jde o nejstarší vzorek materiálu z rané fáze vývoje Sluneční soustavy a navíc vykazující nezanedbatelné magnetické pole. Potřebnou energii pro jeho vznik totiž poskytl radioaktivní nuklid ²⁶Al s poločasem rozpadu 717 tis. let. To byl silný důkaz ve prospěch krátké časové stupnice budování soustavy během nějakých 3 ÷10 mil. let. S. Haffert aj. objevili hmotnou exoplanetu PDS 70b v mezeře protoplanetárního disku a pomocí VLT ESO dokázali, že na ni i na další exoplanetu PDS 70c se ukládá vodík. Díky radioaktivním nuklidům ¹⁸²Hf a ¹⁸²Ta, jejichž souhrnný poločas rozpadu na stabilní ¹⁸²W činí 7,9 mil. let, se dají odhadnout doby, během nichž vznikají planetesimály o rozměrech stovek km, jež se během pouhého půl milionu let stihnou zčásti nebo i úplně diferencovat na jádro a plášť. Ačkoliv část planetesimál se vzájemnými srážkami opět rozpadá, formování železného jádra odsává wolfram ze silikátového pláště a tím objekt mohutní na planetární embrya o rozměrech řádu tisíců km. Odborníci odhadují, že planetka (16) Psyche s průměrem 250 km je obnaženým kovovým jádrem planetesimály o hmotnosti 2,7×10¹⁹ kg. Její hustota 4,5× voda podstatně převyšuje střední hustoty naprosté většiny planetek. Proto se připravuje vyslání kosmické sondy k Psyche možná už v r. 2022, jež by mohla posloužit jako rossetská deska k odhalení způsobu tvorby planet na tak krátké časové stupnici. Sonda by měla dospět k cíli za 4 roky.

Také F. Pignatale aj. připomněli, jak důležitým činitelem ve vývoji protohvězdných mračen je radionuklid ²⁶Al. Jenže v chondritech je obvykle přítomen v inkluzích Ca-Al a to ve dvou nuklidech ²⁶Al/²⁷Al, takže pak je jeho použití jako geologického chronometru vadné. Na druhé straně zkreslené hodnoty stáří jsou pro různé chondrity různé, což znamená, že pramlhovina nemá homogenní složení poměru ²⁶Al/²⁷Al. Naštěstí se ukázalo, že dodávka ²⁶Al/²⁷Al do protosolárního oblaku byla krátká. Proto lze tuto nesnáz obejít, protože výchozí koncentrace zůstává zachována. Zastoupení ²⁶Al je nejvyšší v centru pramlhoviny a tam zůstává poměrně homogenní i po ukončení přílivu radionuklidu. Toto zjištění tak umožňuje, že navzdory překážkám lze s jistotou používat rozpad ²⁶Al na stabilní nuklid ²⁶Mg jako kosmologický chronometr. Toto stanovisko podpořili dalšími argumenty E. Jacquet aj.

D. Forgan však trochu zchladil nadšení tím, že zatímco v minulém desetiletí vládla kosmogonii sluneční soustavy hypotéza, že stavebními kamínky pro tvorbu planet měly být oblázky o rozměrech 10÷100 mm, v tak krátkém čase je to nejspíše nemožné. Autor upozorňuje na to, že zejména na snímcích z aparatury ALMA je vidět, že cirkumstelární disky jsou masivní a vykazují samy silnou gravitaci. Zdá se tedy, že bude potřebné vrátit se k myšlence, že planety vznikají akrecí na hmotná jádra.

Podobně se vyjádřili také A. Shannon aj., kteří uvedli, že v rané Sluneční soustavě hrála důležitou roli migrace planet, což by mělo být patrné v „migračním chvostu“ za planetami. Autoři srovnali naděje tří hypotéz, z nichž první předpokládá, že tělesa Oortova oblaku se tam dostala migrací. Objev komety C/2014 S3 (PANSTARRS) ukázal, že se to v čase 1 Mr po vzniku Sluneční soustavy nedá stihnout. Aby se to případně stihnout dalo, musela by někde mezi 1÷2 au od Slunce obíhat planeta o hmotnosti ≥30 M_⊕! Přitom rychlý přesun materiálu do vzdálenosti 50÷100 tis. au by byl nutný, aby nedocházelo k příliš častým srážkám zárodků planet ve vnitřní části soustavy. Nicejský model má také své potíže, takže autoři soudí, že nejlepším řešením je model Grand Tack (Velký obrat) pomocí migrace těles na současné pozice. Skoro se zdá, že ač je Sluneční soustava docela malý rybníček v obrovitém vesmíru, tak máme i zde podobné potíže jako v současném problému velmi nejistého stáří vesmíru.

Samozřejmě se nabízí otázka, kde se tady před ~5 Gr vzaly atomy těžkých prvků, jež se ve vesmíru nemohou vytvořit prostřednictvím termonukleárních reakcí v nitrech předešlých pokolení hvězd. I. Bartos a S. Marka přišli s nápadem, který poskytl nedávný objev, že při splynutí páru neutronových hvězd vzniká nejenom silné gravitační vlny, ale následně se rychlým procesem zachycování volných neutronů doplňuje poslední třetina Mendělejevovy tabulky chemických prvků. Autoři argumentují tím, že se stabilní dceřiné produkty radioaktivních prvků s poločasy rozpadu do 100 mil. let nacházejí v nejstarších meteoritech, což svědčí o tom, že nanejvýš několik desítek milionů let před počátkem vzniku Sluneční soustavy musel na místě zárodečného slunečního mračna splynout pár neutronových hvězd, jejíchž radioaktivní nuklidy přispěly oteplováním k urychlenému procesu vzniku planet. Propočítané statistiky frekvence splývání párů neutronových hvězd jsou příznivé. Další výpočty ukázaly, že šlo o jediné splynutí páru neutronových hvězd o méně než 80 mil. let předtím, než vznikla sluneční pramlhovina a v maximální vzdálenosti 300 pc od ní.

A. Krot shrnul nejnovější poznatky o uhlíkatých chondritech, jež se skládají ze tří hlavních složek: žáruvzdorné inkluze bohaté na Ca a Al (= CAIs), chondrulí a matrixu. CAIs jsou vůbec nejstarší tuhé látky ve Sluneční soustavě. Jejich absolutní stáří bylo nedávno zpřesněno na hodnotu 4 567,3 ±0,16 Mr. Toto číslo se považuje za start existence Sluneční soustavy. CAIs vznikaly vypařením a následnou kondenzací a shlukováním plynu, který měl přibližně sluneční složení v prostředí s teplotou >1,3 kK. Prvotní CAIs vykazují velké kolísání poměru ²⁶Al/²⁷Al a poměrně slabý výskyt radionuklidu ⁶⁰Fe v protoplanetárním disku svědčí o pozdním obohacení nuklidem ²⁶Al z hvězdného větru blízké Wolfovy-Rayetovy hvězdy.

T. Bogdan aj. se úspěšně pokusili napodobit laboratorně události v době vzniku chondrulí ve sluneční mlhovině. Milimetrové skleněné a bazaltové kuličky silně ohřívali na různé teploty a pak je vrhali rychlostí 1m/s proti skleněné desce o pokojové teplotě. Až do teploty 900 K docházelo k elastickým srážkám s 10% deformací kuličky. Nad touto teplotou však přestaly být srážky elastické a koeficient deformace rostl. Při teplotě 1,1 kK měly sice skleněné kuličky tendenci se k chladné skleněné desce přilepit, ale během několika minut se roztekly. Bazaltové kuličky se začaly přilepovat při teplotě 1,2 kK. Až při teplotách 1,4 kK skutečně začaly splývat a při teplotě 1,5 kK se spojily natrvalo. Tato omezení vytváření chondrulí ve sluneční mlhovině jsou docela přísná. Zřejmě by se uvolnila, pokud kuličky by kuličky narážely na studenou desku nižšími rychlostmi.

Haiyang S. Wang aj. posuzovali zastoupení 60 prvků periodické soustavy v protosolární mlhovině, ve Slunci a v tzv. CI kamenných meteoritech. CI meteority jsou poměrně vzácné zboží. Poprvé byly nalezeny ve Francii v r. 1806, ale souhrnné jméno dostaly paradoxně až po 4. nálezu v Ivuně v Tanzanii v r. 1938, takže jsou pojmenovány CI. Až dosud celková hmotnost identifikovaných meteoritů činí pouze 17 kg. CI chondrity mají totiž tu výsadu, že jejich chemické složení přes kopírák odpovídá chemickému složení Slunce. Za posledních 30 let se podíl „kovů“ v meteoritech plynule snižuje z 1,9 % na 1,40 %. „Kovy“ v astronomickém žargonu znamenají, že jde o prvky počínaje C a konče U. Složení zemské kůry se od chemického složení Slunce výrazně liší, protože Země ztratila mnoho těkavých prvků, ale ponechala si většinu prvků žáruvzdorných. Kritická teplota zbavování těkavých prvků na Zemi činila (1391 ±15) K, což znamená, že prvky s nižší než kritickou teplotou mají na Zemi menší zastoupení než na Slunci. Naproti tomu všechny prvky s teplotou vyšší, než kritickou mají stejné relativní zastoupení jako na Slunci.

S. Mojzis aj. se věnovali druhé důležité etapě vývoje Sluneční soustavy, která podle jejich výpočtů začala před 4,480 Gr roky a jíž se říká pozdní akrece. Tehdy již dostavěné terestrické planety byly vystaveny těžkému bombardování kometami, planetesimálami a planetkami. Události během pozdní akrece tak nejspíš odložily možnosti vzniku života na těchto planetách až na dobu před 3,850 Gr. V tomto období také docházelo k výrazné migraci obřích planet, což přineslo další zvýšení bombardování planet s pevných povrchem kometami po dobu 30 mil. let. Počátek těžkého bombardování terestrických planet se tak posouvá až k času před 4,480 Gr a určitě trvalo až do času 4,400 Gr před současností.

L. Flaggová aj. analyzovali pětileté údaje o exoplanetě CI Tau b proměnné hvězdy ~13,8 mag. Spektroskopická pozorování probíhala na dvou dalekohledech: 2,7m McDonaldovy observatoře ve Fort Davisu v Texasu (31° s. š.; 2,1 km n. m.) a na 4,3m Lowell Discovery Telescope v Arizoně (35° s. š.; 2,4 km n. m.). Na obou přístrojích byly k dispozici infračervené mřížkové spektrografy IGRINS v pásmech H (1,45 μm) a K (2,5 μm). Hvězda CI Tau má parametry: absolutní hv. velikost 8,2 MAG; sp. K7; T_eff = 2,5 kK; 0,9 M_ʘ; 0,6 L_ʘ; d = 158 pc; stáří 2÷3 mil. let. Exoplaneta b obíhá kolem hvězdy v periodě 9,0 d po dráze s výstředností e = 0,25, tj. v průměrné vzdálenosti 12 mil. km. Její hmotnost je překvapivě vysoká:10 M_J, čili téměř na spodní hranici hmotností hnědých trpaslíků. Autoři soudí, že je zcela vyloučeno, aby se takto hmotná exoplaneta dostala do blízkosti mateřské hvězdy migrací. Je velmi pravděpodobné, že šlo o tak velký zhustek materiálu, který se souběžně s hvězdou v této vzdálenosti zkoncentroval. Dosavadní modelové výpočty umožnily odhadnout i současný poloměr exoplanety 2 R_J a efektivní teplotu 2,3 kK. To znamená, že i velmi hmotné planety mohou mít horký start a není nutné, aby se do tak velké blízkosti k mateřské hvězdě dostávaly migrací, jak se až dosud soudilo.

S. Pfalzerová a M. Bannisterová přišly s ještě pozoruhodnějším návrhem, proč vznik planet může probíhat rychle. V každém zárodečném protoplanetárním oblaku vznikají planetesimály, jež jsou rozptýleny do interstelárního prostoru, jímž náhodně putují. Mohou být zachyceny v jiném zárodečném oblaku a tam přispět k urychlení tvorby nových planetárních soustav, resp. druhého i dalšího pokolení planet v soustavě, která tyto bludné tuláky zachytila.

M. Haywood aj. se snaží vysvětlit pozoruhodnou skutečnost, že ve vzdálenosti nad 6 kpc od centra Galaxie má většina hvězd podobnou metalicitu jako Slunce až do vzdálenosti 10 kpc od centra. Důvod, proč tomu tak je, spočívá podle názoru autorů v silné turbulenci plynného disku, jež roznesla vyšší metalicitu do vnějších vrstev tlustého vnějšího disku. Chemické složení Slunce a většiny pozdních hvězd třídy sp. třídy G V tak je typické pro hvězdy už od galaktického poloměru 6 kpc, a ještě výrazněji pro hvězdy, které jsou od centra soustavy vzdáleny více než Slunce.

A. Childsová aj. simulovali vývoj planetární soustavy, jež bude mít ve velkých vzdálenostech od hvězdy několik obřích planet typu Jupiter a Saturn a blíže ke hvězdě řadu terestrických planet. Snažili se najít konfiguraci, která by pomocí rozrušení okraje terestrického disku oběma obry umožnily vznik terestrických planet na téměř kruhových dráhách blíže ke hvězdě. Nenašli nějakou výraznou korelaci mezi hmotnostmi obou obřích planet a počtem terestrických planet pozemského typu. To usnadní budoucí hledání takových konfigurací pomocí plánované sondy WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope).

D. Nesvorný a D. Vokrouhlický se věnovali vysvětlení, proč v chladném Edgeworthově-Kuiperově pásu se vyskytuje tolik dvojčat s velmi příbuznými dráhami. Tento pás je zabydlen ve vzdálenostech 42÷47 au. Tato populace vděčí za svou dlouhodobou existenci tím, že původní planetesimální disk v rané Sluneční soustavě se brzy vytratil. Simulace ukázaly, že těsné páry vzniklé v původním hmotném disku měly vysokou pravděpodobnost, že přežijí. Naproti tomu volné páry se rozešly od sebe, i kdyby byl původní disk trval krátkou dobu. Současné těsné páry mohou také pocházet z pásma mezi Uranem a Neptunem, pokud se dokázaly vyhnout impaktům a silným poruchám drah od těsných přiblížení k jiným planetkám. Je docela pozoruhodné, že největším tělesům v tomto pásu zůstaly satelity. Téměř dokonale kruhové dráhy malých satelitů Pluta vznikly buď vinou impaktů a/nebo setkáním Pluta a jeho družiny s Neptunem.

J. Thorpe aj. zjistili, že pokus v projektu LISA Pathfinder (ostrý provoz v kosmickém prostoru: březen 2016 ̶ červen 2017), jenž úspěšně testoval aparaturu pro detekci gravitačních vln pomocí budoucí kosmické observatoře o délce ramen 1,5 mil. km, prospěl také studiu miniaturních částic zvířetníkového prachu, které aparatura registrovala, aby nedocházelo ke snížení přesnosti v měření dlouhých gravitačních vln. Autoři tak prohlédli 4 348 h záznamů (cca půl roku) z experimentu a našli 54 prachových částeček, jež udělily družici silové momenty 0,2÷230 μNs. Tyto impulsy pak porovnali se známými statistikami mikrometeoroidové populace ve vnitřní části Sluneční soustavy (Jupiterova rodina komet, komety z Oortova oblaku, komety třídy Halley a planetky). Tak se jim podařilo prokázat, že nejvyšší frekvenci srážek mají mikrometeoroidy Jupiterovy rodiny.

A. Pavlov aj. nalezli důkaz, že v čase 5480 BC se Země potkala s interstelárním mračnem o velikosti 10 ÷100 au a hustotě částic n ~10÷1000/cm³. Svou domněnku podporují skutečností, že v té době výrazně stoupl podíl radioaktivního uhlíku ¹⁴C a časový profil tohoto zvýšení jeho koncentrace se liší od případů, kdy ke zvýšení koncentrace dochází v důsledku poklesu sluneční činnosti. Takové mračno by mělo minimálně o dva řády větší rozměry než zemská atmosféra. Autoři navíc navrhují, aby se v polárním ledu z této epochy proměřil podíl nuklidů ³He/⁴He, což by domněnku případně potvrdilo.

R. Soja aj. konstatovali, že interplanetární prachový komplex vznikl z prachu, jenž rozptylují především komety Jupiterovy rodin, dále pak dlouhoperiodické komety typu Halley a Oort. Integrováním pohybových rovnic na časové ose 1 Mr ukázalo že nejdelší čas mezi srážkami mají největší částice (≥150 μm). Pro větší částice se čas mezi kolizemi rychle prodlužuje, ale pro menší částice se pomaleji zkracuje. V okolí Země dominují částice z komet Jupiterovy rodiny z 90÷98 %. Zbytek připadá na oba typy dlouhoperiodických komet. Naproti tomu údaje o srážkách registrovaných družicí COBE naznačují zcela jiný poměr: 80 % Jupiterova rodina a 20 % z planetek!

D. Koshny aj. se věnovali dnešnímu stavu poznání interplanetárního prachu a meteoroidů, jež většinou pocházejí z komet a planetek. Rozložení těchto nejmenších složek napříč Sluneční soustavou nám poskytuje informace o jejich vlastnostech a dynamice v soustavě. Dnes tyto údaje potřebujeme hlavně kvůli kosmonautice, tj. návrhům ochrany kosmických aparátů před jejich poškozením nebo zničením těmito miniaturními objekty. Velké množství částeček vzniklo v rané epoše existence soustavy a pokud dodnes přežívají, příliš se v čase nemění. Existuje řada metod, jak jejich vlastnosti odhalovat. Obě zmíněné složky lze studovat různými metodami, tj. pozorováním intenzity a polarizace zvířetníkového světla, během průletu meteorů zemskou atmosférou i jejich sběrem ve vysoké atmosféře, v polárním ledu a sněhu a také pomocí kosmických sond, jež nabírají vzorky in situ.

J. Sterken aj. připomněli, že v naší soustavě byly v r. 1992 E. Grünem aj. poprvé zjištěny částice interstelárního prachu pomocí detektorů na kosmické sondě Ulysses. Od té doby se interstelární prach pozoruje různými metodami od sběru prachu in situ, návratu vzorků z odběrů na planetkách nebo kometách i z infračervených pozorování. Pomohly zejména detektory na kosmické sondě Cassini a experiment Stardust. Nestor oboru E. Grün zdůraznil, že od objevu interstelárního prachu sondou Ulysses se možnosti studovat prach zmnohonásobily. Astronomové si uvědomili, že kromě fotonů máme možnost získávat informace o okolním vesmíru také pomocí kosmického prachu. Zejména úžasné výsledky sondy Rosetta obohacují naše znalosti o prachu jak ze Sluneční soustavy, tak z okolního vesmíru. Probíhají už i laboratorní práce s řízenými experimenty, které napodobují podmínky ve vesmíru.

D. Hestroffer aj. považují malá a miniaturní tělesa Sluneční soustavy za důležité pomocníky při zjišťování okolností vzniku, formy a vývoje naší soustavy, ale také pro aplikaci těchto poznatků pro cizí planetární soustavy. To zřetelně ukazují famózní výsledky sondy Rosetta i nadějné vyhlídky probíhajících projektů Hayabusa2 a OSIRIS-REx. Kromě toho je potřebí rozvíjet metody sledování potenciálních nebezpečných objektů (Potentially Hazardous Objects), což může dříve či později přinést zásadní možnost obrany proti kontinentální či dokonce globální katastrofě z kosmu. Je také pravděpodobné, že voda na Zemi, jež umožnila vznik a rozvoj života, pochází z planetek, které na Zem spadly. Planetky jsou podivuhodné objekty – ty největší připomínají zčásti i planety, protože mají kulový tvar a uvnitř jsou aspoň zčásti geologicky diferencované. Zato menší planetky s rozměry řádu kilometrů drží pohromadě docela slabě. Jde totiž o hromady sutě, držící tvar spíše pomocí kohézních sil než gravitací. Navíc jsou výrazně porézní, takže jejich střední hustota se rovná hustotě vody za laboratorních podmínek. Snímky malých planetek poukazují na roztodivný terén od relativně hladkého regolitu, až po drsný terén pokrytý navíc balvany o rozměrech desítek metrů. Na jedné straně máme univerzální modely, které platí pro kamenné planety, trpasličí planety, planetky a měsíce. Na druhé straně právě pro malá tělesa je nutné používat metod granulární mechaniky, protože povrch je rozryt impaktními krátery, odhozenými kameny, prohlubněmi a horskými hřbety. Ideálně tak musí astronomové spolupracovat s pedology, chemiky, fyziky kondenzované fáze a počítačovými badateli, aby se dobrali lepšího poznání pozemského prostředí i celkové architektury vesmíru.

V závěru tohoto odstavce se hlásí o slovo přesná nebeská mechanika zásluhou N. Scafettaové aj. Laboratoř pro tryskový pohon (JPL) se totiž nestará jen o raketové motory, družice a kosmické sondy, ale též o co nejpřesnější předpovědi pohybu planet Sluneční soustavy, a to nejenom do budoucnosti, ale též do minulosti. V současné době k tomu užívá výpočtu planetárních efemerid v rozmezí let 13 000 BC až 17 000 AD pomocí programů DE431 a DE432. V tomto 30 tisíc let dlouhém intervalu se autoři věnovali okamžitým oscilacím excentricit planet, které jsou vyvolávány zejména sousedními páry planet (Merkur-Venuše, Země-Mars, Jupiter-Saturn, Uran-Neptun). Přitom se věnovali hledání oscilací excentricit na časových škálách 0,1÷10 000 let. Většina párů se chová souměrně, tj. když excentricita jedné planety stoupá, tak u druhé planety z páru souměrně klesá, a to platí i naopak. Výjimkou je pár Venuše-Země, jejichž excentricity se shodně buď zvětšují, anebo zmenšují. Ideálně to však v obou případech platí jen pro dlouhé periody oscilací řádu desítek tisíc let. Na kratších časových stupnicích je situace složitější. Například Jupiter jeví velké kolísání excentricit v periodách 60 a dále 900÷960 let, za což může většinou Saturn. Uran a Neptun mají charakteristickou periodu kolísání výstředností 4 300 let. Oscilacím neujde ani Pluto, který je charakterizován periodou oscilací bezmála 20 tis. let. Detailní studium nakonec ukázalo, že si planety navzájem vadí podle vzoru Aloise Jiráska Proti všem.

1.4. Slunce

2. července 2019 brzy odpoledne přešel pás totality úplného slunečního zatmění přes observatoř ESO na La Silla. Na observatoři při této příležitosti vyvrcholily oslavy její padesátileté existence (založena byla 25. března 1969), připomenutí se též dočkalo jiné slavné zatmění – 25. května 1919 A. Eddington na Princově ostrově (Príncipe, dnes Demokratická republika Sv. Tomáš a Princův ostrov) pořídil měření poloh jednotlivých členů Hyád, z jejichž posuvu při zatmění byla potvrzena Einsteinova relativita. Zatmění na La Silla trvalo 1 min 52 s a na observatoř je přijely pozorovat tisíce lidí, vč. chilského prezidentského páru. Krom jiných také na oslavách v rámci hudební skupiny S. Rotheryho na basovou kytaru hrál Rick Armstrong, nejstarší syn prvního člověka, který vystoupil na povrch Měsíce jen o necelý měsíc později r. 1969. Pozorování slunečních zatmění na velkých observatořích jsou velmi vzácná – během posledních 50 let k tomu došlo teprve po třetí (předchozí: 15. února 1961 v Haute–Provence, Francie, a 11. července 1991 na Mauna Kea / Loa, Havaj, USA) a na La Silla se úplné zatmění vrátí až 28. srpna 2231.

Porozumění dění na povrchu a uvnitř našeho Slunce a předpovídání jeho aktivity je úzce svázáno s historickým výzkumem a pochopením dochovaných záznamů ve světle moderních analytických metod. Významné obohacení izotopem ¹⁴C v letokruzích stromů kolem r. 774–775 n. l. vyvolalo zájem o zjištění, jakou aktivitu v té době Slunce vykazovalo. F. Stephenson aj. podrobili analýze záznamy z čínských kronik, v nichž nalezli zápis z 12.–13. ledna 776, kdy se „na obloze po západu Slunce objevila ‚bílá mlha‘“. Zatímco R. a D. L. Neuhäuserovi dříve tato pozorování na základě absence pozorovaných barev zařadili do skupiny halových jevů (tj. odraz slunečního, či v tomto případě spíše měsíčního svitu na ledových krystalcích ve výškách ~10 km nad zemí), nyní autoři — porovnáním s dobře zdokumentovanými historickými „bílými“ polárními zářemi — ukázali, že r. 776 se ve skutečnosti mohlo jednat o atypickou auroru zářící ve výškách ~95÷170 km. H. Hayakawa aj. podpořili tuto hypotézu zahrnutím dat z ledových jader z vrtů v polárních oblastech, které pro sledované období 775–777 ukazují zvýšené zastoupení radioaktivních izotopů ¹⁰Be a ³⁶Cl. Ačkoli ostatní hypotézy zvýšení přítomnosti ¹⁴C (výbuch supernovy, záblesk záření γ, dopad komety do neobydlených oblastí) nelze stále vyloučit, vysvětlení v podobě série silných slunečních erupcí, z nichž některé zasáhly Zemi přímo, se jeví o něco pravděpodobnější.

V. Carrasco aj. prozkoumali záznamy slunečních skvrn Jana Heweliusze (Hevelia, 1611–1687) z let 1642–45, tedy těsně před začátkem Maunderova minima (též velkého minima, ~1645–1715). Jde o jediné dochované systematické záznamy z tohoto období. Autoři proto prozkoumali dostupný původní poznámkový aparát, nikoli jen publikované spisy. Sestavený motýlkový diagram ukazuje, že před začátkem Maunderova minima na Slunci nebyla patrná žádná asymetrie mezi severní a jižní polokoulí. Sám Hevelius si na počátku r. 1645 povšiml přibližně 3 měsíce trvající úplné absence skvrn, což autoři interpretují jako předzvěst následujícího velkého minima. Pečlivost Heveliových záznamů ukazuje, že Maunderovo minimum byl skutečně pozorovaný jev, nikoli jen absence pozorování v důsledku dogmatické interpretace aristotelovské scholastiky.

Historické záznamy složení radioaktivních izotopů prvků mimozemského (ať už slunečního či kosmického) původu ukazují, že Slunce dlouhodobě vykazuje přibližně pětinu času ve snížené či naopak zvýšené aktivitě oproti průměrnému stavu, tj. velká minima a velká maxima. D. Ölçek aj. navrhli vysvětlení tohoto jevu pomocí působení duálního dynama. Jednu složku tvoří silný generátor magnetického pole založení na diferenciální rotaci s pravidelnou 11letou oscilací, zatímco druhou složku tvoří slabší a v mnohem větších hloubkách pod povrchem založený generátor, který žádnou pravidelnou oscilaci nevykazuje. Turbulentní charakter spodního dynama může dobře vysvětlit pozorovanou řadu sluneční aktivity, potíž však je, že toto vysvětlení postrádá nějakou fyzikální podstatu, proč se spodní dynamo (pokud existuje) takto chová. Autoři nabízejí jako pracovní hypotézu částečně zamrzlé magnetické pole ve stabilních vrstvách, které se nacházejí pod konvektivní zónou. Nečekanou podporu pro tvrzení, že aktivita spodního dynama je zcela chaotická, přinesli R. H. Cameron a M. Schüssler, kteří statistickými analýzami odvodili, že všechny dosud pozorované dlouhodobé cykly (~90letý Gleissbergův, ~210letý de Vriesův ad.) je možné vysvětlit nulovou hypotézou, tj. čistě jako náhodný šum. Dokonce i odchylka 3σ ve frekvenčním spektru by měla nastat s pravděpodobností ~25 % v průběhu 216 cyklů, pro něž máme k dispozici data. K občasnému poškození pravidelné oscilace základního 11letého cyklu patrně stačí velice malé poruchy náhodné povahy.

F. Stefani aj. prozkoumali chování modelu slunečního dynama navrženého R. J. Taylerem a H. C. Spruitem, jehož primární generátor tvořený diferenciální rotací s periodou 11,07 r ovlivňují slapové síly Venuše, Země a Jupiteru. Charakteristickým projevem modelu je přecházení mezi dipólovým a kvadrupólovým charakterem magnetického pole s periodou 22,14 r. Dlouhodobý vývoj oscilací vykazuje motýlkové diagramy (ačkoli jejich tvary pozorovaným neodpovídají), slabší druhé maximum (a minimum) a převracení polarity slunečních skvrn mezi polokoulemi.

Y. B. Han a Z. Q. Yin na základě numerického modelu vyhlazeného 11letého cyklu počtu slunečních skvrn předpověděli hodnoty pro 25. sluneční cyklus: minimum počtu slunečních skvrn má nastat v r. (2019,188 ± 0,98), maximum jejich počtu v r. (2023,918 ± 1,64) a očekávaný nejvyšší střední počet skvrn má být (228,8 ± 40,5). A. Singh a A. Bhargawa použili kromě počtu slunečních skvrn také indexy spektrálních čar F10,7 cm a Lyman-ɑ, z nichž odvodili polohu minima 25. cyklu na leden 2021 a maxima na únor 2024. Autoři použili kromě periodicity oscilací také analýzu trendů v amplitudách, proto odhadují výrazně nižší maximum počtu skvrn (89 ± 9). F. Labonville aj. na základě analýzy optických parametrů aktivních oblastí předpovídají maximum počtu skvrn 89⁺²⁹_–14 v r. 2025,3^+0,89_–1,05; konkrétně s půlročním zpožděním nástupu na severní polokouli, zato s 20% zvýšením počtu skvrn oproti jižní polokouli.

Parkerova sluneční sonda (Parker Solar Probe, PSP) proletěla 1. listopadu 2018 prvně přísluním své komplikované dráhy, na níž se bude postupně přibližovat ke Slunci až na nejtěsnější vzdálenost pouhých 6 mil. km od jeho povrchu. První čtyři práce založené na měřeních z prvního průletu ve vzdálenosti 24 mil. km vyšly v časopise Nature. S. Bale aj. publikovali měření rychlosti slunečního větru unášejícího magnetické pole; zatímco poblíž roviny ekliptiky je rychlost větru ≤ 500 km/s, se zvětšující se vzdáleností od ekliptiky se rychlost větru zvyšuje. Intenzity elektrického i magnetického pole lokálně výrazně kolísají, což je patrně způsobeno turbulencemi ve slunečním větru, které zřejmě mají původ v nestabilitě plazmatu. J. Kasper aj. pomocí měření proudů nabitých částic zjistili, že siločáry magnetického pole se nečekaně často prohýbají nazpět a vytvářejí záhyby ve tvaru písmene S. Také se ukázalo, že existuje významný tangenciální pohyb plazmatu, jehož vysoké rychlosti se udržují i ve velké vzdálenosti od koróny; příčinu zatím neznáme. D. McComas aj. ze zastoupení energetických elektronů a protonů zjistili, že na urychlování částic na vysoké rychlosti se podílí jak sluneční záření (fotosférická vzplanutí), tak CME (coronal mass ejections, výrony plazmatu). Různé časy příletu různě nabitých částic potvrzují, že magnetické pole v blízkosti Slunce má složitější charakter, než se dosud předpokládalo. R. Howard aj. potvrdili, že úbytek rozptylu záření na prachových částicích i z přímých měření odpovídá pozorování ze Země, sonda na místě očekávaně „vidí“ podrobnější strukturu F koróny. PSP předběžně potvrdila existenci předpokládané oblasti blízko povrchu Slunce, v níž se prach nevyskytuje vůbec v důsledku vyfukování tlakem záření a slunečního větru.

S. Yang aj. oznámili objev nového pozorovaného jevu v chromosféře. Autoři pomocí NVST (New Vacuum Solar Telescope, Fuxian, Čína; IR; ⌀ ~1 m, altazimut., f = 45 m, zor. pole ~3′) v čarách Hɑ nalezli objekty, které vypadají jako dělové koule. Pohybují se po zakřivených trajektoriích, průměrná hmotnost je ~1,5×10⁹ km², hmotnost ~1,5×10⁸ kg a rychlost ~56 km/s. Na souběžně pořízených datech v UV oboru ze sondy Solar Dynamics Observatory (SDO) je patrné, že s jevem je spojené intenzivní zahřívání plazmatu. Autoři navrhují vysvětlení v podobě cucků ohřátého plazmatu, které se uvolní při rekonexi magnetických silotrubic.

A. Finley aj. zpracovali pozorování ze sondy Wind z let 1994–2019, z nichž odvodili míru odnosu momentu hybnosti slunečním větrem ze Slunce. Data ukázala, že ztráta momentu hybnosti tokem protonů je ~3× větší než magnetickým napětím a částicemi ɑ. Rychlý vítr může odnos momentu hybnosti dokonce zpomalovat rozptylem na částicích pomalého slunečního větru. Celkový odnos představuje ekvivalent ~3,3×10²³ J, což je přibližně polovina hodnoty, kterou by Slunce mělo vykazovat podle A. Skumanichova–É. Schatzmanova zákona (úhlová rychlost hvězdy na rovníku klesá s 2. odmocninou jejího stáří). Není jasné, zda jde o projev slabšího rotačního brzdění, časovou proměnnost odnosu momentu hybnosti nebo jeho nerovnoměrnost v důsledku různého složení slunečního větru v rozdílných zeměpisných šířkách.

V další práci A. Finley aj. zkoumali míru odnosu momentu hybnosti v minulosti. Na základě blízkozemních měření rychlosti slunečního větru a korelace s pozemskými radionuklidy kosmického původu autoři spočetli hodnoty ztráty rotační energie 9 kr nazpět. Průměrná hodnota v tomto období odpovídá ~2,2×10²³ J, mezi velkými minimy a maximy kolísá v rozmezí ~1÷5×10²³ J. V průběhu sledovaných tisíciletí není patrný žádný sekulární trend.

S. Basu a H. Antia porovnali měření rychlosti rotace Slunce v 23. a 24. cyklu. Zatímco pozorované změny rotace nezávislé na zeměpisné šířce v obou cyklech kopírují průběh slunečního cyklu, ostatní projevy jsou komplikovanější. Zonální proudění bylo v 24. cyklu znatelně slabší než v předcházejícím cyklu, stejně tak se mezi oběma cykly změnily parametry tachokliny (rozhraní mezi oblastí zářivé rovnováhy a konvektivní zónou) – zatímco její pozice se téměř nezměnila, její tloušťka se velice mírně zvětšila, ale především se v obou cyklech výrazně lišil průběh změn její rotace i při víceméně stejných podmínkách na povrchu Slunce a ve stejné fázi cyklu.

M. Karlický a L. Jasnov modelovali vzplanutí typu zebra (poddruh typu IV, který v dynamickém rádiovém spektru připomíná zebří maskování) z 14. prosince 2006 jako dvojitou rezonanci v plazmatu, při níž jsou zesilovány frekvence přesahující horní hybridní frekvenci (limitní frekvence, nad níž již plazma efektivně netlumí záření) a zároveň se jedná o harmonické násobky cyklotronové frekvence (ta je daná intenzitou magnetického pole v místě zdroje). Změny pruhů v čase je možné vysvětlit buď proměnnou hustotou podél erupční smyčky, nebo fyzickým pohybem plazmatu skrz zkroucené magnetické pole. Autoři ukázali, že k vysvětlení pozorované zebry stačí model jednoduché erupční smyčky, podél níž dochází k rychlým změnám hustoty plazmatu – pravděpodobně jde o magnetosonické vlny. Odvozená teplota zdroje zebry je ~2×10⁶ K, teplota okolní chromosféry ~2×10⁴ K.

Spolehlivé určení hmotnosti výronů plazmatu (CME) je jednou ze základních podmínek úspěšného předpovídání kosmického počasí. F. López aj. studovali časovou změnu hmotnosti pro 32 CME postupujících ve vzdálenostech 2,5÷15 R_⊙ od Slunce v kombinaci s měřením úniku látky z nízké koróny na základě tmavnutí v oblasti tvrdého UV záření. CME byly mezi květnem 2010 a dubnem 2012 pozorovány družicemi STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory; NASA, 2006, sluneční dráha v úrovni Země; A dosud funkční, B přestala pracovat v říjnu 2014). Korekce započtením úniku z blízkosti slunečního povrchu vedly v některých případech ke snížení odhadu hmotnosti, v jiných naopak ke zvýšení. Upravené odhady hmotnosti ve vzdálenosti 10 R_⊙ se pohybují v rozsahu 1,12÷6,11 10¹² kg, absolutní rychlosti výronů se pohybují v rozmezí 344÷3 196 km/s.

Další podstatné vylepšení předpovědi kosmického počasí představuje možnost zjistit, co se děje na momentálně odvrácené straně Slunce. T. Felipe a A. Ramos využili algoritmy strojového učení k hledání aktivních helioseismických oblastí, jejichž pravděpodobný zdroj se nachází na opačné polokouli Slunce. Použitá neuronová síť byla natrénována na odpovídajících dvojicích helioseismických map fázových posunů a magnetogramech z HMI (Helioseismic and Magnetic Imager na palubě SDO). Následné testy na uměle vytvořených datech ukázaly, že algoritmus je schopen s vyšší přesností než lidé určit aktivní regiony na nepozorovatelných částech slunečního povrchu. Vzhledem k nízké aktivitě Slunce v končícím 24. cyklu zatím nebylo možné prakticky ověřit absolutní přesnost předpovědí algoritmu.

Po dokončení dalekohledu DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, Haleakalā, Havaj, USA) se i do sluneční astrofyziky dostává potřeba zpracovávat velké objemy dat v řádech PB (petabajt = mil. GB). J. A. Armstrong a L. Fletcherová vyzkoušeli schopnost hluboké neuronové sítě identifikovat povrchové jevy na Slunci jako skvrny, filamenty, protuberance a absenci těchto jevů, tj. klidný povrch. Na základě snímků v čáře Hɑ z dat družice Hinode (JAXA / NASA, 2006) dosáhli schopnosti s 99,9% pravděpodobností identifikovat prvky v obrazech, které nebyly součástí trénovací sady. Algoritmus naučený na datech z Hinode je schopen velmi dobře pracovat i se snímky s horším (1,2″ vs. 0,33″) úhlovým rozlišením ze SDO kromě případů některých vlnových délek (160/170 nm, 30,4 nm), kde algoritmus selhává kvůli nízkému kontrastu jednotlivých prvků vůči pozadí.

A. S. Rodger aj. vyzkoušeli mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Chajnantor, Chile) coby sluneční radioteleskop. Autoři využili veřejně dostupná data z ověřovací fáze projektu ještě před spuštěním rutinního provozu, konkrétně pozorování aktivní oblasti NOAA12470 ze 17. prosince 2015, z níž se oddělil výron plazmatu pozorovaný v rentgenovém oboru. Data v pásmu 84÷116 GHz ukázala, že optická tloušťka τ plazmatu stacionární části aktivní oblasti se pohybuje v rozmezí 0,02÷2,78, ve výronu pak v rozmezí 0,11÷2,78; oba rozsahy jsou blízko hodnoty rozhraní mezi opticky tenkým a tlustým plazmatem (pro ~100 GHz frekvence). Odpovídající odvozené teploty plazmatu jsou ~7 370÷15 300 K a ~7 440÷9 560 K (stacionární, resp. pohybující se plazma).

D. Sudar aj. použili soubor dat z ověřovací fáze ALMA k určení průběhu funkce jasnosti od středu k okraji slunečního kotouče. Ukázalo se, že v pásmech 3 (~100 GHz) a 6 (~250 GHz) se sluneční disk směrem k okrajům zjasňuje, což je způsobeno růstem teploty elektronů s úhlovou vzdáleností od středu disku. Pro aktivní oblast ve vzdálenosti 0,75 r_⊙ od středu činí rozdíl efektivní teploty v pásmu 6 asi 180 K. Autoři upozorňují, že odvozená funkce jasnosti nebere v potaz efekty v křídlech spektrálních čar, což znamená, že hodnoty okrajového zjasnění ~10 % v pásmu 3, ~15 % v pásmu 6 představují spodní limit a v analýzách vlastností pozorovaných povrchových jevů nelze efekt okrajového zjasnění zanedbat.

A. Nindos aj. shrnuli výhledy využití připravované observatoře Square Kilometer Array (SKA, dvě pole antén v Austrálii a Jižní Africe, po dokončení s celkovou sběrnou plochou ≥ 1 km²) pro výzkum Slunce. Již v první fázi, jejíž příprava je v běhu, bude observatoř schopna v pásmech 50÷350 MHz, 350÷1 050 MHz, 950÷1760 MHz a 4,6÷15,3 GHz (rozsah vlnových pásem 19 mm až 6 m) sledovat povrchové jevy s vysokým úhlovým i časovým rozlišením a především velkou citlivostí. Přístroje umožní velmi přesně určovat polohy, orientaci a intenzitu magnetického pole v oblastech, v nichž dochází k urychlování elektronů, dále místa vzniku a rozvoje výronů látky, ohřev plazmatu v koróně a vznik a vývoj velkých struktur v ní.

P. Judge aj. demonstrovali možnost profesionálního využití amatérské pozorovací techniky při úplném slunečním zatmění 21. srpna 2017. Pozorování z tábořiště Wyoba na úbočí Casper Mountain (Wyoming, USA) v nadmořské výšce 2 402 m n. m. pomocí malých dalekohledů o průměru 5 cm umožnila pořízení spekter v rozsahem vlnových délek 310÷2 300 nm. Dva spektrografy s nízkou disperzí pořídily spektra s vysokým časovým rozlišením (8÷500 ms), zatímco třetí přístroj s vysokou disperzí snímal s kadencí ~2,5 s. Autoři získali jasnosti v chromosférických čarách Ca II H a K a Hɑ poblíž třetího kontaktu zatmění, které použili ke kalibraci pořízených spekter spolu s koeficienty okrajového ztemnění. Takto pořízená data jsou kvalitativně srovnatelná s velkými profesionálními přístroji. Autoři identifikovali dvě neznámé chromosférické emisní čáry, které patrně souvisejí se strukturou spikulí.

C. A. Madsen aj. využili pro pozorování zatmění 17. srpna 2017 přístroje na palubě letecké observatoře GV HIAPER (Gulfstream-V High-performance Instrumented Airborne Platform for Environmental Research, malý proudový dopravní letoun upravený pro výzkum v atmosféře do výšek ≤ 15,5 km), konkrétně UV a IR spektrografy EIS (Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer) a AIR-Spec (Airborne Infrared Spectrometer). Pozorováním z řídké atmosféry se kombinací jasností IR čar Mg VII, S XI, Si IX a Si X a UV čar Fe XII podařilo pořídit podrobnou mapu hustoty elektronů v koróně v těsné blízkosti Slunce. Odvozené teploty plazmatu jsou (131,8 ± 0,3)×10⁴ K těsně u okraje měsíčního kotouče a (154,9 ± 0,3)×10⁴ K v úhlové vzdálenosti 100″ od okraje.

Erupční smyčky jsou běžnou součástí všech eruptivních událostí a ačkoli jsou pozorovatelné od rentgenového záření (vyšší teploty) do velkých vlnových délek (nižší teploty), počet pozorování v nízkých teplotách je malý. J. Koza aj. zpracovali data ze Švédského slunečního dalekohledu (Swedish 1m Solar Telescope) v čarách Ca II a Hβ pro vzplanutí SOL2017-09-10T16:06. Autoři modelovali plazma v tepelné nerovnováze a nalezli dvě možná řešení pozorovaných spekter – obě vykazují vysokou hustotu elektronů ~2×10¹² cm^–3 a mikroturbulence o rychlostech ~25 km/s. Odvozená hustota elektronů odpovídá hodnotám plynoucím z pozorování SDO a podporuje hypotézu, že pozorovaná velevzplanutí u některých okolních hvězd mají možné vysvětlení v podobě přítomnosti (mnoha) erupčních smyček.

Chemické složení slunečního povrchu je důležitým vstupem pro výzkum Sluneční soustavy, neboť složení Slunce je totožné se zárodečnou mlhovinou. Přímý vzorek slunečního povrchu k dispozici nemáme, můžeme využívat sluneční spektroskopii a nepřímo usuzovat na primordiální složení Sluneční soustavy z vlastností meteoritů (zejm. uhlíkatých chondritů, CI). Nasbírat vzorky slunečního větru, jehož chemické složení je přímo závislé na zastoupení prvků v atmosféře Slunce, měla sonda Genesis (NASA, start 2001, Lissajousova dráha kolem bodu L₁ soustavy Slunce–Země), která bohužel v září 2004 při návratu se vzorky havarovala, protože se přistávacímu modulu neotevřel brzdicí padák. Ne všechny vzorky však byly při pádu úplně ztraceny. D. Burnett aj. informovali o plánu, jak znovu analyzovat vzorky, které se podařilo zachránit a dekontaminovat. Autoři identifikovali 12 dosažitelných cílů, např. určení zastoupení izotopů Mg, Ar, Fe, porovnání izotopického složení C, Mn a Rb ve vzorku slunečního větru se všemi dostupnými CI chondrity atd. Díky pokroku modelů přenosu částic ze sluneční fotosféry do slunečního větru a významnému zlepšení laboratorní techniky autoři předpokládají, že přímé chemické i izotopické složení slunečního větru ze vzorků Genesis je možné.

Modely hvězdného vývoje předpovídají, že svítivost mladých hvězd je zpočátku nižší a teprve postupně roste. Pro případ Země to znamená, že osvit povrchu v době před 3,8÷2,5 Gr (archaikum, prahory) by měl být o 20–25 % nižší než v současnosti; přesto existují silné důkazy, že se na povrchu v té době nacházela kapalná voda. Dlouho se zdálo, že se jedná o těžký problém vyžadující zásadní úpravy modelu vzniku a vývoje raného Slunce (např. větší počáteční hmotnost a zásadní odnos látky slunečním větrem, který zároveň nemá ničivé účinky na zemskou atmosféru). B. Charnay aj. shrnuli vývoj paleoklimatických výzkumů poslední dekády a došli k závěru, že model vývoje Slunce není třeba významně revidovat. Rozvoj 3D modelování atmosfér, započtení vlivu různých skleníkových plynů včetně jejich vzájemného „soupeření“ v dynamické atmosféře, dlouhodobé změny rotace Země, existence tepelného výměníku oceánů a rozmístění prakontinentů a desková tektonika jsou schopny vysvětlit udržení povrchových teplot nad bodem mrazu vody i při nižší jasnosti mladého Slunce.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

Na podzim 2018 vzbudili rozruch A. Teachey a D. Kipping oznámením o objevu prvního exoměsíce, označovaného jako Kepler 1625b-i. Exoměsíc pochopitelně představuje pouze slabý pokles signálu ve světelné křivce pozorovaného zákrytu hvězdy K1625. Systém by tvořila obří exoplaneta s oběžnou dobou ~287 d, kolem níž obíhá exoměsíc velikosti Neptunu s poměrem vůči exoplanetě obdobným jako Měsíc vůči Zemi. L. Kreidbergová aj. nezávisle přezkoumali data z HST a ukázali, že použití jiného postupu redukce dat neumožňuje jednoznačně potvrdit přítomnost exoměsíce v systému – při dosažení nižších odchylek fitování světelné křivky autoři nepotřebovali model s exoměsícem. Kromě toho se objevilo několik alternativních vysvětlení, např. nerovnoměrně rotující hvězda K1625, skvrny na jejím povrchu atd. Teachey a Kipping na námitky odpověděli další prací, v nichž většinu alternativních hypotéz vyvracejí; na kritiku Kreidbergové aj. zareagovali další redukcí původních dat, jíž upozorňují na problematické předpoklady při fitování světelné křivky. Rozhodnou další pozorování.

C. Lazzoniová aj. oznámili, že na základě tříletého sběru dat přístrojem SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch, VLT, Paranal, Chile) získali nepřímé důkazy o existenci „exoměsíců“ kolem hnědých trpaslíků. Uvozovky jsou zde nutné. V prvním případě jde o těleso s hmotností ≤ 1 M_J, obíhající kolem hnědého trpaslíka o hmotnosti ~10÷11 M_J ve vzdálenosti ~10 au; hnědý trpaslík ovšem sám obíhá kolem primární složky dvojhvězdy, kterou je červený trpaslík vzdálený ~300÷330 au. Ve druhém případě jde o těleso s hmotností ~4,6 M_J kolem planety o hmotností ~13÷14 M_J ve vzdálenosti ~8 au; planeta obíhá kolem hvězdy slunečního typu ve vzdálenosti ~270 au. Pokud se objev(y) potvrdí, půjde o výzvu modelům formování planetárních systémů a patrně také o úpravu současného názvosloví.

Začátkem roku 2019, necelý půlrok po startu tým družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, NASA, start 18. srpna 2018, přízemí ~108 Mm, odzemí 375 Mm, i ~37°, P 13,7 d) oznámil potvrzení osmi nově objevených exoplanet, z nichž tři mají poloměr menší než 4 R_⊕. π Men c má průměr ~2 R_⊕, hmotnost ~5 M_⊕ a oběhne kolem své hvězdy za ~6 d; podivné je, že sesterská planeta b má hmotnost ~10 M_J a oběžnou dobu ~6 r – není jasné, jak tak rozdílná tělesa mohla v jedné sluneční soustavě vzniknout. LHS 3844 b je horká planeta o něco větší než Země, obíhající kolem červeného trpaslíka každých 11 h. HD 21749 b je o něco menší než Neptun s hmotností ~23 M_⊕, tedy přesně na hranici mezi plynnými a kamennými planetami; data ze spektrografu HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, 3,6m dalekohled ESO, La Silla, Chile) naznačují, že planeta má silnou hmotnou atmosféru, což je při oběžné době ~36 d poněkud nečekané. Ostatní planety jsou běžné velké plynné exoplanety.

D. Gandolfi aj. oznámili objev dvou exoplanet kolem hvězdy HD 15337 v datech TESS a jeho potvrzení v archivu HARPS. Planeta b má hmotnost 7,51^+1,09_–1,01 M_⊕, poloměr (1,64 ± 0,06) R_⊕ a oběžnou dobu 4,8 d; planeta c má hmotnost 9,11^+1,82_–1,69 M_⊕ poloměr (2,39 ± 0,12) R_⊕ a oběžnou dobu 17,2 d. Obě podobné planety se nacházejí na opačných stranách Fultonovy mezery („zakázaná“ hodnota poloměru planety mezi ~1,5÷2 R_⊕, v tomto rozmezí velikostí se planety téměř nevyskytují, patrně kvůli fotoevaporaci, tj. odfukování atmosfér planet v blízkosti mateřských hvězd), což ze systému dělá velmi dobrou testovací laboratoř pro vývojové modely slunečních soustav. Autoři nechali jednu takovou sérii simulací proběhnout; ukázalo se, že parametry planet odpovídají tomu, že ve věku ~150 Mr měla HD 15337 zářivost 3,7÷127 L_⊙.

A. Vanderburg aj. v datech TESS objevili víceplanetární těsný systém kolem hvězdy HR 858, nacházející se jen 32 pc od nás. Tři planety s poloměry ~2 R_⊕ obíhají kolem pozdní hvězdy typu F, která je ve skutečnosti primární složkou vizuální dvojhvězdy. Oběžné doby jsou 3,59 d, 5,98 d a 11,23 d; planety b a c jsou velice pravděpodobně v orbitální rezonanci. Systém je perfektním cílem pro přesnou spektrometrii a přímé měření Rossiterova-McLaughlinova jevu a následnému určení rotační rychlosti složky A.

D. Hannikainenová shrnula výsledky prvního roku působení TESS na jižní polokouli (zpracovaných 12 sektorů oblohy z 13 jižních): 993 kandidátů, z toho 271 menších než Neptun; 28 potvrzených exoplanet. Následující rok se družice bude věnovat severní obloze. Po skončení základní mise bude měřením pokryto 94 % viditelné oblohy a očekává se prodloužení, v němž se přístroje zaměří na dlouhodobé změny a víceplanetární systémy. Kromě objevování exoplanet TESS pomáhá měřit světelné křivku supernov, planetek a dokonce exokomet jako v případě β Pictoris.

L. Kaltenegger aj. připravili katalog 1 822 blízkých hvězd s magnitudou ≥ 12 a spolehlivě určenou vzdáleností na základě datové sady DR2 družice Gaia. Okolo těchto hvězd má TESS šanci najít exoplanety, které od své mateřské hvězdy dostávají přibližně stejné množství zářivé energie jako Země od Slunce. Pro ~1 700 těchto hvězd má TESS dostatečnou citlivost, aby zjistila přítomnost exoplanety s poloměrem 1,6 R_⊕, pro ~400 z nich dokonce i s poloměrem 1 R_⊕. Konečně 227 hvězd z katalogu bude sledováno dostatečně dlouho již v průběhu základní mise, aby bylo možné zjistit, zda se nějaká planeta nachází v ekosféře své hvězdy až do vzdálenosti srovnatelné s dráhou Marsu ve Sluneční soustavě.

Sluneční soustava kolem TRAPPIST-1, chladného trpaslíka spektrální třídy M, stále představuje cíl mnoha teoretických modelů. V. Dobosová aj. použili parametry planetárního systému k modelování slapového ohřevu a jím způsobeného rozšíření ekosféry. Potvrdily se dřívější výsledky, že exoplanety d a e mohou v simulacích uniknout překotnému skleníkovému efektu a teplota na povrchu obou exoplanet může mít pozemské hodnoty; pro exoplanetu d to platí, pouze pokud je odrazivost povrchu alespoň stejná jako na Zemi. Exoplanety b a c jsou příliš blízko a překotný skleník u nich nastává nevyhnutelně stejně jako slapovými silami generovaný vulkanismus. Exoplanety f, g a h jsou příliš daleko, aby slapový ohřev působil významné zvýšení teploty. H. Hay a I. Matsuyama propočetli vliv slapových sil mezi jednotlivými exoplanetami navzájem. Ukázalo se, že pro všechna tělesa s výjimkou exoplanety g je efekt zanedbatelný – pro ni vliv ostatních těles může znamenat 2–20 % celkového slapového ohřevu (vysoký rozptyl je způsoben modelovou průměrnou viskozitou tělesa). Simulace ukazují, že k výraznějšímu příspěvku slapových sil mezi exoplanetami je třeba, aby excentricity jejich drah měly hodnoty alespoň 10^–3–10^–4.

E. Gonzales aj. zrevidovali parametry mateřské hvězdy TRAPPIST-1 na základě nových IR spekter spektrografu FIRE (Folded-port InfraRed Echellette, dalekohled W. Baade, 6,5 m, Las Campanas, Chile) a astrometrie z dat DR2 družice Gaia. Nově odvozené parametry jsou: absolutní bolometrická svítivost (–3,216 ± 0,016), povrchová teplota (2 628 ± 42) K, hmotnost (90 ± 8) M_J, poloměr (1,16 ± 0,03) R_J a log g (5,21 ± 0,06) dex. Autoři pro hvězdu odvodili spektrální indexy. Hvězda patří mezi objekty se střední gravitací, ačkoli by měla mít parametry odpovídající gravitaci nízké. Autoři nabízejí dvě vysvětlení – buď jde o důsledek magnetické aktivity, nebo slapové vlivy planetárního systému. Autoři identifikovali čtyři podobné hvězdy, které mohou posloužit pro srovnání hvězdného vývoje, ať už se u nich najdou exoplanety či nikoli.

C. Fischer a J. Saur použili systém TRAPPIST-1 k průzkumu elektromagnetické interakce mezi hvězdou a planetami. Pokud je exoplaneta dostatečně blízko mateřské hvězdy, může dojít k elektrodynamickému spárování obou těles (star-planet interaction, SPI). Autoři pátrali po změnách jasnosti hvězdy, které by bylo možné identifikovat jako důsledek emise záření v důsledku SPI, zejména spojené se synodickou rotační periodou hvězdy vůči jednotlivým exoplanetám (a její polovinou; typické hodnoty, na nichž se SPI projevuje). Exoplanety b a c jsou dostatečně blízko, aby se efekt mohl projevit; velikost Poyntingova vektoru má řád 10¹¹ W, resp. 10¹⁵ W, což nestačí k přímé detekci ve fluktuacích jasnosti. Autoři nalezli nepřímé potvrzení v podobě časové korelace mezi pozorovanými vzplanutími hvězdy a očekávanými projevy SPI. Silnější potvrzení vyžaduje další pozorování.

Tým přístroje GRAVITY (VLTI, 4× 8,2 m, Paranal, Chile) oznámil přímé pozorování exoplanety optickou interferometrií. V práci S. Lacoura aj. (88 spoluautorů) tým zveřejnil podrobnosti detekce exoplanety HR 8799 e v úhlové vzdálenosti 390 mas (tisícina obloukové vteřiny) od centra hvězdy. Změřená pozice exoplanety má přesnost ~100 µas, její spektrum ukazuje na hnědého trpaslíka pozdního typu L. Odvozená povrchová teplota je (1 150 ± 50) K a log g (~4,3 ± 0,3), z čehož plyne poloměr 1,17^+0,13_–0,11 R_J a hmotnost 10⁺⁷_–4 M_J. Dráha exoplanety má velkou poloosu ~16 au, excentricitu 0,15 a sklon ~25°.

D. K. Sing aj. zpracovali vysokodisperzní spektra v blízkém UV oboru HST u horkého jupiteru WASP 121b. Exoplaneta má hmotnost (1,18 ± 0,06) M_J, poloměr ~1,7 R_J a povrchovou teplotu ≥ 2 400 K. V silných absorpčních čarách Mg II a Fe II (u hořčíku jde o dublet, u železa o multiplet) autoři zaznamenali atmosféru exoplanety, která vyplňuje celý Rocheův lalok. Rozšíření všech čar naznačuje, že plyn Rocheovu hranici přetéká (R_b/R_* ~0,3) a není gravitačně vázán k exoplanetě. Plynné částice železa a hořčíku (a pravděpodobně dalších těžkých prvků) jsou přinejmenším částečně ionizované a v blízkosti hvězdy je přidržuje magnetické pole; tlak záření a hvězdný vítr je postupně od hvězdy urychluje. Představte si hvězdu s exoplanetou jako letící rychle rotující mokrý tenisák (exoplaneta je hrudka bláta přilepená na povrchu míčku) – jen místo kapek vody jsou kapičky horkého železa; skutečná “heavy-metal planet”.

S. Zieba aj. objevili pomocí družice TESS přechod drobné meziplanetární látky přes hvězdný kotouč β Pic; pravděpodobně se jedná o exokomety, resp. rozptýlený prach a plyn jejich ohonů, který nejméně 3× nepravidelně zakryl kotouček mladé hvězdy. Svědčí o tom asymetrický tvar zákrytu, časová nepravidelnost a rozdílná hloubka a trvání zákrytů (pokles jasnosti je v řádu 0,5÷2 mmag).

A.–M. Lagrange aj. použili přístroj SPHERE na VLT k určení pozice β Pic b. Po více než 10 letech, kdy se exoplaneta nacházela severovýchodně od mateřské hvězdy, se autorům r. 2014 podařilo změřit její polohu v jihozápadním kvadrantu; měření pokračovala do listopadu 2016, kdy se exoplaneta schovala za hvězdu, a v září 2018 se ji opět podařilo detekovat SV od β Pic. Od prvního zobrazení přístrojem NaCo tak uplynul téměř celý jeden oběh a autoři mohli určit velkou poloosu dráhy (8,90 ± 0,41) au, oběžnou dobu 20,29^+0,86_–1,35 r, excentricitu (0,01 ± 0,03) a sklon (89,08 ± 0,19). Pozice dráhy vylučuje, aby za variacemi jasnosti pozorovanými v r. 1981 byla exoplaneta b. Autoři upozorňují, že současné přístroje umožňují detekci dalších exoplanet s hmotností jednotek M_J, pokud existují a obíhají do vzdálenosti ~2 au od hvězdy.

J. Morales aj. nalezli u hvězdy s nízkou hmotností GJ 3512 (M5.5, 0,12 M_⊙, 9,5 pc) exoplanetu o hmotnosti (0,463 ± 0,023) M_J na excentrické dráze (e ~0,44) s oběžnou dobou (203,59 ± 0,14) d. Velká excentricita dráhy se v podstatě vylučuje se současnými modely vzniku planetárních systémů kolem trpasličích hvězd; proto autoři navrhují jako pravděpodobný scénář vznik tří exoplanet, z nichž jedna byla ze systému vymrštěna a exoplaneta b se dostala na svoji současnou dráhu. Třetí exoplaneta s menší hmotností se pak nachází na vzdálené dráze, kde ji zatím nedokážeme detekovat. Tento scénář také představuje výzvu pro modely formování slunečních soustav, neboť vyžaduje, aby se kolem hvězdy s nízkou hmotností zformovaly nejméně dvě hmotné exoplanety – podle našich současných znalostí to vyžaduje, aby exoplanety vznikly v krátkém čase přímým zhroucením, nikoli postupnou akrecí.

Potvrzených cirkumbinárních planetárních systémů zatím známe jen devět, z nichž Kepler 47 je jediný, který má víc než jednu exoplanetu. J. Orosz oznámili objev na základě třetí exoplanety v této pozoruhodné dvojhvězdné soustavě (Lyr, 1 055 pc). Nově nalezená exoplaneta se kupodivu nenachází nejdále od centrální dvojhvězdy (P ~7,5 d, a ~0,08 au, e ~0,02, i ~89,3°; M_A ~1,04 M_⊙, G6V; M_B ~0,36 M_⊙, M4V), ale uprostřed mezi dříve známými exoplanetami b (~49,5 d, ~3,05 R_⊕, ≤ 26 M_⊕) a c (~303,2 d, ~4,7 R_⊕, 2÷5 M_⊕). Nový přírůstek má oběžnou dobu ~197,4 d, poloměr ~7 R_⊕ a hmotnost 7÷43 M_⊕. Všechny exoplanety sdílejí téměř totožnou rovinu dráhy, vnější má největší excentricitu a rozložení celého systému naznačuje, že neprošel žádným násilným přerodem, ale naopak pozvolnou migrací; současná konfigurace vykazuje dynamickou stabilitu pro ≥ 100 Mr.

P. Gajdoš aj. publikovali výsledky hledání třetí hvězdy v dvojhvězdném systému Kepler 410, protože je známo, že okamžiky zákrytu primární složky exoplanetou K–410Ab se v čase mění s výchylkou asi 14,5 min. Autoři uspořádali pozorovací kampaň a posbírali spektroskopická měření ze tří dalekohledů na území bývalého Československa, z nichž se nepodařilo najít žádnou pravidelnou fluktuaci radiálních rychlostí primární složky. Následné numerické simulace ukázaly, že variace okamžiků zákrytu je možné vysvětlit přítomnosti druhé exoplanety v dráhové rezonanci 2:3 se známou exoplanetou Ab – toto řešení je dlouhodobě stabilní.

F. Feng aj. nalezli nezvyklý planetární systém kolem ε Indi A (K2V, 3,62 pc, 0,76 M_⊙, 0,22 L_⊙). Dlouhodobá pozorování spekter i světelné křivky potvrdila existenci exoplanety Ab s hmotností ≥ 2,6 M_J, velkou poloosou ~11,55 au a excentricitou ~0,26 a oběžnou dobou ~45,2 r. Tato exoplaneta je po „našem“ Jupiteru druhým nejbližším jupiterem a její dráha je překvapivě stabilní. „Sekundární složku“ ε Ind totiž tvoří dvojice hnědých trpaslíků (T1 a T6; 1 459 au; interní perioda 13 r, hmotnosti ~47 M_J a ~28 M_J), jejíž společná oběžná dráha kolem primární složky je dlouhodobě nestabilní. To naznačuje, že dvojice hnědých trpaslíků vznikla jinde a byla primární složkou náhodně zachycena; tuto hypotézu podporuje statistické pozorování, že hvězdy s hmotností ≤ 0,8 M_⊙ mají jen jeden jupiter. Neméně zajímavý, než sám planetární systém je způsob jeho objevu – autoři si povšimli, že se liší astrometrické hodnoty polohy primární složky mezi katalogy HIPPARCOS a Gaia; to může být prostá chyba v některém z katalogů, ale také známka přítomnosti (obří) exoplanety v systému.

A. Bonomo aj. pomocí Telescopio Nazionale Galileo (⌀ 3,58 m, Roque de los Muchachos, La Palma, Kanáry) a přístroje HARPS-N (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher for the Northern hemisphere, Telescopio Nazionale Galileo, ⌀ 3,58 m, Roque de los Muchachos, La Palma, Kanárské ostrovy) zkoumali planetární systém hvězdy Kepler–107. Mateřská hvězda má hmotnost (1,238 ±0,029) M_⊙, poloměr (1,447 ±0,014) R_⊙ a stáří ~4,29 Gr. Ukázalo se, že dvě vnitřní exoplanety b a c mají velmi podobné poloměry (1,536 ±0,025) R_Z, resp. (1,597 ±0,026) R_Z, ovšem velmi rozdílné hmotnosti: (3,51 ±1,52) M_Z, resp. (9,39 ±1,77) M_Z. Vnější exoplaneta má tedy hustotu ≥ 2× větší než vnitřní. Vývojové modely planet menších než Neptun předpokládají dva mechanismy, které mohou zvyšovat výslednou hustotu zformovaných planet: fotoevaporace (tj. odfukování lehčích prvků silným zářením a hvězdným větrem mladé mateřské hvězdy) a meziplanetární srážky (tj. rozbití větší planety, z níž zůstane pohromadě jen těžké diferencované jádro). Zatímco pro první způsob máme v exoplanetární zoo mnoho příkladů, dosud chyběl důkaz pro druhý způsob – autoři nabízejí hypotézu, že právě Kepler-107c je ten případ, kdy obří srážka připravila dvě původně větší tělesa o silikátový plášť a pozůstatek po srážce je tvořen splynutými jádry obou původních těles. Autoři provedli sérii simulací, jak taková srážka mohla vypadat; nejpravděpodobnější se jeví téměř přímý náraz tělesa s totožnou hmotností kolem 10,5 M_Z.

Podmínky v okolí vznikajících krystalků minerálů – např. zastoupení kyslíku – jsou zachyceny ve fyzikálních (někdy i chemických) vlastnostech jednotlivých krystalů. Kamenná tělesa ve Sluneční soustavě nesou stopy, že jejich horniny se formovaly v prostředí s mírou oxidace o několik řádů vyšší, než odpovídá původnímu složení sluneční pramlhoviny. A. Doyleová aj. se rozhodli zjistit, zda se jedná o typickou vlastnost planetárních systémů. Pozorování šesti bílých trpaslíků, na nichž dochází k akreci meziplanetární látky, odhalilo podobné podmínky i v jejich okolí. Autoři pro každou hvězdu odvodili logaritmickou bezrozměrnou veličinu ΔIW, která koreluje se zastoupením kyslíku v okolí krystalizujícího železa – hodnoty ve Sluneční soustavě se pohybují v přibližném rozmezí −1 (CI chondrity) až −7 (průměrná hodnota pro Merkur); průměrná hodnota pro Zemi je ~−2,25. Pro šestici bílých trpaslíků se odvozené hodnoty ΔIW pohybují v rozmezí −0,59÷−1,21, což ukazuje, že alespoň některé exoplanety mají geochemické složení podobné kamenným tělesům Sluneční soustavy.

B. Bitsch aj. rozšířili své dřívější numerické simulace vzniku obřích plynných (exo)planet o vzájemné gravitační působení vznikajících těles v modelové sluneční soustavě. Započtení gravitačních vazeb zesiluje rychlost migrace velkých těles, která se zformovala za sněžnou čarou, do blízkosti mateřské hvězdy – zárodek ve vzdálenosti 20÷40 au je v simulacích schopen v podobě oblázků zachytit hmotnost 100÷200 M_Z / Mr, přičemž se dokáže k hvězdě přiblížit až na ~1 au a vyrůst do hmotnosti srovnatelné s Jupiterem. Nižší tok látky (50÷100 M_Z) umožňuje vznik obřích těles i ze zárodků v nižší počáteční vzdálenosti (5÷10 au), naopak vyšší přítok látky dovoluje vznik většího počtu velkých těles. Zárodek s počáteční vzdáleností ≤ 5 au neumožní vznik obřího tělesa ani při velmi vysokém přítoku látky v podobě oblázků, namísto něj vznikne nanejvýš těleso velikosti Neptunu. Dlouhodobé simulace planetárních modelů ukazují, že mohou existovat jak systémy s obřími tělesy ve vnější části a menšími ve vnitřní, tak systémy jen s obřími tělesy na excentrických drahách.

M. S. Fujii a Y. Hori se zaměřili na skutečnost, že ačkoli spektrální vlastnosti hvězd v otevřených hvězdokupách naznačují, že by měly hostit srovnatelný počet exoplanet jako ostatní hvězdy, zatím jsme jejich exoplanet nalezli méně. Autoři nechali proběhnout sérii simulací mnoha těles a zkoumali míru přežití exoplanet u mateřských hvězd jak v řídkých, tak v hustých hvězdokupách. Výpočty pro ~1 Gr ukazují, že blízká setkání hvězd v hvězdokupách ze slunečních systémů vymrští ≤ 1,5 % blízkých (≤ 1 au) exoplanet a nanejvýš 7 % exoplanet ve vzdálenosti 1÷10 au od mateřské hvězdy. Za předpokladu, že každá hvězda v hvězdokupě má alespoň jednu obří exoplanetu s hmotností 1÷13 M_J, je míra volně plovoucích exoplanet v hvězdokupě v rozmezí 0,0096–0,18 na jednu hvězdu; to naznačuje, že hvězdy v mladých hvězdokupách (≤ 100 Mr) jsou nadějným cílem pro pátrání po exoplanetách.

F. Gallet a P. Delorme zkoumali vliv formování planet a následné výměny momentu hybnosti mezi mateřskou hvězdou a planetární soustavou s ohledem na určování stáří hvězd. Numerické simulace slapového působení mezi blízkými hmotnými planetami a hvězdami ukazují, že ovlivnění rotace povrchu hvězdy v důsledku slapů může přetrvat ~10⁵÷10⁶ r v závislosti na míře ovlivnění (čím menší, tím delší). To vede k zdánlivému omlazení hvězdy, jejíž věk nelze dost spolehlivě určit pouze na základě pozorovatelných veličin. Autoři odhadují, že pro málo hmotné hvězdy 0,3÷1,2 M_⊙ a velmi blízké (≤ 0,3 au) exoplanety s hmotností ~1 M_J je možné k současným gyrochronologickým vztahům určit příslušné korekce. Pro ostatní planetární systémy je zatím nutné pouze brát v úvahu skutečnost, že odhadnuté stáří hvězdy může být významně ovlivněno přítomností sluneční soustavy.

V. Trees a D. Stam propočítali modely předpokládaného odrazu světla od povrchu oceánů na exoplanetách s průhlednou nebo částečně oblačnou atmosférou. Autoři počítali jednak celkový tok záření, jednak polarizaci záření, přičemž vzali v potaz Fresnelovy rovnice pro odraz na vlnách a rozptyl záření v podpovrchových vrstvách oceánů. Pro vlnové délky 350÷865 nm autoři vypočetli závislost intenzity odrazu záření na fázi exoplanety a vliv pozičního úhlu na barevný posuv spektra mateřské hvězdy. Změna barvy i míra polarizace je pro poziční úhly ≥ 88°, resp. 123° významná – v případě polarizovaného záření navíc do značné míry nezávisle na oblačnosti atmosféry. Pro blízké exoplanety by mělo být možné v blízké budoucnosti touto metodou ověřit, zda mají na povrchu tekutý oceán.

E. Nielsen aj. (65 spoluautorů) publikovali první statistickou studii exoplanetární přehlídky GPIES (Gemini Planet Imager Exoplanet Survey, G-South, Cerro Pachón, Chile, 2 715 m.n.m.). 300 zkoumaných hvězd prozradilo přítomnost šesti exoplanet a tří hnědých trpaslíků. Malý prvotní vzorek vykazuje ~9% korelaci mezi hmotností mateřské hvězdy (≥ 1,5 M_⊙) a pravděpodobností, že se u ní najde exoplaneta s hmotností 2÷13 M_J ve vzdálenosti 3÷100 au. Pro hnědé trpaslíky s hmotnostmi 13÷80 M_J ve vzdálenosti ~10÷100 au je korelace přibližně o řád nižší. V porovnání s podobnými studiemi vychází z dat GPI silnější závislost pro blízké obří exoplanety ve vzdálenosti ~1÷10 au.

J. Žák aj. zpracovali archivní spektra přístroje HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, 3,6m teleskop ESO, La Silla, Chile, 2 400 m.n.m.) čtveřice hvězd hostících obří plynné exoplanety WASP-76b, WASP-127b, WASP-166b a KELT-11b. Autoři pátrali po stopách absorpčních čar sodíku, vodíku a lithia v atmosférách exoplanet při přechodu přes kotouček mateřské hvězdy. Porovnáním spekter při vstupu do a výstupu ze zákrytu je možné přesně určit absorpci v atmosféře exoplanety; aktivita hvězdné atmosféry se souběžně registruje měřením intenzity v čarách Mg I a Ca I. U WASP-76b a WASP-127b se autorům podařilo s vysokou mírou spolehlivosti potvrdit přítomnost sodíkového dubletu, zatímco u zbylých dvou exoplanet tato dvojčára chybí, což naznačuje, že jejich atmosféry jsou zahaleny silnou oblačností.

D. Nesvorný publikoval podrobný popis postupu vedoucího k nalezení prvního násobného exoplanetárního systému Kepler–46, jenž byl objeven metodou variací okamžiků zákrytu. Původní systém KOI-872 (Kepler Object-of-Interest; Lyr, 790 pc, 0,9 M_⊙, 0,94 R_⊙) odhalil existenci exoplanety b s oběžnou dobou ~33,6 d a hmotností ~0,95 M_J. Pomocí metody v principu stejné s objevením Neptunu ve Sluneční soustavě autor s kolegy (zejm. D. Kippingem) odhalili existenci planety c s oběžnou dobou ~57 d (rezonance 5:3) a hmotností ~0,37 M_J a s velkou pravděpodobností též planety d s oběžnou dobou jen ~6,8 d. Detekce přímo nepozorovatelných a později nezávisle potvrzených exoplanet byla prvním velkým úspěchem metody, která byla od té doby mnohokrát použita k objevům dalších exoplanet v systémech, kde můžeme pozorovat zákryty pouze některých jejich členů.

