Žeň objevů 2020

• Úvodem
• 1. Sluneční soustava
• • 1.1. Planety a jejich měsíce
  • • 1.1.1. Merkur
    • 1.1.2. Venuše
    • 1.1.3. Země
    • 1.1.4. Měsíc
    • 1.1.5. Mars
    • 1.1.6. Jupiter
    • 1.1.7. Saturn
    • 1.1.8. Uran, Neptun
  • 1.2. Meziplanetární látka
  • • 1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa
    • 1.2.2. Trojáni a Kentauři
    • 1.2.3. Obecné studie o planetkách
    • 1.2.4. Planetky hlavního pásu
    • 1.2.5. Křížiči
    • 1.2.6. Planetky Vatira
    • 1.2.7. Meteory a meteorické roje
    • 1.2.8. Komety
    • • 1.2.8.1. 67P/Čurjumov-Gerasimenko(vá)
      • 1.2.8.2. Jednotlivé periodické komety
      • 1.2.8.3. Souhrnné studie o kometách
    • 1.3. Sluneční soustava kdysi, dnes a zítra
    • 1.4. Slunce
  • 2. Hvězdný vesmír
  • • 2.1. Exoplanety
    • • 2.1.1. Jednotlivé exoplanety
      • 2.1.2. Obecné studie o exoplanetách
    • 2.2. Hnědí trpaslíci
    • 2.3. Prahvězdy a kolébky hvězd
    • 2.4. Zázračný svět hvězd
    • 2.5. Dvojhvězdy a násobné systémy
    • 2.6. Novy, rekurentní a trpasličí novy
    • 2.7. Fyzické proměnné hvězdy
    • 2.8. Planetární mlhoviny
    • 2.9. Bílí trpaslíci
  • 3. Supernovy a pozůstatky po nich
  • • 3.1. Supernovy
    • 3.2. Pozůstatky po supernovách
    • 3.3. Teoretické studie o supernovách
  • 4. Degenerované hvězdy
  • • 4.1. Pulsary a neutronové hvězdy
    • 4.2. Dvojhvězdy RTG a GAMA, hvězdné černé díry
    • 4.3. Ostatní zdroje vysokých energií
    • 4.4. Zábleskové zdroje záření gama, mikrokvasary a magnetary
  • 5. Galaxie a kvasary
  • • 5.1. Interstelární látka
    • 5.2. Hvězdokupy
    • • 5.2.1. Otevřené hvězdokupy
      • 5.2.2. Kulové hvězdokupy
    • 5.3. Naše Galaxie
    • 5.4. Místní soustava galaxií
    • 5.5. Galaxie v lokálním vesmíru
    • 5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru
    • 5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií
    • 5.8. Kupy a nadkupy galaxií, proluky
    • 5.9. Černé díry a veledíry, slapové katastrofy
    • 5.10. Gravitační čočky a mikročočky
  • 6. Kosmologie a fyzika
  • • 6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Autoři: David Ondřich a Jiří Grygar

Věnováno památce českých a slovenských astronomů Luboši Perkovi (*1919) a Jozefu Tremkovi (*1930).

Úvodem

Počátkem roku 2020 propukla postupně po celém světě nákaza virové choroby covid-19, jež až dosud stále ovlivňuje celý obydlený svět. Dotýká se negativně prakticky každého člověka, a omezuje veškerou lidskou činnost. Navzdory tomu astronomie má výhodu, že zkoumá objekty za hranicemi zemské atmosféry, kde žádné viry nejsou. Dnes jsou ale i všechny velké pozemní dalekohledy a radioteleskopy řízeny na dálku. Hlavně však není nijak omezen provoz astronomických zařízení, jež pracují ve sterilním prostředí kosmu a byly vypuštěny před mnoha lety. Hlavním příkladem jsou kosmické sondy Voyager 1 a 2, s nimiž je stále spojení. Vědecké údaje o stavu kosmického prostoru ve vzdálenosti až 150 au od Země přicházejí téměř plynule. Voyager 1 se za rok vzdálí o 3,6 au (540 mil. km) a Voyager 2 o 3,3 au (téměř 500 mil. km). Horší je to ovšem s projekty, jejichž hardware se teprve vyrábí, což vyžaduje manuální práci a dopravu do míst vhodných k pozorování. Příkladem je stavba obřího teleskopu ELT (Extremely Large Telescope) v Chile nebo budování radioastronomické aparatury SKA (Square Kilometer Array) v Austrálii a Jižní Africe. Během roku 2020 pokračovalo zpracování obrovského množství informací sondy Cassini-Huygens, která po dobu více než 13 let zkoumala zblízka Saturn, soustavu jeho měsíců a několik prstencových pásů. V r. 2020 byla publikována podrobná geomorfologická mapa měsíce Titan a dále potvrzen poměrně rychlý úprk Titanu od Saturnu tempem 110 mm/rok díky efektu rotačního uzamčení.

Zcela nečekaně se podařilo rekonstruovat složitý dopad modulu Philae kosmické sondy Rosetta, jenž se zdánlivě nepovedl. Selhaly totiž všechny tři mechanismy, jež měly modul přidržet při sestupu na jádro komety Čurjumov-Gerasimenková na rovinném povrchu. Modul se proto při dopadu odrazil, ale naštěstí nedosáhl únikové rychlosti, takže po balistické dráze narazil na povrch komety na zprvu neznámém místě a odrazil se po druhé, aby po dalším skoku zapadl do útesu, kde se konečně usadil. Podrobným rozborem údajů z čidel na sondě i na modulu se však ukázalo, že modul o hmotnosti 100 kg se stal docela výkonným geologickým kladivem, které umožnilo díky třem úderům o povrch určit tvrdost terénu a tím i mechanické vlastnosti povrchu dokonce na třech místech. Díky druhému vydání katalogu družice Gaia se podařilo zjistit další rodiny hvězd, jež v Galaxii postupně vznikaly v samostatných vlnách různého stáří. Výrazně se však zkomplikovala hodnota Lemaîtrovy-Hubbleovy konstanty tempa rozpínání vesmíru. Dnes mají astronomové k dispozici asi půl tuctu dosti přesných metody určit tempo rozpínání vesmíru. Jenže místo konvergence konstanty se různé metody kupí kolem dvou nepřekrývajících čísel. Následkem toho se zhoršila data o Hubbleově stáří vesmíru v rozmezí 12,7÷14,2 mld. let. Naproti tomu se výrazně zrychlila detekce gravitačních vln. Zatímco v prvních dvou kampaních se pozorovalo za dva roky asi 10 signálů, po zapojení italské aparatury Virgo a různých zlepšeních závěsů zrcadel a časové komprese signálů bylo ve třetí kampani pozorováno již kolem 50 signálů při splývání hvězdných černých děr a dva signály při splynutí neutronových hvězd. Lze očekávat, že brzy budou signály gravitačních vln pozorovatelé každý týden a postupně i jednou denně.

Astrofyzika a kosmologie bodovala v letech 2019 i 2020 při udělování Nobelových cen za fyziku. V r. 2019 získal polovinu cenu James Peebles za precizní teoretické podněty v kosmologii a po čtvrtině ceny Michel Mayor s Danielem Quelozem za objev první exoplanety u hvězdy podobné Slunci. Následně v r. 2020 dostal polovinu ceny Roger Penrose za důkaz, že z obecné teorie relativity jednoznačně vyplývá, že musí existovat černé díry. Reinhard Genzel a Andrea Ghezová dostali po čtvrtině ceny za pozorovací důkaz, že v centru naší Galaxie existuje černá díry gigantické hmotnosti přes 4 mil. M_ʘ. Pokud byste o tuto cenu chtěli usilovat, doporučuji, abyste se vrhli na teorii. Jak patrno, v tom případě stačí koupit si starší počítač v bazaru a připojit se na internet. Stavět složité aparatury s předtím nedosažitelnými parametry komitét pro Nobelovy ceny považuje za menší výkon. Tak se stalo, že za objev Higgsova bosonu byli odměněni pouze dva teoretici, a na tvůrce složitého experimentu nezbylo.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety a jejich měsíce

1.1.1. Merkur

J.A.P. Rodriguez aj. oznámili významnou změnu datování chaotického terénu na povrchu Merkuru, který poprvé zaznamenala sonda Mariner 10 v r. 1974. Největší výskyt chaotického terénu na planetě je přibližně naproti pánvi Caloris. Proto se dosud soudilo, že původ této povrchové struktury spočívá v dozvuku impaktní události, která pánev vytvořila, totiž že v důsledku souběhu seismických vln došlo na opačné straně Merkuru k jakémusi fokusovanému zemětřesení. Chaotický terén dostal svůj název podle nepravidelného rozlámaného vzhledu; podobný byste dostali, kdybyste krabicí s několika úhledně srovnanými vrstvami kostek lega několikrát silně zatřásli - uvidíte rovné linie i pravé úhly, ale nenajdete žádné pravidelné kruhové útvary, větší prohlubně ani vyvýšeniny. Nové zpracování dat družice MESSENGER (MErcury Surface Space ENvironment GEochemistry and Ranging) ukázalo, že chaotický terén naproti pánvi Caloris se proměňoval a vyvíjel ještě ~1,8÷2 Gr po zformování samotné pánve. Také se nalezly další oblasti, kde se chaotický terén vyskytuje, překrývá radiální paprsky vymrštěného materiálu starších kráterů a nenachází se naproti žádným výrazným kráterům na opačné straně planety. Možné vysvětlení spočívá v sublimaci těkavých prvků z pod povrchu planety, které způsobuje hroucení vrstev nadloží bez zřetelné kvazipravidelné struktury, jakou by provázely např. sesuvy hornin na úbočí struh vytvořených něčím tekoucím. Potvrzení přítomnosti hornin bohatých na těkavé prvky (kam patří i vodní led) by měla přinést družice BepiColombo, která se na oběžné dráze kolem Merkuru usadí před koncem r. 2025.

H. Deng publikoval výsledky numerických simulací alternativního vysvětlení nadměrné hmotnosti kovového jádra Merkuru ve srovnání s ostatními terestrickými planetami Sluneční soustavy. Vysvětlení se namísto obřích impaktů, jež oholily Merkur o významnou část jeho pláště, opírá o představu tečných přiblížení Pramerkuru a Pravenuše, ke kterým mohlo v chaotickém období formování planet několikrát dojít. Simulace ukazují, že při vhodné poloze rotačních os a vysoké rychlosti rotace obou protoplanet stačí čtyři těsná přiblížení, aby v důsledku slapového trhání Pramerkur přišel o potřebnou část pláště. Pokud nejsou sklony os a rotační rychlosti optimální, je nutných více přiblížení. Alternativní hypotéza má tu přednost, že nevyžaduje žádné podpůrné mechanismy k vysvětlení zastoupení těkavých prvků v plášti současného Merkuru. Také ukazuje, že přesun materiálu z jedné protoplanety na druhou bude nutné brát v potaz v modelování vzniku slunečních soustav.

1.1.2. Venuše

J. Greavesová aj. objevili v IR spektrech Venušiny atmosféry z observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, náhorní plošina Chajnantor, 5 km n. m., Chile; 66 antén ⌀ 12 m a ⌀ 7 m, max. základna ~16 km) a Maxwellova teleskopu (JMCT -- James Clerk Maxwell Telescope, Mauna Kea, 4 km n. m., Havaj, USA; 1 anténa ⌀ 15 m) absorpční čáry plynného fosfanu (PH₃). Fosfan se považuje za jeden z potenciálních biomarkerů, tedy znaků přítomnosti anaerobního života v atmosférách exoplanet či měsíců, neboť se vlivem UV záření rychle rozkládá a v terestrických podmínkách se nedoplňuje dostatečně rychle žádným známým geochemickým procesem. Původní odhad zastoupení fosfanu ~20 ppb (miliardtin) byl po kritice a opětovném zpracování dat z ALMy snížen na ~1 ppb. T. Encrenaz aj. prohledali archivní data přístroje TEXES na dalekohledu IRTF (InfraRed Telescope Facility, Mauna Kea, Havaj, USA; 1 anténa ⌀ 3 m), ale žádnou absorpci PH₃ nad 3 σ nenalezli, z čehož vyvozují, že koncentrace nemůže přesahovat 5 ppb. Zpracování všech dat, které potlačuje vliv zemské atmosféry na IR a mikrovlnná měření, je i nadále zdrojem pochybností, zda jsou pozorované spektrální charakteristiky skutečné.

R. Mogul aj. se podívali do archivu spekter sondy Pioneer Venus Multiprobe (NASA, 1978) a potvrdili, že i v jejích datech se slabá stopa fosfanu (nebo složitější fosforové sloučeniny) ve výškách kolem 50 km nad povrchem vyskytuje. Greavesová aj. v prvotním článku navrhli jako jeden z hypotetických zdrojů PH₃ atmosférický mikrobiální život ve výškách kolem 55 km, kde panuje přijatelná teplota. ALMA se v atmosféře Venuše nedokáže dostat blíže k povrchu než 70 km, bude proto nutné získat na další přesnější měření, nejlépe od některé z družic přímo na oběžné dráze. Indická kosmická agentura ISRO chystá právě takovou misi Šukraján 1, datum startu se však kvůli kovidové pandemii neustále posouvá; aktuální výhled je na přelom let 2025-6.

Teoretické vysvětlení dlouhodobě udržitelné superrotace Venušiny atmosféry vyžaduje, aby poledníkové (meridionální) proudění, teplotní rozhraní a hustotní vlny s velkou základnou působily jako vyvážený mechanismus, který do atmosféry neustále přenáší moment hybnosti z povrchu planety. Proudění v oblačné atmosféře nedokážeme ze Země pozorovat ani zdaleka s dostatečnou přesností a také modely pozemské atmosféry nejsou příliš k užitku, neboť nedovedou postihnout, co se děje ve vrstvě mraků tlusté 20 km. T. Harinouchi zpracovali data japonské družice Akacuki (Venus Climate Orbiter, 320 kg, velikost ~1÷1,5 m, start 20. V 2010) v UV oboru, zaměřená na proudění právě v nejvyšší vrstvě mraků v nízkých zeměpisných šířkách. Měření ukazují, že za přenos momentu hybnosti okolo rovníku jsou zodpovědné tepelné slapy, zatímco ostatní typy proudění (turbulence, zonální proudění ad.) působí proti nim a zajišťují naopak přenos momentu hybnosti opačným směrem v polárních oblastech. Stále se jedná o střípek celé mozaiky, do hustých oblak a pod ně dost dobře nevidíme ani z Akacuki a také měření v polárních oblastech nemají potřebnou přesnost.

M. Lefèvre aj. vytvořili model atmosféry ve středním měřítku, v němž je možné s využitím známé topografie Venuše a předpokládaných atmosférických vrstev a teplotních rozhraní zreprodukovat statické vlny o rozměrech tisíců km, které v nejvyšší vrstvě atmosféry Akacuki pozorovala v IR oboru. Model dokáže vytvořit prohnutou vlnu ve tvaru luku s amplitudou teploty ~1,5 K a táhnoucí se přes několik desítek stupňů zeměpisné šířky. Základem jsou terénní nerovnosti, které rychle rotující atmosféru zvedají do výšky, kde vlna prochází dvěma rozhraními ve výškách asi 18 a 30 km a konvektivní zónou ve výškách 50÷55 km. Rozhraní fungují jako frekvenční filtr, který propustí pouze ty správné vlnové délky, zatímco ty ostatní horizontálně rozptyluje do stran. V polárních oblastech se vertikální postup vlny rozpustí v silně promíchávané turbulentní vrstvě, která je v okolí pólů mocnější než u rovníku a která účinně tlumí všechny frekvence.

1.1.3. Země

Koronavirové pandemii se nelze vyhnout ani ve Žni objevů. V tomto případě se jedná o pozitivní zjištění, se kterým přišli T. Lecocq aj.: omezení pohybu lidí i zboží na celé planetě přispělo ke klidnější seismologické situaci. Lidé svou činností způsobují seismický šum převážně na vysokých frekvencích, na nichž v letech 2019-2020 došlo až k 50% poklesu. Jedná se o nejdelší a nejklidnější interval během celé historicky měřené doby. Zdrojem vibrací je především doprava, následovaná stavební činností. Pokles lidmi tvořeného seismického šumu umožnil jednak odlišení slabých přírodních signálů z větších hloubek, jednak bude po návratu civilizace do běžných kolejí možné díky znalosti přírodního pozadí určovat míru celoplanetárního lidského působení.

Y. Li, L. Vočadlo, T. Sun a J. P. Brodholt modelovali chování molekul vody v podmínkách, jaké panují na rozhraní zemského pláště a jádra, při tlacích 20÷135 GPa a teplotách 2,8÷5 tis. K. Ukázalo se, že voda je v takových podmínkách významně siderofilní; efekt sice s rostoucí teplotou klesá, ale i při nejvyšších teplotách je dostatečný, aby se voda na rozhraní přednostně rozpouštěla v železné tavenině namísto v silikátech. Vnitřní zemské jádro pravděpodobně obsahuje významně větší podíl vody, než jsme dosud předpokládali. To souhlasí s poněkud nižší průměrnou hustotou jádra, než by odpovídalo pouze slitině železa, niklu a dalších siderofilních prvků. Y. Kuwayama aj. z laboratorních měření hustoty tekutého železa při tlaku ~116 GPa a teplotě 4 350 K odvodili stavovou rovnici pro vnější zemské jádro. Pokles hustoty proti čistému železu tvoří 7,5-7,6 %, zatímco nárůst rychlosti zvuku tvoří 3,7-4,4 %.

L. Pianiová aj. nalezli možné vysvětlení původu pozemské vody při měření zastoupení deuteria a obyčejného vodíku v molekulách vody enstatitových chondritů (EC - enstatite chondrite, enstatit Mg₂Si₂O₆ patří mezi pyroxeny). Převládající hypotéza, že vodu na Zem po jejím zformování přinesly komety a uhlíkaté chondrity zpoza sněžné čáry, zastoupením D/H neodpovídá složení zemského pláště. Enstatitové chondrity mají poměr správný a zároveň obsahují dostatečné množství vnitřně vázané vody, které nevyžaduje přísun vody pouze v podobě ledových krystalků z okrajů Sluneční soustavy. Vody je v zemském nitru značné množství (přinejmenším několikanásobek všech povrchových oceánů), takže buď musela přežít období magmatického oceánu rozpuštěná v horninách hluboko pod povrchem, nebo se na Zem dostala až později. Do jaké míry k tomu mohly přispět EC, zatím není jasné; zde by měl pomoci podrobný geologický průzkum dalších terestrických planet. Zastoupení EC meteoritů ukazuje, že voda v nich obsažená mohla na Zem přinést až trojnásobek současných povrchových oceánů.

E. Ciracì, I. Velicognaová a S. Swenson spojili gravitační měření dvojice družic GRACE (Gravitational Recovery and Climate Experiment, NASA + DLR, III 2002—X 2017) s jejich následným párem GRACE-FO (GRACE Follow-On, start 22. V 2018). Úkolem obou dvojic družic je mapování odchylek zemského gravitačního pole, ovšem téměř rok a půl trvající proluka mezi měřením první a druhé dvojice neumožňuje jednoduše navázat datové řady. Autoři proto k překlenutí použili numerický klimatický model MERRA-2 (Modern-Era Retrospective Analysis for Research and Applications, Version 2), kterou na obou „koncích“ napojili na skutečná data. Výsledky ukazují, že mezi dubnem 2002 a zářím 2019 se ročně rozpustilo (281,5 ±30) Gt arktického ledu, rozpouštění se zrychluje tempem (50 ±20) Gt/r a rozpuštěné ledovce přispěly ke zvýšení hladiny oceánů o ~13 mm.

J. Pulliainen aj. použili datovou sadu GlobSnow 3.0 (Finský meteorologický ústav + ESA, 2020) k určení mocnosti sněhové pokrývky na severní zemské polokouli v letech 1980-2018. Cílem bylo zpřesnit odhady množství sezónního sněhu pro klimatické modely. Autoři porovnali svůj model s konkurenčními datovými sadami a zahrnuli korekce z fyzických měření meteorologických stanic. Pro nealpský terén severně od 40° rovnoběžky vychází vrchol hmotnosti sněhové pokrývky na (3 062 ±35) Gt; nepřesnost modelu se podařilo snížit na 7,4 %. V 39letém záznamu je patrný úbytek sněhu v Severní Americe ~46 Gt za dekádu, zatímco nad Eurasií takový trend znatelný není - meziroční a regionální rozdíly jsou výraznější.

Pozemské záblesky záření γ (terrestrial gamma-ray flash, TGF) jsou milisekundové pulsy, vznikající v silných bouřích. T. Neubert aj. zpracovali data přístroje ASIM (Atmosphere-Space Interactions Monitor) na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS), v nichž se podařilo tyto záblesky zachytit. Ukázalo se, že záření γ generuje vedoucí záblesk několik milisekund po vytvoření bleskového kanálu mezi mraky, zatímco elfové a další ionosférické doprovodné jevy vznikají až po proběhnutí výboje v důsledku šíření elektromagnetické vlny všemi směry od blesku. TGF se projeví pouze tehdy, pokud má vedoucí výboj dostatečnou energii, a získaná data naznačují, že samotné záření γ vzniká těsně nad bouřkovým mrakem při nárůstu elektrického pole, pokud je nárůst dostatečně strmý.

A. Youngbloodová aj. pozorovali úplné zatmění Měsíce 21. ledna 2019 pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST). Ve chvíli zatmění je Měsíc osvětlen pouze světlem, které prošlo zemskou atmosférou. Autoři použili spektrograf STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) při snaze najít v blízkém UV spektru čáry ozónu O₃ - tím chtěli ověřit, že spektrální čáry O₃ bude možné použít jako biomarkery u transmisní spektroskopii atmosfér exoplanet. Získané spektrum v oblasti 300÷550 nm žádné čáry nevykázalo, což je patrně způsobené promeškáním správného okamžiku zatmění, při němž sluneční světlo prochází ozónovou vrstvou zemské atmosféry (a ne nad ní) a zároveň jeho UV složka není v této vrstvě úplně pohlcena.

M. Kaplan a S. Cengiz identifikovali nové kandidáty na spolucestující Země. Většina spolucestujících objektů ve Sluneční soustavě jsou trojáni, ale v případě Země převažují objekty na podkovovitých drahách. Velké poloosy jejich drah se pohybují v rozmezí 0,983÷1,017 au. Autoři se zaměřili na objekty, které jsou pravděpodobně v rezonanci 1:1 se Zemí: planetka 2016 CO₂₄₆ má librační periodu 280 r a na dráze typu podkova vydrží nejméně 900 r, těleso 2017 SL₁₆ má librační periodu 255 r a na současné dráze setrvá nejméně 3,3 kr a asteroid 2017 XQ₆₀ má librační periodu 411 r a vydrží ≥ 2,7 kr. Nejzajímavější je těleso 2018 PN₂₂, které má librační periodu 125 r, ale natolik chaotickou dráhu, že se na ní neudrží déle než 200 r. Ze zbývajících šesti těles je 5 kvazisatelitů (obíhají ve skutečnosti kolem Slunce, ale synchronně se Zemí) a jeden troján.

A. Kartashova s týmem podali zprávu o meteoroidu Ozerki, který dopadl v Rusku v regionu Lipetsk (53° s. š.; 40° v. d.) 21. 6. 2018 v 1:16 h UT (ranní hodiny místního času). Průlet atmosférou byl sledován kamerami v automobilech, statickými videokamerami, fotograficky, a dokonce i z umělých družic Země. Vstupní rychlost byla nejlépe určena kamerami na družicích: (14,9 ±1) km/s. Výška rozpadu meteoroidu 33 km; maximální jasnost ve výšce 27 km; geocentrická poloha radiantu: α = (307,5 ±3)°; δ = (43 ±3)°. Hlavní dráhové parametry: q = 0,67 au; a = 0,84; e = 0,2; i = 18°; třída: obyčejný chondrit. Rozměr (3,7 ±0,5) m; energie výbuchu (2,5 ±0,5) kt TNT; m = (94 ±20) tun.

D. Rodgers-Lee aj. modelovali změnu spektra galaktického kosmického záření v průběhu vývoje Země od času 0,6 Gr po jejím zformování. Předpokládá se, že v čase ~1 Gr mohlo být kosmické záření jedním z podstatných příspěvků ke vzniku života. Autoři použili zjednodušený model slunečního větru a spočítali pro různé rychlosti sluneční rotace, jak se mění energetické spektrum kosmického záření, které se dostane do vzdálenosti 1 au od Slunce. Ukázalo se, že naše mateřská hvězda funguje jako velmi dobrý magnetický štít. Ve všech případech dochází k útlumu počtu i energií částic proniknuvších až do oblasti zemské dráhy. Pro energie ≤5 GeV dosahuje úbytek kosmického záření až dvou řádů, pro vyšší energie je tím výraznější, čím rychleji mladé Slunce rotuje. Autoři použili svůj model na exoplanetu HR 2562b, což je teplý jupiter, obíhající mladou (~0,6 Gr) hvězdu slunečního typu ve vzdálenosti asi 20 au. Kosmické záření s energiemi 0,1÷10 GeV se v atmosféře exoplanety zcela pohltí, dosáhne-li tlak v atmosféře asi 10 Pa; to odpovídá hloubce ~100 km. Interakce velkých exoplanet s kosmickým zářením by mělo být možné pozorovat pomocí chystaného Webbova kosmického teleskopu (James Webb Space Telescope, JWST), což by zase zpětně umožnilo stanovit spektrum kosmického záření v jiných částech Galaxie a určit jeho vliv na ostatní exoplanety.

Střídání dob ledových a meziledových způsobuje změna sklonu zemské rotační osy, k níž kvaziperiodicky dochází v důsledku precesních pohybů. P. Bajová aj. spojili radiometrické datování posledních 11 odlednění se změnami sklonu zemské rotace a ukázali, že první dvě odlednění tzv. stotisícileté periody jsou od sebe oddělené dvěma cykly sklonu; k oběma došlo při stejné hodnotě sklonu, ale v opačné fázi cyklu precese. Datování krápníků z italských jeskyní rozpadovou řadou uran-olovo potvrdilo, že změna slunečního osvitu v důsledku změny sklonu rotační osy Země dobu ledovou nejen zahájí, ale také ukončí.

T. Tsujimoto a J. Baba poukázali na možnou souvislost nedávno objeveného radiálního posuvu hvězd v galaktickém disku při průchodu spirálními rameny se zcela zamrzlou Zemí („sněhová koule“, angl. snowball Earth). Autoři vyšli z předpokladu, že Slunce vzhledem k chemickému složení svému i celé Sluneční soustavy vzniklo ze zárodečného materiálu v blízkosti výdutě Mléčné dráhy, kde je metalicita vyšší než v současném slunečním okolí. Následně numericky simulovali vývoj dráhy Slunce Galaxií a ukázali, že interakce s okolními hvězdami při průchodu spirálním ramenem vede ke kmitání Slunce z ramene a zpět do něj. Simulace odhalily, že k posledním dvěma takovým událostem pravděpodobně došlo před 650 a 717 Mr, což se kryje s marianským a stuartovským zaledněním. Další podobný exces v simulacích nastal před 2,43 Gr se trefil do období huronského zalednění, při ještě starších událostech před 3,7 a 4,5 Gr o zalednění nic nevíme.

Velké vymírání na konci permu (−252 Mr) způsobily s největší pravděpodobností vulkanické výlevy, které během několika desítek až stovek tisíc let vychrlily do atmosféry enormní množství sopečného popela. V něm se vyskytují výrazně zvýšené koncentrace rtuti. S. Grasby aj. modelovali průchod rtuti z vulkanického spadu životním prostředím. Naměřené vrcholy zastoupení Hg při jednotlivých výlevech z trapů (rozsáhlý plochý sopečný výlev, moře lávy) na Sibiři dosahují hodnot až 450× vyšší než normální hladina. Model ukazuje, že trapy opakovaně vytvářely toxické šoky, které trvaly přes 1 000 let. Tyto události měly horší dopad na oceánský život, neboť většina Hg na pevnině se postupně dešťovými srážkami vymyla a spláchla do oceánů, kde se přidala k přímým usazeninám. Samotná rtuť za největší pohromu pro pozemský život podle všeho nemůže, jistě však přispěla k ostatním problémům jako vysoká teplota, překyselená oceánská voda a příliš mnoho CO₂ v atmosféře. Za své vzalo ≥ 90 % oceánských a ≥ 70 % pozemských druhů; obnova života do srovnatelné biodiverzity trvala pozemským obratlovcům ~30 Mr.

1.1.4. Měsíc

K. Wierzchos a T. Pruyne objevili malé těleso 2020 CD₃, které se před ~18 měsíci stalo novým přirozeným satelitem Země. Těleso má velikost osobního auta, o jeho složení nevíme nic. Jeho dráha je značně chaotická a je jisté, že dlouho se u Země nezdrží. Nejedná se o první zaznamenaný miniměsíc, v letech 2006-2007 se okolo nás potuloval podobný objekt 2006 RH₁₂₀. Astronomové odhadují, že těleso podobné velikosti Země zachytí a opět pustí asi jednou za dekádu.

Začátkem ledna 2019 přistála na odvrácené straně Měsíce v kráteru Von Kármán v pánvi Jižní pól-Aitken sonda Čchang-e 4 (čínská bohyně Měsíce) s vozítkem Jutu 2 („Nefritový králík“). Ch. Li aj. publikovali výsledky prvních podzemních radarových průzkumů z vozítka. Jeho radar se dokázal dostat do větších hloubek než obdobný přístroj na palubě staršího jmenovce Jutu, patřícího k sondě Čchang-e 3. Výsledky měření prvních dvou lunárních dní (= 59 d) odhalily existenci tří odlišitelných vrstev. Do hloubky ~12 m se nachází jemný regolit s občasnými většími kameny, pod nímž je vrstva tvořená velkými balvany s malou příměsí jemnozrnného materiálu, mocná také asi 12 m, a pod ní se nachází do hloubky ≥ 40 m nepravidelně se střídající vrstvy s převahou jemného prachu a velkých kamenů. H. Lin aj. zpracovali fotometrická data z vozítka a odvodili odrazivost regolitu v kráteru Von Kármán. V porovnání se vzorky přivezenými na Zem výpravami Apollo je rozptyl na povrchu materiálu z odvrácené strany výrazněji směrově závislý na úhlu osvitu a vlnové délce světla.

A. Liakos aj. zveřejnili výsledky prvních 30 měsíců činnosti projektu NELIOTA (Near-Earth objects Lunar Impacts and Optical TrAnsients, teleskop Kryoneri, ⌀ 1,2 m, Peloponés, Řecko), jehož cílem je pozorovat dopady meteorických těles na povrch Měsíce. Projekt pořizuje fotometrii 5-8 d kolem každého novu na neosvětlené části disku ve filtrech R a I. Potvrzeno bylo 79 záblesků, jež odpovídají dopadům těles s hmotnostmi 0,7 g až 8 kg a velikostmi 1÷20 cm. Na základě pozorované četnosti lze odhadnout, že na povrch celého Měsíce dopadne každou hodinu 8 meteoritů s hmotností ≤ 100 g a velikostí ≤ 5 cm; pro Zemi pak vychází přísun této meteorické látky na ~108 těles každou hodinu.

V průběhu úplného měsíčního zatmění 19. ledna 2019 dopadl na Měsíc meteorit, který vytvořil záblesk pozorovatelný pouhým okem. J. I. Zuluaga aj. shromáždili dostupný obrazový i video materiál ze 8 zemí a určili fyzikální parametry impaktu. Těleso o hmotnosti ~27 kg a velikosti 29 cm přiletělo rychlostí 14⁺⁷₋₆ km/s a dopadlo pod úhlem ≤ 38,2°. Vytvořený kráter by měl mít ⌀ ~9 m a díky přibližně známým souřadnicím by jej měly lunární družice snímkující povrch dokázat nalézt.

1.1.5. Mars

A.A. Fedorová aj. publikovali výsledky měření v atmosféře Marsu v průběhu jednotlivých ročních období. Data z přístroje ACS (Atmospheric Chemistry Suite) na palubě družice ExoMars Trace Gas Orbiter (TGO, ESA + Rusko) ukázala, že v průběhu průchodu perihelem a během prachových bouří na přelomu jara a léta dochází v atmosféře k nasycení vodní parou i ve vysoké atmosféře. S. W. Stone aj. potvrzují pozorování v datech přístroje NGIMS (Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer) na družici MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN, NASA), z nichž navíc plyne, že disociace H₂O v nejvyšších vrstvách Marsovy atmosféry neprobíhá postupně, ale molekuly se rovnou rozpadají na jednotlivé atomy. To vše znamená, že únik vody z Marsu je ještě rychlejší, než se dosud předpokládalo.