P. Gajdoš aj. použili tutéž metodu na systémy WASP-92, WASP-93 a WASP-118. Kombinace pozemních dat a údajů mise K2 družice Kepler pro zákryty exoplanetami b těchto systémů nepotvrdila přítomnost ani jednoho dalšího tělesa. To neznamená, že další exoplanety v těchto systémech nejsou, nýbrž to klade omezující podmínky na jejich vlastnosti. Takové potenciální exoplanety musí mít hmotnost ≤ 1 M_Z a musí se nacházet blízko mateřské hvězdy na dráze s nízkou excentricitou. Analýza stability ukazuje, že ve všech třech zkoumaných systémech se takové planety mohou dlouhodobě udržet.

2.2. Hnědí trpaslíci

Studium těles s nízkou hmotností na rozhraní planet a hvězd poskytuje důležité vstupy modelům hvězdného vývoje. Aby taková data byla užitečná, je třeba určit parametry těchto těles s velkou přesností, což je experimentálně náročné. J. Climent aj. pomocí přístroje AMBER (Astronomical Multi-Beam Recombiner, 3×8,2 m) na VLT-I (Very Large Telescope-Interferometer, Cerro Paranal, Chile, 2 635 m.n.m.) potvrdili, že modelový hnědý trpaslík AB Dor C (Mečoun, ~15,2 pc, ~0,09 M_⊙, 25÷120 Mr) je ve skutečnosti dvojitý systém. V IR oboru je možné pozorovat variace jasnosti (5 ±1) % a úhlové oddělení (38 ±1) mas. Data ukazují na hmotnosti složek (0,072 ±0,013) M_⊙ a (0,013 ±0,001) M_⊙; zatímco jádro primární složky je poblíž hranice zažehnutí spalování vodíku, sekundární složka se nachází přesně na rozhraní mezi obří planetou a hvězdou. Potvrzení dvojitosti systému přináší nutnost revize teoretických vztahů mezi hmotností a svítivostí těchto objektů.

A. Grandjean aj. analyzovali dostupná data pro systém HD 206893 (6,67 mag; 40,8 pc, ~1,32 M_⊙, 6 500 K, 250 Mr), v němž byla r. 2017 pomocí přístroje SPHERE (Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research) na VLT objevena exoplaneta s hmotností ~12÷50 M_J ve vzdálenosti ~11 au od mateřské hvězdy. Podivné spektrum neumožnilo upřesnit hmotnost exoplanety ani odhadnout stáří systému, proto autoři použili veškeré astrometrické i spektroskopické údaje, včetně přímého zobrazení exoplanety. Data z družice HIPPARCOS umožnila získat časovou řadu dlouhou 24 roky, z níž je možné získat přesnější údaje: exoplaneta b má oběžnou dobu 21÷33 r, sklon dráhy 20°–41°, hmotnost ~22 M_J a excentricitu dráhy ~0,31. Křivka radiálních rychlostí vykazuje výrazný posuv s periodou 1,6 r, z něhož autoři usuzují na přítomnost dalšího tělesa v soustavě s hmotností ~15 M_J a velkou poloosou dráhy v rozmezí 1,4÷2,6 au.

J. Zalesky aj. publikovali jednotné zpracování dat 14 chladných trpaslíků hvězdných tříd Y a T z pozorování přístroje WFC3 (Wide Field Camera 3) na palubě HST. Z pozorovaných dat autoři odvodili teplotní profily atmosfér, tíhové zrychlení na povrchu, hmotnost, poloměr a stáří – teploty se pohybují v rozmezí 323÷664 K, log g v rozmezí 3,91÷5,88 poloměry v rozmezí 0,33÷1,1 R_J a hmotnosti v rozmezí 1,5÷69 M_J. Odhad stáří je pro jednotlivé objekty významně zatížen chybou v určení povrchového tíhového zrychlení, všechna tělesa se jeví starší než 3 Gr a velká většina ≥ 6 Gr. Teplotní profily odpovídají modelům v zářivé rovnováze a autorům se taktéž podařilo určit zastoupení molekul vody, metany a čpavku. Stanovili také horní hranici přítomnosti iontů sodíku a draslíku; tato data poslouží jako srovnávací sada pro JWST.

F. Marocco aj. nalezli v datech přehlídky CatWISE (Wide-field Infrared Survey Explorer, polární slunečně-synchronní dráha, ~490 km n.m., ⌀ 40 cm; 3,4÷22 µm) mimořádně chladného trpaslíka CW1446 (CWISEP J193518.59-154620.3, 3,24 mag), jehož následná pozorování kosmickým teleskopem Spitzer ukázala, že jde o pátý nejčervenější objekt svého druhu s povrchovou teplotou pouze 270÷360 K. Těleso má poměrně malý vlastní pohyb (≤ 7÷22 km/s) a velikou nejistotu v určení vzdálenosti 5,6÷10,9 pc. Spolu s objektem CW1935 se jedná o dosud nejchladnější nalezená tělesa z kategorie trpaslíků.

2.3. Teoretická astrofyzika hvězd

Asi desetina hmotných hvězd (M > 1,5 M_⊙) vykazuje přítomnost silného magnetického pole, jehož projevy jsou rozprostřené po celém povrchu. Shodou okolností také přibližně desetina hmotných hvězd vzniká splynutím dvou složek s původně menšími hmotnostmi – objevila se proto myšlenka, zda spolu tyto dva jevy nesouvisejí. Tuto hypotézu dále podporuje fakt, že neznáme žádné silně magnetické hvězdy v těsných dvojhvězdách. F. Schneider aj. se rozhodli provést sérii simulací, které modelují splynutí dvou hvězd a následný vývoj výsledného tělesa. Modely jednak potvrdily vznik silných magnetických polí, jednak ukázaly, že výsledná hvězda se jeví výrazně mladší a modřejší než původní složky dvojhvězdy. To může dobře vysvětlit pozorovaný případ hvězdy τ Sco, jejíž zdánlivé stáří ≤ 5 Mr je méně než poloviční ve srovnání se svou mateřskou asociací. Autoři dále přišli s hypotézou, že právě takové objekty vzniklé splynutím dvou hvězd mohou být předchůdci magnetarů, případně těles, která stojí za pozorovanými rychlými rádiovými záblesky (FRB).

Problém tří těles je patrně nejstarší nevyřešená astrofyzikální otázka, vzdorující snahám o nalezení obecného analytického řešení po staletí. Na hierarchické systémy je možné použít triky, díky nimž jsou speciální případy řešitelné. Numerická řešení ukazují, že náhodně zvolené systémy se v naprosté většině případů rozpadnou na prchající těleso a stabilní dvojhvězdu, avšak stále není možné nalézt jednoznačné vztahy mezi počátečními podmínkami a výslednou konfigurací těles. N. C. Stone a N. W. C. Leigh hledali statistické řešení za pomoci tzv. ergodické hypotézy, tedy předpokladu, že skutečně chaotický systém postupně vyplní všechny body parametrického (či fázového) prostoru, tedy „navštíví“ všechny možné konfigurace. Stejně jako ve statistické fyzice jsou „obvyklé“ konfigurace početně mnohem běžnější, ale pro náhodně dosazované počáteční podmínky je možné vysledovat určité zákonitosti. Autoři objevili, že systém se chová jako skutečně chaotický právě tehdy, když se po dlouhou dobu neustálí žádná gravitačně vázaná dvojice těles. Naopak v situacích, kdy se některá dvojice přibližně ustaví a třetí těleso se nachází poblíž nějakého rezonančního stavu, vede to nejméně v polovině případů k vymrštění třetího tělesa ze systému. Stejně tak existuje mírná závislost mezi excentricitou výsledné dvojhvězdy a počáteční konfigurací tří těles. Tato korelace by mohla posloužit k dalšímu výzkumu těsných dvojic objektů (např. splývajících černých děr) v hvězdokupách.

S. Woosley shrnul současný stav modelů hvězdného vývoje pro hmotné héliové hvězdy (1,6÷120 M_⊙) se započtením efektů ztráty látky, ať už hvězdným větrem nebo výměnou s druhou složkou ve dvojhvězdě. Hmotné hvězdy ve dvojhvězdách obecně podstupují ještě rychlejší vývoj než samostatná tělesa, protože je druhá složka rychleji připravuje o jejich vlastní látku, což jednak urychluje spalování hélia, jednak účinněji diferencuje jejich jádro, takže následně snáze explodují jako supernovy. Autor odvodil distribuci hmotností černých děr vzniklých přímým zhroucením těchto hvězd – černé díry s malými hmotnostmi (počáteční hmotnost hvězdy ≤ 3,2 M_⊙) prakticky nevznikají; nejvíce černých děr vzniklých přímým zhroucením má hmotnost ~9 M_⊙, mezi hmotnostmi 10÷12 M_⊙ následuje pokles četnosti, pro ≥ 12 M_⊙ opět mírný vzestup a nejvyšší hmotnost černé díry vzniklé zhroucením párově-nestabilní supernovy je ~46 M_⊙.

J. Curtis aj. zpracovali data DR2 družice Gaia pro hvězdokupu NGC 6811 ve spojení s daty družice Kepler se zvláštním ohledem na určení rotačních period a odvození věku jednotlivých hvězd. Analýza 171 člena hvězdokupy ukázala, že pro hvězdy s nízkými hmotnostmi neplatí gyrochronologické vztahy kalibrované na Slunci a hvězdokupě Praesepe; střední stáří celé hvězdokupy (1,04 ±0,07) Gyr pro hvězdy s hmotností ≤ 0,7 M_⊙ neodpovídá pozorovaným barevným indexům. Autoři upozorňují, že se jedná o další případ (po již dříve objevené hvězdokupě NGC752, M. A. Agüeros aj., 2018), kdy se brzdění rotace hvězd s nízkými hmotnostmi po prvních ~600÷700 Mr zpomalí nebo úplně zastaví, a to na dobu až stovek Mr. Čím je hmotnost hvězdy nižší, tím déle toto období trvá.

2.4. Prahvězdy a kolébky hvězd

R. Teague, J. Bae a E. Bergin zkoumali pohyb molekul plynu ¹²CO v protoplanetárním disku mladého systému HD163296. Autoři ukázali, že se jedná o přímý důkaz dlouho předpokládaného meridionálního proudění (tj. pohybujícího se podél kolmice k rovině disku) směrem od viditelného vnějšího povrchu disku dovnitř k jeho střední rovině. Data mikrovlnné observatoře ALMA odhalila kromě vertikálních pohybů v disku svědčících o turbulentním prostředí v okolí optických mezer, v nichž se pravděpodobně formují exoplanety, také radiální pohyb v okrajových částech protoplanetárního disku, za který pravděpodobně může tlak záření samotného disku („diskový vítr“).

Y. Zhang aj. objevili v okolí prahvězdy G45.47+0.05 dvojitý polární výron, který jasně září v milimetrové oblasti spektra. Data z observatoří ALMA a VLA (Karl G. Jansky Very Large Array, Socorro, Nové Mexiko, USA) ukázala, že výron je tvořen ionizovanou látkou s elektronovou teplotou ~10 kK a hustotou ~1,5×10⁷ cm⁻³ uprostřed laloku. Výron vychází z centra disku o poloměru ~110 au. Odhad hmotnosti centrálního objektu na základě stupně ionizace je 30÷50 M_⊙, na základě radiálních rychlostí v emisní čáře H30ɑ je odhad hmotnosti 30÷40 M_⊙. Míra odnosu látky vychází na ~(2÷3,5)×10⁻⁵ M_⊙/r. Data také naznačují, že uvnitř výronu se může skrývat relativistický výtrysk, což by nejspíš znamenalo, že akrece na centrální objekt stále probíhá.

Akrece materiálu na vznikající hvězdy o hmotnostech v jednotkách M_⊙ umožňuje prahvězdě nabírat hmotnost tak dlouho, dokud se akreční disk nevyčerpá nebo v něm nezkondenzují planetesimály. Polární výtrysky a méně kolimovaný diskový vítr účinně odnášejí moment hybnosti dopadající látky a prahvězda může využít většinu dostupné „potravy“ ve svém okolí. Z vývojových modelů nevíme jistě, zda stejný mechanismus funguje i pro prahvězdy o hmotnostech desítek M_⊙. A. Sanna aj. oznámili pozorování akrečního disku v okolí vznikající hvězdy spektrálního typu O (systém G023.01–00.41, hmotnost prahvězdy ~20 M_⊙). Disk je rozdělen mezi poloměry 2 kau a 3 kau, má hmotnost přibližně desetiny hmotnosti centrálního tělesa a míra akrece látky činí ~6×10⁻⁴ M_⊙/r. Jde o první přímé pozorování, že akrece z disku se uplatňuje i pro prahvězdy s vysokou hmotností.

M. Machida a S. Basu propočetli modely prvních ~2 000 roků vznikající prahvězdy. Počáteční oblak o průměru 1,2×10⁴ au nechali projít magnetohydrodynamickou simulací s centrální buňkou odpovídající hvězdě o rozměru 5,6×10⁻³ au. Po vzniku prahvězdy se kolem ní zformuje rotující disk o průměru ~2÷4 au, který se udrží až do ukončení simulace a jehož povrchová hustota v důsledku slabého magnetického pole stále stoupá. Po vzniku gravitačních nestabilit se v něm rychle utvoří spirální ramena. Přenos momentu hybnosti se následně odehrává pouze epizodickou akrecí na prahvězdu, což způsobuje časově značně proměnné vyvrhování látky ve výtryscích, jejichž rychlost s rostoucí hmotností prahvězdy roste až nad ~100 km/s. K dalšímu odnosu látky dochází v okrajových oblastech disku. To vše v okolí prahvězdy vytváří prolákliny, zhuštěniny a rázové vlny, což velmi dobře odpovídá pozorovaným podmínkám v hvězdných porodnicích.

J. Großschedlová aj. publikovali vylepšenou verzi katalogu mladých hvězd pro molekulární oblak Orion A, nejbližší místní hvězdnou porodnici. Data získaná z přehlídky VISION (limitní hv. velikost K ≤ 19 mag, rozlišení ~0,7″, zorné pole 18,3 □°) v kombinaci s údaji ze starších přehlídek a katalogů odhalila 274 nové mladé objekty, celkový počet těles v katalogu tak dosáhl čísla 2 980. Z toho je 188 prahvězd, 185 těles s plochým spektrem a 2 607 hvězd před usednutím na hlavní posloupnost s protoplanetárními disky. Porovnání s mapami hustoty mezihvězdné látky ukázalo korelaci mezi oblastmi s vyšší hustotou plynu a prachu a prostorovou hustotou mladých těles. Přítomnost těles s plochým spektrem uvnitř oblastí s vysokou hustotou mezihvězdné látky potvrzuje, že se jedná o skupinu nejranějších hvězd a nikoli o důsledek pozorovacího efektu (např. speciální orientace protoplanetárního disku).

T. Jeřábková aj. použili data sady DR2 družice Gaia pro hvězdy hvězdokupy v mlhovině Orionu k prověření dřívější hypotézy, že členy hvězdokupy tvoří tři nezávislé populace hvězd. Autoři zkombinovali astrometrická data s dostupnou fotometrií přístroje OmegaCAM (268 Mpx CCD, VLT Survey Telescope, ⌀ 2,65 m, Cerro Paranal, Chile) a pečlivě určili binární a vícenásobné systémy. Poté se ukázalo, že jednotlivé populace mají různé prostorové rozložení – druhá a třetí jsou směrem do středu hvězdokupy koncentrovanější. Populace se liší stářím asi o 1÷2 Mr, což opět potvrzuje, že hvězdné porodnice jsou aktivní ve vlnách a nikoli jedním překotným náporem. Hledání násobných systémů navíc ukázalo, že v hvězdokupě se nachází kolem 5 % volných dvojhvězd, o nichž se předpokládalo, že se v hvězdokupě nezformují a neudrží pohromadě.

J. Kos aj. také využili kombinace dat z mnoha zdrojů k analýze hvězdokup v mlhovině Orionu, tentokrát k nalezení nejstarší hvězdokupy v celé hvězdné porodnici. Dosud se za nejstarší pokládaly asociace ASCC 16, 25 Ori a ASCC 21 se stářím 11÷13 Mr. Autoři použili data DR2 družice Gaia, přehlídky GALAH (GALactic Archaeology with HERMES) a APOGEE (APO Galactic Evolution Experiment), Pan-STARRS1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) a 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) a zpřesnili stáří členů a jejich příslušnost k jednotlivým hvězdokupám. Překvapivě se ukázalo, že hvězdokupa ASCC 20 má stáří (21 ±3) Mr. To znamená, že celý komplex hvězdné porodnice má pravděpodobně jinou dynamiku, než se dosud předpokládalo, a starší hvězdokupa mohla významně ovlivnit tvorbu hvězd v mladších asociacích.

H. B. Liu aj. pomocí mikrovlnné observatoře ALMA a přístroje GRAVITY na VLT-I pořídili pozorování těsného okolí mladé primární i sekundární složky dvojhvězdy FU Ori současně v mikrovlnné oblasti (86÷100 GHz a 146÷160 GHz) a blízké IR oblasti (2÷2,45 µm). Záření z okolí obou hvězd přichází z oblasti o poloměru ~10 au, u primární složky navíc středově téměř symetricky. Model akrečního disku zahřívaného třením dobře vysvětluje IR záření pro vnitřní oblasti ≤ 0,4 au a mikrovlnné záření pro oblast ≤ 10 au za předpokladu přísunu látky tempem ~10⁻⁴ M_⊙/r. Autoři upozorňují, že data ukazují přítomnost prachových části ve vnitřní části akrečního disku primární složky, ale potvrzení bude vyžadovat měření v centimetrových vlnových délkách.

J. Jaacks aj. spojili numerický obecný výpočetní systém GIZMO s modely zastoupení hvězd populací III a II, aby analyzovali vliv vzniku prvních hvězd na vesmír před obdobím reionizace. První hvězdy populace III se objevují kolem červeného posuvu z ~ 26 (stáří vesmíru ~120 Mr), populace II se objeví při červeném posuvu z ~ 24 (stáří vesmíru ~135 Mr). Zatímco pro populaci II se míra tvorby nových hvězd dostane na hodnotu ~10⁻² M_⊙/r/Mpc³ při červeném posuvu z ~ 10, což se od pozorované skutečnosti neliší více než 2×, pro populaci III se hvězdotvorba vyšplhá nejvýše na hodnoty o řád nižší pro z > 10 a zůstane tak bez ohledu na zpětnou vazbu nastupující populace II. Autoři z výstupů simulací odvozují, že prvotní galaxie tvořené pouze hvězdami populace III mají celkové jasnosti příliš nízké, takže budou za hranicemi možností přímého pozorování i pro JWST. Jejich existenci by mělo být možné nepřímo potvrdit z rozdělení kovů v mezigalaktickém prostředí a z distribuce přechodných zjasnění – tj. supernov, záblesků záření γ, FRB atd. – v prostoru a čase na jednotku červeného posuvu.

2.5. Jednotlivé hvězdy

Optická vzplanutí střední svítivosti, označovaná jako svítivé červené novy, LRNe (luminous red novae), se projevují jako dvojité zjasnění, jehož první vrchol je strmější a má modřejší barvu a následuje jej déle trvající vrchol s červenější barvou, který je někdy zeslaben a připomíná spíš náhorní plošinu. A. Pastorello aj. publikovali výsledky spektrometrie tří těchto objektů, u nichž se podařilo pořídit první data ještě před samotným vzplanutím. Spektra těles NGC4490-2011OT1, M101-2015OT1 a SNhunt248 se před událostí LRNe jevila jako hmotné modré hvězdy – těsně před vzplanutím spektra se v objevily jasné čáry Balmerovy série vodíku s profily typu P Cyg a také jasnou emisí v čarách Fe II. Během druhého zjasnění spektra zčervenala, čára H-ɑ téměř přestala být detekovatelná a hustý les čar kovů se projevil silnou absorpcí. Velmi pozdní spektra (~6 měs. po vzplanutí) ještě více zčervenala, s posuvem maxima do IR oblasti. Autoři se přiklánějí k hypotéze, že za vzplanutími stojí odhození společné obálky kolem těsné dvojhvězdy; přiznávají ovšem, že vysvětlení v podobě nestability samostatné velmi hmotné hvězdy stále nelze vyloučit.

J. Wintersová aj. zpracovali katalog červených trpaslíků spektrální třídy M (vč. jednotlivých složek dvojhvězd tohoto typu) do vzdálenosti 25 pc od nás. Tyto hvězdy jsou nejpočetnější objekty v okolním vesmíru – v katalogu se jich nakonec nachází 1 120, přičemž je téměř jisté, že jsme stále neobjevili všechny. Statistika ukazuje, že (26,8 ±1,4) % červených trpaslíků se nachází ve vícenásobných systémech a (32,4 ±1,4) % hvězdných průvodců tvoří červení trpaslíci. Střední vzdálenost průvodců má široký vrchol mezi hodnotami 4÷20 au, přičemž se zdá, že u starších a rychleji se pohybujících hvězd je průvodců typu M méně. Autoři odhadují, že ≥ 17 % hmotnosti červených trpaslíků připadá na složky násobných systémů a dalších ~11 % (co do hmotnosti) jich zatím zůstává skryto v nerozpoznaných dvoj- a vícehvězdách. Při započtení těchto nerozpoznaných těles se zdá, že v okolí Slunce je nadbytek červených trpaslíků oproti konci hlavní posloupnosti.

M. Martínez González aj. podrobili analýze spektroskopická data pro hvězdu Boyajianové (KIC8462852), u níž zmíněná astronomka r. 2016 objevila hluboké a zatím zcela neznámé pohasínání v datech družice Kepler. Autoři zpracovali data z přístrojů HERMES (Anglo-Australian Telescope, ⌀ 3,9 m, Siding Spring, Austrálie), HARPS-N a FIES (FIbre-fed Echelle Spectrograph, Nordic Optical Telescope, ⌀ 2,5 m, Roque de los Muchachos, La Palma, Kanárské ostrovy) a odvodili základní vlastnosti atmosféry zkoumané hvězdy hlavní posloupnosti. Boyajianové hvězda nemá magnetické pole, jehož indukce by se vymykala normální hvězdě spektrální třídy F. Skvrny na povrchu, pokud existují, zabírají ≤ 0,02 % viditelného kotoučku. Chromosféra má teplotu vyšší, než odpovídá zářivé rovnováze, což naznačuje, že hvězda projevuje slabou aktivitu. Křivka radiální rychlosti vykazuje zpomalení korelující s poklesem jasnosti, což autoři vysvětlují jako zákryt opticky tlustým tělesem s výrazným sklonem dráhy a náklonem vůči pozorovateli, což způsobuje Rossiterův-McLaughlinův efekt.

R. K. Saito aj. oznámili objev dalšího tělesa, které vykazuje nepravidelná opakující se ztemnění podobná hlubokým zákrytům. Objekt s označením VVV-WIT-07 autoři objevili náhodou při zpracování IR dat pro přehlídku VVV (VISTA Variables in the Vía láctea); další data získali z archivů a následných spektroskopických pozorování. Ztemnění naznačují dvě možné periody ~332 d anebo ~170 d. Spektra ukazují hvězdu na nebo těsně před usednutím na hlavní posloupnost zanořenou v disku, IR oblast spektra nenese výrazné emisní či absorpční prvky. Světelná křivka se vzdáleně podobá Boyajianové hvězdě nebo objektu J1407 („Mamajekovo těleso“ – trpasličí hvězda spektrální třídy K5 se soustavou prstenců), autoři nevylučují ani další hypotézy: mladá hvězda nebo hvězda typu T Tau obklopená nepravidelnou prachovou strukturou, dlouhoperiodické dvojité systémy s různými neobvyklými sekundárními složkami ad. Žádný model zatím nevystihuje všechny pozorované vlastnosti tělesa.

M. Martinez aj. propočítali modely vývoje hierarchických exoplanetárních systémů s exoměsíci. Autoři použili gravitační poruchy vzdáleného hmotného tělesa ve sluneční soustavě, které ovlivňují dráhu vnitřní exoplanety až do slapového roztrhání nebo srážky s mateřskou hvězdou. Exoměsíc je ve většině případů v takové situaci vymrštěn ze soustavy anebo se také srazí s hvězdou. V asi 10 % případů se exoměsíc stane přímou oběžnicí hvězdy, a to ve vzdálenosti menší, než je sněžná čára dané soustavy. Z exoměsíce se fotoevaporací a tepelným ohřevem začnou uvolňovat těkavé látky, které se následně rozprostřou ve sluneční soustavě a vytvoří oblaka plynu a prachu – situace je v analogií průletu komety periastrem. Plyn následně odfoukne hvězdný vítr a zůstanou prachové částice, rozprostřené podél nové – obvykle značně excentrické – dráhy exoměsíce. Doba odpařování částic z exoměsíce se pohybuje v rozmezí 10⁵÷10⁶ r. Autoři navrhují, že tento model by mohl vysvětlit pozorování výše uvedených podivných těles.

Proměnná hvězda V1309 Sco (známá také jako Nova Scorpii 2008) je zatím nejlépe prostudovaným případem hvězdy vzniklé splynutím kontaktní dvojhvězdy s původními hmotnostmi 1,52 M_⊙ a 0,16 M_⊙ a oběžnou dobou ~1,4 d. Světelná křivka vzplanutí byla velmi specifická a optická a IR spektra brzy po splynutí vykazovala přítomnost velkého množství prachu v okolí nového tělesa. T. Ferreira aj. zpracovali data přehlídky VVV a její následné rozšířené varianty až do období ~10 r po vzplanutí V1309 Sco – nové těleso za tu dobu dosáhlo téměř konstantní hvězdné velikosti v optické oblasti při současném zjasnění o ~1 mag v IR oboru, kde stále vykazuje mělkou proměnnost s periodou ~0,49 d. Získaná data jsou v souladu s hypotézou, že těleso se stane typickým modrým loudalem, tj. zdánlivě výrazně mladší hvězdou ve srovnání s ostatními členy mateřské asociace.

B. Toledo-Padrón aj. zvolili Barnardovu hvězdu (Gl 699, M4V, 0,144 M_⊙, 0,196 R_⊙, 3 134 K; 1,83 pc) k dlouhodobému a detailnímu průzkumu aktivity a magnetického cyklu za účelem určení vlivu na radiální rychlosti. Autoři použili data ze spektrografů HARPS, HARPS-N, CARMENES (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs, Calar Alto, Španělsko), HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer, Keckův dalekohled, Havaj, USA), UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph, VLT, Chile), APF (Automated Planet Finder, Lickova observatoř, Kalifornie) a PFS (Prime Focus Spectrograph, Subaru, Havaj) a fotometrických zdrojů ASAS (All Sky Automated Survey), FCAPT (Four College Automated Photoelectric Telescope), AAVSO (American Association of Variable Stars Observers) a SNO (Sierra Nevada Observatory), celkově pokrývající 14,5 r, resp. 15,1 r. Barnardova hvězda má magnetický cyklus o délce (10 ±2) r, v souladu s dřívějšími odhady na základě modelů hvězd spektrální třídy M. Chromosférická aktivita v čarách Hɑ, Ca II a Na I ukázala rotační periodu (145 ±15) d a horní limit vlivu povrchové aktivity na radiální rychlost ~1 m/s.

D. Katz aj. publikovali katalog ověřených radiálních rychlostí (RV) hvězd z DR2 družice Gaia. Ze surových bezmála 10 mil. hodnot RV jednotlivých zdrojů autoři odvodili střední RV ≥ 7,2 mil. hvězd s povrchovými teplotami 3 550÷6 900 K. To představuje asi 77 % hvězd s hvězdnou velikostí ≤ 12,5 mag na obloze. Autoři objevili závislost hodnoty RV na magnitudě, která má maximum asi +500 m/s pro G ~11,75 mag; patrně jde o přístrojový efekt nebo důsledek zpracování dat – v DR3 by měl být tento artefakt odstraněn. Celková přesnost RV se liší pro různé povrchové teploty hvězd: pro 5 000 K je 1,4 km/s, pro 6 500 km/s je 3,7 km/s; stejně tak se liší podle jasností, pro jasné hvězdy je 3–5× přesnější; celková průměrná přesnost je 1,04 km/s.

2.6. Dvojhvězdy a násobné systémy

J. Sperauskas aj. zpracovali spektroskopická data 132 blízkých hvězd s největší proměnností radiálních rychlostí za minulé období přesahující 30 r. Historická data autoři znovu zpracovali a spojili s novými daty ze spektrografu VUES (Vilnius University Echelle Spectrograph). Podařilo se odvodit parametry drah 57 hvězd (z nich 53 poprvé) s rozsahem oběžných dob od 2,2 d do bezmála 14 r. 20 hvězd patří do hierarchických vícenásobných systémů. Jako nejzajímavější systém se autorům jeví mladá hvězda HIP47110B s excentricitou 0,47 a oběžnou dobu pouze 4,4 d – s největší pravděpodobností se jedná o hvězdu na dráze, která stále ještě prochází cirkularizací.

A. Kashi simuloval průběh akrece látky na sekundární složku dvojhvězdy η Car ve dvou konfiguracích hmotností složek: méně hmotná, běžně uvažovaná varianta složek 120 M_⊙ a 30 M_⊙, a hmotnější dvojice 170 M_⊙ a 80 M_⊙. Dvojhvězda má vysoce excentrickou dráhu a při každém průchodu periastrem dojde ke srážce hvězdných větrů obou složek, která ovlivní akreci látky na sekundární složku. Autor vyzkoušel různé modely interakce, které ve všech případech ukazují, že hmotnější konfigurace dvou složek vede k delším fázím akrece s vyšší mírou přísunu látky a zároveň k poklesu povrchové teploty sekundáru. Méně hmotná konfigurace nedokáže zreprodukovat pozorovanou míru akrece ~3×10⁻⁶ M_⊙/r a pokles rentgenové emise sekundární složky skutečné η Car.

M. Wolf aj. zveřejnili výsledky svých dlouhodobých měření změn period mladých zákrytových dvojhvězd s excentrickou dráhou. Ve třech případech V0345 Lac, YY Sgr a DR Vul nová přesná určení středu zákrytů odhalila stáčení přímky perihelu, které svědčí o přítomnosti třetího tělesa v soustavě. Relativistické efekty mají v tomto případě příspěvek v rozmezí 5–14 %, periody stáčení přímky apsid činí 1 580, 295 a 46 r. Oběžné doby nalezených třetích těles jsou 24, 19 a 66 r, jejich hmotnosti 2,0, 0,8 a 7,2 M_⊙

K. Tehraniová aj. určili hmotnost rentgenové dvojhvězdy Melnick 34 (Mk34, hvězdná porodnice 30 Dor, LMC; dvojice Wolfových-Rayetových hvězd spektrální třídy WN5h). Data spektrografů UVES a GMOS (Gemini Multi-Object Spectrographs, Gemini South, Cerro Pachón, Chile) potvrdila oběžnou periodu (155,1 ±1) d. Řešení dráhy ukazuje excentricitu (0,68 ±0,02), poměr hmotností (0,92 ±0,07) a minimální hmotnosti složek (M⋅sin³i) jsou (65 ±7) M_⊙, resp. (60 ±7) M_⊙. Modely atmosfér ze spekter ukazují povrchovou teplotu obou složek ~53 kK a jasnosti 2,7×10⁶ L_⊙, resp. 2,3×10⁶ L_⊙. To odpovídá hmotnostem složek 139⁺²¹₋₁₈ M_⊙ a (127 ±17) M_⊙ a z nich odvozenému stáří ~0,6 Mr. Souladu mezi spektroskopickými a dynamickými hmotnostmi lze dosáhnout, budeme-li předpokládat sklon dráhy ~50°, což činí z Mk34 nejhmotnější známou dvojhvězdu. Systém se nabízí ke studiu srážejících se hvězdných větrů a během 2–3 Mr lze očekávat přerod obou složek ve hvězdné černé díry, což z něj učiní vhodnou laboratoř pro výzkum splývání černých dvojděr a generování gravitačních vln.

F. Pozo Nuñez aj. oznámili výsledky přehlídky pátrající po zákrytových dvojhvězdách s vysokou hmotností. Autoři použili dvojici robotických dalekohledů RoBoTT (Robotic Bochum Twin Telescope, Cerro Armazones, Chile) a pořídili světelné křivky pro 6 známých vysoce hmotných dvojhvězd a nalezli 35 nových systémů. Se třemi výjimkami se oběžné periody všech těchto dvojhvězd nacházejí v rozmezí 1–9 d (jeden systém má krátkou periodu 0,71 d a dva přibližně 20 d). Získaná data umožnila modelování Rocheovy geometrie pro 26 systémů, z nichž 12 je částečně oddělených (z nich 7 se blíží oboustrannému kontaktu) a 14 zcela oddělených. Poměr hmotností se pohybuje v rozmezí 0,4–1 se střední hodnotou 0,8, což naznačuje, že většina dvojhvězd s vysokou hmotností vznikla jako dvojice hvězd, nikoli gravitačním záchytem složek.

O dvojitě dvojitých systémech (hierarchických zákrytových čtyřhvězdách typu 2+2) víme na základě náhodných objevů, ale jejich vlastnosti coby skupiny dobře neznáme. P. Zasche aj. použili dlouhodobou přehlídku oblohy OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a vzali v potaz náhodné promítání dvojhvězd na stejné místo na obloze. Předběžná analýza vybrala skupinu 72 systémů, které autoři podrobili detailnímu zkoumání. Časování okamžiků zatmění 28 z nich prokázalo relativní pohyb, tedy precesi drah. Tu většinou působí zachování momentu hybnosti, když se roviny drah dvojhvězd liší od roviny dráhy obou dvojic (dráhy nejsou koplanární). Statistika drah vykazuje dvě zvýšení kolem poměrů oběžných dob jednotlivých dvojhvězd – kolem hodnot ~1 a ~1,5; první hodnota je patrně projev jednoduché rezonance ve volně vázaných systémech, druhá odpovídá rezonanci 3:2, která je pravděpodobně nejsnazší možností rezonančního zachycení dvojice drah. Ukázkovým příkladem je nalezený systém OGLE BLG-ECL-145467, jehož oběžné doby dvojhvězd jsou ~3,3 d a ~4,9 d a společná oběžná perioda 1 538 d. Zvýšený výskyt rezonance drah 3:2 v tomto typu čtyřhvězd klade nová omezení na vývojové modely hierarchických systémů; jako obvykle bude potřeba další experimentální i teoretický výzkum.

S. Mahadevan aj. souhrnně zpracovali data zákrytových dvojhvězd z katalogu družice Kepler s využitím spektroskopie přehlídek SDSS III a IV (Sloan Digital Sky Survey) a HET-HRS (Hobby–Eberly Telescope High-Resolution Spectrograph) k odvození dráhových parametrů a dynamických hmotností, poloměrů a povrchových teplot. Autoři se zaměřili na hledání systémů s hmotnostmi alespoň jedné ze složek ≤ 0,8 M_⊙, neboť dvojhvězd se složkami s nízkou hmotností se v okolním vesmíru zdá být méně, než by mělo být dle vývojových modelů. Dva ukázkové systémy ukazují, že takové systémy jsou. KIC2445134 má poměr hmotností (0,411 ±0,001), odvozené hmotnosti (1,29 ±0,03) M_⊙ a (0,53 ±0,01) M_⊙, poloměry (1,42 ±0,01) R_⊙ a (0,51 ±004) R_⊙ a poměr povrchových teplot (0,635 ±0,001). Systém KIC3003991 vykazuje poměr hmotností (0,298 ±0,006), hmotnosti (0,74 ±0,04) M_⊙ a (0,222 ±0,007) M_⊙, poloměry (0,84 ±0,01) R_⊙ a (0,25 ±0,004) R_⊙ a poměr teplot (0,662 ±0,001). Analýza ukazuje, že statistické vlastnosti zákrytových dvojhvězd s nízkou hmotností je nutné odhalit pečlivým zpracováním dat pro jednotlivé systémy, abychom mohli rozhodnout, zda jich skutečně je málo, nebo je jen současnými metodami zpracování dat nedokážeme účinně nalézat.

2.7. Novy, rekurentní a trpasličí novy

Nova V1047 Cen (nova Cen 2005) po 14 letech od vzplanutí začala v dubnu 2019 opět zjasňovat. T. Geballe aj. pořídili v IR oboru spektroskopická data systému, jež ukazují, že nové vzplanutí odpovídá trpasličí nově, tedy vzplanutí v akrečním disku a nikoli na povrchu bílého trpaslíka. To je překvapivé, protože po tak krátké době od klasického zážehu novy vývojové modely předpovídají poměrně vysoký přísun látky akrecí v řádu ~10⁻⁸ M_⊙/r. Tak vysoká míra akrece však zároveň nedokáže vyvolat dostatečně velké teplotní nestability v různých částech disku (na to je třeba akreční tempo ~100× nižší). I zde se tedy děje něco neznámého – buď pozorujeme nový jev, nebo je třeba upravit teoretické modely.

F. Göttgens aj. hledali pozůstatky nov v kulových hvězdokupách Galaxie, kde by jich teoreticky mělo být relativně hodně, ale ve skutečnosti jsme v nich zatím nalezli pouze tři (M15, NGC6441 a Palomar 6). Autoři nalezli v kulové hvězdokupě M22 (NGC6656; Sgr, 3 kpc, ~2,9×10⁵ M_⊙, 12 Gr) pomocí přístroje MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer, VLT) planetární mlhovinu, u níž určení radiální rychlosti potvrdilo příslušnost k hvězdokupě. Jas emisních čar umožnil odhad teploty a hustoty elektronů a z nich odvození hmotnosti 1÷17×10−5 M_⊙. Hodnoty napovídají, že se jedná o pozůstatek klasické novy a poloha na obloze odpovídá historickým pozorováním čínských hvězdářů o hvězdě-hostu (klasický čínský termín pro přechodné optické jevy) r. 48 př.n.l. Tím by se nova zařadila mezi několik málo nejstarších doložených extrasolárních jevů v historii lidstva.

HST pozoroval mezi lety 2001–2017 celkem 143× galaxii M87 (NGC4486; Vir, 16,4 Mpc). T. Doyleová aj. zpracovali data se zřetelem na kulové hvězdokupy v této galaxii – identifikovali jich 2 134 a mj. v nich pátrali po novách. Časové rozpětí nebylo rovnoměrné, HST pozoroval M87 v r. 2001 – v těchto datech autoři nalezli právě 1 novu v kulové hvězdokupě, mezi r. 2005–2006 se nenašla ani jedna a v letech 2016–2017 autoři našli 4 zjasnění v optickém oboru uvnitř kulových hvězdokup, ale bez potvrzení v oboru UV, takže tato data vyřadili. V celé galaxii M87 se za stejné období objevil 137 nov. Autoři ve shodě s předchozí prací uzavírají, že nelze vyloučit, že nov uvnitř kulových hvězdokup je ve srovnání s populací hvězd v disku skutečně nadbytek, ale současné dostupné statistiky toto tvrzení neumožňují potvrdit, ale ani vyvrátit.

N. Vogt aj. zpracovali přehled historicky náhlých zjasnění, která pozorovali historičtí čínští hvězdáři jako hvězdy-hosty v období ~600 př. n. l. až 1690 n. l. Porovnání poloh známých vzplanutí supernov s historickým popisem umožnilo rámcový odhad obloukové přesnosti dávných astronomů 0,3°–7°. Taková (ne)přesnost v podstatě vylučuje snahu některých současných badatelů o revizi historických pramenů pro známé a zpětně datované kataklyzmické události. Naproti tomu autoři ukazují, že vůbec není správný předpoklad, že dřívější pozorovatelé oblohy mohli zaznamenat pouze zjasnění přesahující 2 mag a ještě jen u poměrně jasných hvězd – v čem dřívějším pozorovatelům chyběla naše současná technika, v tom ji byli do značné míry mocni nahradit trpělivostí a soustavností. Autoři porovnali počet objevů hvězd–hostů a nedávných nov a statistika ukazuje, že mezi historicky zaznamenanými náhlými vzplanutími se skrývají dosud neidentifikované novy s maximálními hvězdnými velikostmi kolem ~5 mag (možná téměř ~6 mag), přičemž současné hvězdné protějšky mohou mít hvězdnou velikost jen 18 mag (!).

2.8. Fyzické proměnné hvězdy

Téměř všechny děje hvězdného vývoje se odehrávají v takových časových měřítkách, že změna se během jednoho lidského života měřitelně neprojeví. Najdou se zřídkavé výjimky, jako je pozorování změn jasnosti červeného obra T Ursae Minoris (7,8÷15 mag, sp. třída M4e–M6e, ~3 200 K, ~3 kpc). L. Molnár aj. zpracovali amatérská pozorování T UMi amerického sdružení AAVSO od r. 1912. Zpracování jednak názorně ukazuje proměny světelné křivky v čase, jednak autorům umožnil odvození parametrů hvězdy. Modelování pulsů hvězdy při zažehnutí slučování jader hélia s využitím pozorované světelné křivky ukazuje na hmotnost (2,0 ±0,15) M_⊙ a stáří (1,17 ±0,21) Gr. Autoři předpovídají, že perioda pulsů se bude několik málo dalších desetiletí zkracovat, než dosáhne minima a pulzace se opět začne prodlužovat, jak se bude zvětšovat obrův poloměr.

J. Kielkopf aj. oznámili objev záblesků na povrchu Proximy Centauri. Během pozorovací kampaně při hledání přechodů potenciálních exoplanet se 7. 1. 2017 v blízkém IR oboru objevila dvě vzplanutí. První záblesk zvýšil zářivý tok hvězdy o ≥ 10 %, trval neznámý počet sekund a následoval přibližně 100 s trvající rychlý pokles, vystřídaný pomalým pohasínáním následujících ~1 350 s. Druhý záblesk asi 1 300 po prvním byl slabší (zvýšení zářivého toku o ~1 %). Nástup a přesnou dobu trvání záblesků přesně neznáme, 0,7m dalekohled na observatoři na Mt. Kent s má kadenci snímků 62 s a délku jednotlivých expozic 20 s. Zjasnění bylo dostatečné, aby nasbíraný tok záření přeexponoval samotnou hvězdu; extrapolace vyzářené energie pro celé spektrum dává odhad ~100× zářivého výkonu Proximy. Autoři upozorňují, že tato hodnota řadí záblesk mezi velevzplanutí (superflare) – na případnou atmosféru potenciální exoplanety v okolí hvězdy musí mít tento typ událostí devastační účinek.

η Carinae (2,3 kpc; P ~2 023 d, a ~15,4 au, e ~0,9) je jedna z nejzářivějších a nejhmotnějších hvězd (platí to o obou jednotlivých složkách dvojhvězdy) v Galaxii, ve středním IR oboru dokonce vůbec nejjasnější mimo Sluneční soustavu. A. Mehner aj. zpracovali dostupná data mezi lety 1968–2018 právě pro IR obor – čerstvá data získali z přístroje VISIR (VLT Imager and Spectrometer for the mid-InfraRed, Melipal = UT3), historická data z archivu ESO a jednotlivě publikovaných pozorování. Vypočtená bolometrická svítivost v IR oboru se kupodivu ukázala za celých pět dekád neměnná. Ačkoli jsou pozorovatelné krátkodobé variace jasnosti, dlouhodobé zjasnění, které se po r. 1990 projevilo v optickém a UV oboru, se v IR neprojevuje. R. Walter a M. Balbo shrnuli dosavadní poznatky z pozorování η Car v oblasti vysokých energií na základě zejména družicových dat. Záření s energiemi ≤ 10 GeV velmi pravděpodobně pochází z inverzního Comptonova rozptylu z oblasti srážejících se hvězdných větrů, zatímco záření s vyššími energiemi zřejmě pohání silné magnetické pole v bezprostředním okolí primární složky. Záření γ by mělo projevovat nejsilnější závislost na orbitální fázi – již připravovaná generace pozemských Čerenkovových observatoří by měla umožnit rozpoznat, zda záření γ v systému vzniká srážkami částic v rázových vlnách hvězdných větrů, nebo postupnou fotoabsorpcí nabitých částic v okolí jednotlivých složek.

R. Anderson zpracoval data z přístroje HERMES (High Efficiency and Resolution Mercator Echelle Spectrograph; vlámský Mercator Telescope, 1,2 m, La Palma, Kanárské ostrovy; jiný HERMES než australský zmíněný výše) pořízená mezi lety 2011–2018 pro Polárku (hierarchická trojhvězda α UMi, primární složka cefeida typu I; 99 pc, 70 Mr). Autor shledal, že křivka radiálních rychlostí zůstala v tomto období stabilní; získaná data dále zpřesňují oběžnou dobu vnitřní dvojhvězdy na excentrické dráze 29,3 r. Analýza změn odhalila tři význačné frekvence: 3,97 d, 40,22 d a 60,17 d. Projevy třetí periody jsou slabé a patrně se jedná o nějakou modulaci druhé periody. Která z prvních dvou period odpovídá rotaci primární složky, je těžké rozhodnout. Pokud je to první, znamená to, že hvězda rotuje na hranici stability a měli bychom pozorovat výrazné fluktuace jasnosti. Pokud je to druhá, soulad s vývojovými modely vyžaduje, aby hvězda byla rotovala téměř kolmo k našemu pohledu (sklon ~8,3°), což zase nesouhlasí s dráhovým řešením a vyžaduje výrazně vyšší poloměr a hmotnost primární složky. K prokázání pozorované fotometrické proměnnosti primární složky jsou nutná dostatečně homogenní a přesná dlouhodobá pozorování; autor upozorňuje, že za nedávno publikovanou variabilitou mohou být ve skutečnosti jen přístrojové efekty. Vztah perioda–svítivost primární složky přitom velmi dobře odpovídají teoretickým modelům.

G. Clementini aj. publikovali katalog cefeid a hvězd typu RR Lyrae z datové sady DR2 družice Gaia. Zpracování velkého množství dat odhalilo 350 nových galaktických cefeid a 50 220 (!) hvězd typu RR Lyr, což zvýšilo počty těchto známých hvězd v Galaxii na ~9,5 tis., resp. ≥ 140 tis. Pro ≥ 54 tis. hvězd RR Lyr autoři publikovali odhad mezihvězdné absorpce, pro bezmála 65 tis. metalicity. Metalicity také bylo možné určit pro 3 738 cefeid s periodou ≤ 6,3 d. Samotný tým Gaia (L. Eyer aj., 438 spoluautorů) publikoval dosud nejúplnější přehled barevných diagramů proměnných hvězd z DR2. Tato data umožní statistická zpracování hvězd Galaxie, která jsme dosud mohli dělat pouze pro proměnné v kulových hvězdokupách nebo Magellanových mračnech LMC a SMC.

2.9. Planetární mlhoviny

I. González-Santamaría aj. souhrnně zpracovali data DR2 družice Gaia týkající se centrálních hvězd planetárních mlhovin. Získaná astrometrie, fotometrie a barevné indexy umožňují určit velikosti, stáří a svítivosti hvězd v mlhovinách. Autoři porovnáním s dřívějšími archivy vybrali 1 571 planetární mlhovinu, pro něž je možné dostatečně přesně určit paralaktické vzdálenosti. V tomto souboru jsou všechny galaktické planetární mlhoviny do vzdálenosti ~2,3 kpc. Z nich dále vybrali podmnožinu („zlatý standard“), jejíž vzdálenosti odpovídající teoretickým výpočtům non-LTE modelů (tj. s lokální termodynamickou nerovnováhou). Pro tyto planetární mlhoviny určili tzv. kinematické stáří s využitím dostupných historických dat, kde to bylo možné. Statistika ukazuje, že hvězdy uvnitř planetárních mlhovin s malým poloměrem se v H–R diagramu nacházejí v ploché části křivky, zatímco hvězdy uprostřed nejvíce rozepnutých mlhovin se nacházejí v pozdních fázích vývoje na cestě k bílým trpaslíkům. Odhad celkového počtu planetárních mlhovin v Galaxii vychází na ~20 tis., průměrné tempo vzniku nových je ~3×10⁻³/kpc⁻³/r.

2.10. Bílí trpaslíci

Hustota látky v nitrech bílých trpaslíků dosahuje hodnot 10¹⁰ kg/m³, což je možné jen díky úplné elektronové degeneraci (jádra atomů jsou zcela odtržená od elektronů). Teoretické modely předpověděly, že fázový přechod takové látky do krystalické formy by uvolnil další teplo a oddálil vychladnutí bílého trpaslíka o ~1 Gr, ale zatím se nepodařilo takový objekt pozorovat. P.–E. Tremblay aj. využili data DR2 družice Gaia k analýze teplot a jasností pro 15 tis. bílých trpaslíků do vzdálenosti ~100 pc. Zjednodušená verze H–R diagramu ukazuje, že k pozdržení chladnutí skutečně dochází – v určité fázi ochlazování nejvnitřnější jádro bílého trpaslíka začne krystalizovat, čímž uvolňuje tepelnou energii; krystalizace postupuje směrem k povrchu, což kromě uvolňování dalšího tepla vede ke zpomalení odnosu momentu hybnosti v důsledku sedimentace z povrchových vrstev. Bílí trpaslíci jsou tak ve skutečnosti starší, než jak se jeví na základě jednoduchých modelů, a nakonec se z nich stanou velké rotující krystaly uhlíku a kyslíku – tento osud čeká za nějakých ~10 Gr i naše Slunce.

V. Gvaramadze aj. objevili v souhvězdí Kasiopeje horkou hvězdu s teplotou ~200 kK uprostřed mlhoviny. Spektrální analýza odhalila u J005311 absenci vodíku a hélia jak v mlhovině, tak na centrálním objektu. Naopak se ukázal rychlý odtok látky z hvězdy, dosahující hodnoty až 16 000 km/s. Vzdálenost hvězdy z astrometrických dat družice Gaia vede na svítivost ~3,2×10⁵ L_⊙. Všechna měření odpovídají hypotéze, že se jedná o vzácný případ tělesa, vzniklého splynutím dvou bílých trpaslíků. Pokud takové splynutí neskončí výbuchem supernovy, což je sice obvyklý, ale ne nutně nevyhnutelný výsledek, může vzniknout objekt s vysokou teplotou a jasností, velikou rotační rychlostí a mimořádně silným magnetickým polem. Takové těleso nakonec skončí jako neutronová hvězda, ale než se zhroutí, zákon zachování momentu hybnosti ho po dobu ~10 kr nutí vytvořit kolem sebe oblak horké látky – exotickou planetární mlhovinu, která obsahuje původní materiál bílých trpaslíků, tj. samé kovy (= prvky těžší než He). Tato „hvězda“ by mohla být dlouho hledaným předchůdcem hvězdných pozůstatků se silným magnetickým polem.

B. Gänsicke aj. nalezli ve spektru horkého bílého trpaslíka J091405+191412 důkazy o přítomnosti akrečního disku, tvořeného vodíkem, kyslíkem a sírou. Na bílého trpaslíka s povrchovou teplotou ~27 750 K látka dopadá tempem 3,3×10⁶ kg/s. Jde o první případ, kde akreční disk chemickým složením odpovídá spodním vrstvám atmosféry ledové obří exoplanety. Autoři proto nabízejí hypotézu, že za přísun látky je zodpovědná hmotná exoplaneta na excentrické dráze s velkou poloosou ~15 R_⊙ (takové uspořádání implikuje, že exoplanet je kolem bílého trpaslíka ve skutečnosti víc). Autoři odhadují, že pravděpodobnost spektroskopického objevu obří exoplanety v blízkosti bílého trpaslíka je 1:10 000.

D. Jones aj. oznámili objev nejkratší známé proměnné hvězdy s periodou 3 h 5 min, a to uvnitř planetární mlhoviny M3–1 (G242.6−11.6, CMa, ~4,3 kpc). Jedná se (po V458 Vul) o teprve druhou dvojhvězdu uvnitř planetární mlhoviny. Primární složka má teplotu ~48 kK, poloměr ~0,41 R_⊙ a hmotnost ~0,65 M_⊙, sekundár má teplotu 5÷12 kK, ~0,23 R_⊙ a hmotnost ~0,17 M_⊙. Modelování světelné křivky a radiálních rychlostí předpovídá, že obě složky téměř vyplňují svoje Rocheovy laloky. Krátká perioda ukazuje, že dvojhvězda v krátké době ≤ 10 kr vzplane jako nova.

Bílí trpaslíci s hmotností ≤ 0,3 M_⊙ mohou vzniknout buď jako výsledek přetečení látky z Rocheova laloku na jinou složku násobného systému, nebo odhozením hvězdné obálky samotné hvězdy s nízkou hmotností. Současný vesmír ještě není dost starý, aby se v něm nacházeli bílí trpaslíci druhého typu. Bílých trpaslíků prvního typu bylo ale dosud známo příliš málo oproti předpovědím teoretických modelů a vzhledem k poloze většiny z nich na severní obloze se jednalo téměř jistě o výběrový efekt. I. Pelisoliová a J. Vos připravili katalog kandidátů takových těles v sadě DR2 družice Gaia – celkem jich nalezli 5 762 s povrchovou teplotou ≥ 5 kK, přičemž ≥ 600 objektů bylo klasifikováno vůbec poprvé. Rozložení na obloze je zatíženo nerovnoměrným pokrytím hvězdné sféry z prvních 22 měsíců pozorování družice Gaia, ale je jisté, že výskyt málo hmotných bílých trpaslíků není omezen na severní oblohu. Zpracování dat zatím neumožňuje jejich detekci v hustých oblastech, např. hvězdokupách.

3. Supernovy a pozůstatky po nich

3.1. Supernovy

Robotické přehlídkové teleskopy ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System, 2×0,5 m, Mauna Kea + Mauna Loa, Havaj) objevily 16. června 2018 přechodné optické zjasnění v galaxii CGCG 137-068. Jev s označením AT2018cow dostal z pochopitelného důvodu přezdívku „kráva“ (angl. cow) vypadal zprvu jako obvyklá supernova, záhy se však ukázalo, že je mnohem jasnější (~100 GL_⊙) a především po výbuchu vůbec jako supernova nevypadá. Spektrum celou dobu ukazovalo prakticky jen vodík a hélium, jasnost objektu ani po měsících výrazně neklesala a neklesala ani teplota vyvrhované látky. Na zdroj se rychle zaměřila velká pozornost. R. Marguttiová aj. zpracovali pozorování od rádiového až po rentgenové záření v prvních 100 d po vzplanutí. Prvotní spektra odhalila rychlost expanze látky ~0,1 c a teplotu až ~30 kK. V rentgenovém oboru zdroj vykazoval zjasnění v energiích ≥ 10 keV. Celková vyzářená energie vychází na 10⁴³÷10^43,5 J po dobu 10³÷10⁵ s. Autoři nabídli hypotézu, že se jednalo o přímý vznik hvězdné černé díry. K. Morokuma-Matsui aj. na „krávu“ zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA. Z výsledků plyne, že mateřská galaxie má normální míru tvorby nových hvězd, objekt se nachází mezi oblakem plynu CO a mladou modrou hvězdokupou. Odhad hmotnosti plynu v okolí tělesa je (1,85 ±0,04)×10⁸ M_⊙. D. Perley aj. hledali vhodný model pozorovaného jevu. Pravděpodobné se jeví dva scénáře: mimořádně hmotná supernova s relativistickým výtryskem po zpětné rázové vlně, vhodně orientovaným naším směrem, nebo slapové roztrhání kompaktní hvězdy v těsné blízkosti černé díry. N. P. M. Kuin aj. spočítali model pro druhý scénář, v němž hvězdu představuje héliový bílý trpaslík s hmotností 0,1÷0,4 M_⊙ a černá díra má hmotnost 10⁵÷10⁶ M_⊙. Takový model dobře reprodukuje pozorované spektrum rozpínající se horkou obálkou, která září jako absolutně černé těleso, a relativistický výtrysk, který vyzařuje v rentgenových a ještě kratších vlnových délkách.

J. Sollerman aj. zpracovali nedávná pozorování supernovy typu II iPTF14hls (objev přehlídkou Intermediate Palomar Transient Factory v září 2014), která také netypicky dlouho nepohasínala. Jasnost tělesa prošla v průběhu 3 r několika vlnami a teprve po ~1 000 d významně poklesla a spektrum se změnilo na typický pozůstatek po supernově. Absence silného rentgenového záření a zvýraznění emisních čar S II v pozdní fázi naznačuje, že začala zářit látka pocházející původně z vnitřních částí vybuchnuvší hvězdy. Průzkum archivů ukázal, že tělese pravděpodobně vzplanulo již v r. 1954, tehdejší zjasnění nebylo tak velké; bohužel nic nevíme o jeho trvání a také nemáme jistotu, že se jedná o stejný objekt.

Nejstarší hvězdy byly tvořeny pouze vodíkem, héliem a nepatrnou příměsí lithia; další materiál ve vesmíru v jiném než stopovém množství nebyl. První supernovy při explozích obohatily své okolí o všechny těžší prvky (v astronomickém žargonu kovy). T. Nordlander aj. nalezli hvězdu SMSS J160540-144323, která má rekordně nízký poměr železa [Fe/H]() (−6,2 ±0,2); zastoupení uhlíku je naopak vysoké a poměry vápníku, manganu a titanu se podobají slunečnímu složení. Autoři hledali model prostředí s odpovídajícím složením a nalezli shodu s mezihvězdnou látkou primordiálního složení, znečištěnou výbuchem právě jedné blízké supernovy s hmotností ~10 M_⊙ (resp. ≤ 20 M_⊙). Taková supernova stihne odhodit vnější vrstvy obohacené uhlíkem, zatímco železné vnitřní jádro se zhroutí do černé díry.

E. Zapartas aj. provedli sérii vývojových simulací pro pět druhů interakcí mezi složkami dvojhvězd, včetně splynutí obou složek do jedné hvězdy, aby zjistili pravděpodobnosti vzniku supernov typu II. Ukázalo se, že značná část předchůdců supernov v modelech má historii výměny látky mezi složkami a nejvýznamnější příspěvek k supernovám tvoří právě hvězdy vzniklé splynutím původně samostatných složek. Vlastnosti hmotné hvězdy se mohou velmi lišit v závislosti na hmotnostech původních složek, tedy i výsledné supernovy mohou být značně rozdílné. Druhou nejvýznamnější skupinou jsou hvězdy, které přetokem hmoty získaly látku z druhé složky a byly vymrštěny ze soustavy, když druhá složka vybuchla jako supernova. Autoři odhadují, že 1/3 až 1/2 pozorovaných supernov II. typu získala látku z druhé složky dvojhvězdy, ať už formou akrece, nebo splynutím.

Tým projektu H.E.S.S. (H. Abdalla aj., 226 spoluatorů; High Energy Stereoscopic System, Čerenkovovy atmosférické teleskopy 4×⌀ 12 m + 1×⌀ 28 m, Gamsberg, Namibie) publikoval výsledky pátrání po záření γ v dosvitech supernov. Observatoř sledovala 10 supernov po dobu 1 r po vzplanutí, přičemž šťastnou náhodou v archivu objevila nebo přímo pozorovala dalších 9 supernov. Žádná výrazná emise v oboru γ se v záření pozůstatků neprojevila; z toho autoři odvodili limit toku γ-fotonů s energií ≥ 1 TeV na ~10⁻¹³ cm⁻²s⁻¹ a horní limit zářivého výkonu sledovaných supernov ~2×10³² W až 10³⁵ W. Z modelů ztráty hvězdné látky pak vychází nejvyšší možný úbytek hvězdné látky na ~2×10⁻⁵–2×10⁻³ M_⊙/r.

A. Avelino aj. porovnali světelné křivky supernov typu Ia v optické a blízké IR (NIR = near-infrared) oblasti spektra z archivu HST. Jejich cílem bylo určit spolehlivost odvození vzdálenosti blízkých supernov na základě Hubbleových diagramů. Autoři použili dvě metody: fitování šablonových křivek a gaussovský proces. Gaussovský proces je statistický způsob zpracování souboru (konečného, ale neznámého) množství proměnných; zpracování vychází z předpokladu, že každá konečná kombinace proměnných má normální rozdělení – pro celý soubor je pak možné spočíst pravděpodobnost, že se v různých kombinacích proměnných bude vyskytovat konkrétní hodnota konkrétní proměnné. Pro 56 supernov, pro něž jsou k dispozici optické i NIR světelné křivky, umožnil gaussovský proces v NIR určit Hubbleův diagram s menší střední kv. odchylkou (0,117 ±0,014) mag než fitování šablonových křivek (0,138 ±0,014) mag. Kupodivu se ukázalo, že NIR světelné křivky jsou přesnější než optické – střední kv. odchylky ve vizuálním oboru se pohybují kolem 0,17 mag. Autoři pokračují ve zpracování dat HST pro vzdálenější supernovy.

S. Prentice aj. provedli zevrubnou analýzu 18 supernov s oholenou obálkou, které se podařilo pozorovat v letech 2013–2018. Soubor zahrnuje 5 SN bohatých na vodík i hélium, 6 SN chudých na vodík a bohatých na hélium, 3 SN typu Ic s úzkými a 4 s širokými spektrálními čarami. Autoři modelovali bolometrické zářivosti, z nichž odvodili hmotnost odhozené látky a hmotnost niklu, vytvořeného výbuchem. Autoři dále zkoumali rozšíření spektrálních čar O I v mlhovinné fázi SN, u nichž byla k dispozici data. Získanou statistiku porovnali s dalšími SN tohoto typu z literatury a vytvořili přehled hmotností jejich předchůdců. Střední hmotnost odhozené látky je (2,8 ±1,5) M_⊙, hmotnosti vytvořeného ⁵⁶Ni jsou v rozsahu 0,026÷0,19 M_⊙ a hmotnost předchůdce SN při vzplanutí je ≤ 5 M_⊙. To vše ukazuje, že v okamžiku usednutí hvězdy na hlavní posloupnost je hmotnost předchůdce SN ≤ 30 M_⊙ a o obálku přijde přetokem látky na druhou složku dvojhvězdy.

N. Ruffini a A. Casey zveřejnili čerstvá pozorování bílého trpaslíka LP 93–21, který je nejrychleji se pohybujícím tělesem svého druhu. Objeven byl r. 1976 na Palomaru a kromě mimořádného vlastního pohybu se ukázalo, že ve spektru má výrazné absorpční pásy uhlíku. Těleso se ve vzdálenosti ~57,2 pc od nás pohybuje rychlostí ~605 km/s a není gravitačně vázané ke Galaxii. Hmotnost má ~1,03 M_⊙, povrchovou teplotu ~8 700 K a stáří ~2,715 Gr. Autoři propočítali různé varianty urychlení nad únikovou rychlost – rozptýlení v centru Galaxie je vzhledem k dráze a stáří téměř nemožné, extragalaktický původ je velmi nepravděpodobný a nejpravděpodobněji se jeví vymrštění z binární soustavy při vzplanutí SN před ~220 Mr. Není jasné, zda je těleso pozůstatkem dárcovské hvězdy, nebo zbytkem nepovedené SN původně primární složky; numericky pravděpodobnější je druhá varianta. Nové vývojové modely SN v dvojhvězdách předpovídají, že takových vymrštěných těles musí existovat mnohem více. Kvůli nízké jasnosti se špatně hledají; pomoci by měla přesná astrometrie, která brzy odhalí jejich vysoké rychlosti.

3.2. Pozůstatky po supernovách

R. Raddi aj. objevili další tři hvězdy podobné už dříve známému prototypu LP 40 ̶ 365 (UMi; 15,5 mag; vzdálenost 300 pc; 0,14 M_ʘ; 0,08 R_ʘ; vektorová rychlost vůči centru Galaxie 546 km/s). Ve spektru tohoto bílého trpaslíka zcela chybí H, He a C; zato je tam silně zastoupen O, Ne a Si. Podle všeobecného názoru jde o pozůstatek po subluminální supernově třídy Iax, která nedokázala vybuchující složku dvojhvězdy zcela zničit. Bílému trpaslíku se podařilo od svého průvodce během výbuchu utrhnout, což se projevilo vysokou prostorovou rychlostí postačující k opuštění naší Galaxie. Autoři soudí, že do vzdálenosti 2 kpc od Slunce se patrně nachází minimálně 20 pozůstatků po supernovách třídy Iax, jež mají přebytek O a pohybují se vysokými rychlostmi.

Když v r. 1987 vybuchla ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 51 kpc očima viditelná supernova 1987A, nikdo netušil, že přinese mnoho nových otazníků už proto, že do té doby se astronomové domnívali, že jako supernovy mohou vybuchovat jen červení veleobři, ale ne veleobři modří, což byl tehdy unikát. Díky jasnosti a blízkosti se daří pozůstatek po supernově sledovat stále. Ještě před optickým zjasněním zaznamenaly tři podzemní observatoře neutrina, která přiletěla z uvedeného směru asi o 3 hodiny dříve. To neznamená, že se pohybovala nadsvětelnou rychlostí, ale hvězdný materiál nebyl pro ně překážkou, kdežto optické fotony se musely do vakua prodírat neprůhlednými vrstvami rozpínajícího se materiálu. Jelikož produktem výbuchu veleobrů jsou neutronové hvězdy, které zůstávají v centru výbuchu, prozradí se nakonec jako pulsary. Navzdory pečlivému sledování se však až do r. 2019 nezdařilo žádný pulsar v pozůstatku SNR 1987A potvrdit. Teprve v r. 2019 uveřejnili P. Cigan aj. výsledky pozorování SNR v pásmu pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v Chile. Prachová zrnka CO a SiO tvoří nepravidelné shluky v rozpínajícím se materiálu. Jejich celková hmotnost dosahuje včetně uhlíkatých a silikátových zrnek nanejvýš 0,7 M_ʘ a teplota zrnek se pohybuje v rozmezí 18÷23 K. V místě, kde se nalézá největší koncentrace prachu, kterou autoři nazvali hrudka (blob) je však teplota vyšší, což lze přičíst žhavé neutronové hvězdě, která je schována uvnitř.

D. Alp aj. vyšli ze známé skutečnosti, že hmotné supernovy, jejichž jádro se zhroutilo na neutronovou hvězdu, vyzařují v prvních stovkách dnů po explozi rozptýlené fotony rentgenového a gama záření díky kaskádě radioaktivních rozpadů, jež započne emisí jader ⁵⁶Ni => ⁵⁶Co => ⁵⁶Fe. Tento princip použili při modelování produkce neutrin, jež odnášejí největší část energie výbuchu. To se autorům poměrně dobře podařilo, i když museli poněkud upravit vnitřní strukturu hvězdy v době před výbuchem. Zároveň zjistili, že vymizení fotonů měkkého rentgenového záření souvisí se stupněm metalicity obálky hvězdy. Pro vysvětlení průběhu světelné křivky supernovy 1987A se nejlépe hodí klasický model SNe II-P; ostatní modely jsou vyloučeny.

V. Utrobin aj. se pokusili objasnit průběh vzplanutí supernovy 1987A třírozměrnými simulacemi pomocí hydrodynamického kódu PROMETHEUS-HOTB a simulovat ranou světelnou křivku zářivým hydrodynamickým kódem CRAB. Ukázali, že když zmenšili poloměr veleobra před výbuchem, zlepšil se souhlas s pozorovanou světelnou křivkou v prvních 20 dnech po výbuchu. Přesto však produkce radionuklidu ⁵⁶Ni nesouhlasí se simulovanou hmotností héliového jádra 6 M_ʘ, jež se dalo odvodit se zářivým výkonem héliového jádra veleobra před výbuchem. Autoři dospívají k závěru, že ve skutečnosti muselo jít o dvojhvězdu, která předávala hmotu na budoucí supernovu. Na podobný problém narazili i L. Dessart a D. Hillier, kteří předpokládali, že předchůdce supernovy měl hmotnost 15 M_ʘ před výbuchem. Od té doby bylo pozorováno mezi lety 2000–2009 dalších pět supernov, jejímiž předchůdci byli modří veleobři. Autoři nenašli žádný společný základ, který by dokázal aspoň přibližně vysvětlit, proč a jak modří veleobři vybuchují. Navíc vznik ⁵⁶Ni neodpovídá průběhu světelných křivek před maximem i po něm. Vypadá to na situaci „každý pes jiná ves“; modří veleobři zkrátka nečtou Astrophysical Journal, a dělají si, co chtějí. S. Orlando aj. použili 3D modelování pro popis průběhu rozpínání obálky, a na rozdíl od předešlých prací studovali vliv magnetického pole a netepelného rádiového záření na vývoj pozůstatku po výbuchu. Ukázali, že jejich simulace expanze odpovídají morfologii rozpínajícího se prstence i světelným křivkám v rádiovém a rentgenovém oboru spektra až do současnosti, takže snad se v této temné noci přece jen začíná rozednívat.

Yudai Suwa aj. se vrátili k analýze příchodů neutrin od supernovy 1987A, jež byla zachycena třemi podzemními laboratořemi v USA, Japonsku a SSSR. Tato neutrina přinesla potřebné informace o vzniku neutronové hvězdy jako definitivnímu konci vývoje hvězdy po katastrofálním výbuchu. Pokud by příští supernova vzplanula v naší Galaxii ve vzdálenosti 10 kpc, přicházela by neutrina po dobu minimálně 30 s, pokud by šlo o neutronovou hvězdu s hmotností 1,2 M_ʘ, ale pro neutronovou hvězdu s hmotností 2,05 M_ʘ bychom mohli pozorovat neutrina po celých 100 s. Zatím nikdo s tak dlouhým dozníváním nepočítá, ale je to rozhodně důležitý podnět pro blízkou budoucnost.

J. Larsson aj. popsali nejnovější vývoj chování SNR 1987A, který je od doby vypuštění HST pravidelně sledován. Autoři se zaměřují na produkty rozpínání, dále na cirkumstelární rovníkový prsten a na sílící signál materiálu vně prstenu. Od času 19,2 let po výbuchu se západní část vnějšího materiálu zjasňuje silněji než část východní. Sám cirkumstelární prsten lineárně slábne. Tempo rozpínání je poměrně stálé: (680 ±50) km/s. Nové horké skvrny a zesilování difuzní emise v čáře H-α vně prstenu se pozoruje od času 26 let po výbuchu. Tyto proměny umožňují lépe porozumět proměnným konfiguracím rozpínajícího se pozůstatku výbuchu v závislosti na čase.

M. Matsuura aj. využili letecké observatoře v upraveném dopravním letadle B747 SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy), které může operovat kdekoliv na světě a je financováno USA (80 %) a SRN (20 %). Může operovat až do výšky 13,7 km, kde infračervená měření už prakticky neomezuje vodní pára. V r. 2016 podnikla SOFIA lety s cílem zjistit, jak pokračuje interakce dopředné rázové vlny s prstenem, který byl vytvořen ještě před explozí supernovy 1987A. Měření navázala na pozorování infračerveného záření Spitzerovým kosmickým teleskopem v r. 2006. Měření na palubě SOFIA probíhalo v blízkém a středním infračerveném pásmu 11,1÷31,5 μm. V r. 2011 probíhala obdobná měření na infračervené družici Herschel v pásmu 70 μm, která zaregistrovala značný přebytek prachu v pásmu 31,5÷70 μm dosahující hmotnosti 5×10^-4 M_⊙, zatímco o 10 let dříve dosahovala hmotnost samotného prstenu jen 1×10^-5 M_⊙, Autoři to vysvětlují tak, že prachová zrnka původního prstence prodělala díky příchodu rázové vlny po výbuchu destrukci prachu v prstenci a žáruvzdorné částice prachu změnila na plyn. Po průchodu vlny může hustota prachu opět stoupat, popřípadě plyn zpětně kondenzovat na prach. Rozpínající se prach může být výrazně ohříván rentgenovým zářením z prstence. Sledování pokračuje, neboť je pravděpodobné, že stav obálky se bude i nadále měnit.

A. Menon aj. oprášili domněnku, že modří veleobři se mohou stát supernovami díky pohlcení svého hvězdného průvodce. Autoři kromě prototypu SN 1987A zkoumali další dvě supernovy stejného typu IIP n: SN 1998A a SN 2006V. Pro všechny předchůdce používali vývojový kód KEPLER a pro exploze 1D zářivý hydrodynamický kód. Dostali tak pro SN1987A podstatně lepší souhlas modelu s pozorováním, protože po splynutí průvodce mohlo být héliové jádro menší, naopak hmotnost obálky větší a celkový poloměr hvězdy rovněž menší: 37 R_ʘ a vyvržená hmota 20,6 M_ʘ a energie exploze 1,7×10⁴⁴ J. K tomu lze připočíst hmotnost radioaktivního ⁵⁶Ni: 0,073 M_ʘ. Týž model pak vyhovuje také supernově 1998A. Naproti tomu pro supernovu 2006V museli autoři zvolit odlišné parametry. Poloměr hvězdy před výbuchem dosáhl 150 R_ʘ a množství materiálu vyvrženého výbuchem činilo jen 19,1 M_ʘ.