D. Giardini aj. shrnuli vědecké výsledky prvního půlroku práce seismometru SEIS, jednoho z přístrojů statické sondy InSight (INterior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport, NASA). Mars je seismicky aktivní, za 6 měsíců bylo zaznamenáno 174 otřesů, jež se rozdělují do dvou skupin: 150 mělo malé magnitudo a vysokou frekvenci kmitů, 24 mělo střední magnitudo 3-4 a nízké frekvence kmitů. Průběh otřesů je podobný jako na Zemi a na Měsíci. U dvou nejsilnějších marsotřesení se podařilo lokalizovat epicentrum v oblasti Cerberus Fossae, což je skupina paralelních zlomů jižně od pohoří Tartarus na Elysium Planitia. Zaznamenaná seismická aktivita ukazuje v horním plášti na existenci mezilehlé vrstvy, jež zpomaluje šíření S-vln (seismické příčné vlnění).

J.-C. Gérard aj. oznámili objev zelené emise kyslíku na čáře 557,7 nm v tenké slupce nad atmosférou denní strany Marsu pomocí přístroje UVIS (Uv and VIsible Spectrometer) na palubě TGO. Charakteristické záření jsme dosud znali pouze ze Země jako zelenou složku polárních září a zelený přísvit nad viditelnou atmosférou z fotografií z ISS. Kromě viditelné čáry zachytil spektrograf ještě UV čáru na vlnové délce 297,2 nm; poměr jasností obou čar je 16,5:1 a zůstává konstantní, což je důležité pro kalibraci optických a UV spekter. Zvýšená emise se objevuje ve výškách 80 a 120 km na povrchem a volný kyslík se v těchto výškách vyskytuje díky disociaci molekul CO₂.

K Marsu odstartovaly nedlouho po sobě tři průzkumné mise. Americká sonda Perseverance (NASA) je další generací marsovského vozítka, vybavená přístroji pro spektroskopii, vrtání a chemickou analýzu hornin a pochopitelně několika kamerami. Součástí mise je autonomní dron (vrtulníček), jehož hlavním cílem je ověřit schopnost letu v řídké marsovské atmosféře. Čínská mise Tchien-wen 1 („Nebeské otázky“, CNSA) není jen oběžnicí nebo statickou sondou, ale rovnou se jedná rovněž o rover. Číňané jsou skoupí na technické podrobnosti (a to dokonce i v době psaní tohoto článku, tedy po úspěšném přistání), očekává se podobné vybavení, jaká mají čínská vozítka na Měsíci, tedy podzemní radar, spektrografy, samozřejmě barevné kamery a základní přístroje pro měření teploty, tlaku a vlastností větru. Spojené arabské emiráty vypravily k Marsu družici Misbar Al-Amal („Naděje“, UAESA), čímž se stanou pátou zemí na světě, která tam dopraví svou oběžnici. Projekt představuje spolupráci odborníku z USA, Japonska a Indie a překvapivě víc než třetinu týmu tvoří ženy, včetně nejvyšších pozic. Družice bude provádět spektrometrii i fotometrii povrchu se zaměřením na UV a IR obory spektra.

1.1.6. Jupiter

H. Beckerová aj. zpracovali fotometrická data družice Juno (NASA, start 2011) s ohledem na četnost a intenzitu zachycených blesků. Kamery družice jsou schopné rozlišit záblesky trvající pouhé jednotky milisekund a oddělené od sebe desítky ms, které byly pro předchozí sondy neviditelné. Energie těchto blesků vychází na 10⁵÷10⁸ J, což je srovnatelné s pozemskými hodnotami; dříve zachycené jupiterovské blesky měly energie o 2-3 řády větší. Autoři odvozují četnost blesků v Jupiterově atmosféře na ~6×10⁻²/km²/r, o ~1 řád více než dosud. Také je zřejmé, že některé blesky mají malou zábleskovou plochu, tedy musejí vznikat ve vrstvě nad tlakem ~2 bar - pokud by vznikaly níže, jejich záření by se ve vyšších vrstvách rozptýlilo a my bychom je nezaznamenali. Ve vysoké atmosféře se nevyskytuje tekutá voda, musí tedy existovat několik mechanismů, jimiž blesky na Jupiteru vznikají.

T. Ronnet a A. Johansen provedli sérii numerických simulací vzniku měsíčních systémů kolem velkých planet. V modelech formování planet kolem nich vznikají převážně plynné cirkumplanetární disky, z nichž je nemožné poskládat např. galileovské měsíce. Autoři si povšimli, že na vnější straně cirkumplanetárního disku (vnější ve smyslu vzdálenější od hvězdy) dochází k obrušování planetesimál, a napadlo je spočítat, zda je možné touto cestou do cirkumplanetárního disku nechat přitékat látku v podobě částic prachu. Ukázalo se, že to funguje velmi dobře: jakmile se prach dostane do cirkumplanetárního disku, začne se opět spojovat do oblázků a formovat praměsíčky, které rychle migrují do vnitřní části cirkumplanetárního disku a usadí se v orbitálních rezonancích. Klíčem ke vzniku hierarchických systémů těles je rozbití planetesimál na menší kusy látky, které má cirkumplanetární disk možnost zachytit.

N. Oberg aj. propočetli vliv záření čerstvě zažehnutého Slunce na cirkumplanetární disk Jupiteru ve chvíli, kdy Jupiter vytvořil v protoplanetárním disku prstencovou mezeru. Fotoevaporace, neboli vymetání lehkých částic z proluky vytváří na cirkumplanetární disk trvalý tlak. Část lehkých částic se v disku třením zachytí, ale většina se přičítá k tlaku samotného záření; připomeňme si, že mlaďounké Slunce intenzivně září v UV oblasti spektra. Sebemenší pokles hustoty cirkumplanetárního disku se proto začne rychle zvětšovat, což během ~10 Myr jednak „ukrojí“ jeho vnější části, jednak vyfouká mezery mezi praměsíčky, čímž urychlí zachycení v dráhových rezonancích.

G. Lari aj. propočetli pravděpodobnou budoucnost nejvzdálenějšího Galileova měsíce, Callisto. Ganymedes se od Jupiteru zvolna vzdaluje a dříve či později se s Callistem dostane do rezonance 2:1. To vyvolá dočasný chaos, po němž nastávají dva typické scénáře: série rezonancí 2:1 mezi dvojicemi měsíců (Io-Europa, Europa-Ganymedes, Ganymedes-Callisto), nebo rezonance 2:1 Io-Europa a 4:2:1 rezonance mezi některými ze 4 měsíců, nejčastěji v podobě Europa-Ganymedes-Callisto. První scénář je o něco častější a také stabilnější než druhý. Ve všech případech Callisto skončí v rezonanci; autoři odhadují, že k tomu dojde nejpozději za 1,5 Gr.

1.1.7. Saturn

D. Ni použil model čtyřvrstvého tělesa, vypůjčený z fitování vlastností Jupiteru pro data družice Juno, na modelování vnitřku Saturnu na základě gravitačních měření sondy Cassini v průběhu posledních 22 obletů kolem planety, tzv. Grand finale. Hodnoty koeficientů J₆-J₁₀ jsou větší, než by odpovídalo pevnému nitru tělesa. Autor provedl sérii simulací, v nichž se snažil najít pravděpodobnou konfiguraci vnitřností Saturnu. Ukázalo se, že modely jsou vysoce citlivé na chemické složení jednotlivých vrstev; zvětšování koeficientů v modelu obecně pomáhá zvyšování rychlosti rotace nejspodnější vrstvy (jadérka). Vybrat preferenční model zatím není možné bez lepších znalostí chemického složení atmosféry planety. K podobným závěrům dospěli N. Movshovitz aj., kteří modelovali vnitřek Saturnu bayesovskou inferencí na základě Markovových řetězců náhodných modelů. I z jejich simulací vychází jako pravděpodobná existence (nejméně) dvouvrstvého jádra s výraznou diferenciální rotací.

V. Lainey aj. oznámili objev vzdalování Saturnova největšího měsíce Titanu od planety výrazně vyšší rychlostí, než odpovídá standardně přijímanému modelu, podle něhož dráhová expanze probíhá nepřímo úměrně mocnině vzdálenosti 11/2. Hodnota (112 ±20) mm/r je téměř o 2 řády vyšší než by odpovídala jednoduchému modelu slapů v Saturnu. Autoři proto navrhují model, který do působení slapů započítává dráhové rezonance Titanu a 5 dalších měsíců. Model ukazuje, že rezonance působí jako urychlovač migrace pro větší a hmotnější měsíce (Titan, Rhea). Z modelu také plyne, že Titan vznikl někde v 1/4 současné vzdálenosti od planety a že za ~5,5 Gr se od Saturnu pravděpodobně odpoutá úplně. Autoři upozorňují na potřebu zahrnout působení dráhových rezonancí také do slapových modelů exoplanetárních systémů, zejména pro vícenásobné hvězdy.

M. Zannoni aj. zpracovali data ze tří průletů (z celkem pěti) sondy Cassini kolem Saturnova měsíce Dione, kdy bylo možné díky radarovým odrazům přesně určit dráhu sondy a z ní odvodit gravitační pole měsíce. Rozvoji pole dominují koeficienty J₂ (~1,496×10⁻³) a C₂₂ (~3,648×10⁻⁴), jejich poměr (4,102 ±0,044) je o ~17 σ mimo teoretickou hodnotu 10/3, plynoucí z předpokladu tělesa v hydrostatické rovnováze na synchronní dráze kolem planety. Autoři proto navrhují model třívrstvého tělesa - dostupná data však neumožňují rozhodnout, zda se s určitostí jedná o Airyho typ tělesa, byť simulace tuto variantu preferují. Airyho rovnováha odpovídá tvrdé ledové povrchové slupce s prostřední vrstvou s vyšší hustotou a nižší viskozitou, tj. podpovrchovým oceánem. Také není možné s jistotou rozhodnout, zda má Dione tlustou krustu a mělký oceán, anebo obráceně; první varianta je o něco pravděpodobnější.

A. Nakajima aj. využili numerické simulace mnoha těles ve snaze vysvětlit dráhovou konfiguraci Saturnových středních měsíců (Mimas--Tethys v rezonanci 4:2, Enceladus--Dione v rezonanci 2:1, ovšem žádná společná frekvence). Do výpočtů zahrnuli gravitační působení Saturnových prstenců a neelastické srážky jednotlivých částic. Ukázalo se, že disk se rozvlní hustotními vlnami o nízké frekvenci a vzniknou také spirální ramena. Tyto vlny zpětně působí na měsíce středních velikostí natolik efektivně, že dvojici těles v rezonanci zabrání, aby se zachytila ve společné rezonanci s další dvojicí.

1.1.8. Uran, Neptun

Nízká zářivost Uranu je jednou z přetrvávajících záhad Sluneční soustavy. A. Vazan a R. Helled se pokusili vysvětlit neadiabatické chování planety pomocí modelu postupných chemických gradientů houstnoucí atmosféry, které fungují jako tepelné rozhraní. Vyhovujících modelů je několik, společnou vlastnost mají v tom, že konvektivní zóna se omezuje na samotné jádro, které musí být v důsledku nemožnosti předat teplo nadložním vrstvám velice horké. Modely postupného gradientu složení také ukazují, že celkové složení Uranu je velice blízké původnímu složení pramlhoviny, z níž Sluneční soustava vznikla; v planetě dokonce existuje nediferencovaná vrstva, v níž jsou prvotní horniny promíchané s ledem. S modelem souhlasí vysoká metalicita Uranovy atmosféry i chaotické a slabé magnetické pole.

D. Li aj. se inspirovali možností záchytu jedné složky dvojhvězdy osamocenou hvězdou při těsném průletu a zkusili spočítat, zda by bylo možné si podobným způsobem předávat měsíce mezi jednotlivými planetami ve Sluneční soustavě. Simulace mnoha těles pro Neptun coby zachycující těleso ukázaly, že průměrná pravděpodobnost takového zachycení při blízkém setkání dosahuje ~10 %, pokud Neptun „vpadne“ do hájemství planety s více měsíci; představme si Saturn či Jupiter ve vzdálenosti ~20 R_Nep s rodinou 10-30 měsíců (D. Li a A. Christou v další práci). Většina zachycených měsíců skončí na drahách s vysokou excentricitou, z nichž asi polovina se posléze zkruhovatí a nezávislá polovina je retrográdních. Ostatní zachycené měsíce zůstanou na vzdálených a excentrických drahách s velice různými sklony drah. Scénář dobře umožňuje vysvětlit vlastnosti Neptunových měsíců Tritonu a Nereida, a to dokonce i při jednom dvojitém (nepříliš pravděpodobném) záchytu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Trpasličí planety, transneptunská tělesa

K. Arimatsu aj. publikovali výsledky pozorování zákruty hvězdy Plutem 17. VII 2019 pomocí japonského 0,6m teleskopu univerzity Tohoku (Haleakala, Havaj). Pozorovaná světelná křivka souhlasí s atmosférickým modelem trpasličí planety, ovšem s nižší hodnotou tlaku pro referenční poloměr 1 215 km. To je o 21⁺⁴₋₅ % nižší hodnota než změřená v r. 2016. Pokles není statisticky významný (~2,4 σ) a vyžaduje další potvrzení. Autoři pozorovaný trend vysvětlují vymrzáním dusíku N₂ z atmosféry a jeho ukládáním na dno pánve Sputnik Planitia, kam v důsledku změny ročního období nedosáhne sluneční svit. Naměřený pokles je větší, než předpovídá teoretický model.

T. Bertrand aj. simulovali počasí na Plutu a s překvapením zjistili, že v důsledku postupné změny ročních dob dochází k otočení rotace větru. Zmrzlý dusík na osvětlené části Sputnik Planitia sublimuje, na neosvětlené části namrzá. V průběhu jara na severní polokouli je nejsevernější část Sputnik Planitia trvale osvětlená, zatímco na jižní je v noci tma. Na osvětlené části planiny plyn vystoupá do větších výšek a v důsledku gradientu tlaku zamíří na jih. To vytváří trvalý tok dusíku severojižním, který se v důsledku Coriolisovy síly zpomaluje vůči rychlosti rotace trpasličí planety a vytváří proudění směrem na západ, tedy proti směru rotace Pluta.

M. Rozner aj. modelovali vznik páru Pluto-Charon jako důsledek postupného vývoje původně volně vázané dvojice s velkým sklonem dráhy vůči ekliptice. Simulace tří těles (Slunce, Prapluto, Pracharon) ukazují, že velká část kombinací počátečních podmínek vede ke srážce, která nevyžaduje ladění vzájemných parametrů, nutné u předpokládané náhodné přímé srážky dvou zcela nezávislých těles. V modelu „splývající“ dvojice se obě tělesa srážejí únikovou rychlostí vázaného systému, což přirozeně vysvětluje nízkou rychlost srážky.

Podvojnost těles není ani mezi menšími tělesy Sluneční soustavy ničím výjimečným. Známe 6 kontaktních dvojitých komet, 127 blízkozemních planetek (55 z nich kontaktních), 180 dvojplanetek hlavního pásu (11 z nich kontaktních), 3 Jupiterovy Trojány a nejméně 115 transneptunských objektů (TNO, z nich 14 kontaktních). Známe dokonce i podvojné krátery, vzniklé současným dopadem vzájemně se obíhající dvojice planetek. Stejně jako se liší jednotlivé dvojice (velikosti, vzdálenosti, oběžné doby a sklony drah), tak se liší jejich původ. Některé páry vznikly roztržením křehkého původního tělesa v důsledku roztáčením pomocí YORP efektu (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack), některé jsou pozůstatkem srážek v hlavním pásu planetek, jiné gravitačním zachycením a některé patrně i zformováním z primární látky protoplanetárního disku. Zastoupení dvojic mezi TNO se podle všeho značně liší podle velikosti těles - čím větší složky páru, tím více dvojic mezi všemi objekty; zatím není jasné proč a také je třeba brát tento závěr s rezervou, statistika TNO zatím ani zdaleka není úplná.

Přenos většiny dat ze sondy New Horizons trval více než rok po průletu kolem tělesa 2014 MU₆₉ s finálním názvem Arrokoth („obloha“ v pauhatánštině; původní název Ultima Thule byl kvůli nevhodným konotacím zavržen). J. R. Spencer aj. (78 spoluautorů) v sérii článků v časopisu Science shrnuli dosavadní poznatky. Těleso sestává ze dvou částí, jež se navzájem dotkly rychlostí ≤ 4 m/s, zdánlivě plošší část není ve skutečnosti zcela plochá, má zploštělou jen jednu stranu. Největší rozměr dvojice činí 36 km, celý objem tělesa by se vešel do koule o ⌀ ~18,3 km. Terénní nerovnosti nepřesahují 0,5 km na výšku / hloubku, na tělese se podařilo jistě identifikovat 10 kráterů (pravděpodobně ~40), z nichž největší Maryland má ⌀ ~7 km. Do vzdálenosti 8 tis. km se nenachází žádný měsíček s velikostí ≥ 180 m. Na povrchu se podařilo identifikovat spektrální čáry metanolového (CH₃OH) a vodního ledu a zatím neurčenou směs tholinů (dusíkatých organických sloučenin). Noční strana září v IR oboru s intenzitou odpovídající teplotě (29 ±5) K.

1.2.2. Trojáni a Kentauři

D. Nesvorný, D. Vokrouhlický aj. si povšimli, že ~15 % světelných křivek pozorovaných sondou Kepler v rámci fáze K2 u Jupiterových Trojánů vykazuje pomalou rotaci s periodami ≥ 100 h. Pokusili se spočítat pravděpodobnost, že tato tělesa vznikla ve vzdálenostech ~20÷30 au jako složky dvojplanetek a dostala se do dráhové rezonance 1:1, následně byla dvojice rozbita impaktem nebo poruchami velkých planet a jedna složka se zachytila jako Troján a přežila dostatečně dlouhou dobu s udržením pomalé rotace. K vysvětlené celé pozorované populace by bylo třeba, aby se ~15÷20 % všech těles za Neptunem s průměrem ≥ 15 km a ≤ 50 km zformovalo jako dvojice stejně velkých a těžkých objektů, a to s poměrem velké poloosy dráhy vůči průměru tělesa ≥ 6 a zároveň ≤ 15. Navržený mechanismus se hodí nejen pro Trojány, ale pro všechna malá tělesa s pomalou rotací.

L. Zhou aj. numericky simulovali vývoj Uranových Trojánů s cílem najít, zda existují typy drah, které jsou dlouhodobě stabilní. Ukázalo se, že existují dvě skupiny sklonů drah (0-14° a 32°-59°; v každé skupině se nachází tenké pásmo nestability), které vydrží; žádná dráha není typu podkova, Troján se udrží vždy jen na straně „svého“ Lagrangeova bodu. Po přepočtu na pravděpodobnost přežití planetární migrace (ve dvou variantách trvání: 1 Mr, anebo 10 Mr) a počty zachycených těles v libračních bodech vychází pravděpodobnost přežití doby trvání Sluneční soustavy pro 3,81 % Uranových Trojánů. Z této skupiny tvoří 95,5 % tělesa na drahách se sklonem ≤ 7,5°; migrace velkých planet se však jeví jako mocný inhibitor většiny takových drah.

K. Wierzchos a M. Womack využili pozorovací čas na 10m radioteleskopu SMT (SubMillimeter Telescope) na Arizonské radioobservatoři (Mt. Graham, Arizona, USA) a po dvě čtvrtletí sledovali v čáře CO vývoj jasnosti komety 29P/Schwassmann-Wachmann a srovnali získané jasnosti s vizuálním pozorováním. Zdvojnásobení produkce úniku CO z tělesa v únoru 2016 nedoprovázel žádný výron prachu po následujících nejméně 10 d. Přiblížení 29P k perihelu v r. 2019 způsobilo nárůst jasnosti prachové komy o ~45 %, zatímco produkce CO se viditelně nezměnila, podobně jako u dvou výronů prachu o rok dříve. Vše ukazuje, že zmrzlý plyn a prach se a) nacházejí v jiných oblastech tělesa, b) uvolňují různými cestami, resp. plyn přednostně uniká poréznějším materiálem. Velmi pravděpodobně platí obě možnosti zároveň.

1.2.3. Obecné studie o planetkách

J. Ďurech aj. použili světelné křivky planetek pozorovaných v rámci přehlídky ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) k hledání pravděpodobného tvaru metodou inverze světelné křivky. Autoři vybrali objekty, pro něž bylo k dispozici alespoň 100 jednotlivých fotometrických měření (~100 tis.) v rozmezí let 2015-2018, a nechali spočítat různé modely. Vybrali ty nejvhodnější a unikátní (dle měřítek projektu Asteroid@home), čímž získali ~2 750 modelů, z toho asi 1 800 zcela nových. Přibližně polovina z nich jsou jen částečné modely bez určení sklonu rotační osy vůči ekliptice. Pro dostupné modely dále vypočetli barevné indexy pro azurový a oranžový filtr, jaký používá přehlídka ATLAS. Jedná se o první inverzi fotometrie této přehlídky, která nadále pozoruje. Další data umožní opětovné zpřesnění modelů a rozšíření na další tělesa, pro která v první sadě nebyl dostatek dat.

B. Yang aj. se zaměřili na tělesa rodiny planetky (31) Euphrosyne, kterou považují za důležitý zdroj blízkozemních planetek s nízkým albedem. Mateřské těleso rodiny by mohlo být jednou z prvotních planetesimál, z nichž vznikly terestrické planety Sluneční soustavy. Autoři využili IR spektroskopii z teleskopu IRTF a simulace mnoha těles dohromady s hydrodynamickými simulacemi k určení vlastností fyzických vlastností i pravděpodobného původu. Spektroskopie ukazuje, že všechna tělesa jsou si velmi podobná a pocházejí z velice homogenního mateřského tělesa. Numerické simulace ukazují, že větší tělesa rodiny vznikla gravitační reakumulací, a odvozené stáří rodiny vychází 280⁺¹⁸⁰₋₈₀ Mr, což je nižší než předchozí odhady.

N. V. Emelyanov a A. E. Drozdov publikovali katalog přesných parametrů drah 62 měsíců planetek. Pro každý měsíc získali 5-114 astrometrických záznamů, z nichž odvodili efemeridy. 13 měsíců obíhá kolem těles hlavního pásu, 2 jsou Jupiterovi Trojáné, ostatní jsou transneptunská tělesa. Autoři porovnali své výsledky s dostupnou literaturou a ukazují, že dobré přesnosti efemerid je možné dosáhnout pouze s využitím kovariantních matic parametrů.

P. Fatka, P. Pravec a D. Vokrouhlický studovali opakovaný rozpad v důsledku překročení rotační stability vlivem YORP efektu pro tělesa(11842) Kap'bos, (14627) Emilkowalski,(63440) 2001 MD₃₀ a (157123) 2004 NW₅. Představa je taková, že tepelný jev roztáčí mateřské těleso stále rychleji, až překročí mez pevnosti materiálu a rozpadne se na kusy, které odnosem momentu hybnosti rotaci na čas zpomalí, ale po nějaké době se situace opakuje; mateřské těleso se i bez přispění srážek rozpadá na stále menší a menší tělesa, u nichž se proces postupně uplatňuje také. Simulace ukázaly dobrou shodu s vlastnostmi rodin Kap'bos a 2001 MD₃₀. Pro těleso Emilkowalski vychází doba k dosažení kritické rotační rychlosti příliš veliká, autoři na základě přítomnosti prachu v okolí těles rodiny navrhují hypotézu, že se jedná o kometární jádro. Konečně pro rodinu 2004 NW₅ vychází shoda modelu s kritickou rotační rychlostí primárního tělesa, ale sekundární tělesa by neměla dost energie na únik. Buď se jedná o chybně určené vlastnosti sekundárů, anebo je skutečně primárním tělesem jiný, zatím neznámý objekt.

1.2.4. Planetky hlavního pásu

A. Nathues aj. využili závěrečné fáze kosmické sondy Dawn při jejím přiblížení k planetce (1) Ceres, kdy těsně před vyčerpáním paliva zamířil sonda do vzdálenosti pouhých 35 km nad povrchem Cerery. Sonda se soustředila zejména na prohlídku pozoruhodného impaktního kráteru Occator o průměru 92 km na 20° severní šířky, jenž je starý 22 mil. let. Již od chvíle, kdy byla Ceres snímkována přibližující se sondou s dostatečným rozlišením, rozpoznali astronomové v nejhlubší části kráteru světlé skvrny s vysokým albedem. Rozbor snímků z nízké výšky prokázal, že kryovulkanismus stále pokračuje, protože rozložení a intenzita skvrn kolísá a na Cereře je řada kryovulkánů různého stáří. Dosavadní výsledky ukazují, že kryovulkanická aktivita trpasličí planety začala v čase ≤ 9 Mr a trvala několik miliónů let. Na dno kráteru se dostávala zespodu solanka (roztok chloridu sodného ve vodě). Přitom se dosud nepovažovalo za myslitelné, že by Ceres měla mít vnitřní oceán. Slapové síly na ohřev tekuté vody nestačí, protože Ceres je daleko od podstatně hmotnějších planet a má příliš malé rozměry, aby se led mohl ohřívat rozpadem radioaktivních prvků. Podzemní oceán bude mít jinou strukturu, voda bude promíchána s kamením, ale na povrchovou aktivitu to stačí. M. Formisano aj. rovněž dospěli k závěru, že v nitru planetky Ceres se nachází velké množství vodního ledu. Proto je střední hustota planetky tak nízká: 2,162 × voda. Nad kamenným jádrem planetky se nachází tlustá vrstva ledu. Vrstvy jsou částečně diferencované, ale konvekce tepelné energie patrně funguje jen zřídka a nedostatečně. Naproti tomu chemická konvekce je zdrojem kryovulkanismu.

W. Neumann aj. ukázali na podivuhodnou strukturu Cerery, jež souvisí s jejím vznikem ve vnějším pásu planetek za Neptunem. Mezi její nediferencovanou kůrou a jádrem se prostírá vodní oceán. Tepelné poměry na rozhraní kůry a vodního oceánu umožňují existenci různých solných roztoků v hloubce ≲ 10 km. K podobným závěrům dospěly další výzkumné týmy C. Raymonda a R. S. Parka. J. Castillo-Rogezová a M. Rayman porovnávali výsledky zkoumání obou planetek sondou Dawn. Podle jejich úsudku protoplaneta Vesta pozorovaná sondou Dawn zblízka v letech 2011-2012 zůstala trvale v téže vzdálenosti od Slunce, kde vznikla. Naproti tomu Ceres migrovala z velké dálky, protože tomu odpovídají odlišné chemické poměry. Ceres má přebytek uhlíku a dusíku, což je typické pro objekty na periferii planetární soustavy. Překvapivé výsledky analýz u Cerery jsou podle společného mínění všech autorských kolektivů podnětem pro vyslání další sondy, která by na Cereře mohla přistát a provádět výzkum in situ. Každý vodní podpovrchový oceán může být vhodný pro vznik aspoň jednobuněčných živých organismů, takže Ceres může soupeřit jak s Marsem, tak i s Enceladem a Europou. Také T. Burbine a R. Greenwood plédují za novou misi k Cereře právě proto, že je to přistěhovalec z Edgeworthova-Kuiperova pásu do dnešní polohy doslova za rohem.

F. Roig a D. Nesvorný se věnovali chronologií a rozložení velikosti kráterů na Cereře a Vestě, jak je zblízka snímkovala sonda Dawn. Pokryli chronologií celou dobu existence Sluneční soustavy, jejíž současné stáří je 4,56 mld. let. Kalibrovali chronologii současným stavem a srovnali teorii s pozorováním počtu a velikostí impaktních kráterů na zmíněných planetkách. Autoři zjistili, že chronologie impaktních kráterů na Cereře a Vestě se prakticky shodují, ale zřetelně se liší od chronologie impaktních kráterů na Měsíci. Model velmi dobře souhlasí s počtem a velikostí kráterů s průměrem >90 km pro Vestu, ale nadhodnotil počet velkých kráterů pro Cereru. Obří kráter Rheasilvia na Vestě pravděpodobně vznikl během poslední miliardy let před současností.

V. Lowryová aj. se zabývali chronologii Jarkovského efektu pro malou srážkovou rodinu Clarissa, jež je tvořena původními planetkami typu C. Rodina se nachází v dynamicky stabilní zóně vnitřního pásu planetek. Autoři odhadli, že drolení rodiny probíhalo při vystřelovacích rychlostech ≲ 20 m/s při typické velikosti úlomků ≃ 2 km. Kolem 80 % úlomků rotuje retrográdně a jejich průměrná hustota převyšuje hustotu vody 1,5×. Stáří rodiny Clarissa se pohybuje kolem (56 ±6) mil. let. Je to poprvé, co byla chronologie vzniku rodiny použita pro rodinu mladší než 100 mil. let.

M. Marsett s týmem upozornili na rozpor v hustotě planetky (2) Pallas, jež podle dosavadních měření má buď hustotu 2,16×voda, anebo 3,16×voda. Autoři pořídili snímky planetky pomocí pokročilé adaptivní optiky kamery SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet RESER VLT (ESO). Na povrchu planetky spatřili řadu impaktních kráterů s rozměry >30 km. Vznik velkých impaktních kráterů lze vysvětlit vysokou výstředností (e = 0,23) dráhy planetky a šikmým sklonem (i = 35°) k ekliptice. Proto je průměrná rychlost střetu s úlomky jiných planetek vysoká (11,5 km/s) v porovnání s průměrnou rychlostí střetu v rovině hlavního pásu a v kruhové dráze (5,8 km/s). Odtud pak autorům vyšla střední hustota materiálu planetky 2,9×voda, což odpovídá typickým uhlíkatým chondritům. M. Cavalcaová aj. se zabývali možností, že kolem planetky obíhá kvazisatelit o poloměru 0,125 ÷ 1 km, který by mohl představovat komplikace v případě, že by tuto významnou planetku měla navštívit kosmická sonda. Protože nepoměr hmotností planetky a kvazisatelitu je veliký, nelze řešit problém pomocí Keplerových zákonů. Autoři proto řešili otázku bezpečnosti kosmické sondy a zjistili, že oběžné dráhy sondy mohou mít dvě možnosti, jak bezpečně pozorovat planetku bez rizika střetu s kvazisatelitem, a to buď vysoké nebo nízké oběžné dráhy. Mezi nimi je mezera, kde by byla kolize během měsíce velmi pravděpodobná.

P. Vernazza s týmem se věnovali planetce (10) Hygiea, což je čtvrtá největší planetka hlavního pásu, jež se svou kulatostí velmi podobá planetce Ceres. I tuto planetku autoři pozorovali pomocí aparatury SPHERE s úhlovým rozlišením 20 miliarcsec v červeném pásmu spektra. Planetka má ekvivalentní poloměr (217 ±7) km, čemž odpovídá střední hustota 1,94×voda. Autoři dále zjistili, že rotační perioda dosahuje jen 13,8 h; je tedy poloviční vůči staršímu údaji. Před více než 2 mld. let prodělala těžkou srážku s projektilem o průměru ~110 km. Hygiea jeví vysokou kulatost tvaru shodnou s Cererou, takže by se mohla kvalifikovat na druhou trpasličí planetu v hlavním pásu planetek.

Také J. Hanuš s týmem využili kamery SPHERE k zobrazení páté největší planetky hlavního pásu (704) Interamnia (italsky Meziříčí). Navzdory své velikosti (ø 335 km), která překlenula mezeru mezi čtyřmi největšími planetkami a větším počtem planetek s průměry ≤ 200 km, nebyla dosud dostatečně prozkoumána. Pořídili 13 sekvencí snímků kamerou a doplnili je o archivní pozorování zákrytů hvězd planetkou (704). Kombinací obou databázi získali autoři efektivní průměr (333 ±6) km a střední hustotu (2,0 ±0,7) × voda. To znamená, že tato planetka obsahuje vyšší procento vody podobně jako Ceres a Hygiea.

M. Ferrais s týmem využili aparatury SPHERE/ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter) k prozkoumání parametrů planetky (16) Psyche, která se má stát cílem budoucí kosmické sondy NASA. Jde o planetku bohatou na kovy. Kamera SPHERE/ZIMPOL pořídila kvalitní snímky s vysokým úhlovým rozlišením, z nichž vyplynula průměrná hustota (4,2 ±0,6) × voda. Rotační perioda planetky činí 4,2 h, ale to neodpovídá zploštění Jacobiho elipsoidu vystihujícího tvar planetky a odpovídá kratší rotační periodě ~3 h. Autoři zpomalení přičítají zbrzdění rotace při velkém impaktu, kdy už mohlo být jádro planetky zmrzlé, ale kdy ještě se uvolňovalo teplo při radioaktivním rozpadu ²⁶Al s poločasem rozpadu 7,2×10⁵ let. Planetku Psyche pozorovali radarem T. Moura s týmem. Připomněli, že jde o jednu z nejhmotnějších planetek, neboť obsahuje významné množství Fe a Ni. Průměr planetky 230 km umožňuje odhadnout, že jde o kovové jádro planety, jejíž plášť byl rozmetán sérii silných impaktů.

B. Yang s týmem pozorovali binární planetku (31) Euphrosyne. Jde o mateřské dvojtěleso velké rodiny planetek, jež se vyznačuje polohou ve vnějším okraji hlavního pásu a výrazným sklonem k ekliptice. I tento tým využil vynikajících parametrů aparatury SPHERE/ZIMPOL u teleskopu VLT (ESO). Rovněž tato planetka se vyznačuje přesnou kulatostí (0,9888) a na svém povrchu nemá žádné velké impaktní krátery. Svým průměrem (268 ±6) km patří do první desítky největších planetek hlavního pásu. Planetka má navíc měsíček objevený v r. 2019 o průměru asi 4 km, jenž se pohybuje po kruhové dráze. Autoři odvodili hustotu planetky (1,665 ±0, 242) × voda. To znamená, že v nitru planetky se nachází vodní led a planetka je patrně i částečně pórovitá. Její téměř dokonalá kulatost vznikla patrně stejně jako u planetky Hygiea obroušením impakty.

O. Ivanova s týmem sledovali chování aktivní miniaturní (ø 5÷6 km) planetky vnitřního hlavního pásu (6478) Gault, jež patří do rodiny planetek (25) Phocaea a budí v posledních letech pozornost svou příležitostnou aktivitou, když vytváří nápadnou dlouhou a úzkou prachovou vlečku. Pozorovali ji od 15. I. do 28. III. 2019, kdy se planetka pomalu přibližovala ke Slunci (2,46÷2,30) au a výrazněji k Zemi (1,79÷1,42) au. Snímky v širokopásmových filtrech B, V, R stále ukazovaly prachovou vlečku. Všechny snímky byly pořízeny dalekohledy s průměry zrcadel 0,6; 1,3 a 2,5 m na kavkazské horské observatoři. Autoři též změřili velmi rychlou rotaci planetky (1,8 h). jež podporuje výtrysk. Následně A. Carbognani a A. Buzzoni pozorovali planetku v oblouku oběžné dráhy pro fázové úhly (12÷21)°; tj. březen až duben 2019. Obdrželi však téměř dvojnásobnou délky rotační periody 3,34 h. Během dubna prachová vlečka modrala, což souvisí s tím, že vlastní povrch tělesa je zbarvený domodra.

V. Alí-Lagoa aj. využili infračervené družice Herschel pracující ve filtrech 70, 100 a 160 μm a přesných tvarů planetek pro určení tempa tepelné setrvačnosti 12 největších planetek hlavního pásu. Filtry družice Herschel sice neodpovídaly maximu záření planetek, ale měření přesto výrazně zpřesnila teplotní křivky planetek během vzdalování a přibližování ke Slunci.

E. Podlewska-Gaca a tým využili databáze družice Gaia k odvození fyzikálních parametrů stovek větších planetek hlavního pásu. Pro celý soubor získali autoři dobré údaje o jejich geometrických průměrech. Následně vybrali 13 největších planetek, pro něž sestrojili modely 3D a jejichž hmotnosti jsou nyní známy s přesností lepší než 10 %. Pro tyto planetky jim také pomohla měření zákrytů hvězd planetkami. Odtud se dají zlepšit i údaje o střední hustotě planetek, což je nakonec ta nejdůležitější charakteristika každé planetky.

1.2.5. Křížiči

D. Seligman a G. Laughlin konstatovali, že objekt 1I/2017 U1 (´Oumuamua) byl první makroskopický objekt o rozměru 100 m, jenž prolétal vnitřní částí Sluneční soustavy po otevřené hyperbolické dráze. Během průletu jeho jasnost periodicky výrazně kolísala. Nejevil však žádnou stopu po komě nebo molekulární emisi plynu. Přesto se při odletu od Slunce pozorovalo negravitační urychlování, jež však neodpovídalo svou velikostí sublimaci vodního ledu, jak tomu bývá u planetek nebo komet s odpařováním ledu. Podle názoru autorů lze však tempo urychlování vysvětlit vyšším obsahem molekulárního ledu vodíku (H₂) uloženého pod povrchem tělesa. Když autoři rekonstruovali zpětně i rychlost příletu tělesa ke Slunci, dostali velmi dobrý souhlas s mechanismem odpařování H₂ během pozorované trajektorie a negravitační síly. Autoři tak dospěli k názoru, že objekt U1 vznikl před 100 milionem let při velmi nízké teplotě 3 K v obřím molekulovém mračnu a odtud se vydal na otevřenou cestu vesmírem.

J.X. Luuová aj. připsali neobvyklé vlastnosti objektu 2017 U1 fraktálnímu prachovému slepenci („prachovému králíkovi“), jenž se vytvořil ve vnitřní komě rozpadající se komety v Exo-Oortově oblaku komet. Tam jsou příznivé podmínky pro nabírání prachových částic. Nakonec vznikne fraktálový prachový slepenec. Ten se pak náhodně oddělí od fragmentu vinou rostoucího hydrodynamického napětí. Díky nízké hustotě slepence a chatrně udržované dráhy se nakonec vydá do mezihvězdného prostoru následkem tlaku záření od mateřské hvězdy. Zdá se, že tento scénář se v cizích Oortových oblacích může opravdu odehrávat.

A. Vazanová a Re´em Sari se věnovali otázce, proč 2017 U1 bylo tak nezvykle protáhlé těleso s poměrem hlavní a vedlejší osy 6:1. Jelikož se nepodařilo zjistit sklon rotační osy vetřelce, autoři zkoumali odrazivost protáhlého elipsoidu pro čtyři různé modely a zjistili, že pravděpodobnost menšího protažení je vyšší, než se ze světelných křivek jeví.

Wen Han Zhou upozornil, že takto malé a řídké těleso musí během pohybu v interstelárním prostoru měnit rychlost svou rotaci a skončí nejspíše povalováním na dráze díky efektu podobnému stáčení efektem YORP a tvarem protáhlého elipsoidu. Doba, za kterou se tento efekt uplatní, je dlouhá. Pro tvar protáhlého elipsoidu to trvá 8,5 mld. let, kdežto pro tvar oblého elipsoidu 7,3 mld. let. Je ovšem otázka, zda tak nepatrné tělísko může vydržet tak dlouho. Ještě však zcela bizarní setrvačnost převalování pro objekt 2017 U1 našel J. Kwiecinski, když spočítal, že k relaxaci převalování by došlo v intervalu 10²³÷10¹⁹³ roků, což je přirozeně absurdní. Objekt bude mít v každém případě nesrovnatelně kratší životnost. Naproti tomu známý křížič naší Sluneční soustavy planetka (4179) Toutatis, jenž mírně ztrácí rotační energii, se přestane převalovat během řádu 100 let.

Yun Zhang a Douglas N. C. Lin však přišli s odchylnou domněnkou, že objekt 2017 Ul vykazoval suchý kamenný povrch, neobvykle protáhlý tvar s poměre hlavní a vedlejší osy 1/6 a nízkou rychlost (~10 km/s) vůči místnímu klidovému standardu. Kamenná drobná tělesa (planetky) jsou o tři řády četnější než jádra komet. Mohou se proto podstatně častěji stát bludnými objekty než kometární jádra. Stačí, aby se silně přiblížily ke své hvězdě, která je slapově roztrhá na menší objekty a některým z nich udělí únikovou rychlost z původní soustavy. I když je takové těleso na povrchu suché, a podíl CO je malý vinou nízké sublimační teploty, pod povrchem mohou být kapsy vodního ledu. Ty se začnou odpařovat při průletu kolem Slunce, aniž bychom je pozorovali. Projeví se však raketovým negravitačním efektem na rychlost pohybu tělesa během přiblížení a následném vzdalování od Slunce. Autoři nakonec eklekticky tvrdí, že objekt 2017 U mohl být buď kometou cizího Oortova oblaku, nebo zbylou kilometrovou planetesimálou či její troskou, ale i planetárním tělesem odloučeným od mateřské hvězdy nebo bílého trpaslíka. V každém případě je už zřejmé, že takových bludných těles kilometrových i větších těles je v každé galaxii spousta.

P. Guzik aj. zveřejnili první pozorování velkými dalekohledy (8,2 m Gemini North a 4,2m William Herschel Telescope) po objevu komety 2I/Borisov, jejíž hyperbolická dráha byla vskutku přesvědčivá. Přesah rychlosti proti parabole činil celých 32 km/s. Oba teleskopy zobrazily rozsáhlou komu a slabý prachový chvost. Barevný index 0,66 byl stejný jako u domácích komet. Prachové částice chvostu se vzdalovaly od jádra komety rychlostí 44 m/s. Autoři odhadli velikost poloměru jádra komety 2I: 1 km, což je rovněž v souladu s většinou komet v naší sluneční soustavě. Určitě ji nehrozí rozpad roztočením na kritické obrátky. Výstřednost hyperbolické dráhy 2I dosahuje podle měření Hsing Wen Lina aj. hodnoty 3,35. Autoři využili spektrografu 2,4m Hiltnerova teleskopu na observatoři Kitt Peak v Arizoně ke stanovení molekulové produkce vypařujících plynů CN (2,4 ×10²⁴/s) mol a C2 (5,5 ×10²³/s) mol v heliocentrické vzdálenosti 2,15 au od Slunce. A. McKay aj. změřili tempo produkce H₂O (6,3 ×10²⁶/s) mol, CN (2,4 × 10²⁴/s) a C₂ (5,5 ×10²³) mol pomocí spektrografu ARCES (Astrophysical Research Consortium Echelle Spectrograph) u 3,5m teleskopu na observatoři Apache Point (Sunspot, Nové Mexiko, 33° s. š.; 2,8 km n. m.). V té době byla kometa od Slunce vzdálena 2,145 au. Autoři uvedli, že příslušné hodnoty produkce plynu se podobají zejména kometám Jupiterovy rodiny.

Bin Yang aj. pozorovali 3m infračerveným reflektorem IRTF (NASA) na sopce Mauna Kea (4,2 km n. m.) kometu 2I poprvé 19. 9. 2019 pomocí spektrografu SpeX s cílem zjistit, jaké fyzikální a chemické procesy probíhají na extrasolárních objektech. 24. 9. pořídili další spektra spektrografem GNIRS (Gemini North InfraRed Spectrograph) 8m teleskopu GEMINI na stejné hoře a poslední spektra pořídili 9. 10. opět na reflektoru IRTF. Žádné spektrum neobsahovalo spektrální čáry, jenom kontinuum se sklonem 6 % na 100 nm, podobně jako spektrum 1I a spektra chladných komet ve Sluneční soustavě.

T. Kareta s týmem studovali zastoupení molekul, které se vypařovaly z tělesa 2I v intervalu od 20. 9. do 26. 10. 2019. Používali k tomu spektrografy u dalekohledů MMT a LBT na Hopkinsově hoře v Arizoně. Během té doby pozorovali zvyšování vypařování molekul CN o dva řády, ale u molekul C₂ pokles na 10²³ mol/s během 10 dnů října 2019. Toto chování molekul uhlíku je velmi podobné kometám Jupiterovy rodiny v naší Sluneční soustavě. Tým G. Cremonese navázal na tato pozorování během listopadu a prosince 2019 pomocí 3,6 m teleskopu TNG na ostrově La Palma. Autoři porovnával tempo ztráty prachu komety 2I s podobnou fází přibližování do přísluní pro kometu Čurjumov-Gerasimenková a potvrdili naprosto shodné chování obou komet. Tempo prachové ztráty v listopadu 2019 dosahovalo 35 kg/s a v prosinci 30 kg/s.

J. de León s týmem snímkovali 2I poprvé 24. 9. 2019 pomocí 10,4m teleskopu GTC a 3,6m TNG na observatoři Roque de Los Muchachos Observatory na ostrově La Palma. Pořizovali přímé snímky ve spektrálním pásmu 360÷920 nm. Spojité spektrum prachu a spektrální barvy v blízké infračervené oblasti se nelišily od spekter komet ve Sluneční soustavě. Produkce plynu CN (2,3×10²⁴ mol/s) a následně (9,5×10²⁴ mol/s) souhlasila s výsledky ostatních observatoří v nocích 24. a 26. 9. Horní mez produkce C₂ dosáhla (4,5×10²⁴ mol/s). Ve vzdálenosti 2,6 au od Slunce činilo tempo ztráty prachu z jádra komety ∼50 kg/s. B. Bolin a C. Lisseová využili kamery WFC3 HST k určení směru rotační osy komety ve směru ekvatoreálních souřadnic α = (322 ±10)°; δ = (37 ±10)°. Kometa měla pravděpodobnou periodu rotace 5,3 h.

Chien-Hsiu Lee aj. pozorovali kometu 2I infračerveným spektrografem FLAMINGOS-2 pomocí 8,1m teleskopu Gemini South na hoře Pachón v Chile (30° j. š.; 2,7 km n. m.). Hledali tam důkazy výskytu vodního ledu, jenž má absorpční pásy na vlnových délkách 1,5 a 2,0 μm, ale to se jim kvůli jasnému soumraku nepodařilo. Zato na snímcích 30. 11. a 7. 12. 2019 dokázali určit pravděpodobný střední průměr jádra komety 1,2 km v souladu s výsledky ostatních pozorovatelů.

Kometa se sice začala koncem března 2020 rozpadat, jak ukázaly snímky komety pořízené kamerou WFC3 HST zpracované D. Jewittem aj. a B. Bolinem s C. Lisseovou. Celková ztráta v podobě malých úlomků a prachových shluků však dosáhla jen 1 % celkové hmotnosti jádra komety, takže nejspíš se kometě podaří pokračovat ve své bludné pouti naší Galaxii. D. Jewitt aj. uvedli, že koma komety 2I sestávala z poměrně velkých zrnek (ø ~ 0,1 mm), jež byly z komy vyvrhovány anizotropně. Za předpokladu, že geometrické albedo komy dosahovalo A_g = 0,04, byl kulový poloměr jádra komety ≤0,5 km, avšak >0,2 km (autoři odhadli hustotu jádra na 500 kg/m³, ale určitě >25 kg/m³), čímž se pronikavě odlišovala od objektu 1I. Vypařování z jádra komety neprobíhalo po celou dobu průletu komety sluneční sublimační zónou, takže ztráta hmoty byla zanedbatelná. Zato moment hybnosti jádra komety se během průletu kolem Sluce musel nutně významně změnit. Autoři z těchto pozorování nakonec odhadli, že Země se s interstelárními kometami o průměru jádra ~100 m sráží v průměru za 100÷200 milionů roků. D. Bodewits aj. zjistili pomocí spekter CO a měření na družici Swift, že podíl CO vůči vodě je pro jádro komety 2I třikrát vyšší, než pro kteroukoliv kometu naší Sluneční soustavy. Vysoký poměr CO/H₂O potvrdili také M. Cordiner aj. pomocí měření mikrovlnou aparaturou ALMA.

Zexi Xing aj. využili ke studiu chování komety 2I UV/optického teleskopu na družici Neil Gehrels Swift Observatory v šesti polohách (-2,56 ÷ +2,54 au) komety před průchodem přísluním a po něm. Odpařování plynu OH a prachu stoupalo před průchodem přísluním od hodnoty 7,0×10²⁶ mol/s dne 1. 11. 2019 až na 10,7×10²⁶ mol/s o měsíc později, aby následně 21.12. kleslo na 4,9×10²⁶ mol/s. Tak rychlý pokles nebyl předtím zaznamenán u žádné komety Sluneční soustavy. Sublimační model dal pro poloměr kometárního jádra hodnotu 0,37 km. Současně se potvrdilo, že kometa 2I byla v této fázi existence ochuzena o uhlíkový molekulový řetězec, a naopak obohacena o {NH₂} relativně vůči vodě. Jak uvedl H. Weaver, snímky HST poblíž přísluní komety 2I prokázaly, že z komety se v tu dobu uvolňovaly částice prachu o rozměrech řádu 100 μm rychlostmi 9 m/s a kometa ztrácela v průměru 35 kg/s hmoty. To ve výsledku znamenalo, že ubyla povrchová slupka komety o tloušťce 0,4 m. Zároveň se na kvalitních snímcích ukázalo, že rozptyl prachu je asymetrický, protože kometa rotuje a ztrácí nejvíce hmoty v pozdním kometárním odpoledni vinou tepelné relaxace a naopak poměrně rychlé proměně „ročních dob“. Na počátku r. 2020 se dostala na světlo severní „polokoule“ komety.

B. T. Bolin s týmem zveřejnili celkovou charakteristiku komety 2I/Borisov od předobjevových snímků pořízených širokoúhlou kamerou ZTF na Mt. Palomaru 17. 3. 2019 přes snímek s rekordním rozlišením pomocí Keckovým 10m teleskopu ze 4. 10. 2019 až do posledního snímku z 20. 12. 2019. Autoři pořizovali optické a infračervené snímky a také spektra různými kamerami a spektrografy v rámci projektu GROWTH (Global Relay of Observatories Watching Transients Happen). Do sledování komety se zapojil 3,5m teleskop na observatoři Apache Point (Sunspot; N. M.; 33° s. š.; 2,8 km n. m.), dále infračervený 3,0m teleskop IRTF na Mauna Kea, a již zmíněný ZTF. Nejvyšší odpařování plynu z komety dosáhlo hodnoty 10²⁷ mol/s. Expozice v optických a infračervených filtrech prokázaly od 10. 9. 2019 tempo zjasňování 0,03 mag/d. Na snímcích byla pozorována silná sublimace vody, ale dávno předtím v heliocentrické vzdálenosti >6 au docházelo k silnému vypařování CO. Infračervený snímek jádra komety pořízený 4. 9. 2019 pomocí adaptivní optiky Keckova 10m v infračerveném oboru ukázal, že průměr jádra činí ≲1,4 km.

Man-To Hui aj. popsali pozorování 2I od pozorování komety před průchodem přísluním koncem září 2019 až do doby po průchodu v pozdním lednu 2020. Jasnost komety v tom intervalu průběžně klesala vinou zmenšování efektivního prostoru rozptylu těkavých látek tempem -0.43 km²/d. Lehce načervenalý vzhled komety se však neměnil. Autoři odhadli průměr jádra komety < 0,8 km. Od začátku pozorování v prosinci 2018 do průchodu přísluním ztratila kometa ≳0,2 % hmotnosti svého jádra. Prachová zrnka opouštěla jádro komety rostoucí rychlostí; zpočátku 4 m/s, ale v přísluní 7 m/s. Unikající prachová zrnka měla typické rozměry >1 μm.

D. Jewitt aj. oznámili, že po průchodu přísluním došlo v první dekádě března 2020 ve vzdálenosti 2,8 au od Slunce ke zjasnění komety následkem výbuchu povrchové vrstvy komety na ploše 100 km². Do prostoru se rozprskly částice prachu o typickém rozměru 0,1 mm o celkové hmotnosti 2 ×10⁷ kg, tj. asi 10^-4 hmotnosti komety. Koncem března bylo vidět druhé jádro komety, ale to se rozplynulo během několika dnů. Patrně šlo o pozůstatky po jednom nebo několika řádově metrových balvanech vymrštěných tlakem plynů a roztočených rotací. Celý úkaz však neohrozil odlet komety na další dlouhou interstelární dálnici.

T. Hallatt a P. Wiegert si položili těžkou otázku, když se pokusili odhadnout, odkud k nám oba interstelární křížiči vlastně přiletěli. Vyšli z poznatku o nízké rychlosti křížiče 1I vůči lokální klidové soustavě, což naznačuje, že jde o relativně mladý objekt. Autoři zjistili, že spolehlivě se dá zjistit poloha startu křížiče jen do vzdálenosti 15 parseků, pokud je objekt mladší než 10 mil. roků. Neurčitost startu výrazně vzroste na 400 parseků a stáří na 100 mil. let. Přesto se autoři pokusili o zázrak a tvrdí, že křížič 1I vystartoval na interstelární dráhu ze vzdálenosti menší než 1 kpc v lokálním Orionově ramenu. Objekt cestou k nám prosvištěl pohybovými skupinami v souhvězdích Lodního kýlu a Holubice. Autoři dokonce identifikovali tři hvězdy v souhvězdí Velké medvědice, jednoho hnědého trpaslíka a dalších sedm hvězd, kolem nichž musela proletět kometa 2I na cestě k nám ve vzdálenostech do 2 pc a relativní rychlostí 30 km/s.

Quanzhi Ye s týmem využili skutečnosti, že se postupně podařilo dohledat předobjevové snímky komety 2I přehlídkovými teleskopy Catalina Sky Survey, Pan-STARRS a Zwicky Transient Facility. Začalo to tím, že se podařilo dohledat kometu na snímcích ZTF z května 2019. Zpřesnění dráhy posloužilo k objevení ještě dřívějších snímků z prosince 2018, kdy byla kometa ještě 7,8 au daleko od Slunce. Zato však už nebyla objevena na snímcích z listopadu 2018, kdy byla pod hranicí viditelnosti přehlídkových dalekohledů ve vzdálenosti 8,6 au od Slunce. Zároveň je pravděpodobné, že se z ní tehdy neodpařovala do kosmického prostoru voda, ale buď CO, nebo CO₂. Nakonec se zdá, že oba interstelární křížiči jsou kosmicky poměrně ještě docela mladá tělesa z některého menšího shluku hvězd. Také C. Bailer-Jones aj. použili zmíněných předobjevových snímků od prosince 2018 a astrometrické databáze DR2 družice Gaia k rekonstrukci prostorových pohybů 7,4 milionů hvězd. Před 910 tis. lety proletěla kometa 2I nejblíže ke hvězdě Ross 573 (sp. M0 V) ve vzdálenosti 0,07 pc (~14,4 tis au) relativní rychlostí 23 km/s. To je 9× těsnější přiblížení ke hvězdě, než které podle obdobných výpočtů prodělala v minulosti planetka 1I. Autoři v práci diskutovali i několik dalších těsných přiblížení a odtud vyplývá, že kometa 2I je starší než 10 mil. let, takže není naděje, že by se našla její kolébka u konkrétní hvězdy.

T. Hands a W. Dehnen se věnovali simulacím pohybu interstelárních objektů (ISO) podobných objektům 1I a 2I v soustavě Slunce-Jupiter. Z jejich výpočtů vyplynulo, že k záchytu interstelárních objektů dochází zřídka a jen u objektů, které se vůči soustavě Slunce-Jupiter pohybují relativně pomalu. Pokud tato drobná tělesa kopírují rozložení rychlostí hvězd v lokální oblasti vesmíru, lze objem, v němž k záchytům dojde, odhadnout na 0.051 au³/rok. Pokud je populace stálá, tak v tomto objemu se stále nalézá řádově 10² komet a 10⁵ kamenných planetek typu ´Oumuamua.

F. Manzini aj. posuzovali snímky 2I pořizované HST s vysokým úhlovým rozlišením s cílem zjistit morfologické rozdíly proti kometám naší Sluneční soustavy. Zjistili, že hlava komety byla protažená ve směru letu, což souviselo s jediným výtryskem, jenž vycházel z hlavy v podélném směru. Protichvost v opačném směru byl odkloněn o 10°. Dále se snažili určit směr rotační osy komety v příkrém rozporu od údajů B. Bolina a C. Lisseové a odhadnout rotační periodu 7 h, zatímco Bolin a Lisseová z týchž snímků určili hodnotu 5,3 h. Došli však nakonec k závěru, že morfologie komety 2I se shoduje s morfologií naší komety C/2014 B1.

M. Mugrauer aj. sledovali kometu 2I po 11 nocí během října a listopadu 2019 pomocí obří Schmidtovy komory v Tautenburgu u Jeny. Určili tak její otevřenou excentricitu e = (3,3570 ±0,0006) a sklon k ekliptice i = (44,0524 ±0,0004°). Kometa prošla přísluním 8. 12. ve vzdálenosti q = 2,0066 au, ale více se přiblížila k Zemi 28. 12. 2019 na vzdálenost 1,9368 au. Během prosince se průměr komy zvětšil na 4,6×10⁴ km a chvost se prodloužil na 1,5 ×10⁵ km ve směru od Slunce. Jak uvedl M. Wesołowski, během výbuchu komety v březnu 2020 se kometa zjasnila o 0,7 mag. Hustota kometárního jádra byla v té době 0,5×voda, ledové krystalky 0,92×voda a hustota prachu 2,4×voda. Pokud došlo k výbuchu sublimací vodního ledu, byla hmotnost vyvrženého prachu téměř 9× větší než hmotnost ledu. Pokud to však způsobila sublimace CO, byla hmotnost vyvrženého prachu jen 3×÷7,5× vyšší. Ve skutečnosti jsou zmíněné kometární výbuchy během odletu od Slunce stále nerozřešenou záhadou.

M. Arakawa s týmem využili japonské kosmické sondy Hayabusa2, vypuštěné agenturou JAXA, jež doletěla koncem června 2018 k průzkumu planetky-křížiče (162173) Ryugu. Jeden z experimentů začal vysláním malé střely, jež na povrchu planetky vytvořila kráter, jenž měl polokulovitý tvar vzedmutý okrajový kamenný lem a středový vrcholek. Změny po výbuchu v trvání přes 8 minut snímala kamera 3, jež ukazovala změny v té době proběhnuvší. Rozměry kráteru byly omezeny gravitací, nikoliv stupněm pevnosti povrchu. Pevnost povrchu se podařilo určit zásluhou provozu kamery 3 a vzniku chocholu rozprsklého materiálu. Díky kráteru se obnažil podpovrchový materiál planetky, který nebyl vystaven zvětrávání kosmickým prostředím, takže je velmi vhodný pro studium v pozemských laboratořích. Sonda sestoupila na povrch planetky podruhé, aby sesbírala právě tento vzácný materiál.

T. Morota s týmem zjistili, že blízkozemní planetka Ryugu obsahuje porézní zvodněný materiál typu uhlíkatých chondritů. Sonda Hayabusa 2 posbírala vzorky z povrchu Ryugu 21. 2. 2019. Tryskové motorky sondy zvířily vyfukovaným hydrazinem tmavý jemný prach, jenž byl lehce zbarven do červena buď zvětráváním kosmickými paprsky, anebo silným ohřevem v době, kdy se planetka pohybovala po dráze v těsné blízkosti Slunce. Planetka se tam dostala před 8,5 miliony let a tuto dráhu opustila asi před 300 tis. lety. Planetka je významně mladší, než se dříve myslelo. Vznikla teprve před 17 miliony let pravděpodobně oddělením od větší planetky. Na povrchu planetky se nalézají oblasti v okolí rovníku a obou pólů, kde se nacházejí namodralé kameny a balvany, zatímco ve středních šířkách se pozoruje načervenalý materiál, jež byl nejspíš ohřát Sluncem na bývalé těsné dráze, ale též slunečním větrem a dopady meteoroidů. Protože paradoxně okolí rovníku planetky tvoří údolí, řada balvanů se tam během doby skutálela. Další záhadou zůstává, proč namodralé i načervenalé kameny a balvany jsou suché; neprodělaly žádné interakce s vodou.

Druhý odběr vzorků následoval po 5. 4. 2019, kdy volně se vznášející dělo vystřelilo z výšky 500 m nad povrchem planetky měděnou kulku o hmotnosti 2,5 kg. Když se po 40 minutách sonda uklidila do bezpečí, dopadl na planetku projektil nesoucí plastickou výbušninu o hmotnosti 4,5 kg. Výbuch výbušniny vytvořil na Ryugu kráter (ø 10 m) a obnažil podpovrchové vrstvy. 4. 6. 2019 byl kráter označen reflexním odražečem a 11. 7. sonda odebrala podpovrchové vzorky materiálu. Dálková prohlídka odebraných vzorků pomocí kamery na sondě ukázala, že Ryugu je blízkozemní planetka karbonového typu C.

V listopadu 2019 sonda nastartovala iontový motor na zpáteční cestu k Zemi. Kapsle s řadou oddělených a uzavřených přihrádek byla 5. 12. 2020 uvolněna a počáteční rychlostí 12 km/s začala sestupovat zemskou atmosférou k Zemi. Ve výšce 10 km nad Zemí se otevřel padák a ochranný tepelný štít byl odhozen. Kapsle přistála na testovacím polygonu Woomera v Austrálii a vzorky (celkem ~100 mg!) jsou nyní v rukou japonských, ale i zahraničních badatelů. Jelikož iontovému motoru zbylo ještě 30 kg xenonu, pokračuje sonda v letu k planetce (98943), kolem níž proletí v červenci 2026 a bude pokračovat k planetce 1998 KY₂₆, kterou mine v červenci 2031. Aby sonda dospěla ke druhému cíli, urychlí se dvěma gravitační praky u Země (prosinec 2027 a červen 2028).

Počátkem prosince 2018 se u planetky (101955) Bennu usadila kosmická sonda NASA, jež měla podobný úkol odebrat vzorky z povrchu tohoto křížiče. Zprvu se zdálo že to nebude nijak obtížné, ale nakonec se ukázalo, že povrch Bennu je nepravidelně pokryt rozměrnými balvany a během kosmického odpoledne vystřeluje menší kameny do okolí Bennu, které by mohly sondu trefit, poškodit i zničit. Po pečlivém výběru místa přistání se podařilo odebrat vzorky z povrchu až 20. 10. 2020. Odebrání vzorků překonalo kapacitu schránek sondy, takže zcela určitě se na Zemi dopraví v r. 2023 aspoň 0,4÷1 kg prachu a kamínků. Automatický sběrač se přitom snadno dostal do půlmetrové hloubky v regolitu. Sonda OSIRIS REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security Regolith Explorer) se odpoutala od Bennu v březnu 2021 a svůj úlovek odhodí nad Utahem v kapsli koncem září 2023.

R.-L. Balouz s týmem se věnovali určování stáří malých planetek křižujících dráhu Země, a proto jsou potenciálním nebezpečím kvůli dráhovým poruchám, které mohou skončit srážkou se Zemí. Použili k tomu jako vzor právě planetku Bennu a z pozorování velikostí balvanů a statistiky velikosti a hloubky impaktních kráterů zjistili, že zhruba metrové balvany mají rozptyl rázové pevnosti v rozsahu 0,44÷1,7 MPa. Tuto statistiku pak porovnávali s obdobnou statistikou pro další známé blízkozemní planetky. Následně tak prokázali, že Bennu se odlomil od větší planetky hlavního pásu před (1,75 ±0,75) mil. lety.

K. T. Smith a K. Hodges poukázali na velký význam misí Itokawa, Ryugu a Bennu. Dosud se totiž studium minulosti Sluneční soustavy opírá zejména o poznatky o meteoritech dopadlých na Zemi, ale meteority jsou silně ovlivněny nadzvukovým průletem zemskou atmosférou, a navíc neznáme jejich mateřská tělesa. Primitivní uhlíkaté planetky mohou situaci vylepšit právě odběrem vzorků, které se dají podrobně zkoumat moderními analytickými metodami po příletu v kapslích chránících je před vysokým žárem během průletu atmosférou. Projekt Itokawa přinesl 1,5 tis. prachových částic, Ryugu 100 mg materiálu a Bennu získá minimálně 60 g vzorků. Tak se dá zjistit, jak probíhá kosmické zvětrávání na povrchu planetek a při získání podpovrchových vzorků můžeme zpřesnit časové stupnice vývoje Sluneční soustavy. A. Simonová s týmem získali údaje o povrchu Bennu optickým i infračerveným spektrometrem o absorpčním pásu 3,4 μm, který je charakteristický pro uhlíkaté chondrity, ale navíc objevili na povrchu planetky zvodněné fylosilikáty (pás 2,74 μ), ale i oxidy železa (pás 0,55 μm). Bennu je typickou planetkou se strukturou hromady sutě.

Už delší dobu je v popředí zájmu další blízkozemní planetka (3200) Phaethon třídy B, jež byla objevena infračervenou družicí IRAS v r. 1983. Po určení dráhových parametrů upozornil F. Whipple, že dráha planetky se shoduje s dráhovými parametry nejbohatšího pravidelného meteorického roje Geminid. Dosud jde o jedinečný případ, kdy dochází k takové koincidenci, která však vzbuzuje rozpaky, protože Phaethon je v současnosti aktivní jen během přísluní své dráhy (q = 21 mil. km; rekord mezi všemi známými planetkami) a množství uvolněného materiálu zdaleka neodpovídá vysoké frekvenci meteoroidů roje. Přitom se povrch planetky během přísluní ohřívá na vysokou teplotu ~750 °C. V odsluní se naopak vzdaluje až za dráhu Marsu, takže výstřednost jeho dráhy e = 0,88 je rovněž mezi planetkami rekordní. R. Nakano a M. Hirabayashi připomněli, že planetka rychle rotuje v periodě 3,6 h, což je docela na hraně její stability. Planetky třídy B mají totiž střední hustotu nižší než 1,5násobek hustoty vody. Autoři však upozornili na nezvyklý tvar Phaethonu, jenž při oblém tvaru a vrcholových špičkách má na rovníku vypuklý hřbet o průměru 6,25 km. Proto navrhli hypotézu, že Phaethon dříve rotoval ještě rychleji, ale nerozpadl se odstředivou silou, protože jeho soudržnostní pevnost se pohybuje v rozmezí ~50÷260 Pa. V minulosti tak uvolňoval díky rychlejší rotaci více materiálu, a té vděčíme za bohaté návraty Geminid ještě v současnosti. Následovalo zmíněné zaoblení tvaru planetky a její rotace se zvolnila. Můžeme tedy litovat příští generace, že kvůli zpomalení rotace Phaethonu přijdou o toto nádherné předvánoční představení.