P. Ruiz-Lapuentová aj. zveřejnila výsledky pátrání po průvodci bílého trpaslíka, který následkem dodávky vodíku od průvodce vybuchl jako očima viditelná supernova 1572 v souhvězdí Kasiopeji (SN Tycho Brahe). Až dosud bylo podezřelých mnoho hvězd, protože jejich vzdálenosti a prostorové rychlosti nebyly dostatečně přesné. Díky astrometrické družici Gaia se situace dramaticky zlepšila. Po výbuchu supernovy se průvodce utrhl z gravitačního řetězu, což se stalo vodítkem k jeho identifikaci. Podle autorů je tím průvodcem, který způsobil katastrofu, hvězda označená jako G. Je od nás vzdálena 1,95 kpc a dvě složky její prostorové rychlosti činí +103 a -33 km/s. M. Ariasová aj. pozorovali pozůstatek po SN 1572 pomocí aparatury LOFAR (Low Frequency Array) na nízkých frekvencích 58 MHz (λ = 5,17 m) a 143 MHz (λ = 2,1 m) s úhlovým rozlišením 41", resp. 6". Autoři porovnali své výsledky s rádiovou mapou pořízenou aparaturou VLA na frekvencích 327 MHz (λ = 0,92 m) a 1,42 GHz (λ = 0,21 m). Objevili tak místa s absorpcí v nízkofrekvenčních pásmech rádiového spektra, která mají dvě příčiny: první pochází z útlumu od materiálu, jenž se nachází před materiálem vyvrženým supernovou, kdežto druhý útlum je vyvolán absorpcí uvnitř pozůstatku po supernově, jenž nepodlehl rázové vlně výbuchu.

A. Abeysekara a tým HAWC (High-Altitude Water Cherenkov; Gamma-Ray Observatory; 19° s. š.; 4,1 tis. m n. m.; úbočí sopky Sierra Negra poblíž Puebla, Mexiko) pozorovali pomocí nedávno dokončené obří observatoře pro pozorování oblohy v pásmu energetického záření gama. Aparatura zaznamenává rozvinuté optické spršky, jež vyvolávají průlety paprsků gama atmosférou. Spršky obsahují relativistické elektrony, pozitrony a fotony a lze je zaznamenat obřími vodními detektory. Aparatura je citlivá i pro energie paprsků gama >100 TeV. Tak se poprvé podařilo prokázat, že i v tomto energetickém pásmu lze nepřímo zaznamenat fotony γ z nejjasnějšího zdroje záření gama ̶ Krabí mlhoviny, jež je pozůstatkem po supernově, která vzplanula v r. 1054 (Tau; maximum -7 mag; d = 2,0 kpc) a byla pak po dva roky viditelná očima. I. De Looze aj. díky modelování vzhledu Krabí mlhoviny v pásmu od blízkého infračerveného až do rádiového pásma zjistili, že extinkce v záření v infračerveném pásmu dosahuje jen 1,1 mag, což je v souladu s poměrně nízkým zastoupením infračerveného podílu záření mlhoviny (≃22 %). Prachová složka po výbuchu supernovy má podle autorů hmotnost 0,032 ÷ 0,049 M_ʘ. Jde především o prach amorfního uhlíku o teplotě ≈ 41 K. Tato hmotnost je přibližně o řád nižší než dřívější odhady. Přesto je téměř jisté, že účinnost vzniku prachu v rozmezí ≈10 % podporuje domněnku, že za zaprášenost galaxií jsou odpovědné výbuchy supernov.

J. Gross aj. shrnuli pozorování SNR S23 v blízké galaxii NGC 300 (Scl; 9 mag; d = 1,9 Mpc) vykonaná celou řadou přístrojů v různých pásmech elektromagnetického spektra: rentgenové družice Chandra a Newton, HST a anténní soustavy VLA a ATCA. Teplota SNR činí přibližně 9 kK. Velká osa obálky SNR má délku 7,5 pc a malá 6,7 pc. Z těchto rozměrů a tempa rozpínání 411 km/s lze určit stáří SNR 3 300 let. Počáteční hmotnost hvězdy 25 M_ʘ znamená, že hvězda vybuchla jako supernova po 8 mil. let od svého vzniku. Zářivý výkon v pásmu rádiových frekvencí 0,1÷100 GHz dosahuje ~10²⁷ W. Synchrotronová emise při minimální indukci magnetického pole 6,7 nT dosahuje měřitelné energie 1,5×10⁴² J.

3.3. Teoretické studie o supernovách

L. Izzo aj. byli teleskopem BAT na družici Swift upozorněni 5. 12. 2017 na slabý, ale nezvykle dlouhý (190 s) výbuch GRB 171205A s maximálním zářivým výkonem 3×10⁴⁰ W v pásmu energií 15 ÷150 keV. Následoval dosvit v rentgenovém záření, jehož polohu se podařilo identifikovat s periférií velké spirální galaxie vzdálené od nás 163 Mpc. Signál dále slábl a současně se přesouval do UV a optické oblasti. První spektrum pořízené 1,5 h po GRB potvrdilo výbuch supernovy SN 2017iuk, jenž byl hned na počátku doprovázen zábleskem záření gama. Plynná obálka supernovy se v prvních dnech po výbuchu rozpínala nezvykle rychle: 115 tis. km/s! Maximum světelné křivky nastalo 11 dnů po vzplanutí GRB a dosáhlo absolutní hvězdné velikost ve filtru B -17,5 Mag a ve filtru V -18,4 Mag. Podrobný rozbor vzhledu raných spekter ukázal na významné odlišnosti, které souvisely s již zmíněným jevem GRB, což se pozoruje vzácně, protože GRB září v úzkém kuželu s vrcholovým úhlem jen několik obloukových stupňů, takže málokdy směřuje k Zemi. Autoři dokázali, že tentokrát se to povedlo a zprvu přicházelo záření z horkého kokonu napájeného energií mírně relativistického výtrysku záření gama. Teprve třetí den po výbuchu se prosadilo záření rozpínajícího se kvazikulového oblaku plynů a prachu. Autoři konstatovali, že ačkoliv se problém výbuchů velmi hmotných hvězd v podobě supernov třídy II zkoumá již na tisícovkách případů, nemáme ucelenou teorii celého procesu, a vznik výtrysků je dosti záhadný. Zdá se, že někdy jsou výtrysky doslova udušeny a svou energii předávají vnějšímu obalu ještě před výbuchem. Jindy však pozorujeme široké absorpční čáry svědčící o vysoké rychlosti kokonů, kterou získaly díky osvobozeným výtryskům. Podle všeho nejbližší dekáda přinese mnohonásobné zvýšení počtu pozorovaných supernov a tím se přiblíží pravděpodobnost objasnění nedořešené záhady, jak vznikají výbuchy obézních, a proto krátkožijících hvězd.

D. Liu aj. se věnovali problému, proč v polodotykových soustavách dvojhvězd, jejichž jednou složkou je starý bílý trpaslík CO a druhou složkou červený obr, končí jen málo symbiotických soustav výbuchem supernovy třídy Ia. Autoři se zaměřili na množství přenosu vodíku z obra na bílého trpaslíka v tzv. symbiotickém kanálu. Zabývali se také novou statistikou četností výbuchů těchto supernov a zjistili, že počet supernov Ia díky symbiotickému kanálu tvoří asi 5 % všech supernov této třídy. Ukázali, že tempo přenosu vodíku z obra na trpaslíka je výrazně mohutnější, než se dosud předpokládalo, protože se dokáže přizpůsobit místním podmínkám dané dvojice. Současně považují za pravděpodobné, že symbiotické soustavy RS Oph a T CrB známé jako rekurentní novy nakonec tímto kanálem dospějí k výbuchu jako supernovy Ia.

T. Sato aj. se věnovali objasnění výskytu prachových shluků, které jsou patrné u pozůstatků supernov a jež se pozorují v rentgenovém pásmu spektra. Autoři soudí, že jsou celkem tři možné mechanismy, které k těmto shlukům vedou. Může to být shlukování během samotného výbuchu, nebo hydrodynamické nestability během vývoje pozůstatku, ale též struktury, které v prostředí okolí supernovy existovaly před výbuchem. Autoři se zaměřili na první dva mechanismy, jež provázely výbuch Tychonovy supernovy v Kasiopeji v r. 1572 a zjistili, že shluky jsou produktem zmíněné první fáze výbuchu.

A. Burrows aj. využili nový 3D výpočetního program FORNAX k simulaci výbuchů supernov následkem zhroucení jader obézních hvězd s hmotnostmi 9÷13 M_ʘ. Autoři poznamenali, že hvězdy s hmotnostmi 8÷13 M_ʘ představují asi polovinu počtu velmi hmotných hvězd ve vesmíru. Autoři simulovali vznik výbuchů pro hvězdy s hmotnostmi celistvých násobků hmoty Slunce, tj. pro pět rostoucích hmotností. Dospěli tak k závěru, že zatímco hvězdy s hmotnostmi od 9 do 12 M_ʘ se na výbuch těšily, tak hvězdy s hmotností 13 M_ʘ to kupodivu nezvládly. Totéž však potkalo i nerotující hvězdy s hmotností 12 M_ʘ. Autoři to přičítají tendenci, že modely 3D vedou k dipolární struktuře dvou asymetrických laloků mezi nimiž se nachází štíhlý pás, v němž se naopak hmota soustřeďuje. Všechny úspěšné modely nakonec vytvářejí vícebublinovou strukturu s harmonickými módy nízkých řádů. To je vcelku příznivá zpráva, že se simulace výbuchů supernov pro hvězdy třídy II, resp. II P začínají přibližovat realitě.

Yu Liu aj. si všimli koincidence v poloze mezi hostující hvězdou v r. 1163, která byla viditelná podle korejských kronik jen krátce, se současným objektem G4.8+6.2, jenž se nachází v katalogu pozůstatků po supernově. Po objevu kilonovy GW170817 jako splynutí dvou neutronových hvězd, pochopitelně silně vzrostl zájem o kilonovy, jež jsou po splynutí nepochybně obklopeny prachoplynovým pozůstatkem. Historické objevy kilonov jsou však vzácné, v každém případě je jejich frekvence mnohem nižší než u supernov a klasických nov; navíc jejich viditelnost očima je omezena nanejvýš na pár týdnů. Také jejich rozložení po obloze se od nov a supernov velmi liší. Supernovy a jejich pozůstatky se vyskytují nejčastěji jen v jednostupňovém pásu podél galaktického rovníku. Galaktické novy se mohou vyskytovat na týchž místech opakovaně a jejich frekvence dosahuje průměru 1 nova/rok. Supernovy v naší Galaxii se vyskytují asi jednou za půl století, kdežto kilonovy jednou za tisíc let. Ve prospěch domněnky o kilonově v r. 1163 však svědčí relativně krátké období pozorovatelnosti jen několik týdnů, ale také její poloha daleko od galaktické roviny. Poloha kilonovy je poměrně dobře určena, protože v její blízkosti se tehdy nacházel Saturn a sama byla jasnější v maximu než 1. mag. Blízko k Saturnu se navíc nacházel Měsíc. I když v katalogu SNR je pro zdroj G4.8 uváděna vzdálenost od nás 15 kpc, autoři soudí, že to je velké přecenění. Existují silné argumenty, že skutečná vzdálenost je jen 10 kpc. To pak dobře souhlasí se stářím objektu necelých 900 let. Autoři srovnali světelné křivky tehdejší a současné kilonovy, a zjistili pozoruhodnou shodu. Kilonovy mají jméno od předpony kilo-, tj. překonávají v maximu zářivé výkony klasických nov tisíckrát. Odhaduje se, že jejich splývání je provázeno uvolněním energie řádu 10⁴³ ÷10⁴⁴ J.

4. Degenerované hvězdy

4.1. Pulsary

Pulsar v Krabí mlhovině (PSR B0531+21) byl objeven už v r. 1968 a patří mezi skrovnou množinu pulsarů, která má vyplněný křestní list. Narodil se 4. 7. 1054 v souhvězdí Býka po výbuch supernovy třídy II, tj. hmotné hvězdy, jejíž jádro se po vyčerpání zásob paliva zhroutilo na neutronovou hvězdu. Supernova dosáhla maximální jasnosti -4 mag a byla pečlivě pozorována v Japonsku a Číně, odkud pocházejí docela dobrá data. Na denní obloze byla vidět 23 dnů a na noční obloze 21 měsíců. Brzy po objevu pulsarů J. Bellovou a A. Hewishem se ukázalo, že v centru Krabí mlhoviny se nalézá pulsar, jenž rotuje velmi rychle v periodě 33 milisekund. Je pozůstatkem hvězdy, která měla v době výbuchu hmotnost kolem 10 M_ʘ. Pulsar je od nás vzdálen 2,0 kpc. M. Amenomori aj. využili observatoře pro studium fotonů záření gama na planině v Tibetu v nadmořské výšce 4,3 km, která v současné době pokrývá plochu téměř 3 500 m² a je osazen 64 vodními Čerenkovovými detektory v hloubce 2,4 m pod zemí a slouží k detekci mionů; každý detektor má sběrnou plochu 54 m². Další aparatura s 597 plastovými scintilačními detektory pokrývá plochu 65 700 m². Mezi lety 2014 a 2017 se tak pozorovatelskému týmu podařilo zaznamenat 24 fotonů γ s energiemi >100 TeV, jež přišly ze směru pulsaru v Krabí mlhovině. Jeden se zachycených fotonů záření γ měl energii 458 TeV, což je nový energetický rekord pro jakýkoliv kosmický zdroj.

J. Sollerman aj. konstatovali, že pulsar v Krabí mlhovině patří nepochybně k nejvíce pozorovaným a studovaným objektům na obloze. Autoři využili mimořádných parametrů spektrografu X-shooter u 8,2m teleskopu UT3 (Melipal), aby zlepšili naše znalosti o tomto rychle rotujícím pulsaru, jehož vznik je znám. Ešeletový spektrograf pracuje v pásmu 300÷2 400 nm. Hlavním cílem spektroskopického měření bylo stanovit spektroskopický index, jenž je téměř plochý (0,16). Tempo rozpínání materiálu po výbuchu dosahuje hodnoty ~1 600 km/s. Přesnost měření absorpčních čar činí 50 km/s. Ve spektru jsou viditelné také široké interstelární pásy a několik dříve neobjevených infračervených emisních čar.

E. Jourdain a J.-P. Roques uveřejnili obsáhlou studii o měření polarizace tvrdého záření gama Krabí mlhoviny a pulsaru na základě pozorování polarizace pomocí spektrometru na družici INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) v letech 2003–2018. Stupeň polarizace 24 % a elektrický vektor byl souosý s rotační osou pulsaru. Autory překvapilo, že po celou dobu měření byly parametry polarizace pozoruhodně neměnné. Proto mohli doporučit tento zdroj polarizačního záření jako výbornou kalibrační standardní svíčku. Autoři ukázali, že dominantním mechanismem v celém rozsahu od rádiových vln až po tvrdé rentgenové záření je synchrotronové záření. To zároveň svědčí o vynikající stálosti konfigurace a geometrie magnetického pole mlhoviny.

E. Gügercinoğlu a M. Ali Alpar pozorovali zatím největší zkrácení rotační periody pulsaru v Krabí mlhovině. Celý úkaz sledovali v rádiovém a rentgenovém pásmu elektromagnetického záření v listopadu 2017 během dvou dnů, kdy zkrácení probíhalo. K rekordnímu zkrácení rotační periody došlo shodou několika faktorů, tj. hvězdotřesení a uvolnění vírových struktur v kůře neutronové hvězdy, které zapadly hlouběji do nitra společně s rozlámanými tektonickými deskami, na což navázaly po skončení skoku v periodě plíživé pohyby uvolněných vírů směrem vzhůru. Mimořádná velikost skoku byla důsledkem toho, že od předešlého skoku v r. 2011 se nic nedělo, takže se nahromadilo více energie ke skoku než kdykoliv předtím, v relativním rekordu skoku 5,2×10^-7. Zatímco skok v rotační periodě proběhl během dvou dnů, tak pomalé plížení do normálu trvalo půl roku.

S. Zhou aj. sledovali po dobu 7 let změny rotační periody PSR J1602-5100 (rotační perioda 0,864 s; B = 7,8×10⁸ tesla; vzdálenost 8 kpc; stáří 197 tis. let) pomocí 64m radioteleskopu v Parkesu. Od 24. 9. 2008 do 10. 5. 2010 pozorovali velký, ale pomalu se rozvíjející skok v periodě, která se zkrátila až o 176 nHz, což je největší pomalu se rozvíjející „skok“. Návrat do původní periody byl rovněž pomalý a lineární v čase. Autoři rozlišili tři fáze celé epizody: předchůdce (388 d), pomalé zrychlování (597 d) a návrat do původního stavu (1 378 d). Autoři dále uvedli, že se až dosud pozorovalo celkem 547 skoků v periodě pro 188 pulsarů. Většinou dochází k opravdovým skokům v periodě během několika málo minut, ale později se podařilo pozorovat dosti vzácně i velmi pomalé „skoky“ v trvání roku. Krátké trvání skoků je dobře pochopeno. Neutronová hvězda má tenkou vnější tvrdou kůru a uvnitř neutronovou suprakapalinu, která může narazit na kůru a přinutit ji k rychlejší rotaci. Naproti tomu pomalé „skoky“ vznikají zřejmě zcela jinak. Hlavní domněnka předpokládá, že ve spodní části kůry se zvyšuje teplota, ale druhá možnost je stochastický šum proměnný v čase, takže vlastně nejde o žádný skok, protože vše probíhá na časových stupnicích od dnů do roků.

S. Guillot aj. snímkovali pomocí kamery WFC3 HST pulsar PSR J1244-3933 (d = 172 pc), jenž se kvalifikoval jako nejpomaleji rotující (8,5 s) a nejstarší (3,33×10⁸ let) neutronová hvězda. Spektroskopie ukázala, že tento pulsar drží rekord v nejnižší teplotě své fotosféry (42 kK), indukce jeho magnetického pole na povrchu dosahuje 200 MT a zářivý výkon 2,6×10²¹ W.

A. Deller aj. se dlouhodobě zabývají velkým astrometrickým projektem PSRπ, kdy se pomocí radioteleskopů sítě VLBA měří polohy 60 pulsarů s přesností ~45 μas až 10 μas pro nejlepší pozice. Projekt v poslední době zvětšil počet takto přesně měřených poloh pulsarů o řád zejména pro pulsary ve vzdálenostech >2 kpc. Zároveň se tím zvyšuje naděje na podstatné zlepšení přesnosti efemerid pro tělesa Sluneční soustavy. V blízké budoucnosti se dá očekávat zpřesnění úhlových měření až na 4 μas pro úhlová měření polohy pulsaru vůči kalibrátoru do úhlové vzdálenosti 1 obl. minuty. Když uvážíme, že magnetická pole pulsarů dosahují indukce až 10 GT, rotační frekvence se blíží 1 kHz, centrální hustoty přesahují 10¹¹ kg/cm³ a povrchové potenciály gravitačního pole dosahují až 40 % hodnoty pro hvězdné černé díry, tak je zřejmé že pulsary jsou mimořádně cenné (a bezpečně vzdálené!) fyzikální laboratoře. Díky velkému momentu setrvačnosti jsou rádiové pulsary skvělými stabilními hodinami. Zásluhou pulsarů můžeme řešit stavové rovnice pro neutronové hvězdy (matematické vztahy mezi hustotou, tlakem, teplotou atd.); podobně se díky jim podařilo získat první důkazy o měřitelnosti gravitačních vln (1989) a objevit první exoplanety (1992).

P. Shternin aj. se věnovali studiu jasného rádiového pulsaru B1727-47 (Sco; P= 0,83 s; stáří 80 tis. let), jenž byl objeven mezi prvními pulsary před 50 lety. Jeho vzdálenost od nás byla však podezřele vysoká, tj. 2,7 kpc a později dokonce zvýšena až na 5,5 kpc. Když autoři změřili vlastní pohyb pulsaru 148 mas/r, tak by to při těch vzdálenostech znamenalo, že vlastní pohyb pulsaru činí minimálně 1 900 km/s, popřípadě až 3 900 km/s, což je vysoce nepravděpodobné. Autoři proto začali uvažovat o minulém směru a menší rychlosti pohybu v případě, že by vzdálenost pulsaru klesla na hodnoty <1 kpc. Když odhadli vzdálenost pulsaru na 0,7 kpc, tak jim vyšlo, že před 60÷80 tis. lety vystřelil pulsar po výbuchu supernovy, po níž se zachoval pozůstatek SNR RCW 114. Energie výbuchu se pohybovalo kolem hodnoty 10⁴⁴ J. To prakticky znamená, že vlastní pohyb pulsaru probíhá rozumnou rychlostí ≈500 km/s a identifikace s jeho kolébkou je jistá. Také vysoká jasnost pulsaru svědčí o tom, že pulsar nemohl být tak daleko, jak se dosud soudilo.

A. Coerverová aj. propojili sledování mlhoviny pulsarového větru DA 495 (vzdálenost 1 kpc; galaktické souřadnice 65,7°+1,2°), jež byla objevena v r. 1968 v přehlídce kanadské přehlídce Dominion Astrophysical, s archivními pozorováními. Mlhovina se poněkud vzhledem podobá mlhovině kolem SRN 3C-58 (3,2 kpc; stáří 840 let), prototypu Krabí mlhoviny (2 kpc; stáří 967 let) a mlhovině Vela-X (250 pc; stáří 20 tis. let), ale DA 495 je určitě výrazně starší, což vzbudilo zájem astrofyziků o její sledování různými soudobými přístroji. Autoři využili kanadských rádiových snímků na frekvencích 408 MHz (0,73 m) a 1 420 MHz (0,21 m) z r. 2003 a dále ze 100m radioteleskopu v Effelsbergu 4,85 GHz (62 mm) a 10,55 GHz (28 mm). Mlhovina DA 495 byla poprvé zobrazena v rentgenovém pásmu spektra družicí ROSAT v r. 2004, následně observatoří Chandra v r. 2007 a Newton v r. 2015. Tvrdé rentgenové záření až do energie 79 keV proměřila družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array). V pásmu záření gama byla mlhovina poprvé zobrazena v r. 2017 novou aparaturou HAWC pod označením 2HWC J1953+294. O rok později ji zobrazil systém 4 dalekohledů VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope) v Arizoně. Shrnutím všech údajů z rozmanitých částí elektromagnetického spektra dospěli autoři ke dvěma fyzikálním vysvětlením komplexních pozorování. Leptonický model dokáže dobře objasnit široké emise, což však předpokládá, že rozsah rtg. emise v mlhovině je týž jako u rádiové a gama mlhoviny, ale to pozorování nepotvrdila. Naproti tomu hadronický model umí vysvětlit veškeré elektromagnetické spektrum mlhoviny, ale vyžaduje, aby v okolí pulsaru byla extrémně vysoká indukce magnetického pole a nabité částice měly vysoké kinetické energie, což ale také není zatím prokázáno. Lze tedy konstatovat, že astrofyzikům uvízl v hrdle horký knedlík a jednoznačný výklad bude možný na základě přesných budoucích měření v rádiovém a infračerveném spektru i v pásmu záření gama.

C.-Y. Ng aj. osvědčili neobyčejnou trpělivost, když si počkali koncem r. 2017 na průlet PSR J2032+4127 (Cyg; pulsní perioda 0,14 s; stáří 180 tis. r.; vzdálenost 1,5 kpc; výstřednost dráhy 0,96!) kolem hvězdy sp. třídy Be (~15 M_ʘ), neboť oběžná doba pulsaru činí plných 50 let! Není však divu, protože známe jen 10 dvojhvězd, které vyzařují paprsky gama, a jenom u dvou objektů máme jistotu, že zdrojem záření gama je pulsar. Pulsar prošel periastrem 13. 11. 2017, ale měření probíhala už od počátku r. 2017. Tím druhým je proslulý objekt B1259-63/LS 2883 (Cen; 10 mag; sp. O9.5 Ve; oběžná doba 3,4 let; výstřednost dráhy e = 0,87, pulsní perioda pulsaru 48 ms; zářivý výkon 8×10²⁸ W; indukce magnetického pole 3,3×10⁷ T; stáří 330 tis. let). Hvězda Be má hmotnost 10 M_ʘ, poloměr 6 R_ʘ a rotuje na rovníku vysokou rychlostí 280 km/s. Vysoké výstřednosti drah obou pulsarů se dají vysvětlit tím, že šlo o poměrně slabé výbuchy supernov, takže zmíněné pulsary se nedokázaly utrhnout z gravitačních řetězů hmotných hvězd na rozhraní sp. tříd O a B.

Autoři díky dvouročnímu sledování pulsaru PSR J2032+4127 souměrně před průchodem periastrem a také po něm zjistili, že už dlouho před periastrem se měnily parametry záření v energetických pásmech paprsků X a γ. S přibližováním k periastru tvrdlo rentgenové záření. Intenzita synchrotronového záření rostla a fotonový index se výrazně snižoval kvůli zvyšující absorpci v pohlcujícím prostředí. Hvězdy třídy Be se vyznačují závojem v rovníkové rovině, takže vítr pulsaru zřejmě s tímto závojem interagoval. Projevily se však různé odezvy v pásmech rentgenového a rádiového záření, takže interakce probíhaly vůči různým populacím částic. Tentýž úkaz sledovali také Partha S. Pal aj., kteří rovněž využívali družice Chandra, Newton a NuSTAR. Nejvíce změn zaznamenaly družice Newton a NuSTAR. Po průchodu periastrem tvrdé rentgenové záření podle očekávání opět měklo. Teď se musí astronomové obrnit trpělivostí, protože další průchod pulsaru pericentrem nastane až v r. 2067.

J. Hare aj. využili rentgenové družice Chandra k systematickému sledování páru pulsaru B1259-63 a jeho průvodce hmotné hvězdy LS 2883 sp. třídy Be během celého cyklu oběžné periody pulsaru v letech 2014–2017. V r. 2014 došlo 4. 5. k předposlednímu průchodu pulsaru pericentrem. V dalším cyklu se uskutečnilo celkem pět měření; první v čase 352 dnů po průchodu přísluním a poslední v čase 1 175 dnů po předešlém průchodu. Potvrdilo se, že se opět vynořil prodloužený rentgenový chomáč o výsledné hmotnosti 6×10²⁰ kg, jenž se postupně urychlil na 15 % rychlosti světla, takže jeho kinetická energie v době průchodu dalším přísluním dosáhla hodnoty ≃6×10³⁵ J. Vlastnosti chomáče odpovídají očekávané synchrotronové emisi pulsarového větru, jenž s chomáčem interaguje. Kromě těchto měření autoři konfrontovali rentgenové údaje s optickými měřeními HST, jímž se definovala horní mez optického toku v době průchodu periastrem v r. 2017.

W.W. Zhu aj. se věnovali určení základních parametrů dvou milisekundových binárních pulsarů (PSR J1949+3106 a J1950+2414) objevených v průběhu programu ALFA (Arecibo L-Band Feed Array). Tento projekt byl iniciován kvůli urychlení programu hledání cizích civilizací (SETI), ale je výhodný i pro objevování nových pulsarů po celé obloze dostupné z Areciba (Portoriko, 500 m n. m.; 18,3° s. š.), protože pomocí sedmi simultánně pracujících přijímačů lze současně sledovat sedm různých cílů na obloze. Astronomové potřebují pohyby hvězd v okolí Slunce vztahovat k místnímu standardu klidu pomocí virtuálního Slunce, jež obíhá po kolem centra Galaxie v její rovině po kruhové dráze. Skutečné Slunce má vůči němu tři odchylky, neboť se rychlostí -9 km/s přibližuje k centru Galaxie, rychlostí 12 km/s předbíhá galaktickou rotaci a rychlostí 7 km/s stoupá severně kolmo k rovině Galaxie. Vektorovým skládáním těchto rychlostí dostaneme pro pohyb Slunce rychlost 16,5 km/s ve směru do souhvězdí Herkula. PSR J1949 (oběžná perioda 1,95 d; impulsní perioda 0,013 s; zcela kruhová dráha o poloměru 2,2 mil. km; vzdálenost 7 kpc, stáří 2,2 Gr) má vlastní pohyb téměř shodný s pohybem místního standardu klidu, jenž je definován virtuálním Sluncem, které obíhá kolem centra Galaxie po přesně kruhové dráze. Proto je pro astrometrii pravým požehnáním, neboť navíc jako většina milisekundových pulsarů představuje téměř ideální hodiny. Pro oba zmíněné pulsary lze měřit velikost Shapirova zpoždění (4. test OTR) i relativistické stáčení periaster jejich drah. Odtud lze spočítat i hmotnosti pulsarů a jejich partnerů. PSR J1949 má hmotnost 1,3 M_ʘ a jeho průvodce 0,8 M_ʘ, takže je pozůstatkem po slabém výbuchu supernovy. Pulsar J1950 (oběžná perioda 22 d; impulsní perioda 4,3 ms, ale nečekaně velká výstřednost dráhy 0,08 s velkou poloosou 4,3 mil. km; vzdálenost 6,4 kpc; stáří 3,4 Gpc) má hmotnost 1,5 M_ʘ a jeho průvodce s hmotností 0,85 M_ʘ je pravděpodobně bílý trpaslík. Autoři se přiklánějí k závěru, že tento pulsar je potomkem héliového bílého trpaslíka.

J. Martinez aj. objevili šest tzv. recyklovaných pulsarů díky přehlídce radioteleskopem Arecibo metodou náhodného skenování, která probíhala na frekvenci 327 MHz (0,97 m). Pojem recyklované pulsary byl zaveden zpětně, ale první pulsar této skupiny PSR 1913+16 (Aql; oběžná perioda 7,75 h; velká poloosa dráhy 1.95 mil. km; výstřednost 0,62; rotační perioda 59 ms; hmotnost pulsaru a průvodní neutronové hvězdy je shodně 1,4 M_ʘ; vzdálenost 6,4 kpc) byl objeven R. Hulsem a J. Taylorem už v r. 1974. Byl to první případ, kdy pulsar měl průvodce, což je obdoba významu objevu první dvojhvězdy, protože gravitační zákon pak umožňuje odtud odvodit důležité informace o parametrech obou objektů. V tomto případě šlo opravdu o průlom, protože předtím objevené pulsary byly osamělé objekty. Binární pulsar se prozradil silným kolísáním své radiální rychlosti a změnou periodicity v intervalu 8 ÷80 μs. Druhou složkou dvojhvězdy je neutronová hvězda s nízkou indukcí magnetického pole (1÷100 T). Autoři sledovali vývoj dráhy pulsaru radioteleskopem v Arecibu řadu let a zjistili, že v této extrémní dvojici se uplatňují měřitelné relativistické efekty ztráty energie soustavy vyzařováním gravitačních vln, což vede ke zmenšování velké poloosy oběžné dráhy. Oba autoři dlouhodobě potvrzovali čím dál tím přesněji efekt zmenšování poloosy oběžné dráhy v obecné teorii relativity, takže v r. 1993 obdrželi společně Nobelovu cenu za fyziku. Tento úspěch přispěl k podpoře snahy o přímou detekci gravitačních vln, za což byla udělena další Nobelova cena R. Weissovi, K. Thornemu, a B. Barishovi v r. 2017. Je vidět, že Nobelova cena 1993 zplodila další Nobelovy ceny; tentokrát v intervalu 24 let.

Podle Martineze aj. je v současnosti známo na 80 recyklovaných binárních pulsarů, které se poznají právě tím, že rotují kolem své osy v periodě jednotek až desítek milisekund, za což mohou právě jejich průvodci, kteří roztáčejí pulsary na vysoké obrátky jednosměrným přílivem plynu jako na plynovém kolotoči. Autoři přidali do statistiky pět recyklovaných binárních pulsarů a jeden osamělý milisekundový PSR J1054+1833. Všechny přírůstky se nacházejí poměrně blízko ke Slunci, protože mají nízké hodnoty tzv. dispersní míry. Mezihvězdný prostor obsahuje volné elektrony, které brzdí rychlost rádiových fotonů tím více, čím je jejich frekvence nižší (vlnová délka vyšší). Průměrný počet volných elektronů mezi zdrojem a radioteleskopem se dá zjistit a dispersní míra se obvykle měří pro dvě odlišné frekvence. Čím dál je pulsar nebo jiný rádiový zdroj od nás dál, tím je diferenciální dispersní míra signálu větší. Oběžné doby recyklovaných pulsarů jsou velmi rozmanité v rozsahu 4÷815 d. Druhé složky páru se rovněž značně liší svými hmotnostmi: 0,06÷1,11 M_ʘ. Další pozorování přinesou postupně zlepšení parametrů všech známých soustav. Tři recyklované pulsary se budou v dohledné době moci testovat k důkazu slabých gravitačních vln.

D. Kaur aj. se věnovali vylepšení další metody pro studium gravitačních vln pomocí sítě pulsarů s relativně nejstabilnějšími rotačními periodami v programu PTA (Pulsar Timing Array), kdy se průběžně měří s vysokou přesností impulzní periody po celé obloze, neboť tyto ultrapřesné hodiny mohou díky průchodu gravitačních vln pozorovat miniaturní odchylky od standardních přesných hodnot period a případně tvaru profilu impulsu. Jak se ukázalo, bylo by potřebí zmírnit odchylky od ideálních pozorování, jež jsou způsobeny efekty turbulentního interstelárního prostředí. Tyto poruchy jsou nepřímo úměrné výběru rádiové frekvence, tj. s klesající frekvencí se vliv poruch snižuje. Tím se pro projekt PTA stává atraktivní pozorovat periody a tvary profilů pro nejnižší dostupné frekvence <300 MHz (vlnová délka >1 m). Vynikajícím vzorem se stal PSR J2241-5236, který lze sledovat i na frekvenci 80 MHz. K tomu je potřebí zmenšit či zcela odstranit disperzi rádiových signálů pomocí časového rozlišení řádu 1 mikrosekunda. Takto lze srazit disperzní míru signálů pulsaru na relativní přesnost řádu 2×10^-6.

K tomu cíli se skvěle hodí rozsáhlý evropský rádioastronomický projektu LOFAR (Low Frequency Analyzer and Recorder), jenž má své centrum v Holandsku, ale další antény se nacházejí také v Německu, Polsku, Francii, Irsku, Lotyšsku a Švédsku. Systém sestává z celkem 20 tisíc antén a pracuje na vlnových délkách v rozsahu 1,3÷30,0 m. Antény jsou nepohyblivé, ale všesměrové. Obraz pozorovaného objektu se získává až při zpracování rozsáhlých pozorovacích údajů v centrálním superpočítači, a přitom hraje dispersní míra důležitou úlohu, protože z její velikosti lze usuzovat na rozprostření příslušných zdrojů v kosmickém prostoru. V r. 2017 se podařilo pomocí aparatury LOFAR objevit binární rádiový pulsar J0952-0607 (Sex; oběžná perioda 6,4 h; rotační perioda 1,4 ms, velká poloosa kruhové dráhy 19 tis. km; vzdálenost 1,0÷1,7 kpc; stáří 4,9 mil. let). Wynn C. G. Ho aj. zjistili, že neutronová hvězda má teplotu 10 MK, což by mělo působit na stabilitu hvězdy. Jelikož se tak prokazatelně neděje, autoři soudí, že supratekutá kapalina hvězdy dokáže oscilace utlumit.

L. Nieder aj. zjistili pomocí aparatury LAT (Large Area Telescope) družice Fermi, že pulsar J0952 typu „černá vdova“ vysílá záření gama v rozsahu energií 100 MeV÷100 GeV. Binární pulsary tohoto typu vysávají plyn ze svých průvodců, jejichž hmotnost dramaticky klesá. Pulsar J0952 se vyznačuje druhou nejrychlejší rotací 707 obrátek/s mezi milisekundovými pulsary, ale i extrémně nízkou indukcí povrchového magnetického pole B ≲8,2×10³ T, čímž se řadí do spodní desítky síly magnetického pole mezi všemi dosud objevenými pulsary. Dispersní míra 22,4 pc/cm3 nedává bohužel příliš přesnou vzdálenost pulsaru od nás. Vrchol prvního maxima paprsků gama nastává ve fázi 0,43 s amplitudou 0,65 a druhé maximum ve fázi 0,63 s amplitudou 0,35. Vrcholy rádiových záblesků mírně předcházejí vrcholy záblesků gama. Autoři zjistili pomocí kamer HIPERCAM 10,4m teleskopu GTC na ostrově La Palma a ULTRACAM na 3,6m teleskopu NTT ESO na La Silla, že průvodce pulsaru je už hodně okousán, neboť jeho současná hmotnost dosahuje jen 0,02 M_ʘ, tj. jen ¼ minimální hmotnosti hvězd. Oškubaný průvodce má na noční straně teplotu 3,0 kK a na denní straně 6,1 kK.

4.2. Kilonovy GW170817 a S190425z

G. Ghirlanda aj. uskutečnili 207 dnů po příchodu signálu gravitačních vln GW170817 koordinované pozorování 32 radioteleskopů VLBI místa, odkud gravitační signál přišel. Zdroj signálu se nacházel v galaxii NGC 4993 (Hya, vzdálenost 41 Mpc; retrográdní dráha neutronových hvězd před splynutím měla sklon 137°). Měřením úhlového rozměru rádiového zdroje zjistili, že byl menší než 2,5 úhlové milivteřiny. Tak malý úhlový rozměr vyloučil, že elektromagnetický signál doprovázející splynutí dvou neutronových hvězd byl izotropní. Zcela jednoznačně šlo o úzce kolimovaný relativistický výtrysk shodou šťastných okolností mířící přibližně k Zemi. Autoři tak dospěli k závěru, že při splývání párů neutronových hvězd dochází minimálně v 10 % případů k uvolnění zářivé elektromagnetické energie ve formě dlouhodobých kolimovaných strukturovaných úzkých výtrysků, jež unikají okolním vyvrženým částicím a šíří se do interstelárního prostředí relativistickými rychlostmi.

D. Watson aj. konstatovali, že teorie vzniku prvků těžších než trojice Fe – Co – Ni předpověděla už v r. 1957 práce B²FH (= Gang čtyř: M. a G. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle), když se ukázalo, že při výbuchu supernov vzniká nadbytek neutronů, jenž umožňuje jejich zachycováním atomovými jádry lehčích prvků vznik nejtěžších prvků v poslední třetině Mendělejevovy tabulky. Později se zjistilo, že k vzniku těchto prvků mohou přispívat také srážky párů neutronových hvězd, což se potvrdilo právě v případě detekce gravitačních vln GW170817. Splynutím dvou neutronových hvězd vznikla kilonova AT2017gfo, jejíž detailní spektrum bylo pozorovatelné řadu měsíců. I když se obecně potvrdilo, že ve spektru se těžké a většinou radioaktivní prvky nacházejí, nebyl přímo identifikován ani jeden konkrétní těžký prvek. Autorům se však podařilo nalézt ve spektru kilonovy strontium (Sr), jež vzniká právě zachycováním neutronů. Sr vzniká procesem r, tj. rychlým zachycováním volných neutronů. Současně se potvrdilo, že zplodiny splynutí jsou vysoce obohaceny volnými neutrony.

V. Nedora aj. upozornili, že kilonova AT2017gfo jako pokračování dějů po splynutí páru neutronových hvězd byla zpočátku charakterizována jasným vzplanutím v optickém a UV pásmu. Většina odborníků předpokládá, že tento úkaz byl průvodním jevem slabého procesu nukleosyntézy r. Výpočty numerické relativity, mikroskopické stavové rovnice, aproximace transportu neutrin a turbulentní viskozity vedou k názoru, že splynutí neutronových hvězd vyvolává spirální hustotní vlny jako zdroje energie modrých kilonov. Rychlost vln dosahuje ~0,2c a hmotnost vanoucího větru ~10^-2 M_ʘ. M. van Putten a M. Della Valle spekulovali o možnostech, které splynutí obou neutronových hvězd vyvolalo. Není zcela jasné, zda splynutí hvězd skončilo proměnou na hvězdnou černou díru, anebo na hypermasivní magnetar. Autoři se přiklánějí na základě emisí gravitačních vln s frekvencí do 700 Hz, že platí spíše druhá domněnka o hypermasivním magnetaru.

Yiyang Wu a A. MacFadyen porovnali strukturu produktu splynutí neutronových hvězd GW170817 se vzorkem 27 krátkých záblesků GRB, o nichž se dalo předpokládat, že šlo rovněž o splynutí párů neutronových hvězd. Potvrdilo se, že vrcholový úhel výtrysku záření γ u zmíněné kilonovy činil 6,3°, což je v dobré shodě s průměrem 27 GRB: (6,9 ±2,3)°. Také další ukazatele, tj. Lorentzův faktor Γ=150, spektrální index p ≈ 2,15, ekvivalentní isotropní energie E_iso≈ 8×10⁴⁵ J a medián hustoty mezihvězdného prostředí n₀ ≈ 10^-2 protonu/cm³ perfektně souhlasí. Proto se autoři domnívají, že krátké GRB v kosmologických vzdálenostech vznikají při splynutí párů neutronových hvězd.

Také R. Gill aj. se zabývali sledováním unikátní světelné křivky dosvitu GRB170817A, jež nejprve pomalu mírně stoupala a dosáhla maxima až 150 dnů po splynutí neutronových hvězd. Rádiová interferometrie VLBI pozorovala téměř bodový objekt, který se pohyboval superluminální rychlostí 4c mezi 75 až 230 dnem po splynutí. Astronomové zjevně sledovali centroid jádra relativistického výtrysku s vrcholovým úhlem ≤5° a odhadli jeho energii na minimálně 5,3×10⁴¹ J. Rovněž A. Kathirgamaraju aj. zmínili, že v rádiovém oboru spektra se dosvit rozšiřoval superluminálně. Optický a infračervený dosvit prozradil, že po splynutí se začal rozpínat materiál o hmotnosti 0,05 M_ʘ subrelativistickými rychlostmi 0,1÷0,3c s energií 10⁴⁴ J. Podle názoru autorů tento zhustek bude řadu let dominovat v oboru rádiového a rentgenového záření a jeho hvězdná chvíle přijde až za nějakých 10 let po splynutí, přičemž těžiště dosvitu se vrátí do centroidu polohy rádiového zdroje v době splynutí neutronových hvězd.

A. Hajela aj. shrnuli údaje o netepelném sledování světelných křivek AT2017gfo v rentgenovém oboru spektra pomocí družice Chandra a v rádiovém oboru pomocí radiointerferometru Karla G. Janského VLA (Socorro, N. M., 34° s. š., 2,1 km n. m.; sběrná plocha antén 13 250 m²; pásmo 73 MHz÷50 GHz, vln. délky 4,1÷0,006 m). Měření probíhala mezi 521. a 743. dnem od začátku úkazu. Rentgenová měření prokázala, že kamera pozorovala kolimovaný relativistický výtrysk o vrcholovém úhlu 5,9° skloněný pod úhlem 30° k zornému paprsku, jehož tok rychle klesal s časem s exponentem -1,95. Kinetická energie ohnivé koule dosáhla hodnoty 1,5×10⁴² J, což v přepočtu na izotropní kouli dává energii 2×10⁴⁵ J. Rentgenové záření během poklesu nekolísalo; šlo o zcela plynulý děj.

K. Ioka a T. Nakamura uvedli, že i když pozorování splynutí dvou neutronových hvězd přispělo k předpokládanému potvrzení mechanismu vzniku krátkých GRB v trvání <2 s, jistou nevýhodu to potvrzení má, protože signál GRB byl podstatně slabší než u předešlých krátkých GRB. Za oslabení může právě okolnost, že výtrysk GRB nesměřoval přímo k Zemi, ale byl poměrně silně odkloněn, jak výše uvedli A. Hajela aj. Další komplikací je průběh spektra a množství uložené energie ve výtrysku, který zřejmě nepocházel z centra splynutí neutronových hvězd, ale z oblasti mimo centrum, kde se soustředil kokon baryonů, jenž nelze vysvětlit pomocí modelu L. Amatiho z r. 2002. Lze však předpokládat, že díky nastupující éře mnohopásmové astrofyziky se postupně podaří dosavadní odchylky od jednoduchých modelů objasnit.

E. Troja aj. shrnuli poznatky o dosvitu kilonovy AT2017gfo během prvního roku po jejím vzplanutí. Po odeznění GRB se zájem přesunul k měkčím pásmům dosvitu, a to jak pomocí rentgenové družice Chandra, tak také do rádiového oboru spektra pomoci interferometru ATCA (Australian Telescope Compact Array = 6 parabol × ø 22 m; 30° j. š.; 237 m n. m.; poblíž Narrabri, N. S.W.). Je poměrně překvapující, že celý rozsah elektromagnetického spektra dosvitu bylo možné popsat jediným indexem 0,585 po celou dobu pozorování. V rentgenovém pásmu se zpočátku zvedal zářivý výkon jen zvolna s časovou závislostí t^0,9, ale postupně rostl a dosáhl maxima 5×10³² W ve 160. dnu po splynutí neutronových hvězd. Od té doby výkon rychle klesá s 2. mocninou času od maxima. Další trend poklesu neodpovídá přidušenému výtrysku v podobě kokonu; zato dobře souhlasí s modelem strukturovaného relativistického výtrysku. Energie uvolněná při splynutí neutronových hvězd pak činí 2×10⁴³ J a vrcholový úhel výtrysku 4°. Autoři však uvádějí o něco nižší šikmý úhel 22° výtrysku než A. Hajela aj.

M. Coughlin aj. poukázali na fakt, že v případě splynutí páru neutronových hvězd jsme zažili naplno možnosti mnohopásmové astronomie, neboť se zde propojily tři úkazy, tj. signál gravitačních vln GW170817 + kilonova AT2017gfo + GRB170817A. Souhrn těchto měření tak dává jedinečnou možnost prozkoumat vlastnosti obou neutronových hvězd, odvodit stavovou rovnici pro supramasivní neutronovou hvězdu, a dále jak fungují kilonovy a zábleskové zdroje záření gama. Zdá se, že celková hmotnost supramasivní neutronové hvězdy se může pohybovat v mezích 2,72÷2,75 M_ʘ, dále že poloměr neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_ʘ se pohybuje v rozmezí 11,3÷13,5 km a poměr hmotností obou neutronových hvězd nepřekročil hodnotu 1:1,27. Podobně postupovali Jin-Liang Jiang aj., když pomocí dat pro úkaz GW170817 pro hmotnost neutronové hvězdy 1,4 M_ʘ odvodili poloměr 11,8 km a pro kontrolní sestavu 6 LMXB (Low Mass X-ray Binary) prakticky stejný poloměr 11,1 km.

Jia Ren aj. zjistili, že když splynutím neutronových hvězd vznikla supramasivní neutronová kilonova, musí být indukce jejího magnetického pole vysoká, což by mělo vytvořit kolem hvězdy mlhovinu pulsarového větru. Tento odhad dobře souhlasí s pozorováním v prvních 5 dnech po splynutí, ale také i v dalších fázích vývoje, kdy tepelné spektrum objektu se změnilo na spektrum netepelné. Také Mi-Xiang Lan aj. uvedli, že mocné velkorozměrové uspořádané magnetické pole hraje úlohu při vzniku kolimovaného relativistického výtrysku, který však uspořádanost pole poruší. Autoři propočítali možné 3D modely magnetického pole, tj. uspořádané, toroidální nebo radiální. Jaká je skutečná konfigurace pole se dá zjistit pomocí polarizačních měření během vývoje výtrysku. Měření polarizace v čase 244 dnů po splynutí dala horní mez 12 %, což znamená, že uspořádaná složka magnetického pole představuje méně než 90 % pole chaotického.

L. Piro aj. uvedli, že není zcela jisté, zda splynutí obou neutronových hvězd vytvořilo supramasivní neutronovou hvězdu s extrémně silným magnetickým polem, anebo zda objekt skončil jako hvězdná černá díra. Modelové výpočty však naznačují, že pokud indukce poloidálního magnetického pole dosáhla B ≈10⁸ T, je výsledkem nadlimitní neutronová hvězda. Náhlá disipace toroidální složky magnetického pole by se však měla projevit rentgenovými erupcemi, což se skutečně stalo 155. den po splynutí, kdy se aktivita neutronové hvězdy znovu probudila. Právě pozorování v rentgenovém pásmu spektra může proto přinést cenné informace o vývoji supramasivní neutronové hvězdy.

Haoxiang Lin aj. přišli s kritikou dosavadních tepelných spekter používaných pro modelování vývoje supramasivní kilonovy. Tyto modely předpokládaly stoprocentní účinnost záření elektronů netepelnými procesy, což je uvnitř kilonovy nerealizovatelné. Ve skutečnosti v počáteční fázi vývoje rádiového dosvitu se nejvyšší účinnost docílila pro elektrony na nižších než mezních frekvencích, zatímco původní modely předpokládaly opak. Autoři navrhli daleko realističtější model, v němž jen <10 % elektronů je urychlováno netepelně. Tím se zvýší energie výtrysku o 1 až 2 řády, což by se mělo zohlednit také při příštích pozorováních splynutí neutronových hvězd.

Také Hou-Jun Lü aj. poukázali na nejistotu, jak opravdu skončilo splynutí dvou neutronových hvězd GRB170817A. Za kritérium, co se doopravdy stalo, považují pozorování proměnnosti rentgenového záření. První scénář počítá s magnetarem jako centrálním zdroje proměnnosti rentgenového záření. Druhý scénář dává přednost černé díře, na niž zpětně dopadají produkty exploze. Třetí scénář preferuje dlouho žijící supramasivní neutronovou hvězdu. Autoři dávají tomuto poslednímu scénáři přednost, neboť jako jediný je ve shodě s pozorováními. Předpokládají, že supramasivní neutronovou hvězdu chrání od kolapsu na černou díru už vícekrát zmíněná indukce globálního magnetického pole v rozmezí B (3,6÷13,5)×10⁹ T.

Houri Zaeepour shrnul zveřejněná rádiová, optická a rentgenová data o celoročním vývoji světelných křivek elektromagnetického dosvitu GRB170817A, přičemž se opíral o dlouhodobou zkušenost s pozorováním krátkých záblesků gama, které velmi pravděpodobně vznikají při splývání neutronových hvězd, jak se nyní přesvědčivě ukázalo díky mnohopásmovému pozorování objektu v galaxii NGC 4993. Autor ukázal na výbornou shodu pozorování s modelem, jenž vedl k pomalému nárůstu signálu v relativistickém výtrysku γ a souběžném posilování optické i rádiové složky signálu. Pomalý nárůst byl způsoben nedostatkem materiálu v okolí výbuchu a také šikmým pohledem na výtrysk, což vedlo k rychlému snižování Lorentzova faktoru. Výtrysk se změnil na mírně relativistický kokon šířící se rychlostmi 0,40÷0,97c. Velká vzdálenost od zdroje supramasivní neutronové hvězdy způsobila, že výtrysk nejvíce zazářil až po ≳110 dnech od splynutí neutronových hvězd. Na růstu jasnosti se nutně muselo podílet také rentgenové, optické a infračervené záření.

N. Tanvir konstatoval, že pozorování GW170817 otevřelo novou kapitolu astrofyzikálního výzkumu skvělými možnostmi mnohopásmové astronomie. Zatímco splývání hvězdných černých děr končí v okamžiku, kdy obě díry splynou, u neutronových hvězd, které při splynutí nepřekročí hranici hmotnosti pro kolaps na černou díru, lze z pomalého rozvoje dosvitu odvodit postupně nesmírně zajímavé fyzikální poznatky. V prvních hodinách až týdnech po splynutí kilonovy produkují nejvíce záření v ultrafialové až infračervené části spektra díky teplu uvolněném při syntéze těžkých prvků procesy rychlého zachycování početných volných neutronů, tj. třetím procesem r. Téměř okamžitý krátký záblesk GRB a následující dlouhodobé netepelné záření od rentgenového až po rádiové pásmo je důkazem, že na krátký GRB je navázán ultrarelativistický výtrysk. V budoucnosti tak bude možné na základě této unikátní zkušenosti zkoumat krátké záblesky GRB k získání důkazů, jak přesně probíhá globální nukleosyntéza, jak se vyvíjí a strukturuje relativistický výtrysk. Celý komplex úkazů mnohopásmové astrofyziky poskytne možnosti nezávisle určovat kosmologické parametry, zpřesnit stavové rovnice pro neutronové hvězdy a zodpovídat zapeklité otázky fundamentální fyziky.

V podobném duchu se vyjádřili také Y. Y. Yang aj., kteří z přibývajících pozorování dosvitu dokázali, že splynuvší neutronové hvězdy se staly submilisekundovým pulsarem s rychlostí otáček 1 490 Hz (rotační perioda ~0,67 ms! je nový rekord pro pulsary). Také indukce globálního magnetické pole supramasivní neutronové hvězdy je vskutku impozantní (10⁷÷10¹¹ T). Autoři odhadují, že supramasivní neutronová hvězda má hmotnost ~2,6 M_ʘ a její poloměr činí 12÷25 M_ʘ. Zatím nejsou dostatečné podklady pro výpočet stavové rovnice pro tak exotickou neutronovou hvězdu. I za přepokladu, že indukce magnetického pole dosáhla jen 10⁸ T, lze odvodit disipaci zářivého výkonu objektu 10³⁷ W, ale vzhledem k rychlému brzdění rotace se celý výkon podstatně zmenší v průběhu pouhých 30 let. Je to totiž o 4 řády vyšší výkon, než má pulsar v Krabí mlhovině starý už téměř 1 tis. let. Nejnižší hodnoty záření pulsarů, které lze současnými přístroji ještě zaznamenat, se pohybuji kolem 0,1 % záření pulsaru v Krabí mlhovině. Podmínkou by však bylo, že maják vrcholového úhlu by mířil přímo na Zem.

A. Pozanenko aj. oznámili, že gravitační observatoře LIGO a Virgo zaznamenaly druhý případ splynutí dvou neutronových hvězd 25. 4. 2019 označený jako S190425z. Pomocí 1m teleskopu H. Swopeové na observatoři Las Campanas v Chile (100 km severně od města La Serena; 2,4 km n. m.; 29° j. š.) nalezli C. Kilpatrick aj. optický dosvit úkazu, který proměřili ve filtrech r, i, g a dostali v čase 10 h po splynutí slábnoucí hodnoty jasností od 18,2 do 20,1 mag. Družice INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory; ESA) zaznamenala pomocí spektrometru SPI dva slabé impulsy záření gama s energiemi paprsků γ 20 keV až 8 MeV v časech ~0,5 s a 5,9 s po splynutí neutronových hvězd o hmotnostech 1,7 M_ʘ a 1,6 M_ʘ na periférii anonymní galaxie v souhvězdí Herkula vzdálené od nás 159 Mpc. Kuriózně ke zpřesnění polohy přispěla okolnost, že záblesky nezaznamenala družice Fermi. V čase splynutí byla pro Fermi cílová oblast zakryta Zemí, což trvalo jen krátkou chvíli. Spektroskopická měření na družici Integral pokračovala ještě 1,4 dne. Časový profil dosvitu se podobal obdobnému profilu prototypu GR170817. Tento úkaz byl totiž druhý nejbližší mezi všemi dosud pozorovanými krátkými GRB.

4.3. Neutronové hvězdy, magnetary, kilonovy

Y.Q. Xue aj. uvedli, že za předpokladu, je-li stavová rovnice pro neutronové hvězdy dostatečně tvrdá, může při splynutí páru neutronových hvězd vzniknout supramasivní rychle rotující neutronová hvězda s vysokou indukcí magnetického pole, čili budoucí magnetar. Magnetary jsou pak zdrojem krátkých záblesků paprsků γ. Jenže zdroj krátkých záblesků může mít i jinou příčinu, např. jde o záblesk γ, jenž nesměřuje zcela k Zemi, anebo slabý záblesk γ ze vzdálené galaxie jako v případě rychlého rentgenového záblesku CDF-S XT1, který přišel ze slabé galaxie v neznámé vzdálenosti od nás, kde existují dokonce tři různé domněnky, co se tam stalo. Autoři však pozorovali díky rentgenové družici Chandra rentgenový záblesk CDF-S XT2, jenž se odehrál v anonymní galaxii vzdálené od nás 2 Gpc ve vzdálenosti 3,3 kpc od centra, kde tyto krátké záblesky nejčastěji vznikají, a jejich frekvence odpovídá údaji o frekvenci splynutí neutronových hvězd na supramasivní neutronovou hvězdu. Autoři dokonce soudí, že ve vesmíru je takových supramasivních neutronových hvězd hodně.

Shi Dai aj. se zabývali vývojem anomálního pulsaru XTE J1810-197, jenž byl objeven satelitem RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) v polovině července 2003. Byl to totiž první magnetar, jenž začal vysílat impulzy rádiového záření od počátku r. 2006 zachycené radioteleskopy GBT, Nançay a Parkes, ale koncem r. 2008 opět rádiově zmlkl. Indukce magnetického pole magnetaru je docela úctyhodná: 30 GT. Jeho rotační perioda 5,5 s se sekulárně zpomalovala tempem 10^-11 s/s. Pak však jeho rádiová aktivita usnula na téměř celou dekádu, aby se znovu probrala v prosinci 2018. Rádiová aktivita se obnovila v prosinci 2018, kdy ji zaznamenal 64m radioteleskop v Parkesu v pásmu vlnových délek 74÷426 mm (frekvence 704÷4 032 MHz). Autorům se podařilo měřit polarizaci profilu pulsů, jednotlivé pulsy i další parametry obnovené aktivity. Změny v polarizaci signálu byly dramatické a polohy úhlu lineární polarizace prudce kolísaly. Zato profil samotného pulsu byl stálý. Obecné vlastnosti polarizačního signálu se však vůbec nepodobaly vzhledu signálu z r. 2003. Probuzení magnetaru zaznamenali 8. 12. 2018 také E. Gothelf aj. japonskou aparaturou MAXI na ISS, jež pracuje v rentgenovém pásmu energií 0,5÷30 keV a vzápětí 13. 12. také družicí NuSTAR ve stejném spektrálním okně. Signál byl dvakrát silnější než v r. 2006. Rozteč mezi maximem vedoucího rádiového pulsu a maximem rentgenového pulsu však byla v obou epizodách shodná (0,13 délky celého cyklu). To svědčí o stabilní geometrii zdroje, kde rádiové záření vzniká podél magnetických siločar a elektrický proud ohřívá skvrnu na povrchu neutronové hvězdy.

P. Pietrukowicz aj. objevili ultrakompaktní vybuchující rentgenovou dvojhvězdu OGLE-UCBX-01 uprostřed kulové hvězdokupy Djorg2 (Sgr; stáří 12,7 mld. let) ve vnitřní výduti naší Galaxie. Oběžná doba 12,8 min svědčí o vskutku miniaturním binárním objektu ve vzdálenosti 8,75 kpc, jenž se jeví jako modrý objekt na snímcích HST a jako středně tvrdý zdroj rentgenového záření na družici Chandra. Autoři se domnívají, že to bude vhodný cíl pro budoucí generaci detektoru gravitačních vln LISA (Laser Interferometer Space Antenna), jenž by měl být vypuštěn v r. 2034.

V červnu 2017 byl na ISS instalován rentgenový přístroj NICER (Neutron star Interior Composition ExploRer) určený pro výzkum neutronových hvězd i pulsarů pozorováním jejich projevů v měkké části rentgenového spektra. P. Bult aj. pozorovali srpnový výbuch milisekundového pulsaru SAX J1808.4-3658 (vzdálenost 4 kpc), jenž byl objeven družicí BeppoSAX v září 1996. Jeho rotační perioda 0,0025 s odpovídá 401 obrátkám/s. Výbuch byl vůbec nejmohutnější mezi všemi vzplanutími milisekundových pulsarů, které byly pomocí NICER až dosud sledovány. Ve výbuchu nalezli autoři emisní čáry s energiemi 1,0 a 6,7 keV, které dokazují přítomnost Fe. Výbuchy se odehrávají opakovaně po 2÷4 letech.

T. Riley aj. zkoumali aparaturou NICER parametry milisekundového PSR J0030+0451 (Psc; rotační perioda 4,9 ms; vzdálenost 360 pc) v rentgenovém pásmu spektra. Objevili tak pomocí relativistického trasování dvě horké skvrny a zjistili, že obě skvrny se nacházejí na jižní polokouli pulsaru. Dospěli pomocí podrobného modelu ke hmotnosti neutronové hvězdy 1,34 M_ʘ a poloměru 12,7 km. Týž pulsar modelovali G. Raaijmakers aj. s cílem sestavit přesnou stavovou rovnici pro tento osamělý milisekundový pulsar, což se jim ale příliš nedařilo. Další práci o zmíněném pulsaru zveřejnili A. Bilous aj., kteří upozornili na skutečnost podivné konfigurace extrémně silného magnetického pole na téže polokouli pulsaru. Je zatím záhadné, jak se mohou oba póly magnetického pole ocitnout na téže polokouli neutronové hvězdy s extrémně silným globálním magnetickým polem. Autoři upozorňují na zvláštní asymetrii dipólového pole, která se silně odlišuje od očekávané centrální symetrie globálního gravitačního pole. M. Miller aj. dostali pro hmotnost pulsaru kanonickou hodnotu 1,44 M_ʘ a poloměr 13,0 R_ʘ. To jsou ovšem docela podobné parametry, jaké odvodili Riley aj., takže jejich shodné hodnoty se mohou stát odrazovým můstkem pro solidní kalibraci parametrů rychle rotujících neutronových hvězd. Uvedená shoda umožňuje definovat stavovou rovnici pro chladnou katalyzovanou hmotu, i když dojde k překročení saturace jaderné hustoty.

Bezprostředním cílem výzkumů pomocí aparatury NICER je nepochybně nalézt stavovou rovnici husté látky pro milisekundové pulsary. V tomto směru pokročili S. Bogdanov aj., kteří si vybrali čtyři recyklované pulsary a pokusili se na základě modelování jejich pulsujícího tepelného rentgenového záření odvodit vztah mezi hmotností neutronových hvězd a jejich poloměry a následně i dosud neznámou stavovou rovnici pro tento typ neutronových hvězd. Jejich počítačové programy využívají jak Schwarzschildovy, tak i Dopplerovy a zploštělé Schwarzschildovy aproximace, což velmi dobře souhlasí s pozorováními tří recyklovaných pulsarů s rotačními periodami a vzdálenostmi [5,8 ms; 157 pc], [3,7 ms; 420 pc], [4,9 ms; 410 pc]. V těchto případech bylo možné charakterizovat impulsní špičky rentgenového záření jedinou teplotou vodíkové atmosféry. Statistiku však kazí výše zmíněný PSR J0030, kde se současně nacházejí oblasti s různými teplotami.

Dalším příspěvkem v tomto směru se stala práce S. Guillota aj., kteří studovali celkem 7 recyklovaných pulsarů a u pěti z nich se jim podařilo nalézt široké špičky sinusových rentgenových oscilací s minimální amplitudou ≥4,7 σ, což je důkaz tepelné povahy záření povrchů těchto neutronových hvězd. Těchto pět pulsarů může v blízké budoucnosti přispět jak ke zpřesnění vztahu mezi hmotností a poloměrem neutronových hvězd, ale též k nalezení stavové rovnice pro recyklované pulsary.

R. Wharton aj. pozorovali v září 2014 interferometrem K. G. Janskeho VLA v Socorro, N. M. magnetar J1745-2900 v pásmu frekvencí 7÷12 GHz (43÷25 mm), jenž se nalézá v centru Galaxie. Zatímco měření v tomto pásmu měla pozoruhodně stabilní strukturu profilů úzkých pulsů s drobným chvěním, v pásmu frekvencí 8,7 GHz (34 mm) se profily impulsů dlouhodobě měnily. Nejjasnější pulsy posloužily k měření disperze rádiových signálů 1 760 pc/cm³. Autoři se domnívají, že velikost disperze se s časem nemění.

Čínská státní kosmická agentura CNSA vypustila v polovině června 2017 astronomickou družici Insight-HXMT (Hard X-ray Modulation Telescope) se třemi přístroji po studium rentgenového záření: HE pro pásmo 20÷250 keV, ME: 5÷30 keV a LE: 1÷15 keV. Yang Zhang s týmem využili příležitosti pozorovat touto aparaturou špičkových vlastností přechodný rentgenový zdroj objevený kamerou BAT rentgenové družice Swift 3. 10. 2017 v poloze J0244+6124. Brzy se ukázalo, že zdrojem rentgenového záření je neutronová hvězda v binárním páru s hvězdou sp. třídy Be na hlavní posloupnosti. Typické impulsní špičky rentgenového záření se opakovaly v periodě 9,9 s. Neutronová hvězda obíhala kolem hvězdy Be po lehce výstředné dráze (e = 0,1) s periodou 28 dnů a délkou velké poloosy 35 mil. km. Soustava se nachází ve vzdálenosti asi 6 kpc od nás. Nejvyšší zářivý výkon dosáhl hodnoty 3×10³² W asi 40 dnů po objevu. Jde o silně zmagnetovanou neutronovou hvězdu s magnetickou indukcí na povrchu hvězdy řádu 100 mil. tesla. To je dosud nejvyšší pozorovaný zářivý výkon pro neutronovou hvězdu v binární soustavě recyklovaných pulsarů. Trval zhruba 120 dnů od začátku úkazu do jeho propadu do neviditelnosti.

V říjnu r. 2007 byla založena iniciativa NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves), jež využívá pulsarů ke studiu gravitačního záření pomocí přesného měření jejich rotačních period. Na ni navázala evropská iniciativa PTA (Pulsar Timing Array) a australská PPTA (Parkes Pulsar Timing Array), jež posléze splynuly v program IPTA (International Pulsar Timing Array). V současné době jde o spolupráci 40 radioastronomických observatoří, jež se zabývají studiem gravitačních vln extrémně nízkých frekvencí (1÷10 nHz, tj. vlnových délek řádu světelného roku!). Pokoušejí se tak měřit gravitační šum kosmického pozadí, podobně jako v r. 1965 bylo objeveno mikrovlnné reliktní rádiové záření kosmického pozadí.

Jedním z nečekaných výsledků se stalo pozorování binárního PSR J0740+6620 (Cam; rotační per 2,9 ms; oběžná perioda héliového bílého trpaslíka na kruhové dráze 4,77 d; vzdálenost 2 kpc) objeveného 100m radioteleskopem GBT v r. 2012 v programu NANOGrav radioteleskopy GBT a Arecibo za 12,5 let. Odtud se totiž podařilo díky šťastné shodě okolností, že rovina dráhy obou objektů míří k Zemi. Když je totiž pulsar schován za bílým trpaslíkem, uplatní se měřitelný Shapirův efekt v OTR, tj. prodloužení impulsního signálu v gravitačním poli trpaslíka. Z velikosti prodloužení 10 μs spočítali H. Cromartieová aj., že trpaslík má hmotnost 0,26 M_ʘ. Jakmile se podařilo přesně spočítat hmotnost trpaslíka, lze pomocí Keplerova zákona lehce odvodit i hmotnost pulsaru, tj. neutronové hvězdy, což dalo překvapující výsledek: 2,14 M_ʘ. Je to totiž zatím nejhmotnější neutronová hvězda s přesně určenou hmotností. (První autorka studie přežila v r. 2017 v Charllotesville útok 20letého řidiče na pokojnou demonstraci, který skončil jedním úmrtím a 28 zraněnými.)

Tento výsledek inspiroval autory Nai-Bo Zhang a Bao-An Li, kteří se věnovali důsledkům existence neutronové hvězdy s tak vysokou hmotností pro sestavení stavové rovnice pro suprahmotné neutronové hvězdy. Kromě údajů o hmotnosti pulsaru J0740 využili i dřívější údaje z měření v urychlovačích a dalších laboratořích, kde se testovaly parametry neutronů. Použili rovněž údaje o maximálních slapových deformacích při splývání neutronových hvězd GW170817. Spolupráce mezi astrofyzikou pulsarů a laboratorní fyzikou částic vede k lepšímu pochopení mikroskopické i extrémně husté a tvrdé struktury supramasivních neutronových hvězd, nejbližších příbuzných hvězdných černých děr, do jejichž vnitřností zatím nevidíme.

Také L. Weih aj. se věnovali otázce, jak může vypadat pokud možno realistická stavová rovnice pro neutronové hvězdy. Autoři se prohrabávali knihovnou 10 milionů potenciálně vhodných stavových rovnic, jež vedly k výpočtům 1 mld. hvězdných modelů jako přípravu na analýzu dat z aparatury NICER na ISS. Autoři dospěli k závěru, že nejcennějším východiskem pro realistické stavové rovnice supramasivních neutronových hvězd je co nejpřesnější určování jejich poloměrů. Pro méně husté neutronové hvězdy s hmotnostmi 1,70÷1,85 M_ʘ budou ovšem vhodnější méně tvrdé stavové rovnice. I v tomto případě se dosáhne pokroku co nejpřesnějším měřením poloměrů neutronových hvězd.

G. Baym aj. nabídli novou flexibilní stavovou rovnici QHC19, jež plynule přechází od hadronického režimu při nízkých hustotách neutronových hvězd ke kvarkovému režimu pro supramasivní neutronové hvězdy. Autoři citují i řadu dalších autorů, kteří sestavili úspěšné stavové rovnice, jež se daly otestovat na zatím jediném pozorování splynutí dvou neutronových hvězd, proslulém GW170817. Autoři uvádějí, že modelová horní mez pro neutronové hvězdy činí 2,35 M_ʘ, což zatím odpovídá naměřeným maximálním hmotnostem reálných neutronových hvězd.

M. Lyutikov se věnoval ve svém příspěvku elektrodynamice splynutí neutronových hvězd. Už řadu let před splynutím vytvářejí silně magnetické neutronové hvězdy společnou magnetosféru, což vede ke dvěma alternativám: buď je jen jedna hvězda magnetická, anebo jsou obě silně magnetické. Je-li jen jedna hvězda magnetická, může indukcí vytvářet elektrické pole, jež svou energií převýší indukci pole magnetického. Obecně se snadněji dá zjistit předchůdce splynutí v případě, že obě hvězdy mají silná magnetické pole, ale i v tom případě souhrnný elektromagnetický výkon nepřevýší 10³⁸ W. V rádiovém oboru dosáhne během splývání rádiový signál nanejvýš 1 Jy.

A. Melandri aj. konstatovali, že přibývá supernov, které produkují souběžně dlouhé záblesky GRB. Zprvu se zdálo, že takové případy bude možné odhalit jen v lokálním vesmíru, ale ani to už neplatí. Autoři našli SN 2017htp, která je od nás vzdálena 1,8 Gpc a jejíž výbuch doprovázel GRB 171010A. Mateřská galaxie je druhá nejbližší, jejíž GRB při výbuchu supernovy pozorovala aparatura LAT na družici Fermi. Při výbuchu supernovy vzniklo 0,33 M_ʘ niklu a rozptýleno 4,1 M_ʘ materiálu do SNR. Kinetická energie výbuchu dosáhla 8×10⁴⁴ J. Supernova vybuchla na periférii galaxie ve vzdálenosti 10 kpc od centra.

K. Postnov aj. se zabývali otázkou, co se děje před splynutím neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou v elektromagnetickém spektru úkazu. Kolem černé díry se totiž nachází plochý disk, což je třeba vzít v úvahu stejně jako stavovou rovnici pro neutronovou hvězdy a rotaci obou těles kolem společného těžiště. Z výpočtů plyne, že jen 1÷10 % tohoto typu splývání má hmotnost disku ~0,05 M_ʘ, aby se podařilo vygenerovat krátký GRB záblesk.

D. Bisikalo aj. se věnovali scénáři, kde dvě hvězdné černé díry jsou před splynutím obklopeny společným akrečním diskem. Pro úkaz GW170814 (vzdálenost od nás 540 Mpc) je známo, že výsledná hmotnost po splynutí černých děr činila 55 M_ʘ, takže bolometrický zářivý výkon disku vzrostl o 4 až 6 řádů až na 10³⁸ W (absolutní hvězdná velikost -23,8 Mag). Převážná část toho vzestupu připadla na pásmo gama a rentgenové. Tomu by odpovídala pozorovaná jasnost 13 mag. V optickém oboru nebylo co pozorovat, jelikož pozorovaná jasnost mohla činit nanejvýš 32 mag.

4.4. Zábleskové zdroje záření gama

V červnu 2008 vypustila NASA mezinárodní (USA, Francie, SRN, Itálie, Japonsko, Švédsko) družici Fermi (původně GLAST = Gamma-ray Large Area Space Telescope) na nízkou kruhovou oběžnou dráhu ve výšce 550 km a se sklonem 28,5° k rovníku. Na její palubě se nacházejí dva přístroje pro studium vesmíru v pásmu fotonů záření γ: širokoúhlá (4 125 □°) kamera LAT (Large Area Telescope; energetické pásmo 0,02÷300 GeV) a celooblohový monitor GBM (Gamma-ray Burst Monitor; 14 scintilačních detektorů pro pásmo energií 0,008÷1 MeV a dva krystalové detektory Bi-Ge pro pásmo 0,15÷30 MeV). Od té doby zaznamenávala kamera LAT za rok průměrně 14 GRB v energetickém pásmu od několika MeV do 100 GeV. Typicky se nejprve objeví signál v pásmu keV ̶ MeV, a s mírným zpožděním se pak rozšíří do pásma MeV ̶ 100 GeV. Během prvních 50 s zaznamenala kamera LAT silný signál v pásmu energií 10 keV 100 GeV. V případě vzplanutí GRB 190114C však od počátku zaznamenala kamera LAT silný signál v pásmu 10 keV ̶ 40 MeV. Souběžně však GRB zaznamenaly další družice Swift, AGILE, INTEGRAL, Insight a Konus-Wind. M. Ravasio aj. využili poplachu aparatury Swift pro navazující sledování světelné křivky tohoto GRB pomocí pozemního detektoru observatoře MAGIC (La Palma, +29° s. š.; 2,2 km n. m.; 2 zrcadla ø 17 m; stereo 85 m od sebe; sběrná plocha 240 m²), která zaznamenala počátkem ledna 2019 extrémně dlouhý záblesk GRB 190114C velmi vysokých energií 0,2÷1 TeV. Tak vysoké energie byly sice teoreticky předpokládány, ale až dosud se je nedařilo experimentálně ověřit. Tento záblesk však dosáhl po minutě od vzplanutí energie 1 TeV na úrovni signálu až 50σ během 20 minut od začátku úkazu. Družice Fermi registrovala 90 % energie signálu během 116 s a družice Swift po dobu 362 s. Brzy potom se objevil širokopásmový dosvit ve frekvenčním pásmu od 1,3 GHz (vlnová délka 231 mm) až po energie 23 GeV (frekvence 13 mm). Z červeného posuvu z = 0,4245 vyplývá vzdálenost mateřské galaxie 2,4 Gpc. Celková vyzářená energie vzplanutí dosáhla 3 ×10⁴⁶J. Podle P. Verese a týmu MAGIC je zřejmé, že za tyto spektakulární úkazy mohou gravitační kolapsy hmotných hvězd, které se hroutí na hvězdné černé díry. Přebytečný moment hybnosti odnáší úzký výtrysk o vrcholovém úhlu kolem 5°, takže jenom vzácně směřuje k Zemi. Tentokrát se výtrysk do Země trefil. Proto se poprvé podařilo ověřit, že teoretické výpočty o extrémně vysokých energiích byly tímto úkazem GRB potvrzeny. Dosvit pak umožnil sledovat vývoj jevu v neuvěřitelném energetickém rozpětí vlnových délek v poměru 1:10¹⁷! Záblesk gama o vysoké energii je důkazem synchrotronového záření v širokém spektru vlnových délek. Dosvit je však přednostně vyvolán inversním Comptonovým rozptylem.