S. Ieva aj. upozornili, že blízkozemní planetky lze stále objevovat ve velkém počtu, neboť soudobá technika umožňuje sledovat blízké objekty o velikosti přibližně 5 m. Tak malé objekty lze ovšem sledovat jen v bezprostředním okolí Země. Autoři proto již v r. 2015 započali se soustavným hledáním těchto těles, K objevování nových blízkozemních planetek využívají 3,6m italský dalekohled TNG (Telescopio Nazionale Galileo; La Palma; 29° s. š.; 2,4 km n. m.) a kameru DOLoRes (Device Optimized for the Low Resolution) pracující v blízké infračervené oblasti spektra. Souběžně autoři využívají Schmidtovy komory 670/920 mm na italské observatoři v Asiagu (zorné pole 59 □´; Cima Ekar, 1 370 m n. m.; 46° s. š.). Autoři se věnují objevování miniaturních blízkozemních planetek a díky spektrům v blízké infračervené oblast mohou pak nově objevené planetky taxonomicky zařadit. Zařadili tak již 1081 nově objevených planetek. Většina miniaturních těles patří do komplexu S, ale u zvláště malých těles začínají převažovat tmavé objekty. Autoři také odhalili korelaci mezi velkou poloosou drah a průměry planetek, což je patrně ovlivněno efektem Yarkovského. Pozorování se musí opakovat velmi často; jinak se tělesa propadnou do anonymity.

Také Javier Roa aj. upozornili na strategii, jak hledat blízkozemní planetky a neztratit jejich identifikaci. Planetky v blízkosti dráhy Země se objevují buď v omezené oblasti oblohy, anebo při celooblohových přehlídkách. Jako příklady uvedli sledování blízkozemních planetek 1,0m teleskopem přehlídky Catalina (Mt. Lemmon; 2,8 km n. m.; 32,5° s. š.; zorné pole 0,3 □°; lmg 22 mag; dálkové ovládání) a 8,2m teleskop Subaru (zorné pole 1,5 □°; lmg 28 mag; Mauna Kea 4,2 km n. m.). Podle této volby autoři dělí blízkozemní planetky na dohledatelné, potenciálně dohledatelné a nedohledatelné, což pak záleží na tom, zda se dají najít v obou dalekohledech, nebo jen v jednom a také v žádném z nich. Když přijmeme tuto klasifikaci, tak se dá očekávat, že pro planetky s absolutní hvězdnou velikostí H < 22 mag se do 50 let podaří objevit 90 % blízkozemních planetek a 93 % planetek, jež se mohou střetnout se Zemí a způsobit významné škody. Když vezmeme seznam blízkozemních planetek k datu 13. 10. 2019, bylo v katalogu Sentry celkem 193 objektů, jež se mohou srazit se Zemí s pravděpodobností vyšší než 10^-6, a přesto nejsou dohledatelná. Tato množina se může zmenšit na méně než polovinu díky náhodným objevům při celooblohových přehlídkách.

K. Kholshevnikov aj. studovali možnost, jak odchýlit nebezpečného křížiče pomocí zařízení s nízkým tahem vyvíjeným tangenciálně k dosavadní dráze po dlouhou dobu. Motor tažného vozidla může být pevně spojen s planetkou, anebo obíhat kolem planetky jako gravitační traktor. Blízkozemní planetky o průměru až 55 m lze odchýlit během ročního působení motorem s tahem 1 newton. Pokud by měl motor tah 20 N, planetky s průměrem až 50 m by se daly bezpečně odklonit během jednoho měsíce, ale s průměrem 150 m by to trvalo rok. Autoři jako příklad uvedli bezpečné odklonění planetky (99942) Apophis (ø 370 m; hmotnost ~ 6×10¹⁰ kg) motorem s tahem 20 N po dobu π roků. Ve skutečnosti po zpřesnění dráhy této planetky v posledních letech je srážka planetky se Zemí vyloučena v nejbližších 100 letech. V r. 2021 byla Apophis vyřazena z katalogu Sentry.

1.2.6. Planetky Vatira

Dlouhá léta se astronomové snažili najít planetky, které by měly celou dráhu uzavřenou uvnitř dráhy Venuše. Hlavním problémem bylo obtížné pozorování možné jen během soumraku nebo svítání. Dokonce už pro ně vymysleli název: Vatira. Nakonec se to povedlo 4. ledna 2020, kdy byl na snímku přehlídkové Schmidtovy komory ZTF (Mt. Palomar) objeven a následně pečlivě sledován objekt 2020 AV₂. Dostatečně přesné dráhové parametry uveřejnila S. Greenstreetová aj. počátkem března 2020. Odsluní jeho dráhy se nachází ve vzdálenosti 0,654 au, zatímco přísluní 0,457 au. Výstřednost dráhy není příliš veliká (e = 0,18) a stejně tak ani sklon (i = 18°). Absolutní hvězdná velikost H = 16,4 mag však objekt kvalifikuje na nejjasnější Vatiru, která obíhá Slunce v periodě 151 dnů. Není však úplně typickou Vatirou, protože ty mívají e ≃ 0,4 a i ≃ 25°. Planetka AV₂ se do regionu Vatira dostala postupně díky dráhové rezonanci 3:1 s Jupiterem a následnou rezonancí s Marsem a následným přeskokem přes Zemi se stala Vatirou díky těsným přiblížením k Zemi, Venuši a Merkurem. Dlouho se deficit planetek uvnitř dráhy Venuše objasňoval těsnými přiblíženími k Venuši a Merkuru. Podle výpočtů autorky zůstane AV₂ Vatirou jenom 140 tis. let, kdy se její odsluní přehoupne přes dráhu Venuše směrem k Zemi a začne oscilovat mezi Vatirou a Atirou (0,718 au < Q < 0,983 au) až do času 1,2 mil. let od současnosti, kdy přestane být natrvalo Vatirou. Její přísluní však bude oscilovat kolem odsluní Merkuru až do času 2,11 mil. let od současnosti. Následně v čase 2,59 mil. let bude oscilovat mezi dráhou Atira a Aten (Q > 0,983 au; a < 1 au). V čase 3,33 mil. let se znovu vrátí k Merkuru, aby se pak srazila s Venuší, což je konečný osud většiny Vatir. Nicméně v čistém stavu Vatir setrvá celkem 440 tis. let, tj. dvojnásobně déle než běžné Vatiry. Díky rezonanci oběžných drah 3:2 s Venuší se AV₂ může dočkat požehnaného stáří více než 3,3 mil. let.

M. Popescu aj. využili dalekohledy NOT (ø 2,56 m) a WHT (ø 4,2 m) na ostrově La Palma (2,4 km n. m.; 29° s. š.) ke sledování geologického a mineralogického složení planetky 2020 AV₂. Pomocí fotometrie a spektroskopie v pásmu 0,5 ÷1,5 μm zjistili, že střední průměr tělesa je 1,5 km. V pásmu 1,08 μm pozorovali silný výskyt olivínu. Planetka je totiž pravidelně vystavena v přísluní silnému ohřevu od Slunce a dalším projevům sluneční činnosti, což se nutně podepisuje na silném zvětrávání jejího povrchu. C. a R. de la Fuente Marcosovi poukázali na význam Schmidtovy komory ZTF pro hledání planetek uvnitř dráhy Venuše (Vatiry), ale i planetek v pásmu mezi Venuší a Zemí (Atiry). Dvě nové Atiry (2019 AQ3 a 2019 LF6) nalezl ZTF. Jde o planetky s velmi krátkými oběžnými dobami. Pravé Vatiry jsou dynamicky stabilní na svých drahách uvnitř oběžné dráhy Venuše a když se jim podaří dostat do rezonance 3:2 oběžných dob s Venuší, mohou v této konfiguraci přežívat miliony let.

Quanzi Ye s týmem využili aparatury ZTF k rozsáhlé akci během 40 soumraků a 62 svítání od 15. 11. 2018 do 23. 6. 2019. ZTF dokáže při elongaci 35° od Slunce pozorovat objekty až 19 mag. Díky tomu objevili šest Atir, ale ani jednu Vatiru, nebo planetky v okolí Země a Venuše. Přesto jsou přesvědčeni, že objevili jen špičku ledovce a budoucnost patří přehlídkám, které dokáží pozorovat úhlově ještě blíž ke Slunci.

1.2.7. Meteory a meteorické roje

Zcela jistě nejjižnější komplex tří meteorických radarů SAAMER-OS (Southern Argentina Agile MEteor Radar - Orbital Survey) se nachází poblíž města Rio Grande (53,8° j. š.; 67,7° z. d.). Radary jsou konfigurovány do pravého úhlu šikmo vůči geografickým souřadnicím. Severozápadní radar je od centrálního radaru vzdálen 13 km a jihozápadní radar 8 km. D. Janches aj. pozorovali 12. 3. 2020 na všech třech stanicích nečekané silné zvýšení frekvence radarových meteorů během sluneční délky 351° ÷ 352°. Frekvence rojových meteorů vyvrcholila v 09:30 h. Ekliptikální radiant měl souřadnice λ ∼ 307,5° a β ∼ −77,2°. Geocentrická rychlost meteoroidů činila 30,7 km/s. Autoři však zjistili, že tyto parametry prokázaly společný původ dvou meteorický rojů β Tucanid a δ Mensid. Navíc se podařilo odhalit zdroj meteorů, jímž je téměř určitě planetka (248590) 2006 CS o průměru ∼ 2 km s vysokým sklonem i = 52°, která patří mezi blízkozemní planetky. V současné době pracují na světě na severní polokouli jen kanadský radar CMOR, jenž od r. 2002 dosud zaznamenal přes 15 milionů drah pro průměrné hmotnosti meteoroidů 10^-7 kg. Aparatura přidává k tomu souboru 4 000÷5000 drah denně. Argentinský radar získává denně přes 15 000 drah. Od r. 2012 shromáždil údaje o víc než 10 milionech drah.

Zhong-Yi Lin s týmem uvedli v r. 2017 do provozu TMDS (Tajvanský meteorický detekční systém), jenž zahrnuje čtyři observatoře. Každá stanice má 10 kamer. Během dvou let získali autoři 676 přesných drah meteorů; nejvíce rojových drah patřilo Geminidám, ale pro mírnou většinu meteorů se nepodařilo identifikovat, zda patří do nějakého roje. Opět se potvrdilo, že planetka 3200 Phaethon má stejnou dráhu jako Geminidy.

Shinsuke Abe aj. pořídili uprostřed prosince 2017 a 2018 spektra 149 Geminid pomocí citlivých kamer CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor). Přitom Geminidy přišly 80 % pozorovaných spekter Geminid jevilo deficit sodíku. Nyní se však ukázalo, že obsah sodíku jeví variace, které lze vysvětlit tím, že mateřské těleso Geminid planetka (3200) Phaethon se v přísluní přibližuje ke Slunci na vzdálenost 0,14 au a ohřívání různých částí proud meteoroidů rozhodně není rovnoměrné. Menší úlomky vykazují silnější deficit než ty větší.

J. Borovička a P. Spurný se věnovali komplexu meteoroidů Taurid. Dodnes není jasné, která kometa je jejich mateřským tělesem. Nejčastěji se cituje kometa 2P/Encke, ale pro komplex se nejspíš musí počítat i s dalšími objekty, jež jako komety nevypadají; čili jde o planetky. Autoři si vybrali 16 meteoroidů komplexu s hmotnostmi od 8 g do 650 kg (průměry 10 ÷700 mm). Autoři tak zjistili, že velké Tauridy jsou křehké, zatímco malé jsou docela hutné. Převážná většina Taurid má stlačitelnost <0,01 MPa a tomu odpovídající hustotu jako voda. To všechno nakonec svědčí pro kometární původ komplexu.

M. Hajduková a L. Neslušan odhalili nový meteorický roj χ-Andromedid, jehož mateřskou kometou je dlouhoperiodická kometa C/1992 W1 (Oshita). Postupně vytvořili 36 modelů, které aplikovali na pozorované rojové meteoroidy. Simulace však ukázali, že také roj α-Ursae Majoris pochází od téže komety. Kometa má však podle modelování drah možná ještě čtyři další meteorické roje.

D. Vida aj. porovnávali argumenty různých autorů o výrazně zvýšené frekvenci meteorického roje Drakonid v r. 2018. Mateřskou kometou roje je známá kometa Jupiterovy rodiny 21P/Giacobini-Zinner (jádro ø 2 km; oběžná perioda 6,6 let; největší přiblížení dráhy k Zemi mezi známými periodickými kometami: 5,2 mil. km). Roj Drakonid přešel v meteorický déšť v letech 1933 a 1966, kdy hodinové frekvence přepočtené na zenit dosáhly několik tisíc očima viditelných meteorů. V r. 2011 byla zvýšená frekvence meteorů roje předpovězena, ale o rok později pozoroval kanadský meteorický radar CMOR v maximu přepočtenou hodinovou frekvenci až 9 tis. radarových meteorů, zatímco vizuální meteory měly jen mírně zvýšenou maximální frekvenci ~ 200 meteorů/h. Několik autorů předpovědělo, že dosti vysoké frekvence se dají očekávat kolem 8. 10. 2018, ale výrazně se rozcházeli se v odhadu frekvence meteorů v maximu. Nejnižší odhad byl (10 ÷20) met./h, ale nejvyšší opět předvídal meteorický déšť. Předpověď času maxima byla přesně půlnoc 8./9. 10. 2018. Těsně předtím započali autoři snímat celou oblohu na několika stanicích s mezní hvězdnou velikostí 10 mag a kromě toho zapojili do sledování čtyři citlivé kamery EMCCD. Při zpracování celoblohových snímků rozdělili data to dvou časových intervalů. První byl 30 minut od půlnoci a druhý od 0:30 h do 1:30 h. Průměrný tok v prvním intervalu byl 0,11/km²/h a ve druhém 0,99/km²/h v přepočtu pro vizuální meteory do +6,5 mag. Úhlový průměr radiantu roje ~0,6° souhlasil s předpovědí i průměrem předešlého radiantu v r. 2011, ale maximum roje bylo proti předpovědi opožděno o 0,4° sluneční délky. Opět se ukázalo, že vizuální meteory se nemusí v extrémním maximu činnosti roje téměř vůbec projevit, zatímco drobné prášky excelují.

G. Kokhirova aj. zveřejnili údaje o činnosti Perseid v letech 2007-2011, jež pořídily kamery bolidové sítě v Tadžikistánu. Mnohostaniční snímky 29 jasných bolidů dovolily určit jejich dráhy v atmosféře, průběh brzdění rychlosti, polohy radiantu, dráhy ve Sluneční soustavě, fotometrické určeni hmotnosti a hustoty v pásmu od několika gramů až do 20 g. Průměrná hustota meteoroidů roje činila 0,4×voda. Podle těchto parametrů se podařilo určit, že šlo o bolidy, které se uvolnily z jádra komety 109P/Swift-Tuttle v době při posledním průchodu komety přísluním v r. 1992.

A. Egal aj. se věnovali předpovědi budoucích aktivit obou meteorických rojů, jejichž mateřskou kometou je Halleyova kometa, tj. η-Akvarid (max 6. V.) a Orionid (2. X.). K tomu cíli autoři použili údaje, které byly získány pomocí vizuálních a radarových pozorování do r. 1985 a dále nejnovější údaje z databází IMO (International Meteor Organization) Visual Meteor DataBase a Video Meteor Network i CMOR (Canadian Meteor Orbit Radar). Tyto podklady sledují činnost rojů od submiligramové až po gramové hmotnosti meteroidů obou rojů. Tři různé způsoby pozorování se shodují v trvání pozorované aktivity rojů, tvarů frekvenčních křivek, času maxima, hodnoty přepočtu zenitových hodinových frekvencí i poloze maxim vůči sluneční délce. Roj η-Akvarid mívá 2÷3x vyšší frekvence než Orionidy, ale oba roje občas 2÷4× zvyšují svou aktivitu jak v optickém, tak radarovém pásmu. Tíž autoři následně publikovali nový numerický model aktivity obou rojů až do roku 2050. Simulační výpočty ukázaly, že u η-Akvarid pozorujeme meteoroidy, jež se z jádra komety uvolňovaly před >5 tis. lety, kdežto většina současných Orionid opustila jádro komety ještě dříve. Rezonance 1:6 oběžné doby s Jupiterem je příčinou většiny zvýšené aktivity rojů, ale nikoliv všech. Orionidy mají zvýšenou aktivitu pravidelně po 11,8 letech, avšak do r. 2050 by neměly mít žádné zvýšení maximální hodinové frekvence. Zato η-Akvaridy budou mít zvýšené frekvence v letech 2023, 2024, 2045 a 2046.

J. Kinsman a D. Asher integrovali dráhy částic vyvržených z Halleyovy komety mezi lety 240 BC a 1404 AD. Identifikovali tak možná zvýšení frekvencí a jejich pozorování mayskými kmeny, protože takové zmínky se nacházejí v záznamech z let 250 - 900 AD. Týkají se nepochybně vysokých frekvencí η-Akvarid. Autoři však zjistili, že některé záznamy se týkají vysokých frekvencí Orionid; zcela určitě v letech 417 a 585 AD. V pozadí těchto událostí jsou rezonance oběžných dob Jupiteru a komety 1:6 a 1:7. Tyto rezonance způsobily, že prostorová koncentrace částic z těch let je významně zvýšená. Zvýšení frekvence Orionid v r. 585 je potvrzeno díky čínským pozorováním téhož úkazu.

P. Matlovič aj. uvedli, že před r. 2019 byl registrován slabý a nepotvrzený meteorický roj ε-Ophiuchidy. Koncem června 2019 však projevil zvýšenou aktivitu v podobě jasných bolidů. Kromě toho byl 22. VI. ve 21:25 h UT zachycen infrazvuk exploze meteoroidu 2019 MO vyvolaný pádem 3m bolidu do Karibiku poblíž jižního výběžku ostrova Porto Rico. Bolid vstoupil do atmosféry rychlostí 15 km/s a energie exploze při pádu do oceánu byla ekvivalentní 5 kt TNT. Úlomky meteoroidu se rozptýlily v oceánu. Autoři získali údaje o trajektoriích 22 bolidů tohoto roje a 4 spektra průletu pořízená na Kanárských obzorech a v Chile. Díky tomu se jim podařilo identifikovat mateřskou kometu roje 300P/Catalina. Roj je starý asi 1 tis. let. Předtím měla kometa 300P turbulentní dráhu, takže tehdy uvolňované úlomky se pohybují nazdařbůh Sluneční soustavou. Autoři však vyloučili, že by bolid 2019 MO pocházel z komety, jež produkuje meteorický roj.

P. Kozak a J. Watanabe využili vysoké citlivosti super-Isoconového TV systému ke sledování meteorů, které začínají svítit v rekordních výškách atmosféry. Takové případy jsou sice vzácné, ale vyvolávají řadu otázek. Autoři nalezli záznamy o sedmi meteorech, které začaly svítit nezvykle vysoko. Nejstarší případy jsou Perseida z r. 1993, dále sporadický meteor (2001) a následně 5 Leonid z r. 2002. Perseida 1993 začala svítit ve výšce 137 km nad Zemí, sporadický meteor 2001 (132 km), a 5 Leonid 2002 začalo svítit ve výškách 133÷144 km. Nejvyšší úbytek hmotnosti těchto meteoritů činil 0,14÷0,20 g/s. Leonidy se začínají tavit při teplotách 1 500÷1 600 K. Autoři však v úvodu studie zmiňují ještě vyšší rekordy, které drží Leonida (2002; 174 ±8 km; B. Gährken a J. Michelberger) a Perseida ≲ -10 mag (170 km; P. Spurný aj.).

P. Shober s týmem si položili otázku, kde se berou tečné bolidy. První tečný bolid byl pozorován v r. 1783 a opustil atmosféru Země po cestě dlouhé 1 600 km. Od té doby do r. 2016 jsou záznamy o 11 tečných bolidech, které většinou svůj průlet atmosférou přežily a po výrazně pozměněné dráze unikly do interplanetárního prostoru. Tři z těchto tečných bolidů popsali čeští astronomové (1990, 1992, 2007) J. Borovička, Z. Ceplecha a P. Spurný. Díky pouštní bolidové síti v Austrálii, jež pokrývá největší plochu mezi bolidovými sítěmi světa (třetina nebe nad Austrálií) se autorům podařilo zaznamenat 7. 7. 2017 přelet horizontálního bolidu DN170707_01, jenž vstoupil do zemské atmosféry od západu rychlostí 16 km/s téměř vodorovně pod úhlem jen 4,6° vůči obzoru a byl postupně pozorován 10 kamerami pouštní bolidové sítě. Začal svítit ve výšce 85 km a k povrchu Země se přiblížil na minimální vzdálenost 58 km, kdy se jeho rychlost mírně snížila, ale následovala „žabka“, kdy opět stoupal ven z atmosféry směrem na východ. Svítící dráhu ukončil ve výšce 86 km rychlostí 14,6 km/s a pokračoval ve východním směru. Svítící přelet trval v délce přes 1 300 km trval 90 s. Horkem oškubaný meteoroid opustil Zemi pod úhlem k obzoru 7,8°. Původně šlo o meteoroid třídy Apollo, ale Země dráhu pozměnila a namířila ke kometám Jupiterovy rodiny. První přiblížení k Jupiteru se odehraje mezi lednem a březnem 2025 a nová dráha bude stabilní asi 200 tisíc let. Pak bude buď urychlen a opustí Sluneční soustavu, anebo se dostane mezi transneptunská tělesa. Autoři odhadli, že během přeletu ztratil meteoroid poměrně málo hmoty, takže lze předpokládat, že šlo o železo-kamenný objekt. V tom případě byla jeho hmotnost při vstupu do zemské atmosféry kolem 60 kg a při odletu klesla na 25 kg. Jeho střední hustota by měla být 4,5×voda.

P. Koten s týmem popsali, jak probíhalo prudké zvýšení frekvence meteorického roje Drakonid během 8.-9. 10. 2018. Hlavní špička vrcholila ve sluneční délce 195,359°, tj. ve 23^h 07,5^m UT 8. 10. v souhlasu s předpověďmi. Maximální přepočtená zenitová frekvence dosáhla (140 ±30) meteorů/h pro meteory jasnější než 6,5 mag. Byla vyšší, než předpokládala většina modelů. V porovnání s maximem frekvence při předešlém úkazu v r. 2011 však byla 3÷4× nižší. Vzestup frekvence byl strmější než povlovnější sestup, během něhož ještě došlo ke dvěma menším zvýšením frekvence. Poloha radiantu souhlasila s modelem M. Maslowa z r. 2011.

Rychlé zvýšení frekvence Drakonid v noci 8.-9. 2018 pozorovali také Š. Gajdoš aj. pomocí tří stanic slovenské meteorické videosítě AMOS (Automatic Meteor Orbit System). Kamery zaznamenaly 126 drah rojových meteorů. V relativně krátkém prudkém identickém zvýšení zenitové frekvence autoři objevili u dvou stanic identický průběh úkazu, jenž obsahoval celkem tři různě vysoké vrcholy, což odhalilo jemnou strukturu roje. Autoři zpracovali 25 drah z dvojstaničních pozorování a jednu dráhu z třístaničních záznamů SVMN (Slovenská Video Meteorická Síť). Nejvyšší frekvenční vrchol pozorovali v čase 23:35 UT 8.10. 2018.

P. Jenniskens aj. získali údaje o prudkém zvýšení frekvence meteorického roje δ-Pavonid 31. 3. 2019. Mateřskou kometou roje je C/1907 G1 (Grigg-Mellish). Přitom jde o kometu, která měla podle výpočtu přesně parabolickou dráhu. Nové výpočty ukázaly, že kometa prošla přísluním v r. (1460 ±80) a tehdy uvolnila ze svého povrchu dostatečný počet částic, aby koncem druhé dekády 21. století připravila kratičkou 23 minut trvající podívanou astronomům na Novém Zélandu. Tím se potvrdilo, že jde o malé kometární jádro, z jehož povrchu se oddělovaly částice nízkými rychlostmi. Nové výpočty ukázaly, že dráha komety je eliptická s oběžnou dobou (447 ±80) let.

M. Kováčová aj. upozornili, že planetky Ryugu a Bennu, které byly nedávno navštíveny kosmickými sondami Hayabusa2 a OSIRIS-REx, vystřelují drobné meteoroidy únikovými rychlostmi, takže některé z nich by mohly doletět k Zemi. Tato aktivita bude pokračovat dalších 400÷500 let. Autoři integrovali možné dráhy 5 tis. částic pro každou z planetek po dobu 1 tis. roků. Propočítali pravděpodobnou polohu obou radiantů a počty částic, jež by bylo možné pozorovat v obou rojích.

P. Brown a R. Weryk se zaměřili na pomalé meteory s rychlostmi kolem 20 km/s. Tyto meteory sledovali jak opticky, tak radarem CMOR. V letech 2017-2019 získali souběžné údaje o 1 249 meteorech. Z toho 55 meteoroidů vstupovalo do zemské atmosféry rychlostmi <20 km/s. Radarové meteory s výkonem 5 W odpovídaly typicky 6. mag vizuálně. 20 % těchto meteoroidů bylo kovových a všechny pomalé meteoroidy měly dráhy podobné planetkám.

R. Ohsawa s týmem se zabývali vztahem mezi účinnými průřezy radarových meteorů a simultánními optickými pozorováními velmi slabých meteorů. Hlavním problémem bylo, že optická pozorování nebyla dříve tak citlivá jako pozorování radarová. V letech 2009-2010 autoři učinili první pokus, když sledovali souběžně radarové meteory pomocí radaru MU (Middle and Upper Atmosphere) a ve stejném směru optické meteory vyspělou kamerou CCD. Nyní pokus zopakovali, kdy MU radar pozoroval meteory souběžně s mozaikovou kamerou CMOS instalovanou u Schmidtovy komory o průměru zrcadla 1,05 m observatoře Kiso. V pokusu se autorům podařilo zaznamenat souběžná radarové a optické údaje pro 331 společných meteorů. Autoři zjistili, že v celém rozsahu jasností je vztah mezi radarovými a optickými údaji lineární. Následně testovali energie radarových meteorů vůči identickým optickým magnitudám pro 150 tis. většinou sporadických meteorů pozorovaných radarem MU v letech 2009-2015. Funkce svítivosti byla potvrzena v intervalu magnitud -1,5 ÷ +9,5 mag. Díky tomuto výsledku se ukázalo, že radar MU dokáže kalibrovat zrníčka interplanetárního prachu v intervalu hmotností 10^-5 ÷10⁰ g.

S. Kolomiyets aj. publikovali výběrový katalog drah meteoroidů s vysoce výstřednými dráhami, jež byly získány meteorickým radarem v Charkově v letech 1972-1978. Celkový archiv obsahuje údaje o téměř 250 tis. drahách meteoroidů. Z tohoto archivu autoři vybrali 159 319 drah sporadických meteoroidů a v tomto souboru pak našli 214 vysoce výstředných drah. Mezi těmito exoty jsou i dráhy, jejichž odsluní se nachází v pásmu transneptunských objektů jako je trpasličí planeta (90337) Sedna, která byla objevena v r. 2003 ve vzdálenosti 90 au od Slunce. Po delším sledování se ukázalo, že Sedna má přísluní ve vzdálenosti 76 au, ale odsluní v gigantické vzdálenosti 900 au, což souvisí s velkou výstředností její dráhy (e = 0,84). Sedna projde přísluním koncem srpna 2076.

R. Lukianova aj. si všimli rozdílu v radarových ozvěnách od rojových a sporadických meteorů pozorovaných pomocí finského meteorického radaru SKYiMET poblíž Sodankylä (67° s. š.; 26° v. d.) v letech 2008-2019. Radarové ozvěny od rojových meteorů začínají podstatně výše nad Zemí než od ozvěn sporadických meteorů. Rojové meteory jsou totiž obvykle řidší a pohybují se rychleji než sporadické meteory. Průměrný rozdíl 3 km umožňuje snadněji rozlišit obě třídy meteorů. Autoři tak dokázali rozlišit meteory od sedmi známých rojů, jejichž zenitová hodinová frekvence byla vyšší než 12 met./h. Kromě toho v lednu radar dokázal odlišit meteory od protisluní (antihelionu).

L. Shrbený aj. se věnovali procesu fragmentace bolidů v první polovině průletu atmosférou. Ta se prozradí samočinně tím, že v trase bolidu se objevují trojúhelníkové brázdy jako na moři za lodí. K fragmentaci přitom dochází již při velmi nízkém dynamickém tlaku v rozmezí 0,004÷0,062 MPa. Světelné křivky bolidů lze popsal jako kvazisouvislé fragmentace eroze prachu o hmotnostech v rozmezí 10^-8÷10^-2 kg. Kosmické zvětrávání se projevuje zpevňováním povrchového materiálu planetek v průběhu času. Na pozorovaných bolidech během průletů českou částí Evropské bolidové sítě se ukázalo, že dynamický tlak potřebný k fragmentaci dosahuje řádu 0,01 MPa. Brázdy mohou být vyvolány rázovou vlnou nadzvukově letícího bolidu. Souhlas modelů kvazisouvislé fragmentace s pozorovanými světelnými křivkami je pro první polovinu letu bolidu atmosférou velmi dobrý.

Stejné téma fragmentace meteoroidů zkoumali také I. Brykina a M. Bragin. Autoři modelovali ukládání energie meteoroidu Čeljabinsk, kde museli simulovat jeho ablaci vhodným koeficientem zářivého přenosu. Meteoroid se rozpadal na velký počet úlomků následkem rázové vlny doprovázející nadzvukový průlet tělesa atmosférou. Autoři ukázali, že koeficient zářivého přenosu tepla je funkcí rychlosti meteoroidu a jeho rozměru a také okamžité hustotě atmosféry. Tyto variabilní podmínky lze simulovat a hledat pak nejlepší shodu modelů s pozorováním tak mimořádného tělesa.

S. Ehlert a R. Erskine využili celooblohovou bolidovou síť NASA ke zpřesnění údajů o toku nejproduktivnějších meteorických rojů. Přesnější hodnoty toků pak použili k výpočtům hmotnostních indexů pro tyto roje. Tyto hodnoty pak srovnávají s odpovídající přepočtenou hodinovou zenitovou frekvencí rojů. Autoři se snažili předpovědět riziko pro umělé družice podle kritéria, že výstraha začíná už od zenitové frekvence 30 meteorů/h. Toky meteorů byly odvozeny pro Geminidy (r. 2015), Perseidy a Kvadrantidy (2016), Orionidy (2017) a Leonidy (2018). U všech rojů se výsledky dobře shodovaly pro různé meze indexů hmotnosti. Indexy hmotnosti s jsou exponenty, které pro danou meznou hvězdnou velikost ukazují, jak rychle přibývá slabších rojových meteoroidů. Většinou se hmotnostní indexy pohybují v intervalu (-1,5 ÷ -2,5); tj. mírný až výrazný vzestup hmotnosti materiálů pro slabší meteory. Jako příklad uvádějí dva hmotnostní indexy například -1,7 a -2,0. Jestliže mají stejný počet meteoroidů s hmotností 1 mg, tak vinou poměrně malé diference hmotnostního indexu, bude mít roj s menším indexem 8× vyšší tok meteoroidů při limitní hmotnosti 1 g. O předpovědi rizik pro umělé družice nebo sondy se stará Úřad pro meteoroidní prostředí (MEO), který vydává předpovědi rizika MEM. Rizikové tabulce toků rojů vévodí Perseidy s tokem 3,64×10^-5. Následují Geminidy, Kvadrantidy, Leonidy a nejnižší tok vykázaly Orionidy: 3,87×10^-6.

M. Froncisz aj. se pokusili najít v databázi kanadského meteorického radaru (CMOR), jež pokrývá 7,5 roků 2012-2019 a obsahuje údaje o dráhách a vstupních rychlostech >11 milionů radarových meteoroidů případný výskyt interstelárních meteoroidů. Databáze pokrývá prostoročasový úsek 7×10⁶ km² hodin. Autoři vybrali na šesti stanicích komplexu CMOR celkem 160 000 nejrychlejších meteorických ozvěn a v tomto souboru pátrali po hyperbolických dráhách. Našli tak pět případů, kdy odchylka od parabolické dráhy k hyperbolické byla >3σ. Největší odchylka byla 3,7σ. Pokud by všech pět meteoroidů bylo interstelárních, tak tok interstelárních meteoroidů v okolí Země dosahuje ≥6,6×10^-7 met/km²/h, což dává hmotu 2×10^-7 kg. Autoři také upozornili, že citlivost CMOR na objev interstelárních meteoroidů je proměnná v různých směrech pozorování.

M. Hajduková aj. konstatovali, že identifikace interstelárních meteorů je těžkým úkolem, jak pro pozorování takových meteorů v atmosféře, ale též při lovení interstelárního prachu v meteorických databázích. Většina současných dráhových a rychlostních parametrů interstelárních meteorů nemá dostatečnou přesnost. Přestože se takové meteory hledají už přes čtvrt století, spolehlivé údaje o interstelárních meteorech jsou nejisté; hyperbolické dráhy mohou získat i menší částice ze Sluneční soustavy, když se šikovně přiblíží k větším planetám, jež jím dodají energii pro hyperbolický let do vzdálenějšího vesmíru.

D. Vida aj. navrhli změnit metodiku pozorování meteorů pro rychlé, střední i pomalé meteoroidy s ohledem na podstatné zvýšení přesnosti měření optických drah meteoroidů v atmosféře i odstranění systematických chyb při neviditelném vstupu meteoroidů do zemské atmosféry, kdy však už je meteoroid brzděn. Autoři novou aplikaci úspěšně testovali na rychlých Perseidách (59 km/s), průměrných Geminidách (33 km/s) a pomalých Drakonidách (20 km/s).

Rovněž M. Hajduková a L. Kornoš upozornili na nepříjemný problém, že při vstupu do zemské atmosféry existuje prodleva mezi brzděním meteoroidu a jeho rozsvícením. Temný počátek dráhy, kde už dochází k brzdění, vnáší systematické chyby do parametrů jeho heliocentrické dráhy. Autoři ukázali, že simulované chyby pro Geminidu 1° v poloze radiantu a 1 km/s v rychlosti vstupu do atmosféry dávají chybu 0,01 au ve vzdálenosti přísluní její dráhy a 2° ve sklonu dráhy k ekliptice. U rychlých Perseid pak ve třetině případů vycházejí systematicky chybné hyperbolické dráhy.

Š. Gajdoš aj. se snažili identifikovat meteoroidy, jež se v atmosféře jeví jako jasné bolidy a mohou patřit do velké rodiny planetky (4) Vesta. Celkem se jim podařilo potvrdit existenci 48 Vestoid a odtud odvodit, které trajektorie a jaká spektra by měly mít další Vestoidy.

M. Hankey aj., kteří jsou členy Americké meteorické společnosti, dokončili práci na hardwarovém i softwarovém programu, jehož cílem je virtuální meteorická databáze všech pozorovaných meteorů, jež bude živá, tj. bude se celosvětově doplňovat a do níž bude veřejný přístup. Velký kus programové práce vykonal D. Vida. V současné době probíhá beta testování celého komplexu programu.

H. Devillepoix s týmem popsali projekt, který má docílit sledování bolidů na 2 % zemského povrchu. Cílem projektu je docílit rychlého nalezení dopadnuvších meteoritů, což by přispělo k prohloubení našich znalostí o rané fázi vývoje Sluneční soustavy, ale také propojení vzájemné interakce mezi planetkami oplývajícími pestrou povrchovou mineralogií a meteority, které tu informaci dopravují téměř zdarma na Zemi. Zatím se daří odebírat vzorky povrchu planetek pomocí kosmických sond, což je ovšem velmi nákladné, na rozdíl sbírání od týchž mineralogických vzorků při dopadu meteoritů. Projekt Globální bolidové observatoře byl zahájen v r. 2017 zakládajícími organizacemi sedmi států (Argentina, Austrálie, Kanada, Maroko, Saudská Arábie, UK a USA). Vzorem pro budoucnost oboru se stala Pouštní bolidová síť v severní a jižní Austrálii, pokrývající třetinu nejmenšího kontinentu. V polovině r. 2019 bylo kamerami pokryto území o ploše 0,6 % zemského povrchu a zmíněný cíl pokrytí by mohl být dosažen v první polovině druhé dekády 21. století. Po splnění tohoto cíle by během dalších pěti let bylo možné získat kvalifikované údaje o všech typech meteoritů, které by bylo ihned po objevu možné zkoumat v geologických laboratořích.

G. Ryabova se věnovala bibliografii vědeckých prací v oboru meteorů (mimo práce o meteoritech a meziplanetárního prachu) v období let 2000-2018. V tomto období bylo publikováno v impaktovaných časopisech 2 649 prací. Roční průměr se pohyboval kolem 160 prací. V letech 2000-2009 měly práce v průměru 3,0 autory, ale v letech 2010-2018 stoupl počet spoluautorů na 4,7÷4,9 na práci. V porovnání s jinými obory astronomie se však více publikují práce s jediným autorem; v prvních 10 letech to bylo 31 % prací a dalších letech podíl klesl na 19 %. Ve sledovaném období se počet pracovníků v oboru zdvojnásobil na 588. V posledních 8-10 letech klesl roční počet prací na jednoho odborníka na 0,43, což je mírný pokles proti stavu z první poloviny uplynulého intervalu.

1.2.8. Komety

1.2.8.1. 67P/Čurjumov-Gerasimenko(vá)

Data družice Rosetta (ESA, 2004–2016) a přistávacího modulu Philae se stále zpracovávají a postupně vydávají další objevy. Počet prací publikovaných na základě dat z Rosetty překročil 1250 (přičemž od r. 2016 neklesl pod 100 prací za rok), počet citací dosáhl téměř 30 tisíc a Hirschův index objevových článků dosáhl v r. 2020 hodnoty ~74.

Tým družice Rosetta (L. O'Rourke aj.) oznámil nalezení úplné trasy přistávacího modulu Philae do konečného místa „přistání“. Uvozovky jsou zcela na místě, neboť spíš než o přistání šlo o zaklínění. Složitá cesta k objevu celé trajektorie Philae až do oblasti nazvané Abydos umožnila nečekané poznání vnitřní stavby jádra komety. Pro připomenutí: 12. listopadu 2014 se Philae vydal na sestupnou dráhu ke kometě 67P, zachycovací harpuny se nedokázaly zaseknout do povrchu, přítlačný reaktivní motor byl vyřazen z provozu a modul se několikrát odrazil od povrchu a skončil neznámo kde. Pozdější analýza snímků mateřské sondy ukázala, že odrazy musely být nejméně dva, modul byl objeven a podařilo se z něj dokonce získat data. Nyní se podařilo objevit druhé místo dopadu označované jako TD2 (touchdown 2) a zrekonstruovat celou dvouminutovou eskapádu, kterou Philae nad povrchem jádra 67P vykonal. Modul v místě TD2 vyryl do povrchu rýhu hlubokou ~25 cm a odhalil podpovrchový materiál. Kombinace fotometrie, spektroskopie a kinematických výpočtů dráhy Philae umožnily odvodit fyzikální vlastnosti povrchu. Hmotnostní poměr prachu a vodního ledu je 2,3^+0,2_−0,16:1, což je v dobrém souhlasu se složením komy. Stlačitelnost materiálu pod povrchem je jen 12 Pa, tj. méně než čerstvě napadaný sníh, a průměrná poréznost nitra balvanů je (75 ±7)%. Použít Philae jako geologické kladívko by se nejspíš nikdo neodvážil ani navrhnout, ale jak je vidět, je to funkční strategie.

O. Poch aj. zpracovali IR spektra přístroje VIRTIS-M (Visible and InfraRed Thermal Imaging Spectrometer, Mapping channel) na palubě družice Rosetta. Přestože jádro 67P ve vlnových délkách 0,4–4 µm nevykazuje téměř žádné spektrální znaky související s konkrétním místem na povrchu, všude se nachází neidentifikovaná široká absorpční čára či spíše pruh se středem ~3,2 µm. Již dříve byly navrženy různé kombinace molekul, jimž by bylo možné tento absorpční pás přisoudit. Autoři laboratorně vyzkoušeli kombinace různých amonných solí a uhlíkatého prachu a potvrdili, že při teplotách ~170÷200 K a tlaku ≤ 10⁻⁵ mbar poskytuje porézní uhlíkatý povrch, pokrytý solemi čpavkového iontu NH₄⁺, prakticky shodné spektrum v okolí 3,2 µm. Tyto soli nejsou tak těkavé jako látky vázané na vodní led, což může být vysvětlením nižšího pozorovaného poměru dusíku vůči uhlíku v kometárním plynu; kometární dusík je ukrytý uvnitř celého materiálu jádra v podobě amonných solí.

M. Galand aj. použili data UV spektrografu Alice na palubě Rosetty k určení původu pozorovaného záření v daleké UV oblasti spektra. Spojení dat z více přístrojů (krom Alice ještě VIRTIS a MIRO – Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter) umožnilo prokázat, že záření vodíku na čáře Lyman β a kyslíku na čáře 135,6 nm je způsobené disociací organických molekul elektrony slunečního větru a nikoli sekundárními elektrony vyraženými z molekul komy při fotodisociaci. Výskyt kometárních „polárních září“ koreluje s intenzitou slunečního větru a nikoli s kometární aktivitou jádra. Autoři upozorňují, že UV záření O I na čáře 135,6 nm může být využito jako ukazatel proměnnosti slunečního větru v různých místech Sluneční soustavy.

P. Cambianica aj. použili snímky kamery OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System) z oblasti Hapi k určení variace tloušťky prachové vrstvy. Autoři využili skutečnosti, že velké balvany na povrchu jádra komety 67P nemění v průběhu jednoho oběhu výrazně svou polohu. Díky tomu je možné z různých délek jejich stínů v různých fázích dráhy vypočítat, jak se mění v průběhu času jejich zdánlivá výška na okolních usazeninách. Naměřený úbytek prachu před průchodem perihelem 12. prosince 2014 činil (1,7 ±0,2) m, který byl posléze téměř vykompenzován spadem o tloušťce (1,4 ±0,8) m v dané oblasti. Pochopitelně ne všechen usazený prach pocházel z dané oblasti, autoři na základě mapování velikosti měřené oblasti odhadují, že ~96 % prachu zvířeného kometární aktivitou se následně znovu usadí. To znamená, že částice odpařeného prvotního ledu tvoří v komě 67P jen (8 ±7) hmotnostních %.

H. V. Hoang aj. použili tisícovku snímků kamery OSIRIS z oblasti Abydos v době mezi srpnem 2014 a zářím 2016 k porovnání vývoje morfologických struktur v různých částech dráhy. Snímky s prostorovým rozlišením 0,06÷7,6 m/px umožnily pro okolí přistání Philae odvodit fotometrické vlastnosti povrchu: průměrné albedo na vlnové délce 649 nm je ~6,5 % se sklonem odrazivosti ~17 %/100 nm. Podobně jako na povrchu celého jádra je i zde patrné fázové zčervenání (různý sklon spektra v různých fázových úhlech), ale s nižšími koeficienty než jinde – to může znamenat tenčí vrstvu mikroskopicky drsného regolitu. Odhady odnosu hmotnosti materiálu v pozorované oblasti za celé sledované období jsou 4,7÷7×10⁵ kg. V datech je možné sledovat vznik aktivních oblastí se zastoupením vodního ledu 30÷40 %, jejichž životnost dosahuje od několika hodin po ~3 měsíce. Oblast Abydos byla klidná ve srovnání se zbytkem povrchu jádra a podařilo se zaznamenat jen několik okolních výtrysků, trvajících ~1 h.

W. Kofman aj. zpracovali data ze dvou radarů CONSERT (COmet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission), dvojice přístrojů na družici Rosetta a přistávacím modulu Philae pracující na frekvenci 90 MHz. Poté, co se podařilo Philae lokalizovat, bylo možné zpřesnit údaje o rádiovém průzkumu nitra kometárního jádra. Relativní permitivita kometárního materiálu má v mělkých podpovrchových vrstvách (hloubka ≤ 25 m) hodnoty 1,7÷1,95, zatímco ve větších hloubkách jen 1,2÷1,32. To ukazuje na existenci geologického rozhraní, na němž se mění fyzikální vlastnosti materiálu. Možností vysvětlení je několik: různá poréznost, různé zastoupení vodního ledu a prachových zrn, větší hustota povrchových vrstev v důsledku dlouhodobého působení kosmického počasí a/nebo srážek; je pravděpodobné, že se v určité míře uplatňují všechny naráz. Vše ukazuje, že málo husté nitro jádra 67P si zachovává prvotní materiálové vlastnosti.

M. Läuter aj. zveřejnili výsledky měření přístrojů DFMS/COPS (Double Focusing Mass Spectrometer, COmet Pressure Sensor – dvě součásti systému ROSINA: Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) pro těkavé plyny. Hmotnostní spektrometrie umožnila detekci 14 molekul: H₂O, CO₂, CO, H₂S, O₂, C₂H₆, CH₃OH, H₂CO, CH₄, NH₃, HCN, C₂H₅OH, OCS (karbonylsulfid) a CS₂. Autoři dokázali pro 50 časových oken mezi srpnem 2014 a zářím 2016 vytvořit prostorový model vývoje zastoupení jednotlivých plynů nad digitálním modelem reliéfu s ~4 tis. trojúhelníky. Kromě časových a prostorových změn data poskytují úhrny vytvořených plynů (vody ~4×10⁹ kg, CO₂ ~7,2×10⁸ kg, dalších plynů postupně řádově méně). Mezi oběma laloky jádra nenastaly výrazné rozdíly v produkci plynů, patrně jsou tedy tvořené stejnou látkou. Největší vypařování nastalo 17÷27 d po průletu komety perihelem, u různých plynů v různou dobu. Ve vzdálenostech ≥ 2,4 au od Slunce byla produkce plynů organických látek přímo úměrná míře oslunění.

E. Gardner aj. oznámili objev fosforu a fluoru v datech spektrografu COSIMA (COmetary Secondary Ion Mass Analyser) v minerálních zrnech detekovaných jen několik km od jádra 67P. Potvrzuje se tak, že kometární jádra obsahují v pevné podobě všechny prvky, které pozemský život potřebuje (tzv. CHNOPS – uhlík, vodík, dusík, kyslík, fosfor a síru) pro buněčnou stavbu, a mohou být prvotním zdrojem těchto látek pro formující se Zemi a ostatní terestrické planety.

M. Combi aj. použili data systému ROSINA zkombinovaná s údaji přístrojů VIRTIS a MIRO a zmapovali vývoj zastoupení čtyř nejrozšířenějších plynů (H₂O, CO₂, CO a O₂) v komě 67P v průběhu celého období, kdy Rosetta obíhala jádro komety. Potom numericky modelovali vývoj produkce těchto plynů na povrchu jádra, aby mohli odvodit celkový odnos hmotnosti z jádra, změny v důsledku ročních období a vývoj poměru prachu a plynu. Potvrdili, že různé plyny dosahují nejvyšší sublimace v různou dobu – přičemž někdy se jejich produkce vyvíjí stejně, jindy přesně naopak. V nejvzdálenější části dráhy dokonce sublimace vody klesla pod úroveň CO₂ na úroveň CO. Celkový úbytek hmotnosti jádra odnosem těkavých prvků autoři odhadují na (6,3 ±2)×10⁹ kg.

Nakolik je známo, liší se poměr stabilních izotopů kyslíku ¹⁶O, ¹⁷O a ¹⁸O na Zemi od zbytku Sluneční soustavy jen v jednotkách procent (s několika výjimkami v podobě hornin meteoritů). K. Altwegg aj. se zaměřili na poměry izotopů kyslíku v komě 67P v detekovaných molekulách plynů. Poměry ¹⁶O/¹⁸O bylo možné určit pro O₂, CH₃OH, CH₂O (formaldehyd), OCS, SO a SO₂, poměr ¹⁶O/¹⁷O se podařilo určit jen pro O₂. Sirnaté molekuly a formaldehyd vykazují větší zastoupení těžších izotopů, zatímco metanol má poměr odpovídají standardu Sluneční soustavy; kyslík se nachází někde mezi, ale poměry izotopů molekulárního kyslíku se liší od molekul vody a CO₂ v jádře 67P, jejichž izotopové analýzy byly publikovány již dříve. Možná se jedná o pozůstatek prvotního kyslíku zárodečného oblaku Sluneční soustavy, zatím to však není možné prokázat.

Z. Nemeth aj. publikovali výsledky měření hustoty plazmatu z přístroje RPC (Rosetta Plasma Consortium) během posledního měsíce činnosti družice Rosetta. I ve vzdálenosti ≥ 3,7 au od Slunce byly schopné detektory přístroje měřit řídký, ale trvalý elektronový oblak v okolí komety 67P. Komplikovaná dráha družice kolem jádra umožnila vytvořit prostorový model rozložení plazmatu. Hustota oblaku klesala nepřímo úměrně vzdálenosti od centra komety a mírněji také vzdálenosti od Slunce, což je v dobrém souhlasu s naměřenými hustotami neutrálních atomů v okolí jádra. Hustota plazmatu byla silně závislá na zeměpisné šířce – nejvyšší byla na jižní polokouli, kde i neosvětlená (noční) strana vykazovala vyšší hodnoty než severní osvětlená. Model také ukazuje, že k vysvětlení existence pozorovaného plazmatického oblaku postačuje jediný zdroj na zeměpisné délce ~−15°, což dobře souhlasí s dříve publikovaným modelem rozložení neutrálního plynu v komě 67P.

Zabarvení komy každé komety se v průběhu sezóny mění, závisí jednak na chemickém složení a fyzických vlastnostech jednotlivých zrn (velikost, hmotnost), jednak na změnách aktivity sublimace materiálu z jádra komety. Uhlíkatá zrna mají zbarvení do červena, zatímco hořčíkatá a křemičitá zrna jsou namodralá stejně jako ledové krystalky (většinou, v případě ledu nejvíce záleží na tvaru a prostorové orientaci zrn). G. Filacchione aj. porovnali zbarvení komy 67P ve dvou protilehlých fázích dráhy – po průletu perihelem a v odsluní. Spektrální analýza odhalila, že v perihelu se z 67P odpařují uhlíkatá zrna s velikostí ≤ 1 µm a koma zčervená. To způsobí částečné odprášení povrchu jádra, které naopak zmodrá a po průletu perihelem z něj sublimuje více vodní páry. Při vzdalování od Slunce se část prachových částic usadí zpět na povrch, část je z komy vymetena tlakem záření a aféliu se situace obrátí, koma se nejvíce odčervení a povrch jádra ztratí namodralou barvu.

D. Kappel aj. provedli sérii numerických simulací vývoje svrchních vrstev jádra 67P s cílem vysvětlit vznik pozorované morfologie povrchu. Pozemské materiálové výzkumy nejsou schopné poskytnout výsledky pro prostředí s velmi nízkou gravitací. Numerický model pracuje s materiálem tvořeným ledem a prachovými částicemi, mění se hodnoty velikosti částic (ty jsou v modelu kulové), povrchového tření, valivého tření, soudržnost ledových krystalků a při velkých tlacích i pevnost slinutého ledovce. Modely dokáží přiměřeně slušně reprodukovat základní pozorované povrchové jevy pro rozmezí pevnosti v tahu 1÷10 Pa. Zvětšování prachových částic snižuje pevnost materiálu, zvětšování tření zvyšuje pevnost, ale také křehkost materiálu. Pozorované ostré zlomy na povrchu 67P ukazují, že tření mezi částicemi skutečného jádra musí být vysoká, skutečné prachové částice jsou tedy patrně velice nekulové (rozuměj ostré a špičaté). Modelový homogenní materiál poměrně dobře vzdoruje seismické aktivitě, pozorované povrchové struktury – zlomy a útesy – naznačují, že skutečný regolit jádra 67P skrývá poruchy a nehomogenity.

Y. Skorov aj. si povšimli, že pozorovaná míra produkce vodní páry v okolí průletu perihelem může být aproximována strmou křivkou s klesající vzdáleností od Slunce. Běžně používané modely sublimace založené na homogenní vrstvě prachu na povrchu směsi ledu a prachu nejsou schopné takový rychlý nárůst vysvětlit. Autoři hledali model přenosu tepla, který by pozorováním odpovídal, a našli odpovídající zrychlování odparu, pokud na pólu s trvalým osvětlením (v případě perihelu v prosinci 2014 šlo o jižní pól) existuje aktivní oblast, která je zcela zbavená prachové slupky. Prohřívání svrchních vrstev do větší hloubky během polárního dne umožňuje urychlování sublimace ledu, která se rozšiřuje všemi směry od aktivní oblasti a tím ji neustále zvětšuje, čímž zrychluje tvorbu vodní páry ze stále větších hloubek pod prachovou slupkou.

C. Opitom aj. zamířili v březnu 2016 na 5 nocí na 67P zobrazovač MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) z VLT (Very Large Telescope, 4× 8,2 m, Cerro Paranal, Chile, 2,6 km n.m.). Cílem bylo získat porovnatelná data pro budoucí pozorování jiných komet, kolem jejichž jader zrovna nebudeme mít družici na oběžné dráze. Získaná spektra prachové komy ukazují pokles odrazivosti prachových částic k červenějším barvám spektra, přístroj dokáže detekovat výtrysky v komě a rozlišit (prachový) ohon. Přístroj je také schopen mapovat prostorové rozložení na konkrétních spektrálních čarách – pro zakázanou čáru kyslíku na 630 nm autoři odvozují míru sublimace vody z jádra tempem (1,5 ±0,6)×10²⁶ molekul/s za předpokladu, že všechen pozorovaný vznikl fotodisociací vodní páry.

1.2.8.2. Jednotlivé periodické komety

Dvojitá kometa hlavního pásu 288P/(300163) 2006 VW₁₃₉ je z několika důvodů neobyčejné těleso. Vysoký hmotnostní poměr, jasné úhlové oddělení obou složek a silná kometární aktivita z něj činí výjimku jak mezi planetkami, tak mezi kometami. J. Agarwal aj. využili měření Hubbleova kosmického teleskopu (HST) k určení fyzických parametrů obou složek a jejich vzájemných drah. Data pořízená mezi r. 2011–2020 ukazují na protáhlá tělesa s hlavními poloosami složek (≥ 1,4 km, ≤ 0,6 km)_A a (≥ 0,8 km, ≤ 0,5 km)_B. Velká poloosa dráhy je v rozmezí 105÷109 km, excentricita 0,41–0,51 a oběžná doba 117,3÷117,5 d, resp. 118,5÷119,5 d. V r. 2016 totiž systém prošel přísluním, při němž došlo ke změně orbitálních parametrů. Složky kolem sebe obíhají přibližně v rovině oběhu kolem Slunce. Prachovou komu produkuje především složka B, odhad celkové hmotnosti systému je 6,67÷7,23×10¹² kg. Autoři soudí, že za orbitálními parametry systému a kometární aktivitu je zodpovědný rotační rozpad mateřského tělesa, způsobený YORP efektem (Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack, negravitační působení slunečního záření, urychlující rotaci osvětlovaného tělesa).

L. L. Yu, Ch.–H. Hsia a W.–H. Ip zkombinovali IR data kosmických přístrojů k určený fyzikálních vlastností jádra komety hlavního pásu 133P/Elst–Pizarro. Z dat autoři odvozují účinný průměr 3,9^+0,4_−0,3 km – skutečný tvar jádra komety neznáme, účinný průměr tedy představuje v prvním přiblížení model kulového tělesa. Odvozené průměrné geometrické albedo má hodnotu (0,074 ±0,013), které ukazuje na sezónní změny teploty, zejména v polárních oblastech, kde povrchová teplota jádra kolísala v rozsahu ~40÷200 K. IR pozorování ukazují na nejvyšší rychlost vypařování vody s hodnotou ~1,4×10²³ molekul/s, což je překvapivě málo ve srovnání s hodnotou ~10²⁶ molekul/s, zjištěné u komety 67P/Čurjumov–Gerasimenko(vá) v podobné heliocentrické vzdálenosti. Autoři nabízejí model, v němž většinu jádra komety pokrývá tlustá prachová slupka, která je pouze na ploše o ⌀ ~200 m odkrytá nedávným impaktem a vodní led ze spodních vrstev může sublimovat. Protože nepozorujeme změny odpařování ani jasnosti korelované s rotací tělesa, může být takový kráter v polárních oblastech; z toho autoři odvozují, že tloušťka prachové kůry je ~40 m, tj. ukládání prachu trvalo nejméně 100 Mr. Pak je 133P pravděpodobněji planetesimála nebo člen některé staré rodiny komet než nedávno utvořený fragment některé nové kometární rodiny.

M. Wesołowski zveřejnil výsledky modelování zjasnění kometárních jader v důsledku předpokládaného kryovulkanismu. Model pracuje s výskytem prázdných podpovrchových dutin, v nichž se postupně hromadí těkavé látky. Při postupném prohřívání povrchu jádra v hloubce několika metrů roste tlak těkavých plynů, až v určité chvíli dosáhne kritické hodnoty pevnosti nadloží a dutina vybuchne. Tím se skokově zvýší produkce plynu a prachu kometárního jádra a kometa přechodně zjasní. Zároveň dojde ke zmlazení povrchu v okolí původní kavity, což opět vede ke zvýšení sublimace materiálu a dlouhodobému zvýšení jasnosti komety. Výpočty pro skoková zjasnění komet 174P/(60558) Echeclus a 29P/Schwassmann–Wachmann ukazují, že pro některá zjasnění model dobře odpovídá pozorování.

V jiné práci navrhli M. Wesołowski, P. Gronkowski a I. Tralle další způsob zmlazování povrchu, a to prostřednictvím lavin či sesuvů půdy. Ze snímků povrchu komety 67P ze sondy Rosetta je známo, že k takovým svahovým deformacím skutečně dochází. Autoři propočetli teoretický příspěvek takto odkrytého hlubšího, mladšího a jasnějšího materiálu ke zvýšení kometární aktivity. Také v tomto případě lze nalézt parametry modelu, které odpovídají pozorovaným zjasněním, např. pro zmiňovanou 67P. Různé příčiny přechodných zjasnění nejsou ve skutečnosti soupeřící hypotézy, velmi pravděpodobně se na skutečných kometách uplatňují všechny. Problém teoretických modelů je, že kromě nejvýraznějších zvýšení jasu komet jich pravděpodobně velké množství vůbec nezaznamenáme. Také neznáme řadu fyzikálních vlastností prachu, který se na povrchu vyskytuje; je kupř. jisté, že po svahové deformaci se část zvířeného prachu znovu usadí. Jak velká část to je, záleží na vlastnostech samotných částic, o kterých mnoho nevíme.

A. S. a R. A. Guliyevovi zkoumali nejtěsnější přiblížení drah 1360 dlouhoperiodických komet a obřích planet Sluneční soustavy. Statistika ukázala, že nejvíce blízkých setkání zažily komety dle očekávání s Jupiterem 268 a Saturnem 176, s ledovými obry méně často – s Uranem 81, s Neptunem 75. Celkem 107 komet prolétá v těsné blízkosti dvou či více planet. Analýza drah podle Tisserandova kritéria (porovnání drah na základě invariantu velké poloosy, excentricity a sklonu dráhy, odvozeného ze zjednodušeného řešení problému tří těles pro významně rozdílné hmotnosti těles) ukázala, že ~10 % komet přibližujících se k Jupiteru má hodnotu parametru T odpovídající Jupiterově rodině (2 ≤ T ≤ 3). U zbylých tří skupin je efekt pastýřské planety statisticky prokazatelný, ale procentuální zastoupení je nižší.

H. Krüger aj. použili výpočetní model IMEX (Interplanetary Meteoroid Environment for eXploration) pro vývoj prachových proudů pro analýzu dat, pořízených v 70. letech dvojicí sond Helios (Helios–A 1974–1985, Helios–B 1976–1979, excentricita ~0,5, perihel ≤ 0,31 au). Přístroj Micro-meteoroid analyzer měřil zastoupení prachových částic s hmotností ≥ 10⁻¹⁵ g, pro částice 10–100× byl schopen zjišťovat i hmotnost a částečně chemické složení a také rychlost a směr jejich pohybu. Autoři nakrmili model daty z průletů sond kometárními ohony komet 45P/Honda–Mrkos–Pajdušáková a 72P/Denning-Fujikawa a dokázali identifikovat nejméně čtyři prachová zrna, pocházející z obou komet. Analýza rozložení prachu v trubici podél dráhy komet ukazuje na prostorovou hustotu části v ohonu v rozmezí 10⁻⁸÷10⁻⁷ m⁻³.

H. Boehnhardt aj. použili 2m Fraunhoferův dalekohled na observatoři na Mt. Wendelstein k pozorování komety 41P/Tuttle–Giacobini–Kresák v období kolem průchodu přísluním v dubnu 2017. Cílem bylo sledovat změny prachové komy a určit fyzikální vlastnosti jádra komety. Využití moderních metod zpracování obrazu a fakt, že perihel nastal příznivě blízko u Země, umožnily velmi podrobná měření. Jádro komety má průměr ~1,2 km a je nesférické s poměrem os modelového elipsoidu ≥ 2, rotační osa má sklon ~52° k rovině dráhy. V průběhu pozorovací kampaně bylo zaznamenáno několik výtrysků, pocházejících z okolí severně od rovníku jádra 41P. Nejvýraznější výtrysk z 11. května 2017 způsobil zjasnění komety o 0,6 mag a vyvrhl do komy prach o hmotnosti ~3 kt.

I. Luk'yanyk aj. se na stejnou kometu ve stejném období zaměřili z pohledu změn spektrálních vlastností komy. Autoři měli k dispozici menší přístroje (61 a 70 cm), ale měli štěstí a podařilo se jim zaznamenat rychlou změnu barvy komy mezi 3. a 4. březnem 2017 z modré na červenou, doprovázenou také změnou sklonu spektra. Podobná rychlá změna barvy byla již dříve zaznamenána u komety C/2013 UQ₄. Jednoduchý model šíření prachových částic vnitřní komou ukazuje, že změny barvy je možné vysvětlit existencí dvou druhů prachových zrn – v případě 41P hořčíkatých a uhlíkatých (nebo Mg-Fe–Si slepenců).

Y. Moulane aj. sledovali pomocí obou teleskopů soustavy TRAPPIST (Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope, Belgie, ⌀ 0,6 m, jih: La Silla, Peru, sever: Oukaïmeden, Atlas, Maroko) kometu 21P/Giacobini–Zinner po dobu 7 měsíců na odlehlé části její dráhy (vzdálenost od Slunce ≥ 1,6 ≤ 2,1 au) a pak během průchodu přísluním v září 2018. Autoři z měření odvodili zastoupení molekul OH, NH, CN, C₃ a C₂ a porovnali data s dřívějšími pozorováními. Kometa dosáhla nejvyšší aktivity ~24 d před průletem perihelem, míra tvorby vodní páry v tu chvíli dosahovala hodnoty (3,72 ±0,07)×10²⁸ molekul/s. Pozorované poměry plynů se dlouhodobě držely stejné, což svědčí o homogenitě ledu na povrchu jádra komety. Vývoj jasnosti komety se také navlas podobal předchozím čtyřem oběhům. Odrazivost prachu komy 21P víceméně odpovídá kometám Jupiterovy rodiny. Autoři také přístrojem UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) pořídili spektra komy týden po průletu přísluním a z nich odvodili izotopové poměry uhlíku ¹²C/¹³C (100 ±10) a ¹⁴N/¹⁵N (145 ±10), tj. hodnoty obvyklé u komet Sluneční soustavy.

N. X. Roth aj. zaměřili na kometu 21P ešeletový spektrograf iSHELL na dalekohledu IRTF (NASA InfraRed Telescope Facility, ⌀ 3 m, Mauna Kea, Havaj, USA) v období kolem průletu přísluním a zvláštním zřetelem na mimořádně těkavé organické látky CO, CH₄ a C₂H₆. Měření zastoupení zmíněných látek ve srovnání s vodní párou potvrdilo relativní stabilitu poměrů zmíněných plynů v komě 21P. Ačkoli spektroskopická měření ukazují na drobné každodenní změny v poměrech a také na odchylky mezi jednotlivými průlety perihelem, odlišnosti jsou menší než rozdíly mezi jednotlivými kometami, a to i v rámci Jupiterovy rodiny.

L. Neslušan a M. Hajduková uskutečnili sérii simulací vývoje meteorického roje pocházejícího z komety C/1853 G1 (Schweizer). Pro časové úseky 10, 20, 40 a 80 tis. let nechali vyvíjet oblak 10 tis. testovacích částic, vypuštěných z komety v okamžiku průletu přísluním. Skutečnou dráha komety tak daleko do minulosti není možné spolehlivě určit, proto autoři mírně měnili její parametry. Vývoj oblaku částic potvrdil, že meteorický roj γ-Aquilid (GAQ) patří ke kometě C/1853 G1. Výpočty navíc odhalily, že je možné, že tato kometa je také mateřským tělesem roje 52 Herculid (FHR).

M.–T. Hui a Q.–Z. Ye zkoumali vývoj komety C/2019 Y4 (ATLAS) začátkem r. 2020. Od ledna do března kometa zvětšovala optický průřez tempem (2 ±0,1)×10² m²/s, postupně modrala (v maximu jasnosti byla modřejší než Slunce) a autoři z její dráhy odvodili negravitační radiální drift s hodnotou (2,25 ±0,13)×10⁻⁷ au/d². Ze všech příznaků autoři usuzují, že při průletu perihelem se jádro komety rozpadlo. Což pro tuto kometu není novinka: výpočet její dráhy do minulosti odhalil, že před ~5 kr se toto jádro oddělilo od jádra komety C/1844 Y1 (Velká kometa) rychlostí ≥ 1 m/s. Jádro C/2019 Y4 mělo před rozpadem průměr ≥ 120 m a před průletem přísluním z něj proudil prach o velikosti částic 10÷40 µm rychlostí ~30 m/s, který při přibližování ke Slunci postupně nahrazoval jemnější prach (velikost ≤ 10 µm) tryskající rychlostmi až ~80 m/s.