K témuž výsledku o mechanismu dlouhých GRB dospěli také H. Abdalla aj., kteří sledovali GRB 180720B pomocí Čerenkovových teleskopů H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; Namibie; 4 teleskopy ø12 m a jeden ø28 m; 23° j. š.; 1,8 km n. m.). Autoři pozorovali GRB 180720B a jeho dosvit v čase 10 h po jeho vzplanutí, kdy podíl rentgenových paprsků klesl již o 4 řády. Pozorování dosvitu ukázalo, že za dosvit je odpovědný inversní Comptonův rozptyl. Bing Zhang uvedl, že tyto jevy poukazují na nejmohutnější známé vesmírné exploze, neboť při nich se během jediné sekundy vyzáří stejná energie (10⁴⁴ J), jakou vyzáří Slunce za celý zářivý život cca 10 mld. let! Teoretici mohou být rovněž spokojeni, protože znají tři mechanismy, které mohou fungovat během dosvitu. Je to především synchrotronové záření elektronů urychlených rázovou vlnou, jež vzniká nárazy materiálu vyvrženého explozí na okolní interstelární plyn. Tento mechanismus má své energetické omezení Lorentzovým faktorem řádu stovek. Druhý mechanismus je synchrotronové záření protonů urychlených vnější rázovou vlnou výbuchu. Tento mechanismus je slabý vinou nízké aktivity protonů. Zato inversní Comptonův jev, kdy urychlené elektrony emitují synchrotronové fotony s energiemi >100 GeV způsobuje vznik fotonů v energetickém pásmu γ.

To, že potvrzení teoretických modelů pozorováním trvalo dlouho, je dáno mnoha okolnostmi. Především tyto úkazy lze pozorovat jen za jasných nocí, a zdroj musí být dost blízko, aby byl dostatečně jasný. Od r. 2015 pracuje naplno americko-mexická observatoř HAWC (High Altitude Water Cherenkov) na plošině mezi mexickými sopkami Sierra Negra a Pico de Orizaba v nadmořské výšce 4,1 km na 19° s. š. Observatoř tvoří 300 válcových vodních nádrží (ø 7,3 m; výška 5 m; obsah 172 tis. litrů destilované vody; sběrná plocha 22,5 tis. m²; v každém válci jsou zapuštěny 4 fotonásobiče jako detektory Čerenkovova záření). První vědecké výsledky byly zveřejněny v r. 2017 a ukazují na znamenitý potenciál při sledování GRB, protože observatoř pracuje ve dne i v noci s účinností přes 90 % času. Nyní se buduje nová observatoř CTA (Cherenkov Telescope Array) na ostrově La Palma a obří čínská observatoř LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory) v provincii Sičuan (29° s. š.; 4 410 m n. m.), která bude schopna registrovat i částice s energiemi až 10¹⁷ eV.

S. Klose aj. připomněli, že první případ, kdy výbuchu supernovy předcházel ve stejném směru dlouhý záblesk GRB 980425, se podařilo pozorovat den před výbuchem supernovy SN1998bw třídy Ic. Od té doby se podařilo zlepšenými metodami sledování pozorovat už více než tisíc dlouhých GRB s velmi přesnou polohou, ale jen asi u 50 úkazů byla posléze pozorována supernova Ic. Autoři proto využili nové kamery GROND (Gamma-ray Burst Optical/Near-infrared Detector), jenž se nachází v ohnisku 2,2m teleskopu MPG/ESO na observatoři La Silla (29° j. š.; 2,4 km n. m.) a pracuje v pásmu vlnových délek 0,45÷2,1 μm, což umožňuje díky kosmologickému červenému posuvu pozorovat v infračerveném oboru obrazy galaxií, jež byly v době pozorování od nás vzdáleny až 13 mld. světelných let. Autoři pomocí této aparatury, jež pracuje už 10 let, našli 4 další případy dlouhých GRB, po nichž vzápětí přesně ve stejné poloze následně vybuchla supernova. Nejbližší z nich vzplanula ve vzdálenosti 2,2 Gpc a nejvzdálenější ve vzdálenosti 5,1 Gpc. To však prakticky znamená, že většina z té tisícovky dlouhých GRB je od nás tak daleko, že výbuch supernovy se odehrál za hranicí viditelnosti od nás. Supernovy totiž nabíhají do maximálního jasu v průměru dva týdny, a i tehdy nemají tu rasanci jako dlouhá GRB. Pomocí 8,2m teleskopů VLT ESO na Paranalu se podařilo u dvou supernov změřit rychlost rozpínání plynného obalu v maximální jasnosti 20 tis. a 40 tis. km/s. U supernovy 2012eb, která byla z té čtveřice nejblíž, se dokonce podařilo zjistit, že spektrální křivka jasnosti odpovídá záření černého tělesa, shodně s těmi supernovami Ic, které byly pozorovány blíže. To znamená, že mechanismus výbuchů hvězd s koncovou hmotností 9÷20 M_ʘ se během vývoje vesmíru nemění.

D. Kann aj. pozorovali pomocí kamery GROND jeden z nejdelších GRB111209A (trvání 6,9 h), jenž předcházel výbuch supernovy SN 2011kl. Šlo o zatím nejzářivější supernovu, které předcházel GRB. Díky tomu se vyznačovala modrým maximem svého spektra a byla klasifikována jako typ SLSN („podsvítivá“ supersvítivá supernova). I když nedosáhla supersvítivého minima, přece jen se více podobala průběhem světelné křivky supersvítivým supernovám, které jsou živeny centrálním magnetickým polem, spíše než světelným křivkám supernov, kterým předcházel výbuch GRB.

Y. Wangovi aj. se podařilo předpovědět na základě pozorování dlouhých GRB výbuchy dvou supernov. V prvním případě šlo o GRB130427A, kdy během 20 s po vzplanutí GRB se neutronová hvězda dostala do maxima energetického pásma 100 GeV. Následně autoři předpověděli s předstihem 11 dnů, že v témž směru vybuchne supernova, což se potvrdilo výbuchem SN 2018fip. Z červeného posuvu 0,314 vyplývá že objekt byl poměrně blízko k nám (1,67 Gpc). Energie výbuchu supernovy přesáhla 10⁴⁷ J. Šlo o splynutí neutronové hvězdy s průvodcem o velké hmotnosti, takže vznikla hvězdná černá díra, protože oběžná doba neutronové hvězdy klesla před splynutím pod 5 minut, díky čemuž neutronová hvězda dokázala nabrat dostatečné množství materiálu pro zhroucení na černou díru. Tak se zrodila hypernova třídy I. Pokud však neutronová hvězda nedostane akrecí dost materiálu, vznikne splynutím tlustší neutronová hvězda, což ji klasifikuje jako hypernovu třídy II. Následně koncem července 2018 vzplanul GRB 180728A objevený aparaturou BAT na družici Swift a o dvě sekundy později i družící Fermi. Opět šlo o slabší předzvěst, která započala 1,6 s před nulovým bodem a skončila 1,2 s po něm. V čase 8,7 se objevil jasný puls, který vrcholil v 11,5 s a skončil ve 22,5 s. Po třech dnech se podařil změřit červený posuv a odtud vyplynula vzdálenost 548 Mpc. Následně autoři odhadli že k výbuchu supernovy dojde za (14,7 ±2,9) dnů a ve skutečnosti k němu došlo za 18 dnů. Podle předpokladu šlo o hypernovu třídy Ic a vzniklý pulsar měl indukci magnetického pole až 1 gigatesla a rotační periodu 2,5 milisekundy. Její vyzářená energie však byla na úrovni 10⁴⁴ J během 10 s, tedy o 3 řády nižší než u hypernovy z r. 2013.

N. Fraija modelovali v širokém rozsahu elektromagnetického spektra GRB 180720B, neboť jeho dlouhé trvání umožnilo zapojit do sledování celou baterii detektorů. Sledování v tomto širokém spektrálním rozsahu začalo ihned po vzplanutí a užitečné údaje se mohly získávat více než měsíc. Do sledování průběhu vzplanutí a následného dosvitu se zapojilo asi tucet kosmických i pozemních observatoří. Tato podrobná a širokopásmová pozorování dle autorů prokázala, že hlavním zdrojem záření dlouhých GRB je vnější rázová vlna v homogenním prostředí kolem kolabující hmotné hvězdy. Rentgenovou složku záření lze vysvětlit modelem zpětné rázové vlny, jež má podobu tenké slupky. Optické a rádiové záření vzniká díky standardnímu dopřednému Comptonovu synchrotronovému záření.

C. Ashall aj. nalezli a analyzovali pozorování GRB 161219B ve vzdálenosti 705 Mpc, po němž vzápětí vybuchla supernova 2016jca. Vyzářená energie supernovy dosáhla hodnoty 1,6×10⁴³ J. Dosvit prokázal neuvěřitelně široký vrcholový úhel výtrysku 42°. Optické spektrum ukázalo, že produkty exploze se rozpínají rychlostí 0,25c! Supernova vybuchla už 3,7 dne po GRB. Kinetická energie výbuchu dosáhla hodnoty 4×10⁴⁵ J. Rozptýlená vyvržená hmotnost materiálu supernovy činí 6,5 M_ʘ, což je relativně málo. Při výbuchu se uvolnilo 0,27 M_ʘ radioaktivního nuklidu ⁵⁶Ni, jenž vznikal při rychlostech 3× vyšších, než je běžné. Z toho vyplývá, že výbuch byl silně asymetrický s osou mířící čelně k Zemi a zdrojem energie v kompaktním zbytku po výbuchu. Tím se také prokázalo, že u supernov, jímž předchází dlouhý výbuch GRB, se většina kinetické energie spotřebuje na rozpínání produktů exploze.

N. Lloydová-Ronningová aj. vyšli z předpokladu, že GRB jsou projevem Blandfordova-Znajekova výtrysku (extrakce energie) z rychle rotující černé díry. V tom případě lze vypočítat rozsah indukce magnetického pole pro černé díry až na hodnoty 10¹³ tesla pro nejlehčí černé díry (~2,6 M_ʘ), což není příliš realistické. Pro rychle rotující černé díry s hmotnostmi 10 M_ʘ klesá indukce magnetického pole na 5×10¹¹ tesla, což už je nejspíš možné. Pro krátké GRB klesají indukce magnetických polí, ale i hmotnosti černých děr, pod spodní mez pro spontánní vznik černých děr, takže zde model nejspíše nefunguje.

4.5. Hvězdné černé díry a mikrokvasary

J. Miller-Jones aj. se zabývali doprovodnými jevy při výbuchu mikrokvasaru V404 Cyg v polovině června 2015. Mikrokvasarem je hvězdná černá díra o hmotnosti 9 M_ʘ a průvodcem oranžový obr (11÷19 mag; sp. K3 III; 0,7 M_ʘ; 6,0 R_ʘ; 10,2 L_ʘ; 4,8 kK; vzdálenost 2,4 kpc), který obíhá kolem společného těžiště soustavy v periodě 6,5 dne. Proměnnost soustavy byla objevena už v r. 1938 a od té doby vzplanula opakovaně v r. 1956, 1989 a 2015. V době vrcholné aktivity mikrokvasaru v trvání dvou týdnů se spojili radioastronomové z 8 států světa (celkem ze 22 institucí) k monitorování úkazu pomocí celosvětové sítě velkých radioteleskopů v programu VLBA (Very Large Baseline Array), kdy dosáhli úhlového rozlišení 5 miliarcsec, což odpovídá lineárnímu rozlišení 12 au v cíli pozorování. Z bezprostředního okolí černé díry se vystřelovaly kolimované výtrysky podléhající však precesi, což je logický důsledek situace, že rotační osa černé díry není souosá s osou oběžné roviny oranžového podobra. Navíc se však ukázalo, že dochází ke změně směru točivého momentu výtrysku během hodin, ale i minut. Autoři konstatovali, že změny směru výtrysků lze vysvětlit jako Lenseovu-Thirringovu precesi podél až několika set gravitačních poloměrů černé díry. Podobný efekt se může snadno odehrávat i v podobných případech mikrokvasarů doprovázených nesouladem mezi osami rotace černé díry a obíhající průvodní hvězdy.

R. Hines aj. se zabývali monitorováním rentgenového záření mikrokvasaru V404 Cyg pomocí družice INTEGRAL během jeho aktivity v r. 2015 a optického záření na 4,2m teleskopu W. Herschela na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,3 km n. m.). Autoři ukázali, že optická světelná křivka kopírovala většinou s prodlevou 4÷10 sekund křivku rentgenového záření kupodivu nejpřesněji vůči tvrdé složce rentgenového záření. J. Casares aj. sledovali optickou světelnou křivku během pekuliární nebulární fáze a následného návratu do klidového stavu. Ze studia čar Balmerovy série vodíku odvodili hmotnost rozpínajícího se větru na 4 ×10^-6 M_ʘ a porovnali průběh optické světelné křivky s předchozí křivkou při výbuchu v r. 1989. Našli v tom porovnávání shodu ve velkém poklesu jasnosti kolem 10. dne po rtg. výbuchu a přechodu do následné nebulární fáze. Na druhé straně došlo v r. 2015 k odlišnému průběhu v časové škále pro změny profilu H-α, když se akreční disk rychle scvrkl. Poslední velká super-Eddingtonova erupce se odehrála 25. června 2015. Byla evidentně vyvolána rentgenovým vzplanutím na povrchu mikrokvasaru.

S. Oates aj. studovali rentgenovou světelnou křivku V404 Cygni pomocí kamery XRT (pásmo 0,2÷10 keV) na Neilově Gehrelsově kosmické observatoři Swift. Ta je totiž vybavena i kamerou UVOT pro ultrafialový a optický obor, takže porovnání obou záznamů dává přídavnou hodnotu pro interpretaci výbuchů. Porovnání rentgenových a optických křivek poukázalo na opožďování viditelného záření o 15÷35 s. Rentgenové záření vzniká ve vnitřním akrečním disku kolem černé díry, kdežto obojí záření se prolíná v kolimovaném výtrysku.

V. Lipunov aj. sledovali mikrokvasar V404 Cyg pomocí soustavy 16 robotických dalekohledů MASTER Global Robotic Network na osmi stanovištích v Rusku, Španělsku, Argentině a Jižní Africe. Každá kamera má ø 0,4 m; f/2,5 a zorné pole ø 4°. MASTER byl první aparaturou, která zachytila výbuch 15. 6. 2015 a pokračovala v měřeních světelných křivek i polarizace až do konce roku 2015 v čtyřbarevné fotometrii až do blízké infračervené oblasti. Poslední výbuch byl zaznamenán 23. 12. 2015 a trval až do konce r. 2015, kdy se V404 Cyg zjasnila až na 14,4 mag (v klidu bývá 19 mag). V porovnání se světelnou křivkou ve tvrdém pásmu rtg. záření se optické křivky opožďují minimálně o 1 min, ale i stovky sekund. V anomálních případech dosahuje zpoždění 25÷30 min! Tato zpoždění nekorelují s oběžnou fází. Autoři celkem zpracovali přes 2 tis. pozorování světelných křivek a polarizačních měření pro tento unikátní úkaz. Silnou polarizaci vykazují oba protilehlé výtrysky kolimované magnetickým polem a napájené synchrotronovým mechanismem. Jejich zářivý výkon dosahuje 4×10²⁷ W. Anomálně dlouhá zpoždění optické křivky za rentgenovou lze objasnit tím, že charakteristické oscilace v akrečním disku mají trvání desítek minut, což dobře souhlasí s pozorovaným zpožděním. Naopak dlouhá zpoždění nelze vysvětlit Lenseovým-Thirringovým efektem, neboť LT efekt může docílit zpoždění nanejvýš 5 s.

Jifeng Liu aj. konstatovali, že dosud všechny binární hvězdné černé díry byly rozpoznány díky rentgenovému záření, které vzniká přenosem materiálu z hvězdného průvodce do akrečního disku kolem černé díry. Dosud objevené hvězdné černé díry mají hmotnosti ≤ 30 M_ʘ. Z teorie však vyplývá, že daleko více binárních hvězdných černých děr se nachází v soustavách, kde jejich průvodce žádný materiál nedodává, protože jde o oddělené soustavy s velkou vzdáleností mezi oběma složkami. V takovém případě se však může černá díra objevit z parametrů oběžné dráhy dobře viditelného průvodce docela jednoduše v případě, že rovina oběžné dráhy průvodce prochází Zemí nebo blízko Země. Pomocí obřího spektroskopického teleskopu LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; Sing-long; 40° s. š.; 960 n. m.; primár ø 4 m; sekundár ø 6 m; zorné pole 5°; vláknová optika pro 4 tis. vláken v ohnisku) se autorům podařilo objevit binární hvězdnou černou díru pomocí měření radiálních rychlostí během dvou let a s pomocí vzdálenosti určenou družicí Gaia díky jejímu viditelnému průvodci LB-1, kterým je podobr sp. třídy B (11,5 mag; 18 kK; 8 M_ʘ; 9R_ʘ; oběžná doba 79 d; kruhová dráha; stáří 35 Mr; vzdálenost 4,2 kpc). Odtud vyplývá, že neviditelná černá díra má hmotnost (68 +11/-13) M_ʘ. Autoři ještě zjišťovali, zda hvězda LB-1 nezískává hmotu akrecí, což by se projevilo jejím rentgenovým zářením, ale žádné měřitelné záření nenašli.

Zhao Er-gang aj. studovali dráhové parametry dotykové dvojhvězdy V593 Cen, které pořídili sami a doplnili je o data z veřejného souboru ASAS (All Sky Automated Survey). Data zpracovali pomocí programu Wilson-Devinney a zjistili, že jde vskutku o těsnou dvojhvězdu se složkami spektrální třídy B, které vyplňují Rocheovy laloky z více než 45 %. Méně hmotná složka má vyšší teplotu než složka hmotnější, což svědčí o tom, že dvojice nedávno prodělala zpětný přechod materiálu v rámci hesla „pes požírá psa“. To znamená, že právě nyní má nejkratší oběžnou periodu (0,755 d) a nejhlubší vnoření do Rocheových laloků. Z programu W-D vycházejí prakticky stejné hodnoty pro teplotu složek (15,5 kK) i poměr jejich hmotnosti (1,05). Hmotnost současného primáru určili na 5.9 M_ʘ a současného sekundáru na 6,2 M_ʘ. Jejich současné stáří odhadli na 110 mil. let. Nová měření však objevila v datech další cyklickou periodu 50,9 r s amplitudou 0,057 d. To znamená, že jde o gravitační triplet. Autoři odvodili minimální hmotnost třetí složky na (4,3 ±0,3) M_ʘ. V tom případě by byla třetí složka snadno viditelná, což však není. Autoři odtud usuzují, že tou třetí složkou je hvězdná černá díra, která je od dvojhvězdy velmi vzdálena, takže nemá možnost ji okrádat o hmotu, která by při pohlcování černou dírou svítila v rentgenovém oboru spektra.

M. Torres aj. snesli pozorovací důkazy ve prospěch domněnky, že přechodný optický zdroj MAXI J1820+070, jenž vzplanul 6. 3. 2018 v uvedené poloze a byl zařazen do katalogu ASASSN (All-SkyAutomated Survey for Supernovae)jako položka 18ey, je žhavým kandidátem na binární černou díru. V maximu dosáhl optické jasnosti 11 mag a k němu byl přiřazen rentgenový zdroj z monitoru MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image), jehož rentgenový zářivý výkon dosáhl v maximu hodnoty 4×Krab! Ve spektru se během vzplanutí objevily široké emisní čáry typické pro rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotnosti kompaktní složky (LMXB) a oběžnou dobou 16,9 h. V r. 2019 však výbuch odezněl a jasnost zdroje klesla na téměř 18 mag v červené části spektra. V nízkém stavu byl objekt pozorován dalekohledem GTC (Gran Telescopio Canarias) a 4,2m teleskopem WHT (William Herschel Telescope) spektroskopicky. Oba dalekohledy pracují na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,4 km n. m.). Společná pozorování oběma dalekohledy umožnila určit oběžnou periodu hvězdy obíhající kolem černé díry na 0,685 dne a poloamplitudu oběžné rychlosti 418 km/s. Odtud se podařilo odvodit funkci hmotnosti 5,2 M_ʘ. Hvězda třídy K4 musí nutně vyplnit Rocheův lalok. Odtud se pak dá odvodit také hmotnost neviditelné černé díry v rozmezí 6,3÷6,9 M_ʘ. Jde už o 19. galaktickou černou díru, jež byla takto dynamicky potvrzena. Liší se od předešlých binárních černých děr vysokou pekuliární rychlostí ~80 km/s. Družice Gaia zjistila její vzdálenost 3,2 kpc od Slunce. Také J. Paice aj. se věnovali důkazu, že zdroj MAXI J1820 je skutečně černou dírou díky rychlé simultánní pětibarevné světelné křivce od UV do IR oblasti spektra, pořízené kamerou HiPERCAM/GTC s frekvencí snímků přes100 Hz. Souběžně využili i kamery NICER (Neutron star Interior Composition ExploRer) instalované na ISS, jež pořizovala rentgenové snímky s časovým rozlišením až 10 milisekund. Tak se podařilo pozorovat záření akrečního disku a se zpožděním +165 ms optický signál. Zpoždění roste pro frekvence rádiového spektra.

I. El Melah aj. připomněli, že zdroje ULXs (ULtraluminous X-ray sources) vykazují tak vysoké rentgenové svítivosti, které podle většinového úsudku byly možné jen v interakci s intermediálními černými děrami. Nyní se však zjistilo, že ULX jeví periodické modulace a koherentní pulsace, jež pozorujeme u neutronových hvězd, které akreují plyn v superEddingtonově režimu. Patrně jde tedy o obdobu binárních veleobřích rentgenových hvězd, kde silný hvězdný vítr dárcové hvězdy je usměrněn na černou díru. Jelikož dárce nevyplňuje celý Rocheův lalok, je situace docela stabilní i pro masivní přesuny hvězdného materiálu. Účinnost transferu je přitom podstatně vyšší než u klasické formule Bondiho-Hoylea-Lyttletona. Příkladem je zdroj ULX-1 v galaxii M101 („Větrník“; UMa; vzdálenost 6,4 Mpc) a zdroj P13 v čočkovité galaxii NGC 7793 (Scl; vzdálenost 3,9 Mpc).

V r. 2019 došlo i na klasiku v podobě vůbec prvního objeveného mikrokvasaru SS 433 = V1343 Aql (katalog Stephenson - Sanduleak). První zmínky o tomto objektu pocházejí z r. 1977, ale zájem o tento objekt se silnými emisními čarami rychle vzrůstal, v r. 1980 už bylo o něm napsáno 73 prací a o rok později dokonce 122. To už se pochopitelně vědělo, že objekt lze sledovat nejenom opticky, ale také v rádiovém a rentgenovém oboru spektra. V současné době má podle I. Waisberga aj. stále výjimečné postavení, protože jde o jediný známý nadkritický akreční objekt v naší Galaxii. Vysílá dva protisměrné kolimované relativistické výtrysky, je běžně pozorovatelný v rádiovém oboru spektra a vykazuje cirkumbinární disk pozorovatelný pomocí optického spektra. Úhlová vzdálenost mezi oběma složkami je nepatrná, menší než 0,1 miliarcsec, takže k rozlišení je potřebí interferometrie. Autoři využili tří nocí v červenci 2017 během testování systému VLTI a GRAVITY u 8,2m teleskopů ESO na Paranalu. Stacionární čára Brackett-γ odpovídá 5 au ve vzdálenosti objektu (5,5 kpc) od Slunce. Moment hybnosti se z hvězdy přenáší do cirkumbinárního disku odstředivou silou. Kromě toho v čáře Br-γ se do vzdálenosti 30 au vyskytuje vítr, jenž zalévá celou soustavu opticky tenkou obálkou.

Autoři se v další práci věnovali přednostně relativistickým baryonickým kolimovaným precesním výtryskům, jež se jim poprvé podařilo zobrazit pomocí emisních čar vodíku a hélia. Zmíněné čáry vykazují velké Dopplerovy posuvy. Optické kulky ve výtryscích slouží jako informace o usměrněném záření ve vnitřních oblastech struktury, jež není viditelná ze Země. Díky pozorování v módu VLTI/GRAVITY se konečně podařilo prostorově rozlišit optické výtrysky. Aparatura GRAVITY dosáhla úhlového rozlišení ve výtrysku až ≲1÷10 miliarcsec. Z těchto měření vychází, že tepelný mechanismus ohřívá podélný výtrysk téměř po celé jeho délce. Jde o fotoionizaci usměrněného záření. Ionizující záření ohřívá výtrysky nejvíce v UV části spektra, kde čelně pozorovaný zářivý výkon dosahuje 10³⁴ W. K zobrazení optických kulek autoři použili spektrograf X-shooter, jenž pracuje v pásmu 0,3÷2,5 μm. Tyto kulky mají průměry 10÷100 km a jsou docela husté: 10¹³ částic/cm³. Kinetický zářivý výkon optických výtrysků se pohybuje v rozmezí 2÷20×10³¹ W, zatímco cirkumstelární extinkce ve výtryscích dosahuje 6,7 mag. Pro pozorovatele, který by mohl sledovat SS 433 čelně, by se objekt jevil jako extrémně jasný ultrafialový zdroj s isotropní svítivostí 7÷20×10³³ W.

A. Cherepaschuk aj. revidovali hmotnost mikrokvasaru SS 433 na základě výše uvedených měření pomocí VLTI/GRAVITY a X-shooteru. Když k těmto datům přidali 30 let pozorování stálosti oběžné periody dvojhvězdy a relativní poměr hmotností obou složek q ≥ 0,6, mohli z odhadu hmotnosti viditelné složky (8÷15 M_ʘ) určit spodní mez hmotnosti černé díry 5÷9 M_ʘ. K. Rasul aj. využili 9 let sledování SS 433 aparaturou LAT družice Fermi k detekci tohoto zdroje v pásmu 200÷500 MeV. Našli v tomto pásmu horkou skvrnu ve zmíněném pásmu rentgenového záření, která moduluje emisi záření gama v závislosti na fázi precesní periody relativistických výtrysků. Z těchto měření vyplynulo, že aspoň část emise záření gama pochází z disku kolem černé díry spíše než ze základen relativistických výtrysků.

P. Gandhi aj. využili databáze DR2 astrometrické družice Gaia ke zpřesnění údajů o 11 případech binárních soustav s hvězdnými černými dírami (BHXRB) z celkového počtu 24 známých soustav. Škálová vzdálenost pro tyto soustavy vyšla na (2,2 ±0,1) kpc. Problémem se jeví vzdálenost dvojhvězdy s černou dírou BW Cir, kde pozorování průvodce černé díry vyžaduje nerealistickou vzdálenost soustavy ≳25 kpc. Podrobná analýza databáze DR2 však nabízí podstatně menší vzdálenost zdroje, takže by po revizi měla být vzdálenost zdroje redukována na jeden z nejbližších terčů zdrojů XRB! Ale ani tento výsledek není příliš zaručen. V každém případě se však tento objekt pohybuje značnou pekuliární rychlostí 115 km/s. Nejnižší pekuliární rychlost vykazuje binární černá díra Cyg X-1 (23 km/s); nejvyšší zdroj XTE J1118+480 (166 km/s).

N. Sridhar aj. využili indickou družici AstroSat vypuštěnou na nízkou rovníkovou dráhu koncem září 2015 (optické pásmo: 320 ÷530 nm; blízké UV: 180 ÷300 nm; tvrdé UV: 130 ÷180 nm; měkké rtg.: 0,3 ÷ 8 keV a 2 ÷10 keV; tvrdé rtg.: 3 ÷ 80 keV a 10 ÷150 keV) ke sledování vzplanutí binární černé díry MAXI J1535-571 počátkem září 2017. Celý úkaz sledovali v měkkém i tvrdém rentgenovém záření, protože zjistili, že pouhé sledování v měkkém oboru nestačí k pochopení, jak vzplanutí probíhá. Autorům se na základě systematického sledování podařilo určit spin černé díry: (0,67 +0,16/-0,04) a detekovat tenký relativistický disk. Hmotnost černé díry činí (10,4 +0,6/-0,6) M_ʘ a vzdálenost úkazu od nás (5,4 +1,8/-1,1) kpc. Během října 2019 se odehrávaly změny v poměru měkkého rentgenového záření ve prospěch tvrdé složky rentgenového záření a další vývoj tohoto zdroje pokračuje. Jak zdůraznili ve své studii J.-R. Shang aj., je objekt zajímavý tím, že jeho evoluce, tj. střídání převahy měkkého a tvrdého rentgenového záření probíhá rychleji než u dosud studovaných mikrokvasarů.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Interstelární látka

L. Voľvach aj. sledovali pomocí radioteleskopu na Krymu (ø 22 m; Simeiz), HartRAO (ø 26 m; 26° j. š.; Hartebeesthoek; JAR) a polského (ø 26 m; Toruň) galaktický maser IRAS 18316-0602. Používali přitom k detekci čáru molekul vody na frekvenci 22,235 GHz. V Simeizu sledovali tento maser příležitostně již od r. 2000 a soustavně od r. 2017. Tehdy totiž se projevila mohutná aktivita maseru ve dvojitém vzplanutí od září 2017 do února 2018. Tehdy se k pozorování připojily zmíněné radioteleskopy v Polsku a v Jižní Africe. V maximu dosáhl rádiový tok maseru vrcholné hodnoty 1,3×10⁵ Jy. Jde o dosud nejsilnější výbuch v historii jeho pozorování. Ani v maximu však maser nedosáhl nasycení, o čemž svědčí i poměrně nízká úroveň polarizace signálu (≈ 30 %). Jelikož vzdálenost maseru od nás je velmi přesná (12,5 kpc), vyplývá odtud, že jde o nejvýkonnější známý maser v naší Galaxii. Příčinou výbuchu byla zřejmě silná gravitační interakce mezi centrální supermasivní hvězdou a průvodcem s vysokou hmotností v době průchodu průvodce periastrem eliptické dráhy.

C. Pabst aj. poukázali na bratrovražedné případy, kdy velmi hmotné hvězdy rozsévají zkázu v mezihvězdných mračnech ve svém okolí. Svou mechanickou i zářivou energií promíchávají mezihvězdná mračna, ohřívají plyn v mračnech, tvoří nová oblaka a mezioblakové fáze v interstelárním prostředí a drobí okolní molekulová mračna. Hvězdný vítr, výbuchy supernov a ionizace ultrafialovým zářením se podílejí na zkrácení životnosti molekulových mračen. Teorie sice soudí, že hlavním ničitelem je předávání momentu hybnosti mezihvězdnému prostředí, ale není jisté, že to je hlavní faktor. Autoři studie si vybrali v Orionově molekulovém mračnu čtverec o straně 1°, což odpovídá lineární straně 7 pc v molekulovém jádře mlhoviny, což je vůči Zemi vůbec nejbližší objekt, v němž probíhá masivní tvorba hvězd. Autoři studovali tuto oblast s úhlovým rozlišením 16" (= lineární rozlišení 0,03 pc) pomocí čáry [C II] 158 μm (1,9 THz). Ukázali, že ničitelem je hvězda θ¹ Ori C, jež vymetla „bublinu“ o průměru 4 pc a hmotnosti 2,6 tis. M_ʘ, která se rozpíná tempem 13 km/s. Z toho je patrné, že mechanická energie hvězdného větru se může s vysokou účinností změnit na kinetickou energii slupky, a tím hvězda nadělala v molekulovém jádru mlhoviny v Orionu víc, než co by dokázala fotoionizace a vypaření při příštím výbuchu supernovy.

M. Bartels vyvinul pozoruhodnou techniku pro zobrazování tzv. superbublin o obrovských rozměrech, které vyplňují jinak celkem téměř prázdný prostor Mléčné dráhy. Začal pochopitelně v mlhovině M42 v Orionu a pak si začal klást náročnější úkoly. Postupně se přesunul do souhvězdí Eridanus, kde našel obrovské a docela syté superbubliny. Používá samozřejmě vhodné filtry, aby zlepšil kontrast mezi jemnou kresbou superbubliny a pozadím. K zobrazování struktur používá 0,15m dalekohled se světelností f/2,8 a zorným polem o průměru 4,3° a pro slabší partie 0,33m dalekohled se světelností f/3,0 a zorným polem ø 1,8°. Kromě toho má k dispozici ještě třetí stroj o průměru 0,27m; f/2,7 a ø 2,5°. Kromě superbublin autor zobrazuje také mlhoviny, jež jsou pozůstatky po supernovách. Bartels se živí jako šéf softwarové firmy a všechny tři dalekohledy si sám zhotovil.

Qing-Zeng Yan aj. využili měření v databázi DR2 vzdáleností družicí Gaia (ESA) k určení vzdáleností molekulových mračen ve vyšších galaktických šířkách |b| >10°. Metodu měření ověřili na blízkých molekulových mračnech (Orion, Taurus, Cepheus a Perseus), jejichž vzdálenosti jsou dobře známy z klasických metod. Systematické chyby v určování vzdáleností mračen pomocí údajů z DR2 se pohybují kolem 5 %. Celkem tak určili vzdálenosti 52 molekulových mračen. Vzdálenosti 13 z nich nebyly předtím známy. Nejbližší mračna jsou od nás vzdálena 100 pc a nejvzdálenější 1,5 kpc. Ke zpřesnění vzdáleností mračen přispěly také údaje družice Planck na frekvenci 857 GHz (vln. délka 0,35 mm).

T. Pino aj. zkoumali, za jakých podmínek vznikají v interstelárním prostředí překvapivě velké molekuly jako jsou polycyklické aromatické uhlovodíky PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) a fullereny. Z mnoha dřívějších pozorování vychází, že tyto velké molekuly se tvoří díky kosmickému záření, které ozařují zrnka kosmického prachu. Autoři se proto pokusili napodobit tento proces laboratorně. Analogy kosmického uhlíkatého prachu získávali v plameni etylénu. Vzniklé nanočástice sazí pak ozařovali rychlými těžkými ionty a monitorovali hmotnostní spektra ionizovaných a neutrálních fragmentů molekul těsně po ozáření. Skutečné pozorovali fragmenty molekul složených z několika desítek atomů uhlíku a také ionizovaných fullerenů. I když absolutní hodnoty účinnosti těchto procesů se nepodařilo získat, je zřejmé, že energetické částice kosmického záření dokáží v interakci s kosmickým prachem vytvářet obří molekuly PAH i fullerenů.

Ya-Wen Tang aj. zkoumali vzájemnou interakci magnetických polí, gravitace a turbulence v procesu fragmentace ve vláknitém infračerveném temném mračnu G34.43+00.24 (vzdálenost 3,6 kpc). Využili detektoru SHARP (System for High-Angular Resolutio Pictures) s rozlišením 10" (= 0,18 pc) na vlnové délce 0,35 mm na CSO (Caltech Submillimeter Observatory, 20° s. š.; Mauna Kea 4,1 km n. m., přesná parabola 10,4 m; frekvence 230, 353, 857 GHz; vln. délky 0,35; 0,85; 1,3 mm). Vláknitá struktura je obecně důsledkem protínání proudů interstelární látky. Autoři zjistili, že nejdelší vlákno mračna G34 dosahuje délky 8 pc. Vlákno má celkem 9 hustších jader, jež se liší svým stářím a velikostí. V prvních třech jádrech už probíhá tvorba nových pokolení hvězd. Celková účinnost tvorby dosahuje 7 % materiálu. Obecně se v jádrech tvoří nejprve hvězdy nízkých hmotností a teprve později vznikají i hvězdy s vyššími hmotnostmi. Polarizační měření prvních tří jader dávají medián polarizace 1,8 %. První mračno je nejvíce ovlivňováno gravitací a mírně indukcí magnetických polí a turbulencemi. Druhé mračno je mírně více ovlivňováno indukcí magnetických polí než gravitací a nejméně turbulencemi a třetí mračno se silně vyvíjí pod vlivem gravitace, zatímco turbulencemi a magnetickými poli mírněji. Jelikož zmíněná jádra nejsou stejně veliká, vyplývá odtud pravděpodobný závěr, že podíl tří zmíněných faktorů se mění s velikostí jádra.

P. Jáchym aj. zmapovali s vysokým úhlovým rozlišením 1" (~350 pc) rozložení chladného molekulového plynu pomocí spektrální čáry CO (2-1) v otrhaném rázovém chvostu galaxie ESO 137-001 (v kupě galaxií A3627; hmotnost 10¹⁵ M_ʘ) v souhvězdí Pravítka (Norma). Galaxie se nachází 270 kpc od centra kupy. Je to jedna z nejbližších (71 Mpc) galaxií typu medúza, které se vyznačují plápolavými a vícesložkovými chvosty. Autoři našli bohatou paletu kompaktních oblastí CO, jež se táhnou do vzdáleností 60 kpc od galaxie v šířce chvostu až 25 kpc. Celková hmotnost molekulového plynu dosahuje řádu 10⁹ M_ʘ. Ostrůvky CO se vyskytují obvykle na čele malých (1,5 kpc) ohnivých koulí s lineárními proudy mladých hvězd směřujících k mateřské galaxii. Kromě toho se však podařilo identifikovat ohnivé superkoule s typickým rozměrem 8 kpc a také dvoustranné ohnivé koule, jež mají oboustranné výběžky hvězd jak směrem ke galaxii, tak také v protisměru. Životnost ohnivých koulí odhadli autoři na 10 mil. let a superkoulí na 50 mil. let.

F. Santos aj. studovali nejbližší hvězdnou kolébku ρ Ophiuchi A vzdálenou od Slunce 137 pc. Využili k tomu nové aparatury HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera+) pro střední i dalekou infračervenou oblast v rozmezí 40 ÷300 μm, jež navíc může měřit i stupeň polarizace infračerveného záření. Aparatura byla uvedena do rutinního provozu v r. 2018 na letecké observatoři SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; upravený B-747; v boční stěně trupu je otevřená díra o hraně 3 m a v ní zrcadlový teleskop o průměru 2,5 m). Ke studiu hvězdné kolébky použili autoři data z filtrů C (89 μm) a D (154 μm) jakož i doplňkových měření infračervené družice Herschel. Všeobecně se připouští, že magnetické pole prostupující interstelární prostor hraje důležitou roli při vzniku hvězd a planet. Pole je zamrzlé v částečně ionizovaném interstelárním plynu, kde jeho hustota energie je menší než kinetická energie interstelární látky, takže dynamika plynu ovlivňuje strukturu magnetického pole. Poprvé to zjistili v r. 1998 C. Heiles aj. a postupně se dařilo studovat strukturu magnetických polí pomocí polarizace zrnek mezihvězdného prachu. Nejchladnější struktury molekulových mračen mají teplotu zrnek v rozmezí 10÷15 K. Zrnka mají submilimetrové až milimetrové rozměry; průměrná velikost zrnek činí ≈ 0,3 mm. Hvězda ρ Oph je vizuální dvojhvězda (4,6 mag) se složkami A a B, jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 2,4 tis. let po dráze s velkou výstředností téměř 0,7. Obě složky jsou zhruba stejně staré, jejich spektrální třídy B2 V a B2/B3 V, takže jejich hmotnosti se pohybují kolem 8 M_ʘ, poloměry 5 R_ʘ a efektivní teploty kolem 20 kK. Dvojhvězda vznikla asi před 5 mil. let. Autoři se soustředili na nejhustší okolí zmíněné dvojhvězdy ρ Ophiuchi A, kde prachová zrnka měla teploty v rozmezí 20÷45 K.

R. Güsten aj. využili letecké infračervené observatoře SOFIA k objevu molekuly HeH+, která zřejmě byla vůbec první molekulou, jež mohla vzniknout poté, co průměrná teplota kosmického prostoru klesla pod 4 kK; tj. v čase asi 100 tis. let po Velkém třesku. Nejsilnější čára této molekuly má vlnovou délku 0,149 mm (frekvence 2,01 THz). Jde o infračervenou čáru, která je blokována na povrchu Země vodní párou. Proto autoři využili unikátních možností letadla SOFIA, které může operovat ve výšce až 13,7 km, kde už vodní pára nevadí. Molekuly HeH+ autoři nalezli ve spektru planetární mlhoviny NGC 7027 (Cyg, vzdálenost 920 pc, stáří mlhoviny pouze 600 let; je proto mezi planetárními mlhovinami vůbec nejmenší – jen 1/10 světelného roku).

5.2. Hvězdokupy

5.2.1. Otevřené hvězdokupy

N. Lodieu aj. zveřejnili 3D mapu nejbližší otevřené hvězdokupy Hyády, když využili pozemních paralax pro substelární členy hvězdokupy, fotometrie z velkoplošných přehlídek a astrometrie DR2 družice Gaia. Pozemní paralaxy byly získány pomocí robotického 2m teleskopu Liverpool v infračerveném pásmu spektra jak pro substelární, tak i stelární složky hvězdokupy. Jednotlivé členy hvězdokupy nacházeli v okruhu o poloměru 70°. Celkem tak identifikovali 1 764 objektů, jejichž kinematické parametry odpovídaly kinematice kupy. Nakonec se však omezili na vzdálenost o poloměru 30 pc od těžiště kupy ve vzdálenosti 47,0 pc od Slunce. V této oblasti nakonec odhalili 710 věrohodných členů hvězdokupy, z nichž 85 se nacházelo v jádře kupy a 385 ve slapovém poloměru kolem jádra. Nalezli tak funkce zářivého výkonu a hmotnosti v rozsahu 0,04÷2,5 M_ʘ. V jádře hvězdokupy pozorovali deficit hnědých trpaslíků. Díky bílým trpaslíkům ve hvězdokupě odvodili stáří hvězdokupy na (640 -49/+67) mil. let.

G. Torres aj. se věnovali hvězdě HD 28363 v Hyádách, o níž se již více než století ví, že jde o vizuální dvojhvězdu s oběžnou periodou 40 let. Sekundár byl odhalen jako spektroskopická dvojhvězda s krátkou periodou 21 d. Autorům se podařilo proměřit spektrální čáry třetí složky této typické hierarchické trojhvězdy. Když k tom přidali astrometrické informace o této soustavě, získané družicemi Hipparcos a Gaia, mohli poprvé určit dynamicky hmotnosti všech tří složek tripletu. Primární hvězda má hmotnost 1,34 M_ʘ s chybou ± 2%. Těsná spektroskopická dvojhvězda má hmotnost primární složky 1,21 M_ʘ a sekundární složky 0,78 M_ʘ. Pro obě složky platí, že hmotnosti mají chybu <2%. V Hyádách bylo už dříve objeveno šest dvojhvězd, takže i u nich jsou známy jejich dynamické hmotnosti. Empirický vztah hmota – svítivost se opírá o data, která jsou v souladu se současnými modely hvězdného vývoje pro dané stáří a chemické složení Hyád.

S. Douglas aj. využili náhradního programu K2 družice NASA Kepler k monitorování světelných křivek hvězd ve hvězdokupách Hyády a Praesepe. Pro Hyády jim vyšlo stáří 700 mil. roků. Počet hvězd se známou rotační periodou stoupl o 93, takže nyní mají astronomové k dispozici celkem 232 period hvězd s typickou hmotností v rozmezí 0,1 M_ʘ÷1 M_ʘ. Následně našli podobnou sekvenci hmotností v Praesepe, takže mohli pro tuto hvězdokupu odvodit koeficient zčervenání A_V=0,035. Hvězdy v Hyádách rotují v průměru o 0,4 d pomaleji než hvězdy v Praesepe, z čehož vyplývá, že Hyády jsou o 57 mil. let starší.

Když v r. 1997 byl zveřejněn katalog vzdáleností hvězd na základě trigonometrických měření družice HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite), nastalo mezi odborníky na astrometrii nelíčené zděšení kvůli hvězdokupě Plejády (M45), neboť pro vzdálenost Plejád z měření družice se ustálila hodnota (120,2±1,5) pc. Z tehdejších pozemních optických měření však vycházela vzdálenost (133,5± 1,2) pc a z rádiointerferometrie (136±1,2) pc. Od té doby se nikomu nepodařilo ten nečekaný rozdíl daleko přes udávané hranice chyb vysvětlit. Naštěstí to nyní vyřešila databáze DR2 družice Gaia. Xin-hua Gao využil strojového učení k identifikaci hvězd příslušejících do hvězdokupy. Prozkoumal paralaxy téměř 32 tis. hvězd v kruhu o poloměru 6,5° příslušejících potenciálně k Plejádám. Pomocí strojového učení identifikoval téměř 1,5 tis. hvězd, jež do hvězdokupy téměř určitě patří. Obdržel téměř přesně rádiointerferometrickou vzdálenost (136,0 ±0,1) pc. Určil také 3D složky vlastního pohybu hvězdokupy vůči lokálnímu klidovému standardu, efektivní poloměr hvězdokupy (12,3 ±0,5) pc a souhrnnou hmotnost hvězdokupy (721 ±93) M_ʘ. Zatím ovšem není zcela jasné, co je příčinou tak velké chyby vzdálenosti Plejád v katalogu družice HIPPARCOS.

J. Krełowski aj. se však o vysvětlení pokusili. Studiem interstelární čáry Ca II zjistili, že nejjasnější hvězdy v Plejádách („7 sester“) nepatří do centra hvězdokupy, ale nacházejí se opravdu výrazně blíž k nám. Potvrzují to individuální spektroskopické paralaxy pro tyto hvězdy získané družicí Gaia. Jasné hvězdy v Plejádách jsou známé svými prašnými „šedými“ závoji, jež se skládají z velkých zrn. V současné době se jasné hvězdy v Plejádách nacházejí před minimálně dvěma prašnými oblaky chladné interstelární látky. Jasné hvězdy se rovněž liší velikostí radiálních rychlostí od hvězd v centru hvězdokupy.

M. Guarcello aj. využili programu kampaně 4 programu K2 družice Kepler pro optická pozorování supererupcí na hvězdách v Plejádách simultánně s rentgenovou družicí Newton. Jak známo, erupce na Slunci probíhají často společně s koronálními výrony hmoty (CME) ̶ nejvýraznějšími produkty magnetických zkratů, jež pak vyvolávají celé kaskády navzájem propojených jevů v různých pásmech elektromagnetického spektra. Zejména optické emise ukotvené ve fotosféře ohřívají její horní partie pomocí magnetických smyček. Souběžně probíhá ohřev plazmatu v koróně pomocí měkkého rentgenového záření a jeho následné ochlazování. Na Slunci se erupce a CME pozorují v širokém oboru elektromagnetického záření, ale na hvězdách jsou integrální pozorování velmi vzácná. Autoři proto využili příležitosti, že Plejády byly terčem pozorovací kampaně v náhradním programu K2 družice Kepler a získali pozorovací čas souběžně na rentgenové družici Newton. Plejády byly v zorném poli kampaně č. 4 od února do dubna 2015 celkem po 71 dnů. Autoři vybrali pro sledování erupcí 12 nejjasnějších hvězd v Plejádách (10 hvězd sp. tříd K-M a po jedné hvězdě třídy F9 a G8). Jde o mladé hvězdy o podobném stáří 125 mil. let. Je známo, že právě mladé hvězdy pozdních spektrálních tříd jsou zdrojem nejsilnějších optických erupcí. Autoři analýzou souběžných optických a rentgenových pozorování zjistili, že podobně jako u Slunce je více energie vyzářeno v optickém pásmu, ale u Plejád je podíl energie uvolněné v měkkém RTG vyšší než u Slunce. Rychle rotující hvězdy (perioda <0,5 d) mají supererupce kratší. Většina supererupcí obsahuje jen jednu magnetickou smyčku. Trvání erupcí v obou pásmech vykazuje výraznou korelaci.

W. Elsanhoury a M. Nouh se věnovali morfologii nejbližších otevřených hvězdokup Hyád (Melotte 25) a Plejád (Melotte 22). Kombinovali přitom údaje z obsáhlého katalogu S. Roeser aj.: PPMXL (Positions and Proper Motions on the eXtra Large) on the ICRS (International Celestial Reference Frame), katalogu 2MASS (Two Micron All Sky Survey) a DR2 (Gaia). Autoři si dali velkou práci, aby v souborech dat o obou hvězdokupách byly jen bezpečně identifikované hvězdy. Metodou izochron dostali pro Hyády metalicitu Z = 0,024, stáří soustavy 795 mil. let, hmotnost (513 ±22) mil. M_ʘ, heliocentrickou vzdálenost (48 ±2) pc, zatímco pro Plejády Z = 0,019, 158 mil. let, 662 ±25 M_ʘ, (135 ±4) pc. Kinematické vlastnosti obou hvězdokup svědčí o tom, že jsou dynamicky volné.

S. Röser a E. Schilbachová se věnovali studiu slapových chvostů otevřené hvězdokupy Praesepe (NGC 2632; vzdálenost 187 pc). Už v r. 2009 N. Kharchenko aj. a v r. 2011 A. Ernst aj. vyslovili domněnku, že otevřené hvězdokupy mohou vytvářet slapové chvosty. Tato hypotéza se nyní potvrzuje díky přesným údajům družice Gaia v databázi DR2. Autoři našli dva slapové chvosty sahající do vzdálenosti až 165 pc od centra hvězdokupy. Identifikovali 1 393 hvězd, jejichž úhrnná hmotnost dosahuje 794 M_ʘ. Slapový poloměr jádra hvězdokupy dosahuje 10,8 pc a obsahuje hmotnost 483 M_ʘ. Ve slapových chvostech vně 2 slapových poloměrů autoři napočítali 389 hvězd. Ve chvostech se podařilo najít 3 bílé trpaslíky. Tento soubor může být kontaminován polními hvězdami z 3,6 ÷7,2 %. Statistika je omezena na hvězdy jasnější než 12 mag, což odpovídá v dané vzdálenosti od nás hvězdám s minimální hmotností ≥0,25 M_ʘ.

Xin-hua Gao se zabýval identifikací hvězd patřících k hvězdokupě Praesepe a dalších astrofyzikálních parametrů hvězdokupy, jež se daří odvodit z databáze DR2 družice Gaia. Dal se do identifikace více než 54 tis. hvězd v okruhu 5,5° kolem těžiště hvězdokupy. Podařilo se mu přiřadit s pomocí strojového učení k hvězdokupě 1111 vysoce pravděpodobných (p >0,8) členů na základě 11 kriterií pro každou hvězdu. Mezi nimi našel 13 bílých trpaslíků. Přesná data o členských hvězdách pak posloužila ke zlepšení našich vědomostí o celé otevřené hvězdokupě. Autor objevil těsnou korelaci mezi vzdáleností hvězd a vlastních pohybů pro členské hvězdy. Vzdálenost centra kupy od Slunce činí (187,0 ±0,2) pc, dále změřil všechny tři složky prostorové rychlosti kupy s přesností na jednotky promile. Jádro hvězdokupy je omezeno poloměrem 1,6 pc a celá hvězdokupy má průměr 22,6 pc. Hmotnost kupy činí 568 M_ʘ s chybou ±18 %.

N. Lodieu aj. se zabývali revizí hvězd, které jsou skutečnými členy tří blízkých hvězdokup: Plejád (M45; 135 pc; prostorová rychlost 32,7 km/s; stáří 112 mil. r.; slapový poloměr 11,6 pc), α Per (Melotte 20; 178 pc; 60 mil. r.; 28,7 km/s; 9,5 pc) a Praesepe (M44; 187 pc; 625 mil. r.; 49,2 km/s; 10,7 pc). U každé hvězdy testovali pět parametrů: 2 ekvatoriální souřadnice, paralaxa, vlastní pohyby ve dvou směrech (μ_α cos δ, μ_δ) odvozených z údajů databáze Gaia DR2. Údaje pak konfrontovali s obsáhlými pozemními přehlídkami zejména v blízkém infračerveném oboru. Autoři tak identifikovali 1248 členů v Plejádách, 517 v α Per a 721 v Praesepe. Funkce hmotnosti pro hvězdokupy α Per a Praesepe byla konstantní v rozsahu hmotností hvězd 0,3÷1,0 M_ʘ. Plejády měly dva vrcholy četnosti hvězd v okolí 0,5 M_ʘ a 0,2 M_ʘ. V databázi DR2 nebyly uvedeny binární systémy; tento údaj přibude až v databázi DR3. Plejády a Praesepe mají slapové chvosty, což v budoucnu povede k jejich rozpadu. Dvě zkoumané hvězdokupy obsahují bílé trpaslíky. Plejády však mají jen jednoho: LB 1497, který je starý 132 mil. let. Podezření na 14 bílých trpaslíků v Melotte 20 se nepotvrdily. Zato autoři potvrdili příslušnost 11 bílých trpaslíků k hvězdokupě Praesepe. Podařilo se také zpřesnit údaje o vzdálenostech a kinematice tří otevřených hvězdokup. Barevné diagramy umožnily zobrazit hvězdy s rozpětí jejich stáří 90÷600 mil. let. Plejády doprovází hvězdný proud sahající do vzdálenosti až 40 pc od centra hvězdokupy.

Díky U. Bastianovi přibyla do seznamu otevřených hvězdokup v r. 2019 pozoruhodná soustava v okolí jasné trojhvězdy β Lyrae A (3,5 mag; B7 II+B; 15 R_ʘ+6R_ʘ; 3,0 M_ʘ+13 M_ʘ; 13 kK+ 30kK; 6,5 kL_ʘ+26 kL_ʘ; 290 pc; spektroskopická dvojhvězda, oběžná doba 12,9 d) a třetí vzdálené složky β Lyrae B (úhlová vzdálenost od A: 0,54"; 7,2 mag; B7 V; vzdálenost 333 pc). Vzhledem k tomu že β Lyr je v maximu 10× jasnější než horní mez jasnosti pro družici Gaia, autor použil údaje získané méně citlivější kamerou HIPPARCOS pro správnou hodnotu vzdálenosti hvězdy. Autor následně zjistil, že dvojhvězda β Lyrae A se nachází v těžišti nové hvězdokupy a vlastní pohyb celé hvězdokupy je identický s pohybem β Lyrae A rychlostí -19 km/s. Autorovi se podařil přiřadit s vysokou mírou pravděpodobnosti do této nově odhalené hvězdokupy celkem 100 hvězd. Další zpřesnění nastane po publikaci databáze DR3 v první polovině r. 2022. Jelikož objevování a potvrzování nových otevřených hvězdokup je v současné době téměř vždy možné díky skvělé astrometrické přesnosti družice Gaia, ujímá se nová zvyklost, že tyto hvězdokupy dostávají jméno Gaia doplněné o pořadové číslo objevu. Hvězdokupa β Lyrae proto dostala jméno Gaia 8.

J. Olivares aj. se věnovali otevřené hvězdokupě číslo 147 (= NGC 6774; Sgr) z katalogu českého astronoma Jaroslava Ruprechta (1931–2011). Jde totiž o nejstarší otevřenou hvězdokupu (≥ 2,5 mld. let), která je ke Slunci nejblíže (300 pc). Autorům se podařilo identifikovat 259 hvězd této hvězdokupy, z toho 58 nových případů. Jelikož se hvězdokupa promítá do souhvězdí Střelce, je její okolí poseto hvězdami z centra Galaxie, takže identifikace členů hvězdokupy je obtížná. Proto autoři doplnili identifikaci členů kupy z databáze DR2 kódem DANCe (Dynamic Analysis of Nearby Clusters), jež zahrnuje údaje o zářivém výkonu, hmotnosti a prostorové poloze ve hvězdokupě. Hvězdy, které autoři klasifikovali jako členy hvězdokupy, mají ve filtru G jasnost ≳ 6÷21 mag. Vzhledem k blízkosti ke Slunci lze v rozložení hvězd podle jasnosti rozpoznat mnohé detaily. Z nich je nejvýznamnější propad četnosti u hmotnosti hvězd 0,4 M_ʘ, přičemž citlivost přehlídky končí u objektů s hmotností 0,1 M_ʘ.

Také Fu Chi Yeh aj. zkoumali dynamický stav hvězdokupy Ruprecht 147. Objevili tak silný dopředný, ale současně též zpožďující se chvost na trase hvězdokupy, což ukazuje, že hvězdokupa ztrácí hvězdy rychlým tempem. Autoři změřili úhlový poloměr jádra 33,3' a slapový poloměr chvostů 137,5'. Hvězdokupa je navíc obklopena korónou, která nesouhlasí s přijatými modely korón otevřených hvězdokup. Autoři spočítali současnou hmotnost hvězdokupy (234 ±52) M_ʘ, ale dokázali též odhadnout, jakou měla hvězdokupa hmotnost v době, když před více než 2,5 mld. lety vznikla: (50 ±6,5) kM_ʘ. O tak relativně rychlý úbytek původní hmotnosti se zasloužily slapové vlivy naší Galaxie.

E. Ilinová aj. vyšli z předpokladu, že existuje vazba mezi hmotností hvězdokup a jejích stáří, z níž se dá odvodit, zda bude mít magnetické pole, jež se projeví vzplanutími na hvězdách. Ke statistickému rozboru závislosti zvolili tři otevřené hvězdokupy M45 (Plejády, stáří 125 mil. let), M44 (Praesepe, 630 mil. let) a M67 (Cnc; 4,3 mld. let). Podklady o vzplanutích hvězd autoři získali z údajů družice Kepler v programu K2, kdy družice driftovala v ekliptice a mohla tedy postupně proměřovat zmíněné tři hvězdokupy s dobře známým rozdílným stářím. V souboru 1,76 tis. hvězd sp. tříd pozdních K a až do středních podtypů M nalezli celkem 751 vzplanutí v rozpětí energií 4 ×10²⁵ J ÷ 6×10²⁷ J. Nejvíce erupcí (596) patřilo nejmladším Plejádám, méně (155) starším Praesepe a v nejstarší hvězdokupě M67 nenašli ani jednu. Z pozorování plyne, že erupce jsou závislé na efektivní teplotě hvězdy a výrazně na stáří. Autoři rozebírali fyzikální podmínky a vliv metalicity a podvojnosti hvězd na četnost erupcí.

N. Sindhu aj. využili této nejstarší otevřené hvězdokupy k hledání modrých loudalů (blue stragglers), což jsou dvojhvězdy, které si přetahují hmotu a původně hmotnější složka dvojhvězdy se stane sekundární. Její nyní menší hmotnost způsobí výrazné zpomalení tempa jejího vývoje, což může v některých případech změnit hmotnost složky původně sekundární složky natolik, že to urychlí její vývoj, a nakonec předežene původní primární složku v hmotnosti, zatímco původní primár se za urychlenou složkou vývojově vyloženě loudá. Jelikož jde o velmi starou hvězdokupu, je pravděpodobnost výskytu modrých loudalů poměrně vysoká. V r. 1998 W. Landsman aj. identifikovali 11 loudalů. Autorům se podařilo najít v hvězdokupě bílého trpaslíka, jenž je průvodcem modrého loudala. Využili přitom UVIT kamery na indické družici ASTROSAT, jež má výkonnější kameru než GALEX (GALaxy Evolution eXplorer). Použili však i data z GALEX a družice IUE (International Ultraviolet Explorer). Modrý loudal 1007 má T_eff = 7 750 K, zářivý výkon 25 L_ʘ a poloměr 2,96 R_ʘ a bílý trpaslík 13,5 kK, 0,26 L_ʘ a 0,095 R_ʘ. Héliový bílý trpaslík o hmotnosti 0,18M_ʘ obíhá kolem společného těžiště v periodě 4,2 d.

K. Mužićová aj. zkoumali fyzikální vlastnosti otevřené hvězdokupy NGC 2244 (Mon; 9 mag, poloměr 20 pc; vzdálenost 1,6 kpc; stáří 2 mil. r.), jež se nachází uvnitř mlhoviny Rosetta. Mlhovinu i hvězdokupu objevil v r. 1690 první královský astronom J. Flamsteed (1646–1719). Používali kameru Flamingos-2 pro blízkou infračervenou oblast na 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile; 2,7 km n. m.; 30° j. š.). Autoři se zaměřili na mnohopásmové zobrazování centrální části hvězdokupy o plošné výměře 2,4 pc². Hmotnosti hvězd a hodnoty extinkce v centrální části umožnily určit první funkci hmotnosti i pro velmi malé hmotnosti substelárních objektů do hmotnosti 0,02 M_ʘ. Vrchol funkce hmotnosti kolem 7 M_ʘ rychle klesá s exponentem 2,1 až k hodnotě 0,4 M_ʘ. Další pokles funkce hmotnosti je mnohem mírnější s exponentem 1,0. Pravděpodobně je možné, že v hvězdokupě se tvořili i hnědí trpaslíci, ale nebylo to ani fotovypařováním, ani fragmentací dostředivých vláken. Existence hmotných hvězd sp. tříd OB patrně vzniku hnědých trpaslíků nijak nepřekážela. Ve většině případů se počet hnědých trpaslíků v hvězdokupách pohybuje mezi dvojnásobkem až pětinásobkem počtu hvězd nejnižších hmotností.

Beomdu Lim aj. zjistili, že hvězdy v otevřených hvězdokupách nevznikají naráz v několika vlnách. V poslední době se ukázalo, že zejména mladé hvězdokupy mají pro hvězdy hlavní posloupnosti různé barvy, což svědčí o jejich stáří rozptýleném v čase. Obecně se jeví, že žádná generace hvězd ve hvězdokupách nevznikla naráz, ale s rozptylem stáří 100÷200 mil. let. Autoři si vybrali otevřenou hvězdokupu M11 (Sct; úhrnná hmotnost 11 kM_ʘ; vzdálenost 1,9 kpc; stáří 316 mil. let) a zkusili změřit rozptyl stáří hvězd pomocí rotační periody hvězd, jenže to je velmi nesnadný úkol pro přesná měření. Nakonec se ukázalo i u projekce rotační rychlosti hvězd, že nejrychlejší hvězdy zejména sp. tříd Be jsou červenější než hvězdy s pomalou projekční rotací. Navíc je pravděpodobné, že hvězdy ve hvězdokupách mají souosé rotace. Čím rychleji hvězda rotuje, tím lépe se promíchává vodík v jejich nitru a teprve když se vyčerpá, hvězda zčervená a opustí hlavní posloupnost diagramu HR. Proto rychle rotující hvězdy setrvají na hlavní posloupnosti o 16 ÷62 % času déle než hvězdy rotující pomalu. Rovníkový průměr se zvětší, čímž se hvězda ochladí, a proto zčervená, přestože dosud dlí na hlavní posloupnosti.

Jing Zhong aj. se věnovali zmapování dvojité otevřené hvězdokupy h a χ Persei (NGC 869 a NGC 884; vzdálenost 2,3 kpc). Díky databázi DR2 se podstatně usnadnil úkol hledat všechny členy dané hvězdokupy, protože nyní dobře známe jejich vlastní pohyby, paralaxy, a barevnou fotometrii. Autoři hledali jednotlivé členy obou hvězdokup až do poloměru 7,5° od jader obou hvězdokup. Celkem identifikovali 2 186 členů obou kup. Kromě toho objevili i hala a v nich filamentární substruktury obou kup sahající až do vzdálenosti šesti- až osmi-násobku poloměru jejich jader, tj. až do 200 pc od středů jader. Z velikosti tangenciálních rychlostí hvězd v halech autoři usoudili, že nejde o slapové chvosty, ale spíše o zbytky původní struktury hvězdokupy. Chengyuan Li aj. objevili v obou hvězdokupách prodlouženou odbočku v diagramu HR pro hvězdy s hmotností <1.3 M_ʘ. Pod tímto bodem se funkce hmotnosti hvězd výrazně zužuje. Jelikož stáří dvojité hvězdokupy činí jen 14 mil. let, nemůže být barevný rozptyl funkce hmotnosti způsoben výraznými změnami rotační rychlosti hvězd, ale jde spíše o rozptyl hodnot vyvolaný proměnností jasnosti hvězd, výskytem dvojhvězd a jen zcela mírně rychlostí rotace.

T. Cantat-Gaudin aj. kritizovali názor, že počet otevřených hvězdokup do vzdálenosti 1,8 pc od Slunce je úplný. Díky družici Gaia ukázali, že to ani zdaleka není pravda. Ve směru hvězdokup h a χ Persei totiž objevili 41 nových bližších hvězdokup včetně hvězdokupy NGC 886, která se donedávna považovala za asterism, tj. náhodný, ale nápadný útvar. Tímto odhalením se celkový počet známých otevřených hvězdokup zvýšil o 20 %, takže i v blízkém okolí bude mnoho dosud neobjevených objektů a ve větších vzdálenostech od Slunce to budou ještě méně reprezentativní počty.

D. Bossini aj. určili stáří 269 otevřených hvězdokup rozlišených díky přesné astrometrii a fotometrii na družici Gaia. K identifikaci hvězdokup používali program BASE-9 publikovaný T. von Hippelem aj. v r. 2009. Součástí programu je i velká knihovna hvězdných izochron, která usnadňuje hledání objektů stejného stáří, modulu vzdálenosti a extinkce. Autoři tak nalezli otevřené hvězdokupy v intervalu stáří 10 mil. roků až 10 mld. roků. Medián stáří hvězdokup činí 158 mil. let. Metoda izochron však není vhodná pro hvězdokupy se stářím <10 mil. let.

5.2.2. Kulové hvězdokupy

R. Gratton aj. si položili zdánlivě triviální otázku, co to jsou kulové hvězdokupy. Obyčejně se uvádí, že to jsou velké a na hvězdy husté komplexy, jež na rozdíl od menších hvězdokup vykazují známky jistého chemického vývoje. Zcela jistě jde o útvary větší než otevřené hvězdokupy, a na druhé straně menší a méně početné než centrální hvězdokupy v kompaktních galaxiích. Zatímco mnohé parametry kulových hvězdokup jsou přijatelné, objevují se objekty, jež se vymykají dosavadním ukazatelům, takže rozšiřující se soubor členů odolává pokusům interpretovat soubor pomocí jednotného scénáře. Chemický vývoj v kulových hvězdokupách je důsledkem velikosti původní hmotnosti kup vyladěním v závislosti na metalicitě, což pak ovlivňuje specifické vlastnosti procesů nukleosyntézy; dále však závisí na prostředí, v němž se daná hvězdokupa nachází, což pak určuje možnosti nezávislého chemického vývoje fragmentů nebo průvodců původní hvězdokupy. Další roli hraje četnost dvojhvězd v různých chemických kombinacích. K tomu se též váže funkce hmotnosti a poměru mezi hvězdami kulové hvězdokupy a hvězdami pozadí. Úspěšný model by měl být schopný pokrýt všechny pozorované anomálie.

H. Ernandes aj. se věnovali kulové hvězdokupě Terzan 9 (Sgr, vzdálenost 7 kpc; vzdálenost od centra Galaxie 1,1 kpc), kterou objevil A. Terzan v r. 1971 na francouzské observatoři Haute Provence (44° s. š.; 650 m n. m.) pomocí kamery v ohnisku 1,93m dalekohledu. Hvězdy v této hvězdokupě se vyznačují nízkou metalicitou (-2,0 <[Fe/H] < -1,0), což znamená že obsahují velmi staré hvězdy. Terzan 9 se promítá do místa vzdáleného jen 4° od centra Galaxie. Autoři využili velmi pokročilého zobrazování kamery MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer; mezní hvězdná magnituda R = 28 mag; hmotnost 8 t!), jež je instalována na 8,2 teleskopu VLT UT4 (Yepun). Kamera umožňuje pořizovat naráz více hvězdných spekter, která pak dovolila určit radiální rychlosti hvězd, heliocentrickou radiální rychlost hvězdokupy (58 km/s) a střední metalicitu [Fe/H] = (-1,10 ±0,15).

C. Grillmair využil údajů o fotometrii a vlastních pohybech z databáze Gaia DR2 k objevu 50° dlouhého procesí 70 hvězd, jež má základnu v halu kulové hvězdokupy M5 (= NGC 5904; Serpens; objev manželé G. a M. Kirchovi v r. 1702; vzdálenost 8 kpc; hmotnost 857 kM_ʘ; ø 50 pc; stáří 13 mld. let?).Slapový chvost směřuje západním směrem od těžiště hvězdokupy. Příslušnost hvězd do chvostu se dá testovat podobnými údaji o vzdálenostech, vlastních pohybech, vztahem mezi barvou a jasností hvězd i příslušností k řídící trajektorii. Autor se domnívá, že existují indicie, že chvost pokračuje až do úhlové odchylky 85°, jenže tam už je příliš narušen polními hvězdami. Nerovnoměrné rozložení hvězd podél chvostu je zřejmě důsledkem slapových poruch.

R. Barbá aj. objevili další objekt na pomezí mezi trpasličí galaxií a obří kulovou hvězdokupou FSR 1758 (IČ přehlídka hvězdokup pro gal. šířky |b| <20°; leden 2007: Froebrich, Scholz, Raftery) ve výduti naší Galaxie. Objev se podařil díky kombinaci optické databáze DR2 družice Gaia, pětibarevné přehlídky DECam Plane Survey (observatoř Cerro Tololo; 30° j. š.; 2,2 km n. m.) a na Paranalu pomocí přehlídky VISTA Variables in the Via Láctea Extended Survey. Pro jednotlivé hvězdy autoři získali údaje o polohách, vzdálenostech, zčervenání vinou interstelární extinkce, rozměrech, metalicitě, absolutních hvězdných velikostech a vlastních pohybech. Autoři zjistili, že objekt FSR 1758 je možná dokonce větší než hvězdokupa ω Cen. FSR 1758 se vyznačuje slapovými pozůstatky, takže je docela možné, že z něho vznikne nová trpasličí galaxie. Ukazuje se, že v silně zaprášené výduti naší Galaxie se mohou najít další takové soustavy na hranici mezi obří kulovou hvězdokupou a vznikající novou trpasličí galaxií.

J.D. Simpson objevil opět na základě databáze DR2, že nedávno objevená kulová hvězdokupa FSR 1758 má vysokou radiální rychlost 227 km/s s chybou jen ±1 km/s. Navíc našli slapově vymrštěné hvězdy, které hvězdokupa poztrácela do okruhu 1°. Když se to propojí s údaji o vlastním pohybu hvězdokupy, změřeným družicí Gaia, tak je zřejmé, že FSR1758 se nachází na retrográdní dráze vůči centru Galaxie s pericentrem 3,8 kpc a apocentrem 16,0 kpc čili s dráhovou výstředností e = 0,62. V současné době se hvězdokupa nachází v pericentru své galaktické dráhy, tj. na vnějším okraji galaktické výduti. Retrográdní pohyb poukazuje na příchozí kulovou hvězdokupu, která unikla z anonymní trpasličí galaxie doprovázející naši Galaxii. Dalším příznakem je vyšší koncentrace dlouhoperiodických hvězd typu RR Lyr, než je běžné v galaktických kulových hvězdokupách.

M. Yepez aj. uskutečnili obsáhlou vizuální a infračervenou fotometrii hvězd v rekordně vzdálené kulové hvězdokupě Palomar 13 (Peg; halo Galaxie: galaktická šířka -43°; vzdálenost od centra Galaxie 25 kpc; hmotnost 1,3 kM_ʘ; metalicita [Fe/H] = -1,65; stáří 12 mil. let). Pozorování probíhala mezi říjnem 2011 a říjnem 2014, celkem 133 pozorování ve filtru V a 158 ve filtru I na 2,0m teleskopu Indické astronomické observatoře v Hanle (Ladakh; 4,5 km. n. m.; 33° s. š.) a následně od července do srpna 2018 na 0,84m teleskopu Observatorio Astronómico Nacional (Sierra San Pedro Mártír; Baja California; 2,8 km n. m.; 31° s. š.) ve filtru V (443 měření). Tato data pak propojili s astrometrickými a spektrálnímí parametry hvězd Palomar 13 v databázi DR2. V této velmi chudé hvězdokupě objevili hvězdy s různými metalicitami, což svědčí o proměnách chemického složení hvězd v různých fázích života hvězdokupy. Odtud následně odvodili vzdálenost hvězdokupy od Slunce 23,7 kpc. Nepatrný počet proměnných hvězd objevených v hvězdokupě přiměl autory k hledání dalších. Celkem našli 4 hvězdy třídy RR Lyr, které se na diagramu HR nacházejí na vodorovné větvi nestability, a jednoho červeného obra. Oběžná dráha Palomar 13 je silně excentrická. Pericentrem dráhy prošla hvězdokupa před 61 mil. lety. V současné době se nachází poblíž apocentra, takže rozptyl rychlostí jednotlivých hvězd je značný, což vede k silné ztrátě hvězd této hvězdokupy právě při dlouhém prodlévání poblíž apocentra.