V. Rosenbushová aj. zpracovali fotometrická a spektroskopická pozorování komety 2P/Encke z 6m dalekohledu BTA-6 (Большой Телескоп Альт-азимутальный, Speciální astrofyzikální observatoř SAO, Karačejevsko–Čerkesko, Rusko) při dvou přiblíženích komety v r. 2013 a 2017. Spektrální analýzy ukázaly spektrální čáry molekul CN, C₂, C₃, NH₂, CH a CO⁺ v rozmezí vlnových délek 375÷710 nm. Poměry produkce C₂/CN a C₃/CN odpovídají typickým kometám Sluneční soustavy. Poměr prachu a plynu v těsném okolí jádra se pohyboval kolem 2,9:1 a byl ≥ 1 do vzdáleností 3÷4 tis. km, v obou přiblíženích se v komě nacházely složité struktury. Přibližně 75 % odraženého zářivého toku jádra komety připadá na samotný povrch jádra a jasnost jádra zodpovídá za ~48 % celkové jasnosti komety v kouli o poloměru 2 tis. km; odhad jasnosti samotného jádra (bez prachové komy) je (18,8 ±0,2) mag. N. Kiselev aj. v doplňující práci zpracovali polarimetrická data z přiblížení v r. 2017, z nichž plyne, že ve vzdálenosti ~12 tis. km od jádra poměr prachu a plynu opět stoupá nad 1,3:1. Změny polarizace odraženého záření korelují s poměrem prachu a plynu a také se změnami barvy záření, což autoři interpretují jako potvrzení, že za tyto změny jsou zodpovědné různé velikosti prachových částic.

A. S. Betzler a O. F. de Sousa zpracovali historická data průletů komet 1P/Halley a 4P/Faye z let 1986 a 1991 z observatoří Sanglok (⌀ 1 m, Tádžikistán) a ESO (Bochumův 0,61m dalekohled, La Silla, Chile). Z periodogramů vyplývají nejpravděpodobnější rotační periody (79 ±6) d, resp. (7,36 ±0,04) d pro kometu 1P a (6,1 ±0,3) d pro 4P. Autoři zdůrazňují, že kromě samotných fotometrických periodogramů je nutné sledovat změny také v barevných indexech – samotná změna jasnosti komy, zejména v historických datech, může zahrnovat také jevy nesouvisející s rotací jádra.

1.2.8.3. Souhrnné studie o kometách

I. Rebollido aj. publikovali výsledky své práce zaměřené na výskyt kometárního materiálu v soustavách exoplanet. Předpokládá se, že cizí sluneční soustavy se zformovaly analogickým způsobem jako ta naše, v jejich okolí se tedy pravděpodobně nachází tělesa podobná zdejším kometám, která z našeho pohledu přecházejí přes kotouček hvězd. Autoři zpracovali optická spektra 117 hvězd spektrálních typů B8–G8, pořízená během 2 let v rámci 14 kampaní. V asi polovině případů skutečně objevili absorpční čáry Ca II a Na I, které nelze připsat procesům ve fotosférách daných hvězd. U 18 hvězd nalezli známky přítomnosti horkého cirkumstelárního plynu, jehož záření dočasně zakrývá nějaká chladnější látka. Zatím je pozorovaný vzorek příliš malý, aby bylo možné vyvozovat souvislosti např. se stářím, spektrálním typem nebo polohou hvězd. Autoři zdůrazňují, že rychlá spektroskopie s vysokým rozlišením otevírá možnosti výzkumu další zatím zcela neprozkoumané oblasti i u hvězd blízkých Slunci.

1.3. Sluneční soustava kdysi, dnes a zítra

V. Izmodenov a D. Alexashov po průletu obou Voyagerů hranicí heliosféry do mezihvězdného prostoru použili jejich měření k odhadu indukce galaktického magnetického pole. Data ukazují, že poruchy způsobené slunečním magnetickým polem dosahují až do vzdáleností 400÷500 au a kolem heliopauzy jsou siločáry mezihvězdného magnetického pole stočené a stlačené. Z numerického modelování vyplývá, že nejpravděpodobnější indukce galaktického mag. pole je 0,37÷0,38 nT a směr k úběžníku s galaktickými souřadnicemi (l ~125°, b ~37°).

Z. Pine aj. ve třech pracích shrnuli analýzu chování slunečního větru v rozmezí vzdáleností 1÷45 au od Slunce. Autoři využili data sond Voyager a ACE (Advanced Composition Explorer). Zatímco spektrální vlastnosti částic slunečního větru se kvalitativně zachovávají (zlom v mocninném spektru), disipace energie vede ve větších vzdálenostech ke zvětšování fluktuací. Šroubovicové struktury se rozmazávají, stejně jako se s rostoucí vzdáleností ztrácí stupeň polarizace vybuzeného záření. Pozorované anizotropie magnetického pole v místech, kde se převažující směr siločar odklání od radiálního směru od Slunce, nesouhlasí ve větších vzdálenostech s teoretickými předpověďmi – k jejich vysvětlení jsou potřeba kvalitnější trojrozměrné modely rozpínání plazmatických turbulencí v celé Sluneční soustavě.

Hypotéza tvorby planetárních jader z oblázků namísto planetesimál předpokládá, že se tělíska o velikosti ~10 mm až m postupně nabalují na největší zárodek, z nějž se stane jádro planety. M. Brouwers aj. provedli sérii simulací, aby prověřili životaschopnost této hypotézy v porovnání s představou formování planet z těles km velikostí. Podstatný rozdíl mezi oběma způsoby spočívá v množství lehkých prvků, které se ve fázi růstu jádra dostanou do nitra budoucí planety; oblázková hypotéza má kvůli vyššímu tření (obrušování) výrazně větší odpar lehčích prvků, výsledné jádro je tedy hustější. Simulace ukázaly, že růst jádra probíhá ve třech fázích. První se nijak neliší od hypotézy planetesimál, tělíska dopadají přímo na rostoucí jádro. Ve druhé fázi počet tělísek v okolí zárodku vzroste natolik, že oblázky se začnou srážet a obrušovat, vzniklé plyny se koncentrují v kulové vrstvě, kde přispívají k dalšímu obrušování přilétajícího materiálu. Po dosažení kritické hustoty v této vrstvě začnou kondenzovat a na vznikající jádro prší hornina s menší hustotou, než má dosavadní zárodek. Ve třetí fázi se v důsledku tlaku záření plyn rozežene do okolí, čímž prakticky ukončí růst jádra. Pro kamenné oblázky lze touto cestou vytvořit zárodek s hmotností ≤ 0,6 M_⊗, pro oblázky tvořené vodním ledem vznikne jádro s hmotností nanejvýš 0,1 M_⊗.

N. Brüggerová aj. použili podobný přístup a nechali z identických počátečních podmínek počítat dva modely: jeden s ~km planetesimálami, druhý s ~cm oblázky. Výsledky ukazují, že planety vzniklé z planetesimál jsou častěji obři, zatímco oblázkový model častěji produkuje superzemě. Oblázkový model obecně produkuje větší množství menších planet. Jádra vytvořená akrecí oblázků mají také častěji nižší hustotu, což by mělo být možné potvrdit pozorováním. Paradoxně může oblázková akrece umožnit vznik jednotlivých obřích planet s větší hmotností než planetesimály, protože oblázková metoda preferuje vznik velkých planet ve vnitřní části protoplanetárního disku – odtud však jádro ještě během formování migruje směrem ven, čímž účinně nabírá další a další materiál. Nejpatrnější rozdíl tvorby velkých planet je v rychlosti vzniku zárodků: v oblázkovém modelu má největší vliv množství dostupné látky v okolí, jádro vysbírá, co může, a tím fáze růstu skončí; v planetesimálovém modelu záleží na velikosti jednotlivých těles a jejich hustotě – pokud jsou planetesimály velké a husté, může pomalu vyrůst i obří planeta.

S. Savvidouová aj. zkoumali vliv velikosti prachových zrn na vývoj protoplanetárního disku včetně teplotních struktur. 2D numerické výpočty zahrnující neprůhlednost na základě velikosti částic autoři porovnali s jednoduchými hydrodynamickými modely, které předpokládají stejnou velikost prachových částic (typicky 1 µm). Realističtější modelové disky mají dle očekávání vyšší míru absorpce záření, ale teplotní struktury se v nich překvapivě šíří téměř stejně jako v modelech jednoduchých. Rozdíly jsou patrné u viskozity – různé velikosti prachových částic snižují migrační tlak ve vnitřní části disku, tj. planety ponořené v takovém disku zažívají menší počet migrací. Také se ukázalo, že poloha sněžné čáry je závislá na viskozitě disku a poměru prachu a plynu; pro různé hodnoty hustoty disku v nějaké vzdálenosti (např. 1 au) potom lze odvodit vzdálenost zamrzání vodního ledu prostým dosazením do vzorce.

T. Fang a H. Deng provedli sérii simulací mnoha těles, v nichž nechali zárodek Merkuru projít blízkými setkáními se zárodkem Venuše. Cílem bylo ověřit, zda nedávno navržená hypotéza těchto blízkých návštěv může vysvětlit, proč současný Merkur má velké kovové jádro v poměru k malému křemičitému plášti. 39 analogů Pramerkuru bylo posláno vstříc obíhající Pravenuši, což v průměru vedlo k 6 těsným přiblížením obou těles (≤ 6 R_♀) poté, co zárodek Venuše získal hmotnost ~0,7 M_♀. V tak malé vzdálenosti už slapové síly ovlivňují dráhy obou těles. Dalším krokem bude vytvoření hybridního modelu, který do hydrodynamických simulací zahrne působení slapových sil a dráhové poruchy. Myšlenka, že Pravenuše oholila Pramerkur o lehčí prvky, zkouškou prošla a jeví se i nadále jako možná.

J. K. Zink aj. použili modelování vývoje drah velkých planet Sluneční soustavy, a to do budoucnosti, a ne do minulosti, jak je v tomto odstavci obvyklé. Zaměřili se na dobu, kdy Slunce opustí hlavní posloupnost a přijde o ~1/2 své hmotnosti. Dráhy obou největších planet se budou nafukovat a rychle se dostanou do zámku dráhové rezonance 5:2, v níž jsou schopné odolat působení poruch zbývajících planet (Uran, Neptun). Po ~30 Gr však některý blízký průlet hvězdy vyvolá chaos, který v následujících ~10 Gr skončí vymetením planet – buď všech, nebo všech kromě jedné. Potenciálně zbývající planetu pak „vysvobodí“ nějaké ještě bližší hvězdné setkání (≤ 200 au). Celková životnost Sluneční soustavy se tak počítá na ~100 Gr; to je sice stále cca sedmkrát víc než dosavadní stáří vesmíru, ale méně, než se dosud soudilo.

1.4. Slunce

Po 20 letech vývoje byl koncem ledna 2020 uveden do provozu 4m sluneční teleskop Daniela K. Inouye (1924-2012) na vrcholu sopky Haleakala (3,1 km n. m.) na havajském ostrově Maui. Inouye byl Havajan, který prokázal mimořádné hrdinství na samém konci II. světové války v Itálii, když navzdory pěti zraněním likvidoval tři kulometná postavení německých vojáků pomocí granátů vržených zblízka. Po skončení útoku mu lékaři museli bez umrtvení amputovat pravou paži. Protože šlo o jednotku etnických Havajanů, jejich hrdinství nebylo dlouho náležitě oceněno. O přiměřenou úctu se postaral až prezident Bill Clinton. Inouye kandidoval po demobilizaci úspěšně jak do havajského senátu, tak následně do Senátu USA. Stal se havajskou ikonou už během svého života.

Celkové náklady na dalekohled DKIST dosáhly částky 344 mil. $. První snímek Slunce pořízený 29. 1. 2020 překvapil svým výborným rozlišením i samotné konstruktéry přístroje. Pozorovací stanoviště astronomové vybrali optimálně. Špičková optika dalekohledu umožňuje měřit indukci magnetického pole poprvé i ve sluneční koróně. Na snímku jsou vidět jasné buňky přehřátého plazmatu, jež se vynořují z horkých podpovrchových vrstev Slunce a na hranicích mezi buňkami je patrné ochlazené plasma, které se noří zpět do hloubky. Teleskop poskytuje lineární rozlišení slunečního povrchu až 20 km na vlnové délce 380 nm. Je vybaven adaptivní i aktivní optikou. Kromě přímého zobrazování v pásmu až do 5 μm je dalekohled opatřen laditelným optickým filtrem a dvěma polarimetry.

T. Reinhold aj. ukázali, že zářivý výkon Slunce kolísá v současné době výrazně méně než sluneční analogy, jež mají téměř stejnou efektivní teplotu a rotační periodu. Během 4 roků sledování kolísání energie 369 slunečních analogů družicemi Kepler a Gaia zjistili, že naprostá většina analogů jeví výrazně kolísavější zářivé výkony než Slunce. Slunce během cyklů své činnosti kolísá v rozmezí <0,3 %. Tak malé kolísání žádný analog Slunce nemá. Nepřímá historická měření kolísání sluneční činnosti ukazují, že Slunce je takto stabilní minimálně 9 tisíc let. Ke stejnému výsledku o velmi nízké úrovni kolísání zářivého výkonu Slunce dospěli také Jijghua Zhang s týmem. Využili pro srovnání 254 analogů Slunce, jež měly téměř shodnou rotační periodu se Sluncem. U všech analogů pozorovali podstatně vyšší fotosférickou i chromosférickou aktivitu, než jakou vykazuje Slunce.

G. Fleishman aj. dokázali, že sluneční erupce v koróně jsou provázeny rychlým uvolněním energie během zániku lokálního magnetického pole. Autoři pozorovali prostorové a časové změny v mikrovlnném pásmu spektra a zjistili, že indukce magnetického pole klesá tempem 0,5 mT/s v oblasti o objemu 4,6×10⁹ m³ po dobu 2 minut. Tak rychlý pokles magnetické indukce vybudí elektrické pole, jež umožní urychlování elektricky nabitých částic během celého trvání erupce. Odtud se pak podle pozorování odvíjí, jak silné budou příští sluneční erupce a případně jak silné kosmické počasí zasáhne Zemi.

D. Lario s týmem referovali o střetu Parkerovy sluneční sondy (= PSP; NASA) s interplanetárním koronálním výronem hmoty (ICME) v březnu 2019 ve vzdálenosti 0,25 au (54,7 R_ʘ) od Slunce během prvního obletu Slunce. Zárodek výronu byl pozorován bílým koronografem sondy STEREO-A a družicí SOHO (SOlar Heliospheric Observatory). Zárodek ICME odstartoval rychlostí 311 km/s, ale navzdory malé počáteční rychlosti se trefil do sondy PSP za necelých 56 h po startu rychlostí minimálně 370 km/s, čemuž ještě předcházely dvě interplanetární rázové vlny. Vlákno ICME se tedy muselo během svého letu neustále urychlovat. Svou polévku si jistě přihříval i stabilní sluneční vítr. Další podrobnosti průběhu střetu PSP s ICME během prvního obletu sondy přinesli L. Adhikari aj. Týkaly se turbulencí rychlého slunečního větru během průletu otevřenou koronální dírou, kdy byl směr větru shodný se směrem siločar magnetického pole ICME. Autoři zjistili, že turbulence silně přispěly ke zvýšení teploty koróny na ~1 MK ve vzdálenostech několika málo slunečních poloměrů, což následně vedlo k urychlení slunečního větru, jehož energie dosáhla maxima ve vzdálenosti 11,7 R_ʘ, aby pak opět klesala s rostoucí heliocentrickou vzdáleností ICME. Souběžně se zmenšovaly hustoty fluktuací větru.

Během druhého obletu se PSP střetla se zmagnetovaným oblakem, pronásledovaným proudem rychlého sluneční větru. Spolupráce kosmických aparátů se očividně začíná vyplácet a povede k lepší interpretaci jevů, které donedávna zůstávaly zahalené v šeru. Jak uvedli Lulu Zhao aj., A. Kouloumvakos aj. a J. Mitchell a tým, potkala sonda při druhém obletu Slunce počátkem dubna 2019 další energetické úkazy, které přinesly celou řadu nových poznatků i rekordů. Protony v oblaku CME dosáhly energií řádu 1 MeV, navzdory počáteční energii <100 keV. Sonda PSP se už blížila do přísluní ve vzdálenosti 24,8 mil. km od těžiště Slunce a sonda STEREO-A se s ní téměř lícovala a byla v kvadratuře vůči Zemi. Autorům se podařilo tyto úkazy zpětně přisoudit AR 12738 na Slunci. Poprvé se podařilo pozorovat energeticky silně urychlené elektrony ve vzdálenosti 0,2 au od povrchu Slunce. Tak se postupně daří řešit dva problémy sluneční fyziky, tj. mechanismus ohřevu sluneční koróny a vznik rychlého slunečního větru.

D. Dickinson popsal výsledky pozorování PSP během prvních tří průletů sondy přísluním ve vzdálenosti 24 mil. km (35 poloměrů Slunce) od Slunce. Sonda prošla přísluním v listopadu 2018, dubnu a prosinci 2019. Měření ukázala, že sluneční vítr nabral rychlost 0,5 mil. km/h během několika sekund! Současně se osa magnetického pole otočila do protisměru. Jen necelé 1 % zářivého výkonu Slunce pochází z řetězce uhlík-dusík-kyslík, ale naprostou převahu má slučování H na He. Slunce přitom produkuje neuvěřitelné množství neutrin: každou sekundu proletí nehtem na palci každého z nás řádově 100 miliard neutrin, ale za celý život jen jedno nebo dvě budou s naším nehtem interagovat.

Mezitím v podzemí pohoří Gran Sasso v Itálii vrcholil experiment Borexino, jenž běžel od r. 2007 a měl prokázat, že ve Slunci kromě základní termonukleární reakce transmutace jader vodíku na jádra hélia probíhá také zmíněný řetězec C-N-O. V podzemním experimentu se pozorují neutrina vzniklá v nitru Slunce v reakci C-N a na jejich počtu závisí tzv. metalicita hvězd (pozn.: astrofyzikové nazývají prvky počínaje lithiem a konče uranem souhrnně kovy :-) ). Z měření experimentu Borexino vychází, že metalicita nitra Slunce byla od počátku vyšší než metalicita vnějších vrstev Slunce. Tento řetězec navrhl a propočítal H. Bethe v r. 1939:
a: ¹²C + H = ¹³N + γ;
b: ¹³N + H = ¹³C + e⁺ + ν;
c: ¹³C + H = ¹⁴N + γ;
d: ¹⁴N + H = ¹⁵O + γ;
e: ¹⁵O = ¹⁵N + e⁺ + ν;
f: ¹⁵N + H = ¹²C + ⁴He

Pro ověření řetězce druhé termonukleární reakce v experimentu Borexino byla zvolena neutrina, jež by se podle Betheho teorie měla uvolňovat v reakcích b a e. Jak známo, neutrina jsou velmi plaché částice, takže jejich detekce je mimořádně obtížná. Aby byla neutrina detekovatelná, je laboratoř chráněna vápencovou bariérou tlustou přes 1 km pod pohořím Gran Sasso. Vápencový masiv dokáže odstínit jiné částice, jejichž účinné průřezy jsou podstatně větší.

Jenže matka Příroda je záludná, takže po zkompletování periodické soustavy prvků zařídila, aby neutrina z Betheho řetězce byla kontaminována neutriny, jež se stejnou energií vznikají rozpadem radioaktivního nuklidu ²¹⁰Bi vizmutu! Od r. 2014, kdy se na ten problém přišlo, vyvinuli členové týmu Borexino velké úsilí, aby pozorovaná neutrina byla od neutrin z vizmutu odlišena. Měření naštěstí ukázala, že poločas rozpadu radionuklidu vizmutu dosahuje vysoké hodnoty 2×10¹⁹ let! Většina neutrin z řetězce CNO proletí aparaturou bez interakce. Pouze nepatrná část proudu slunečních neutrin vyvolá slabý záblesk, jenž vzniká, když sluneční neutrina rozptylují elektrony v kapalných uhlovodících ve velkém objemu nylonového balonu o hmotnosti 278 tun. Kapalina musí být v klidu; nesmí se pohybovat o více než pár milimetrů za měsíc. Uvnitř balonu je potřebí udržovat stálou teplotu.

Teprve v r. 2019 byl vizmutový problém vyřešen. V r. 2020 se konečně podařilo bezpečně identifikovat neutrina z řetězce CNO. Jedním z faktorů, jenž ovlivňuje měření, je metalicita v prostředí, kde řetězec probíhá. Dlouho se myslelo, že stupeň metalicity v nitru Slunce, kde probíhá uvolňování termonukleární reakce CNO, je stejný jako na povrchu, ale v poslední době se ukazuje, že to neplatí. Metalicita v jádře Slunce je nižší než v povrchových vrstvách Slunce. Jelikož zářivý výkon reakce CNO závisí přímo úměrně na vysoké mocnině teploty, je ve skutečnost podíl reakce CNO na zářivém výkonu Slunce výrazně menší než 1 %. Naopak pro velmi hmotné hvězdy, v jejichž nitru panují daleko vyšší teploty než v nitru Slunce, je řetězec CNO suverénně hlavním zdrojem termonukleárního zářivého výkonu a hvězda kosmologicky rychle spěje ke svému zániku v podobě výbuchu supernovy.

Sonda Solar Orbiter (ESA), jež byla vypuštěna v únoru 2020, vyfotografovala v květnu povrch Slunce pomocí extrémně ultrafialové kamery, prakticky v poloviční vzdálenosti od Slunce, než obíhá Země. Kamera s vynikajícím úhlovým rozlišením zobrazila miniaturní horké zdroje (táboráky) v mezerách sluneční granulace. Jasné miniaturní táboráky jsou o 6 až 9 řádů slabší než sluneční erupce, ale jejich počet je tak vysoký, že mohou vydatně ohřívat sluneční korónu. Solar Orbiter nese na své palubě celkem 10 přístrojů a postupně se stane polární družicí Slunce. Mise je výsledkem spolupráce mezi kosmickými agenturami ESA a NASA. Jejím cílem je zodpovědět otázky, jak Slunce ovlivňuje heliosféru a proč jeho dlouhodobá aktivita není stálá. M. Velli s týmem přivítali koordinaci výzkumu Slunce pomocí kosmických družic (SDO, Hinode, IRIS, STEREO, SOHO, ale též WIND a ACE) a sond PSP a SolO. Synergie mezi těmito aparáty a slunečním dalekohledem DKIST povede k podstatnému pokroku ve studiu chování naší mateřské hvězdy a jeho důsledky pro život na Zemi.

G. Lapenta aj. referovali ve vědeckém měsíčníku Solar Physics o mezinárodní konferenci 250 slunečních astrofyziků o využití dvou nových kosmických observatoří pro výzkum Slunce, tj. PSP a SolO a avantgardním slunečním teleskopu DKIST na sopce Maui. Byla to již 15. konference o slunečním větru a díky sondě PSP mimořádně aktuální, protože právě od této kosmické observatoře lze čekat převratné výsledky. To ostatně platí i o sondě SolO vypuštěné ke Slunci na velmi protáhlou dráhu 10. února 2020, jež už rovněž zabodovala mimořádně podrobnými snímky slunečního povrchu ze vzdálenosti 42 mil. km. Na konferenci se probíralo sedm hlavních témat:

1. Vznik a urychlování slunečního větru v blízkosti Slunce.
2. Proměny slunečního větru během průletu heliosférou.
3. Vztah mezi koronálními výrony hmoty a interplanetárními výrony hmoty.
4. Přehřáté a energetické částice ve slunečním větru.
5. Interakce slunečního větru s objekty sluneční soustavy a interplanetárním prachem.
6. Interakce slunečního větru s interstelárním prostředím.
7. Současné a budoucí sluneční a heliosférické aparatury.

Na těchto projektech se podílejí také čeští odborníci z MFF UK v Praze, kteří byli v materiálech konference citováni. Pořadatelé byli nadšeni současnou situací, kdy synergie pozemních a kosmických observatoří přináší své plody, přičemž obrovské datové soubory se už běžně zpracovávají na rychlých počítačích pomocí strojového učení na trénovacích množinách.

P. Liewer aj. využili ke sledování trajektorií CME širokoúhlé kamery WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe) na sondě PSP. Šířka záběru kamery je volitelná v rozmezí úhlů 13,5°÷108°. Přesnost zobrazených trajektorií kontrolují kamery na družicích SOHO nebo STEREO-A.

S. Gunár aj. využili ultrafialové spektrální čáry vodíku Lyman-α (λ=121,6 nm), jež hraje významnou roli při ozařování chromosférických a koronálních struktur Slunce (protuberance, spikule, chromosférická vlákna, jádra CME a sluneční vítr). Navíc se tato čára uplatňuje i při výzkumu heliosféry, ionosféry Země a atmosfér planet, měsíců i komet. Autoři využili aparaturu SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) na družici SOHO ve dnech 24.–26. 6. 2008, kdy bylo Slunce klidné v minimu sluneční aktivity, čímž získali vztažnou hodnotu pro tabulku koeficientů přepočtu proměnných intenzit čáry Ly-α během dlouhodobého pozorování družice SOHO. Družice SOHO byla málem odepsána koncem června 1998, kdy došlo ke ztrátě jejího zaměření na Slunce. Přesto se technikům podařilo tuto vážnou havárii zvládnout a od října 1998 až dosud stále pracuje už přes čtvrt století. (Původní plán předpokládal životnost sondy dva roky!) Kromě prvotního cíle sledování Slunce se stala nezastupitelnou při pozorování komet, které se v přísluní dostanou do bezprostřední blízkosti ke Slunci. Tam je nelze pozorovat pozemními dalekohledy, a SOHO tak předala astronomům data o více než 1,5 tisíci komet! Naprostá většina z nich ovšem těsné přiblížení ke Slunci nepřežije.

I. Virtanen aj. sledovali od r. 1968 rotační intenzity slunečního koronálního magnetického pole a porovnávali je s heliosférickým magnetickým polem pozorovaným ze Země. Podkladem byly homogenní pozorovací řady z observatoře na Mt. Wilsonu a z Wilcoxovy sluneční observatoře. Autoři zjistili, že koncem 90. let minulého století se rozsah heliosférického magnetického pole zmenšil během několika let na méně než polovinu původního rozsahu. Jde o nespornou známku, že vysoká sluneční činnost v průběhu 20. století skončila jak v rozsahu magnetického pole, tak v celkové sluneční aktivitě.

H. Hayakawa s týmem upozornili na mimořádnou aktivitu Slunce v době klidného Slunce v říjnu a listopadu 1903. Tehdy probíhal slabý 14. cyklus sluneční činnosti, avšak náhle se vynořil koronální výron hmoty rychlostí 1 500 km/s s vysokým indexem magnetického pole ≈ −531 nT. Rovníkový ovál se roztáhl až do zeměpisných šířek ±44°. Současně se projevovaly poruchy telegrafického spojení. Odtud plyne varování, že významné poruchy mohou přijít kdykoliv, dokonce i během slabého slunečního minima.

K. Kusano aj. se zabývali testováním metody, jak předvídat silné sluneční erupce třídy X2 a vyšší. Během 24. cyklu sluneční činnosti (2008–2018) k tomu používali schéma kappa, jež se opíralo o kritickou hodnotu magnetohydrodynamické nestability vyvolanou magnetickým přepojováním (rekonexí). Během cyklu tak touto metodou dokázali předpovědět budoucí erupce třídy X2–X9. Metoda selhávala jen při předpovědích pro prostorově silně omezené erupce. Silné erupce vznikají tehdy, když magnetická zakroucená hustota toku poblíž inverzní linie magnetické polarity na slunečním povrchu předpoví, kdy a kde vznikne silná erupce a jaká bude její mohutnost (s předstihem až 20 h). Přesné předpovědi mocných erupcí mohou zlepšit předpovědi kosmického počasí v okolí Země. Tyto předpovědi jsou důležité jak pro kosmonauty na kosmických stanicích, tak pro ochranu aparatur bezpilotních družic a kosmických sond. Velmi silné erupce mohou způsobit poruchy transformátorů a indukovat silné elektrické proudy na dlouhých vedeních elektřiny, ale též na kovových rourách plynovodů a ropovodů. Kusanova metoda však selhala v říjnu 2014 v aktivní oblasti AR12192, jež vyvolala řadu mocných erupcí, které však nebyly doprovázeny koronálními výrony hmoty CME (Coronal mass ejection). A. Veronig se domnívá, že velkým přínosem pro vylepšení předpovědí se stane výše zmíněný 4m sluneční dalekohled DKI Solar Telescope.

S. Wedemeyer aj. začali v r. 2016 pozorovat pravidelně Slunce pomocí mikrovlnné observatoře ALMA ve dvou spektrálních pásmech o vlnových délkách 3 mm (100 GHz) a 1,25 mm (239 GHz). Pozorování probíhá denně během 48 minut ve 2s intervalech v centru slunečního disku. Pozorování se pak srovnávají se simultánními pozorováními družice Solar Dynamics Observatory (SDO), jež pracuje od r. 2010 na geosynchronní dráze, takže je nepřetržitě viditelná pro pozemskou stanici v Novém Mexiku, která dostává plynule data rychlostí 130 Mb/s. Nejlepší shoda je pro SDO pásma 17,1; 13,1 a 30,4 nm. Rozlišovací schopnost svazku antén ALMA je eliptický terč 1,4"×2,1". Kompaktní magnetické smyčky jsou dobře viditelné na frekvenci 100 GHz. Jejich teplota činí obvykle 8÷9 kK a příležitostně se zvyšuje až na 10 kK. Pás 100 GHz se jeví jako perspektivní pro studium detailní struktury a dynamiky sluneční chromosféry.

S. Mandal aj. revidovali denní katalog ploch slunečních skvrn od r. 1874 do r. 2019. Problém byl v systematických chybách metody měření na různých observatořích, z nichž téměř žádná nepracovala trvale. Autoři rektifikovali celkem 9 pozorovacích řad: Royal Greenwich Observatory, Kislovodsk, Pulkovo, Debrecen, Kodaikanal, Solar Optical Observing Network, Řím, Catania a Yunnan. Referenční řadou byly údaje RGO. Celkem 776 dnů chybí, jednak před r. 1922 a dále po r. 2016. Nejlepší návaznost představují data RGO, Kislovodsk a Pulkovo. Oproti předešlým publikacím má nový universální katalog podstatně vyšší kvalitu i plynulost pokrytí. Současně autoři zveřejnili svou rekonstrukci slunečního ozáření.

L. Citta aj. uvedli, že stále nevíme přesně, jak se jádra aktivních oblastí na Slunci impulsivně ohřívají na teploty ≳5 MK. Autoři pozorovali sedm aktivních oblastí pomocí družice SDO a zjistili, že většina koronálních smyček obsahujících přehřáté plazma je aspoň jedním vláknem ukotveno v patě v oblasti smíchané magnetické polarity na povrchu Slunce. Spektrograf IRIS potvrdil, že v této patě probíhá intenzivní přepólování magnetických pólů. Odtud plyne, že opačné póly magnetické polarity spolu intenzivně interagují a takto uvolněná energie je během přepólování klíčem k impulsivnímu koronálnímu ohřevu. Podle A. Jamese aj. pozorování ukazují, že koronální výrony hmoty jsou napájeny magnetickými horkými tavnými lany o teplotách až 10 MK. Pozorování v extrémně ultrafialovém oboru spektra ukázala, že před sluneční erupcí se vytvářejí tato lana v koróně. V patě lana probíhají omezené výbuchy po dobu od 18 h do 5 dnů. Lana se zdvojují s opačnými magnetickými póly a proplétají se kolem sebe. Jejich patou jsou sluneční skvrny. Nakonec tavná lana v koroně prasknou díky silnému magnetickému přepojování, dochází ke sluneční erupci, jež se stane odrazovým můstkem pro CME.

M. Karlický aj. využili komplexních údajů o velké erupci ze 7. 6. 2011 v oboru rádiových vln, EUV a RTG k popisu a interpretaci fyzikálních dějů, jež tam probíhaly. Nejenergičtější erupce začínaly magnetickým přepólováním pod vznikajícím filamentem. Během růstu filamentu se objevilo neobvyklé rádiové kontinuum s postupně snižujícími frekvencemi. Rychlost na hranici pohybu kontinua dosáhla 400 km/s, podobně jako rychlost zmíněného filamentu. Následně se objevily přechodné rentgenové zdroje a jasně svítící EUV zdroje blízko paty filamentu, ale mimo následně vzniklá souběžná horká lana. Zároveň se vyskytly oscilace s periodou 30 s současně ve všech třech spektrálních pásmech. Když oscilace končily, začala pulsní fáze jevu driftující směrem k hornímu okraji filamentu, ale mimo souběžná horká lana. Jde zřejmě o interakci rostoucího filamentu s magnetickými smyčkami ležícími nahoře. Zmíněné EUV zjasnění u paty filamentu je dokladem magnetického přepojování uvnitř magnetických lan nesoucích filament.