A. Jindal aj. využili databáze DR2 (Gaia; ESA) k podrobnému studiu vnitřní struktury nejbližších 11 kulových hvězdokup (M4 – 2,2 kpc; NGC 6397 – 2,4 kpc; 47 Tuc – 4,0 kpc; NGC 6752 – 4,0 kpc; ω Cen – 4,8 kpc; M13 – 6,8 kpc; M5 – 7,5 kpc; M22 – 7,5 kpc; NGC 2808 – 9,6 kpc; M15 – 10,0 kpc; M3 – 10,4 kpc) pomocí proměřování interní kinematiky s důrazem na dosud nedostatečně zkoumané periférie. Autoři si dali velmi záležet, aby se vyhnuli kontaminaci dat vinou polních hvězd, což právě na perifériích hvězdokup je složitý úkol, jenž vyžaduje využít aspoň pět různých měřitelných parametrů pro každou hvězdu kvůli pokud možno bezchybné identifikaci příslušnosti dané hvězdy ke konkrétní hvězdokupě. U sedmi kulových hvězdokup byla odhalena v centrálních partiích rotace hvězd kolem těžiště hvězdokupy, jejíž rychlost se však snižuje s rostoucí vzdáleností hvězd od jádra hvězdokupy. Rotační křivky pro ω Cen, 47 Tuc, M5, M22, NGC 6752 se podařilo protáhnout daleko dál od centra než dosud. Většina hvězdokup se vyznačuje izotropními jádry, ale dále od centra jsou radiálně anizotropní a na perifériích opět izotropní. Pro M22 se podařilo objevit radiální anizotropii navazující na izotropní jádro. Autoři zjistili, že obecně lze kulové hvězdokupy s pozorovanou radiální anizotropií považovat za dynamicky mladé, zatímco hvězdokupy, jež jsou primárně izotropní, za dynamicky staré.

E. Vasiliev nepochybně uvítal zveřejnění databáze DR2 družice Gaia a jako snad tisíce astronomů si našel v tomto precizním datovém souboru své téma: určoval vlastní pohyby a dynamiku téměř úplného souboru 150 galaktických kulových hvězdokup. Přesnost vlastních pohybů činí ±0,05 milivteřin/r. Když k tomu připočetl přesné vzdálenosti a radiální rychlosti, dostal velmi perspektivní obraz o komplexu kulových hvězdokup v naší Galaxii. Autor zjistil, že pro vzdálenosti hvězdokup vzdálených do 10 kpc od centra platí, že obíhají kolem centra Galaxie prográdně rychlostmi 50÷80 km/s, zatímco ve větších vzdálenostech od centra jsou jejich dráhy radiálně anizotropní. Hvězdokupy NGC 3201 a NGC 6101 však obíhají Galaxii retrográdně, což je nejspíš důsledek jejich zrodu v okolních trpasličích galaxiích, jež byly pohlceny Galaxií v protisměru. Zajímavé jsou také páry kulových hvězdokup na téměř identických dráhách. Celkem 6 hvězdokup souvisí s proudem hvězd ve Střelci. Mnoho hvězdokup se nachází na periférii Galaxie. Dynamické chování hvězdokup lze pro vzdálenosti 8÷50 kpc popsat kruhovými oběžnými rychlostmi 210÷240 km/s. Podle odhadu autora do vzdálenosti 50 kpc od centra Galaxie dosahuje úhrnná hmotnost kulových hvězdokup 540 GM_ʘ a do vzdálenosti 100 kpc se tato hodnota ještě zvýší na 850 GM_ʘ. Pokud do toho počtu zahrnul ještě kulové hvězdokupy v souhvězdí Střelce, stoupne tato hodnota až na 1,3 TM_ʘ.

A. Bajkova a V. Bobylev objevili vzájemnou interakci mezi kulovými a otevřenými hvězdokupami, která vzniká díky průchodům masivních kulových hvězdokup diskem Galaxie. Autoři navrhli hypotézu, že průchody tak hmotných objektů v hustém prostředí galaktického disku mohou podnítit hvězdy v disku k vytvoření otevřených hvězdokup. K ověření vybrali 150 kulových hvězdokup a 232 otevřených hvězdokup a propočítali jejich galaktické dráhy do minulosti až do -100 mil. let. Galaxii modelovali třísložkově (disk, výduť, halo). Nejnovější odhad četnosti průchodů kulových hvězdokup počítá s frekvencí 4 průchodů nějaké kulové hvězdokupy diskem Galaxie během 1 mil. let. Autoři propočítali, že během posledních 100 mil. let došlo k devíti průchodům kulových hvězdokup diskem, při nichž se potkaly s otevřenými hvězdokupami v různých stádiích vývoje ve vzdálenosti ≤1 kpc. Nejproduktivnější hybateli se staly kulové hvězdokupy NGC 104 (3 přiblížení) a NGC 5139 (2 přiblížení). Na straně indukovaných otevřených hvězdokup má navrch otevřená hvězdokupa Ruprecht 127 se dvěma přiblíženími.

Zhengyi Shaho a Lu Li vytvořili smíšený model pro kvalitní určování paralax kulových hvězdokup tím, že řeší chyby vzniklé kontaminací hvězdami, které k dané hvězdokupě nepatří. Opět šlo o rigorózní individuální paralaxy hvězd z databáze DR2. Autoři testovali svou metodu na simulacích 120 paralax reálných kulových hvězdokup včetně 75 hvězdokup z projektu Gaia Collaboration. Systematická chyba paralax dosáhla hodnoty (-27,6 ±1,7) μas při rozptylu výsledků (22,8 ±1,3) μas. Špičkově přesné výsledky vzdáleností získali autoři pro nejbližší hvězdokupy.

5.3. Naše Galaxie

L. Watkinsová aj. využili vlastní pohyby kulových hvězdokup halové složky Mléčné dráhy do vzdálenosti ≤ 21,1 kpc od centra k dalšímu nezávislému odvození hmotnosti Galaxie. Přesná astrometrie DR2 (zase ta Gaia) ukazuje na hodnotu hmotnosti uvnitř koule se zmíněným poloměrem 0,21^+0,04_−0,03×10¹² M_⊙, což pro 21,1 kpc odpovídá kruhové rychlosti 206⁺¹⁹₋₁₆ km/s. Z těchto hodnot odvozená viriálová hmotnost vychází na 1,28^+0,97_−0,48×10¹² M_⊙. Autoři použili též rozšíření datové sady na měření vlastních pohybů kulových hvězdokup z HST až do vzdálenosti 39,5 kpc od centra Galaxie – z těchto údajů vychází hodnoty hmotnosti 0,42^+0,07_−0,06×10¹² M_⊙, resp. viriálová 1,54^+0,75_−0,44×10¹² M_⊙. Jde o další příspěvek k potvrzení představy, že celková hmotnost Mléčné dráhy je s největší pravděpodobností uprostřed mezi spodním odhadem ≤ 10¹² M_⊙ a horním odhadem 2×10¹² M_⊙.

T. Callingham aj. využili numerické simulace k výpočtu pravděpodobné hmotnosti Galaxie na základě rozložení a dynamiky satelitních galaxií. Autoři nechali proběhnout sérii výpočtů s různými distribučními funkcemi hmotností a momentů hybnosti galaxií v hydrodynamickém modelu a vybírali taková uspořádání, která se podobala skutečné Mléčné dráze a jejím oběžnicím. Pro ty nejpodobnější pak nechali proběhnout podrobnější simulace s vyšším časovým i prostorovým rozlišením. Porovnáním se simulací pohybu 10 skutečných satelitních galaxií následně odvodili střední hmotnost celé Mléčné dráhy 1,17^+0,21_−0,15×10¹² M_⊙ a poměr hmotnosti vnitřní skryté látky ~0,12 (do vzdálenosti ≤ 20 kpc od středu).

A. Deasonová aj. z dat DR2 vypreparovali hvězdy větve červených obrů (RGB, Red Giant Branch) a z nich podle vlastních pohybů vybrali ty, které patří do halové složky Galaxie. Celkový zářivý výkon obrů RGB v galaktickém halu do vzdálenosti ≤ 100 kpc činí (7,9 ±2,0)×10⁸ L_⊙, resp. (9,4 ±2,4)×10⁸ L_⊙ – druhá hodnota zahrnuje i trpasličí galaxii ve Střelci. Odvodit z celkového zářivého výkonu hmotnost obrů je možné pouze odhadem; pro Kroupovu počáteční funkci hmotnosti a průměrnou metalicitu [Fe/H] ~−1,5 autorům vychází celková hmotnost hvězd halové složky (1,4 ±0,4)×10⁹ M_⊙. Tato hodnota je vyšší než donedávna předpokládaná, což spolu s uvedenou metalicitou naznačuje, že velká část hvězd halové složky pochází ze splynutí Mléčné dráhy s trpasličí galaxií před ~10 Gr.

D. Skowronová aj. ve dvou pracích zmapovali prostorové rozložení klasických cefeid v Mléčné dráze. Autoři využili jak data z dřívějších dostupných katalogů a přehlídek, tak nově zpracovaná data přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment, Varšavský dalekohled, ⌀ 1,3 m, Las Campanas, Chile). Měření poloh a vzdáleností 2 431 cefeid potvrdila dřívější pozorování, že galaktický disk je na okrajích zkroucený kolmo k rovině otáčení – na jedné straně směrem k severnímu galaktickému pólu, na opačné straně k jižnímu. Zkroucení disku je patrnější u mladších hvězd, starší hvězdy jsou více rozptýlené ve větším prostoru nad a pod rovinou otáčení galaktického disku. Zhuštěniny mladých hvězd tvoří substruktury na okrajích disku, jejichž stáří autoři odhadují na ~64 Mr, ~113 Mr a ~175 Mr. Severní ohyb je o ~10 % vyšší než jižní, stejně jako je vyšší průměrná vertikální rychlost cefeid severně od roviny disku směrem k severnímu galaktickému pólu. M. Romero-Gómez aj. potvrdili záhyby i v datech DR2 pro mladé obry (hvězdy typu OB) a červené obry RGB. Také v tomto případě je zkroucení disku patrnější pro staré hvězdy – záhyb dosahuje 0,2 kpc nad rovinu disku pro hvězdy tříd OB a ~1 kpc pro červené obry; začíná se zvedat ve vzdálenosti ~11÷13 kpc od centra Galaxie a maximum má ve vzdálenosti ~14 kpc. Pro hvězdy RGB je navíc na okraji záhybu patrné zvlnění s amplitudou ~250 pc.

P. Mróz aj. využili obdobná data cefeid z experimentu OGLE a DR2 k určení rotační křivky Mléčné dráhy. Plochá rotační křivka cizích spirálních galaxií je obvykle prokázáním přítomnosti skryté látky; rotační křivku naší vlastní Galaxie je však obtížné určit. Kvůli poloze Slunce máme špatný rozhled. Autoři použili polohy a rychlosti 773 cefeid do vzdálenosti ~20 kpc od středu Mléčné dráhy. S použitím oběžné rychlosti Slunce (233,6 ±2,8) km/s a jeho vzdálenosti od centra (8,122 ±0,031) kpc vychází rotační křivka Galaxie mezi poloměry ≥ 4 a ≤ 20 kpc téměř plochá s mírným klesáním (−1,34 ±0,21) km/s/kpc. Autoři upozorňují, že pro vzdálenosti ≥ 12 kpc jde o zatím nejpřesněji určené hodnoty rotačních rychlostí.

A.–C. Eilersová aj. použili pro stanovení rotační křivky polohy a rychlosti ~23 tis. jasných červených hvězd, pro něž zkombinovali astrometrická, fotometrická a spektroskopická data DR2 a přehlídek APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment, Nové Mexiko, USA, ⌀ 2,5 m), 2MASS (Two Micron All-Sky Survey, Mount Hopkins a Cerro Tololo, ⌀ 1,3 m) a WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer, 490 km n.m., Země). Pro vzdálenosti ≥ 5 kpc a ≤ 25 kpc od centra Galaxie autorům vychází klesání rotační křivky o málo prudší (−1,7 ±0,1) km/s/kpc; odhadují ovšem systematickou chybu ~5× větší než statistickou, tj. v rámci chyby ve shodě s předchozí prací. Kruhová rychlost Slunce jim vychází (229 ±0,2) km/s a hmotnost skryté látky halové složky Galaxie (7,25 ±0,26)×10¹¹ M_⊙; hustota skryté látky v okolí Slunce činí (0,3 ±0,03) GeV/cm³.

M. Kounkelová a K. Covey využili astrometrii a vlastní pohyby všech okolních hvězd do vzdálenosti ≤ 1 kpc a identifikovali mezi nimi zatím neznámé skupiny a asociace. Z 20 milionů hvězd jich asi ~1,5 % patří do nějaké skupiny, z nichž přibližně polovinu tvoří dosud neidentifikované protáhlé útvary, „řetízky“. Jejich průměrná délka je ~200 pc, tloušťka ~10 pc a značná část z nich je stará jen ~100 Mr. V prostorovém uspořádání řetízků převažuje směr kolmý na rovinu disku Galaxie a svůj tvar patrně udrží jen po několik Gr. Nejstarší z nich jsou možná pozůstatky spirálních ramen, resp. zbytky po zvýšené tvorbě hvězd v hustších ramenech vyvolané. Druhou zhruba polovinu skupin tvoří spíše kulovité útvary, které nejspíš udrží svůj tvar po delší dobu – to je pravděpodobné vysvětlení, proč mezi staršími skupinami hvězd řetízkové útvary neznáme.

R. Lallement aj. zpracovali data DR2 nezvyklým způsobem – fotometrii družice Gaia porovnali s daty katalogu 2MASS a pro hvězdy s dostatečně přesnou paralaxou použili hodnoty extinkčních koeficientů k inverznímu modelování rozložení mezihvězdného prachu. Vznikl prostorový model v kvádru 6×6×0,8 kpc³ v okolí Slunce. Rozložení prachu víceméně koreluje s tvarem a orientací spirálních ramen, ačkoli nad a pod rovinou galaktického disku se vyskytují různé struktury, které se mezi rameny významně liší. Hustota prachu ve vertikálním směru kolísá a na několika místech jsou v ní patrné vlny. Naopak není vidět žádná jednoduchá souvislost mezi hustými oblaky prachu na jedné straně a molekulárními mračny, oblastmi H II anebo mladými hvězdami na straně druhé.

A. Bonacaová aj. se podívali na vlastnosti hvězdného proudu GD-1, což byla původně kulová hvězdokupa, z níž před ~3 Gr gravitační porucha začala vytahovat jednotlivé hvězdy. Ty vytvořily proud podobný perlovému náhrdelníku, který se táhne do vzdálenosti ~10 kpc. Astrometrie DR2 odhalila, že náhrdelník je na dvou místech přerušený – v proudu chybí hvězdy. Jedna mezera možná souvisí se vznikem proudu, když gravitační síla začala vysávat hvězdy z hvězdokupy. Vedle druhé mezery se navíc nachází „ostruha“ – výběžek souběžný s hlavním proudem, připomínající kohoutí ostruhu. Autoři numericky simulovali, jaké vlastnosti by musel mít objekt prolétající v těsné blízkosti GD–1, aby vytvořil pozorovaný útvar. Před ~500 Mr by to dokázalo těleso o ⌀ ~18÷40 pc, které by však muselo mít hmotnost 10⁶÷10⁸ M_⊙. Žádná vhodná kulová hvězdokupa, která by mohla mít poruchy na svědomí, se však Galaxií nepotuluje. Autoři argumentují, že jde o první nepřímý důkaz dynamického působení skryté látky (dřívější případ vlákna Palomar 5 se podařilo vysvětlit gravitačním působením příčky Galaxie). Pokud je to skutečně tak, jednalo by se o další podporu teorie chladné skryté látky (CDM, cold dark matter). Na druhou stranu vyvstává otázka, proč v takovém případě podobných proudů hvězd nevidíme víc – v celé Galaxii jich nyní známe asi 40. Y. Huang aj. připojili k datům DR2 měření přehlídky LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope, pozorovací základna Sing-Long, Čína, ⌀ ~4 m) a určili pro jednotlivé hvězdy proudu GD–1 metalicity; průměrná hodnota [Fe/H] celého proudu činí (−1,95 ±0,23).

J. Curtis aj. publikovali analýzu vlastností členských hvězd proudu Ryby–Eridanus (Psc–Eri), který se táhne přes 120° oblohy, ale byl objeven S. Meingastem aj. teprve v datech DR2. Původní odhad stáří proudu byl ~1 Gr, což se autorům zdálo nepravděpodobné. Použili proto data družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) a zaměřili se jednak na hvězdy s nízkou hmotností, jednak na nejhmotnější členy proudu, včetně jasných hvězd λ Tau a HD 1160. U hvězd s nízkou hmotností autoři porovnávali rotační periody s co nejpodobnějšími hvězdami v dobře prozkoumaných otevřených hvězdokupách, u hmotných hvězd srovnali barevné indexy s vývojovými diagramy samostatných hvězd i dvojhvězd. V obou případech se ukázala shoda se stářím Plejád, tj. ~120 Mr. Proud Psc–Eri si do budoucna zaslouží pozornost jak tvůrců vývojových modelů hvězd v hvězdokupách, tak hledačů exoplanet, které lze v okolí mladých hvězd různých typů očekávat.

R. Mor aj. modelovali na základě DR2 vývoj tvorby hvězd v Mléčné dráze. Autoři použili Besançonský model a potvrdili, že tempo tvorby hvězd v Galaxii od maxima před 9÷10 Gr postupně klesala až do doby přes 6÷7 Gr, pak následoval opět mírný vzestup před ~5 Gr, který trval do doby před asi ~1 Gr. Přibližně polovina všech hvězd galaktického disku vznikla v tomto posledním období. Celý tento vývoj se dobře vysvětluje jednoduchým modelem exponenciální indukce tvorby hvězd – pro hmotnější hvězdy > 1,53 M_⊙ strmější, pro hvězdy s hmotnostmi ≥ 0,5 a ≤ 1,53 M_⊙ méně strmou. Před 2÷3 Gr však došlo k dalšímu dočasnému zvýšení tvorby hvězd, které se jednoduše postupným vývojem vysvětlit nedá. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě gravitačního působení mimo disk Mléčné dráhy – pravděpodobně blízký průlet jiné galaxie Místní skupiny; nyní pátrají, která by to mohla být.

R. Barbá aj. spojili data DR2, přehlídky DECaPS (DECam Plane Survey) a VVVX (VISTA Variables in the Vía láctea eXtended survey) pro nedávno objevený shluk hvězd FSR 1758 uvnitř výdutě Galaxie. Objeven byl šťastnou náhodou při vizuální kontrole dat přehlídky DECaPS kvůli jinému objektu v r. 2018. Velikostí (⌀ ~300 pc) i počtem hvězd (~10⁶) se jedná o jednu z největších kulových hvězdokup uvnitř Mléčné dráhy – pokud se jedná o hvězdokupu a nikoli o pozůstatek po pohlcené trpasličí galaxii. Tomu napovídá přítomnost „křídel“, jakási ramena vybíhající ze skupiny na jedné straně; na základě dostupných dat je obtížné určit, do jaké vzdálenosti ve skutečnosti tato křídla sahají, oblast galaktické výdutě je hustě zaplněná hvězdami, které se na FSR 1758 pouze promítají.

F. Vincenzo aj. spočetli sérii modelů chemického vývoje skupiny hvězd Enceladus, přezdívaného „Gaiina klobása“ kvůli charakteristickému protáhlému tvaru v diagramu radiálních a azimutálních rychlostí. Jedná se o pozůstatek po pohlcené trpasličí galaxii, jejímž původním jádrem možná byla kulová hvězdokupa NGC 2808. Autorům se podařilo najít model, schopný zreprodukovat pozorovanou metalicitu hvězd – za předpokladu málo účinné tvorby hvězd v původní galaxii a rychlého splynutí s Mléčnou dráhou lze odvodit průměrné stáří původních hvězd 12,33^+0,92_−1,36 Gr. Původní galaxie měla v době splynutí (z jiné práce Helmiové aj. k němu došlo před ~10 Gr) hmotnost asi 5×10⁹ M_⊙. Modely ukazují, že původní galaxie významně obohatila svým plynem tlustý disk Galaxie, čímž mohla nastartovat výše zmíněné maximum tvorby hvězd.

D. Massari aj. se pokusili roztřídit původ kulových hvězdokup Mléčné dráhy. Celková statistika ukazuje, že asi 40 % hvězdokup vzniklo v Galaxii a podobně velkou skupinu je možné přiřadit ke známým splynutím s galaxiemi, které v minulosti Mléčná dráha pohltila („Gaiina klobása“ ~19 %, trpasličí galaxie ve Střelci ~5 %, předchůdce hvězdných proudů Helmiové ~6 %, trpasličí galaxie „Sekvoj“ ~5 %). Ze zbylých hvězdokup je asi 16 % gravitačně silně vázaných, zatímco zbývající necelou desetina jsou hvězdokupy vázané pouze slabě – tato skupina má zatím nejasný původ.

G. Myeong aj. publikovali modely dynamického i chemického vývoje splynutí Mléčné dráhy s trpasličí galaxií „Sekvoj“. Podobně jako zmíněná „Gaiina klobása“ se pravděpodobně jedná o „srážku“ Galaxie s trpasličí galaxií, která se v našem hvězdném ostrově zcela rozpustila – zůstala po ní ovšem skupina 6 kulových hvězdokup a řada hvězd, obíhajících v Mléčné dráze po retrográdních dráhách. Ke splynutí patrně došlo přibližně ve stejné době jako s „klobásou“, hmotnost Sekvoje však byla nižší ~5×10⁷ M_⊙ a také se jednalo o starší hvězdy s metalicitou nižší o ~0,3 dex.

A. Widmark použil data DR2 ke stanovení dynamické hustoty látky v nejbližším okolí Slunce. Autor vybral osm vzorků po 25 tis. hvězd pouze podle pozorované hvězdné velikosti bez dalších předpokladů, kromě klesající prostorové hustoty směrem kolmo od roviny disku Galaxie. Model rozložení baryonické látky se skrytou látkou v halové složce Mléčné dráhy ukazuje na nadbytek plošné hustoty galaktického disku 5÷9 M_⊙/pc². Poloha Slunce vůči rovině disku vychází (4,26 ±2,27) pc severně a rychlost vzdalování od ní (7,24 ±0,19) km/s. Rozložení hustoty naznačuje, že se v rovině disku do výšky ≤ 60 pc nachází více látky proti dřívějším předpokladům – pravděpodobně jde o chladný atomární plyn.

A. J. Fox aj. na základě pohybu galaktických mračen odvodili míru přítoku a odtoku látky do a z Mléčné dráhy. Určení je komplikované jednak kvůli existenci Fermiho bublin nad a pod rovinou disku Galaxie, jednak kvůli silné interakci mezi Galaxií a Magellanovými mračny. Vypočtené odhady přítoku – (0,53 ±0,23) M_⊙/r na každých 12 kpc poloměru a 0,2 vzdálenosti Slunce od roviny disku – a odtoku – (0,16 ±0,07) ve stejných jednotkách ukazují, že více látky do disku Galaxie přitéká než odtéká. Situace je ale složitější, jakmile se vezme v potaz metalicita přicházející a odcházející látky a také molekulární oblaka se střední a nízkou teplotou a výměna látky mezi diskem a halovou složkou. Přesto se zdá, že Mléčná dráha jako celek v současnosti více látky pohlcuje než vyvrhuje.

M. J. Reid aj. zpracovali data necelých 200 molekulárních maserů, asociovaných s mladými hvězdnými tělesy (MYSOs, massive young stellar objects). Jejich prostorové rozložení potvrzuje, že Galaxie má čtyři spirální ramena, Slunce se nachází ve vzdálenosti (8,15 ±0,15) kpc od centra a obíhá rychlostí (247 ±4) km/s. MYSOs se nacházejí v tenké oblasti pouhých ~19 pc a hodí se k definici roviny galaktického disku – takto určená rovina se od definitorické roviny IAU liší jen o ±0,1°. Slunce se od ní nachází (5,5 ±5,8) pc severním směrem. Autoři zvolený referenční rámec využili k nezávislému určení vzdálenosti Hulseova–Taylorova binárního pulsaru (PSR B1913+16, objev 1974 Arecibo, Nobelova cena 1993 za potvrzení gravitačních vln) ze vzdálenosti (6,54 ±0,24) kpc.

D. Carolloová aj. zkoumali chemické vlastnosti hvězd v okolí Slunce se zaměřením na složku tlustého disku. Podrobná analýza ukázala, že tato složka se skládá ze dvou částečně se překrývajících populací hvězd s různým stářím a metalicitou. Hvězdy nejbohatší na lehké prvky mají ~2× méně kovů a jejich rotační rychlost kolem centra Galaxie je v průměru o ~30 km/s nižší, než je střední rychlost všech hvězd tlustého disku. Vysvětlení se nabízejí dvě: buď se jedná o hvězdy pocházející z dříve pohlcené trpasličí galaxie, nebo jde o nejstarší populaci hvězd Mléčné dráhy, kterou do slunečního okolí zanesly pozdější vlivy vznikajících spirálních ramen a galaktické příčky.

N. Fantin aj. spojili data DR2 a přehlídek Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) a CFIS (Canada France Imaging Survey) pro ≥ 25 tis. bílých trpaslíků. Pro všechny hvězdné pozůstatky odvodili pravděpodobné počáteční vlastnosti mateřských hvězd a vzali v potaz geometrii a vývojový model Mléčné dráhy, resp. jejích jednotlivých složek. Vývojové modely ukazují, že galaktický disk se začal formovat před (11,3 ±0,5) Gr a nejvíce hvězd v něm vznikalo před (9,8 ±0,4) Gr tempem (8,8 ±1,4) M_⊙/r; po několika Gr klesla na současnou konstantní hodnotu. Také data bílých trpaslíků ukazují mírné zvýšení tvorby hvězd před ~3 Gr. Bílých trpaslíků s héliovou atmosférou v okolí Slunce autoři odhadují (21 ±3) %.

M. Kilic aj. pečlivě analyzovali vlastní pohyby 156 tis. bílých trpaslíků, z nichž vybrali 142 těles, která nepatří do galaktického disku. Pro tyto bílé trpaslíky halové složky autoři následně spočetli detailní modely atmosfér a z nich odvodili fyzikální parametry hvězd. Získali tak rozptyl stáří těchto bílých trpaslíků v rozmezí 7 Mr až 10,3 Gr. Při započtení pravděpodobného vývoje hvězdy před fází bílého trpaslíka pak pro halovou složku vychází stáří (10,9 ±0,4) Gr, což je v souladu s měřeními na základě kulových hvězdokup.

E. Griv aj, použili dostupná astrometrická data těles halové složky ke statistickému určení vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Zatímco pro kulové hvězdokupy vychází střední hodnota vzdálenosti ~7,0÷7,3 kpc (podle předpokládané počáteční metalicity složek kulových hvězdokup), pro hvězdy typu RR Lyrae autoři získali hodnotu (8,1 ±0,2), jež v rámci chyby souhlasí s obecně přijímanou hodnotou ostatních měření. Proč výpočet na základě kulových hvězdokup vychází systematicky nižší, není jasné; buď jde o výběrový efekt, kdy nějakou podstatnou část kulových hvězdokup nevidíme, anebo nám uniká nějaká jejich podstatná vývojová vlastnost.

A. Towner aj. se zaměřili na 12 „zelených“ objektů přehlídky GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared MidPlane Survey Extraordinaire), které dostaly své označení kvůli jasné emisi v pásmu 4,5 µm v datech katalogu družice Spitzer. Autoři vybrali tělesa do vzdálenosti ≤ 5 kpc a využili létající IR observatoř SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy) a na základě rozložení energie ve spektru modelovali pravděpodobné vlastnosti těchto MYSOs (Massive Young Stellar Objects). Modely ukazují na průměrný poloměr ~10 R_⊙, povrchovou teplotu ~10³÷10⁴ K a svítivost ~(1÷40)×10³ L_⊙. Střední poměr svítivosti a hmotnosti naznačuje, že se jedná o přechodné objekty mezi klidným a aktivním obdobím v oboru IR. Porovnání s archivními daty v jiných oblastech spektra naznačuje, že objekty, které v záření IR vypadají jako samostatné, jsou ve skutečnosti vícenásobné systémy.

Bratři Raúl a Carlos de la Fuente Marcosovi potvrdili na základě dat DR2 družice Gaia anizotropii v rozložení hvězd s velmi vysokou rychlostí (HVS, hyper-velocity stars) v Mléčné dráze. Autoři zpracovali data hvězd ve vzdálenosti ≥ 30 kpc od nás s rychlostmi ≥ 500 km/s a hledali podporu pro svůj předpoklad, že čím se HVS nachází dál od nás, tím větší je rychlost vůči Galaxii, a tedy tím vyšší pravděpodobnost, že k Mléčné dráze není gravitačně vázaná. Anizotropie je patrná i u nejvzdálenějších a nejrychlejších HVS, ačkoli není tak výrazná jako u bližších rychlých hvězd. Statistické zpracování prokázalo, že určené vlastní rychlosti jsou velmi pravděpodobně spodní odhady skutečných rychlostí v důsledku Eddingtonova-Trumplerova-Weaverova zkreslení (v kostce: v důsledku chyb měření malých hodnot paralax je vypočtená střední hodnota vzdáleností konzervativní, tedy ve ≥ 50 % případů menší než skutečná vzdálenost – v případě zmiňované práce autoři odhadují, že podceněných vzdáleností je dokonce ~80 %). Ze statistiky také plyne, že mezi HVS v Galaxii se nacházejí četné skupiny těles s vlastní rychlostí ~2 000 km/s, která Mléčnou galaxií pouze prolétají.

A. Irrgang aj. objevili HVS spektrální třídy B PG 1610+062 s rychlostí (550 ±40) km/s vyšší než únikovou z disku Galaxie. Jedná se o zvolna pulsující jasnou, pomalu rotující hvězdu s hmotností 4÷5 M_⊙. Hvězda se nachází asi 17,3 kpc od nás a podle všeho byla vymrštěna ze spirálního ramene Carina–Střelec, nikoli z centra Galaxie. Jde o další potvrzení, že musí existovat způsob, jak lze i hvězdy disku urychlit na únikové rychlosti z Mléčné dráhy; v tomto případě se jedná o druhou nejrychlejší hvězdu svého druhu a celkově pátou nejrychlejší hvězdu hlavní posloupnosti. Spektra ukazují, že hvězda má vyšší metalicitu oproti typické hvězdě typu B na hlavní posloupnosti; protože se jedná o teprve druhou HVS se známým chemickým složením, je těžké určit něco víc o způsobu urychlení – potřebujeme více spekter.

G. Ponti aj. oznámili objev rentgenových struktur kolmých na rovinu Galaxie v jejím centru s velikostí ~160 pc. Jde o důležité potvrzení propojení mezi laloky v těsné blízkosti galaktické černé veledíry, které byly dlouho pozorovány v rentgenové a rádiové oblasti spektra a které mají rozměry ~15 pc, a Fermiho bublinami viditelnými v záření γ nad a pod rovinou galaktického disku s rozměry ~10 kpc. Tyto rentgenové „komíny“ představují pravděpodobné výfuky horké látky z centra Galaxie – teplota plazmatu ~8 MK však naznačuje, že nejde o přímé pokračování relativistických výtrysků centrální černé veledíry, ale o výrony látky způsobené výbuchy supernov v okolí jádra Mléčné dráhy. Role černé veledíry spočívá pravděpodobně pouze v tom, že povzbuzuje překotnou tvorbu nových masivních hvězd, které rychle končí život jako supernovy. Zatím ale není možné vyloučit ani hypotézu, že „komíny“ jsou důsledkem rychlého slapového roztrhání velkého počtu hvězd v těsné blízkosti černé veledíry.

Černá veledíra uprostřed Galaxie (Sgr A*) má hmotnost ~4×10⁶ M_⊙; vykrmit takovou veledíru během doby života Mléčné dráhy ~10 Gr vyžaduje střední akreční míru ~4×10⁻⁴ M_⊙. Současná pozorování přítoku hmoty jsou však nižší – rentgenová měření ve vzdálenosti ~0,4 pc (tzv. Bondiho poloměr, ~10⁵ R_Sch) od díry ukazují akreci v míře ~3×10⁻⁶ M_⊙/r a polarizační měření v těsné blízkosti horizontu událostí dokonce jen ~10⁻⁸ M_⊙. E. Murchikovová aj. nalezli v datech mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter Array, Chajnantor, Chile) záření ionizovaného plynného disku o teplotě 10⁴ K ve vzdálenosti ~2×10⁴ R_Sch. Dvojitě rozšířená emisní čára vodíku na frekvenci 231,9 GHz ukazuje na oběžnou rychlost ~2,2 tis. km/s v úhlové vzdálenosti 0,11″ – oblast s červeným posuvem se nachází severovýchodně, modře posunutá oblast jihozápadně od centra akrečního disku. Při odhadu průměrné hustoty atomů vodíku 10⁵÷10⁶ cm⁻³ vychází celková hmotnost ionizovaného plynu v akrečním disku 10⁻⁴÷10⁻⁵ M_⊙ – toto by tedy mohlo být chybějící krmivo pro bumbrlíčka.

Tým rádiové observatoře MeerKAT (Karoo Array Telescope, 64× ⌀ 13,5 m, Severní Kapsko, JAR) zveřejnil první významné výsledky (I. Heywood aj., 98 spoluautorů), týkající se okolí Sgr A*. Hned první zaměření na střed Mléčné dráhy objevil existenci dvojice bublin, kolmých na rovinu galaktického disku. Bubliny se pokrývají oblast přes 1°×3° na obloze, což odpovídá lineární velikosti ~140×430 pc. Jedná se o chladnoucí rozpínající se plyn, který vidíme díky synchrotronovému záření. Původ bublin není zatím jasný – může se jednat o pozůstatek překotné tvorby a rychlého zániku velmi hmotných hvězd, stejně tak může jít o výrony látky od centrální černé veledíry. Autoři odhadují, že celková energie potřebná k vytvoření bublin je ~7×10⁴⁵ J a jejich stáří několik Mr. Ať už je vytvořilo cokoli, přispělo to podle autorů ke zvýšení hustoty částic kosmického záření a povzbudilo záření rádiových vláken (filamentů), které v okolí centra Galaxie sporadicky pozorujeme od r. 1984.

Oběh jasných mladých hvězd v bezprostředním okolí Sgr A* slouží jako relativistická laboratoř od doby, kdy můžeme díky velkým přístrojům rozlišit jednotlivá tělesa. T. Do aj., tedy tým držitelky Nobelovy ceny za fyziku 2020 A. Ghezové, zveřejnili měření poloh a spekter hvězdy S2, která pořizovali od r. 1995 na Keckově dalekohledu (Havaj, USA). Do r. 2017 pokryli celou dráhu (P ~16 r), v období březen–září 2018 čekali na další průchod hvězdy pericentrem dráhy ve vzdálenosti pouhých ~120 au. Autoři čekali se zveřejněním na zpracování dat z celého průchodu pericentrem včetně okamžiku, kdy S2 mířila přímo k nám. Einsteinova obecná relativita se dočkala dalšího nezávislého potvrzení; kombinovaný červený posuv způsobený relativistickým příspěvkem ke zrychlení tělesa a také průchod hlubokou gravitační studnou má hodnotu (0,88 ±0,17), což je v souladu s teoretickou hodnotou 1 (v newtonovské fyzice by to měla být 0). Zajímavé je, že autorům vyšla jiná vzdálenost centrální veledíry než v práci R. Abutera aj., kteří navázali na nezávislá pozorování téhož jevu, která publikovali již o rok dříve. Tým R. Genzela (spoludržitel Nobelovy ceny 2020) pomocí přístroje GRAVITY na VLTI odvodil vzdálenost centrální veledíry od Slunce na (8 178 ±22) pc; hodnota týmu A. Ghezové je (7 971 ±59) pc. Příčina nesouhlasu zatím není jasná.

S. Takekawa aj. v datech mikrovlnné observatoře ALMA objevili v blízkosti centrální černé veledíry Mléčné dráhy proudy molekulárního plynu. Tvar a pohyby několika z nich je možné dobře vysvětlit jako dvě eliptické dráhy kolem společného těžiště s hmotností (3,2 ±0,6)×10⁴ M_⊙. Podrobnější průzkum pak na vnitřních stranách těchto cárů látky prokázal ionizaci, která má původ buď v rázové vlně, která prostředím prošla, nebo je důsledkem fotoionizace. Autoři proto nabízejí hypotézu, že kompaktní rychle se pohybující molekulární oblaka v okolí Sgr A* v sobě ve skutečnosti mohou skrývat klidné černé díry středních hmotností.

G. Bower aj. pořídili pomocí ALMA snímky Sgr A* v kontinuu v pásmech 233, 678 a 870 MHz. Spektrum oblasti je ploché a je možné jej dobře popsat jednoduchým synchrotronovým modelem. Z modelu autoři odvodili hodnoty elektronové hustoty (2÷5)×10⁶ cm⁻³, teploty (1÷3)×10¹¹ K a magnetické indukce (0,001÷0,005) T. Další upřesnění by mělo být možné ze souběžného měření v rentgenovém oboru. Ploché spektrum ukazuje, že ohřev elektronů je účinný a oblast je v pásmu 233 MHz opticky tenká. (Sub)milimetrová pozorování centrální oblasti s velkou základnou by tak teoreticky měla „dohlédnout“ až na samotný horizont událostí.

C. Brinkerink aj. spojili pozorování observatoře VLBA (Very Long Baseline Array, Socorro, Nové Mexiko, USA), LMT (Large Millimeter Telescope, Sierra Negra, Mexiko) a GBT (Green Bank Telescope, Západní Virginie, USA) v pásmu 86 GHz (vlnová délka ~3,5 mm). Základna interferometru není dostatečná k podrobnému rozlišení menších struktur kolem Sgr A*. Přesto je i v této vlnové délce patrná mírná západovýchodní asymetrie, již dříve pozorovaná ve vlnových délkách 1 a 7 mm. Vlnová délka ~3,5 mm má proti milimetrovým vlnám výhodu v menším rozptylu na mezihvězdné látce; interferometr se základnou přes celou Zemi (neboli observatoř EHT, jíž se budeme věnovat v příštím pokračování Žně) v pásmu 86 GHz tedy bude mít ještě lepší možnosti „uvidět“ horizont událostí černé veledíry v centru Mléčné dráhy.

S. Issaoun aj. zveřejnili výsledky pokusů o spolupráci mikrovlnné observatoře ALMA s rádiovými interferometry zapojenými do skupiny GMVA (Global Millimeter VLBI Array, 11 radioobservatoří v Evropě, USA, Mexiku a Jižní Koreji). Autorům se podařilo dosáhnout ~2× lepšího úhlového rozlišení ~87 µas (miliontina obloukové vteřiny) v pásmu 86 GHz; Sgr A* lze zobrazit jako elipsoid s největší osou (120 ±34) µas, což odpovídá vzdálenosti (12 ±3,4) R_Sch. Rozlišení zatím není dostatečné, aby bylo možné stanovit, jaký typ akrečního modelu centrální veledíry je správný. Naopak se jedná o potvrzení, že vlnová délka ~3,5 mm trpí menším rozptylem na mezihvězdné látce v okolí Sgr A*.

T. Do aj. také oznámili zvýšení svítivosti Sgr A* v průběhu čtyř pozorovacích nocí v průběhu r. 2019 v IR oblasti spektra. Ve filtru K bylo zjasnění asi dvojnásobné oproti středním hodnotám předchozích ≥ 20 r; ve vlnových délkách 1,6÷2,1 µm byly navíc pozorovatelné rychlé změny jasnosti beze změny barvy zdroje. Odhad pravděpodobnosti, že jde o náhodný výkyv, je pro všechny pozorovací časy jen ~0,05 %. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě zvýšené akrece na černou veledíru, buď v důsledku průchodu hvězdy S2 pericentrem v předchozím roce, anebo dokonce jako opožděné reakce na průlet prachového oblaku G2, který se k Sgr A* nejvíce přiblížil v r. 2014.

Z. Chen aj. (taktéž spolupracovníci A. Ghezové) publikovali způsob kalibrace historických měření velkých dalekohledů z doby před přímým rozlišením Sgr A* v oboru IR, k němuž došlo r. 2002. Předtím bylo možné pomocí skvrnkového zobrazování pořídit nerozlišená data, která v sobě nesou informaci o změnách jasnosti centrální veledíry. Autoři použili model natrénovaný na datech z rozmezí let 2006–2016, který extrapolovali do minulosti až do r. 1995. Charakter změn jasnosti Sgr A* zůstává po ≥ 22 r stále stejný, žádný trend se neobjevuje. Poněkud v rozporu s předchozím odstavcem se ukázalo, že po průchodu prachového oblaku G1 pericentrem dráhy v r. 2001 k žádné změně jasnosti v IR nedošlo. To podporuje hypotézu, že G1 bylo ve skutečnosti kompaktní hmotné těleso skryté v prachové obálce; také je možné, že G1 a G2 jsou jiné druhy těles.

V rentgenovém oboru je dlouhodobý obrázek Sgr A* podstatně neklidnější, nad tepelné pozadí zdroje zhruba jednou denně „vystřelí“ silný záblesk. Již nějakou dobu je známo, že tento záblesk je někdy doprovázen současným zvýšením intenzity v oboru IR, ale obráceně to neplatí – zjasnění v IR nemá zřejmou souvislost s rentgenovými záblesky. H. Boyce aj. zpracovali souběžná pozorování Sgr A* družicemi Spitzer a Chandra. Více než 100 h měření potvrdilo, že rentgenový záblesk je v intervalu 10÷20 min následován zesílením záření IR v 68 % případů; průběh změn záření IR neumožňuje stanovit přesnou časovou korelaci zjasnění (existuje nenulová pravděpodobnost, že ke zvýšení intenzity dochází v obou oborech spektra současně). K tomu je třeba více simultánních pozorování v různých oborech spektra, pochopitelně po co nejdelší dobu.

E. Bouffardová aj. publikovali výsledky měření změn rentgenové jasnosti Sgr A* družicí Chandra po průchodu oblaku G2 pericentrem své dráhy. Autoři statisticky zpracovali vlastnosti jednotlivých pozorovaných záblesků před průchodem i po něm – celkem se jednalo o ~4,5 Ms, tj. ~52 d měření. Modelování tvaru jednotlivých záblesků neodhalilo po r. 2014 žádnou statisticky významnou změnu. Změna není patrná ani ve frekvenci záblesků.

Z. Zhu aj. použili ještě obsáhlejší datový soubor měření družice Chandra (~5,6 Ms = ~64,8 d) k analýze, zda se průchod oblaku G2 pericentrem dráhy projevil na jasnosti rentgenového vlákna G359.944-0.052, které bylo identifikováno jako pravděpodobný relativistický výtrysk Sgr A*. Data pokrývající období 1999–2017 stejně jako v předchozím případě neodhalila žádnou změnu, kterou by bylo možné spojit s průletem G2. Mírné zvýšení jasnosti vlákna se objevilo na počátku r. 2001, kdy pericentrem dráhy prošlo těleso G1. Spektrum vlákna je v části blízké Sgr A* velmi tvrdé, směrem od Sgr A* postupně měkne – to lze dobře vysvětlit synchrotronovým ochlazováním relativistických elektronů; právě takové prostorové uspořádání očekáváme u výtrysku hmotné černé díry.

S. Jia aj. zpracovali celkovou statistiku drah S hvězd ve vzdálenosti ≤ 10″ (~0,4 pc) od Sgr A* na základě dat Keckova dalekohledu z let 1995–2017. Celkem se jedná o 1 184 hvězd, jejichž vlastní pohyb je možné určit s přesností lepší než 0,05 mas/r. Autoři v souboru nalezli 24 zrychlujících hvězd, nacházející se jen 4″ (0,16 pc) od černé veledíry. Kromě zpřesnění parametrů drah jednotlivých hvězd autoři také objevili potenciální dvojhvězdu S27.

G. Dremová aj. porovnávali numerické modelů dvou populací hvězd: rychlých HVS a S hvězd v okolí Sgr A*. Autoři pomocí série simulací určili pravděpodobnosti zachycení jedné složky dvojhvězdy v okolí centrální černé veledíry a vymrštění druhé složky vysokou rychlostí pryč. Porovnáním modelů se skutečnými hvězdami v těsném okolí Sgr A* autoři vybrali takové typy původních dvojhvězd, které vedou na pozorované rozložení hmotností a rozdělení velkých poloos drah. Vymrštění průvodci těchto hvězd mají vlastnosti dobře odpovídající HVS, které v Mléčné dráze pozorujeme na cestě od centra.

Pravidelní čtenáři našich výročních přehledů objevů si nejspíš povšimli, že precizní měření poloh i vektorů prostorových rychlostí astrometrickou družicí Gaia (ESA) neobyčejně rozšiřuje texty některé mnohých odstavců i kapitol právě v r. 2019. Zároveň je patrné, že ožívá počet publikací s jediným autorem, jak tomu bývalo ve Žních až do konce 70. let minulého století. Je to zajímavý sociologický trend způsobený tím, že Gaia produkuje tak neuvěřitelně přesná a mnohostranná data, která astronomům přináší na zlatém talíři, čili opět i jeden člověk má šanci objevit v těch datech své zlaté vejce.

5.4. Místní soustava galaxií

R. van der Marel aj. použili data DR2 družice Gaia k určení vlastních pohybů galaxií M31 a M33. Členské hvězdy obou galaxií autoři vybrali na základě paralax, vlastního pohybu, diagramu barva-svítivost a lokální hvězdné hustoty. Data ukazují odpovídají rotačním křivkám (−206 ±86) km/s pro M31, tj. proti směru hodinových ručiček, a (80 ±52) km/s pro M33. Hodnoty vlastního pohybu centra obou galaxií proti hvězdnému pozadí mají chybu ~±16 km/s a v rámci ≤ 1 σ jsou v souladu s hodnotami na základě měření HST a VLBI. Z těchto hodnot plyne zásadní důsledek: rychlost pohybu M31 vůči Mléčné dráze má výraznou tangenciální složku 57³⁵₋₃₁ km/s (hodnota radiální složky stále činí ~110 km/s). To jednak znamená, že M33 pravděpodobně nedokončila ani první oblet kolem M31 a stále na ní spíše padá, než ji obíhá, druhak to znamená, že k prvnímu kontaktu M31 s Galaxií dojde později (4,5 Gr namísto dosud předpokládaných 3,9 Gr) a bude se jednat spíš o vzájemné škrtnutí a rozhodně ne o přímé splynutí.

D. Mackey aj. v M31 potvrdili existenci dvou jasně rozlišených populací kulových hvězdokup. Jedna skupina je rovnoměrně rozprostřená v celé halové složce, druhá skupina tvoří ve vzdálenostech ≥ 25 kpc od centra viditelné substruktury a osa rotace celé skupiny je navíc vůči první skupině kolmá. Osa rotace první skupiny je přibližně shodná s osou oběhu většiny trpasličích galaxií kolem M31. Autoři interpretují získaná data tak, že jde o výsledky dvou akrečních vln, navzájem oddělených několika miliardami let. Hvězdokupy z první vlny se již stihly rovnoměrně rozptýlit, zatímco druhá vlna stále ještě obsahuje struktury vzešlé z rozložení hvězd při zachycení hvězdokup primární galaxií.

S. Wang aj. potvrdili dvě populace hvězdokup pomocí spektroskopické analýzy z archivů GALEX, SDSS, BATC (Beijing-Arizona-Taiwan-Connecticut sky survey) a 2MASS. Bimodalita se projevuje jak v rozdělení jasností hvězdokup, tak v jejich metalicitě; populace jsou však výrazně více patrné v galaktickém halu. Zatímco halová složka galaxie obsahuje dvě skupiny hvězdokup s rozhraním metalicit [Fe/H] ~−1,5 dex, disková složka obsahuje hvězdokupy s téměř rovnoměrným rozděleným metalicit, včetně vysokých hodnot. Ve srovnání s Galaxií má M31 ~3× více kulových hvězdokup, disková složka jich však obsahuje až ~6× víc. Vše dohromady ukazuje na významně vyšší počet srážek v minulosti M31.

G. Pietrzyński aj. z dat katalogu OGLE a archivu spektrografů a zobrazovačů MIKE, HARPS, UVES a SOFI Evropské jižní observatoře zpracovali dostupná data pečlivě vybraných plně oddělených zákrytových dvojhvězd, nacházejících se uvnitř Velkého Magellanova mračna (LMC) a zároveň spalujících hélium 3ɑ procesem. Cílem bylo zpřesnit vzdálenost Galaxie od LMC, která tvoří první příčku pomyslného žebříku vzdáleností ve vesmíru; současná kalibrace vztahu Leavittové mezi periodou a svítivostí klasických cefeid se nedostala na přesnost lepší než ~2 %. Autorům se podařilo dosáhnout chyby ~0,8 % s hodnotou vzdálenosti (49,59 ±0,09 stat. ±0,54 syst.) kpc.

S. Chakrabartiová aj. použili před rokem objevenou trpasličí galaxii Antlia 2 (Vývěva; nejnižší povrchová jasnost ze všech difúzních galaxií; vzdálenost ~130 kpc) ve své numerické simulaci pohybu galaxií v Místní soustavě. Současný vlastní pohyb Ant 2 ukazuje, že v době před ~500 Mr procházela pericentrem dráhy ve vzdálenosti jen asi 10÷15 kpc od centra Mléčné dráhy. Již před 10 lety autoři ve svých numerických simulacích ukázali, že průchod galaxie s vysokým zastoupením skryté látky vyvolá ve vnějším plynném disku Galaxie právě takové zvrásnění a zvlnění, jaké ve skutečnosti pozorujeme. Autoři také tehdy ukázali, že interakce s trpasličí galaxií ve Střelci není původcem vrásek, nepodařilo se jim však najít jinou vhodnou galaxii Místní soustavy. V. Belokurov oponuje, že ani tentokrát se nemusí jednat o jasný důkaz: odhad hmotnosti Ant 2 na základě dat DR2 se jeví příliš nízký, aby v modelu vyvolal potřebné zvlnění galaktického disku. Spor by měla rozhodnout přesnější data z nadcházející datové sady Gaia.

Na Mléčnou dráhu se obvykle nahlíží jako na vzorovou spirální galaxii. Pokrok v numerickém modelování v posledních letech ukazuje, že ve skutečnosti je spíše podprůměrná – černá veledíra v jejím centru má relativně nízkou hmotnost, halová složka má také nižší než průměrnou hmotnost a hvězdy v halu mají velmi nízkou metalicitu. Navíc se v těsné blízkosti (měřeno galaktickými měřítky) nachází nadprůměrně velká a hmotná satelitní galaxie – LMC. M. Cautun aj. využili simulační software EAGLE a s použitím nejpřesnějších dostupných parametrů všech známých členů Místní soustavy modelovali srážku Mléčné dráhy s LMC. Výsledky úplného splynutí zvýší hmotnost centrální veledíry přibližně 8×, halová složka získá v důsledku poruch drah hvězd z obou galaktických disků ~5× vyšší hmotnost a průměrná hodnota metalicity [Fe/H] se zvýší na ~−0,5 dex, přičemž většinu hvězd hala nakonec budou tvořit hvězdy z původního LMC. Svým způsobem se dá říci, že teprve po splynutí obou galaxií se z Mléčné dráhy stane skutečně typická spirální galaxie.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

Obří spirální galaxie jsou nejhmotnější hvězdné ostrovy ve vesmíru. P. Ogle aj. zpracovali křivky rotačních rychlostí pro 23 nejhmotnějších: rozmezí rychlostí vychází na 240÷570 km/s, což odpovídá dynamickým hmotnostem 0,6÷4×10¹² M_⊙. Pro galaxie s hmotností log M_★/M_⊙ ≥ 11,5 již neplatí Tullyho-Fischerův vztah, resp. pro rotační rychlosti ≥ ~340 km/s se láme jeho mocninná část. Hmotnost hvězdné složky obřích spirálních galaxií se zdá mít limit na hodnotě 10^11,8 M_⊙; celková hmotnost galaxie může dále růst, ale jakmile hmotnost halové složky přesáhne 10^12,7 M_⊙, gravitace skryté látky v halu znemožní dynamické ochlazování a pravidelné kolabování plynu v disku. Nejhmotnější pozorované galaxie mají hmotnost halové složky ~10^13,6 M_⊙ – v těch už mohou vznikat hvězdy jen setrvačností z chladného plynu, který galaxie nachytala (a neohřála) ještě před dosažením kritické hmotnosti svého hala.

Objev mimořádně difúzní galaxie v okolí NGC 1052 přilákal velkou pozornost kvůli absenci obvyklého množství skryté látky (viz P. van Dokkum aj. v loňské Žni). J. Fensch aj. na mlhavou skvrnku NGC 1052–DF2 zaměřili zobrazovač MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) na VLT a provedli spektroskopickou analýzu rozlišitelných hvězd a sedmi kulových hvězdokup. Stáří polních hvězd i hvězdokup je ~8,9 Gr, metalicita polních hvězd je nízká [M/H] ~−1,07 dex (metalicita hvězdokup je ještě nižší ~−1,63 dex) a nejsou patrné žádné hvězdné populace. Autoři nalezli 3 planetární mlhoviny a nepodařilo se jim určit, která diskutovaná vzdálenost difúzní trpasličí galaxie (~13 vs. ~20 Mpc) je pravděpodobnější.

P. van Dokkum aj. oznámili objev další velmi slabé trpasličí galaxie v okolí NGC 1052 v datech spektrografu LRIS (Low Resolution Imaging Spectrograph) na teleskopu Keck I (Mauna Kea, Havaj, USA; 4,1 km n.m., ⌀ 10 m). Mimořádně difúzní galaxie NGC 1052–DF4 se nachází ve srovnatelné vzdálenosti (19,9 ±2,8) Mpc a radiální rychlost galaxie na základě kulových hvězdokup identifikovaných do ≤ 7 kpc od jejího centra činí 1 445 km/s, což se od ostatních okolních galaxií liší jen o ~6 km/s. DF2 tedy podle autorů není solitér, ale první zástupce skupiny objektů.

M. Monelli a I. Trujillo se na vzdálenost DF4 podívali pomocí vrcholku větve červených obrů. Autoři použili stejná data z HST jako P. van Dokkum aj., nezávislé zpracování přineslo určení vzdálenosti na (14,2 ±0,7) Mpc. To situaci pochopitelně příliš nezpřehledňuje, proto se autoři pokusili nalézt možné vysvětlení. V zorném poli HST se podle nich ve směru NGC 1052, jejíž vzdálenost od nás je skutečně ≥ 19 Mpc, nachází ještě jedna skupina galaxií, kam patří zejména NGC 1042 a NGC 1035, jejichž vzdálenost je však pouze ~13,5 Mpc. Pokud přijmeme předpoklad, že se DF2 i DF4 nacházejí blíže k nám, jejich halové složky mají stejné vlastnosti jako u trpasličích galaxií v Místní soustavě.

Hypotéz, na co se vlastně díváme, je již více než desítka – od chyb měření přes zmíněné promítnutí dvou skupin galaxií až po zavržení kosmologických modelů. M. Haslbauer aj. statisticky zpracovali pravděpodobnosti vzniku difúzní galaxie typu DF2 či DF4 v kosmologickém modelu ΛCDM. Pravděpodobnost vzniku pro vzdálenost DF2 ~11,5 Mpc je ≤ 10⁻⁴, zatímco pro vzdálenost ~20 Mpc je ≤ 4,8×10⁻⁷. Z toho se zdá jako výrazně pravděpodobnější vysvětlení bližší vzdálenosti, problém je s výrazným vlastním pohybem DF2 vůči mikrovlnnému pozadí – žádný model nedovede dobře vysvětlit zároveň polohu a současně rychlost trpasličí galaxie vůči Místní soustavě. Obě hodnoty vzdálenosti tak vlastně – statisticky vzato – odporují standardní kosmologii: pro DF2 je nižší hodnota v nesouladu 2,6 σ, vyšší v nesouladu 4,1 σ; pokud do výpočtů zahrneme i DF4, nesouhlas vyšší vzdálenosti obou galaxií stoupne až na 5,8 σ.

Pokud se zmíněné difúzní galaxie nacházejí dále od nás, jako nejméně nepravděpodobná se jeví hypotéza, že DF2 a DF4 přišly jak o hvězdotvorný plyn, tak o halovou skrytou látku při nějaké neobvyklé kolizi s jinou galaxií ve své soustavě. To samozřejmě vyvolává další otázky: proč takových oholených galaxií nevidíme víc? Jak mimořádný proces funguje? A kam se ztracená skrytá látka poděla? Zajímavá věda na obzoru!

W. Cramer aj. zpracovali data HST pro okolí galaxie D100 v kupě galaxií ve Vlasech Bereniky od UV až po IR oblast spektra. D100 je spirální galaxie s podivuhodně dlouhým (~60 kpc) a úzkým (~1,5 kpc) plynným ohonem, který pravděpodobně vznikl náporovým vyfukováním (představte si válec s otvorem ve dně a ve válci píst, který stlačujete rychlostí zvuku nebo vyšší). Porovnání různých částí spektra odhalilo, že v ohonu vznikají samostatné hvězdy a shluky hvězd s průměrem 50÷100 pc, které se během 1÷50 Mr rozptýlí. Celková míra tvorby hvězd je spíše nízká – ve shlucích ~6×10⁻³ M_⊙/r, mimo shluky 6×10⁻¹² M_⊙/r; svítivost ohonu v čáře Hɑ je však až 7× vyšší, než odpovídá tempu tvorby nových hvězd. Pozoruhodné jsou vlastnosti okrajů a zejména úplného konce ohonu – tvoří je totiž souvislá obálka, která nedovoluje proudu plynu, aby se rozplynul v okolí. Udržuje ji pravděpodobně magnetické pole, které jednak brání plynu, aby chladnul rozpínáním, druhak zabraňuje vzniku turbulencí, které by urychlily tvorbu hvězd.

J. H. Lee aj. oznámili objev korelace mezi směrem otáčení galaxií a převažujícím směrem pohybu jejich sousedů do vzdálenosti ≤ 1 Mpc. Autoři původní výzkum na datech katalogu CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area) rozšířili na Sloanův atlas galaxií, z něhož zpracovali vlastní pohyby okolních galaxií až do vzdálenosti 15 Mpc. Rozšíření potvrzuje pracovní hypotézu a vychází z něj lineární koeficient mezi vzdáleností (do ≤ 6 Mpc) a průměrnou obvodovou rychlostí (30,6 ±10,9) km/s. Pravděpodobnost, že se stále jedná o náhodné uspořádání rotačních os, je méně než 2,8 σ. Pro různě vybrané menší vzorky galaxií se korelace projevuje ještě silněji. V tak velkém rozměru je možným vysvětlením stejného směru rotace dlouhodobý pohyb celé soustavy galaxií; opět se vnucuje otázka, proč jev nepozorujeme všude.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Z. Li aj. z rozdělení spektrálních energií 58 galaxií, jež před 100÷800 Mr prošly překotnou tvorbou hvězd, odvodili rozložení jejich prachové složky. Mezi časem, který uběhl od konce tvorby hvězd, a relativní hmotností prachu v galaxii je zřejmý exponenciální pokles. Extrapolace pro starší galaxie ukazuje, že po ~1 Gr po ukončení tvorby hvězd hmotnost prachové složky klesne pod detekovatelnou úroveň. Poločas rozpadu má hodnotu 205⁺⁵⁸₋₃₇ Mr, což je v souladu s pozorováním poklesu plynné složky těchto galaxií. Pokles je příliš rychlý, aby se dal vysvětlit zbytkovou tvorbou hvězd, která spadne na úroveň pouze 10⁻¹¹ M_⊙/r. Ztráta prachu a plynu je tedy pravděpodobně způsobena aktivitou jádra galaxie nebo nějakou další dosud neznámou cestou.

G. Miniutti aj. oznámili objev kvaziperiodických rentgenových vzplanutí Seyfertovy galaxie GSN 069 (z = 0,018). Galaxie byla dlouhá desetiletí v rentgenovém oboru klidná a slabá, v r. 2010 družice XMM–Newton zaznamenala silné zjasnění, které postupně kleslo a rentgenový jas galaxie se vrátil téměř na původní hodnotu. Spektrum je měkké a odpovídá modelu akrečního disku se svítivostí úměrnou čtvrté mocnině teploty disku. V prosinci 2018 autoři opět pomocí družice XMM–Newton zaznamenali skoro pravidelná vzplanutí s intenzitou přibližně o 2 řády nižší než velké zjasnění r. 2010. Pozorování následně potvrdila i družice Chandra. Maják se rozsvěcuje přibližně na 1 h se zhruba 8h rozestupy. Zjasnění se časově shodují s přechody ve spektru, které odpovídají vznikům a zánikům tepelně vyzařující koróny v okolí vnitřní hrany akrečního disku. Černá díra uprostřed GSN 069 má hmotnost ~4×10⁵ M_⊙ a pokud se stejný jev uplatňuje u hmotnějších jader aktivních galaxií, můžeme očekávat podobnou proměnnost v optické až rentgenové oblasti s typickými intervaly v měsících až letech. Je nutné upozornit, že příčinu jevu zatím neznáme, ale také jsme zatím jasnější aktivní galaxie až na výjimky nesledovali dostatečně systematicky vzhledem k očekávaným periodám.

J. S. Bridgeová aj. zkombinovali data WFC3 s pozorováním Spitzerova teleskopu a archivními daty přehlídky BoRG (Brightest of Reionizing Galaxies) a potvrdili tři a objevili tři nové galaxie s červeným posuvem 7,1 ≤ z ≤ 8. Z jasnosti galaxií autoři odvodili průměrnou hmotnost hvězd na ~10¹⁰ M_⊙. Podobná čísla získali M. Stefanon aj. pro 16 velmi jasných galaxií se z ≳ 8 v přehlídkách COSMOS/UltraVISTA (dalekohled VISTA [= „vyhlídka“, Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy], ESO, Cerro Paranal, 2,6 km n.m.; ⌀ 4 m, FOV 1,65°, 67 Mpx). Průměrná hvězdná hmotnost galaxií jejich vzorku vychází ~10^9,1 M_⊙, míra tvorby hvězd ~32 M_⊙/r a stáří hvězd ~1÷90 Mr. Odhad celkové absolutní magnitudy jednotlivých galaxií dává ~−21 mag, což je o 0,5÷1 mag jasnější než byl dřívější rekord v přehlídce CANDELS (Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey).

A. Borlaff aj. zveřejnili vylepšený kód pro zpracování obrazových dat, v nichž se nacházejí nejvzdálenější galaxie s červeným posuvem z ~ 7–8. Na modelových datech Hubbleova ultrahlubokého pole (HUDF) z kamery WFC3 ukázali, že snaha o zachování oblastí s nízkým jasem nese ovoce, zpracování dat umožňuje detekovat objekty s plošnou jasností až 32,5 mag/″². Kód ABYSS je připraven ke zpracování dalších hlubokých snímků vesmíru z HST i z chystaných kosmických teleskopů Jamese Webbam, Euclid aj. R. Bouwens aj. zpracovali statistiku galaxií s nejvyššími hodnotami z v dosud dobře zpracovaných polích přehlídky CANDELS, jež doplnili o 3 nové kandidáty a jednu galaxii se z = 8,683 potvrdili. Statistika udává, že jedna galaxie s z ≥ 9 se nachází na ploše 47 □′ oblohy, tj. asi v 10 zorných polích kamery WFC3 na HST.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

E. Bañados aj. identifikovali ve spektru kvasaru P183+05 (červený posuv z = 6,4386) absorpční čáry, které patří Lymanově sérii vodíku. Rozšíření křídel čar ukazuje na přítomnost mezigalaktické látky, která pohlcuje 5–38 % záření kvasaru. Potřebná sloupcová hustota vodíku je 10^20,68 cm⁻² a metalicita mateřské galaxie [O/H] vychází jen (−2,92 ±0,32) dex. Mezi galaxiemi ve srovnatelné vzdálenosti (díváme se do času ~850 Mr po velkém třesku) se jedná o tu nejchudší na kovy, což odpovídá představě, že je tvořená nejstarší hvězdnou populací III – jenže vzájemné poměry prvků odpovídají spíše situaci, kdy již stihla vzniknout a zaniknout i následná populace II.

B. P. Venemans aj. zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA na kvasar J0305–3150, extragalaktický zdroj s červeným posuvem z ≈ 6,6, v jehož centru se nachází černá veledíra s hmotností ~1 GM_⊙. Míra tvorby hvězd v mateřské galaxii dosahuje 1 500 M_⊙/r, celková svítivost přesahuje 10¹² L_⊙ a odhad hmotnosti plynu v galaxii je 2,5–18×10¹⁰ M_⊙. ALMA umožnila dříve nedosažitelné úhlové rozlišení 0,076″, ve vzdálenosti zdroje odpovídající lineárnímu rozlišení ~410 pc. S ním jsou patrné struktury a proluky v centrálním akrečním disku o poloměru 3 kpc. Velikost proluk ~0,5 kpc vylučuje, aby je způsobily supernovy; buď je disk složitě zkroucený, nebo díry vytvořily interakce se satelitními galaxiemi, anebo se jedná o důsledek aktivity jádra – v každém případě proces neměl vliv na tvorbu hvězd, což je možné nejsnáze vysvětlit existencí galaktických souputníků; u systému 800 Mr po velkém třesku je však taková soustava nečekaná.

S. Campitiello aj. prozkoumali vlastnosti center tří nejvzdálenějších známých kvasarů (ULASJ1342+0928 – z = 7,54, ULASJ1120+0641 – z = 7,08 a DELSJ0038-1527 – z = 7,02). Autoři simulovali pozorované spektrální charakteristiky dvěma nezávislými výpočetními modely KERRBB a SLIMBH, jejichž pomocí hledali vhodnou kombinaci hmotnosti centrální černé veledíry a jejího spinu, míry akrece v disku a zorný úhel. Odhady hmotnosti černých veleděr jsou ve všech třech případech ~10⁹÷10¹⁰ M_⊙ (přesná hodnota záleží na spinu a orientaci akrečního disku vůči nám), v souladu s odhady viriálových hmotností na základě hvězdné složky mateřské galaxie. To zároveň vylučuje řešení s vysokým spinem centrální veledíry, což má zase ten důsledek, že všechny tři veledíry se krmí pomaleji, než je jejich Eddingtonův limit. Autoři následně provedli sérii vývojových simulací – za předpokladu, že zárodečné černé díry měly hmotnost 10²÷10⁴ M_⊙ a vznikly v čase odpovídajícím z ≈ 10–20, musely se prvních 0,7 Gr krmit na Eddingtonově limitu, aby stihly získat pozorované hmotnosti.

E. Altamura aj. šťastnou náhodou objevili dvojitý kvasar GQ 1114+1549(A+B) pomocí zobrazovače OSIRIS na GTC (Gran Telescopio Canarias, La Palma, Španělsko; 2,27 km n.m., ⌀ 10,4 m). Červený posuv obou kvasarů činí (1,76 ±0,01), vzájemná úhlová vzdálenost (8,76 ±0,11)″ odpovídá lineární vzdálenosti (76 ±1) kpc. Rozdílná spektra obou kvasarů vylučují, že se jedná o dva gravitačně čočkované obrazy téhož zdroje. Jde o druhou dvojici s tak malou lineární vzdáleností obou jader (první byla také nalezena šťastnou náhodou); skutečnou početnost populace dvojkvasarů tedy nejspíš dobře neznáme. T. Connor aj. nalezli u kvasaru PSO J308–21 (z = 6,23) druhý zdroj tvrdého UV a rentgenového záření 2″ západním směrem. Protože druhý zdroj není v delších vlnových délkách spektra patrný, je zřejmě zakrytý opticky neprůhledným prostředím. Spektrální charakteristika a stejná hodnota z naznačuje, že jde patrně o další dvojkvasar, v tomto případě již asi uvnitř splývajících mateřských galaxií.

G. Risaliti a E. Lussová se pokusili využít kvasary k ověření kosmologickému modelu ΛCDM na vzdálenostech, kde již není možné využít standardní svíčky v podobě supernov typu Ia. Kvasary se obecně jako etalon svítivosti použít nedají. Autoři proto pečlivě vybrali z dat přehlídky SDSS a archivů družic XMM–Newton, Chandra a Swift takové, u nichž je rentgenové záření plynné koróny a UV záření samotného akrečního disku v okolí centrální veledíry zakryto plynem či prachem, anebo ovlivněno relativistickými jevy v okolí silného výtrysku. Pro takové kvasary je možné stanovit vztah mezi vyzářenými výkony v UV a rentgenovém oboru spektra, z něhož lze odvodit absolutní svítivost. Kvasary do vzdálenosti odpovídající z ≲ 1,4 dávají výsledky v souladu se supernovami a standardní kosmologií. Pro vyšší hodnoty se ΛCDM začne odchylovat, a to s významností 4 σ. Oba modely je možné uvést do souladu, pokud připustíme, že Λ, resp. skrytá energie nemá v čase konstantní hustotu, ale že se stářím vesmíru postupně roste. Chyba také může být v předpokladu, že se v čase nemění vztah mezi zářivým výkonem kvasarů v různých oblastech spektra – to musí rozhodnout další pozorování, nejlépe na větším počtu a vzdálenějších kvasarech.

5.8. Kupy a nadkupy galaxií, proluky

Y. Harikane aj. zpracovali data pozorování hlubokého vesmíru z observatoří Keck a Gemini a vytvořili trojrozměrnou mapu dvou oblastí 200×200×80 Mpc ve dvou vzdálenostech, odpovídajících červeným posuvům z = 5,7 a z = 6,6. Mapy obou oblastí vykazují vláknitou strukturu, v každé se nachází jeden významný shluk galaxií se spektroskopicky potvrzenými ≥ 10 jednotlivými galaxiemi. Autoři porovnali prostorové rozdělení se submilimetrovými mapami oblohy pro z ≈ 4–6, což v pozorovaných oblastech potvrdilo existenci zaprášených hvězdných porodnic. Míra tvorby nových hvězd je ve shlucích ≳ 10× vyšší, než odpovídá průměrné galaxie při daném z – stáří vesmíru je v dané chvíli ≤ 1 Gr. Porovnání s numerickými simulacemi ukazuje, že každý shluk je zárodkem dnešní galaktické nadkupy s hmotností ~10¹⁴ M_⊙.

J. Einasto aj. provedli velký počet numerických simulací vzniku galaktických kup a nadkup v modelu ΛCDM. Autoři použili postupně se zjemňující výpočty s krychlemi o hraně 1024, 512, 256, atd. Mpc/h a vybrali takové modely, kde ve vývojových fázích odpovídajících čtyřem z = 10, 3, 1 a 0 vznikla vláknitá struktura připomínající skutečnou kosmickou pavučinu. V modelech pak autoři nechali struktury vyvíjet, přičemž sledovali, jak se mění parametry velikosti kup a proluk. Ukázalo se, že průměrná velikost – jak shluků látky, tak prázdných bublin – má minimum při určité prahové hustotě látky; kolem tohoto minima se tato průměrná velikost v čase mění jen velmi pomalu. Počet největších shluků má maximum, které je pro všechny epochy téměř stejné, naopak velikost největších shluků s časem klesá a nejmenších roste. Velikost nadkup a proluk mezi nimi je tedy dobrou charakteristikou kosmické pavučiny v dané epoše, navíc se zdá, že v čase poměrně stabilní.

G. Schellenberger aj. zaměřili družici Chandra na vznikající nadkupu galaxií Abell 1758. Jedná se o dvě (nejméně) dvojice splývajících kup, severní a jižní, ve vzdálenosti ~1 Gpc od nás; vzájemná vzdálenost obou kup je ~730 kpc. Přestože hmotnosti všech galaxií jsou dostatečné, aby srážky vyvolaly šokové rentgenové záření, zatím se žádné nepodařilo pozorovat. Výsledná nadkupa galaxií, která jednou vznikne, bude přitom nejhmotnějším známým objektem na obloze. Pečlivé zpracování gradientů jasnosti odhalilo slabé rázové vlny v severní kupě a odraz netepelného záření v kupě jižní. Mezi oběma dvojicemi kup se nenachází žádný ohřátý plyn. Vzájemné rychlosti kup dosahují hodnot 2 100 km/s a k vytvoření jedné nadkupy dojde za ~200÷400 Mr; výsledná hmotnost bude činit ~3×10¹⁵ M_⊙.

M. Bradačová aj. publikovali katalog objektů v posledních dvou Hubbleových hraničních polích (Hubble Frontier Fields, HFF), což jsou nadkupy Abell 370 a RCX J2248−4431. Autoři zpracovali data pomocí kódu ASTRODEEP, který umožňuje zahrnout také data z přístrojů VLT a SST, jsou-li k dispozici. Kromě prvotního zpracování surových dat autoři provedli rychlou analýzu objektů s červeným posuvem z ≳ 6, z nichž vyplývá, že pozorování v krátkovlnných oblastech spektra je nutné pečlivě kalibrovat ve vyšších vlnových délkách – na vzdálené nadkupy se v až 30–45 % případů promítají zaprášené galaxie s nižším z. Pro vícenásobné obrazy z gravitačních čoček je také třeba pečlivá spektroskopická analýza jednotlivých červených posuvů. Katalog celkově ukazuje, že HFF obsahují při z ~ 6 pozorování galaxií s dolní hranicí hmotnosti ≳ 10⁷ M_⊙ a mírou tvorby hvězd jen 0,1–1 M_⊙/r.

A.M. Bykov aj. v úvodníku čísla Space Science Reviews, věnovaného kupám a nadkupám galaxií, shrnuli současný stav poznání největších hmotných těles ve vesmíru. Vývojové modely vzniku (nad)kup slouží jako testy kosmologických modelů a odvozování jejich hmotností určuje okrajové podmínky hierarchických modelů kosmické pavučiny. V rentgenovém oboru stále dominuje pozorování tepelného vyzařování, ale technologický rozvoj poskytuje stále lepší rozlišení spekter, která následně umožňují pozorování relativistických a turbulentních fyzikálních procesů na velkých měřítkách. Mikrovlnná oblast naopak umožňuje pozorování teplých a horkých oblastí, jako jsou pozůstatky po rázových vlnách, měření hustot prachu a plynu a vliv Sunyaevova–Zeldovičova efektu na sloupcový tlak v mezigalaktickém prostředí. Rádiová pozorování na nízkých frekvencích jsou příslibem rychlých a rozsáhlých přehlídek oblohy (LoFAR [Low-Frequency ARray] je první vlaštovkou), u nichž se očekává osvětlení vlastností magnetických polí a urychlování kosmických částic. Teoretické práce v oblastech jako ochlazování mezigalaktického plynu, pohyb plynu uvnitř kup, akrece látky uvnitř vláken kosmické pavučiny, chemické složení plynu, magnetické urychlování částic atd. umožňují postupné zpřesňování dílčích modelů jednotlivých jevů. Drobné posuny malými krůčky pomáhají budovat celkový obraz: kosmická pavučina baryonové látky stále lépe odpovídá pozorovanému vesmíru v největších měřítkách.