K. Hiremath aj. analyzovali údaje o archivu měření poloměru Slunce, jež pořizovala sluneční observatoř Kodaikanal (10° s. š.; 77° v. d.; 2,3 km n. m.; ~280 jasných dnů/rok) Indického astrofyzikálního ústavu v Bengalúru (Bangalore) většinou každodenně v letech 1923–2011. Všechny snímky jsou už digitalizovány a umožňují získávat velmi kvalitní údaje o změnách slunečního poloměru. Nejde však o lehký úkol, protože dráha Země kolem Slunce je eliptická, okraj slunečního kotouče je ztemnělý, používané čočky mají své vady a svou roli hraje i vliv refrakce v závislosti na výšce Slunce nad obzorem a sluneční rotace. Celkem bylo v tomto programu pořízeno a digitalizováno 24 939 snímků. Nejvýznamnější změny poloměru souvisejí s periodou sluneční činnosti (průměrně 11,4 r). Méně významné periody jsou 1,5 a 3,8 let a nejmenší kolísání poloměru se opakuje v periodách 159, 91 a 63 dnů. Po započtení všech vlivů vychází střední úhlový poloměr Slunce R = (15,995' ±0,008'). Autoři dospěli k závěru, že ve zmíněném intervalu 89 let (k výpadku měření došlo 17. 6. – 31. 12. 1960) se střední poloměr Slunce nezměnil. Astrofyzikální modely předpokládají, že k měřitelné změně poloměru Slunce dojde za 1 milion let.

V. Kotov však zjistil, že sluneční rotace není stálá. Celkem sedm observatoří pořídilo v letech 1968–2018 přes 27 tis. měření rychlosti rotace. Délka otočky Slunce vůči hvězdám činí 25,165 d, ale sluneční rovník to stihl za 25,081 d. Jenže po roce 1993 se magnetické pole chaoticky rozsypalo a rotační perioda stochasticky kolísá v rozmezí 24,7÷25,4 d. Patrně vinou tohoto chaosu byly 23. i 24. cykly překvapivě nízké.

B. Boe aj. konstatovali, že měřit indukci globálního magnetického pole ve sluneční koróně je tvrdý oříšek. Zatím se to poněkud daří během úplných zatmění Slunce snímkováním bílých struktur v koróně. Autoři využili 14 úplných zatmění Slunce během téměř dvou cyklů sluneční činnosti ke snímkování topologie magnetických polí od okraje slunečního disku až do vzdálenosti 6 R_⊙. Měření ukázala, že magnetická pole do vzdálenosti 3 R_⊙ nejsou vůbec radiální a směr siločar ve vzdálenostech (1,5÷3) R_⊙ se výrazně libovolně mění v různých slunečních šířkách a fázích slunečního cyklu. Až do vzdáleností ~4 R_⊙ neradiální směry převažují. Neradiální směry siločar se přednostně nalézají také nad oblastmi slabých magnetických polí ve fotosféře. Naopak silnější pole ve fotosféře se projeví v koróně radiálními siločarami. Kromě toho se ve všech slunečních šířkách vyskytují siločáry, jež nezávisle na existenci koronálních děr směřují radiálně až do vzdálenosti 6 R_⊙. Tato pozorování ukazují složitost magnetických polí v koróně a mohou přispět k identifikaci zdrojů slunečního větru.

S. Akiyama s týmem pozorovali zvýšenou hodnotu zmagnetizovaného vlákna galaktického kosmického záření, jež po 17 h procházelo přes Zemi. Úkaz souvisel s pomalý výronem koronální hmoty vyvolaným slunečním filamentem z 9. 10. 2016. Protože kosmické počasí bylo v té době klidné, procházelo magnetické vlákno neporušené a Zemi navštívilo se silnou indukcí magnetického pole, ale velmi nízkou hustotou a nepatrnou turbulencí, takže galaktický mrak se přizpůsobil směru magnetického pole. Celý úkaz byl pozorován na vysokohorské Čerenkovově observatoři HAWC (High Altitude Water Cherenkov) na plošině mezi sopkami Sierra Nega a Pico de Orizaba v Mexiku v nadmořské výšce 4,1 km (19° s. š.; 97° z. d.; 300 vodních Čerenkovových detektorů na ploše 22 tis. m²; každý detektor je válec o průměru 7,3 m a výšce 4,5 m.) V centru detektorů jsou umístěny fotonásobiče o průměru 0,25 m a kolem nich tři fotonásobiče o průměru 0,2 m ve vrcholech rovnostranného trojúhelníku. Aparatura pracuje nepřetržitě od r. 2015. Hmotnost destilované vody v cisternách dosahuje 55 tisíc tun, což odpovídá 110 plně naloženým velkokapacitním letadlům B-747.

E. Cliver aj. se zabývali nepřímým pozorováním slunečního protonového úkazu v r. 774 pomocí měření kosmogenních nuklidů z té doby. Tento historicky rekordní sluneční energetický úkaz >1 GV (>430 MeV) byl asi 50× mocnější než soudobý úkaz 23. 2. 1956, jenž dosáhl rentgenové klasifikace X(20±10). Autoři se touto kalibrací pokusili o klasifikaci jevu z r. 774 a dostali tak neuvěřitelnou hodnotu bolometrické třídy (X285 ±140), tj. bolometrické energie ~ (1,9 ±0,7) ×10²⁶ J! To je samozřejmě silné varování, že se takový úkaz může během tisíciletí opakovat.

B. Filippov aj. využili šťastné náhody, že během úplného zatmění Slunce 21. 8. 2017 se vyvinul koronální výron hmoty ICME a byl podrobně sledován jak z pozemních observatoří, tak i z kosmických sond a družic. Díky kvalitě pozorování bylo možné sestavit průběh úkazu doslova po zlomcích minut. Kosmická sonda STEREO pozorovala průlet pomalého výronu téměř konstantní rychlostí (250 km/s) už ode dna sluneční koróny. Celé představení začalo protuberancí těsně před začátkem úplného zatmění, která se dala sledovat pomocí kanálu 17,1 nm během průletu koronální dírou. Protuberance se pak obloukem vracela zpět do chromosféry. Ve chvíli, kdy se protuberanční oblouk ztratil ze zorného pole sondy v úhlové vzdálenosti 6′, vynořilo se odpovídající magnetické lano, aby vytáhlo zárodek CME do vnější koróny a dotvořilo koronální výron ICME.

Úplné zatmění Slunce z 21. 8. 2017, jehož pás totality pokryl kontinentální Spojené státy přiměl řadu astronomů k zavedení nových pozorovacích metod. A. Caspi s velkým týmem testovali možnosti dvou výzkumných letadel NASA WB-57F, jež sledovala totalitu v tandemu ve vzájemné vzdálenosti kolem 100 km. Tím si zhruba trojnásobně protáhli totalitu zatmění na 7,5 minut z výšky 16 km. Aparatury na špici letadel pracovaly ve viditelné a blízké infračervené oblasti spektra (3÷5) μm. Autoři hodlají pokračovat ve vývoji této metody pozorování úplných zatmění, přičemž technicky mohou tato letadla pracovat i ve výšce až 19,8 km nad zemí, kde už je v optické části spektra denní obloha zřetelně potemnělá.

H. Hayakawa aj. se zabývali extrémně silnou geomagnetickou superbouří v březnu 1946, jež byla způsobena velkou sluneční erupcí v době, kdy se ještě o jejích důsledcích mnoho nevědělo. Koronální výrony hmoty ještě nebyly objeveny, neexistovaly prostředky, jež by mohly sledovat trajektorie interplanetárních CME. Teprve v r. 1957 byl zaveden index geomagnetických poruch, jež se měří na čtyřech geomagnetických observatořích, které se nacházejí ve středních zeměpisných šířkách. Zatím největší geomagnetická superbouře se odehrála v březnu 1989, kdy porucha dosáhla záporného magnetického indexu −589 nT. Druhá největší superbouře v červenci 1957 měla index −429 nT. Nepřímé odhady ukázaly, že ještě větší superbouře se vyskytly během první pětiny XX. století. Jde však o dost nepřesné odhady: listopad 1903 (Dst* ≈ − 531 nT); září 1909 (Dst* ≈ −595 nT); květen 1921 (Dst* ≈ −907 ±132 nT). V březnu 1946 se Slunce nacházelo na vzestupné části 18. cyklu (vyhlazené měsíční číslo dosáhlo R = 80). 27. 3. se 5° od centrálního meridiánu nacházely v heliocentrické šířce (19÷20)° skupiny slunečních skvrn pokrývající 492 miliontin povrchu sluneční polokoule. Podle Z. Švestky sluneční erupce vzniklá díky oběma skupinám pokrývala plochu 600÷1 200 mps. Erupci pozorovali astronomové v Taškentu a na Kodaikanalu. Autoři odhadli rychlost pohybu ICME na 1 590 km/s. Rekordní hodnotu superbouře naměřili v indickém Alibagu během soumraku:1,041μT. Aurorální rovníkový ovál se rozšířil až do zeměpisných šířek ±41,8°. Tato detektivní story zařadila supergeobouři mezi rekordní případy slunečních poruch ve XX. století.

M. Bekli a I. Chadou podnikli hloubkovou kontrolu historických zpráv o polárních zářích pozorovatelných poblíž rovníku mezi 9. a 20. stoletím v severní Africe, na Arabském poloostrově a Středním východě. Našli tak popis polární záře pozorovatelné v Jemenu v r. 1919, což je unikátní případ pozorování poblíž rovníku. Ve stejném dokumentu se nachází zpráva o nezvyklém atmosférickém jevu, jenž vznikl po výbuchu sopky Krakatoa 26./27. 8. 1883. Další objev se týká spojitého pozorování polárních září celého týdne v září 1870. Výjimečným objevem je záznam o pozorování polární záře 4. 2. 1872 v Mekce v severní zeměpisné šířce 17°.

M. Vokhmyanin aj. rekonstruovali pozorování anglického astronoma T. Harriota, jenž pořídil 200 kreseb slunečních skvrn od 18. 12. 1610 do 28. 1. 1613. Kresby dávají možnost spočítat na každé z nich počet slunečních skvrn, jejich plochu a polohy na disku Slunce. Harriot podle možnosti pozoroval Slunce ráno a uváděl místní čas pozorování, datum, místo a počet skvrn. Celkem zakreslil 753 skvrn v 293 skupinách.

J. Nogales aj. popsali činnost B. Orianiho, což byl kněz a vědec, který zakresloval sluneční skvrny v letech 1778–1779 na observatoři Brera v Miláně. Nejvyšší počet skupin skvrn (12) viděl 24. 8. 1778. V. Carrasco aj. revidovali pozorování italského astronoma A. Colly, jenž pozoroval sluneční skvrny na observatoři v Parmě těsně po konci Daltonova minima v letech 1830–1843. Záznamy jsou bohužel kusé a nepočetné (pouze 71 dnů). Je však těžké rekonstruovat alespoň počty skupin skvrn, takže vědecká hodnota těchto záznamů je nízká. Stejní autoři se však zaměřili také na amerického astronoma W. Bonda, ředitele Harvardovy observatoře v polovině 19. století. Autor pozorování se však dopustil chyb v počtu skupin slunečních skvrn, takže Carrascovův tým vše přepočítal. Lepší data pocházejí od německého astronoma S. H. Schwabeho a švýcarského astronoma R. Wolfa. Wolf zavedl metodu relativního čísla slunečních skvrn, které dává velkou váhu skupinám slunečních skvrn, ale zohledňuje i celkový počet skvrn na disku Slunce. T. Friedli však přepočítal Wolfova relativní čísla pro období let 1877–1893, kdy se Wolfovi zhoršoval zrak a kdy změnil dalekohledy. Díky přepočtu se zvedla maxima 12. cyklu (1884) a 13. cyklu (1893) přibližně o 10 %.

L. Deng aj. studovali možné periody v rotaci sluneční koróny na základě měření od 1. 1. 1939 do 31. 5. 2019. Výrazná je synodická perioda rotace koróny 27,5 d. Další periody souvisejí s kvazidvouletou periodou slunečních oscilací, následně s 11letým cyklem sluneční činnosti a 22 Haleovým cyklem magnetických přepólování. Fázování mezi koronální rotační periodou a sluneční magnetickou aktivitou nezávisí jen na čase, ale také na frekvenci, v níž měříme.

Kim Chol-jun a Kim Jik-su zkoumali vlastnosti přibližně dvousetleté periody sluneční činnosti na základě středověkých pozorování slunečních skvrn viditelných pouhým okem jednak korejskými, ale též čínskými pozorovateli. Korejci i Číňané dospěli nezávisle ke stejné délce dvousetleté periody (207 let). Někteří astronomové zpochybňují všechny publikované periody kromě periody jedenáctileté. Autoři však připouštějí, že někdy se vynechá 207leté minimum nejdelšího pozorovaného cyklu a cyklus se prodlouží na dvojnásobek, nebo dokonce čtyřnásobek periody 207 let. Podobnou studii o dlouhých cyklech velkorozměrových magnetických polí na Slunci zveřejnil V. N. Obridko, ale i zde jsou závěry o stabilitě dlouhých cyklů poměrně neurčité.

M. Tyasto aj. studovali proměny klimatu v pozdním prekambriu před ~680 mil. lety na glaciálních stopách v jižní Austrálii. Časové rozlišení vrstev odpovídalo jednomu roku. Na vzorku dlouhém 1334 let autoři odhalili sedm skrytých periodicit: 12, 22, 24, 26, 104, 157 a 316 let. Některé periody připomínají současné periody sluneční činnosti.

Jelikož přelom let 2019–2020 by měl být přechodem od 24. cyklu sluneční činnosti, řada astronomů nebo celých týmů provozovaly oblíbené předpovědi, kdy k tomu zlomu dojde, jaká bude hodnota nejvyšší vyhlazené aktivity a v kterém období cyklu se tak stane.

Proto uvádím přehledný odstavec o těchto odhadech. Jako obvykle jde o mírné hádání z křišťálové koule: Termíny začátku 25. cyklu sluneční činnosti byly už na spadnutí:
R.J. Leamon aj.: květen 2020 (+ 4 měsíce; −1,5 měsíce)
B.Benson aj.: maximální vyhlazené R = 106 ±19,75; maximální plocha skvrn 1771 ±381.17
S.Bisoi a P. Janardhan: R_max = 76,5 ±5 (severní); 85,5 ±5 (jižní polokoule)
B.Kakad aj.: R_max = 136,9 ±24
Zhanle Du: R_max = 130,0 ±31,9; čas maxima: říjen 2024 ±13 měsíců!
S.W. McIntosh: 25. cykl bude patřit mezi několik nejvyšších cyklů v historii pozorování
Z.L. Du: Rok 2012 předpověď 24. cykl: R_max = 81,7; vyšlo 81,9.
25.cykl: R_max = 151,1 ±16,9; maximum IV/2023÷XI/2024
P.Geryl a J. Alvestad: začátek 25. cyklu říjen 2019 nebo červen 2019
I.Gonçalves: 25. cykl proběhne v letech 2019-2029; max v r. 2024; R_max = 117 nebo 110.

A.Chelpanov a N. Kobanov: První aktivní oblast NOAA 12744 se vynořila na východním okraji slunečního disku 6. 7. 2019 (j. š. 27°; v. d. 55°). Po 6 h se už dalo změřit znaménko magnetického pole, které odpovídalo 25. cyklu sluneční činnosti. Následně se rychle vytvořila velká fakule a také několik pórů. Tímto dnem nový cykl započal.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

2.1.1. Jednotlivé exoplanety

Japonský astronom-amatér T. Kojima pozoroval 25. 10. 2017 zjasnění hvězdy 13,0 mag na 11,7 mag během noci. Do konce října hvězda dosáhla maxima 10,8 mag. Brzy se ukázalo, že šlo o efekt gravitační mikročočky. Podobných případů se už pozorovalo povícero, ale tento případ je výjimečný, protože se odehrál na periférii Galaxie. G. Fukui aj. vyfotografoval po 2,5 měsíci spektrum, čímž se prokázalo, že jde o hvězdu s exoplanetou o hmotnosti 20 M_⊕, jež kolem mateřské hvězdy obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 1,1 au. V tomto případě jde o dráhu v okolí sněhové čáry. Lze předpokládat, že podobných konfigurací bude v Galaxii poměrně hodně.

M. Thomsonová aj. zveřejnili pozorování dvojhvězdy BD+20 307 (vzdálenost 120 pc; stáří 1 mld. let) z létající observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; upravené dopravní letadlo B747SP; na levém boku je vyříznuta díra 3×3 m pro umístění zrcadla ø 2,7 m; společný projekt NASA; americké Kosmické univerzitní výzkumné asociace a německé kosmické agentury DLR). Dvojhvězda byla před 15 lety zobrazena pozemními dalekohledy a infračerveným kosmickým dalekohledem SST (Spitzer Space Telescope). Tehdy byla dvojhvězda zahalena silnou vrstvou prachu. Nebyl to prach, který zbyl ze zrodu soustavy, ale nejspíš prach ze dvou exoplanet, jež se před desítkami tisíc let srazily. Prach je nyní ohříván tím, že se blíží ke dvojhvězdě. Nakonec může růst jasnosti prachu přispěl i k pochopení rané fáze naší Sluneční soustavy.

E. Gilbertová aj. objevili hvězdu TOI 700 (Dor; 13 mag; sp M2 V; T 3,5 kK; 0,4 M_ʘ; 0,4 R_ʘ; 2 % L_ʘ; d = 31 pc; stáří >1,5 mld. r.), kolem níž obíhají minimálně tři exoplanety, z nichž třetí d je v ekosféře a jen o něco málo větší než Země. Tato exoplaneta byla díky své blízké dráze ke hvězdě objevena už v r. 2020. Poměrně vzácný objev exoplanety s rozměry podobné Zemi dává dobré vyhlídky na podrobné pozorování jasné mateřské hvězdy, ale i na dostatečnou přesnost údajů o planetě TOI 700 d, což usnadňuje určování hlavních parametrů hvězdy i obíhajících exoplanet. V každém případě je exoplaneta d v ekosféře definované jako prostor, kde může být voda ve všech skupenstvích. Autoři využili k objevu družici TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite; NASA). Start na vzdálenou geocentrickou dráhu se odehrál 18. 4. 2018; vzdálená dráha má přízemí 108 tis. km a odzemí 373 tis. km; sklon dráhy k rovníku 37°; 4 kamery; zorné pole 24°×24°; spektrální rozsah 600 ÷1 000 nm; úhlové rozlišení 16,8 Mpix). Exoplaneta TOIb je jen o 11 % hmotnější než Země a její poloměr je jen o 4 % větší než poloměr Země. Kolem své mateřské hvězdy obíhá ve vzdálenosti pouhých 10 mil. km. v periodě 10 dnů. Družice objevuje exoplanety pomocí transitů chladnějších exoplanet, které ve stálé periodě přecházejí přes kotouček mateřské hvězdy, čímž se světlo hvězdy mírně, ale dobře měřitelně, periodicky zeslabuje. Od startu do konce r. 2021 objevila družice TESS už více než 1,5 tis. exoplanet, ale navíc také pozoruje optické protějšky zábleskových zdrojů GRB. J. Rodriguez s týmem změřili poloměr exoplanety TOId pomocí SST (Spitzer Space Telescope) v pásmu vlnové délky 4,5 μm: 1,14 R_⊕ a změřili též délku oběžné doby 37,4 d. Průměrná teplota povrchu exoplanety činí 269 K. Kromě toho obíhají kolem TOI -700 ještě dvě exoplanety s poloměry R_b = 1,04 R_⊕ a R_c = 2,65 R_⊕ a oběžnými dobami po řadě 10 a 16 dnů. Mateřská hvězda TOI 700 je červený trpaslík s těmito parametry: (Dor; 8,5 mag; M2 V; 3,5 kK; 0,023 L_ʘ; 0,415 M_ʘ; 0,42 R_ʘ; hustota 7,7× voda; Fe/H = −0,07; 31 pc; stáří >1,5 Gr). Nachází se poblíž jižního pólu ekliptiky, takže je družicí TESS pozorovatelná téměř spojitě. Během doby pozorování mateřského červeného trpaslíka nebyla pozorována žádná erupce, což poněkud zvyšuje naději, že by byla exoplaneta d vhodná pro vznik života.

G. Suissaová s týmem se zabývala možnými scénáři pro potenciálně obyvatelnou planetu, která by měla mít atmosféru, jež by byla podstatnou podmínkou pro vznik života na planetě. Autoři simulovali 20 kombinací chemického složení, tlaku, doby rotace i dalších parametrů, které se mohou hodit pro tento případ, ale i pro další nadějnější objevy. Autoři však konstatují, že pro objev atmosfér se nehodí nedávno vypuštěný teleskop JWST, takže bude v budoucnu potřebné postavit přístroj na míru atmosférám blízkých exoplanet v ekosférách. Většina odborníků se domnívá, že největší nadějí pro objevy životodárných planet jsou trpasličí hvězdy spektrální třídy K. Mají totiž vyšší svítivost, a tedy širší pásma ekosféry, a nemají extrémně silné erupce jako červení trpaslíci. Navíc jsou početnější a žijí déle než hvězdy třídy spektrálních tříd G nebo F.

D. Ehrenreich s týmem se zabývali opačným extrémem mezi rozžhavenými a obřími exoplanetami, jejichž atmosféry jsou rozžhaveny na ≥ 2 kK. Podle názoru týmu jde o vhodné laboratoře pro studium extrémních planetárních klimat a jejich chemických složení. Určitě tam dochází k silným chemickým změnám v atmosférách během dne a noci. Autoři argumentují, že denní obloha je v těchto případech bezmračná, ale to se prudce mění během noci, kdy horké atomy chladnou a rekombinují na molekuly. Zatím je tato změna klimatu jen odhadována, ale autoři se úspěšně zaměřili na změny atmosférického klimatu mezi dnem a nocí u žhavé exoplanety WASP-76b pomocí vláknového ešeletového spektrografu ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations) na Paranalu (ESO). Spektrogramy exoplanety 76b, pořizované při přechodu od dne do noci jeví modrý posuv o rychlosti −11 km/s, což je dáno silným větrem vanoucím z horkého dne do nočního „chladu“. Na konci noci není patrný žádný pohyb, takže železo ještě zůstává v pevné fázi. Autoři uvedli fyzikální i geometrické parametry hvězdy i planety: WASP-76 (Psc; V=9,5 mag; sp. F7 V; 6,3 kK; 1,5 M_ʘ; 1,8 R_ʘ; Fe/H = 3,7; stáří 1,8 Gr). Planeta WASP-76 b (0,9 M_J; 1,8 R_J; hustota 0,17×voda; kruhová dráha 0,033 au = 5 mil. km; oběžná per. 1,8 d; polední T= 2,7 kK; večerní T = 1,5 kK).

M. Damasso aj. odhalili u červeného trpaslíka Proximy Centauri druhou exoplanetu, jež je od Proximy vzdálena 1,5 au; tj, 30× dále než exoplaneta b, která byla objevena v srpnu 2016 M. Tuomim ve vzdálenosti 0,05 au ≃ 7 mil. km. Autoři sledovali křivku radiálních rychlostí Proximy od r. 2000 na observatoři ESO La Silla přesným spektrografem HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) a později spektrografem UVES VLT na ESO Paranalu, jenž potvrdil vlnky v křivce radiálních rychlostí Proximy vyvolané gravitačními poruchami od exoplanety c. V r. 2017 si už autoři byli jisti, že vlnky jsou důkazem existence druhé exoplanety a po zevrubné analýze křivky uveřejnili její parametry: poloměr dráhy 1,5 au; výstřednost 0,04; oběžná doba 5,3 r; 7 M_⊕; povrchová teplota 39 K. Definitivní potvrzení přišlo prohlídkou údajů z archivu HST v r. 1995, jenž obsahoval sklon dráhy i hmotnost exoplanety c, která není tranzitující pro pozemské pozorovatele. Je však překvapivě velmi jasná, což nejspíš znamená, že kolem exoplanety se nachází prstenec jako u Saturnu.

Nečekané vysvětlení podivného objektu b u jasné hvězdy Fomalhaut podali A. Gáspár a G. Rieke. Původně (2008) se soudilo, že kolem Fomalhautu obíhá velmi hmotná exoplaneta, ale postupem času se ukázalo, že objekt nijak nedeformuje prstenec kolem Fomalhautu, takže jde o útvar o velmi nízké hmotnosti. Když se sledovala dráha objektu pomocí HST delší dobu, astronomové s úžasem zjistili, že objekt neobíhá kolem Fomalhauta po elipse, ale vzdaluje se radiálně napříč Fomalhautově prstenu. Současně se počal zvětšovat a slábnout. Objekt b se lišil od exoplanet také tím, že nebyl pozorovatelný v infračerveném pásmu spektra. Zcela přestal být pozorovatelný v r. 2014. Patrně šlo o srážku dvou planetesimál s typickými průměry ≈ 50 km.

M. Giovinazzi s týmem se věnoval historii pozorování horkého Jupiteru HD 217107 b, jenž byl objeven v r. 1999 pomocí metody periodických variací radiálních rychlostí mateřské hvězdy. Mateřská hvězda HD 217107 má parametry: (Psc; 6,2 mag; G8 IV-V; 5,4 kK; 1,1 L_⊙; 0,97 M_⊙; 1,2 R_⊙; Fe/H = 0,31; 20 pc; 11,9 Gr). Horký jupiter b má po více než 20 letech pozorování parametry: (>1,4 M_J; a = 0,075 au ≃ 11 mil. km; per 7,13 d; e = 0,12). Ačkoliv většina těsných drah u mateřských hvězd bývá kruhová, tento případ je výjimečný, protože výstřednost dráhy není zanedbatelná. Systematickým měřením drobných odchylek křivky radiálních rychlostí se však podařilo objevit, že kolem hvězdy krouží další exoplaneta cs parametry (>4,1 M_J; a = 5,94 au; per 13,85 r; e = 0,4). Jak takové výstřednosti vznikly, se zatím neví. Celá soustava je přitom velmi stará, takže nejspíš má za sebou docela komplikovanou historii.

A. Boccaletti aj. využili synergie mezi dvěma špičkovými aparaturami: ALMA, jež pozoruje v pásmu mikrovln a SPHERE VLT, k zobrazení dějů, jež se odehrávají během prvního milionu let v okolí řádu stovek au po vzniku Herbigových hvězd třídy Ae/Be. Tyto hvězdy jsou totiž dostatečně jasné a hmotné, aby svůj vývoj dokázaly osvětlit. Autoři si vybrali pozoruhodnou mladou proměnnou Herbigovu hvězdu AB Aurigae (7 mag; sp. AO Ve; 9,8 kK; 38 L_⊙; 2,4 M_⊙; 2,5 R_⊙; d = 163 pc; stáří 4 Mr). V r. 2017 ukázala observatoř ALMA, že z hvězdy vycházejí plynová (CO) spirální ramena, nad nimiž je prázdná mezera o šířce 100 au a vně úplný prstenec prachu o vnějším poloměru 120 au. V mezeře se pravděpodobně nachází hnědý trpaslík. Vcelku autoři soudí také na základě snímků kamerou SPHERE VLT, že pozorujeme proces vznikání exoplanet v přímém přenosu.

S. Jeffersová s týmem vsadila na blízkého červeného trpaslíka GJ 887 (PsA; 7,3 mag; M0,5 V; 3,7 kK; 0,04 L_⊙; 0,5 M_⊙; 0,5 R_⊙; Fe/H = −0,22; d = 3,3 pc; stáří 2,9 mld. r.). Kolem něj obíhají exoplanety b (≥4,2 M_⊕; a = 0,068 au ≈ 10 mil. km; per. 9,3 d; e = 0,09), c (≥7,6 M_⊕; a = 0,12 au = 18 mil. km; per. 21,8 d; e = 0,22) – zatím není potvrzena ještě hmotnější exoplaneta d. V každém případě jde o nejjasnějšího červeného trpaslíka na pozemské obloze. Trpaslík je tak blízko, že se dá jeho průměr změřit geometricky. Další skvělou předností je skutečnost, že na rozdíl od většiny červených trpaslíků nevykazuje tento objekt silné erupce, které by mohly zničit potenciální život na příslušné exoplanetě.

D. Armstrong s týmem objevili exoplanetu TOI-849b v oblasti pouště exoplanet, což jsou horké exoplanety podobné Neptunu. Takové exoplanety jsou obecně velmi vzácné. Zmíněná exoplaneta má poloměr menší než Neptun, ale zato anomálně vysokou hmotnost 39 M_⊕ a hustotu jako Země (5,2×voda). Exoplaneta má však jen necelá 4 % hmotnosti H a He. Možná byla v minulosti planetárním plynovým obrem, jenž přišel o těkavé látky anebo se srazil s jinou velkou exoplanetou. Několik násobků hmoty Země v podobě H a He se dalo ztratit během několika miliard let, takže třeba atmosféra po tom úniku má více vody z nitra ve své atmosféře. Autoři považují za pravděpodobné, že tato exoplaneta je ve skutečnosti zbylým jádrem obří planety.

A. Vandeburg s týmem uvažovali o přežití vzdálených exoplanet v době, kdy původní hvězdy hlavní posloupnosti se rozepnou do velkých rozměrů a zalijí svým povrchem blízké exoplanety. Navzdory tomu však autoři prokázali, že vzdálené exoplanety mohou tuto epizodu mateřské hvězdy přežít a stanou se nakonec průvodci bílých trpaslíků. Objevili totiž obří exoplanetu o rozměrech Jupiteru, jež obíhá kolem bílého trpaslíka WD 1856+534 (Dra; 15,5 mag; 0,5 M_ʘ; 0,013 R_ʘ; 4,7 kK; vzdálenost 25 pc; stáří 6 Gr). Základní parametry exoplanety b jsou 9 M_J; 10 R_J; a = 0,02 au = 3 mil. km; per 1,4 d. Nebylo lehké objevit transitující exoplanetu, protože celý přechod exoplanety přes kotouček bílého trpaslíka trvá jen 8 minut.

L. Mancini aj. se zabývali zlepšením parametrů exoplanetární soustavy hvězdy WASP-174, kolem níž obíhá silně rozevlátá exoplaneta b. Základní charakteristikou hvězdy jsou tyto parametry: (Cen; 12 mag; F6 V; 6,4 kK; 1,3 M_ʘ; 1,3 R_⊙; d = 415 pc; stáří 1,65 Gr), Silně rozevlátá exoplaneta b: (< 1,3 M_J; 1,43 R_J; 1,5 kK; a = 0,06 au ≃ 8,4 mil. km; per 4,2 d; hustota 0,135× voda). Zároveň jde o tečný transit, což zvyšuje atraktivnost soustavy kvůli možnosti použití techniky transmisní spektroskopie. Jde o zatím rekordní případ určení parametrů tak řídké exoplanety.

G. Frustagli a tým se věnovali problému exoplanet, jež mají ultrakrátké oběžné doby (<1 d) kolem mateřské hvězdy. Hlavní problém spočívá v tom, že není pravděpodobné, že by v té blízkosti k hvězdě mohla exoplaneta vzniknout, takže tyto exoplanety musely díky nějakému podnětu na těsnou dráhu do blízkosti hvězdy připutovat z místa zrodu dále od hvězdy. Zatím není jasné, o jaké podněty se může jednat. Autoři se zaměřili na hvězdu HD 80653 (Cnc; 9,5 mag; G2 V; 5 950 K; 1,2 M_ʘ; 1,2 R_ʘ; Fe/H = 0,28; d = 110 pc; 2,7 Gr), kolem níž obíhá exoplaneta b (5,6 M_⊕; 1,6 R_⊕; a = 0,017 au ≃ 2,5 mil. km; i = 82°; per = 0,72 d; teplota v poledne 3,5 kK; hustota 7,4×voda !). Zmíněná hustota ukazuje, že exoplaneta je kamenná se silným zastoupením Fe, ale téměř bezoblačnou atmosférou. Díky rozpálení kamenného povrchu do běla jsou náznaky, že když se exoplaneta skryje za hvězdou, nastává mělké sekundární zatmění.

E. Priceová a L. Rogers se zabývali kandidátkou na tranzitující exoplanetu KOI 1843.03, jež má poloměr 0,6 R_⊕ a obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 4,245 h, což je vůbec nejkratší doba oběhu planety, kterou dosud známe. Tak rychlý oběh v těsné blízkosti hvězdy je pro hvězdu velmi náročný, protože slapové síly jsou nepřímo úměrné 3. mocnině vzdálenosti. Autoři se věnovali podmínkám, které musela exoplaneta splnit, aby takovou divočinu přežila. Modelové výpočty ukázaly, že musí jít o exoplanetu s vysokým podílem železa, která přitom mění svůj tvar z dokonalé koule na objekt tvaru míče v americkém fotbalu. Autoři konstatovali, že planeta Merkur obsahuje 70 % Fe, což jí stačí na pohodlné vzdorování slapovým silám Slunce. Simulované modelování ukázalo, že k přežití slapů při rekordně krátké oběžné době potřebuje mít exoplaneta minimálně 66 % železa. Zatím je známo 9 exoplanet, jež obíhají své mateřské hvězdy nejrychleji; z toho jen 4 jsou dostatečně obdařeny železem. Autoři však doufají, že až bude statistika rychlých oběhů o řád početnější, ukáže se, zda tvary v podobě míče amerického fotbalu umožní exoplanetám podobné fazóny přežívat.