5.9. Černé díry a veledíry, slapové katastrofy

E. Karaová aj. použili techniku mapování ozvěn (reverberation mapping) k analýze variací jasnosti černé díry MAXI J1820+070. Mapování ozvěn funguje na principu měření časové prodlevy mezi přímým pozorováním změny jasnosti v horké koróně kolem černé díry a zpoždění odraženého obrazu téže změny od vnitřní strany akrečního disku; u galaktických veleděr s vnitřním poloměrem akrečního disku ~10 R_S trvá takové zpoždění ~50 s. Autoři využili stejnou techniku díky vysokému časovému rozlišení rentgenového spektrografu NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) na palubě ISS. Časové zpoždění signálu v tomto případě činí jen zlomky až jednotky milisekund a v různých frekvencích je různé. To znamená, že zářící oblast se v průběhu jevu proměňuje – začíná ve větší vzdálenosti od černé díry a postupně se k díře přibližuje. Hodnoty zpoždění jsou při předpokládané hmotnosti MAXI J1820+070 kolem ~10 M_⊙ asi 6–20× poměrově nižší než u černých veleděr. Zda jde o důsledek různého měřítka hmotnosti černých děr, anebo se jedná o zcela různé jevy, nelze zatím z jediného pozorování usuzovat.

J. H. Wise aj. zkoumali možnost vzniku primárních černých veleděr přímým kolapsem ze hyperobřích hmotných hvězd s počátečními hmotnostmi ~10 kM_⊙. Autoři provedli mnoho hydrodynamických simulací formující se galaxie s různými parametry; ukázalo se, že obří kulové oblaky látky se skutečně v hvězdných kolébkách mohou zformovat, pokud vhodný impuls nastartuje v zárodečném mračnu intenzivní tvorbu a zároveň se ve vzdálenosti ~20 kpc nachází soustava mladých galaxií, jejichž ionizující záření působí na mračno intenzivním větrem částic a spolu s gravitací v něm vytváří vlákna a zhustky. Působení okolních galaxií se v modelech jeví jako stejně důležitý parametr jako nastartovaná tvorba hvězd; vznik superobřích hmotných hvězd pak v modelech dobře funguje v oblastech s hustotou počtu zárodků černých veleděr až 10⁻³ Mpc⁻³.

J. R. M. de Nova aj. použili Boseho-Einsteinův kondenzát atomů ⁸⁷Rb k vytvoření laboratorního analogu horizontu událostí malé černé díry. Cílem autorů bylo prozkoumat vlastnosti Hawkingova záření a potvrdit nebo vyvrátit jeho teplotní charakter. Analogem virtuálních párů části byly zvukové vlny generované laserem na rozhraní nadzvukového a podzvukového proudění podchlazených atomů. Pozorování potvrdilo, že částice–zvuková vlna v podzvukovém proudění (tedy pod horizontem událostí) nese zápornou energii a prostředí ji pohltí. Co víc: všechny vlny pozorované v tomto prostředí mají zápornou energii. Jde o první experimentální potvrzení existence Hawkingovy teploty. Uspořádání experimentu navíc do budoucna slibuje možnost ověření dalších hypotetických kvantových jevů v okolí horizontu událostí.

D. R. Pasham aj. zpracovali archivní data družic Chandra, Swift a XMM–Newton pro zjasnění ASASSN-14li, k němuž došlo v listopadu 2014. V rentgenovém záření autoři objevili pravidelné pulsy s periodou 131 s, které byly pozorovatelné po 450 d (!). Pravděpodobné vysvětlení spočívá ve slapovém roztrhání hvězdy v blízkosti černé veledíry o hmotnosti 10^5,8÷10^7,1 M_⊙. Krátká perioda pulsů je důkazem, že k zdroj obíhá velice blízko horizontu událostí a že veledíra rychle rotuje – hodnota spinu ≳ 0,7.

M. Štolc a V. Karas teoreticky ukázali, jak se pozůstatek po slapově roztrhané hvězdě projeví ve spektrálních čarách černé díry. Látka původní hvězdy velmi rychle vytvoří kruhový prstenec, který se v důsledku viskozity pomalu rozšiřuje směrem od černé díry. Autoři použili velmi zjednodušený model, který i přesto ukazuje výraznou proměnu hypotetické spektrální čáry. Započtení realistických okrajových podmínek slibuje teoretické možnosti odvodit z budoucích detekovaných spektrálních profilů fyzické vlastnosti akrečního disku (sklon, viskozitu) i černé díry (spin).

Tým projektu EHT (Event Horizon Telescope, 348 spoluautorů, 13 institucí) zveřejnil v šesti pracích výsledky prvního přímého pozorování černé veledíry v centru obří eliptické galaxie M87. Záření akrečního disku v kompaktním zdroji M87* ukazuje asymetrický prstenec s průměrem (42 ±3) µas s centrální temnou oblastí s kontrastem ≳ 1:10; obrázek odpovídá teoretickému zobrazení Kerrovy (rotující) černé veledíry. Autoři porovnali zpracovaná data s numerickými simulacemi vytvořenými obrazy černých veleděr, z nichž pro vzdálenost zdroje 16,8^+0,8_−0,7 Mpc nejlépe odpovídá objekt s hmotností (6,5 ±0,2 stat. ±0,7 syst.)×10⁹ M_⊙. V rozlišení 1″ více než polovina záření pochází z oblasti těsně při horizontu událostí. Ten má průměr ~277 au. Akreční disk sahá do vzdálenosti ~25 kau a dosahuje zářivé teploty ~55 GK při míře akrece 0,1 M_⊙/r.

EHT je celoplanetárním interferometrem, jehož jednotlivé „antény“ tvoří radioobservatoře v Severní a Jižní Americe, Evropě, Africe, Antarktidě a na Havaji. Pracuje na vlnové délce 1,3 mm (230 GHz). Jednotlivé radioobservatoře – pozorování M87* se jich účastnilo 8 – musely synchronizovat čas na přesnost frekvence vodíkového maseru (10 MHz). Pozorovací kampaň trvala dva týdny, získáno bylo 5 d záznamů M87* (observatoř pořídila také pozorování černé veledíry v centru Galaxie, u níž se zpracování dat ukázalo náročnější). Největší vzdálenost mezi stanicemi (Jižní pól vs. Arizona, Havaj či Španělsko) dosáhla téměř 14 000 km.

Za účelem uložení dat musela každá observatoř vytvořit signálový řetězec, schopný zpracovat datový tok 64 Gbps, ukládaný na 128 zrcadlených harddisků s kapacitou 6–10 TB. Do 1 PB datového úložiště se v průměru vešlo 6 pozorovacích dní dané observatoře. Většina observatoří prošla modernizací alespoň části signálového řetězce, některé byly kompletně rekonstruovány. Přesun dat proběhl fyzicky – harddisky byly odpojeny a naskládány do přepravek; to způsobilo několikaměsíční odklad, neboť se čekalo na přepravu disků z Jižního pólu. Zpracování dat proběhlo na dvou superpočítačích – na observatoři ve Westfordu (Massachusetts, USA) a v Max Planck Institutu v Bonnu. Zpracování dat probíhalo v několika fázích nejprve ve čtyřech, posléze dvou nezávislých týmech. Celkem prvotní zpracování dat zabralo bezmála 2 r a spotřebovalo ≳ 45 milionů hodin procesorového času.

EHT se průběžně rozšiřuje o další radioobservatoře od Grónska přes francouzské Alpy až po Namibii a v budoucnu i Austrálii. Úhlové rozlišení pomůže zlepšit také pozorování v submilimetrových vlnových délkách. Zásadní zlepšení pozorování přinese přesun interferometru do vesmíru – návrh Event Horizon Imager již členové týmu EHT podali.

Týmy gravitačních observatoří LIGO a Virgo zveřejnily (B. P. Abbott aj., celkem 1 139 spoluautorů) prvotní statistiku ze dvou pozorovacích kampaní obou detektorů gravitačních vln. Hmotnostní funkce černých dvojděr je mocninná s exponentem ~1,3; ≤ 1 % černých děr má hmotnost ≳ 45 M_⊙ – minimální hmotnost 11 M_⊙ měla jedna z dvojice GW170608, největší hmotnost 51 M_⊙ měla GW170729. S rostoucím z pravděpodobnost události splynutí dvojdíry neklesá (s pravděpodobností ~93 % nejspíš roste). Odhad míry splynutí černých dvojděr je ~53 Gpc⁻³r⁻¹.

5.10. Gravitační čočky a mikročočky

T. Rivera–Thorsen aj. využili HST k pozorování gravitačně čočkované galaxie PSZ1-ARC G311–18 k určení míry úniku ionizujíciho UV záření z kompaktní oblasti s intenzivní tvorbou hvězd. Díky několika obrazům systému je možné určit, že ionizujíci záření uniká úzkým kanálem z opticky neprůhledného plynu. Mezigalaktický neutrální vodík absorbuje záření v měřítku ~330 pc, s velkou pravděpodobností ≲ 100 pc. Přesné hodnoty záleží na rozsáhlosti zdroje UV záření – jde-li o několik velmi hmotných hvězd, může jít teoreticky i o jednotky pc. Mateřská galaxie je mladší (z = 2,37) než éra reionizace; míra úniku ionizujíciho záření z mateřské galaxie je nicméně důležitá pro určení rychlosti reionizace.

X. Fan aj. oznámili objev nejvzdálenějšího gravitačně zesíleného kvasaru J0439+1634 s červeným posuvem z = 6,51 (tento objekt pozorujeme na konci éry reionizace). Data HST ukazují tři obrazy kvasaru s úhlovým rozestupem ~0,2″ a zvětšením ~50×, způsobenými blízkou galaxií (z ~ 0,7) s nízkou svítivostí, jejíž záření nicméně kontaminuje spektra všech obrazů. To naznačuje, že takových gravitačně čočkovaných kvasarů může existovat výrazně víc, jen jsme je zatím v přehlídkách neuměli rozpoznat.

Y. Tsapras aj. zpracovali pozorování ze 13 rozdílných teleskopů pro přechodné zjasnění gravitační mikročočkou OGLE-2015-BLG-0060. Anomální část světelné křivky se podařilo získat díky automatickému sledování sítí robotických dalekohledů Las Cumbres Observatory (sedm observatoří, ⌀ dalekohledů 0,4÷2 m). Kombinace dobré světelné křivky a velké základny pro určení paralaxy umožnila odvodit vlastnosti gravitační čočky: jde o dvojitý systém s hmotnostmi složek (0,87 ±0,12) M_⊙ a (0,77 ±0,11) M_⊙, nacházející se ve vzdálenosti (6,41 ±0,14) kpc od nás; projektovaná vzdálenost obou složek činí (13,85 ±0,16) au.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

M. Ajello s týmem Fermi-LAT Coll. (cca 150 spoluautorů) využili desetileté úspěšné činnosti družice Fermi, která pracuje v pásmu rentgenového a gama záření (energie fotonů 8 keV÷300 GeV) k jedinečnému pozorování interakce tohoto tvrdého záření se zářením hvězd v různých epochách vývoje vesmíru. Hvězdy hlavní posloupnosti, jež představují konstantně asi 90 % všech hvězd, vysílají většinu svého záření v pásmech UV, optickém a IČ, což dohromady tvoří nízkoenergetické záření světelného pozadí EBL (Extragalactic Background Light). Když se paprsky gama prodírají tímto pozadím, jsou interakcemi s fotony EBL oslabeny tím více, čím více hvězd v příslušné epoše vesmíru zářilo. Z pozorování oslabení signálu gama autoři zjistili, že nejvíce hvězd hlavní posloupnosti svítilo před 10 mld. let, tj. asi v době první čtvrtiny dosavadního stáří vesmíru. Od té doby počet hvězd hlavní posloupnosti opět klesá. V současné době vzniká o řád méně hvězd hlavní posloupnosti než v době pozorovaného maxima. Autoři sledovali po 9 let celkem 739 blazarů, jejichž výtrysky záření gama směřují přibližně k Zemi. Nejbližší blazary v tomto souboru jsou od nás vzdáleny jen 200 mil. sv. let a nejvzdálenější 11,6 mld. sv. let. Tato pozorování pokrývají celých 90 % současného stáří vesmíru od Velkého třesku.

D. Castelvecchi se v přehledovém článku v Nature č. 7769 zabýval otázkou, co se ve vesmíru odehrávalo od času 380 tis. let po Velkém třesku, což představuje třicetinu současného stáří vesmíru. Vesmír byl tehdy celkově velmi žhavý a doklady o tom máme dnes v podobě velmi vychladlého záření kosmického pozadí. Stále málo vědomostí máme o období mezi zmíněným horkým zářením a koncem první miliardy let po Velkém třesku. V této epoše šerověku lze pozorovat jen málo mimořádně svítivých galaxií. Nevíme, kdy a jak vznikaly první generace hvězd a jak vůbec vypadaly. Obecně se ví jen to, že mohly vznikat pouze z vodíku a hélia (hvězdy I. generace). Pravděpodobně byly velmi hmotné, až v řádu stovek hmotností Slunce. Proto se však musely vyvíjet a zanikat velmi rychle. Patrně snadno mohly skončit jako masivní černé díry. Kromě toho hrála v té době významnou roli ve vývoji vesmíru skrytá látka (dark matter), jejíž zastoupení asi pětkrát převyšovalo hmotnost zářící látky vesmíru.

V r. 2018 se do bádání o šerověku vesmíru vložily radioteleskopy. Neutrální vodík, který je stále zdaleka nejvýznamnější složkou zářivé látky vesmíru, se dá dobře pozorovat pomocí rádiové čáry neutrálního vodíku, jež má v klidové soustavě vlnovou délku 0,21 m. Rozpínání vesmíru však tuto hodnotu pro pozemského pozorovatele neustále prodlužuje. Fotony rádiového spektra podléhají kosmologickému červenému posuvu v intervalu 1,5÷20 m (frekvence 200÷15 MHz). Toto pásmo je však využíváno pro šíření rádiových signálů krátkovlnných stanic a vydávají ho i svíčky spalovacích motorů. Na druhé straně existují poměrně levné součástky pro počítačové hry a mobilní telefony, které se dají využít v moderních radioteleskopech k zachycení velmi slabých rádiových signálů z vesmíru. A první výsledky se už dostavily.

V čase 5 mil. let po Velkém třesku se atomy vodíku natolik ochladily, že pohlcovaly více záření, než vysílaly. To se projevilo důlkem na křivce rádiového záření. Dalším mezníkem byl čas 200 mil. let po Velkém třesku, kdy zhustky vodíku dosáhly mezí pro vznik I. generace hvězd a tvorbu galaxií. Nastalo kosmické svítání díky růstu ultrafialového záření pozadí, což vedlo k dalšímu důlku na křivce rádiového záření na kratších vlnových délkách (vyšších frekvencích rádiového záření). Půl miliardy let po Velkém třesku došlo k nejvýznamnější změně na křivce rádiového záření. Ultrafialové záření vysílané rostoucím počtem hvězd a galaxií vedlo k fluorescenci vodíkových atomů. Vodíkové atomy ztrácely volné elektrony, takže přibývalo ionizovaného vodíku. Pozvolna se tak vyplňuje křivka vývoje vesmíru na stupnici tempa jeho rozpínání. E. Chapmanová poznamenala, že další měření vyplní spojitě křivku vývoje vesmíru v podobě kosmického filmu. Také se podaří zjistit, jakou roli ve vývoji raného vesmíru hrají černé díry a veledíry. Tyto objekty vysílají ze svého okolí energetické výtrysky, jež jsou kolimovány do úzkých svazků, takže přispívají k vláknité struktuře vesmíru. Podle A. Bonaldiové se tím podaří rozluštit otázku, zda skrytá látka je „chladná“, nebo „horká“. V současné době se připravují nebo už probíhají rádiová měření, která mají ukázat, jak probíhá epocha reionizace. Klíčovou roli hraje evropská rádiová síť LOFAR (LOw FrequencyARray) s centrem v Holandsku, ale antény pokrývají velkou část evropského kontinentu (Německo, Velká Británie, Francie, Švédsko, Polsko, Irsko, Lotyšsko, Itálie). Mezitím se k projektu připojila aparatura MWA (Murchison Widefield Array) v poušti Západní Austrálie. V blízké budoucnosti bude uvedena do provozu aparatura HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) v severní části Jihoafrické republiky tvořená 300 parabolami o průměrech 14 m.

Většina odborníků se přiklání k potřebě pořídit úplnou 3D mapu vodíku pomocí mnoha rádiových aparatur. Jak uvedl M. Tegmark, vinou rozpínání vesmíru se neobyčejně zvětšila prostorová slupka této klíčové etapy vesmíru od času 380 tis. let do 1 mld. let po Velkém třesku, která nyní vyplňuje 80 % objemu prostoru. Dosavadní měření v této slupce pokrývají jen necelé 1 % jejího objemu. Tento stav však výzkum v současné dekádě může výrazně zlepšit. Detekce rozložení vodíku a jeho energetického stavu ve zmíněné epoše poskytne podle A. Loeba nejrozsáhlejší a nenahraditelné údaje o vývoji vesmíru v jeho klíčové fázi.

V současně nejúspěšnější teorii vzniku vesmíru ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) se přepokládá, že prvotní vodík se sbalil do plochých lívanců a ty se následně svinuly do jemných vláken. Tak vznikla kosmické pavučina - struktura vesmíru, v níž v průsečících vláken vznikají černé veledíry, kupy i nadkupy galaxií, zatímco většina okolního prostoru vesmíru je téměř prázdná. Podporu pro existenci kosmické pavučiny se postupně podařilo získat díky instalaci COS (Cosmic Origin Spectrograph) na HST a následně pokročilými širokoúhlými spektrografy MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na 8,2m VLT teleskopu ESO v Chile a KCWI (Keck Cosmic Web Imager) na 10m Keckově teleskopu na Mauna Kea (Havaj). Kromě toho se pomocí spektrografu pro daleké ultrafialové pásmo FIREBall-2 (Faint Intergalactic Redshifted Emission Balloon) vyneseného na výškovém balónu nad ozónovou vrstvu podařilo pozorovat slabé difúzní struktury v okolí bližších galaxií. S. Cantalupo aj. pozorovali fluoreskující vodíkový plyn v okolí rádiově tichého kvasaru UM 287 (vzdálenost 1,7 Gpc; stáří 2,9 mld. let od VT) o hmotnosti ~10¹² M_ʘ pomocí spektrografu KCWI. H. Umehata aj. se zabývali pozorováním rozložení plynného vodíku v hlubokém vesmíru pomocí špičkového spektrografu MUSEzárodek kupy galaxií SSA22 (vzdálenost 3,5 Gpc; stáří 2,2 mld let) a potvrdili tak pavučinový model struktury vesmíru zejména v čase do 1 mld. let po Velkém třesku.

K. Duncan aj. se zabývali otázkou, jakou roli při pokračujícím vývoji vesmíru sehrálo splývání galaxií během prvních tří miliard let po Velkém třesku. K tomu cíli použili údajů z přehlídky HST CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey). Pro splývání galaxií si položili podmínku, že efekt splynutí galaxií znamenal, že méně hmotná galaxie v páru měla hmotnost větší než ¼ hmotnosti druhé galaxie a projekční vzdálenost mezi galaxiemi se pohybovala v rozmezí 5÷30 kpc. Pro galaxie mladší než než 6 mld. let po Velkém třesku dochází v průměru ke splývání jen jednou za 70 mil. let, kdežto pro galaxie staré jen 950 mil. let stoupá četnost splývání přibližně o řád.

M. Aravena s týmem využili údajů v HUDF (Hubble Ultra Deep Field) o 16 galaxiích, jež se vyznačují vysokým zastoupením CO. Použili také údajů získaných spektrografem MUSE VLT ESO. Zobrazili tyto galaxie pomocí mikrovlnné aparatury ALMA a dospěli tak k závěru, že nejvydatnějším zdrojem mezihvězdného CO se vyznačují galaxie hlavní posloupnosti v intervalu stáří 2,4 ÷3,5 Gr po Velkém třesku. Také G. Popping s týmem studovali pomocí ALMA zastoupení mezihvězdných molekul v týchž galaxiích a zjistili, že modelové výpočty simulace Illustris TNG (The Next Generation) podceňují zastoupení molekul H₂ v témž souboru galaxií (2÷3)× pro galaxie vzdálenější než 3,5 Gpc. R. Decarli s týmem ukázali pomocí týchž podkladů, že hustota interstelárního molekulového plynu H₂ dosahuje maxima pro galaxie vzdálené 1,3 Gpc, kdežto pro menší vzdálenosti výrazně klesá. J. González-López s týmem pozorovali pomocí ALMA celkem dobře identifikovaných 16 čar CO. Na vlnové délce 3 mm našli u šesti galaxií spojité spektrum v tomto pásmu. Kontinuum je dokonce viditelné i na vlnové délce 1,2 mm. Teplota interstelárního prachu dosahuje 35 K a průměrná vzdálenost těchto galaxií se pohybuje kolem 3,4 Gpc. L. Boogard a tým využili zejména spektrografu MUSE na VLT ESO k hledání spektrálních pásů CO pro různé přechody: 10 případů pro přechod (2-1); 5 (3-2); 1 (4-3). K souboru ještě přidali 2 případy přechodu (2-1) objevené spektrografem MUSE. Pole HUDF snímkovala také rentgenová družice Chandra. Autorům se zdařilo ukázat, že s rostoucí vzdáleností galaxií třídy AGN s hvězdnou hmotností >3×10¹⁰ M_ʘ roste v intervalu vzdáleností 2,8 ÷3,4 Gpc výskyt CO z 20 % na 60 %. Autoři potvrdili, že nejkvalitnější údaje o výskytu mezihvězdné látky v galaxiích poskytuje součinnost aparatur ALMA a MUSE.

V dubnu r. 2015 byly zveřejněny výsledky rozsáhlého mezinárodního projektu ILLUSTRIS, jehož cílem bylo na základě komplexního kódu simulovat realisticky vývoj vesmíru v čase od 40 milionů let po Velkém třesku až do současnosti. V době publikace však už bylo zřejmé, že souhlas simulace s pozorováním současného stavu vesmíru je jen částečný. Hlavní rysy vývoje vesmíru byly sice přibližně vystiženy, ale detaily nesouhlasily. Na vině je podobně jako v předvídání počasí deterministický chaos. Od té doby však výrazně pokročily metody kódování využívající strojového učení, takže v současné době se kontakt simulace s realitou dosti výrazně zlepšuje. Projekt Illustris TNG je nyní předmětem řady nových zajímavých prací.

M. Habouzitová a tým zkoumali vztahy mezi galaxiemi AGN a běžnými polními galaxiemi. Daří se simulovat počet AGN, ale je překvapivé, že ve tvrdém rentgenovém oboru velký počet galaxií AGN dosahuje zářivého výkonu stěží 10³⁷ W. Ve skutečnosti je četnost AGN galaxií s hmotnostmi >10⁹ M_ʘ vyšší než model, což naznačuje že účinnost vzniku gigantických veleděr je lepší, než se čekalo. P. Torrey aj. se věnovali odvozování poměru mezi plynnou a metalickou fází vývoje galaxií. Pro lokální galaxie až 85 % kovů se nachází jinde než v interstelárním prostoru. Tato nekorelace není příliš závislá na stáří galaxie a vzdálenosti galaxie. G. Kaufmannová aj. srovnávali výsledky původních simulací z r. 2015 se současnou nadstavbou TNG. Pro lokální pole hustota plynu a profil teplot do vzdáleností až 100 kpc výrazně korelovaly s hmotností plynu v disku galaxie, kdežto u verze TNG to neplatí. Zde se totiž více projevuje třetí rozměr vertikální vůči disku, což je realističtější příběh. S. Tacchela aj. studovali rozdíly mezi oběma verzemi v oblasti morfologie a tvorby hvězd v centru galaxií s hmotnostmi 10⁹÷10^11.5 M_ʘ. Jako hlavní morfologický ukazatel zvolili poměr rozměru sféroidu k celkovému vertikálnímu rozměru galaxie. Zjistili, že masivní i chudokrevné galaxie se vyznačují náhodnými pohyby hvězd uvnitř soustavy. Pouze standardní galaxie s rozsahem hvězdných hmotnosti 10¹⁰÷10^10,5 M_ʘ se vyznačují ustálenou rotací hvězd kolem centra (černé veledíry). Kromě toho zvláštním případem jsou splývající galaxie s úhrnnou hmotností >10¹¹ M_ʘ. A. Barreira aj. studovali vliv fyzikální baryonových procesů na simulaci TNG a zjistili, že jejich vliv je v prvním přiblížení zanedbatelný.

Dandan Xu aj. se věnovali 260 galaxiím z přehlídky CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area). Jde o lokální galaxie, jež se vyznačují kruhovými drahami hvězd kolem centrální černé veledíry. Jejich hvězdná složka hmotnosti se pohybuje v rozmezí 10^9,7÷10^11,4 M_ʘ. Použití simulace TNG100 zlepšilo souhlas oběžných drah v závislosti na hmotnostech hvězd s pozorováním. Čím vyšší je hmotnost hvězdy, tím kinematicky teplejší je její dráha. Dokonce pro galaxie s úhrnnou hmotností hvězd v intervalu (1÷2)×10¹⁰ M_ʘ se daří reprodukovat pozorované vrcholy a důlky drah. Obecně platí, že pro nižší hmotnosti hvězd se pozorují kinematicky chladné (retrográdní) dráhy s větším vzájemným rozptylem. Pro neutrální a kinematicky teplé a horké dráhy se pozorují menší odchylky ≲10 % pro hmotnosti hvězdné složky galaxie odchylné od kanonické hodnoty 6×10¹⁰ M_ʘ.

A. Pillepichova aj. využili nejnovější a poslední verze simulace TNG50, jež v objemu 50 Mpc sleduje vývoj 2×2160³ částic skryté látky a buněk plynu. V každém elementu dosahuje hmotnost baryonů 8,5×10⁴ M_ʘ. Každá buňka má rozměry v rozmezí 70÷140 pc. Souběžně simulace TNG50 vzorkuje vesmír pomocí 700 až 6 500 galaxií s hmotnostmi 10¹⁰ M_ʘ až 10⁸ M_ʘ ve vzdálenosti 2,4 Gpc. Rekordní rozlišení simulace a plynová kinematika ukázaly, že velká většina galaxií s hmotnostmi 10⁹÷10^11,5 M_ʘ má po téměř celou dobu své existence tvar rotujícího disku s rozlišením lepším než 1 kpc a tloušťkou ≲300 pc. Podobně D. Nelson aj. využili poslední simulace TNG50 s výše uvedenými vstupními hodnotami pro simulace vývoje ~20 tis. galaxií s hmotnostmi hvězdné složky ≳10⁷ M_ʘ v boxu o hraně 50 Mpc. Simulace zahrnuje i činnost centrální černé veledíry, jež se podílí nezanedbatelnou měrou na vývoji dané galaxie.

S. Bose aj. využili kombinace makroskopických verzí TNG100 (Mpc) a TNG300 (Mpc) pro magnetohydrodynamické simulace hlavních těles galaxií a jejich hal. Spodní mez hmotnosti uvažovaných trpasličích galaxií se pohybovala v rozmezí (1,9 ÷3,5)×10⁹ M_ʘ. Autoři pak propočítali proces pohlcení trpasličí galaxie obří galaxií s hmotností hvězdné složky 10¹¹ M_ʘ. Tak se podařilo poprvé srovnávat simulace pohlcování trpasličích galaxií a růst hmotnosti centrální galaxie a souhlas výpočtu s reálným pozorováním je již docela uspokojující. Yunchong Wang aj. studovali vývoj raných galaxií pomocí simulace TNG v rozsahu vzdáleností od lokálních raných galaxií až po vzdálenost 3,7 Gpc. Sklon hustotního profilu je nejpříkřejší pro nejvzdálenější mladé galaxie až k těm vzdáleným 3,2 Gpc. Pak se začíná sklon profilu zmírňovat a přejde do minima pro vzdálenosti 2,4 Gpc. Pro lokální objekty se sklon lehce zvedá, ale rozložení hmoty je velmi blízké izotermálnímu.

A. Chakraborty aj. využili modernizace radiové soustavy GMRT (upgraded Giant Metrewave Radio Telescope) poblíž Pune (19° s. š.; 30 parabol; ø 45 m; sběrná plocha 48 tis. m².) v Indii k pozorování čáry vodíku posunuté červeným posuvem do metrové oblasti rádiového spektra. Na ploše 1,8 □° se jim zobrazilo 2 528 rádiových zdrojů s tokem >100 μJy v pásmu vlnových délek 0,6÷1 m (500÷300 MHz).

6.2. Hubble trouble (H₀)

Laureát Nobelovy ceny Adam Riess byl asi první, koho znepokojily různé výsledky měření Hubbleovy-Lemaîtreovy konstanty tempa rozpínání vesmíru. Dnes je k dispozici asi tak půl tuctu nejpřesnějších metod k měření této konstanty a větší počet metod druhé jakosti. Háček je v tom, že na rozdíl od očekávání se výsledky různých metod kupí kolem dvou dosti vzdálených výsledků téměř na hranici pověstné chyby 5σ. Fyzikové dlouho považovali za dostatečně malou střední chybu 3σ, ale už vícekrát se spálili, takže nyní se měří důležité hodnoty s horší přesností 5σ. Do tohoto většího rozmezí se totiž vejdou nejenom celkem neškodné chyby náhodné, ale daleko záludnější chyby systematické, které se hůře odhalují. Přesně to se přihodilo posvátné hodnotě tempa rozpínání vesmíru H₀, která budí čím dal tím větší rozpaky. Na jedné straně barikády se cituje hodnota, kterou získala mikrovlnná družice Planck, jež H₀ odvodila z fluktuací reliktního záření. Na druhé straně však existují výsledky, které jsou rovněž velmi přesné, ale posunuty k vyšší hodnotě právě o 5σ. Přitom převrácená hodnota konstanty 1/H₀ určuje stáří vesmíru od Velkého třesku. Původní hodnoty naměřené Lemaîtrem v r. 1927 a Hubblem v r. 1929 byly hrubě chybné právě vinou kalibrační chyby v určování vzdáleností galaxií.

K výraznému pokroku došlo až po vypuštění Hubbleova kosmického dalekohledu a o „téměř přesnou“ hodnotu se tak zasloužila W. Freedmanová soustavnými měřeními na HST. Výsledek publikovala s týmem 30 spolupracovníků v r. 2001. Výsledná hodnota byla H₀ = (72 ±8) km/s/Mpc. Výsledek byl z hlavní části založen na pozorování proměnných hvězd cefeid, pro něž už v r. 1912 odvodila klíčový vztah americká astronomka Henrietta Leavittová. Následně vstoupily do hry dva týmy vedené Saulem Perlmutterem a dvojicí Brian Schmidt a Adam Riess, které se zaměřili na supernovy třídy Ia, jež se dají považovat rovněž za „standardní svíčky“. V r. 2011 získali tito astrofyzikové Nobelovu cenu za objev skryté energie (dark energy), která představuje téměř 70 % hmoty vesmíru. Adam Riess vsadil dál na supernovy a podařilo se mu určit H₀ = (74 ±1,4). Jenže špičková družice Planck dala v r. 2018 H₀ = (67,8 ±0,77). V r. 2019 se na téma napětí mezi oběma hodnotami H₀ publikovalo ve více než 30 studiích a na stejné téma se konaly i mezinárodní konference, jež zatím rozpor kloudně nevyřešily a nikdo neví, jak to dopadne.

6.3. Problém skryté hmoty (látky a energie)

H. Niikura aj. testovali domněnku, že skrytá látka se skládá z prvotních miniaturních černých děr o hmotnostech 10^-14÷10^-9 M_ʘ. Využili k tomu kamery HSC (Hyper Suprime-Camera) japonského 8,4 m reflektoru Subaru na sopce Mauna Kea. V zorném poli kamery exponovali po dobu 7 h hustou partii v galaxii M31. Pokud by jejich domněnka byla správná, očekávali větší počet zjasnění hvězd vlivem jejich zákrytu gravitačními mikročočkami. Jenom jediná pozorovaná gravitační mikročočka ukázala, že domněnka neplatí.

P. Marchegiani aj. hledali stopy skryté látky v kupě galaxií Abell 520, protože gravitační čočkování a rentgenová pozorování ukázala, že v kupě je baryonová látka od skryté látky prostorově oddělena. Autoři se domnívají, že difúzní rádiové záření kupy je výsledkem anihilace skryté látky, neboť těsně sousedí se subhalem skryté látky, kde je rentgenové záření naopak zcela marginální. Porovnání s přehlídkami v jiných kupách galaxií naznačilo, že rádiové spektrum v severovýchodní části kupy se dá objasnit jako záření z anihilace bb^- v magnetickém poli o indukci 5 nT a výsledné neutralino by mělo mít hmotnost 43GeV/c².

P. Salucci aj. konstatovali, že rozložení nesvítící látky v galaxiích s různými zářivými výkony a různými typy v Hubbleově klasifikaci představují ještě významnější informaci než jen potvrzení, že ve vesmíru se nacházejí částice skryté látky. Vztahy mezi temnými haly galaxií a baryonovými haly jsou velmi pestré. Proplétání baryonové a skryté látky vesmíru je důkazem, že částice skryté látky interagují s částicemi standardního modelu během kosmologického vývoje vesmíru. Je sice možné, že zářící a skrytá látka spolu neinteragují, ale rozhodně lze rozpoznat, jak skrytá látka působí na strukturu galaxií.

Nositel Nobelovy ceny za fyziku v r. 1976 čínsko-americký fyzik Samuel Ting (*1936) prosadil v r. 2011 instalaci detektoru AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer; hmotnost 8,5 t) na ISS (International Space Station). Na projektu v ceně 2 mld. se podílí 500 odborníků z 56 institucí z 16 států. Cílem projektu je studovat zastoupení částic antihmoty, odhalit původ skryté látky (dark matter) a vlastnosti kosmického záření. Jak uvedl vědecký komentátor vědeckého týdeníku Science, oznámil Ting, že AMS odhalil přebytek pozitronů nad určitou energií, jenž se údajně dá objasnit srážkami částic skryté látky a jejich anihilaci na páry pozitron-elektron. V r. 2019 se přitom objem těchto údajů se proti předešlé statistice ztrojnásobil. Dále se ukázalo, že existuje o něco vyšší hranice energií, při níž zmíněný přebytek pozitronů končí. Experiment poběží až do r. 2024, ale ani v tom případě nebude dosaženo hranice 5σ nad pozadím. Je tedy již teď téměř jisté, že Ting se stane obětí efektu Járy Cimrmana, jenž byl – jak známo – mistrem v couvání ze slepých uliček.

Weiwei Xu shrnul dosavadní výsledky AMS týkající se toku pozitronů a elektronů. Pokud jde o pozitrony, jejich spektrum tvrdne od energie 20 GeV, ale zcela ostře končí u energie ~300 GeV. Spektrum elektronů probíhá zcela jinak. K tvrdnutí spektra dochází při energii 30 GeV a jeho další průběh lze popsat jediným mocninným exponentem v pásmu energií 55 GeV – 1 TeV a dále pokračuje. Není tam patrné, kde končí. Je docela dobře možné, že pozitrony jsou projevem anihilace skryté látky, anebo dokladem existence silného pozitronového zdroje ve vesmíru.

C. Smorra aj. vyšli ze známé skutečnosti, že hmotnost baryonů ve vesmíru je pětkrát nižší než hmotnost skryté neznámé látky. Kromě toho se pozastavují nad skutečností, že ve vesmíru lehce převažují baryony nad antibaryony, což je vlastně velká záhada, která však umožnila naši existenci. Vsadili ve svých laboratorních experimentech BASE (Baryon Antibaryon Symmetry Experiment) v CERN na hypotetickou částici skryté látky – axion a docílili o pět řádů vyšší přesnosti měření v porovnání s astrofyzikálními testy. Konkrétně šlo o interakci mezi axionem a antiprotonem. Pro hmotnost axionu obdrželi rozmezí 10^-23 eV÷4×10^-17 eV. Nicméně cesta k důkazu, že za částicemi skryté látky jsou skryté axiony, bude ještě velmi dlouhá a možná i tento výzkum skončí ve slepé uličce.

6.4. Magnetická pole

H. Katz aj. se věnovali problému, kde se v raném vesmíru vzala magnetická pole, neboť už v prvních etapách vývoje vesmíru evidentně existovala. Autoři sestavili algoritmus generace magnetických polí v éře kosmologické inflace a následně jejich zesílení díky kompaktním astrofyzikálním objektům, jež postupně vznikaly. Vytvořili soubor kosmologických magnetohydrodynamických simulací RAMSES, jež odpovídají různým mechanismům vznikání magnetických polí. Kromě prvotních magnetických polí simulace počítá s injekcí magnetických polí při výbuších supernov. Simulace neovlivňují tempo tvorby nových pokolení hvězd, takže jde o teprve první krok na cestě ke komplexnímu vyhodnocení tvorby všech mechanismů tvorby magnetických polí v průběhu dosavadní existence vesmíru.

A. Shukurov aj. popsali vytvoření modelu velkorozměrového magnetického pole, jež se dá použít jak pro naši Galaxii, ale i pro cizí galaxie. Je to základní opora při interpretaci polarizačních měření v submilimetrovém a rádiovém oboru. Model se pak upravuje podle dostupných pozorovacích údajů.

A. Fletcher a Sui Ann Mao pojednali v přehledovém článku o nových perspektivách studia magnetismu v naší Galaxii. Rozvíjí se širokopásmová rádiová polarimetrie, zlepšují se výrazně možnosti numerických simulací a pokračuje stavba nových radioteleskopů a rádiových soustav. Začíná se rozvíjet Faradayova tomografie zejména díky kanadské aparatuře CHIME, která navíc poskytuje větší počet identifikovaných zdrojů rychlých rádiových záblesků (FRB), což přináší nové možnosti studia jevů ve vzdáleném vesmíru.

C. Sobey aj. měřili Faradayovu rotaci 137 pulsarů severní polokoule pomocí aparatury LOFAR ve frekvenčním pásmu 110 ÷190 MHz (1,58÷2,73 m). Jde o výrazný pokrok zejména při změření škálové výšky magnetickém poli v galaktickém halu: (2,0 ±0,3 kpc). Současně všechna měřeni poskytují užitečné informace o 3D rozložení magnetických polí v naší Galaxii.

D. Shulyak aj. připomněli, že červení trpaslíci jsou schopni generovat mimořádně silná magnetická pole, čímž se výrazně prosazují mezi hvězdami hlavní posloupnosti s konvektivní obálkou. Používají přitom kvalitní výpočetní kód pro přenos záření, jenž testovali na vzorku 29 aktivních červených trpaslíků. Pořizovali vysokodisperzní spektra v blízkém infračerveném pásmu pomocí spektrografu CARMENES (Calar Alto high- Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs) a měřili Zeemanovo magnetické rozšíření spektrálních čar. U 16 hvězd nalezli silná povrchová magnetická pole řádu 0,1 T zejména u trpaslíků s rotační periodou <4 d. Autorům se zdařilo výrazně zpřesnit a rozšířit seznam červených trpaslíků s přesně měřenými indukcemi magnetických polí a jejich interakci s dynamem uvnitř hvězdy.

N. Scepi aj. studovali magnetismus trpasličích nov a rentgenových dvojhvězd, jejichž výbuchy se interpretovaly jako teplotně viskózní nestability v rovníkovém akrečním disku hvězd. Nedávno se však ukázalo, že turbulentní přenos energie vyvolaný magneticko-rotační nestabilitou nestačí na vysvětlení, protože tomu neodpovídají tvary světelných křivek trpasličích nov. Autoři zjistili, že klíčovým zdrojem energie výbuchů je nadzvuková akrece větru, která se rozhodujícím způsobem podílí na tvaru světelných křivek trpasličích nov a rentgenových dvojhvězd.

6.5. Kosmické záření (KZ)

Kolektiv 16 autorů zveřejnil v červnu 2019 v publikaci Frontiers in Astronomy and Space Science obsáhlou studii nazvanou „Otevřené otázky ve výzkumu KZ ultravysokých energií“. Jde o výsledek série porad s názvem Vysoko energetický vesmír: paprsky gama, neutrina a astronomie kosmického záření, jež se uskutečnily v r. 2018. K hlavním tématům diskusí patřily otevřené otázky o původu většiny částic ultravysokých energií KZ, hmotnostním složení atomových jader, přechodu od galaktických k extragalaktickým zdrojům KZ, efektech magnetických polí na trajektorie UHE KZ, pozorované anizotropie v příchodu KZ pro specifické astrofyzikální scénáře, hadronické interakce, vyhlídky na objevy neutrálních částic a možné nové fyziky pro ultravysoké energie a obecně, co je třeba pro tato témata udělat v teorii i v pozorování.

Také L. Dorman si položil otázku, proč vůbec je ve vesmíru tak všudypřítomným jevem kosmické záření (ve skutečnosti jde převážně o částice, ale zvyk je železná košile!). Pokud jde o produkci KZ na Slunci, začíná se sice používat věcně správný termín sluneční energetické částice, což však nic nemění na tom, že také částice generované v magnetosférách planet sluneční soustavy, v meziplanetárním prostoru, v atmosférách hvězd mají stejnou podstatu jako galaktické a intergalaktické KZ. Jejich zrod je vždy fyzikálně podmíněn Maxwellovým-Boltzmannovým rozložením energie plazmového pozadí, z něhož unikají. Společným jmenovatelem vzniku KZ je totiž přímý přenos energie makroskopických objektů a makroskopických procesů do mikrosvěta v podobě elektricky nabitých částic. Tyto částice jsou zamrzlé v magnetických polích, jež vyplňují celý vesmír. Děje se tak při výbuších supernov, pozůstatcích po supernovách, záření hvězd, hvězdném větru, planetárních magnetosférách atd.

A. Bykov aj. vyšli z pozorování, že při výbuších supernov v kompaktních galaktických hvězdokupách mohou energetické vlny výbuchu interagovat s hvězdným větrem nejbližších okolních hmotných hvězd a generovat tak energie KZ až 10¹⁷ eV. Jelikož počet kompaktních galaktických hvězdokup vysoký a zdroje interaktivního KZ trvají řádově miliony let, což odpovídá životnosti hmotných hvězd, jde o trvalý významný příspěvek k celkovému podílu 100 PeV KZ v naší galaxii.

E. Owenová aj. studovali zpětnou vazbu v tvorbě nových pokolení hvězd v nejvzdálenějších pozorovaných protogalaxiích. Poukázali na pozorování, která propojují překotnou tvorbu hvězd s výskytem vysoce energetického KZ. To má nejprve za následek tempo tvorby nových hmotných hvězd díky dodávce energie při častých hadronových procesech vyvolaných srážkami s částicemi KZ. Jenže překotná tvorba nových hmotných hvězd vede k jejich krátké životnosti končící výbuchy supernov. Nakonec se výbuchy supernov v protogalaxii odehrávají v neskutečně vysoké frekvenci 1 supernova/10 let. Tím se překotná tvorba hvězd rychle uhasí díky produktům supernov. Rentgenový zářivý výkon protogalaxie stoupne nad 10³⁴ W u protogalaxiích starých ~800 mil. let. Autoři sledovali, jak u 16 protogalaxií starých 550 ÷ 800 mil. let bylo silně potlačeno tempo tvorby nových pokolení hvězd kombinací interakcí energetického KZ a silného rentgenového záření uvnitř protogalaxií.

D. Boncioliová aj. ukázali, že v okolí tzv. kotníku (5 ×10¹⁸ eV) energetického diagramu jsou hlavním zdrojem UHKZ nízkoenergetické výtrysky záření gama a s nimi je koordinována i křivka difuzního toku neutrin nejvyšších energií. Díky těmto datům autoři vyzývají k pokračování výzkumu GRB jako jediné homogenní populace.

M. Aartsen a tým IceCube Coll. sledovali variace toku KZ ve směru od Měsíce a Slunce v letech 2010-2015. Na počátku sledování pracovalo 79 kabelů s fotonásobiči zamrzlých v ledu pod povrchem v hloubkách 1,5÷2,5 km, ale od května 2011 přibylo dalších 7 kabelů. Stíny Měsíce i Slunce byly detekovány s významnou přesností (>10 σ) během každého roku. Stín Měsíce je během každého roku týž, což svědčí o vysoké stabilitě aparatury. Stín Slunce byl naproti tomu pozorován ve zmíněném období poprvé. To v budoucnu umožní sledovat trajektorie KZ v blízkosti slunečního disku.

F. Samuelsson aj. upozornili na stále nevyřešený problém mechanismu urychlování UHE KZ na energie 10¹⁹÷10²⁰ eV. Nové výpočty totiž ukázaly, že žádný známý mechanismus neumí urychlit protony na energie 10¹⁹ eV, a podobně je to s jádry železa, které ani v případě, že nemají žádný elektronový obal, nemohou docílit energie 10²⁰ eV. Pokud by zcela obnažená jádra Fe byla schopna energie 10²⁰ eV dosáhnout, muselo by to být provázeno silným optickým zábleskem. V poslední době řada autorů dokázala, ze výrazně relativistické rázové vlny nejsou zdrojem částic s rekordními energiemi. J. Matthews aj. proto hledají možný zdroj ultraenergetického KZ v rázových vlnách v lalocích nejzářivějších rádiových galaxií. Podle svých hydrodynamických výpočtů a obecných fyzikálních jevů mohou rekordní energie řádu 10²⁰ eV být docíleny difuzním rázovým urychlováním částic UHE KZ v materiálu, jenž zpětně padá do obřích laloků. Rychlosti těchto částic nemusí být zdaleka, anebo jen mírně relativistické, pokud se pohybují v lalocích v rázových vlnách o rozměrech 1÷10 kpc. Zhruba 10 % výsledné energie se získá během návratu částic do laloků při nadzvukové rychlosti M >3. Další energii získávají pak částice již výše zmíněným difuzním rázovým urychlováním, které je stále velmi účinné. Zejména pro částice hmotnější, než proton mohou nabírat energii vícenásobnými průlety rázovými vlnami. I když se zdá, že je jen málo rádiových galaxií s dostatečně velkými laloky ve vzdálenosti menší, než je horní mez vzdálenosti daná limitem GZK (degradace energie KZ ze vzdáleností >50 Mpc), autoři se domnívají, že řada rádiových galaxií má své laloky skryté. Pozorované anizotropie ve směru příchodu UHE KZ to nepřímo naznačuje. Hlavními „podezřelými“ z již odhalené anizotropie UHE KZ jsou galaxie Centaurus A (vzdálenost 4 Mpc) a Fornax A (19 Mpc).

Také A. Bell aj. soudí, že laloky v rádiových galaxiích poskytují vhodné fyzikální podmínky pro generaci UHE KZ právě proto, že se do nich vracejí obloukem částice, které nedokázaly dosáhnout únikové rychlosti z dané galaxie. Autoři soudí, že Fermiho urychlování I. druhu dokáže pomocí mnoha opakování poměrně slabých rázových vln urychlit částice na stejné energie jako Fermiho urychlování II. druhu v silně turbulentním prostředí.

O. Kobzar aj. se domnívají, že velmi pravděpodobným zdrojem UHE KZ je obří galaxie M87 (Virgo A) v souhvězdí Panny. Tuto galaxii mohou sledovat obě observatoře pro UHE KZ, tj. Pierre Auger Observatory (35° j. š.) na jižní polokouli a TA (Telescope Array, Utah; 39° s. š.) na polokouli severní. Galaxie se tedy přímo nabízí pro vzájemnou kalibraci měření z obou observatoří. Navíc se pohodlně vejde do limitu GZK, protože je od nás vzdálená jen 16,4 Mpc. Je to také vůbec první galaxie v níž r. 1918 H. Curtis objevil kolimovaný výtrysk vycházející přesně z centra galaxie. Je zcela jisté, že ve výtrysku panují velmi dobré fyzikální podmínky pro generaci UHE KZ. Navíc se v této galaxii zřejmě odehrál před 10 ÷12 mil. let v jejím centru obří jaderný výbuch.

F. Capelová a D. Mortlock zveřejnili hierarchický model energetického spektra UHE KZ, jež lze srovnávat s astrofyzikálními pozorováními v té části vesmíru, která se nachází uvnitř pomyslné koule s poloměrem limitu GZK. Autoři pro srovnání použili údaje observatoře Pierra Augera, kde je v katalogu registrováno 231 událostí UHE KZ a porovnávali je s údaji v katalozích Fermi-LAT, seznamu vybuchujících galaxií a v katalogu družice Swift-BAT pro zdroje tvrdého rtg. záření. Po řadě našli korelace 9,5 %; 23 % a 23 %.

XA. Guillén aj. úspěšně využili hluboké neuronové sítě k odhadu velikosti podílu mionů ve sprškách UHE KZ zaznamenaných na zemském povrchu. Autoři to vyzkoušeli na pozorovacím materiálu Čerenkovových vodních detektorů pro registraci spršek na observatoři Pierra Augera. Trénovací množina obsahovala různé kombinace simulovaných spršek světla a intermediálních i těžkých jader. Když pak byly pozorované údaje vystaveny výpočtům neuronových sítí, ukázalo se, že správnost řešení dosáhla 95 %. Relativní chyby v počtech mionů nedosáhla 10 % a nejsou závislé na energii mionů, zenitovém úhlu, celkovém rozsahu signálu, vzdálenosti spršky anebo použitém hadronickém modelu.

N. Globus aj. se věnovali výkladu ~7 % dipólové anizotropie v plošném zobrazení směrů příchodů částic UHE KZ s energiemi >8 EeV. Když autoři použili jako referenční energii medián 11,5 EeV z celého souboru dat, dostali dokonce vyšší amplitudu dipólové anizotropie 10 %. Autoři však také zjistili, že do hry vstupuje také magnetické pole naší Galaxie a tím se výsledky pozorování směru dipólu ze severní observatoře začínají blížit směru dipólu z pozorování observatoře Pierra Augera.

S. Knurenko a I. Petrov referovali o měřeních KZ Jakutské observatoře, jež využívá ke studiu UHE KZ detekci Čerenkovova záření registrované pozemními detektory. Měření započala v r. 1974 a trvala až do r. 2014. Pracovala v rozsahu energií primárních částic UHE KZ (10¹⁶÷5,7×10¹⁹) eV. Studovala také hmotnostní rozložení částic UHE KZ. G. Krymsky aj. oznámili, že 21. 1. 2009 observatoř zaznamenala ve 23:40 h UTC částici primárního kosmického záření s energií 36 EeV a následně 22. 1. v 10:52 UTC další částici s energií 35,5 EeV. Oba paprsky přišly z podobného směru (α: 356° a 333°; δ: 66° a 62°), Týž den večer ve 22:54 h zaznamenala americká observatoř TA v Utahu třetí částici v čase 22:54 v poloze α = 311°; δ = 51° s energií 58 EeV. Je třeba mít na paměti, že kosmické paprsky nesou elektrický náboj, takže jejich směr letu podléhá směru a indukci interstelárních magnetických polí, čili tato tři pozorování mají téměř určitě společného jmenovatele, jenž se ovšem vinou těch křivých drah těžko podaří dohledat.

P. Picozza a L. Marelliová shrnuli výsledky družice PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics), která pracovala na kvazipolární eliptické (350 ÷610 km) dráze se sklonem 70° k rovníku od června 2006 do února 2016. Hlavním přístrojem byl magnetický spektrometr. Během činnosti družice se dařilo získávat data o tocích protonů, hélia a elektronů, odkud se daly odvodit mechanismy tvorby, urychlování a šíření KZ v naší galaxii. Spektrometr však také poskytoval objevná data o tocích kosmických antiprotonů a pozitronů. Tím, že i pozorovala změny sluneční aktivity a modulace kosmického záření po téměř celý cyklus sluneční činnosti, přinesla údaje, které povedou k dalším výzkumům na oběžné dráze budoucích družic tohoto typu.

W. Carvalho aj. Alvarez-Muñiz informovali o přímém určování hmotnosti částic UHE KZ zapojením rádiové detekce jednotlivých primárních částic ve frekvenčním pásmu řádu MHz. Rádiová měření dávají nejpřesnější výsledky o hmotnosti KZ pro trajektorie signálu u šikmých spršek. Čím větší odklon spršky od zenitu, tím spolehlivější údaj o hmotnosti konkrétní spršky autoři dostávají. Nejlepší výsledky v určování hmotnosti autoři získávají pro spršky odkloněné od vertikály ≳60°. Otvírá se tak nová možnost rozšířit parametry spršek právě u silně odkloněných spršek, které se dosud interpretovaly jen obtížně.

J. Heinze aj. využili údajů o hmotnostním spektru UHE KZ rekordních energií, které publikoval mezinárodní tým Observatoře Pierra Augera v r. 2017. Z těchto údajů vyplývá, že při růstu energie částic UHE KZ se mění hmotnostní složení směrem k vyšším hodnotám hmotnosti. Snižuje se podíl urychlených protonů, zatímco se zvyšují podíly jader těžších prvků až po jádra železa. Odtud lze odhadnout, jaké toky energie nesou kosmogenní neutrina.

R. Mbarek a D. Capriolli připomněli, že odborná veřejnost podporuje teorii , že rekordní energie UHE KZ řádu 10²⁰ eV mohou docilovat částice v relativistických výtryscích záření gama v galaxiích s aktivními jádry (AGN). Zkusili teorii podpořit 3D magnetohydrodynamickými simulacemi fyzikálním poměrů v ultrarelativistických výtryscích. Zjistili, že asi 10 % z nich skutečně obsahuje částice s rekordními energiemi UHE KZ. Dokonce k tomu stačí i mírné hodnoty Lorentzova faktoru energie. Jde tedy o další zdroj UHE KZ, který nesouvisí s blazary. Tím se pak dají vysvětlit jak spektra UHE KZ, tak i chemické složení a směry příchodu částic s tak rekordními energiemi.

T. Smith aj. studovali kosmogenní nuklidy v 56 železných meteoritech, jež dopadly na Zemi v současnosti (6 případů) a ve starších dopadech až po minulost 560 tis. let. Expozice kovových meteoroidů v kosmickém prostoru se pohybovala v rozmezí 4,3÷652 mil. let. Vysoká kvalita měření expozice vedla autory k pozoruhodnému závěru, že po celou dobu zmíněného časového období byla galaktická intenzita KZ pozoruhodně stálá, což odporuje domněnce, že by údajné kolísání intenzity kosmického záření mohl být příčinou nástupu periodických klimatických změn na Zemi.

V dubnu 2019 uvedla Čína do provozu observatoř LHAASSO (Large High Altitude Air Shower Observatory) v Sečuanu v nadmořské výšce 4,4 km na 30° s. š. Na ploše 1 km² je rozmístěno více než 5 tis. detektorů optických spršek produkovaných energetickými paprsky záření gama. Pod povrchem je pak instalováno 1 tis. mionových detektorů, jež slouží jako filtr pro detekci kosmického záření. Aparatura za první rok činnosti zaznamenala 530 fotonů záření gama s energiemi >0,1 PeV, což jsou o dva řády vyšší energie, než které dociluje urychlovač LHC v CERNu. Na rozdíl od elektricky nabitých částic kosmického záření studium záření gama má přednost proto, že na rozdíl od kosmického záření se fotony záření gama pohybují přímo, což podstatně usnadňuje jejich detekci.

Od srpna 2019 se pozorují spršky kosmického záření na ISS. Záblesky v atmosféře Země se pozorují shora, a protože zorné pole je rozsáhlé, očekává se větší statistika než u pozemních aparatur Pierre Auger (Argentina) a Telescope Array (Utah). Monitorování z paluby ISS probíhá v rámci projektu Mini-EUSO (Mini-Extreme Universe Space Observatory). Dalekohled bude rovněž zaznamenávat blesky a meteory svítící při průletu zemskou atmosférou.

G. Abdellaoui aj. v rámci projektu JEM (Joint Experiment Missions) EUSO uveřejnili další informace o pokusech pozorovat UHE KZ z ISS. K tomu cíli zhotovili UV fluorescenční teleskop pro registraci spršek „shora“ z paluby ISS. K testování principu umístili teleskop do gondoly výškového balónu. V srpnu 2014 se uskutečnil v Kanadě 8h stratosférický let. Autoři pak zpracovali 2,5 h záznamu, kdy byl balón v maximální výšce a prolétal poháněn větrem. Během letu registroval difúzní světlo (airglow) na ploše 780 km². Později přelétal osvětlená místa jako letiště, těžní věže a továrny. S tím bude třeba počítat i při ostrém provozu EUSO na ISS.

S. Ostapchenko začal nově generovat hadronické interakce vedoucí k vyzáření UHE KZ a ověřovat jejich platnost pomocí experimentů na urychlovači LHC. Problémem je ovšem okolnost, že maximální energie urychlených protonů v LHC činí jen zlomek (10^-7) energií UHE KZ. Lze tak spíše simulovat hadronické interakce při rozvíjení spršek UHE KZ v zemské atmosféře.

6.6. Nukleogeneze

Redakce britského vědeckého týdeníku Nature č. 7741 (31. 1. 2019) připravila obsáhlou rekapitulaci historie vzniku tabulky chemických prvků vrcholící publikací Dmitriho Mendělejeva (1834-1907) v r. 1869 před 150 lety. Na počest této události vyhlásila OSN Mezinárodní rok periodické tabulky chemických prvků. Ve skutečnosti sahá historie vzniku tabulky do ještě vzdálenější minulosti. Prvním badatelem, který si všiml periodicity tehdy ještě dosti děravé tabulky chemických prvků, byl francouzský geolog A.-É. Béguer de Chancourtois (1820-1886) jenž v r. 1862 seřadil tehdy známé chemické prvky podle rostoucích atomových hmotností a jejich periodicitu pomocí šroubovice na vnější straně válce. Po něm takové tabulky s náznaky periodicity publikovali německý přírodovědec J. L. Meyer (1830-1895) rovněž v r. 1862 a anglický chemik J. Newlands (1837-1898) v r. 1863. Mendělejev však ve své tabulce předpověděl vlastnosti tří tehdy ještě neobjevených prvků gallia, scandia a germania a tím dal tabulce prediktivní význam, protože vědci mohli předpovídat vlastnosti budoucích objevovaných prvků, včetně těch, které se dají připravit pouze násilím, protože jsou výrazně nestabilní. Do r. 2019 byla dokončena laboratorní syntéza prvků až po protonové číslo 118 (oganesson). Tím byl uzavřen sedmý řádek periodické tabulky prvků a potenciálně předpokládané prvky s protonovými čísly 119 a 120 založí po očekávané syntéze osmý řádek. Dnes je zmíněná periodicita prvků zdůvodněna díky kvantové fyzice, což dále zvyšuje velikost Mendělejevova průlomu. Od osmého řádku se však očekává, že možná se tam dosud opakovaná periodicita odchýlí a patrně se ukáže, že uměle vyráběné prvky v osmém řádku definitivně skončí.

Také americký vědecký týdeník Science věnoval v č. 6426 (1. 2. 2019) vzniku periodické tabulky chemických prvků mimořádnou pozornost dokonce pěti příspěvky autorů P. Szuromi, S. Kean, M. Gordin, J. A. Johnsonová a dvojice T. Cheisson a E. Scheiter. Před 100 lety byla založena Mezinárodní unie pro čistou i aplikovanou chemii. Unie konstatovala, že Mendělejevův objev periodicity prvků lze považovat za jeden z nejvýznamnějších objevů v přírodních vědách, a to nejenom v chemii, ale i ve fyzice a biologii. Mendělejev se nejvíce proslavil právě tím, že postřehl periodicitu ve vlastnostech chemických prvků a nechal proto volná místa pro řadu tehdy ještě zcela neznámých prvků, které se postupně objevovaly a jejichž vlastnosti přesně souhlasily s Mendělejevovými předpověďmi. Astrofyzika ukázala, že kromě vodíku a hélia vděčíme za dalších 90 prvků přítomných ve vesmíru hvězdám. Většina hvězd umí během svého života zrodit nová pokolení prvků počínaje Li, Be, B, ale hlavně pak uhlíkem až železem, kobaltem a niklem. Mnohem těžší je doplnit Mendělejevovu tabulku prvky počínaje mědí a konče uranem. Tyto prvky jsou dodnes ve vesmíru vzácné. K jejich tvorbě jsou potřebné vzácné hvězdné katastrofy v podobě výbuchů supernov, srážek neutronových hvězd a dalších exotických astrofyzikálních procesů. Jelikož aktivní doby produkce těchto prvků v různých objektech se dramaticky liší, celkové průměrné chemické složení vesmíru se dlouhodobě liší. Za uranem se pak nacházejí prvky, které jsou vesměs radioaktivní a vyrábějí se uměle v urychlovačích částic, v čemž dlouho vévodilo Rusko, ale nyní převzaly štafetu americké a německé laboratoře.

Na závěr této historie připojuji otázku, proč Mendělejev, který zemřel v r. 1907, nedostal za svůj epochální objev Nobelovu cenu za chemii. Přitom Nobelovy ceny se poprvé udělovaly už v r. 1901. Tehdy však komitét přednostně uděloval ceny za objevy předešlého roku. Toto pravidlo se brzy opustilo, takže Mendělejev byl dvakrát nominován, v letech 1905 a 1906. Přesto neuspěl, i když sám komitét pro chemii podpořil jeho nominaci v poměru 4:1. Tuto volbu však Akademie zrušila. Opakovanou druhou volbu nařídil prominentní švédský fyzik Svante Arrhenius, který najmenoval do komitétu další 4 členy a tak zvrátil první volbu. Mendělejev prohrál v poměru 5:4. Mendělejev měl u Arrhenia vroubek, protože kritizoval Arrheniovu teorii disociace elektrolytů ve vodě...

D. Siegel aj. publikovali práci, v níž se odvolávají na pozorování splynutí dvou neutronových hvězd doprovázené jednak gravitačními vlnami (GW170817), ale také dlouhým dosvitem v širokém pásmu elektromagnetického spektra. Spektra prozradila, že splynutí bylo doprovázeno procesem rychlého zachycování neutronů v disku, který obklopil černou díru. V disku tak mohly vznikat chemické prvky za hranou ⁵⁸Ni. Navzdory tomu autoři soudí, že hlavními dodavateli těžkých chemických prvků jsou kolapsary, tj. hmotné hvězdy s konečnou hmotností >9 M_ʘ, jež se zhroutí do černé díry. Přestože jde o vzácnější úkazy než splynutí dvou neutronových hvězd, nedávná pozorování trpasličí galaxie Reticulum II a také chemické obohacování naší Galaxie těžkými prvky svědčí o tom, že hmotné hvězdy s nízkou metalicitou, jež žijí krátkou dobou, a pak se hroutí gravitací jako kolapsary, vytvářejí během hroucení dobré podmínky pro masivní průběh procesu r. Autoři proto obhajují domněnku, že >80 % zastoupení těžkých prvků ve vesmíru pochází navzdory vzácnosti hmotných hvězd (v porovnání s četností splývání neutronových hvězd), přece jen z hroutících se kolapsarů během závěrečné fáze jejich existence.

O. Novotný aj. studovali okolnosti vzniku první generace hvězd (= hvězdy populace III), kdy stavebním materiálem pro vznik hvězd byly pouze vodík a helium. Autoři napodobili toto složení vesmíru v kryogenním iontovém úložném prstenci ozařovaném svazkem elektronů, jež poskytly potřebné údaje o rozbíjení molekulových iontů hydridů hélia (HeH⁺) s nejnižšími rotačními stavy. Zjistili, že molekuly s nízkými rotačními stavy viditelně odolávají rozbíjení, což v důsledku znamená, že právě tato primitivní molekula se může snadno udržet ve hře při vzniku hvězd a galaxií, daleko snáze, než udávají chemické databáze. Silně kyselá molekula HeH⁺ byla objevena laboratorně už v r. 1925. Astronomové správně odhadli, že tato jednoduchá molekula se v raném vesmíru nacházela ve hvězdných kolébkách. Teprve v r. 2019 však byla molekula nalezena v horkém plynu planetární mlhoviny NGC 7027 (Cyg, vzdálenost 920 pc; hmotnost bílého trpaslíka 0,7 M_ʘ; zářivý výkon 7 700 L_ʘ). Kryogenní laboratorní měření při teplotě 10 K pak prokázala, že hydrid hélia mohl vznikat a existovat už v čase 400 tis. let po Velkém třesku.

6.7. Astročásticová fyzika

Nedořešeným problémem částicové fyziky je hodnota poločasu rozpadu volných neutronů v klidové souřadnicové soustavě. Před 15 lety se ukázalo, že poločas rozpadu volných neutronů dává pro jednu metodu měření hodnotu 14 min 39 s, ale jiná metoda dává soustavně delší čas 14 min 47 s. Rozdíl výsledků je vyšší než udávaná střední chyba měření. Je však naděje, že nové aparatury budou měřit poločas rozpadu s chybou řádu ±1 s, což by mělo záhadu dvou odlišných hodnot poločasu rozpadu vyřešit.

J. Suhonen referoval o experimentu XENON (italská laboratoř Gran Sasso National Laboratory), jenž využívá radionuklidu ¹²⁴Xe s nadbytkem 70 neutronů, takže radionuklid se rozpadá díky jadernému rozpadu β. Naproti tomu ¹²⁴I se rozpadá pomocí záchytu elektronu, takže jeden proton jádra se změní v neutron a atom vyšle neutrino. Poločas rozpadu ¹²⁴I na ¹²⁴Te je krátký – jen 4,2 dne. ¹²⁴Xe se však nemůže rozpadnout elektronovým rozpadem kvůli zákonu zachování energie, ale může zachytit dva elektrony z elektronového obalu jádra, takže dva protony se změní na neutrony a z jádra vyletí dvě neutrina. Tento proces se nazývá dvojný elektronový záchyt. Mezinárodní tým XENON změřil poločas rozpadu ¹²⁴Xe =>¹²⁴Te na neuvěřitelnou hodnotu 1,8 ×10²² let (!) – řádově biliónnásobek, dosavadního stáří vesmíru.

T. Skwarnicki s týmem ukázali, že nedávno objevené částice považované za pentakvarky jsou ve skutečnosti baryony složené ze tří kvarků (d, u, c) a dvou mezonů (u + anti c). To znamená že jde o „molekuly“. Vzájemné vazby mezi nimi obstarávají gluony. Hmotnosti těchto „molekul“ dosahují 4 312÷4 457 MeV. Autoři však nevylučují, že se nakonec podaří objevit i skutečné pentakvarky.

V r. 2010 použili částicoví fyzikové třetí metodu pro přesné určení poloměru protonu. Místo očekávaného zpřesnění dostali hodnotu poloměru, která se od hodnoty poloměru odvozeného dvěma dřívějšími metodami významně lišila o plných 5σ. Tento nesoulad přiměl tým W. Xionga aj., aby se vrátili ke zpřesnění nejstarší metody, kdy se měří elastický elektronově-protonový rozptyl s cílem odstranit rozdílná data o poloměru protonu. Autoři dostali pro poloměr protonu o 5 % nižší hodnotu r_p = (0,831 ±0,007 stat. ±0,012 syst.) fm. Tím se přiblížili hodnotě r_p = 0,841 84, jež pochází z měření mionového atomu vodíku. Navíc se tím zlepšila správnost hodnoty pro Rydbergovu konstantu, jež patří mezi nejpřesněji měřené fyzikální konstanty. Konstanta se uplatňuje ve spektroskopii i částicové fyzice hmoty.

T. Humensky a tým VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; 32° s. š.; úbočí Mt. Hopkins; 1,3 tis m n. m.; 4 Čerenkovova zrcadla; ø 12 m; energie záření γ: (85 GeV – 30 TeV) studovali pomocí Čerenkovova optického záření objekty vzdáleného vesmíru, jež vysílají energetické paprsky v pásmu záření γ, často v podobě úzkých energetických výtrysků. V r. 2019 pozorovali záření γ z pozůstatků po supernovách Cas A (1680 ?; vzdálenost 3,4 kpc) a IC 433 (Gem, stáří 3 ÷ 30 000 tis. let; vzdálenost 1,5 kpc). V r. 2017 sledovali průchod složek dvojhvězdy VER J2032+4127 periastrem oběžné dráhy. Jedna složka je pulsar J2032+4127 a druhá složka MT91 213 patří mezi hvězdy sp. třídy Be. Na příští průchod hvězd periastrem si budou muset naši následovníci počkat do r. 2067.

A. Anker aj. začali v Antarktidě s pozorováním neutrin ultravysokých energií až 10¹⁶ eV pomocí aparatury ARIANNA (Antarctic Ross Ice-Shelf Antenna Neutrino Array). Energii rádiovým detektorům dodává větrná a solární elektrárna. V současné době se nachází v Rossově ledovém šelfu a na jižním pólu 12 přijímačů. Dipólové antény jsou umístěny v hloubce až 15 m pod ledem v různých směrech. Kromě neutrin mohou také registrovat spršky UHE KZ až do energií 10¹⁹ eV.

V červnu 2018 započala měření neutrin na aparatuře KATRIN (Katrin TRItium Neutrino experiment). Cílem projektu je stanovit hmotnosti všech tří vůní neutrin, tj. elektronového, mionového a tauonového. V září 2019 autoři uveřejnili první odhad horní hmotnosti nejlehčího neutrina po 28 dnech měření radioaktivního rozpadu tritia: ≲1,1 eV. Autoři očekávají, že po třech letech měření se tato hodnota sníží na ≲0,2 eV. M. Agostini aj. poukázali na skutečnost, že neutrina jsou Majoranovy fermiony, tj. že mají velmi malou hmotnost, ale jsou totožné se svými antičásticemi. Laboratorní pokus GERDA (GERmanium Detector Array) s 82,4 kg izotopu ⁷⁶Ge obklopeného kapalným argonem poukázaly, že poločas rozpadu neutrin musí být větší než 10²⁶ roků. Odtud lze odhadnout, že neutrina mají hmotnost v rozmezí 0,07÷0,16 eV.

Dosud nejpřesnější horní mez pro hmotnost nejlehčího neutrina zveřejnili A. Loureiro aj., kteří zkombinovali nejpřesnější údaje o velkorozměrové struktuře vesmíru, reliktním záření, supernovách třídy Ia a nukleosyntéze v raném vesmíru. Stanovili tak horní mez hmotnosti nejlehčího neutrina: ≲0,086 eV. To znamená, že nejlehčí neutrino je minimálně 6milionkrát lehčí než elektron. Horní mez součtu hmotností všech tří vůní neutrin ∑m_ν ≲ 0.26 eV (pravděpodobnost 95 %). Když se berou v úvahu výsledky měření oscilací neutrin, vychází pro součet vůní neutrin ještě nižší hodnota ∑m_ν ≲ 0.15 eV (pravděpodobnost 95 %), což však vypadá fyzikálně málo reálné.

Po modernizaci obřího japonsko-amerického detektoru Super-Kamiokande byla aparatura uvedena do zkušebního provozu koncem ledna 2019. Odstávka aparatury proběhla během pouhých osmi měsíců. Mezi červnem 2018 a lednem 2019 bylo vypuštěno 50 tis. tun superčisté vody a pak znovu napuštěno. Rovněž se opravovaly sváry ocelových plátů vnějšího obalu v délce 6 km, kde po dlouhém provozu začala slabě prosakovat voda. Náklady na modernizaci dosáhly 10 mil. $. Hlavním cílem modernizace je zachytit neutrina při výbuších supernov v cizích galaxiích. Vědci odhadují, že díky zvýšené citlivosti aparatury bude možné během roku zaznamenat neutrina ze supernov řádově desetkrát ročně. Šéf projektu M. Nakahata uvedl, že při výbuchu supernovy se vydá do mezihvězdného prostoru 10⁵⁸ neutrin. Odhadl, že v pozorovatelném vesmíru dochází k explozi supernovy každých 2 až 3 sekund, ale naprostá většina těchto úkazů probíhá příliš daleko od nás. Kromě toho se počítá s možností, že by se mohlo podařit určit dlouhý poločas rozpadu protonu. Obnoví se také pozorování neutrin vysílaných z částicového urychlovače. Během zkušebního provozu se počítá s obohacením čisté vody malou příměsí gadolinia (Gd). Díky příměsi Gd lze pak odlišit signál antineutrina od signálu slunečních neutrin. Jde však o velmi náročnou operaci, protože superčistá voda v Super-Kamiokande se plynule zbavuje nečistot, ale neměla by „čistit“ užitečné Gd. I tento problém se však podařilo vyřešit.

Japonští vědci a inženýři však už připravují stavbu ještě monumentálnější aparatury Hyper-Kamiokande, jež plánují postavit během dvou let. Detektor bude obsahovat 260 tis. tun superčisté vody. To určitě zvýší četnost měření neutrin ze supernov. Navíc by se tak mohla objasnit příčina, proč v raném vesmíru hmota nepatrně převažovala nad antihmotou, což byla klíčová podmínka pro vznik hvězd, Země a člověka.

Čím dál zajímavější jsou studie, které se týkají pozorování extrémně energetického neutrina (energie 290 TeV) ze zdroje v galaxii typu blazar TXS 0508+056 (vzdálenost 1,16 Gpc), jež zachytila 22. 9. 2017 aparatura IceCube na jižním pólu pod označením IC-170922A. Také družice Fermi, jež pozoruje oblohu v pásmu záření γ a tvrdém rentgenovém, již delší dobu sleduje poměrně vysoký podíl paprsků gama ve spektru této galaxie. Stereo Čerenkovova aparatura MAGIC na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,2 km n. m.; 2 zrcadla ø 17 m; pásmo energií 25 GeV÷30 TeV) má rovněž jasné důkazy o mimořádném podílu částic o vysokých energiích ve spektru. Blazary jsou totiž galaxie, v jejichž centru se nachází černá veledíra a těsně nad ní je ukotvena pata výtrysku, jenž je zúžen působením šroubovicové struktury silného magnetického pole, přičemž osa výtrysku míří přibližně k Zemi. Synchrotronové záření paprsků γ nabírá během první fáze letu k Zemi energii podobně, jako se to děje v pozemních urychlovačích částic, jenže kosmické urychlovače vyhrávají, protože výtrysky jsou dlouhé desítky světelných let i stovky světelných let.

P. Padovani aj. však konstatovali, že ve skutečnosti není zmíněná galaxie blazarem mířícím k Zemi, protože energie ve výtrysku je o dva řády větší, než kdyby výtrysk mířil přímo na nás. Také S. Britzen aj. varují, že zmíněný úkaz se liší od blazarů tím, že je provázen rekordní energií neutrina, nikoliv paprsků gama. Autoři k pochopení existence extrémně energetického neutrina využili rádiového zobrazení výtrysku na frekvenci 15 GHz (20 mm) v letech 2009-2018. Speciálně se zaměřili na termín zvýšené neutrinové aktivity mezi zářím 2014 a březnem 2015 i na období kolem příletu rekordního neutrina v r. 2017. Podrobně studovali kinematiku výtrysku kolem obou termínů. Výtrysk byl v těch intervalech silně zakřiven a podléhal precesnímu pohybu. Dokonce jsou známky, že v té době fungovaly dva výtrysky, které se protínaly! Došlo tak nakonec k výjimečné situaci, kdy průsečík výtrysků v délce jednoho parseku mířil zásluhou precese vskutku přímo k Zemi. Přitom v té době byla aktivita výtrysku v oboru γ poměrně nízká.

Počátkem července 2020 bylo pod patronací CERN ustaveno konsorcium EuCAPT (Eu Consortium for AstroParticle Theory), jež bude koordinovat evropský výzkum v astročásticové fyzice a kosmologii. Jde o společnou iniciativu Francie, Holandska, Itálie, Německa, Portugalska, Španělska, Švédska, Švýcarska a Velké Británie. Prvním ředitelem konsorcia byl jmenován G. Bertone z Centra pro gravitaci a astročásticovou fyziku na univerzitě v Amsterdamu. Podle řady odborníků k řešení makroskopických problémů soudobé kosmologie (skrytá látka, skrytá energie, kosmologická inflace, velkorozměrová struktura vesmíru) bude potřebná těsná spolupráce s částicovou fyzikou.

6.8. Teoretická fyzika

V r. 1919 se odehrála vědecká událost, která zpopularizovala obecnou teorii relativity (OTR) publikovanou Albertem Einsteinem na konci r. 1915. O tento úspěch, jenž z tvůrce teorie učinil vědeckou ikonu XX. století, se zasloužili britští astronomové, kteří v květnu 1919 uspořádali dvě expedice za úplným zatměním Slunce jednak do brazilského Sobralu, a souběžně na Princův ostrov v Atlantiku. Hlavním hrdinou celé akce se stal tehdy sedmatřicetiletý Arthur Eddington, jenž byl vyreklamován k přípravám expedicí, protože mu jako kvakerovi, který odmítal vojenskou službu, hrozilo během války vězení.

Tehdejší zatmění bylo velmi vhodné pro ověření Einsteinovy teorie, protože v době zatmění Slunce procházelo před otevřenou hvězdokupou Hyády, takže byla naděje, že předpovídaný ohyb světla hvězd v gravitačním poli Slunce bude ověřován větším počtem poměrně jasných hvězd v různých úhlových vzdálenostech od slunečního disku. Na obou stanovištích bylo v době zatmění jasno, ale horko, takže k vyvolání fotografií museli astronomové počkat až na noční ochlazení.

V r. 2019 byly publikovány tři knihy autorů P. Colese, D. Kenneficka a R. Cowena, které velmi podrobně a s nadhledem popsali, co se posléze stalo významnou vědeckou událostí XX. století. Na společném zasedání londýnské Královské společnosti a Královské astronomické společnosti v listopadu r. 1919 byl hlavním řečníkem Eddington, jehož se po skončení akce zeptali novináři, zda je pravda, že obecné teorii relativity rozumí jen tři fyzici. Eddington váhal s odpovědí, ale novináři byli netrpěliví. Eddington nakonec řekl, že přemýšlí, kdo je ten třetí... Později Eddington připustil, že expedice za zatměním byla nejskvělejší zkušeností jeho vědecké kariéry. Einstein sám se přidal pochvalou, že původně myslel, že astronomové jsou příliš velcí puntičkáři, ale teď jim musí poděkovat právě za to puntičkářství.

L. Blanchet aj. upozornili na možnost měřit relativistické efekty soustavy hvězdy HD 80606 (UMa; 9 mag, sp. třída G5, vzdálenost 67 pc) a exoplanety b, která kolem hvězdy obíhá po velmi výstředné dráze (e = 0,9330 ±0,0005) v nezvykle dlouhé periodě 111,4 d. Když exoplaneta b prochází periastrem, stoupá její povrchová teplota na 1,5 tis. K. Do soustavy však patří ještě hvězda HD 80607 (9 mag, sp. G5) vzdálená od hvězdy HD 80606 1,2 tis. au. Šťastnou shodou okolností se stalo, že exoplaneta b je vůči své mateřské hvězdě zákrytová pro pozorovatele na Zemi. V r. 2009 byl zcela nečekaně pozorován první zákryt exoplanety b mateřskou hvězdou HD 80606 a ještě v témž roce i její přechod přes disk hvězdy. To umožnilo přesně změřit sklon dráhy exoplanety 89,3°, dále její poloměr R = 0,98 R_J a hmotnost M = 4,1 M_J. Exoplaneta obíhá hvězdu prográdně, ale její dráhu ovlivňuje díky Kozaiově-Lidovově mechanismu i druhá hvězdná složka HD 80607. Bizarní oběžná dráha je v tomto případě výhodou pro změření efektů OTR. Jelikož od doby objevu absolvovala exoplaneta b již 33 oběhů, měla by se opožďovat proti Newtonově teorii již o 3 minuty, což je snadno měřitelné. První údaje získal v r. 2010 infračervený kosmický teleskop SST a od té doby je exoplaneta pod bedlivým dozorem.

K. Burdge aj. upozornili na vyhlídky v detekci gravitačních vln pro těsné dvojhvězdy – bílé trpaslíky. Takových objektů je v Galaxii hodně, ale zatím jen jedna dvojice bílých trpaslíků SDSS J0651+2844 je zákrytová s oběžnou periodou 10,75 minut. Autoři práce však našli binární soustavu ZTF J1539+5027, jež má ještě kratší oběžnou dobu 6,9 minut. Oba bílí trpaslíci by se rozměrem oběžných drah klidně vešli do objemu o velikosti Saturnu. Během jedné periody se jejich vzdálenost měřitelně zmenšuje, což znamená, že se pohybují po spirále a splynou za 210 tis. let. Efektivní teplota primárního trpaslíka dosahuje 49 kK. Pokud bude dodržen termín vypuštění družice LISA v r. 2034, autoři očekávají, že obecná teorie relativity (OTR) bude podrobena dalšímu úspěšnému testu během jediného týdne měření.

Victoria Xu aj. navrhli nové uspořádání atomového gravitačního interferometru, jež v porovnání s klasickým prodlouží měření gravitačního potenciálu až na 20 sekund. Klasický interferometr je věž vysoká 10 m, v níž atomy umístěné na vrcholu věže padají v zemském gravitačním poli na dno věže jen několik sekund. V novém typu gravitačního interferometru se atomy formují do oddělených vlnových paket a vzniklé formace se udrží ve svislém směru v mikrometrových vzdálenostech, což vede ke zvýšení přesnosti měření gravitační potenciální energie. Výsledkem je zpřesněné měření gravitačního potenciálu o tři až čtyři řády, což výrazně zlepšuje možnosti testovat OTR v atomárním měřítku.

Jing-Ping Zhu aj. se věnovali možnosti ověřovat Speciální teorii relativity (STR) během zamýšleného projektu Breakthrough Starshot (Skok ke hvězdám). Jde o návrh poslat k nejbližší hvězdě Proxima Centauri celé mračno gramových čipů a urychlit je pomocí laserů na rychlost 0,2 c. Během letu by řada čipů narazila na překážky, ale aspoň cca 20 % čipů by doletělo k Proximě a některé z nich by Proxima zachytila na oběžné dráze, takže by pomocí minikamer mohly posílat své snímky nebo videa zpět na Zemi. Jde tedy o projekt, jehož ovoce by se sklízelo po 25 letech od vyslání čipů. Zhang a Li přišli s nápadem, že by čipy nesly miniaturní transrelativistické kamerky a mohly by být vysílané libovolnými směry. Jako v klasické nebeské mechanice i v tomto případě by měly teoreticky stačit tři polohy kamerky k určení dráhových parametrů jednotlivých čipů. Porovnaly by se trajektorie v klidové souřadnicové soustavě Země s trajektorií v klidové soustavě kamerky. Pokud by se podařilo změřit dostatečný počet bodů na dráze, mohl by se projevit efekt aberace světla ve STR. Horní mez hmotnosti fotonu by měla být o něco nižší než energie fotonů, tj. ~1 eV.

6.9. Gravitační vlny

Stoleté jubileum OTR přineslo také otázky, jak to bylo s Einsteinovým vztahem k existenci gravitačních vln. Einstein si v r. 1916 poprvé uvědomil, že když se prostoročas zakřivuje působením hmoty, musí se zvlnit, když se hmota urychluje. Bohužel v práci, kterou zveřejnil v r. 1916 se dopustil několika matematických chyb, což napravil až o dva roky později. Jenže ani tato oprava nebyla bez chyby. V r. 1922 zjistil Eddington, že v práci je další matematická chyba a navíc, že některá vlnová řešení připouštějí, že gravitační vlny se mohou pohybovat rychleji než světlo. Ve své kritice Einsteina byl Eddington docela nesmlouvavý, když poznamenal, že takové vlny se mohou pohybovat pouze rychlostí zbožných přání. Eddington dokonce začal pochybovat o samotné existenci gravitačních vln. Na to odpověděli Einstein a jeho asistent N. Rosen v dalších letech tak nešťastně, že problém ještě více zamotali. Trvalo celých 35 let, než britský doktorand F. Pirani správně vysvětlil, jak mohou gravitační vlny ovlivnit materiální částice. Na vyřešení problému se dále podíleli R. Feynman a Piraniho školitel H. Bondi. Na klíčové konferenci pak J. Wheeler a J. Weber konstatovali, že gravitační vlny musí existovat a existuje cesta, jak je pozorovat.

V r. 1974 J. Taylor a jeho doktorand R. Hulse začali pomocí 300m radioteleskopu v Arecibo pozorovat pulsar PSR B1913+16 v souhvězdí Orla ve vzdálenosti 6,4 kpc. Pulsary jsou neutronové hvězdy o nepatrných rozměrech, ale rekordních hustotách. Hmotnost pulsaru byla 1,44 M_ʘ a hmotnost druhé neutronové hvězdy 1,39 M_ʘ, takže obě tělesa obíhala kolem společného těžiště v periodě 7 a ¾ h po protáhlé eliptické dráze s výstředností 0,62. Obě neutronové hvězdy proto podle výpočtu OTR měly vysílat gravitační vlny o výkonu 7×10²⁴ W. Tím soustava ztrácela oběžnou rychlost, což se projevilo postupným zkracováním její oběžné doby. Už v r. 1981 byl efekt zkracování periody zřetelný a v souladu s výpočtem podle OTR. V r. 1993 získali R. Hulse a J. Taylor za tento nepřímý důkaz existence gravitačních vln Nobelovu cenu za fyziku. Od té doby nejprve J. Weber (neúspěšně, ale inspirativně) a následně Kip Thorne a Rainer Weiss s týmem začali pracovat na těžkém projektu přímého pozorování gravitačních vln. Je třeba ocenit trpělivost NSF USA, že dokázala po dlouhých 36 let podporovat drahý projekt, který nakonec vedl k triumfu, jenž už nyní výrazně ovlivňuje bádání o povaze vesmíru. Mezinárodnímu týmu vědců se podařilo měřit vzdálenosti zrcadel na ramenech dlouhých 4 km s přesností 1/200 průměru protonu. Zároveň se podařilo dokázat další tvrzení OTR, že rychlost šíření gravitačních vln je ve vakuu totožná s rychlostí světla s relativní přesností 10^-15.

Je opravdu dechberoucí, jak rychle se podařilo z průkopnického období prvních detekcí gravitačních vln v letech 2015-2016 vytvořit rovnocenný obor studia v novém pásmu experimentální astrofyziky. Přispělo k tomu několik zlepšení původních aparatur LIGO, ale též vstup italské observatoře Virgo do plného provozu, což umožňuje triangulaci detekcí a následně kvalitní odhad vzdálenosti konkrétního zdroje. Zatímco v první etapě měření se výsledky pozorování zveřejňovaly až po půl roce i déle, dnes je situace právě opačná. Kdokoliv se o gravitační vlny zajímá, může dostávat informace o nových zdrojích téměř okamžitě přímo do svého mobilu a zapojit se do pozorování prostředky mnohopásmové astronomie. Stačí sledovat internetovou adresu gcn.gsfc.nasa.gov.

D. Castelvecchi popsal v Nature č. 7737 zahájení provozu japonského detektoru gravitačních vln KAGRA (KAmioka GRAvitational wave detector). Stavbu finančně podpořila také Jižní Korea a Tajvan. Jde o první hluboce chlazený (20 K) detektor gravitačních vln, jehož pořizovací cena byla jen 148 mil. $. Ramena detektoru se nacházejí ve dvou 3km tunelech pod horou Ikenoyama, kde je seismický šum o dva řády slabší než na povrchu. Oba tunely byly proraženy za necelé dva roky. Japonští fyzikové měli smůlu, když v r. 2001 došlo k těžkému incidentu v detektoru neutrin Super-Kamiokande při rázové vodní vlně, jež zničila fotonásobiče ponořené ve vodě během údržby zařízení. O nápravu se bravurně přičinil japonský fyzik Takasi Kajita a Super-Kamiokande se v následujících letech stal zdrojem významných objevů, za něž byl právě Kajita odměněn v r. 2015 Nobelovou cenou za fyziku. Kajita se ujal dokončit projekt KAGRA, který není pouhou kopií tří funkčních aparatur v USA a Itálii. Obě zmíněné novinky, tj. významné chlazení a odstínění od seismického šumu slibují, že příští detektory budou tohoto zvýšení citlivosti aparatur využívat.

Další gravitační detektor se buduje v Indii s rozpočtem 177 mil. $. Podle plánu by měl být dokončen během r. 2024, ale možná později s ohledem na probíhající koronavirovou pandemii. Modernizací se do r. 2025 zvýší i efektivita původních amerických detektorů za mírnou cenu 35 mil. $. Lze tak očekávat, že v polovině dekády bude četnost signálů gravitačních vln dosahovat tempa 24 signálů/den! O financování se podělí americká NSF (20,4 mil. $) s britskou agenturou pro výzkum a inovace (13,7 mil. $) a zbylou částkou přispěje Austrálie. Ani tím modernizace neskončí. Už se připravuje další modernizace ALIGO+, která zvýší dosah aparatury na dvojnásobek, tj. 1 mld. sv. let. Podobně se zvýší i citlivost aparatury Virgo pomocí techniky kvantového sevření signálu.

6.10. Experimentální fyzika

Dne 20. 5. 2019 (Světový metrologický den) proběhl významný převrat v definicích několika základních fyzikálních jednotek. Byl tak dokončen převrat, který místo materiálních jednotek se využívá fyzikálních konstant, jež lze s vysokou přesností kalibrovat v kterékoliv dobře vybavené fyzikální laboratoři. Například kilogram lze definovat ve vztahu na Planckovu konstantu h, jednotka elektrického proudu (ampér), teploty (kelvin) a mol lze rovněž laboratorně měřit s vysokou přesností. Jednotky soustavy SI jako sekunda, metr a candela byly už dříve definovány podle stejného klíče.

Mezinárodní projekt ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor), jenž by měl být prvním termonukleárním zařízením s kladným výkonem, trpěl zpočátku velkými organizačními i koncepčními potížemi. Začal se stavět v jižní Francii v r. 2013 s plánovaným rozpočtem 18 ÷ 22 mld. €. V r. 2015 nastoupil do funkce generálního ředitele obřího projektu francouzský profesor Bernard Bigot a projekt se rozběhl úspěšně. V lednu 2019 byl proto jednomyslně potvrzen i na druhé pětileté období. První konstrukční fáze byla v té době hotova z 60 %. Plánuje se, že kolem r. 2026 bude v zařízení cirkulovat plasma a o 10 let později by měl být plně v provozu. Jde o zařízení typu tokamak a na jeho výstavbě se podílí velké množství států Evropy, Asie, Severní Ameriky, ale i Austrálie.

D. Castelvecchi referoval v Nature č. 7737 o nových pokusech fyziků, jež naznačují, že se podaří vyvolat a udržet supravodivost v materiálech o pokojové teplotě. R. Hemley aj. oznámili v květnu 2019, že se vyvolali supravodivost v materiálu, v němž se kombinuje vodík s desetinovou příměsí lanthanu, čímž vzniká superhydrid, jenž byl supravodivý při teplotě −13° při tlaku 200 GPa ve vzorku v diamantové kovadlině. V srpnu 2019 se pak konečně dostali do kladné teploty 7°. Teď se autoři pokoušejí udržet kladnou teplotu supravodivosti při snižování obřího tlaku.

Ke stejnému tématu se v Nature č. 7757 vyjádřil J. Hamlin. Supravodivost byla objevena v r. 1914 ve rtuti při teplotě 4 K. Objev ukázal, že supravodivost vhodných materiálů při vyšších teplotách by byla velmi užitečná pro rozvod elektřiny. V r. 2014 se podařilo vyvolat supravodivost H₂S (sirovodík, nyní sulfan) při teplotě 164 K (-109 °C), ale až při stlačení na 2 ×10⁸ Pa, což není příliš praktické. V r. 2018 ohlásily dva výzkumné týmy, že dosáhly supravodivosti LaH10 (superhydrid lanthanu) při teplotě +7° C, ale opět při extrémně vysokém tlaku 10⁸ Pa. V současné době se pomocí počítačových simulací dá předběžně předvídat, jaké podmínky musí být splněny, aby se supravodivost vyskytla u materiálu, který nepotřebuje tak vysoké tlaky; to znamená že končí metoda pokus-omyl a předává žezlo počítačovým simulacím.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

Známý astrofyzik a skvělý popularizátor astronomie a příbuzných oborů Paul Davies (*1946), jenž v současné době působí na Arizonské státní univerzitě v Tempe, publikoval v r. 2019 knihu s poněkud zavádějícím názvem Démon ve stroji. Tématem knihy jsou otázky, jak vznikl život na Zemi, a zda i na jiných kosmických tělesech se vyskytují jevy, jež bychom nazvali životem a popřípadě i životem inteligentním. Davies však není prvním fyzikem, jenž se vědecky zamýšlí nad zázrakem pozemského života, jenž historicky zcela nedávno dospěl k životu inteligentnímu. Má slavného předchůdce Erwina Schrödingera (1887-1961), nositele Nobelovy ceny (1933) za sérii prací z kvantové vlnové mechaniky, jež vyvrcholily sestrojením vlnové rovnice. Přesto ho Univerzita ve Štýrskem Hradci po anšlusu odvolala, protože byl Žid. Následně se Schrödinger po různých peripetiích usadil v bezpečí na Univerzitě v Dublinu. Ve statutu Univerzity měl povinnost pronášet jednou ročně veřejné přednášky na libovolné téma.V r. 1943 měl na dublinské univerzitě sérii přednášek o původu života, které o rok později vydal knižně pod názvem „Co je život?“ Právě tato kniha inspirovala po válce molekulární biology k objevu genetiky a rozluštění genetického kódu. Schrödingerova analýza byla perfektní, takže on sám se už k tomuto tématu po válce nevrátil.

Davies ve své knize rozebírá současnou situace v molekulární genetice, jež se výrazně sblížila s fyzikou jednak metodami studia genetického kódu, ale též díky významnému rozvoji teorie informace. Autor v knize poukazuje na průkopníka teorie informace C. Shannona, koncept Turingova stroje a von Neumannovy replikujícího se stroje. Pokladem pro současnou biologii se stalo sekvenování a z toho pocházející chytré počítání. Z těchto pokroků těží molekulární biologie, epigenetika, integrální teorie o vzniku vědomí i kvantová biologie, jež se týká kvantových efektů ve fotosyntéze, a vysvětlení takových podrobností jako je barva hmyzu nebo navigace ptáků. Zatímco dřívější spekulace o životě na Zemi si pohrávaly s představou, že stavební kameny života dopadaly na Zemi z vesmíru, Davies soudí, že pozemský život vzniklý na místě nyní expanduje do svého okolí díky družicím, kosmickým sondám, a lidem, kteří se dostávají do vesmíru a vezou ve svých útrobách spoustu baktérií i dalších živých organismů, takže pozemský život bude postupně rozeset do vesmíru.

Ve stejném roce vyšel spis S. A. Kauffmana (*1939): Svět za fyzikou: vynoření a vývoj života. Autor je odborníkem na studium komplexních systémů, přičemž tím nejsložitějším komplexním systémem je nepochybně život na Zemi. Na začátku svého působení studoval díla A. Oparina a J. B. S. Haldaneho, kteří se snažili vytvořit hypotézu o přechodu mezi anorganickými materiály a prvními jednobuněčnými živými tvory. V 80. a 90. letech minulého století přispěl do debaty o životě svými studiemi o autokatalytických souborech. Předpokládal, že dostatečně bohatá chemická polymerová polévka projde fázovým přechodem na rozhraní mezi neživým a živým souborem. Autor přitom čerpal z matematických studií sítí P. Erdöse a A. Rényiho. Kauffman však tvrdil stejně jako N. Bohr a P. Jordan, že k objasnění vzniku života na Zemi bude potřebí objevit ještě další, dosud neznámé fyzikální zákony. Po objevu dvoušroubovice DNA však většina odborníků soudí, že současné fyzikální zákony by měly na vysvětlení přechodu od neživého k živému stačit. Klíčové fyzikální zákony potřebné pro objasnění otázky vzniku života se staly právě fyzikální objevy ve 20. let minulého století, zejména právě Schrödingerova vlnová rovnice!

Ostatně v r. 1952 uskutečnil S. Miller velmi pozoruhodný pokus, kdy z anorganických sloučenin za podmínek, které mohly panovat v dávné minulosti Země, vznikly organické látky včetně aminokyselin. V r. 1993 C. Sagan využil průletu sondy Galileo u Země k pořízení spektrálních snímků Země. Na nich byl nápadný intenzivní červený okraj spektra, jenž odpovídá pigmentům vázaných na chlorofyl. Chlorofyl se na Zemi nalézá v kyanobakteriích, řasách, mechu, korálech a listnaté vegetaci, takže může sloužit jako indikátor různých životních forem jak ve Sluneční soustavě, tak i na exoplanetách. Nejnověji od r. 2018 probíhají na McMasterově univerzitě v kanadském Hamiltonu podobné pokusy v Planetárním simulátoru, kde lze podmínky pokusu plynule měnit.

V r. 2019 ohlásili S. Zeng aj., že objevili v interstelárním prostoru glykolonitril (HOCH₂CN), což je prebiotická sloučenina pro vznik ribonukleotidů, odkud je už jen malý krůček k vytvoření nukleových kyselin. Autoři pozorovali prahvězdu slunečního typu IRAS 16293-2422 B, pomocí aparatury ALMA. Objevili tak horké jádro prahvězdy o teplotě 158 K a vnější chladnou obálku o teplotě 24 K. V. Došović aj. uvedli, že pokud jde o život v naší Galaxii, je třeba pozorovat obě protichůdné tendence: rozšiřování ekologických nik a naopak podléhání životů katastrofám. Autoři ukázali, že při dnešní úrovní výpočetní techniky lze simulovat rozmanité situace na výkonných počítačích a pak má smysl hledat vhodné příklady v okolním vesmíru.

E. Schwieterman aj. konstatovali, že pro komplexní život na planetách je nutná kapalná voda na povrchu planety v podobě řek, jezer a oceánů. I když takové podmínky mohou být splněny nejčastěji na exoplanetách obíhajících kolem červených trpaslíků, problémem jsou jedovaté plyny v jejích atmosférách a také četné supererupce na mateřských hvězdách, jež prakticky život na povrchu tamějších planet rychle zničí. Proto patrně není život na exoplanetách hvězdy TRAPPIST-1 nebo Ross-128. Podobně K. Vida aj. doslova odepsali planetu b u nejbližší hvězdy po Slunci. Sledovali pomocí družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) četnost a mohutnost erupcí na povrchu Proximy. Silné erupce tam ruší vznik života vysokou frekvencí 1,5 erupce/d! V erupcích se vyzáří 10²³÷10²⁵ J, ale ve dvou letech pozorování už zaznamenali i erupci o vyzářené energii 10²⁷ J. P. Pinchuk aj. hledali v květnu 2017 stopy technologického života v soustavách TRAPPIST-1 (vzdálenost 12,4 pc) a u exoplanety b hvězdy LHS 1140 (vzdálenost 12,5 pc) ve frekvenčním rádiovém pásmu 1,15÷1,73 GHz (vlnové délky 0,17÷0,26 m) pomocí 100m radioteleskopu GBT. Zaznamenali 3 TB dat, ale žádný technický signál.

Podobně H. Issacson aj. pozorovali optická spektra 3 hvězd ze souboru 234 hvězd, pro něž E. Borra a E.Trottier našli periodické modulace spekter, které mohly být důkazem činnosti technologické civilizace na planetě v ekosféře. s cílem objevit periodické modulace ve spektrech, které by mohly být známkou technologické civilizace na některé z exoplanet. Autoři ani u jedné z hvězd žádné periodické modulace nenašli.

M. Lingam a A. Loeb však přišli s odvážným nápadem, že vhodný potenciál pro existenci života na exoplanetě mohou mít hnědí trpaslíci o efektivních teplotách v rozmezí 250÷350 K, kolem nichž se v tom případě nacházejí velmi rozsáhle ekosféry.

E. Jehin aj. spustili od začátku r. 2019 přehlídku 1 000 jasných (K <12,5 mag), malých (≤ 0,5 R_ʘ) a blízkých (d ≤ 40 pc) hvězd a hnědých trpaslíků. Chtějí tak objevit exoplanety podobné Zemi pro následný podrobný výzkum jejich atmosfér pomocí 39m ELT ESO a 6m JWST.

M. Lingam a A. Loeb přicházejí s odvážným nápadem, že vhodným potenciálem pro existenci života na exoplanetě mohou být hnědí trpaslíci o efektivních teplotách v rozmezí 250÷350 K, kolem nichž se v tom případě nacházejí velmi rozsáhle ekosféry.

J. Varroll-Nellengack aj. se pokusili obejít Fermiho paradox, jenž se diví, proč nás nenavštěvují technicky podstatně vyspělejší civilizace. V Galaxii totiž existuje mnoho hvězd Slunci podobných, ale až o miliardy let starších, takže u mnoha z nich pobývají exoplanety v ekosférách. U některých hvězd se tedy nalézají mnohem starší velmi pokročilé technické civilizace, které by nás mohly snadno navštívit. Při těch počtech starších hvězd sp. tříd F G K by takové návštěvy měly být časté. Autoři paradox řeší tím, že žádné exoplanety nežijí v ekosférách dostatečně dlouho a většina civilizací se v poměrně krátké době sama zahubí. Jinými slovy, v Galaxii sice civilizace stále existují, ale netrvají tak dlouho, aby mohly napříč Galaxii cestovat dostatečně rychle a daleko.

A.P. Wilson aj. se věnovali otázkám, zda mikrometeority mohou přinášet organické látky potřebné pro vznik života. Pokud jde o Zemi, tak vysoká rychlost vstupu do zemské atmosféry organické příměsi spolehlivě ničí vysokou teplotou, protože vstupní rychlost přesahuje minimálně 11,2 km/s. Mars je na tom o něco lépe, protože rychlost vstupu mikrometeoritů činí jen 5 km/s. Pro mikrometeority je 3x příznivější, že organické látky se nerozpustí při průletu, než je tomu při příletu k Zemi. Autoři zjistili, že jen 1 % organických látek v mikrometeoritech není roztavena, kdežto u Marsu přežívá 10 % organických příměsí.

8. Přístroje

8.1. Optické dalekohledy

Evropský projekt obřího dalekohledu ELT (Extremely Large Telescope) přes potíže způsobené koronavirem pokračuje v přípravách. Zemní práce na Cerro Armazones (2,8 km n. m.; 25° j. š.) byly ukončeny, probíhá betonování základů a hrubá stavba. Zároveň se pracuje na přístrojovém vybavení: sekundární M2, terciární M3 a kvartérní M4 zrcadla vyrábí německá firma Schott ze sklokeramického materiálu Zerodur. Optický systém ELT bude mít zrcadel pět. M2 bude po dokončení držitelem několika rekordů - s průměrem 4,25 m půjde o největší sekundární, největší vypuklé a nejvíc asférické velké zrcadlo; při tloušťce skla ~100 mm a vnitřním otvoru o ⌀ ~0,8 m činí rozdíl od kulového povrchu téměř 2 mm, a to při požadované přesnosti vybroušení ~1-2 nm. Hmotnost zrcadla je asi 3 t, jeho instalace 60 m nad podlahou kopule (!) bude vyžadovat konstrukci o hmotnosti ~12 t. Těleso zrcadla prošlo po vybroušení interferometrickou a rentgenovou kontrolou kvality a bylo posláno na pokovení. Zrcadlo M3 je duté a tvarově jednodušší - při průměru 3,9 m má vnitřní otvor velikosti jen 30 mm a odchylku od kulového tvaru ~30 µm. Tloušťka skla a celková hmotnost je srovnatelná s M2, ale výrobní postup není tak náročný. Výrobní přesnost nosných konstrukcí o rozměrech desítek m musí být ~0,1 mm, aby šestice pozičních aktuátorů byla schopna ustavit objímku každého zrcadla s přesností ≤ 1 µm. Skutečnou výzvu představuje zrcadlo M4, které bude největším adaptivním optickým prvkem všech dob - s průměrem 2,4 m se bude s frekvencí 1 kHz deformovat podle požadavků řídícího počítače na ≥ 5 tis. místech. Kruhové zrcadlo má šest segmentů, každý o tloušťce 1,95 mm s požadovanou přesností povrchu ≤ 14 nm; celkem je segmentů vyrobeno 12, v případě potřeby znovupokovení se celé zrcadlo vymění za rezervní a po obnově povrchu se samo stane rezervou. Zrcadla budou umístěna ve skořápce vyrobené z křemičito-uhlíkové keramiky, jež je pákovým strojem (podobným ramínkovému mechanismu automobilových stěračů) přichycena k nosné konstrukci, která bude otočná a bude umožňovat výběr Nasmythova ohniska. Všechna tři zrcadla a jejich nosné konstrukce vznikají ve spolupráci s francouzskými a italskými firmami Safran Reosc (broušení, pokovení), Mersec (keramika) a AdOptica (konstrukce, sesazení).

Americký projekt extrémního dalekohledu TMT (Thirty-Meter Telescope) dále provázejí problémy se zahájením prací. Přestože havajský Nejvyšší soud potvrdil platnost vydaného stavebního povolení, protestující občané zablokovali přístupovou cestu na observatoř na Mauna Kea. Přes opakované zatýkání demonstrantů místní policií se nepodařilo zajistit trvalý volný průjezd a na dobu více než 3 týdnů byla dokonce přerušena pozorování i na již existujících dalekohledech. Ačkoli podle průzkumu veřejného mínění 64 % obyvatel Havaje výstavbu TMT podporuje (připomeňme, že „výměnou“ za TMT má být 5 stávajících dalekohledů rozebráno a odvezeno z vrcholu sopky), protestující se stále hlasitě dožadují ukončení projektu. I uvnitř astronomické komunity se objevily hlasy, že požadavky místních a zejména domorodých obyvatel je třeba respektovat. 8. srpna 2019 proto vedoucí projektu oficiálně podal žádost o zahájení stavebního řízení na observatoři Roque de los Muchachos na La Palmě na Kanárských ostrovech. Přestože pozorovací podmínky na Kanárech nejsou tak výhodné jako na Havaji (a přes další potíže, jako jsou protesty Japonska, Číny a Indie - Havaj je pro ně zeměpisně blíž), je stále pravděpodobnější, že TMT nakonec bude stát právě na La Palmě.

J. Ratzloff aj. zveřejnili detailní popis optické soustavy Evryscope, která kombinuje běžně dostupné světelné objektivy Rokinon s 28,8 Mpx CCD detektory. Vtip je v tom, že objektivů (i CCD čipů) je 22 a jsou společně umístěné na jedné nosné konstrukci, připomínající provrtaný hříbek na štupování ponožek. Objektivy jsou namířené tak, aby zabíraly 8 150 □° při celkovém rozlišení 780 px; úhlové rozlišení je 13″/px, limitní jasnost činí 16 mag při 120s expozici a vyčítací doba celé „kamery“ je jen 4 s. Pozorovací strategie je zaměřit se na jedno velké pole a sledovat je soustavně po 2 h, pak se posunout na další pole, opět snímkovat 2 h a tak stále dokola - cílem je detekce krátkodobých změn jasnosti, míří tedy na přechodná zjasnění všech druhů, kataklyzmické události, přechody exoplanet a gravitační mikročočky apod. Při průměrném počtu 5 tis. snímků za noc už projekt nasbíral 250 TB dat, katalog zpracovaných pozorování za r. 2018 čítá 9,3 mil. objektů, z toho několik skutečně exotických trpasličích objektů ve dvojici s některým typem podtrpaslíka.

E. Jehin aj. publikovali zprávu o zahájení provozu projektu SPECULOOS (Search for Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars), což je čtveřice robotických 1m dalekohledů, umístěných na Cerro Paranal. Dalekohledy jsou konstrukce Ritchey-Chrétien se světelností f/2,8, vybavené 2k × 2k CCD, chlazených Peltierovými články na −100 °C. Každá kamera má zorné pole 12′ a pořídí během noci 250-1 000 snímků s expozicemi 10÷50 s, což představuje 4÷16 GB dat. Dalekohledy jsou autonomní, ale je též možné je vzdáleně řídit z univerzity v Liège (Belgie). Hlavním úkolem SPECULOOS je pravidelně pozorovat tisícovku nejmenších (≤ 0,15 R_⊙), nejbližších (≤ 40 pc) a nejjasnějších (K ≤ 12,5 mag) trpaslíků a málo hmotných hvězd a pátrat po změnách jejich jasnosti, ať už v důsledku dosud neznámých souputníků (což budou typicky exoplanety s potenciálně příjemnými podmínkami na povrchu), anebo fyzikálních procesů v jejich atmosférách. Nalezené proměnné objekty budou vhodnými cíli pro JWST a ELT. Chystá se několik identických dvojčat na severní polokouli (Tenerife, Kanáry + San Pedro Mártir, Mexiko) a také zapojení dvou 0,6m dalekohledů projektu TRAPPIST (La Silla, Chile + Oukaïmeden, Maroko), které by měly na pozorování spolupracovat po dobu 10 r.

A. Mooreová a M. Kasliwal představili projekt Gattini-IR, malý přehlídkový širokoúhlý dalekohled, určený pro pozorování v IR oboru spektra. Dalekohled je umístěn na observatoři na Palomaru, optika a detektor jsou umístěny v Dewarově nádobě chlazené tekutým dusíkem, která zároveň tvoří tubus dalekohledu. Dalekohled má při průměru 0,3 m a f/1,44 zorné pole 25 □°; detektor je optimalizovaný na fotometrický filtr J (1,25 µm), rozlišení 2k × 2k při velikosti pixelu 18 µm a limitní magnituda při 30s expozici je ~16,4. Gattini-IR nasnímá každou noc ~15 tis. □°, po roce provozu se očekává, že napozorovaný katalog bude obsahovat asi 10 mil. objektů. Projekt je mj. přípravou pro větší přístroje - na Palomaru se připravuje robotický projekt WINTER (Wide-field Infrared Transient Explorer) o průměru 1 m se zorným polem 1 □°, v australském Siding Spring by měl začít pracovat projekt DREAMS (Dynamic REd All-sky Monitoring Survey) s průměrem 0,5 m a zorným polem 3,75 □°. Konečným cílem je plně automatická IR observatoř, která by pracovala na Antarktické náhorní plošině a sledovala by oblohu na vlnové délce 2,35 µm.

8.2. Pomocné optické přístroje

Na Národní observatoři na Kitt Peaku (KPNO, pohoří Quinlan, Arizona, USA; 2 km n. m.) se dokončuje vybavení Mayallova 4m dalekohledu (f/2,7 Ritchey-Chrétien, v provozu od II 1973) přístrojem DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), což je ohnisková deska pro automatizovanou spektroskopii s využitím optických vláken. Vedení světla z ohniskové roviny do spektrografu (resp. více spektrografů) optickými vlákny je osvědčený postup, jak pořídit kvalitní spektra mnoha zdrojů v zorném poli naráz. Zatímco standardní ohniskové desky se musí pro každé zvolené pozorovací pole připravovat předem, novátorský přístup DESI spočívá v zapojení 5 000 miniaturních robotických ramen, která dopraví začátek každého optického vlákna na správné místo v ohniskové rovině teprve ve chvíli, kdy se dalekohled ustaví na zvolených souřadnicích. Druhý konec optického vlákna vede do jednoho z 10 chlazených spektrografů. DESI zvládne rekonfiguraci všech 5 tis. optických vláken během několika minut a podle délky expozice umožní získat až 30 pozorování během jedné noci. Cílem chystané galaktické přehlídky je pozorování baryonových akustických oscilací raného vesmíru ve struktuře kosmické pavučiny a měření rychlosti rozpínání vesmíru v různých fázích jeho vývoje.

Vysoké úhlové rozlišení observatoře VLT v režimu interferometru (VLTI, efektivní ⌀ zrcadla ~130 m) a vlastnosti zobrazovače GRAVITY nesou dobré ovoce; nejlepším výsledkům bylo věnováno 4. číslo r. 2019 oběžníku ESO Messenger. Vybíráme několik příkladů: 1. První přímé pozorování rychle se pohybujícího horkého plynu v akrečním disku kvasaru 3C 273 - na vzdálenost 550 Mpc dosáhne přístroj rozlišení ≤ 1 pc; hmotnost černé veledíry v centru zmíněné Seyfertovy galaxie dosahuje ~3×10⁸ M_⊙ a z astrofyzikálního hlediska je zajímavý především poměr plynu a prachu v akrečním disku. 2. GRAVITY „dohlédne“ až do centra Mléčné dráhy - pozoruje Dopplerův posuv záření plynu a prachu v tlustém disku, měří relativistické efekty drah hvězd, obíhajících v těsné blízkosti středu Galaxie, a také umožňuje centrální černou veledíru zvážit (4×10⁶ M_⊙) a určit její vzdálenost (26 673 sv. r. = 8 177,99 pc). 3. Pohled dovnitř mlhoviny Homunkulus, v níž blízko kolem sebe obíhá dvojice velmi hmotných hvězd η Car. GRAVITY dokáže měřit pohyb místa, v němž se srážejí hvězdné větry obou složek; radiální složka rychlosti tohoto se mění od −693 km/s po +551 km/s. Dvojici pravděpodobně tvoří hvězdy s hmotnostmi ~100_⊙ a ~30 M_⊙ - v hustém a pomalejším hvězdném větru primáru vytváří rychlý řídký vítr sekundáru rázové vlny, které intenzivně září. VLTI se při pozorování v největší konfiguraci a za použití 35 spektrálních kanálů (!) dokáže dostat na úhlovou přesnost 1,75 mas, což u 2,3 kpc vzdálené η Car představuje ~4 au. 4. Přímé zobrazení exoplanet je díky velkým pozemským dalekohledům již nějakou dobu možné; GRAVITY jako první dokázal využít interferometrie k pořízení spektra planety HR 8799e. Při úhlovém rozlišení ~3 mas je možné planetu e v úhlové vzdálenosti 380 mas nejen dobře zobrazit, ale také odfiltrovat hvězdné IR spektrum a zobrazit absorpční pásy molekul CO. Planeta má povrchovou teplotu ~1 250 K, takže život na ní čekat nemůžeme. Jako ukázka schopností VLTI a GRAVITY je však první exoplanetární spektrum fascinující i tak. GRAVITY se dočkal prvního vylepšení v podobě jemnější „hřížky“ (kombinace hranolu a mřížky) spektrografu se 4 tis. vrypy, exoplanetárních spekter bychom tak měli získat víc a s větším rozlišením.

8.3. Radioteleskopy a radioobservatoře

Rychlé rádiové záblesky (fast radio bursts, FRB) již několik let zabírají podstatnou část Žně, věnovanou radioastronomii. Právem, neboť záhada stále trvá, ačkoli se postupně vyjasňují alespoň některé okolnosti. Přispívají k tomu i nové přístroje, jako je CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment, Okanagan Falls, Britská Kolumbie, Kanada). Jedná se o soustavu čtyř 100 m dlouhých „poloválců“ s parabolickým profilem, v jejichž ohniskové přímce je rozmístěno 1 024 rádiových přijímačů citlivých v rozsahu 400÷810 MHz. Analogový signál z detektorů se sampluje na frekvenci 800 MHz a posléze cestuje elektronikou vyvinutou ze součástek pro vysílače mobilní telefonie do výpočetního klastru, tvořeného tisícovkou grafických procesorů - datový tok ze všech čtyř antén činí 13,11 Tbps; celá soustava má příkon 250 kW. Tato zenitová observatoř během prvních několika týdnů testovacího provozu objevila několik desítek nových FRB, a to na frekvencích ≤ 700 MHz, což zatím nikdo jiný nedokázal. Rozdělení disperze jednotlivých záblesků naznačuje, že vznikají v prostředí s mnohem větším rádiovým rozptylem, než má mezihvězdné prostředí v Mléčné dráze. Mezi nově zjištěnými záblesky je také šest opakujících se záblesků zdroje FRB 180814, teprve druhého opakovače. Míra disperze signálu napovídá, že tento zdroj je přibližně v poloviční vzdálenosti než první pozorovaný opakovač FRB 121102. I u tohoto zábleskového zdroje CHIME naměřil signál klesající na frekvenci 600 MHz, dosud nejnižší zjištěnou; 34 ms trvající signál měl míru poklesu frekvence (−3,9 ±0,2) MHz/ms. A. Josephy aj. odhadují, že FRB 121102 zableskne v pásmu 400÷800 MHz jednou za 0,1÷10 d.

Pro FRB 121102 byl jako jediný ze záblesků r. 2017 nalezen optický protějšek - oblast intenzivní tvorby hvězd v trpasličí galaxii s červeným posuvem ~0,19. Pro neopakující se FRB se zatím nedařilo optické protějšky identifikovat. V. Ravi aj. oznámili, že se jim podařilo v místě záblesku FRB 190523 nalézt galaxii s červeným posuvem ~0,66 (d ~1,8 Gpc). Autoři použili prototyp radioobservatoře DSA-10 (Deep Synoptic Array 10, Owens Valley Radio Observatory, Kalifornie, USA), což je soustava 10 antén s ⌀ 4,5 m pracujících v pásmu 1,28÷1,53 GHz - v době identifikace polohy záblesku ještě ani nebyly všechny antény funkční. Observatoř testuje vybavení pro větší soustavu, která bude mít antén 110. Nalezená pravděpodobná mateřská galaxie záblesku FRB 190523 je asi tisíckrát hmotnější než v případě prvního blýskače a nevykazuje ve srovnání se zmíněnou trpasličí galaxií téměř žádnou aktivní tvorbu hvězd. Ve stejné době K. W. Bannister aj. publikovali identifikaci optického protějšku záblesku FRB 180924 asi 4 kpc od centra jasné galaxie s červeným posuvem ~0,32 (d ~1,27 Gpc) pomocí radioobservatoře ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder, Murchison Radio-astronomy Observatory, Západní Austrálie), což je soustava 36 antén o ⌀ 12 m pracujících jako interferometr s celkovou sběrnou plochou ~4 tis. m² v pásmu 1,32 GHz. ASKAP je v pilotním provozu a jedná se o ověřovací systém pro chystaný Square Kilometer Array (SKA; tisíce antén v Africe, miliony antén v Austrálii, předpokládaná cena 674 M€; v konsorciu 12 států - něco jako „CERN pro radioastronomii“).

V říjnu 2019 byl ukončen pilotní provoz radioobservatoře FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope, Kuej-Čou, Čína) a půlkilometrová anténa s aktivní optikou oficiálně zahájila vědeckou práci. Přechod je víceméně formální záležitost, observatoř má na kontě 50 objevených pulsarů, pozorování FRB, měření polarizace v relativistických výtryscích aktivních černých veleděr ad. Talíř zenitové parabolické antény o ⌀ 500 m se skládá z 4,5 tis. hliníkových panelů, kterými mohou 2 tis. aktuátorů pohybovat tak, aby anténa mířila jinam než do nadhlavníku; na lanech zavěšená kabina s přijímači se může nad anténou pohybovat ve výšce 140 m. Observatoř se může zaměřit na místo až 40° od svislice za cenu snížení efektivního průměru antény jen na ~200 m. Teoretický frekvenční rozsah observatoře je 0,07÷3 GHz, počáteční instalace umožňuje měření zatím jen v rozsahu 1,05÷1,45 GHz. Samotný projekt stál 180 M$, nepočítáme-li ~270 M$ na přesídlení původních obyvatel - observatoř stojí v krasovém údolí, jež bylo odtěžením vápence dotvarováno do potřebného profilu antény. Přes slibnou vědu na obzoru se projekt potýká s těžkostmi: do odloučené lokality je nesnadné získat technický i vědecký personál a projektanti také podcenili datovou a výpočetní náročnost velkého přístroje. Oba problémy se snad vyřeší vybudováním nového operačního střediska v hlavním městě provincie Kuej-jang.

8.4. Observatoře vysokých energií

V sobotu 13. července 2019 odstartovala z kosmodromu Bajkonur německo-ruská družice Spektr-RG (Spektrum-Röntgen-Gamma). Jak už název napovídá, jejím úkolem bude v Lagrangeově bodě L₂ (tj. v opozici se Sluncem) sledovat celou oblohu v rentgenové oblasti spektra (gamma v názvu zůstala z historických důvodů, což je poněkud matoucí). Družice nese na palubě dva dalekohledy - evropský EROSITA (Extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) a ruský ART-XC (Astronomical Roentgen Telescope - X-ray Concentrator). Optika obou přístrojů je typu „račí oko“, EROSITA má detektory citlivé pro energie 0,2÷10 keV s úhlovým rozlišením 15″ a zorným polem 1°, ART-XC má detektor pro energie 5÷30 keV s úhlovým rozlišením 45″ a zorným polem 30′; překryv obou detektorů je potřebný pro přesnou kalibraci pozorovaných dat. Počátky družice se datují až do r. 1990 (!), její vznik provázely v každé uplynulé dekádě snad všechny myslitelné problémy - od potíží s financováním, kompletního přepracování návrhu, nefunkční přístrojovou technikou až po opakované odklady startu. 17. října 2019 družice spatřila první světlo a základní mise bude trvat 4 roky.

V květnu 2019 proběhlo v Bologni sympozium věnované celoplanetární observatoři CTA (Cherenkov Telescope Array), což bude soustava 118 Čerenkovových atmosférických detektorů na dvou lokalitách - severní na La Palmě (Kanáry) a jižní na Paranalu (Chile). První dalekohled byl slavnostně inaugurován právě na La Palmě. Jednotlivé dalekohledy budou tří velikostí: malý s ⌀ 4,3 m (celkem 70 ks), střední o ⌀ 9,7 m nebo 11,5 m (celkem 40 ks) a velký o ⌀ 23 m (ty budou jen 4 na severu a 4 na jihu). Citlivost pro energie záření γ bude podle velikosti dalekohledu a typu detektoru sahat od 20 GeV po 300 TeV. Projektu se účastní 210 institucí z 31 zemí, Česko od r. 2015 reprezentuje Fyzikální ústav Akademie věd ČR a Univerzita Palackého v Olomouci. První sběr dat by měl začít v r. 2022, všechny dalekohledy by mělo být instalováno asi o 3 r. později.

8.5. Kosmické přístroje

T. Neubert aj. oznámili úspěšné zahájení provozu přístroje ASIM (Atmosphere-Space Interactions Monitor) na Mezinárodní kosmické stanici ISS. ASIM je instalován na evropské venkovní plošině Columbus a sestává z fotometrů a kamer pro vlnové délky 180÷250 nm, 337 nm a 777,4 nm a detektorů vysokých energií pro rozsah 15 keV až 20 MeV (tj. rentgenové i γ záření). Hlavním cílem projektu je sledování zemských atmosférických záblesků záření γ a dalších přechodných zjasnění - rudých skřítků, elfů, modrých záblesků, stratosférických výtrysků apod. Předpokládaná doba projektu je 3 r.

Kamery WFC3 (Wide Field Camera 3) a ACS (Advanced Camera for Surveys) na palubě HST zaznamenaly v lednu a únoru 2019 podivné chování, které palubní počítač v obou případech vyhodnotil jako hardwarovou chybu a přístroje vypnul. Ostatních pozorování se problém nijak nedotkl. Následná analýza odhalila, že v obou případech se ve skutečnosti jednalo o chybu softwarovou a po několika dnech testů byly oba přístroje opět uvedeny do provozu.

Po 7 letech činnosti došlo oběma družicím Van Allen Probes (VAP) palivo k orientaci solárních panelů vstříc Slunci - družici B v červenci, družici A v říjnu 2019. Hlavní cíl mise, tedy zjišťování kosmického počasí v okolí Van Allenových pásů, se podařilo naplnit vrchovatě. Plánovaná životnost družic byla jen 2 r, elektronika na palubě překvapivě vydržela v nehostinném radiační prostředí bez problémů. Satelity budou při průletech přízemím brzdit o vrchní atmosféru Země, až v ní nakonec kolem r. 2034 shoří. Zatím není jasné, jaké pokračování by mělo po VAP nastat - uvažuje se o soustavě družic na přechodových drahách ke geostacionární dráze.

Zabydlování blízkého vesmíru soustavami družic není v astronomické komunitě příliš populární téma. V listopadu 2019 odstartovala první šedesátka družic projektu Starlink, jehož cílem je vytvořit velesoustavu (angl. megaconstellation) družic, které pokryjí celý povrch zeměkoule rychlým internetovým signálem. Za projektem nestojí nikdo jiný než E. Musk, majitel kosmické firmy SpaceX (ta družice na oběžnou dráhu vynesla). V první fázi by mělo být družic v soustavě necelých 1,6 tis. ve výšce ~550 km nad povrchem, později přibude až 7,5 tis. satelitů ~340 km nad zemí. Během 10 let by družic v systému mělo být asi 12 tisíc. Starlink není jediný, podobné projekty chystají i firmu Boeing, Amazon a britský OneWeb; úhrnem by se mohlo jednat až o 50 tisíc nových družic. Takové množství způsobí problémy jednak pozemnímu řízení, ale panují i oprávněné obavy o nevratnou ztrátu čisté oblohy; zejména pro pozemské přehlídkové projekty představuje takový počet rychle přelétajících satelitů poškození pozorování až v desítkách procent případů. Starlink teprve po vypuštění prvních družic začal vyjednávat s vědeckou komunitou a hledat cesty, jak negativní dopady omezit - družice by pro začátek měly dostat černý nátěr a hledá se také vhodnější tvar, aby neodrážely parazitní světlo.

8.6. Přehlídky, astrometrie

V březnu 2018 začala vědecká pozorování přehlídkového dalekohledu Zwicky Transient Facility (ZTF, první světlo spatřil v listopadu 2017) a po roce provozu byly zveřejněny první výsledky. ZTF využívá dalekohled Samuela Oschina na kalifornské observatoři Palomar (California Institue of Technology, Mt. Palomar, San Diego, Kalifornie; 1 872 m n. m.); opticky jde o Schmidtovu komoru s průměrem 1,22 m a světelností f/2,5, vybavenou soustavou 16 CCD kamer (à 6k × 6k; celkem 605 Mpx), které pokrývají zornou plochu 47 □°. Soustava je schopná během hodiny nasnímat ~3750 □° oblohy s mezní magnitudou 20,4 při expozici 30 s a s průměrným časovým odstupem snímků ~15 s. Úhlové rozlišení činí 1″/px při velikosti pixelů 15 µm. Během prvního roku činnosti přehlídka objevila ~1 200 supernov, 50 blízkozemních planetek a vlastní dlouhoperiodickou kometu; v archivu se mj. nalezla pozorování mezihvězdné komety 2I/Borisov (viz část A letošní Žně) již z prosince 2018; v lednu 2019 také přehlídka objevila první planetku 2019 AQ₃ s celou dráhou uvnitř dráhy Venuše a oběžnou dobou jen 165 d. ZTF vygeneruje každou noc na 100 tis. alertů, tedy oznámení na podezřelé zjasnění. Systém je předzvěstí a přípravou pro velký přehlídkový dalekohled Very Rubinové (viz dále), který by měl takových alertů generovat až 10 mil. za noc - takové množství dat vyžaduje automatické zpracování, jehož vývoj je skutečným hlavním cílem ZTF. Projekt je pojmenován podle Fritze Zwickyho (1898-1974, narozen v Bulharsku švýcarskému otci a české matce, po studiích na ETH v Curychu odešel r. 1925 do USA), který před ≥ 70 lety navrhl využití 48palcového dalekohledu právě pro pravidelnou přehlídku severní oblohy.

Rádiová přehlídková observatoř LOFAR (LOw Frequency ARray), provozovaná holandským Ústavem pro radioastronomii, zveřejnila první datovou sadu pozorování severní oblohy v pásmu 120÷168 MHz. Katalog obsahuje 326 tis. zdrojů do svítivosti 0,35 mJy v oblasti 424 □° vysoké galaktické šířky. 70 % těchto zdrojů má identifikovaný optický protějšek, takže je možné z červeného posuvu určit vzdálenosti. Observatoř má 100 tis. antén rozmístěných v 50 hnízdech, která jsou optickými vlákny propojena s centrálním superpočítačem, jenž se stará o zpracování dat v reálném čase. Radioteleskopy se potýkají s ionosférickými turbulencemi (obdoba scintilace ve vizuální astronomii), které snižují úhlové rozlišení - první zpracování dat má proto přesnost jen 6″, ačkoli teoretická hranice observatoře činí až 0,5″. Pozorovaná rádiová emise vzniká především brzděním elektronů obíhajících kolem magnetických siločar v relativistických výtryscích černých veleděr; pozoruhodné je, že v rádiové oblasti spektra jsou tyto výtrysky pozorovatelné na větších vzdálenostech a po delší dobu než v krátkovlnné části spektra. Hlavním překvapením je, že téměř všechny hmotné galaxie v rádiové oblasti vykazují aktivitu svých centrálních veleděr. Druhým překvapením je, že slabé rádiové záření vydávají také galaktické kupy, které neinteragují se svým okolím - za emisi jsou v tomto případě zodpovědné nabité částice, urychlované mezigalaktickými magnetickými poli. Stejně jako v případě ZTF jde i u LOFARu také o přípravu na věci příští - LOFAR se má stát součástí celoplanetární radioobservatoře SKA; první zveřejněná sada dat pokrývá ≤ 2 % oblohy, i v tomto případě půjde o obří objemy dat.

Soustava 4 Čerenkovových dalekohledů VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; à ⌀ 12 m, 350 šestiúhelníkových zrcadel) je určená k pozorování důsledků srážek energetických částic kosmického záření se zemskou atmosférou. W. Benbow aj. využili soustavu k pořízení netradiční minipřehlídky: zákrytů hvězd planetkami Sluneční soustavy. Zákryt hvězdy TYC 5517-227-1 planetkou (1165) Imprinetta (⌀ ~49 km, a = 3,12 au, e = 0,21, P = 5,52 r) odhalil, že hvězda má zdánlivou velikost 0,125 mas, což při vzdálenosti ~820 pc odpovídá asi 11 R_⊙; zákryt hvězdy TYC 278-748-1 planetkou (201) Penelope (68×87 km, a = 2,68 au, e = 0,18, P = 4,38 r) prozradil, že hvězda ve vzdálenosti ~215 pc má poloměr asi 2 R_⊙. Klíčem úspěchu k takovéto přehlídce je - kromě co nejpřesnějších předpovědí okamžiku zákrytu - vysoké časové rozlišení Čerenkovových detektorů. Zrcadla VERITAS jsou přes úctyhodný průměr primárního zrcadla pro vizuální astronomii nepoužitelná kvůli nedostatečně kvalitním povrchům, ovšem rychlost vyčítání obrazu při frekvencích 0,300÷2,5 kHz z nich činí vynikající nástroj pro určení světelné křivky zakrývané hvězdy. Autoři odhadují na základě současných přesností drah malých těles Sluneční soustavy a poloh hvězd z katalogů astrometrických družic, že pozemské dalekohledy s limitní magnitudou ~10 by měly být schopny změřit zákryt nějaké hvězdy některým malým tělesem přibližně 5× za rok.

K. Gordonová aj. využili k měření úhlového průměru hvězd interferometr CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy, 6× ⌀ 1 m, ) v kombinaci s detektorem PAVO (Precision Astronomical Visible Observations) a v další minipřehlídce určili průměry 6 obřích hvězd typu O. Pozorované úhlové průměry se pohybují v rozmezí 0,11÷0,55 mas, odvození skutečného poloměru závisí na přesnosti, s jakou známe vzdálenost hvězdy od nás, povrchové teplotě a dalších fyzikálních vlastnostech hvězdy; nejmenší z pozorované šestice se jeví 10 Lac s poloměrem (6,7 ±1,4) R_⊙ (vzdálenost ~566 pc), největší pak α Cam s poloměrem (29,4 ±9,7) R_⊙ (d ~1 068 pc). U hvězdy ζ Oph se podařilo přímo pozorovat rotační zploštění s hodnotou 0,86. Povrchové teploty zpětně odvozené z vypočtených poloměrů a zářivých toků se zdají být o ~4 % větší než teploty odvozené z rozšíření spektrálních čar; zda za to mohou neviditelní souputníci sledovaných hvězd nebo zatím neznámé jevy v hvězdných atmosférách, není jasné.

V prosinci 2019 byl projekt LSST (Large Synoptic Survey Telescope) oficiálně přejmenován na Vera Rubin Observatory k poctě objevitelky působení skryté látky v rotačních křivkách galaxií (Vera Florence Cooper Rubin, 1928-2016). Tým projektu (Ž. Ivezić aj., 313 spoluautorů) zveřejnil ucelený souhrn stávajícího stavu a očekávaných přínosů. Observatoř je v dokončovací fázi a zahájení pravidelného provozu se očekává už v r. 2022. Primární zrcadlo má průměr 8,4 m, zorné pole ~3,5° bude zobrazovat 3,2 Gpx detektor složený z 189 CCD prvků. 15s expozice budou následovány pouze 5 s trvající přestávkou pro vyčtení a reorientaci dalekohledu; při chlazení na ~173 K by měl detektor poskytnout úhlové rozlišení lepší než 0,2″ a limitní magnitudu ~24,5 mag. Očekává se, že kamera pořídí ~1,3 PB dat (PB = 1 mil. GB) za rok, řídicí počítač bude mít výpočetní kapacitu 250 Tflops (10¹² operací v plovoucí čárce za sekundu; pro srovnání: moderní nadupaný počítač, na němž vzniká tento text, má kapacitu ~311 Gflops, tj. 800× menší) a operační úložiště prostor pro 100 PB dat. V průběhu 10 let práce by měla přehlídka pravidelně pozorovat plochu ~18 tis. □°, čemuž bude vyhrazeno ~90 % času. Zbývajících 10 % času bude přidělováno na základě ad hoc žádostí podle aktuálních událostí na obloze. Cílem je z ~32 bilionů jednotlivých pozorování vytvořit katalog, jenž bude čítat odhadem 40 miliard objektů.

M. Fossati aj. publikovali první výsledky spektroskopické přehlídky MUDF (MUSE Ultra Deep Field). MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) je zobrazovač v Nasmythově ohnisku 4. jednotky Yepun observatoře VLT (ESO, Paranal, Chile). Zařízení zvládne souběžně fotometrii i spektroskopii. V případě velmi hlubokého pole o rozměrech 1,5×1,2″ se autoři zaměřili na několik stovek galaxií, rozmístěných v sedmi skupinách s červeným posuvem 0,5 < z < 1,5. Protože se v zorném poli nacházejí také dva vzdálenější kvasary (z ~3,2, úhlové oddělení ~60″), je možné sledovat absorpci jejich světla v chladném mezigalaktickém plynu. Hmotnost halových složek pozorovaných galaxií se pohybuje v rozmezí 10¹¹÷10^~13,5 M_⊙. Plynu se v mezigalaktickém prostředí nachází výrazně více než u samostatných galaxií srovnatelně hmotných a pozorovaných ve srovnatelných vzdálenostech. Autoři předpokládají, že za to může gravitační interakce mezi galaxiemi, která jejich halové složky zbavuje chladného plynu. V dalších pracích se autoři chtějí díky kombinaci dat z HST zaměřit na přesné určení vzdáleností a hmotností jednotlivých galaxií v poli a určení jejich míry tvorby hvězd a vývojových vztahů ve skupinách.

V odstavci věnovaném přehlídkám oblohy nemůžeme pominout družici Gaia a průběžné zpracovávání jí získaných dat. Počet prací, zveřejněných alespoň částečně na základě jejích údajů v datových sadách DR1 a DR2, dosáhl v polovině roku 2019 hodnoty přes 25 tis. (!) a každým dnem stoupá. I v posledních několika Žních jsme zmínili mnoho desítek publikací, které vznikly díky datům družice Gaia; následujících několik odstavců představuje stručný výběr využití těchto dat, která se nevešla do jiných odstavců Žně letošní.

G. Casaliová aj. použili dostupnou spektroskopii katalogu DR2 k porovnání zastoupení jednotlivých chemických prvků vůči hvězdám otevřených hvězdokup s nezávisle určeným stářím z dat přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment). Cílem bylo najít empirický vztah mezi poměrem uhlíku a dusíku a stářím hvězdy, který by bylo možné použít jako nástroj pro kalibraci dalších datových sad z jiných přehlídek. Autoři odvodili logaritmický vztah mezi poměrem C/N a věkem pro obří hvězdy v hvězdokupách, kde se následné použití na volných galaktických hvězdách ukázalo jako velice přesné měřítko stáří. Obří hvězdy Mléčné dráhy se dělí do dvou odlišných skupin podle příslušnosti k tenkému či tlustému disku Galaxie, přičemž starší hvězdy mají metalicitu spíše nízkou než vysokou. Přesnost odhadu věku pro obří hvězdy je srovnatelná s odvozením stáří trpasličích hvězd metodou fitování izochron (izochrona je křivka v H-R diagramu, zobrazující hvězdy stejného stáří a různých hmotností - málo hmotné hvězdy se během vývoje H-R diagramem pohybují pomalu, takže chyba odvození jejich věku je menší než u hmotných hvězd, které diagramem rychle proletí).

P. Kervella aj. použili astrometrická data sady DR2 a katalogu družice HIPPARCOS k analýze anomálií vlastního pohybu hvězd do vzdálenosti 50 pc od nás. Pokud se pohyb hvězdy po obloze odchyluje od vypočtené dráhy, může se jednat o příznak, že má neviděného průvodce, ať už jde o málo hmotnou hvězdu nebo exoplanetu, příp. více takových těles. Odchylky na úrovni 3σ (tří směrodatných odchylek předpokládaného normálního rozdělení) vykazuje ~30 % posuzovaných hvězd. Statistická odchylka ještě neznamená, že hvězda průvodce skutečně má; je to podmínka nutná, nikoli postačující. Autorům z výpočtů vychází nezávislé potvrzení, že hvězdy ε Eri, ε Ind, Ross 614 a β Pic mají souputníky známých hmotností, stejně jako že Proxima Cen je gravitačně vázaná k α Cen. Co se týče souputníka Proximy, z výpočtů vychází limitní hmotnost exoplanety 0,1÷0,3 M_J ve vzdálenosti 1÷10 au, což odpovídá oběžné době 3÷100 r. Přesnost metody detekce tangenciální složky rychlosti vlastního pohybu statisticky vychází na zhruba 1 m/s/pc, hodí se tedy spíše pro souputníky hvězd s delšími oběžnými dobami v řádu stovek dní a více. Další datová sada DR3 přinese zpřesnění výpočtů a dosah do větších vzdáleností.

D. Jack porovnal data z DR2 s aktuálními katalogy dvojhvězd s určenými hodnotami radiálních rychlostí. Porovnání s katalogem trpasličích dvojhvězd spektrálních typů K-M, s katalogem RAVE (RAdial Velocity Experiment, Leibnizův astrofyzikální ústav, Potsdam) a Pulkovským katalogem dvojhvězd z družice HIPPARCOS přineslo 35 246 potenciálních spektroskopických dvojhvězd. Autor vždy posuzoval hodnoty družice Gaia proti intervalu trojnásobné chyby daného katalogu. 19 kandidátů vykazuje odchylky ≥ 5 km/s proti všem třem katalogům, jde tedy o největší podezřelé; právě probíhající následná pozorování potvrdí či vyloučí skrytou podvojnost.

Průběžné zpracování dat družice Gaia není zcela bez problémů. D. Boubert aj. se podívali na velmi rychlou hvězdu (HVS, hyper velocity star) Gaia DR2 5932173855446728064, která má podle měření družice radiální rychlost (−614,3 ±2,5) km/s, přičemž vlastní spektroskopií zjistili hodnotu jen (−56,5 ±5,3) km/s. Pokud by se jednalo o skutečnou změnu radiální rychlosti během krátkého času, a tedy projev skryté podvojnosti systému, musela by souputníkem hvězdy být černá díra střední hmotnosti ~3×10³ M_⊙. Autoři proto přišli s hypotézou, která vypadá pravděpodobněji - v těsné blízkosti ~4″ od zmíněné hvězdy se nachází jasnější a modřejší hvězda, jejíž světlo ve spektrometru družice Gaia při některých měřeních nejspíš zmátlo software na palubě družice. Autoři se podívali na 202 HVS z katalogu DR2 a ukázalo se, že takových potenciálních záměn může v katalogu být až 112 (jasná hvězda v úhlové vzdálenosti ≤ 6,4″). S. Xu aj. porovnali paralaxy z DR2 s hodnotami známými na základě pozemní radarové interferometrie v velkou základnou a odvodili průměrnou odchylku paralax družice Gaia na (−75 ±29) µas. Hodnota je sice v rozmezí udávaném samotným týmem Gaia (−100-0 µas), ale platí jen pro mladé hvězdy, pulsary a rádiové hvězdy - hvězdy asymptotické větve obrů přesnost výrazně kazí. To může být způsobeno fyzikálními procesy (obří hvězdy jsou obvykle proměnné a/nebo obklopené prachem či plynnou obálkou), ale může se jednat i o systematickou chybu měření Gaia. Je tedy třeba mít na paměti, že dosavadní výsledky jen na základě měření družice Gaia je bez nezávislých ověření nutné brát s rezervou; toto pravidlo ostatně platí ve vědě obecně a je dobré si ho pravidelně připomínat.

8.7. Katalogy, Atlasy, Databáze

P. Marrese aj. komentovali 2. vydání katalogu (DR 2) pozorování družice Gaia (ESA), jež bylo zveřejněno 25. 4. 2018 a následně vyvolalo obrovskou vlnu prací téměř ve všech oborech astronomie. I když jde o převratný nástroj pro kvalitativní zvýšení nástrojů pro špičkové práce v rozmanitých zlepšení astronomických údajů, hraje DR2 klíčovou roli díky úspěšnému propojení s mnoha pokročilými databázemi z přehlídek Pan-STARRS1, DR1, 2MASS, SDSS DR9, GSC 2.3, URAT0-1, allWISE, PPMXL, APASS DR9, a dokonce i pro menší katalogy HIPARCOS2, Tycho-2 a RAVE 5. Autoři vyvinuli řadu algoritmů, které umožňují jednotlivé katalogy propojit tak, že uživatelé mohou tento supersystém katalogů považovat za jedinou metadatabázi, což značně zvyšuje efektivitu práce a kvalitu výsledků specializovaných studií. Potřebné algoritmy jsou publikovány jako součást databáze DR2.

Kromě toho jsou publikovány další významné katalogy. J. Souchay aj. zveřejnili již 5. databázi LQAC-5 (Large Quasar Astrometric Catalogue). V nové databázi autoři přidali 149 tis. kvasarů z databáze DR14Q, identifikovaných v rámci projektu SDSS (Sloan Digital Sky Survey) pomocí 2,5m širokoúhlého (ø 3°) dalekohledu na observatoři Apache Point v Novém Mexiku (33° s. š.; 2,8 km n. m.). Podobný přehlídkový dalekohled o stejném průměru zrcadla pracuje na jižní obloze na observatoři Las Campanas v severním Chile (29° j. š.; 2,4 km n. m.). Výsledný katalog obsahuje téměř 593 tis. spektroskopicky identifikovaných kvasarů, čili o 34 % více než v předešlé 4. DR. Přes 67 % kvasarů v tomto katalogu bylo ztotožněno s kvasary v databázi DR2 družice Gaia.

A. Bonanos aj. se podjali velmi náročného úkolu vytěžit ze snímků pořizovaných HST údaje o proměnných hvězdách. Malé zorné pole HST nebylo určeno pro velké přehlídky oblohy, ale ostatní parametry teleskopu umožňovaly v principu objevit proměnné hvězdy jako vedlejší produkt opakovaného snímkování rozličných primárních cílů. Podkladem pro tento výzkum se stal veřejně přístupný katalog HSC (Hubble Source Catalog), jenž obsahuje uvolněné snímky kamer WFPC2, ACS a WFC3. Pro začátek procesu identifikace proměnných hvězd autoři využili všechny snímky, na nichž byly jednotlivé proměnné hvězdy zobrazeny alespoň 5×, většina <10×, ale některé z nich až 120×. Výsledkem je objev více než 84 tis. proměnných hvězd s jasností ve filtru V <27 mag. Autoři testovali na proměnnost celkem 3,7 mil. hvězd v katalogu HSC, takže jen 0,2 % z nich bylo dostatečně podezřelých z proměnnosti. Pro více než 11 tis. hvězd byla proměnnost potvrzena alespoň ve dvou spektrálních filtrech. Rozpětí časových stupnic pozorování začínalo pod 1 dnem, ale některé proměnné byly pozorovány opakovaně v časovém rozpětí až 15 let; 8 % pozorovaných proměnných mělo amplitudu změn jasností >1 mag. Vizuální kontrola na vzorcích pozorování ukázala, že přes 80 % pozorovaných objektů jsou opravdu proměnné hvězdy, méně než 20 % identifikací je falešných (splynutí dvou objektů, záznam částice kosmického záření a chybná kalibrace měření). Katalog HCV je tedy první homogenním katalogem proměnných hvězd s nejhlubší identifikací proměnných hvězd v naší Galaxii a nejbližších sousedních galaxiích; obsahuje však též údaje o proměnnosti center galaxií třídy AGN (aktivní galaktická jádra). Katalog je veřejně přístupný pomocí eHST (ESA Hubble Science Archive), ESAC (European Space Astronomy Centre) a MAST (Mikulski Archive for Space Telescope).

Pozoruhodný atlas oblačných atmosfér hnědých trpaslíků, planetárních průvodců a horkých Jupiterů publikovali E. Manjavacasová aj. na základě pozorování HST kamerou WFC 3 a kombinace grism („hřížky“ = mřížky a hranolu) G141, jež pokryly spektrální interval vlnových délek 1,10÷1,69 μm. V této blízké infračervené oblasti získali spektra objektů spektrálních tříd L4 až Y1. Osm zkoumaných objektů má hmotnosti těsně pod mezí pro hoření deuteria. Spektrální atlas obsahuje tepelnou emisi pro 76 hnědých trpaslíků a horkých jupiterů. Nejchladnější horké jupitery mají spektra velmi podobná spektra jako hnědí trpaslíci prostřední spektrální třídy L, zatímco nejvřelejší jupitery vykazují spektra podobná červeným trpaslíků třídy M.

M. Ajello s týmem publikovali katalog vysoce energetických záblesků gama (GRB), jež pozorovala družice Fermi pomocí kamery LAT (Large Area Telescope) během 10 let úspěšného provozu od 8. srpna 2008. Aparatura odhalila 91 GRB s energiemi jen 30÷100 MeV, ale 169 GRB s energiemi >100 MeV. Oproti předešlému pětiletému katalogu je současný katalog podstatně kvalitnější, protože se pozorování rozšířilo o dlouhé dosvity zejména u nejenergičtějších GRB, kde se pozorují dosvity dlouhé 1÷10 tis. sekund (17 min - 2 a ¾ h). Pro nejjasnější GRB lze určit i jejich vzdálenost, protože se dá změřit červený posuv, což pak dává možnost určovat průběh vzplanutí nejenom v souřadnicové soustavě pozorovatele, ale i v klidové soustavě GRB. Právě tato možnost ukázala, že chování všech pozorovaných GRB nelze vysvětlit jediným modelem.

Haoyu Fan aj. publikovali obsáhlý katalog difúzních interstelárních pásů s velmi vysokým poměrem signálu k šumu až 1 300 (!) pro pásy v okolí vlnové délky 640 nm; tj. v rozpětí 550÷700 nm. Pásy příslušejí molekulám H₂, CH+, CH a K I. Nový katalog APOCDIB (Apache Point Observatory Catalog of Optical Diffuse Interstellar Bands) obsahuje údaje o 559 difúzních interstelárních pásech.

A. Dey s týmem zkombinovali tři obecně přístupné přehlídky DECLS (Dark Energy Camera Legacy Survey), BASS (Beijing-Arizona Sky Survey) a MzLS (Mayall z-band Legacy Survey) do souhrnného katalogu DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) LIS (Legacy Imaging Surveys). Výsledný katalog pokrývá 14 000 □° a obsahuje pozorování z americké Národní observatoře Kitt Peak (Arizona; 31° s. š.; 2,1 km n. m.) a Interamerické observatoře Cerro Tololo (Chile; 30° j. š.; 2,2 km n. m.). Katalog obsahuje fotometrii ve třech optických filtrech (zelený, červený, 866 nm) a čtyřech filtrech družice WISE (3,4; 4,6; 12; 22 μm). Živý katalog obsahuje také potřebný software pro zobrazení požadovaných měření a počítá se s jeho aktualizací dvakrát ročně.

Yu Bai aj. zveřejnili algoritmus založený na strojovém učení pro měření efektivní teploty hvězd v databázi DR2 družice Gaia. Aplikace umožňuje získat teploty hvězd se střední chybou 191 K pro soubory ze čtyř přehlídek: LSAMOFST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope); SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration); APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment); RVE (Radial Velocity Extension). Zatímco samotná databáze DR2 družice Gaia pracovala s trénovací množinou 60 tis. hvězd, soubor zmíněných čtyř katalogů umožnil rozšířit trénovací množinu na 4 miliony hvězd. Díky tomuto rozšíření se podařilo určit se zmíněnou střední chybou efektivní teploty téměř 133 milionů hvězd v přehlídce DR2. Yaqian Wu aj. využili špičkového teleskopu LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; ø 4m, zorné pole 5°; 4 tis. optických vláken; spektrální rozsah 370÷900 nm; mezní hvězdná velikost 20,5 ve filtru R; Xinglong, Čína; 40° s. š.; 960 m n. m.) k pořízení katalogu téměř 641 tis. větve červených obrů v disku Galaxie a jejich odlišení od shluku červených hvězd s nízkou hmotností, v jejichž nitru probíhá termonukleární reakce He na C. Využili strojového učení na trénovací množině a na tomto základě pak publikovali údaje o stáří a hmotnostech pro celý soubor v databázi DR4. Určení stáří jednotlivých hvězd má poměrně nízkou mediální přesnost 30 %; pouze pro poměry signál/šum >30 se zlepšuje na 10% chybu. Disperse ve výstřednosti oběžných drah těchto hvězd roste podle očekávání se stářím jednotlivých červených obrů a také jejich odklon od tenkého disku stoupá s věkem. Naopak vertikální moment hybnosti obrů klesá v intervalu stáří 2÷12 Gr tempem 50 kpc/km/s/Gr.

D. Shirley aj. zveřejnili katalog HELP (Herschel Extragalactic Legacy Project), jenž obsahuje 170 mil. extragalaktických objektů na úhlové ploše 1 270 □° zobrazených v rozsahu vlnových délek 0,36÷4,5 μm. Katalog vznikl jako průnik 51 veřejných přehlídek. V optické oblasti byla mezní hvězdná velikost pro širokopásmové filtry u 23,9; g 24,5; r 24,0; i 23,3; z 22,0 mag. Pozemní infračervená pozorování probíhala na UKIRT (UK Infrared Telescope; zrcadlo ø 3,8 m; Mauna Kea, Havaj; 20° s. š.; 4,2 km n. m.). V této poloze a nadmořské výšce lze pozorovat pásmo infračerveného záření až do vlnové délky 30 μm! Databáze DR1 představuje solidní kalibraci i pro údaje z přehlídky družice Herschel.

I. Romerová-Shawová aj. představili výpis ze současného katalogu gravitačních vln pro aparatury LIGO a Virgo. V katalogu jsou uvedeny případy splynutí párů hvězdných černých děr, jež vedou k vytvoření hmotnější černé díry, kdy ovšem její hmotnost není součtem hmotností obou složek, protože významnou část energie odnášejí gravitační vlny před splynutím. Hmotnosti obou složek páru, případná souosost jejich rotačních os a výstřednost drah před splynutím by svědčily o dávném zachycení obou složek. To se však u žádné dvojice nestalo, takže je téměř jisté, že dvě hvězdné černé díry obíhají před splynutím po kruhových dráhách. Ideální průzkum zachycování černých děr se bude týkat kulových hvězdokup, kde vyšší prostorová hustota hvězd dává větší možnosti splynutí dvou hvězdných černých děr, jejichž vzájemné zachycení pochází z faktu, že v kulových hvězdokupách dochází díky hustému výskytu hvězd alespoň občas k zachycení dvou hvězdných černých děr, jež budou kolem sebe obíhat po eliptických dráhách.

8.8. Časopisy, Sborníky

Ve čtvrtek 4. 11. 1869 vyšlo v Londýně první číslo vědeckého časopisu Nature. Byl to komerčně docela riskantní počin, protože nebylo jisté, zda poslání časopisu publikovat pravidelně každý týden nové poznatky v přírodních vědách bude dostatečně frekventované. Do té doby se vědecká komunikace provozovala jen nepravidelnými publikacemi různých vědeckých společností, anebo články přednesenými na příležitostných konferencích. Brzy se však ukázalo, že to byla trefa do černého, protože velmi rychle významní vědci začali posílat své „dopisy“ do redakce, která se postarala o recenzní řízení. Pro astronomii je jistě lichotivé, že prvním šéfredaktorem Nature se stal významný britský astronom Sir Norman Lockyer (1836-1920), spoluobjevitel hélia ve spektru Slunce.

Redakce oslavila 150. výročí existence Nature ohlédnutím za významnými publikacemi v širokém spektru přírodních věd od průlomu v poznání komplexního původu člověka v Jižní Africe v r. 1925 v podobě Australopithecus africanus přes Homo florensis v r. 2004 a objevy Denisovanů na Sibiři a Neandrtálců v Evropě. Všechna tato plemena se mohla prolínat a výsledkem je současný Homo sapiens. Nature v r. 1932 zveřejnila objev neutronu Jamesem Chadwickem v r. 1932. V dubnu 1953 v Nature publikovali M. Wilkins, R. Franklinová, F. Crick a J. Watson, že DNA má strukturu dvojité spirály a o 40 let později vyšla v časopise publikace Mezinárodního konsorcia pro sekvenování lidského genomu. Týdeník Nature se během doby stal nejprestižnejším časopisem v přírodních vědách také díky vynikajícím a přísným oponentům. V Nature byl červnu 1974 zveřejněn článek M. Moliny a S. Rowlanda, který upozornil na nebezpečí chlorfluorokarbonů pro oslabování ozónové vrstvy, jenž v r. 1989 vedl k Montrealskému protokolu, jenž vedl k zákazu použití těchto látek, který se podařilo prosadit. Nature však také kritizovala Nobelovu komisi pro fyziku, která opominula klíčový podíl J. Bellové Burnellové na objevu pulsarů. Otcové zakladatelé nejspíš netušili, že Nature bude v současnosti publikovat každým rokem více než 850 vědeckých prací a kolem 3 tisíc dalších článků komentujících nové objevy, analýzy problémů a redakčních článků, jež každý měsíc čte online milion čtenářů.

J. Vícha v časopise Astronomische Nachrichten (340; #1-3; p. 57-67) uveřejnil přehledový článek popisující hlavní výsledky prvního desetiletí provozu Observatoře Pierra Augera v argentinské pampě. Jde o rozlohou největší observatoř (detekční plocha 3 000 □°) pro studium UHE energií kosmického záření v pásmu energií 10¹⁷÷10²⁰ eV. Observatoř sleduje projevy tohoto záření současně třemi různými metodami, tj. pomocí více než 1 600 vodních detektorů, jež pracují v režimu 24/7 po celý rok, dále pomocí 27 kamer s hexagonálními segmentovanými primárními zrcadly, jež sledují sekundární atmosférické spršky ve výškách 20÷10 km nad zemí (pouze za jasných bezměsíčných nocí), a posléze také v rádiovém spektrálním pásmu 30÷80 MHz (vlnové délky 3,75÷10 m). Během první dekády provozu byly získány významné výsledky o závislosti četnosti částic různých energií. Na logaritmické křivce četnosti se vyskytuje tzv. kotník (přebytek částic) s energií ~4 EeV, ale naopak prudký pokles četnosti od energie >40 EeV. Hmotnostní rozložení částic kolem kotníku kolísá a dosahuje minima pro energie ~2 EeV, načež pro vyšší energie stoupá k vyšším hmotnostem až po jádra Fe. Modelové simulace mají vážný problém, protože se nedaří vysvětlit přebytek mionů v sekundárních sprškách. Pro částice s primární energií >8 EeV se pozoruje dipólová anizotropie ve směru ~125° od jádra Galaxie, což dokazuje, že zdroj částic leží za hranicemi naší Galaxie. V současné době se celá observatoř zaměřuje k častějším detekcím spršek s nejvyššími energiemi, protože tím se zvyšuje možnost objevu, odkud a za jakých podmínek přicházejí částice s nejvyššími energiemi.

Mnoho astronomů-amatérů po celém zeměkouli zná populárně-vědecký americký časopis Sky & Telescope, jenž začal vycházet v listopadu 1941 díky splynutí tehdy dvou samostatných časopisů The Sky a The Telescope. Časopis řídili manželé C. a H. Federerovi a vydavatelem se stala nejprve Observatoř Harvardovy koleje a posléze Sky Publishing Corporation. Ačkoliv šlo o světově proslulý časopis, vydavatel v r. 2019 zbankrotoval! Jak uvedl P. Tyson, časopis zachránila Americká astronomická společnost, což je organizace profesionálních astronomů, jež si však velmi váží odborné i popularizační činnosti amerických astronomů - amatérů, takže čtenáři S&T po celém světě o svůj oblíbený časopis nepřišli.

8.9. Sympozia, sborníky, konference, workshopy

Ve druhém týdnu září 2018 se konal 8. mezinárodní workshop o astronomii a relativistické astrofyzice (IWARA). Poprvé však neprobíhal v Brazílii, ale v Peru v posvátném údolí Inků. Na workshop dorazili účastníci z 28 států, kteří přednášeli o nejnovějších výsledcích v teorii, experimentech i pozorováních. Probírala se tam témata o obecné teorii relativity, gravitaci, kosmologii, metriky FLRW (Fridman-Lemaître-Robertson-Walker) a kvantové gravitaci. Další okruh referátů byl věnován bílým trpaslíkům, neutronovým hvězdám, pulsarům a fyzice černých děr a astrofyzice, dále též výskytu záření gama ve vesmíru, UHE kosmickému záření, gravitačním vlnám, skryté látce i skryté energii. Dalšími tématy byla možná existence podivných hvězd a podivné hmoty, HE kosmická neutrina, kvantová chromodynamika, jaderná a částicová fyzika, nové stavy hmoty ve vesmíru, srážky těžkých iontů a rané okamžiky existence vesmíru.

J.E. Horvath shrnul výsledky 8. konference IWARA (International Workshop on Astronomy and Relativistic Astrophysics). Černé veledíry v jádrech galaxií se poměrně často vyskytují v párech a ty evidentně splynou během kratší doby, než je čas uplynulý od vzniku vesmíru do současnosti. Další pokrok ve studiu černých děr a jejich kvaziperiodických oscilacích lze čekat od pozorování gravitačních mikročoček, zejména při studiu akrece hmoty do černých děr. Spektrum dosvitu při pozorování gravitačního zdroje GW170817 (splynutí dvou neutronových hvězd) lze vysvětlit, pokud připustíme, že zdroj měl mimořádně vysokou indukci magnetického pole. Podobně se podařilo fyzikálně dobře vysvětlit chování SNR Cas A, kde v nitru mlhoviny se nachází neutronová hvězdy vzniklá jako produkt supernovy. Stavové rovnice pro suprahustou hmotu lze odvodit z přesných měření hmotnosti a poloměrů příslušných neutronových hvězd. Autor pochválil významný pokrok při studiu neutronových hvězd a pulsarů a citoval příspěvek V. Karase, jenž předložil řešení složitého problému chování magnetického pole v rotující souřadnicové soustavě kolem černé díry, v níž se siločáry magnetického pole namotávají na obzor událostí. Připomněl také závěrečný příspěvek konference, který prezentoval G. Bisnovatyj-Kogan a v němž ukázal, že při kolapsu supernovy v naší Galaxii se vytvářejí gravitační vlny detekovatelné současnými detektory LIGO a Virgo.

Koncem září 2018 se konala v Tatranské Lomnici mezinárodní konference s názvem: Pozorovací technika, přístrojové vybavení a vědecká témata pro teleskopy s průměrem optiky kolem 1m. Téma konference souviselo s dokončením instalace 1,3m reflektoru ve východní kopuli observatoře SAV na Skalnatém Plese, jenž bude hlavně určen k objevování planetek křižujících dráhu Země. Konference se zúčastnilo 90 astronomů z 22 zemí. V první části jednání se probíraly otázky vhodných přístrojů a metod pozorování pro metrové až dvoumetrové dalekohledy, které se mohou soustředit na dlouhodobé sledování vybraných objektů, na rozdíl od obřích přístrojů, které jsou potřebné pro studium nejhlubšího vesmíru. Zároveň tato třída dalekohledů může testovat nové typy detektorů i strategie pozorování, které se pak uplatní u obřích dalekohledů. Je potěšitelné že hlavní část konference s největším počtem příspěvků byla věnována vědeckým výsledkům pozorování. To znamená, že tyto typy dalekohledů mohou být protiváhou pro velmi pestré typy pozorování a nových objevů zejména v astronomickém výzkumu hvězd včetně nov a supernov, ale i exoplanet a umělých družic Země.

Tradičním oborem českých a slovenských astronomů jsou proměnné hvězdy, a to už od dob tehdejšího studenta gymnázia Zdeňka Kopala, jenž se ve svých 16 letech stal předsedou sekce proměnných hvězd Čs. astronomické společnosti, kdy publikoval v mezinárodním časopise své první práce. Na přelomu listopadu a prosince 2018 se konala v Brně jubilejní 50. konference v budově přírodovědecké fakulty MU, kde téměř stočlenná čs. komunita proměnářů přednášela výsledky svých výzkumů. Jak uvedl P. Sobotka, v současné době je známo asi 550 tisíc proměnných hvězd a k tomu na 4 tis. exoplanet. V r. 1963, kdy sekce konala v Brně svou první konferenci, bylo známo jen 15 tis. proměnných hvězd. Proměnnost hvězd amatéři rozpoznávali pomocí Argelanderovy metody očima. Dnes se pozorují objekty pomocí polovodičových detektorů; přesnost měření bývá na úrovní zlomků procent a hlavní práce je vytváření algoritmů pro zpracování záplavy pozorovacích dat. Zásluhou zejména L. Bráta vznikla databáze ETD (Exoplanet Transit Database), již sekce vede a která je světově uznávána. Průlomem byla podle řady referujících databáze proměnných hvězd pořízená skvělou družicí Kepler, která kromě hlavního cíle objevování exoplanet metodou tranzitů přes kotoučky hvězd svou přesností měření jasností hvězd téměř vymazala hvězdy, které nevykazují měřitelné změny jasnosti.

Koncem května 2019 proběhl v Karlových Varech již 16. workshop astrofyziky vysokých energií, jenž organizoval R. Hudec. Na toto zasedání přijelo 54 účastníků z 9 států. Jde o iniciativu, která propojuje pozorování družice INTEGRAL (ESA) s pozemními detektory typu BART (Burst Alert Robotic Telescope). M. Zajaček aj využili metody odrazného mapování (reverberation mapping) ke studiu vzdáleného (1,9 Gpc) kvasaru CTS 30.10 pomocí 10m teleskopu SALT (South African Large Telescope; Suderland; 91 segmentů primárního zrcadla; 32° j. š.; 1,8 km n. m.). Autoři vyzkoušeli různé aplikace a porovnávali jejich velikosti chyb. Podařilo se jim ukázat, že jasné kvasary se hodí jako standardní svíčky i v těchto vzdálenostech, což dává naději, že se podaří vyřešit problém „Hubble Trouble“ s různými hodnotami tempa rozpínání vesmíru vně rozsahu udávaných středních chyb.

J. Merc aj. upozornili na renesanci zájmu o symbiotické hvězdy, což jsou těsné dvojhvězdy, které se výrazně odlišují svým chemickým složením a jak se nyní ukazuje, také silným rentgenovým zářením. Autoři připravují nový katalog symbiotických hvězd, protože ten současný je už 20 let starý.

S. Karpov aj. sledovali v listopadu 2017 po dobu 400 s optické pulsování milisekundového pulsaru PSR J1023+0038 ve dvou různých barvách pomocí ruského 6m teleskopu BTA-6 na Kavkaze (43° s. š.; 2,1 km n. m.; plošina na úbočí Pastuchovy hory). Rotační perioda pulsaru činí 1,69 ms (592 obrátek/s !). V červeném pásmu vlnových délek kolísá amplituda optických pulsů 2,1 a v modrém 1,3 %. Svítivost pulsní složky dosahuje v maximu 10²⁴ W. Jde patrně o synchrotronovou emisi elektronů uvnitř svítícího válce během interakce akrečního disku s hmotou vyvrženou modulací během rotační periody.

S. Karpov aj. sledovali pole, v němž se nachází rekurentní rychlý rádiový blýskač FRB 121102 0,5m robotickým teleskopem D50 v Ondřejově, jenž je vybaven rychlým násobičem elektronů s časovým rozlišením 10 ms. Týž dalekohled od r. 2008 používali také M. Jelínek aj. ke sledování optických dosvitů zábleskových zdrojů GRB pozorovaných družicemi Swift a INTEGRAL. Robotický teleskop D50 hledal optické dosvity pro více než stovku úkazů GRB. V práci jsou zveřejněny parametry úspěšných pozorování dosvitů, případně i spojité světelné křivky u jasnějších případů GRB. Š. Trčka aj. referovali o prvním úspěšném pozorování krátkého GRB 160927A pomocí téhož dalekohledu. Po poplachu trvalo 40 s, než samočinně naskočilo sledování optického dosvitu, jenž zanikl za 7 230 s (120,5 min). J. Štrobl referoval o binokulárním teleskopu SBT (Small Binocular Telescope), jenž je novou generací robotického teleskopu po teleskopu BART uvedeném do provozu pro dohledávání dosvitů v r. 1996. SBT je binokulár o průměru obou souosých objektivů 0,2 m, což umožňuje spojitou přehlídku v zorném poli 3,56 ×3,56 □°.

L. Sieger aj. popsali stavbu a testování nanosatelitu třídy CubeSat zkonstruovaného ve VZLU (Výzkumný a Zkušební Letecký Ústav, a. s.). Satelit dostal jméno VZLUSAT-1 a byl vypuštěn na oběžnou dráhu v r. 2017. Vnější rozměry nanosatelitu jsou 0,2×0,1 m (s výklopnými slunečními panely). Jde o testovací experiment. Pokud bude úspěšný, tak autoři plánují stavbu rentgenové družice pro výzkum Slunce. J. Řípa a tým konstruují rovněž satelit třídy CubeSat CAMELOT (Cubesats Applied for MEasuring and LOcalising Transients). Postupně by se na nízké oběžné dráhy dostaly unifikované minidružice, jež by mohly registrovat krátké i dlouhé GRB, záblesky gama v bouřích na Zemi a protějšky zdrojů gama doprovázející zdroje gravitačních vln jako jsou kilonovy. K tomu cíli by stačilo vypustit malou flotilu 9 družic třídy CubeSat. Z. Bagoly aj. konstatovali, že taková levná flotila by mohla konkurovat i družici Fermi.

R. Hudec referoval o současném stavu digitalizace fotografických snímků oblohy. Nejdále pokročil projekt DASCH (Digital Access to Scholarship at Harvard) na Harvardu a německý projekt APPLAUSE (Archives of Photographic PLates for Astronomical USE), jenž zahrnuje digitalizaci fotografických archivů desek na observatořích v Hamburku, Bamberku, Postupimi, Heidelberku, Sonnenberku, Tautenberku, Jeně a Tartu (Estonsko). Autor dále uvádí že mnohé další archivy by se měly co nejdříve digitalizovat, jelikož po více než 100 letech začínají fotografické emulse degradovat.

Počátkem září 2019 se konala v Telči mezinárodní konference Vesmír dvojhvězd -dvojhvězdy ve vesmíru, na níž se sešlo téměř 100 astronomů z 19 států Evropy, Severní a Jižní Ameriky, Asie a Austrálie. Motivací pro toto téma konference byly zejména objevy exoplanet u těsných dvojhvězd, jež mohou obíhat buď kolem primární nebo sekundární složky dvojhvězdy, ale mohou obíhat jako cirkumbinární vně hvězdného páru. Na tomto pokroku se podílely objevy družice Kepler a Kepler 2 a dále družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) vypuštěná v dubnu 2018 na protáhlou eliptickou dráhu s přízemím ve vzdálenosti 108 tis. km a odzemím. Dále se očekává velké množství nových zajímavých údajů v databázi DR3 družice Gaia (ESA), jež bude zveřejněna koncem r. 2020. Konference zdůraznila potřebu spolupráce s astronomy-amatéry, kteří jsou vybaveni kvalitní instrumentací. Nezřídka se na objevu vícenásobných hvězdných soustav podílejí astronomové - amatéři. Jde buď o hierarchické triády (dvě těsné dvojhvězdy a třetí vzdálenější hvězda), anebo o dva těsné binární systémy ve větším odstupu od sebe. Tyto soustavy, jež se navzájem gravitačně ovlivňují, docilují jako vícenásobné soustavy lepší přesnosti dráhových parametrů i fyzikálních charakteristik. Navíc jsou tyto konfigurace kupodivu překvapivě stabilní během velmi dlouhých intervalech času. Konferenci pořádaly čtyři astronomické ústavy (Masarykova Univerzita v Brně, Karlova Univerzita v Praze, Astronomický ústav AV ČR v Ondřejově a Astronomický ústav SAV v Tatranské Lomnici).

Evropský časopis Astronomy and Astrophysics vydává každoročně obsáhlý výroční přehled, který postihuje aktuální trendy astronomie a astrofyziky. Editorkami 57. ročníku přehledu se staly dvě významné astronomky S. M. Faberová a E. F. van Dishoecková, které v předmluvě označily za hlavní témata roku zprůmyslnění donedávna nepředstavitelně obřích astronomických databází a dále strategií, jež hodlá porozumět průměrným hodnotám tím, že se věnuje studiu obou krajních odchylek od průměru.

Jak ukázaly P. Jofréová aj., donedávna se velmi obtížně určovala metalicita hvězd, jelikož potřebné podklady byly poměrně nepřesné. Přitom je metalicita velmi důležitá, když chceme určit stáří dané hvězdy. Nyní se získává spousta dat o metalicitě a díky zprůmyslnění měřených metalicit dochází ke zpřesňování vztahu mezi metalicitou a stářím hvězd.

Neméně složité byly odhady rychlosti podpovrchové rotace hvězd, ale i zde se blýská na lepší časy, jak ukázala C. Aertsová aj., jejíž tým se věnuje asteroseismologii a odtud počítá momenty hybnosti v podpovrchových vrstvách hvězd.

Hvězdokupy byly odjakživa klasickými astronomickými útvary, neboť se věřilo, že jde o homogenní populace hvězd přibližně stejného stáří, chemického složení a vzdáleností od pozorovatele. Velmi chatrné však byly naše vědomosti o mechanismech jejich zrození. M. Krumholz aj. nabídli ve svém příspěvku první scénáře, jak mladé hvězdokupy vznikaly v postupných cyklech, což doložili kritickou analýzou nesourodých údajů.

J.D. Simon hodnotil roli nejslabších trpasličích galaxií, jež podobně jako hvězdokupy podávají svědectví, jak vlastně galaxie vznikají. Především je pozoruhodnou skutečností, že nízké počty těchto extrémně slabých galaxií představují poslední nevyřešenou výzvu pro potvrzení paradigmatu ΛCDM (Lambda chladná skrytá látka).

A. Gal-Yam popsal současný stav vědomostí o extrémně svítivých supernovách. Díky tomu, že počty takových supernov plynule rostou, lze nacházet možné mechanismy výbuchů těchto donedávna vzácných úkazů. Odtud vede dokonce cesta k možnosti, že aspoň některé z těchto neobvyklých supernov by mohly být využity jako užitečné kosmologické sondy do vzdáleného vesmíru.

L. Kewley aj. zkoumali, zda jde popsat vývoj galaxií pomocí studia emisních spektrálních čar. Díky novým analýzám pozorovacích dat, jež se opírá o strojové učení a o zobrazení velkých polí pomocí největších současných dalekohledů, se to začíná dařit. Masové soubory příslušných měření emisních spekter dosahují průmyslových rozměrů, takže se blíží i zlatý věk studia interstelárního prostředí a galaxií s aktivními jádry (AGN).

Nesporně největší záhada současnosti v podobě milisekundových silně dispersních rádiových záblesků (FRB) přicházejících z extragalaktických vzdáleností se podle mínění J. Cordese a S. Chatterjee blíží rozluštění. V r. 2019 už se počet zdrojů FRB zvýšil na 60 úkazů; jeden zdroj FRB 121102 je rekurentní a nachází se na periférii mateřské galaxie. Je téměř jisté, že zdrojem rekurentního signálu je rychle rotující kompaktní a silně zmagnetovaný objekt. Zdroje FRB lze dokonce využít k mapování hustoty interstelárního prostředí díky Faradayově rotaci.

R. Blandford aj. se věnovali úzce směrovaným relativistickým výtryskům z center galaxií s aktivními jádry (AGN). Také tento fenomén potřebuje průmyslové rozměry databází, ale i lepší teorii. Samotné kolimované výtrysky zřejmě patří mezi důležité základní složky vesmíru, jež silně ovlivňují své okolí, ale i celé mateřské galaxie.

P. Fereira ukázal, že se v poslední době zdokonalují i možnosti kosmologických testů teorie gravitace. Přesnost měření se natolik zvyšuje, že je poprvé možné ověřovat, zda platí OTR i pomocí kosmologických pozorování. Alternativní hypotézy typu MOND (MOdified Newton Dynamics) apod. nejsou testovatelné, protože dávají jen nepatrné odchylky od OTR. I v tomto oboru však dochází k průmyslové revoluci v počtech a přesnostech měřených veličin, takže testování teorií a hypotéz o gravitaci má dobré vyhlídky.

Dvě studie v ročence jsou věnovány Slunci. M. Carlsson aj. představili nový pohled na sluneční chromosféru a S. Cranmer a A. Winebarger se soustředili na vlastnosti sluneční koróny a její vztah ke slunečnímu větru. Naše Slunce je hmotnější než typická hvězda, ale jeho blízkost dává možnost zkoumat těleso i jeho okolí s nesrovnatelně větším rozlišením než kteroukoliv blízkou hvězdu. Slunce a jeho působení na planety a další složky sluneční soustavy je poměrně snadným úkolem pro pozorování i teorii, takže údaje o něm jsou základním etalonem pro studium hvězd v Galaxii i v cizích galaxiích. Paradox spočívající v podstatně vyšší teplotě koróny než chromosféry a fotosféry se blíží vyřešení díky novým kosmickým sondám, jež se odvážně periodicky přibližují na kritickou vzdálenost k rozpálenému Slunci a získávají tak dříve nedostupné údaje. Studium Slunce se však opírá i o 3D magnetohydrodynamické modely. Souběžně s nimi se daří vysvětlit, které fyzikální procesy uvnitř Slunce, na jeho povrchu a v jeho okolí jsou nejdůležitější. Tím se postupně zlepšují naše vědomosti o extrémních výkyvech kosmického počasí, jež mohou ohrozit Zemi, zejména její elektrické sítě a zdroje.

K. Altweggová aj. popsali nejdůležitější experimenty projektu Rosetta (ESA), jež po dobu dvou let doprovázela kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenková souměrně kolem letu do přísluní a následného vzdalování do odsluní. Sonda i její modul Philae poskytli obrovské množství většinou zcela unikátních údajů o fyzikálních parametrech komety, jež má dosti typický tvar burského oříšku (podobně jako kometa Halley i další případy). Kromě toho získaly přístroje na sondě jedinečné údaje o komplexních molekulách a zastoupení izotopů v různorodých materiálech komety. Komety jsou většinou tělesa o rozměrech řádu jeden až deset kilometrů a zřejmě představují typické složky protoplanetárních disků.

N. Madhusudhan poukázal ve svém příspěvku na to, že kamenné exoplanety vznikají z těles kometárních rozměrů. Kometární tělesa posléze ovlivnila i chemické složení atmosfér exoplanet. Přinesla kamenným exoplanetám do vínku i organické látky, ale žádnou vodu. Obří planety typu Saturn a Jupiter však získaly větší část svých atmosfér z plynu v akrečním disku zárodečného Slunce.

S. Widicus Weaver poukázal na revoluci v astrochemii vyvolanou aparaturou ALMA, jež pracuje v milimetrovém i submilimetrovém pásmu rádiového spektra, kde se postupně podařilo objevit neuvěřitelné spousty spektrálních čar i pásů přdevším v místech, kde v současné době vznikají hvězdy. Autor shrnul průmyslová laboratorní měření čar jednoduchých i komplexních molekul i jejich isotopologů. Obrovské počty čar vyžadují strojové učení, což je předmětem pro laboratorní identifikaci čar i pásů.

8.10. Vědecké společnosti

Nejvýznamnější vědecká světová astronomická společnost IAU (International Astronomical Union -- Union Astronomique Internationale) oslavila v r. 2019 své stoleté výročí. Pro Českou astronomickou společnost se stalo významnou poctou, že hlavní české oslavy tohoto výročí v Pražském planetáriu 6.-7. dubna se zúčastnila prezidentka IAU holandská astrofyzička Ewine van Dieshoecková, v té době prezidentka IAU. Originální akcí oslavy byla panelová diskuse, v níž vystoupili mladí astronomové a astrofyzici M. Bárta, M. Boháčová, M. Brož, M. Dovčiak, S. Ehlerová, A. Christov, O. Pejcha, R. Wünsch, ale též doyen české astronomie L. Perek (o dva dny starší než IAU). Diskusi moderoval J. Palouš a tématem diskuse bylo, jak by se měla rozvíjet naše astronomie v nejbližší dekádě. Čeští zástupci nechyběli ani na světové oslavě stoleté historie IAU, jež proběhla o týden později v Belgii v budově, kde byla IAU ustavena. V současné době má IAU 82 členských států. Jak uvedla S. Ehlerová, v ČR připadá 13 astronomů-členů IAU na milion obyvatel, což je stejný podíl jako mají Francie a Belgie. V rámci oslav IAU přicestoval do ČR už potřetí americký astronaut A. Feustel i se svou českou manželkou. Měl veřejná vystoupení v Olomouci, Ostravě, Brně, Terezíně, a nakonec v Praze.

Jak známo, zásluhou prof. F. Nušla se nově vzniklé Československo stalo členským státem IAU už na I. kongresu v Římě v r. 1922. V letech 1928-1935 byl F. Nušl zvolen vicepresidentem IAU a stejnou pozici pak zastávali další naši astronomové B. Šternberk (1958-1964), Ľ. Kresák (1979-1985) a J. Palouš (2009-2015). Klíčovou hlavní funkci generálního sekretáře IAU získal v letech 1967-1970 L. Perek. Praha patří mezi tři města, v níž se kongres IAU konal dvakrát (1967 a 2006) - tuto výsadu sdílí s Římem a Sydney. Na konci roku 2006 byly ukončeny vstupní rozhovory o přijetí České republiky do Evropské jižní observatoře (ESO), takže od 1. ledna 2007 se stala ČR 13. členským státem ESO, což je obrovský vzpruha pro rozvoj naší astronomie.

8.11. Observatoře, instituce

Evropská jižní observatoř v Chile dokončila na observatoři Cerro Paranal modernizaci všech čtyř teleskopů VLT (ø 8,2 m) přístroji II. generace. Pro redukci neklidu zemské atmosféry slouží adaptivní optika 4LGSF (4 Laser Guide Star Facility), jež vytváří ve výšce cca 90 km nad zemí 4 umělé sodíkové hvězdy, jejichž signály poukazují na adaptaci povrchu zrcadel vlivem atmosférické scintilace, která se potlačuje rychlou změnou tvaru povrchu zrcadla a eliminují tak neklid atmosféry. Pro špičkovou spektroskopii v infračerveném spektrálním pásmu 1÷5 μm slouží aparatura CRIRES (CRyogenic hihg-resolution Infra-Red Echelle Spectrograph). Infračervená kamera spojená s polním spektrografem ERIS (Enhanced Resolution Imager and Spectrograph) vybavená adaptivní optikou umožňuje souběžné infračervené snímky i spektra v zorném poli UT4 (Yepun). Další špičkovým přístrojem je ešeletový spektrograf ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and and Stable Spectroscopic Observations), jenž využívá kombinovaného coudé ohniska dvou VLT teleskopů s rozlišením jako 16m zrcadlo. Spektrograf FLAMES (Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph) využívá vláknové optiky k simultánnímu zobrazení spekter stovek hvězd v blízkých galaxiích. Kamera FORS2 (FOcal Reducer and Spectrograph) umožňuje současné snímky a spektra s nízkým rozlišením. Kamera HAWK-1 (High Acuity Wide Field K-band Imager) má velké zorné pole pro zobrazování v infračerveném oboru spektra. Podivuhodným přístrojem je i spektrograf KMOS (K-band Multi Object Spectrograph) může v blízké infračervené oblasti spektra pořizovat naráz spektra až 24 různých polí. Naprosto úžasným přístrojem je kamera MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer). Jde o spektrograf s velkým zorným polem pro pozorování ve velmi hlubokém vesmíru na úhlové ploše 1 □'. Speciální kamera pro sledování exoplanet SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) je vybavena jednak velmi pokročilou adaptivní optikou, ale též pokročilým modelem koronografu, takže může sledovat i exoplanety v bezprostřední blízkosti mateřské hvězdy. Další ešeletový vysokodispersní spektrograf UVES (UltraViolet and Visible Echelle Spectrograph) má extrémně vysoké rozlišení v pásmu vlnových délek 300 ÷1 100 nm. Spektrograf X-Shooter dokáže naráz zobrazit celé sledované pásmo vlnových délek od UV oblasti do blízké infračerveného pásma. Vůbec nejslavnější kamerou mezi přístroji II. generace se stala aparatura GRAVITY uvedená do provozu v r. 2016, jež umožnila propojit všechny čtyři teleskopy VLT jako interferometr VLTI. Toto zařízení II. generace umožňuje pozorovat objekty s neuvěřitelným úhlovým rozlišením 4 milivteřiny, tj. téměř dvakrát lepším než HST. Úspěch GRAVITY se dále rozšířil na 4 pomocné dalekohledy AT s průměrem zrcadel 1,8 m. Tento projekt s názvem NAOMI (New Adaptive Optics Module for Interferometry) umožňuje i těmto menším dalekohledům docílit vynikajícího rozlišení, pokud je kvalita atmosféry vysoká. Pokud se kvalita horší, je i tento systém dotčen, ale zdaleka ne tak prudce, jako tomu bylo, dokud nová aparatura nebyla instalována. Navíc na přehlídkovém 4,1m teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) byl uveden do provozu vláknový spektrograf 4MOST (4m Multi-Object Spectrograph Telescope), jenž dokáže naráz exponovat 2 400 objektů v zorném poli o ploše 10 □°. Tento přehled špičkových aparatur, jež často dosahují hmotnosti několika tun, ukazuje, že když se postaví na kvalitním pozorovacím stanovišti obří zrcadlové dalekohledy, tak to je skvělá investice do budoucnosti. Kvalitní primární zrcadla a jejich kopule vydrží v dobré kondici téměř sto let a koncové přístroje v ohnisku souběžně s rozvojem vláknové i adaptivní optiky, výpočetní techniky a dalších oborů nejsou tak drahé, takže původní stavba se úspěšně amortizuje.

Pro příklady nemusíme chodit daleko. V r. 2020 Perkův 2m dalekohled, jenž byl uveden do provozu v létě r. 1967, byl už po čtvrté modernizován, když pomocná zrcadla dalekohledu nahradila vláknová optika, což přineslo největší pokrok v porovnání s předešlými zásahy. Přitom náklady na tuto modernizaci nebyly nijak vysoké.

V r. 2019 se stalo 16. členem ESO Irsko. Navzdory epidemii koronaviru pokračuje na Cerro Armazones (3,05 km n. m.) výstavba obřího dalekohledu ELT o průměru 39,3 m (798 segmentových hexagonálních zrcadel o průměru 1,45 m). Zatím se odhaduje, že první světlo by mohlo projít ELT v listopadu 2025. Zpočátku bude mít teleskop dvě koncové aparatury: HARMONI (High Angular Resolution Monolithic Optical and Near-infrared Integral field spectrograph) a MICADO (Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations).

ESO hrála také významnou roli při vybudování mezinárodní observatoře ALMA v Chile, kde je od r. 2013 v provozu 66 parabol o průměrech 7 a 12 m na planině Chajnantor. Precizní paraboly se mohou přesunovat pomocí dvou obřích tahačů, a to buď k soustředění v centru observatoře, což přináší výrazné zvýšení citlivosti aparatury, ale na úkor úhlové rozlišovací schopnosti. Mohou se však přemístit až na plochu o průměru 16 km, což zvýší přesnou lokalizaci objektu na úkor jeho plošné rádiové jasnosti. Od té doby má ALMA za sebou už 6 pozorovacích sezón, jež jsou v submilimetrovém pásu rádiových vln suverénním vrcholem techniky s bohatými a převratnými výsledky.

9. Astronomie a společnost

9.1. Ceny a vyznamenání

Svět
James PEEBLES (1/2), Michel MAYOR (1/4), Didier QUELOZ (1/4) (Nobelova cena za fyziku; Švédská akademie věd);
Peter van NIEUWENHUIZEN, Sergio FERRARA, Dan FREEDMAN (Breakthrough Prize: teorie supergravitace; 3 mil. $ Y. Milner, M. Zuckerberg, S. Brin aj.);
tým Event Horizon Telescope - 347 osob (Breakthrough Prize: rádiový portrét stínu černé veledíry v galaxii M87; 3 mil. $, 8 645 $/osoba);
Edward C. STONE (Shawova c.: Project Voyager);
Nicholas KAISER & Joseph I. SILK (Gruberova c.; kosmologie);
Robert Kennicutt (Zlatá m. RAS; vznik hvězd v galaxiích, přesná hodnota H_o);
Bernard SCHUTZ (Eddingtonova m. RAS; gravitační vlny umožňují přímo měřit rozpínání vesmíru);
Ewine van DISHOECKOVÁ (m. Karl Schwarzschilda; Astronomische Gesellschaft; vznik hvězd a planet);
Martha P. HAYNESOVÁ (Zlatá m. C. Bruceové; ASPacific; astrofyzika);
Ann M. BOESGAARDOVÁ (Russellova přednáška; AAS; struktura a chemické složení hvězd);
Hubert REEVES (Janssenova c.; Francouzská astronomická společnost; termonukleární reakce ve hvězdách);
Mark THIEMENS (Leonardova m.: studium isotopového složení meteoritů a vzorků z Měsíce);
Hisayoshi YURIMOTO (Leonardova m.; vzorky hornin a minerálů z planetek).

Domov
Ivan HUBENÝ (Čestná medaile Ernsta Macha; AV ČR);
Ondřej PEJCHA (c. Neuron pro mladé vědce);
Martin ŠOLC (Nušlova c.; ČAS);
Martin JELÍNEK (Kopalova přednáška: Pozorování gama záblesků v době gravitační);
Pavel SUCHAN (Kvízova c., ČAS);
Lukáš GRYGAR (Littera astronomica, ČAS a knihkupectví Kanzelsberger);
Jan KLEČKA (c. J. Zemana, ČAS);
Samuel TOMAN (c. J. Zemana; ČAS);
Jana Svrčková (zlatá m.) a Dejan PROKOP (bronzová m.);12. ročník mezinárodní olympiády IOAA);
Josef ZAHRÁDKA (c. města Mladá Boleslav - založení a provoz školní hvězdárny)

Pavel MAYER (1932-2018) vybudoval mj. 0,65 m reflektory v Ondřejově a na Hvaru. Oba přístroje prošly modernizací a stále úspěšně pracují. Ondřejovský reflektor nese od 27. 4. 2019 jeho jméno.

9.2. Úmrtí

Milan BURŠA (*1929; astronomická geodezie), Michael DOPITA (*1946; interstelární látka), Murray GELL-MANN (*1929; částicová fyzika - kvarky; Nobel 1969), Jurij JEFREMOV (*1937; proměnné hvězdy a galaxie), Michael FEAST (*1926; hvězdná a galaktická astronomie), Riccardo GIACONNI (*1931 +XII 2018; rentgenová astronomie; Nobel 2002; HST), Paul HODGE (*1934; astrofyzika; Astron. J.), Norio KAIFU (*1943; president IAU 2012-2015), Nikolaj KARDAŠEV (*1932; radioastronomie), Arnold KLEMOLA (*1931; fundamentální astronomie), Leonid KSANFOMALITY (*1932; planety, exoplanety, astrobiologie), Karel KUDELA (*1946; kosmické záření), Gunnar LARSSON-LEANDER (*1918; těsné dvojhvězdy), Sarah LIPPINCOTTOVÁ (*1920; dvojhvězdy a vícenásobné soustavy), George MUMFORD (*1928; proměnné hvězdy, historie astronomie), Peter NOTNI (*1932; hvězdy a databáze), Tomáš PERTILE (*1933; popularizace), Gustav TAMMAN (*1932; galaxie a kosmologie), Yervant TERZIAN (*1939; všechny astronomické discipliny), Lodewijk WOLTJER (*1930; prezident IAU (1994-1997), generální ředitel ESO (1975-1987).

9.3. Astronomické osobnosti

26. července 2019 se dožil sta let jeden z nejvýznamnějších českých astronomů Luboš Perek. Neměl to v životě lehké, protože v době, kdy začal studovat na přírodovědecké fakultě UK v Praze fyziku a matematiku, byly po studentských demonstracích proti nacistické okupaci ČSR české vysoké školy uzavřeny, tisíce studentů z Prahy i Brna skončilo v koncentračních táborech. Perek měl štěstí, že nebydlel v kolejích, ale byl totálně nasazen v letecké továrně, kde se naučil číst technické výkresy a v šupleti měl vysokoškolské učebnice. Když se nikdo nedíval, tak se z nich učil. Po II. světové válce se dostal v r. 1947 do Leidenu, odkud si přivezl výkresy zhotoveného 0,5 m reflektoru Leidenské observatoře. Na přírodovědecké fakultě je překreslil na 0,6 m zrcadlový dalekohled, který byl s jeho vydatnou pomocí instalován v univerzitní kopuli hvězdárny na Kraví hoře. K tomuto dalekohledu připojil jeho student J. Tremko první fotonásobič pro přesná měření jasnosti hvězd v ČSR. Další měření vykonávali další Perkovi studenti František Janák a Miroslav Vetešník. V r. 1956 však byl povolán do Prahy do Astronomického ústavu ČSAV, kde zakládal stelární oddělení. V r. 1959 rozhodla tehdejší čs. vláda, že pro hvězdárnu AsU v Ondřejově zakoupí u firmy Zeiss v Jeně nabízený reflektor o průměru primárního zrcadla 2 m. Tehdy byly jen asi tři dalekohledy na světě s průměrem zrcadla nad 2 metry. Perek společně se svým mladším kolegou Miroslavem Plavcem projednávali aspekty výstavby observatoře a měli řadu připomínek k původnímu návrhu. Zejména Perek byl častým kritikem koncepce a téměř všechny jeho připomínky němečtí konstruktéři přijali. Právem byl v r. 2012 ondřejovský dvoumetr pojmenován po něm.

Dalekohled byl uveden do provozu v srpnu 1967 během XIII. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Praze. Na tomto kongresu byl Perek zvolen generálním sekretářem Unie a v této funkci výtečně obstál. Přitom se po invazi vojsk Varšavské smlouvy a trvalém pobytu sovětské posádky na území republiky všechny podmínky pro mezinárodní spolupráci silně zhoršily. V r. 1974 přivítal v Ondřejově amerického astronauta s čs. předky Eugena Cernana, jenž měl sebou na Měsíci čs. vlajku, a tu daroval Astronomickému ústavu, protože ani prezident, předseda vlády anebo předseda Akademie věd se neodvážili tak úžasný dárek přijmout. Od r. 1976 působil Perek jako vedoucí oddělení pro záležitosti kosmického prostoru sekretariátu OSN, kde se velmi osvědčil jako diplomat, když prosadil definici kosmického prostoru, a pro ně uplatnil téměř stejná pravidla, jaká platí pro volné moře na Zemi. Jako první upozornil na problém kosmického smetí a nebezpečí, jež tak číhá na funkční družice i orbitální stanice s lidskou posádkou. V r. 1979 byla po něm pojmenována planetka č. 2900 na návrh jeho bývalého studenta Luboše Kohoutka. V letech 1980-1982 byl prezidentem Mezinárodní astronautické federace. V letech 1989-1992 se jako zvolený předseda Čs. astronomické společnosti velmi zasloužil o hladký převod Společnosti do svobodného státu. V r. 1992 obdržel od Francouzské astronomické společnosti Janssenovu cenu. Stejné ocenění získal v r. 1906 slovenský astronom M.R. Štefánik.

Perek podal do OSN v letech 1998 a 2001 návrhy, jež přispěly k rozřešení mezinárodního právního sporu o geostacionární dráhu. V r. 1999 obdržel jako první český astronom obnovenou cenu zakladatele České astronomické společnosti Františka Nušla. V r. 2006 obdržel medaili od Mezinárodní astronautické federace a v r. 2009 medaili Učené společnosti a čestný doktorát od Masarykovy univerzity v Brně. V r. 2012 byl Zeissův 2m dalekohled pojmenován Perkovým jménem. Ke 100. narozeninám mu předseda Senátu ČR Jaroslav Kubera předal Stříbrnou medaili Senátu.

V 57. ročníku výročního přehledu časopisu Astronomy and Astrophysics vyšla vzpomínka americké astronomky Nancy G. Romanové (1925-2018), jež se musela těžce snažit, aby se mohla stát astronomkou. V době jejího dospívání se ve Spojených státech s ženami v matematice, fyzice a astronomii zacházelo neuvěřitelně nepřátelsky. Byly to hrubé narážky na to, že žena má být u plotny, protože na vědu nemůže stačit. Pokud ženy vystavené chronickému ponižování od školitelů přece jen uspěly, byly v zaměstnání mizerně placeny a mužskými kolegy ponižovány. Dokonce její školitel předstíral, že její disertaci napsal z větší části on. N. Romanová nakonec místo univerzitní dráhy nastoupila do služeb státní organizace NASA. Tam vynikla při přípravě vypuštění Hubbleova kosmického teleskopu, takže se jí začalo říkat, že je matkou HST. Podobnou zkušeností prošla také Cecilie Payneová (1900-1979), která původem Angličanka se vydala do USA, protože v Británii mohly tehdy ženy studovat jen na bakalářky. Ale i ona pocítila silnou diskriminaci při obhajobě své Ph.D. práce v r. 1925. Předně ji nemohla obhajovat na Harvardu, ale jen na Radcliffově koleji. Její školitel H. N. Russell nesouhlasil s jejími výsledky, že naprosto největší část Slunce je vodík a na druhém místě je hélium. Všechny ostatní prvky Mendělejevovy tabulky nedosahují ani 2 % hmoty Slunce. Tehdy se totiž většina astronomů domnívala, že Slunce je silně rozžhavené železo, protože ve spektru Slunce bylo nejvíce čar železa. Dr. Payneová však už věděla, že četnost čar není důkazem převahy hmoty, ale jen příznivých podmínek pro vznik čar, jak ukázala kvantová mechanika. Teprve o čtyři roky později se Russell slečně Payneové omluvil. Dr. Payneová-Gapoškinová se až v r. 1956 stala vůbec první ženou na přírodovědecké fakultě na Harvardu, která byla jmenována univerzitní profesorkou. Byla dokonce vůbec první ženou, která řídila na Harvardu nějakou katedru. Její disertace z r. 1925 je dnes považována za vůbec nejlepší disertační práci v historii přírodovědecké fakulty Harvardovy univerzity. Je opravdu s podivem, jak v příkladně svobodné zemi Spojených států panovala tak nepřátelská atmosféra vůči ženám ve vědě až do šedesátých let XX. století. Když to srovnáme třeba s Československou republikou, tak jsme už brzy po jejím vzniku měli absolventky v medicíně a přírodních vědách, o humanitních oborech nemluvě.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Komentátor vědeckého týdeníku Nature D. Clery se věnoval pozoruhodného obrazu zveřejněné v dubnu 2019, kdy mezinárodní tým radioastronomů zveřejnil první portrét stínu černé veledíry v centru galaxie M87 (Vir). Jeden z radioastronomů H. Falcke, jenž byl součástí týmu, konstatoval, že mu snímek připomíná brány pekla. V každém případě snímek stínu veledíry obklopeného světelnou aureolou fotonů, jež kolem veledíry obíhají díky gravitaci veledíry, se stal právem astrofyzikálním průlomem roku. R. Blandford připomněl, že dlouho astrofyzikové pochybovali, že se vůbec něco takového dá zobrazit. Až před dvaceti lety dosáhla radioastronomie dokonalosti díky technice synchronně spolupracujících rádioteleskopů na polokouli Země přivrácené ke galaxii M87. Je sice pravda, že naše Galaxie má ve svém těžišti ve vzdálenosti 8,2 kpc od nás černou veledíru o hmotnosti přes 4 mil. M_ʘ, jenže navzdory relativní blízkosti jde o poměrně lehkou veledíru s příliš malým geometrickým rozměrem srovnatelným s průměrem dráhy Merkuru kolem Slunce. Černá veledíra v galaxii M87 je sice od nás dvoutisíckrát dál, ale vyniká svou hmotností o 3 řády vyšší než veledíra v naší Galaxii. Tak vznikl mezinárodní projekt EHT (Event Horizon Telescope) do nějž se zapojilo 8 rádiových observatoří, přičemž vůdčí roli měla aparatura ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimetre Array) skládající se ze 66 velmi přesných parabol o průměrech 7 a 12 m instalovaných na náhorní plošině Atacama v Andách v nadmořské výšce přes 5 km. Další radioteleskopy projektu EHT se nacházely v USA, Mexiku, Španělsku a na Jižním pólu. Okolí černé veledíry v galaxii M87 muselo být sledováno souběžně po dobu 10 nocí. Výsledek projektu se opozdil kvůli tomu, že observatoř na jižním pólu nemá dostatečnou kapacitu internetu, takže se data nahrávala na disky, které byly přepraveny letadlem do výpočetních středisek až v době, kdy na Jižním pólu vyšlo Slunce. OTR předpovídá, že stín černé díry musí být přesně kruhový, což měření EHT potvrdilo s přesností ±10 %.

E. Nokhrina s týmem navrhla nový způsob, jak určit hmotnost veledíry M87*. Astronomové mají k dispozici velké množství pozorování pohybů výtrysků. Hranice okraje výtrysku přecházejí z paraboly do kužele, což souvisí se změnou režimu dominance magnetického pole na rovnocennou energii složky pohybu plazmatu a magnetického pole. Odtud se pak podaří určit hmotnost veledíry i její spin. Odtud týmu vyšlo, že veledíra M87* má hmotnost 6,5 GM_ʘ a spin v rozmezí 0,2÷0,3.

Úspěch EHT podnítil obdobný pokus pro černou veledíru Sgr A* v centru naší Galaxie. Do soustavy se navíc připojily radioteleskopy v Grónsku, Arizoně a Francii. Díky zlepšeným technickým podmínkám se dá očekávat, že kromě statických fotografií stínu veledíry v naší Galaxii bude možné pořizovat i videozáznam o proudění materiálu do protilehlých úzkých výtrysků, které jsou pozorovatelné i ve vzdálenostech řádu 100 kpc od černé veledíry. Stabilita výtrysků je zajišťována spirálním magnetickým polem a hlavní podíl na výtryscích mají fotony nejvyšších energií záření γ. Nové experimenty proběhnou na kratších vlnových délkách 0,86 mm než průkopnická měření na vlnové délce 1,3 mm. Dále se počítá se zvětšením základny pro měření pomocí radioteleskopů vyslaných do vzdáleného okolí naší Země. Pak by byly v dosahu snímky a videa zaznamenávající mechanismy výtrysků odhadem u 20 blízkých galaxií.

Američtí astronomové jsou proslulí tím, že každých deset let navrhují nejdůležitější hlavní projekty aparatur pro avantgardní studium vesmíru. K tomu cíli vždy s předstihem sestavují odborné komise, které posuzují jednotlivé drahé návrhy. Ne všechny požadavky ovšem kongres v termínu přijme. Stále nejsou v provozu přístroje, které astronomové požadovali v dekádě 2001-2010, tj. JWST (kosmický 6,5m teleskop Jamese Webba) a kosmický širokoúhlý infračervený teleskop WFIRST (Wide-Field Infra-Red Space Telescope). Zatímco JWST je připraven ke startu na konci r. 2021, WFIRST bude patrně čekat na start minimálně do r. 2025. Současnému dekadickému komitétu spolupředsedají F. Harrisonová (Caltech) a R. Kennicutt (U. Arizona a Texas A&M U.). Astronomové už půl století vynikají tím, že jsou schopni se domluvit a energicky podporovat důležité projekty, takže senátoři návrhy těchto komisí většinou silně podporovali. V poslední době se však všechno zadrhlo. JWST měl původně stát 1 mld. $, ale cenovka se nakonec vyšplhala na téměř 9 mld. $. Je ovšem pravda, že dosavadní vlajková loď HST stála v r. 1994 10 mld. $, takže ve skutečnosti je JWST vzhledem k inflaci podstatně levnější. Na druhé straně HST překonal svými výsledky - a překonává dosud - očekávání a jeho provoz je nyní vysoce ekonomický.

Nový dekadický plán je ovšem opět velmi ambiciózní. Do kosmu by měl být vypuštěn dalekohled o průměru primárního zrcadla 15 m pokrývající vlnové dálky od ultrafialové do infračervené oblasti spektra, dále pokročilá rentgenová družice, technicky pokročilý infračervený teleskop a 4m teleskop se stínítkem pro studium exoplanet. Každý z těchto projektů by se měl vejít do částky v rozmezí 3÷5 G$. Pokud jde o pozemské aparatury, je už rozestavěný zrcadlový teleskop o souhrnném průměru jako 24,5m teleskop, který se buduje v Chile a měl by vidět první světlo v r. 2025. Podobně se čeká, že navzdory protestům rodilých Havajanů by měl být na hoře Mauna Kea v téže době být dokončen 30m teleskop se segmentovanými zrcadly. Hořkou pilulkou pro americké astronomy je však fakt, že velmi pravděpodobně uvidí v r. 2025 první světlo v Chile Evropský kosmický teleskop o průměru segmentovaných zrcadel přes 39 m. Příští dekadický plán se začne připravovat kolem r. 2028.

V časopisu Pacifické astronomické společnosti č. 1004 v září 2019 vyšel rozsáhlý článek G. Longa aj. o akutní potřebě umělé inteligence v astronomii a astrofyzice. Současné astronomické přístroje na zemi i v kosmu chrlí obrovské spousty dat, jež jinak nelze zvládnout. Vzniká nový obor astroinformatika. Prvním úkolem je klasifikace astronomických objektů od planetek, exoplanet, hnědých trpaslíků, proměnných hvězd, ale i galaxií. Dalším úkolem je klasifikace rádiových zdrojů, tj. pulsarů, pozůstatků po supernovách, zábleskových zdrojích paprsků gama (GRB), seznamy kup galaxií, kvasarů, baryonových oscilací a rychlých rádiových záblesků (FRB). K rozvoji metod strojového učení došlo během necelých 10 let. Často se musí umělá inteligence trénovat na podkladech takříkajíc za jízdy. Obří aparatury ALMA a VLA přinášejí neskutečně rozsáhlé soubory údajů o rádiovém vesmíru a další velký přírůstek se očekává od aparatury Vera Rubin Observatory (původně LSST), jež bude opakovaně rychle prohlížet oblohu v optickém a blízkém infračerveném oboru v 6 barevných filtrech. Očekává se, že během každého roku provozu bude potřebné docílit rychlosti záznamu 250 teraflops a každoročně uložit 100 petabyte primárních dat. Podobně bude narůstat záplava dat z družice Gaia a zejména z projektu SKA (Square Kilometer Array), kde se očekává 1 exabyte/24h surových dat, komprimovaných na 10 petabyte/24 h.

V r. 2019 došlo ovšem ještě k další metě, které se říká kvantová nadřazenost. Jde o to, že až dosud klasické superpočítače vedly v rychlosti a komplexitě výpočtů. Kvantové počítače však nepočítají ve dvojkové soustavě, ale v soustavě qubitů. To nesmírně zrychluje výpočty. V říjnu 2019 firma Google AI a NASA sestrojily kvantové počítače zhruba s 50 qubity. F. Arute s týmem publikovali v Nature č. 7779 práci, v níž kvantový počítač zvládl za 200 s složitý výpočet, který by špičkový klasický superpočítač zvládl za 10 tis. let.

S. Ben David a P. Hrubeš aj. zjistili, že K. Gödelovo a P. Cohenovo zjištění, že v matematice existují problémy, kdy nelze rozhodnout, zda je nějaké matematické tvrzení správné nebo chybné, platí také pro umělou inteligenci. To je samozřejmě nepříjemné překvapení, ale podle P. O´Hearna je sice pravda, že to zkomplikuje teorii strojového učení, ale doufá, že to nebude kritické pro praxi.

Umělá inteligence postupně porazila mistry světa v šachu a hře Go. V r. 2019 však dokázala, že ani hra Poker, v níž se dá blafovat, neunikla převaze programu Pluribus, který vyvinuli počítačoví vědci na univerzitě v Pittsburghu v srpnu 2019. Program sehrál bilion partií sám proti sobě a potom začal hrát poker s 15 pokerovými přeborníky. K úžasu autorů programu se program naučil blafovat.

F. Abostinelli aj. použili umělou inteligenci k návodu, jak složit Rubikovu kostku. Vytvořili program DeepCubeA, jenž jde téměř vždy optimálně k cíli a v 60 % případů je počet otočení kostek optimálně nízký. Přitom počet kombinací kostky dosahuje neuvěřitelných 43 kvintilionů možností. Jako bonus dokáže program najít nejkratší cestu pro další skládačky s 15, 24, 35 a 48 prvky.

Přechod na ukládání dat, programů, databází, návodů, snímků, videa, audia atd. na elektronická záznamová media vyžaduje podle J. M. Perkela určitou opatrnost, aby se tyto záznamy nakonec neztratily. Rozhodně je nutné důležitá data zálohovat, a to podle pravidla 3-2-1, tj. mít tři kopie na dvou různých úložištích, z toho jedna kopie musí být uložena na jiném (vzdáleném) místě. Haváriím pevných disků nelze zabránit, ale pečlivostí v zálohování se to dá zvládnout.

F. Martinek zveřejnil v časopise Tajemství vesmíru charakteristiky nejpodivnějších hvězd:

Hvězda Przybilski = HD 101065 (Cen; d = 113 pc; 4 M_ʘ, rotace téměř 200 let; extrémně silné magnetické pole zbrzdilo hvězdu ještě před vstupem na hlavní posloupnost; chemické složení prvků - celá periodická tabulka prvků až po uran!
Tabbyina hvězda = KIC 8462852 (Cyg; 1,4 M_ʘ; při tranzitech pokles jasnosti až 20 %. Později pokles jen 2 %. Nový rekord: VVV-WIT-07: po několik dnů zeslábla o 80 %.
PSR J1719-1438b (Ser; d = 1 227 pc) bílý trpaslík s uhlíkovým jádrem. Zhuštěný C je obří diamant. Průvodcem je exoplaneta: 1,2 M_J.
HE 0437-5439 (Dor; modrý loudal; prostorová rychlost 694 km/s; před 30 mil. r. setkání tří hvězd u černé veledíry v centru Galaxie.) Jedna hvězda pohlcena veledírou, dvě prchající hvězdy splynuly a pádí dvojnásobkem únikové rychlosti z naší Galaxie.
HD 140283 = Metuzalem (Lib; d = 58 pc; stáří 14,5 ± 0,8 mld. r.; metalicita 0,004 ʘ) Pohlcena Galaxií před 12 mld. r; průlet kolem Sluneční soustavy po epizodě kanibalismu.
Vega (α Lyr; 2,5 M_ʘ; 54 L_ʘ; sp. A0; d = 7,7 pc; teploty na pólech 10,2 kK; rovník 7,9 kK, perioda rotace 12,5 d; 93 % kritické rychlosti odstředivé síly; míří rotační osou k Zemi).
HV2112 = Hvězda ve hvězdě (d = 61 kpc; Malé Magellanovo mračno; červený veleobr; objekt Thorne-Zytkowa: neutronová hvězda vzniklá výbuchem supernovy se prodírá řídkým červeným veleobrem do jeho centra; dodávka prvků Li, Mb, Rb).
omikron Ceti = Mira (červený obr; d = 130 pc; v maximu až 2 mag; v minimu až 10 mag; perioda změn 332 dnů; ultrafialový chvost dlouhý 4pc.
EBLM J0555-57Ab: (Pic; d = 184 pc; 8 % M_ʘ; nejmenší hvězda; o něco větší než Saturn).
UY Sct: (d = 2,9 kpc; 7÷10 M_ʘ; teplota povrchu 3,4 kK; zářivý výkon 340 kL_ʘ; největší hvězda: poloměr 1,2 mld. km = 1 780 R_ʘ = 7,9 au; povrch za Jupiterem, o něco blíž k Saturnu než k Jupiteru).

Na pražském Staroměstském náměstí se nachází unikátní středověký orloj, který jako jediný na světě dosud funguje. Jenže poslední generální rekonstrukce dokončená v září 2018 se těžce nepovedla, jak ukázali M. Křížek a J. Žďárská v článku „Zápas o pražský orloj“ v Čs. časopise pro fyziku 69, č. 3, 166. Ještě ostřeji odsoudil rekonstrukci český astronom i historik astronomie P. Hadrava: „Loňská změna ciferníku je po výstřelu německého tanku v květnu 1945 druhá nejhorší rána, která orloj za posledních přinejmenším sto let postihla.“ V r. 2019 došlo již ke čtvrtému přemalování astronomického ciferníku během jednoho roku! Obvykle se památná technická díla během doby modernizují, zatímco Staroměstský orloj je decimován do podoby, kterou jeho původní tvůrci výrazně předčili.

Amerika je stále zemí neomezených možností, jak varuje americký astronom-amatér a policejní expert Dennis Kelly. Upozorňuje na to, že v USA řada usedlých Američanů je schopna považovat pozorovatele, kteří si vyjeli v noci do tmy a instalují na osamělém místě podivná dosti velká zařízení, za potenciální zločince. Totéž se týká profesionálních policistů, kteří jsou velmi citliví na podezřelé noční chování jakéhokoliv druhu. Proto Kelly doporučuje vozit sebou do takových pozorovacích nočních stanovišť astronomické mapy a dokonce knihy o astronomii. Pokud pozorovatel používá triedr, tak může být podezírán ze sledování osob anebo ze šmírování do osvětlených oken. Proto dokonce doporučuje, abyste si na nějakou tuhý karton připevnili velký nápis: „Astronom-amatér pozoruje oblohu“. Policisté, kteří v životě dalekohled neviděli, mohou tubus vašeho dalekohledu považovat za střelnou zbraň velkého kalibru. Rozhodně není vhodné pozorovat na opuštěném hřbitově nebo parcele. Na svém oblečení mějte reflexní nášivky. Další vážný problém je používání červených nebo zelených laserů jako ukazovátek. Je velmi užitečné nabídnout policistovi pohled do vašeho dalekohledu. V USA je totiž každoročně policisty zastřelena řada neozbrojených nočních obyvatel, jejichž chování vyhodnotí policisté jako bezpečnostní riziko. Ještě že žijeme ve střední Evropě.

Neméně varovná zpráva přichází ze sousedního Mexika. V r. 2011 byl na vrcholu hory Sierra Negra (19° s. š.; 4,6 km n. m.) ve spolupráci Mexického národního astrofyzikálního ústavu a americké University v Amherstu uveden do provozu radioteleskop LMT (Large Millimeter Telescope; pásmo vlnových délek ~1 mm) s rekordním průměrem parabolické antény 50 m pro tuto vlnovou délku (frekvence 300 GHz). Na jaře 2015 byla na úbočí téže hory v nadmořské výšce 4,1 km dokončena aparatura HAWC (High Altitude Water Cherenkov observatory). Obě observatoře jsou velmi úspěšné, ale nyní je jejich provoz omezen, protože v jejich okolí byly hlášeny brutální loupeže a vykrádání automobilů. Ti lupiči a zloději musí mít opravdu silnou fyzičku, když do zmíněných výšek šplhají za kořistí. Přitom žádná observatoř neobsahuje atraktivní zboží. Parabolu o průměru 50 m neprodají a v aparatuře HAWC je v cisternách spousta destilované vody. Ještě že nám ve střední Evropě nic podobného zatím nehrozí.

V posledních letech se však objevila celosvětová hrozba pro pozemní astronomii vinou snahy amerického podnikatele Elona Muska, jenž chce dopřát lidem na celém světě přístup k internetu pomocí nízko létajících minidružic. K tomu pokrytí plánuje vyslání více než deset tisíc družic, které budou přijímat i vysílat mobilní signály. Velké nebezpečí tak hrozí zejména pozemní radioastronomii, protože signál nízkoletících družic je výrazně silnější než rádiové signály hvězd, galaxií, a dalších astronomických objektů. Výrazně to odskáče také přehlídkový teleskop Very Rubinové, protože odlesky na solárních panelech budou přezařovat optické jasnosti aktuálně snímaných hvězd zejména během soumraku a svítání. Je to škoda, protože pokrytí celé oblohy rušivým signálem se nevyhne ani současným pracně vybudovaným observatořím v pustých oblastech Země, kde až dosud byla optická, infračervená i rádiová tma.

O. Taylor aj. se věnovali astronomickým okolnostem každoročního stěhování motýla Monarcha stěhovavého (Danaus plexippus), jenž každoročně putuje koncem léta z líhnišť v Severní Americe nebo Kanadě na cestu dlouhou přes 4 tis. km do Mexika, kde přežívá v zimě, aby se pak opět vrátil v obrovských hejnech zpátky. K navigaci letu jim slouží polední výška Slunce, která závisí na roční době, ale též na zeměpisné šířce. Autoři zjistili, že k navigaci motýl používá vertikální výšky Slunce nad obzorem v intervalu 57°÷46°. Od srpna do počátku října dokáže denně urazit 43 km. V létě monarchové přebývají v zeměpisných šířkách 49° a v zimě kolem 20°. Na jaře vyrážejí zpět na sever, když výška Slunce nad obzorem v poledne dosáhne 46°. Jsou to obrovská hejna, která usedají na kmeny stromů tak, že není jasné, co je list stromu a co je motýl.

M. Joubertová připomněla „Saganův efekt“, když v r. 1992 C. Sagan neuspěl jako kandidát na členství v Americké národní akademii věd. Sagan byl rozhodně kvalitní vědec, který by si byl tu poctu zasloužil, ale jeho druhá kariéra skvělého popularizátora přírodních věd byla členy Akademie zavržena. Tento efekt fungoval i v dalších letech, kdy vědci, kteří se stali miláčky veřejnosti kvůli nápadité popularizaci, ale kvůli své popularitě ve veřejnosti propadali ve volbách do Akademie. Od té doby se situace změnila. Většina (87 %) astronomů vědu šíří v knihách, na přednáškách nebo v rozhlase, televizi a na internetu. Žádné trestné body za to už u svých kolegů nedostávají.

V poslední době přibývají státy, které se vynořují ve statistice publikovaných vědeckých prací. Pakistán za jediný rok zvýšil počet publikovaných vědeckých článků o 21 %, Egypt o 16 %, Čína o 15 %, Indie, Brazílie, Mexiko a Irán o více než 8 %. C. Wignerová uvedla, že ještě v r. 1980 se o vědecký pokrok postaralo z 90 % jen pět států: USA, Velká Británie, Francie, Německo a Japonsko. Nyní se o tuto kapacitu dělí 20 zemí. V r. 2018 přibylo celosvětové o 5 % více vědeckých článků než v předešlém roce. Databáze Web of Science zaznamenala v tom roce 1,62 mil. vědeckých publikací, což je stálý roční přírůstek v posledních letech.

Někdejší pracovník NASA G. Gore získal v r. 1973 ve výprodejní dražbě NASA duplicitní část záznamových cívek týkajících se letu Apolla 11 v r. 1969. Zaplatil za sbírku 217,77 $. Mezitím se celá řada z původních 1 000 záznamů přemazala pro další použití. Vydražená sbírka obsahuje 2 h 24 min záznamů včetně malého kroku pro Armstronga, ale velkého skoku pro lidstvo, jakož i následné záběry vztyčení americké vlajky na Měsíci. Přesně o 50 let později od přistání na Měsíci proběhla v New Yorku dražba tří cívek u aukční firmy Sotheby's. Vítěz dražby za ně zaplatil 1,8 mil. $.

Vědecký týdeník Nature rekapituloval pokroky v přírodních vědách, které povedou v následující dekádě k významným změnám lidské existence. Významný pokrok zaznamenala umělá inteligence, která zejména překonala lidské soupeře v hraní šachu, hry Go a dokonce pokeru. Jde ovšem o velmi rizikový pokrok, protože umělá inteligence nemá žádné morální zábrany, což může zkomplikovat i samotné přežití lidstva. Je docela pravděpodobné, že umělá inteligence zasáhne i do hájemství humanitních věd a je jisté, že se pevně usadí v přírodních vědách, matematice a ve vojenské sféře. Metoda opravování genetické informace CRISPR (Clustered Regularly Interspaced Short Palindromic Repeats) se narodila koncem června 2012 a již nyní znamená naprostý převrat v biologii i medicíně. Dvě hlavní objevitelky získaly za tento objev Nobelovu cenu za chemii. Metoda má však podobně jako umělá inteligence také velká morální úskalí. V témž roce objevili fyzikové v laboratoři CERN Higgsův boson, ale Nobelovu cenu nezískali. Dostali ji teoretici, kteří tuto částici předpokládali už v r. 1964. Kdyby Higgsův boson neexistoval, všechny známé částice hmoty by se řítily rychlostí světla, takže bychom neexistovali stejně jako hvězdy, planety, ale ani atomy. Od roku 2014 působí v okolí Lagrangeova bodu L₂ soustavy Slunce-Země družice Gaia (ESA), jež dodává bez omezení základní údaje o téměř 2 miliardách hvězd naší Galaxie, ale sleduje i blízké okolní galaxie. Tím, že měření se v několikadenních intervalech opakují, roste stále přesnost a kvalita výsledků měření. V r. 2015 byly aparaturou LIGO poprvé pozorovány gravitační vlny těsně před splynutím dvou hvězdných černých děr. Objev byl však oznámen až v r. 2016 a hlavní řešitelé více než třicetiletého neúspěšného úsilí zachytit signály gravitačních vln byli odměněni Nobelovou cenou za fyziku v r. 2017. Podobně rychle se vyvíjí kvantové počítání, o němž se počátkem dekády uvažovalo, ale už v r. 2016 byly řadou firem i vědeckých pracovišť sestrojeny první kvantové počítače s pěti qubity a v r. 2019 už vznikly kvantové počítače s 50 qubity. V tomto zápolení dnes nejvíce bodují Číňané. Hrozivé zprávy o globálním oteplování se projevily mimořádně silnými výkyvy počasí a postupem mnoha rostlin ze subtropů do mírného teplotního pásma. Brazílie zmenšuje pralesy kvůli pěstování dobytka, takže největší základna pro udržitelné klima ztrácí body. Bohužel je stále dosti vzdálen termín dokončení experimentálního reaktoru ITER v r. 2035. Průmyslové využití fúzního reaktoru se očekává až po r. 2050.

Úspěšně si vede kosmonautika při výzkumu Měsíce a Marsu i dvou malých planetek Ryugu a Bennu. V r. 2017 byl objeven první interstelární vetřelec a o rok později první interstelární kometa. V r. 2019 byly uděleny Nobelovy ceny za fyziku Jamesi Peeblesovi za celoživotní úspěšné úsilí k proměně kosmologie na rovnocennou precizní součást fyziky, a švýcarským astronomům Michelu Mayorovi a Didierovi Quelozovi za objev první exoplanety mimo Sluneční soustavu, ale i další rozvoj oboru.

Závěr

Domníváme se, že rok 2019, jenž byl posledním rokem před propuknutím celosvětové pandemie, ukázal, že tempo rozvoje astronomie a astrofyziky se neustále zrychluje, takže zhustit hlavní objevy roku 2019 do série šesti pokračování nám dalo pořádně zabrat. Kdybychom rozsah textu přepočítali na normalizované stránky, tak by rok 2019 představoval knihu o rozsahu cca 350 stran. Naštěstí se blíží dlouhé zimní večery, kdy se dá číst docela dlouho. Kromě toho může čtenáře těšit, že Žeň objevů nemá ve světě konkurenci. Díky porozumění redakce Kozmosu bude tento výstřední již více než půlstoletý projekt zatím pokračovat.