J. McCormac s týmem objevili v programu NGTS (Next Generation Transit Survey) exoplanetu třídy horkých jupiterů NGTS-10b, která má v této kategorii exoplanet nejkratší oběžnou periodu 0,7668 d. Další parametry jsou 2,2 M_J a 1,2 R_J. Mateřskou hvězdou soustavy je hvězda (CMa; V 14,3 mag; K5 V; 4,4 kK; 0,7 M_⊙; 0,7 R_⊙; Fe/H −0,02; 10,4 Gr). V současné době se horký Jupiter nachází ve vzdálenosti cca 46 % nad hranicí Rocheova poloměru, takže autoři odhadli, že již za 38 mil. let budou obří slapy tuto exoplanetu ničit.

Chen Jiang a tým využili družice TESS, která hledá exoplanety tranzitující před relativně blízkými a jasnými hvězdami s cílem objevit exoplanety, která by mohla být nositelkou života. Autoři studovali zajímavý případ červeného obra HD 222076, kolem něhož obíhá obří exoplaneta v periodě 2,4 let. Hmotnost červeného obra činí 1,12 M_⊙; jeho poloměr 4,34 R_ʘ; a jeho stáří je docela úctyhodné: (7,4 ±2,7) Gr. Jenže modelový výpočet ukázal, že už za 800 mil. let se červený obr rozepne tak, že zalije exoplanetu daleko dříve, než hvězda doputuje do špice větve červených obrů…

Jak zdůraznili N. Crouzet s týmem, sledování exoplanet, jež obíhají jasnější hvězdy, dává nejpřesnější výsledky. Dokázali to na případu exoplanety, která obíhá kolem cirkumpolární mateřské hvězdy BD +85 317 = XO-7 (Dra; δ ≳ +85°!; V 10,5 mag; G0 V; 6,25 kK; 1,4 M_⊙; 1,5 R_⊙; Fe/H = 0,43; 234 pc; 1,2 Gr). Hvězda byla sledována jak profesionálními, tak i amatérskými astronomy pomocí fotometrie od září 2012 do června 2014 a členové týmu pořídili téměř 44 tis. měření. Od července 2016 do července 2018 tým využil spektrograf SOPHIE instalovaný na 1,93m teleskopu observatoře OHP. Délka expozic spekter činila ~13 minut a střední chyba měření rychlosti činila ±13 m/s. Exoplaneta byla klasifikována jako horký Jupiter s následujícími parametry: (0,71 M_J; 1,37 M_J; hustota 0,34× voda; a = 0,0442 au ≃ 6,6 mil. km; per 2,86 d; e = 0,04; i = 83°.). Navíc autoři objevili další objekt o rychlosti 100 m/s pohybující se přímočaře. Spodní mez hmotnosti objektu činí 4 M_J a povahou může jít o dalšího obřího jupitera, ale i o hnědého trpaslíka nebo dokonce minihvězdu. V každém případě jde o perspektivní soustavu, v níž bude možné sledovat vlastnosti atmosfér horkých jupiterů a formy vývoje plynných obřích exoplanet.

P. Dorval a tým zjistili, že kolem hvězdy HD 85628 (Car; 8,2 mag; A7 V; 7,8 kK; 1,8 M_⊙; 1,9 R_⊙; Fe/H = 0; 172 pc; 800 mil. r.) obíhá exoplaneta b s parametry (3,1 M_J; 1,5 R_J; a = 0,047 au ≃ 7 mil. km; per 2,82 d; teplota v poledne 2,1 kK; retrográdní dráha |λ| =245°). Jde tedy o dosud nejjasnější tranzitujícího horkého jupitera na retrográdní dráze. Na pozorování se podílela řada aparatur: MASCARA (Multi-site All-Sky CAmeRA), 0,7m chilsko-maďarský automatický teleskop (CHAT), vláknový ešeletový optický spektrograf ESO ⌀1 m a aparatura CHIRON, jež potvrdila retrográdní pohyb exoplanety.

M. Nowak a tým GRAVITY ukázali, jak lze potvrdit existenci exoplanety objevené z křivky radiálních rychlostí pomocí inteferometru GRAVITY. Šlo o potvrzení existence exoplanety c u hvězdy β Pic. Autoři k tomu využili interferometru VLTI ESO. Potvrzení existence exoplanety umožnilo určení dynamické hmotnosti exoplanety c. Autoři dokázali určit polední teplotu polokoule exoplanety přivrácené k hvězdě: 1 250 ±50 K i její dynamickou hmotnost: 8,2 M_J. Stáří soustavy se odhaduje na 18,5 mil. let. To by mělo znamenat, že exoplaneta c naskočila na horký start, jenž je obvykle spojován s nestabilitou zárodečného disku. Jenže exoplaneta se nachází ve vzdálenosti 2,7 au, což je příliš blízko na to, aby exoplaneta mohla vznikat díky nestabilitě disku. Nízká hodnota jasnosti exoplanety ve filtru K = 14,3 mag však dává smysl vzniku tělesa akrecí na jádro. Tento rozpor lze však vyřešit nabíráním horkého jádra exoplanety anebo horkým akrečním šokem během vzniku exoplanety.

J. Lillo-Box s týmem zkoumali planetární soustavu červeného trpaslíka LHS 1140 (Cet, 14,2 mag; M 4,5 V; 3,2 kK; 0,0044 L_⊙; 0,18 M_⊙; 0,21 R_⊙; Fe/H −0,24; 15 pc; >5 Gr), jež byla objevena pomocí spektrografu HARPS a infračerveného kosmického teleskopu SST postupně v letech 2017–2018. Už v té době byly potvrzeny dvě exoplanety b: (6,5 M_⊕; 1,6 R_⊕; a = 0,094 au ≃ 14 mil. km; per 24,7 d; e <0,06; i = 90°) a c: (1,8 M_⊕; 1,2 R_⊕; 0,027 au ≃4 mil. km; per 3,77 d; e <0,3; i = 90°). Navíc byla předběžně potvrzena exoplaneta d: 4,8 M_⊕; per 79 d. Tato zpřesnění jsou založena na nových 113 vysoce přesných radiálních rychlostech pomocí ešeletového spektrografu ESPRESSO s průměrnou chybou ±1 m/s. Autoři také přibrali nové výsledky pozorování z družice TESS. Přitom je výhodou, že exoplaneta c se může docela podobat Zemi a systém se navíc nalézá poměrně blízko ke sluneční soustavě.

R. de Rosa s týmem se pokusili zlepšit údaje o vizuální exoplanetě 51 Eri b (≳3,6 M_J; a = 11 au; e = 0,5; i = 136°; per 28 r.) jež byla po 4 roky pozorována špičkovou zobrazovací kamerou GPI (Gemini Planet Imager) instalovanou v r. 2014 v ohnisku 8,1m teleskopu Gemini South v Chile na observatoři CTIO (Cerro Pachón; 2 722 m n. m.; 30° j. š.). Soustava byla nově pozorována kamerou SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch), jež pokrývá spektrální pásmo 0,5÷32 μm na observatoři VLT Paranal ESO. Výsledky těchto pozorování jsou v souladu s parametry dřívějších pozorování pomocí GPI. Navíc se podařilo určit hmotnost mateřské hvězdy 51 Eri (1,75 M_⊙). Protože činnost družice Gaia je prodloužena na 8 let, budou se parametry soustavy dále zlepšovat. Základní výhoda této soustavy pro studium historie vzniku a vývoje exoplanet spočívá v tom, že mladé zárodky budoucích planet jsou relativně teplé a chladnou pomalu. To znamená, že poměr jasností mezi hvězdou a rodící se exoplanetou je příznivější v poměru hvězda:exoplaneta = 1:10⁻⁶, což zmíněné špičkové zobrazovače dokáží zvládnout. Pro exoplanetu 51 Eri b tak bude k dispozici už téměř 29 % oblouku její oběžné dráhy.

Yifan Zhou s týmem představili výsledky svého pozorování další vizuální exoplanety, jež obíhá v úhlové vzdálenosti 7,1" od mateřské dvojhvězdy HD 106906 (Cru; 7,8 mag; 2×F5 V; 2×6,5 kK; 2×6,6 L_ʘ; úhrnná hmotnost 2,7 M_⊙; 2×1,5 R_⊙; oběžná doba složek <100 d; 103 pc; 15 Mr). Velká úhlová odlehlost exoplanety znamená, že autoři získali kvalitní data bez rušivého vlivu mateřské dvojhvězdy. Soustava byla snímkována a spektroskopicky sledována pomocí kamerami WFC3 i ACS HST v intervalu 14 let během devíti oběhů HST. Autoři tak dostali tyto parametry exoplanety: (11 M_J; 1,8 kK; 0,02 L_⊙; sp. L2.5-3; a ≥ 738 au; oběžná per. >3 tis. let). Poslední dva údaje představují problém, zda v takové vzdálenosti od mateřské dvojhvězdy mohly vzniknout dokonce dvě exoplanety, protože tak daleko od dvojhvězdy už nebylo dost stavebního materiálu ani pro jednu exoplanetu.

V. Kostov s týmem objevili díky družici TESS první cirkumbinární exoplanetu u dvojhvězdy TOI-1338 (Pic; 11,7 mag; F8+ M; F8: 6,2 kK+2,1 L_⊙; [1,1+0,3] M_⊙; [1,3+0,3] R_⊙; a = 0.13 au ≃ 19,5 mil. km; per = 14,6 d; Fe/H +0,01; 404 pc; 4,4 Gr). Cirkumbinární exoplaneta b má parametry: (33 M_⊕; 6,85 R_⊕; a = 0,46 au ≃ 69 mil. km; per. 95 d; e = 0,09; i = 89,4°) a je s chybou ≤1° koplanární s oběžnou rovinou dvojhvězdy. To znamená, že dvojhvězda TOI 1338 měla jen jeden cirkumbinární disk.

Ve výduti naší Galaxie probíhá poměrně vydatné pátrání po gravitačních mikročočkách. Existují dva mezinárodní týmy OGLE a KMT, které se spojily, aby prokázaly, že existují jednak bludné planety cestující volně uvnitř Galaxie, ale také exoplanety, které obíhají kolem mateřských hvězd v obřích vzdálenostech. Díky této aktivitě se daří objevovat krátké úkazy vyvolané pohybem osamělých exoplanet, popř. exoplanet na dráhách s obřími délkami poloos oběžných drah. P. Mróz s týmem objevili a analyzovali gravitační mikročočku OGLE-2019-BLG-0551. Celý úkaz se odehrál za necelé 3 dny a vymykal se také velmi nízkou amplitudou (≤0,1 mag) jasnosti. Einsteinova škála trvala jen (0,381 ±0,017) d a Einsteinův poloměr 4,35 μas byl rovněž výrazně menší než při běžných gravitačních setkáních hvězd: t_E~20 d a θ_E ~ 0,3 mas. Tak výrazné rozdíly lze objasnit právě tím, že existují bludné exoplanety, popř. exoplanety na velmi protáhlých dráhách, které se pohybují dostatečně pomalu. Zatímco existenci bludných exoplanet lze snadno vysvětlit, exoplanety na velmi protáhlých dráhách jsou záhadou kvůli nedostatku stavebního materiálu daleko od příslušné hvězdné kolébky. Vzpomeňme na neúspěšnou snahu M. Browna a K. Batygina, kteří od r. 2016 marně hledají vzdálenou 9. planetu o hmotnosti (5÷10)×M_⊕ v hlubinách naší Sluneční soustavy.

M. Knappová s týmem ASTERIA (Arcsecond Space Telescope Enabling Research in Astrophysics) zkonstruovali kosmický teleskop 6U CubeSat o vnějších rozměrech 100×200×300 mm a hmotnosti 10 kg. Cílem projektu bylo snížit systematický šum fotometrických pozorování, tj. zlepšit podstatně přesnost pointace na zvolený objekt a stabilizovat řízení teploty během pozorování. Oba požadavky se podařilo splnit. Přesnost pointace dosáhla 0,5" a tepelná stabilita se ustálila v rozmezí ±10 mK. ASTERIA odstartovala z paluby ISS v listopadu 2017 na první misi do února 2018 a na druhou misi v březnu 2018, jež trvala do konce května 2018. Během misí sledovala tranzitující exoplanetu e (8,0 M_⊕; 1,9 R_⊕; a = 0.015 au ≃ 2,25 mil. km; per 17,7 h; e = 0,05; i = 84°) obíhající kolem hvězdy 55 Cnc a zaznamenávala během častých tranzitů exoplanety e pokles jasnosti hvězdy o 374 ppm.

V r. 2005 konzorcium několika amerických observatoří uvedlo na observatoři Winer poblíž Tucsonu do provozu aparaturu KELT-North (Kilodegree Extremely Little Telescope). Čočka teleobjektivu má průměr 42 mm a zorné pole (26 × 26) □°. Zobrazování obstarává čip Apogee 4k×4k pixelů. Pro jemnější zobrazení je určena čočka s průměrem 71 mm s menším zorným polem (10,8 ×10,8) □°. Stejný systém KELT-South byl instalován na jihoafrické observatoři Sutherland v r. 2009. Obě zdánlivě miniaturní aparatury se velmi osvědčily při vyhledávání zajímavých objektů, protože objektů do 10 mag je na obloze dostatek a skoro každý objekt je něčím unikátní. Jak ukázali I. Wong a tým. Naprostým exotem mezi KELTy se zajisté dá prohlásit soustava KELT-9 (Cyg; 7,6 mag; A0 V; 10,1 kK; 2,5 M_⊙; 2,4 R_⊙; Fe/H = 0,03; 189 pc; 300 Mr). Jde o první hvězdu sp. třídy A, jež má potvrzenu exoplanetu, která ovšem také stojí za to. b: (2,9 M_J; 1,9 R_J; a = 0,035 au ≃ 5,25 mil. km; per 1,48 d!; e = 0; polední teplota 4,6 kK; noční teplota 3,0 kK). Noční teplota odpovídá směsi 50 % molekulového a 50 % atomového vodíku při tlaku 10 kPa.

G. Maciejewski aj. shrnuli výsledky dlouhodobého sledování soustavy hvězdy WASP-18 a velmi hmotné (10,3 M_J; 1,1 R_J) exoplanety b, jež je díky velmi těsné téměř kruhové dráze s oběžnou periodou 22,6 h jedinečnou laboratoří pro studium slapových jevů, které by měly být pozorovány už 28 let. Transit trvá 2,14 h. Velká poloosa dráhy činí jen 3 mil. km. Velikost radiálních rychlostí fotosféry v návaznosti na slapový potenciál planety lze přisoudit mateřské hvězdě soustavy. Jeho amplituda je v souladu jak s teoretickou předpovědí rovnovážných slapů, tak s elipsoidální modulací pozorovanou na oběžné fázové křivce. Za předpokladu kruhové dráhy bylo možné zpřesnit systémové parametry pomocí snímkování družicí TESS. Doba sledování je už dostatečně dlouhá, aby se mohlo projevit očekávané zkracování oběžné periody, ale to se nestalo. Autoři proto soudí, že upravená hodnota slapového parametru kvality hvězd musí být větší než 3,9×10⁶ s 95 % zárukou. Tento závěr je v souladu odvozeném ze studia populací horkých Jupiterů, jenž tvrdí, že účinnost slapové disipace je pro horké jupitery až o dva řády zeslabena. Tím roste význam studia soustavy WASP-18, kde se dá časem očekávat zkracování oběžné periody. Čas, kdy se tak stane, ukáže, jaká je vnitřní struktura horkých jupiterů.

M. Rhodes aj. zveřejnili údaje o soustavě Kepler-2 (= HAT-P-7A = BD+47 2846b; Cyg;10,5 mag; sp. pozdní A÷stř. F V; 1,6 M_⊙; 350 pc), které získali na základě vlastního SW WinFitter 6.4., jenž velmi dobře popisuje takové soustavy. K dobrému výsledku měření základních parametrů soustavy zajisté přispěla databáze >1,8 mil. měření, takže jejich přesnost činí 0,5 ppm. Podobně amplituda měření radiálních rychlostí měla přesnost ~2 m/s. S touto přesností má exoplaneta Kepler-2b tyto parametry: (1,8 M_J; 1,15×R_J; rovníková rotační rychlost 11 km/s; 2 kK; per 2,2 d).

I. Carleová s týmem objevili v soustavě TOI-421 = BD-14 1137 horký neptun a navíc ještě minineptun. Mateřskou hvězdou příběhu je jasnější žlutý trpaslík, jenž je primární složkou vizuální dvojhvězdy. Zde jsou jeho parametry: (Ori; 9,9 V mag; G9 V; 5,3 kK; 0,85 M_⊙; 0,87 R_⊙; Fe/H = −0,02; 75 pc; 9,4 Gr). Následující parametry patří vnitřnímu minineptunu b: (7,2 M_⊕; 2,7 R_⊕; hustota 2,0×voda; teplota 981 K; a = 0,056 au ≃ 8,4 mil. km; per 5,2 d; e = 0,16; i = 86°; trvání tranzitu 1,1 h). Poslední parametry patří horkému neptunu: c: (16,4 M_⊕; 5,1 R_⊕; hustota 0,685×voda; teplota 674 K; a = 0,119 au ≃ 17,85 mil. km; per = 16,07 d; e = 0.15; i = 88°; trvání transitu 2,7 h). Na těchto měřeních a pozorováních se podílela řada spektrografů včetně ešeletových a vláknových, ale i pozorování družicí TESS a hlavně asi 120 odborníků ze 71 institucí ze všech světadílů (včetně českých astronomů).

2.1.2. Obecné studie o exoplanetách

I když jde o odstavec o exoplanetách, k řadě z nich jistě patří exoměsíce, jak vidíme zřetelně, v naší Sluneční soustavě, kde hlavně čtyři velké planety mají povícero měsíců na stabilních drahách, takže po většinu života příslušné exoplanety početné exoměsíce určitě provázejí. V současné době jsou ovšem objevy exoměsíců na hraně potvrditelnosti a statistika je skrovná – zhruba 20 exoměsíců. Bude zřejmě potřeba citlivějších aparatur zejména pro objevy exoměsíců o rozměrech a hmotnostech našeho Měsíce. Je však prakticky jisté, že v Galaxii jsou měsíce daleko početnější složkou galaktických objektů. Přehledový článek o stavu zkoumání exoměsíců zveřejnila v zářijovém čísle časopise Sky and Telescope S. Hallová. Podle mínění astronomů, kteří identifikacím exoměsíců propadli, může v dohledné době nastat průlom díky využívání principů umělé inteligence. Družice TESS objevila během prvního roku svého provozu VII 2018–VII 2019 přes 1,1 tis. kandidátů exoplanet přednostně podobných Zemi a kolem hvězd podobných Slunci. Na objevy exoměsíců to sice nestačí, ale ten přelom v objevech exoměsíců se blíží.

M. Cashionová aj. se zabývali otázkou životnosti exoplanet v hustých kulových hvězdokupách, kde je hustota hvězd často tak vysoká, že každých 5 au je nějaká hvězda. Simulovali kulovou hvězdokupy 800 tis. hvězd po dobu 12 mld. let a zjistili, že do 1 mld. let po zrodu hvězdokupy je většina exoplanet zničena. Některé se zachrání přidružení k jiné hvězdě nebo velmi vzácně k hvězdné černé díře. Další se staly nomády putujícímu napříč hvězdokupou a případně ji opustí navždy. Autoři tak zjistili, že během života hvězdokupy se množství exoplanet sníží na 5÷20 % původního maximálního stavu.

D. Segura-Coxová aj. sledovali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA okolí prahvězd v pásmu mikrovln. Snímkovali objekty o stáří ~1 mil. let a zjistili, že tyto struktury třídy II prořezávají příčné cesty ve střídání oválných prstenců a mezer mezi nimi. V molekulovém mračnu v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti 144 pc objevili velký (~ 50 au) objekt IRS 63, který je mladší a patří do třídy I. Ale navzdory tomu už jevil stejné substruktury, jež předznamenávají vznik exoplanet. Proces jejich vzniku začíná zřejmě dříve, než se až dosud myslelo. Nejprve splývají zrnka prachu o rozměrech mikrometrů a nakonec ta drobotina vyroste na objekty větší a hmotnější než Země. J. Teskeová aj. se zabývali otázkou, proč exoplanety mívají vyšší metalicitu než mateřské hvězdy. Zkoumali zastoupení chemických prvků Fe, Mg, Si, Ni, O a C a počítali metalicity pro 24 obřích exoplanet chladnějších než 1 kK u 22 hvězd. Ze statistiky pak zjistili, že existuje korelace mezi zbylými kovy na exoplanetách a poměrem těkavých a žáruvzdorných prvků mateřských hvězd.

D. Deming a H. Knutson připomněli, že ̶ ač to nejspíš nikdo nepředpokládal ̶ sehrál infračervený kosmický teleskop SST (Spitzer Space Telescope) důležitou roli jak pro exoplanety, tak pro hnědé trpaslíky. SST se dokonce stal první aparaturou, která zaznamenala vysoké teploty horkých Jupiterů. SST pomohl objevit i gravitační mikročočkování nejen u hnědých trpaslíků, ale i u obřích jupiterů, kde dokázal pozorovat i sekundární zatmění, což vedlo k výpočtu denního tepelného vyzařování, Časy zatmění pomohly určit dynamiky oběhu horkých jupiterů kolem mateřských hvězd. SST také doplňoval měření HST v blízkém, ale i středním infračerveném pásmu. Dlouhé pasáže souvislých měření pak umožnily objevy dalších exoplanet a definování složité architektury systémů jako je např. TRAPPIST-1. Díky zpřesnění hmotností malých exoplanet ve velkých vzdálenostech od hvězdy pomocí gravitačního mikročočkování změřil SST i jejich paralaxy. Podobně byl teleskop úspěšný při studiu hnědých trpaslíků, když měřil jejich paralaxy a četnost zastoupení v prostoru Galaxie.

E. Wolf aj. se zabývali odolností exoplanet s cirkumbinárními dvojhvězdami. To znamená, že ozáření během oběhu kolem dvou hvězd může kolísat až o 50 % během 100 dnů. Tyto extrémy však budou zmírněny, pokud mají takové planety dostatečně velkou plochu a hloubku oceánů, jež dokáží extrémní kolísání výrazně zmírnit. Tato odolnost je docela výrazná. Na souši kolísá teplota jen o 5 K a během „ročních dob“ jen o 12 K. Oceány jsou mnohem odolnější a jejich teploty kolísá během oběhu jen o ≲ 2 K.

J. Venturiová aj. se věnovali možným důvodům vysvětlení statistického poklesu četnosti poloměrů exoplanet mezi Zemí a Neptunem. V práci předpokládají, že planety vznikají ze zárodků o velikosti našeho Měsíce. Zjistili, že efektivně nejsnáze vznikají kamenné exoplanety s hmotnostmi ~3M_⊕, kdežto směrem k 5M_⊕ už tvorba exoplanet silně klesá. Druhý vrchol četnosti exoplanet se pohybuje v rozmezí 10 M_⊕÷40 M_⊕ a nemá kloudné vysvětlení. Přitom superjupitery jsou téměř přilepeny na mateřské hvězdy. Autoři to přičítají dosud neznámým mechanismům potlačení akrece plynů nebo podporujícím únik vnější obálky exoplanety. Díky simulacím se jim podařilo vysvětlit, proč existuje první hrbol na křivce četností exoplanet následované hlubokým údolím na frekvenční křivce, která však má ještě druhý zmíněný hrbol kolem hmotnosti jupiterů. Zjistili, že první hrbol vděčí za svou výšku snadností, s níž začíná fungovat suchá akrece oblázků uvnitř sněhové čáry kolem hvězdy. Podle simulací hraje důležitou roli viskozita stavebního materiálu, která brání plynulém růstu hmotnosti planet. Kamenná jádra planet proto končí u hmotnosti 5 M_⊕, výjimečně se dostanou k hmotnosti 6÷7 M_⊕. O tuto hodnotu však brzo přijdou, protože rychle ztrácejí hmotu atmosfér ve vysokých deficitech až 3 M_⊕. Výsledkem je, zmíněná „poušť exoplanet“ s hmotnostmi jako Neptun. Jakmile koeficient viskozity „stavebního materiálu“ stoupne na hodnotu α ≳10⁻³, proces výstavby končí a během budoucnosti dochází k významnému odnosu ze stavby. Viskozita řádu α ≳10⁻⁴ umožňuje zrod exoplanet s hmotnostmi Marsu až 4 M_⊕.

P. Rimmer s týmem studovali pravděpodobné podmínky, které nastaly v první fázi vznikání exoplanet, kdy povrch rostoucích planet byl hojně bombardován většími tělesy, která se po rozpadu protoplanetárních disků dostala na nestabilní dráhy, takže setkání s nimi měnilo chemické a geologické složení povrchu planet v podmínkách redukčních planetárních atmosfér, v nichž převažoval CO, CH₄ a N₂. Autoři konali laboratorní pokusy pomocí terawattového laseru. V simulacích využívali směs 5 % HCN, 8 % C₂H₂, 5 % HC3N a 1 % NH₃. Takto sestavená směs byla v té době dominantní pro zvýšení energetické bilance Prazemě a její stabilizace na úrovni 0,4 % C₂H₂, 400 ppm HCN a 40 ppm NH₃. Epocha těžkého bombardování se vyznačovala stabilními spektrálními pásy na vlnových délkách 3,05 a 10,5 μm.

M. MacDonaldová aj. modelovali soustavy superzemí a miniaturních neptunů. Sestavili modely od plně kamenných planet přes kombinace kamenných planet s různě velkou příměsí těkavých látek až k těm, jež se z větší části z těkavých látek skládaly. Simulovali kompaktní modely čistě kamenné, a dále přecházeli ke kombinacím kamenných těles s různými těkavými příměsemi až po superzemě. Měnili také vzdálenosti mezi planetami, protáhlost jejich eliptických drah, počty tranzitujících planet u jedné hvězdy atd., což pak využili k vytěžení nových informací o superzemích vzniklých obřími impakty Simulace také posloužily k proměnám dalších proměnných veličin jako jsou mnohotranzity planet, vztahy mezi oběžnými dobami planet, trváních tranzitů, variacích tranzitů aj. Autoři podpořili domněnku, že odlišnost mezi superzeměmi a minineptuny vyplývá z vlastností lokálního prostředí; nejde o stochastický proces.

Mingyu Yan a Jun Yang se zabývali projevy hurikánů na terestrických exoplanetách, jež jsou důsledkem slapového uzamčení rotace těchto planet. Přitom právě tyto exoplanety u červených trpaslíků jsou primárním terčem pozornosti pro obyvatelnost životem. Autoři především zkoumali, zda hurikány probíhají při stálé teplotě povrchu. Brali v úvahu efekty rotace planety, teplotu povrchu a hlavní součásti atmosféry. Ukázali, že hurikány nevznikají na všech zamčených exoplanetách. U pozdních tříd červených trpaslíků vanou hurikány často, a to dnem i nocí. Pro planety, které jsou uprostřed zón obyvatelnosti je pravděpodobnost hurikánů nižší a případně nejsou vůbec. Pokud se chemické složení jejich atmosfér podobá atmosféře Země, tak je riziko zcela zanedbatelné. Hlavní roli hraje průměrná molekulová hmotnost. Jednotlivé parametry jako srážky, promíchávání oceánů, podnebí a charakteristické složení atmosféry jsou tím silně ovlivněny. Hurikány hrozí v atmosféře podobné Zemi při vázané rotaci 10 d, takže to snižuje možnosti rozvoje života v takovém prostředí.

M-P. Labontéová a T. Merlis se věnovali potenciální pravděpodobnosti výskytu života na planetách v ekosféře, jež mají slapově stacionární oběžnou dobu (viz např. náš Měsíc vůči Zemi), neboť tato stabilita je docela výhodná pro rozvoj života. Na takto uzamčených planetách je ovšem třeba, aby byl přítomen vodní oceán, který ideálně zaručuje teplotní podmínky díky velké tepelné kapacitě vody. Na takové planetě na její osvětlené straně může kolísat povrchová teplota řekněme o 10 %, ale interakce s noční atmosférou odvrácené strany v trvalé tmě může pomocí dostatečně rozsáhlých oceánů kontrolovat i teplotu na přivrácené straně planety. Tato interakce je ovšem silně závislá na gradientu teploty se vzdáleností od povrchu planety. Teplotní gradienty v horních vrstvách troposféry jsou naštěstí mírné a na odvrácené straně planety moc neprší. Zato na přivrácené straně se udržuje v atmosféře potřebná vlhkost. Takže na straně planety přivrácené ke hvězdě se udržují poměrně slušné podmínky pro život.

M. Walterová a M. Běhounková připomněly, že teplotní, orbitální a rotační dynamika planet je propojena složitými zpětnými vazbami. Rheologická struktura planety určuje její citlivost na slapové deformace a následně tvar její oběžné dráhy. Oběžné parametry a rotace zpětně řídí tempo slapových disipací, které mohou velmi silně proměnit stav vnitřku planety. Autorky nejprve vyzkoušely parametrické varianty přenosu tepla a vztahu ke slapovým disipacím. Právě disipace slapového ohřevu hrají hlavní roli ve srovnání se synchronní rotací. Autorky využily příkladů tří exoplanet (GJ 625 b, GJ 411 b, Proxima Centauri b). Model, který vypadá nadějně, je založen na stabilním oceánu magmatu a odpovídající změně rotace. Když se planety dostanou do synchronní rotace, zpomalí se vývoj změn dráhy a zakonzervuje se výstřednost dráhy příslušné planety.

D. Bashi aj. uvedli známou skutečnost, že v Galaxii se dají rozpoznat příslušnosti hvězd do tenkého a tlustého disku pomocí dvou kritérií, tj. metalicity a kinematiky. Zatím se však neví, zda podobné dělení platí také pro exoplanety, které kolem hvězd obíhají. K tomu je nutně potřebné mít dostatečné množství potřebných údajů. Autoři využili nedávného zveřejnění archivní databáze založené na programech měření radiálních rychlostí nízkohmotných (tj. malých) exoplanet pomocí velmi přesného spektrografu HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher). Střední chyba měření 1 m/s odpovídá rychlosti pomalé chůze (3,5 km/h). Hvězdy s nízkou metalicitou a velmi hmotné hvězdy nemají mnoho malých exoplanet (periody 2÷100 d; 1÷20 M_⊕); u trpasličích hvězd sp. tříd FGK mají v průměru 0,36 exoplanet. Zatím se zdá, že počet exoplanet u hvězd tenkého i tlustého disku je ovlivněn pouze stupněm metalicity (tj. stářím) a hmotností mateřských hvězd.

M. Pinto aj. se věnovali exoplanetám, jejichž mateřské hvězdy spektrálních tříd K a G už opustily hlavní posloupnost a nafoukly se na obry. Dnes už je známo ~120 exoplanet obíhajících kolem takto starých hvězd a jejich parametry se hodně liší od exoplanet obíhajících kolem hvězd hlavní posloupnosti týchž spektrálních tříd. Nakonec se soustředili na čtyři hvězdy z Lickovy přehlídky. Přesné radiální rychlosti jejich exoplanet byly sledovány po 12 let a odtud se podařilo prokázat existenci exoplanet u hvězd HD 25723 (5,6 mag; K1 III; 4,8 kK; 88 L_⊙; 2,1 M_⊙; 14 R_⊙; Fe/H = −0.03; 118 pc; 0,95 Gr). HD 25723 b (per 1,25 r; a = 1,5 au; e = 0,04). HD 25723 c (per 6,22 r; a = 4,35 au; e =0,34). 17 Sco (5,2 mag; K3 III; 4,2 kK; 180 L_⊙; 1,2 M_⊙; 26 R_⊙; Fe/H = −0.01; 116 pc; 5,1Gr). 17 Sco b (per 1,58 r; a = 1,45 au; e = 0,06;) 3 Cnc b ≥ 4,3 M_J). Další dva obři mají kandidáty na hmotné exoplanety: 3 Cnc (5,6 mag; K3 III; 4,3 kK; 479 L_⊙; 2,9 M_⊙; 39 R_⊙; Fe/H = 0,06; 243 pc; 430 Mr). 3 Cnc b (per 2,34 r; a = 2,52 au; 0,04) a 44 UMa (5,1 mag; K3 III; 4,2 kK; 570 L_⊙; 2,2 M_⊙; 45 R_ʘ; Fe/H = −0,21; 200 pc; 1,05 Gr). 44 UMa b (per 2,15 r; a = 2,16 au; e = 0,11): Autoři také odvodili spodní meze hmotností exoplanet HD 25723 b: 2,5 M_J; HD 25723 c: 1,3 M_J; 17 Sco b: 4,3 M_J; 3 Cnc: 20,7 M_J a 44 UMa: 12,1 M_J.

G. Duvvuri aj. se věnovali simulaci skutečného příběhu bílého trpaslíka WD 1145+017 (Vir, 17 mag; DB; 15 kK; 0,6 M_⊙; 1,4 R_⊕; Fe/H = −0,1; 174 pc; 774 Mr), kolem něhož obíhá trpasličí planeta b o hmotnosti trpasličí planety Haumea (≲10²¹ kg) v Edgeworthově-Kuiperovu pásu za Neptunem. Autoři pozorovali nepravidelnosti v časech tranzitů, což svědčí o silných slapech, které trpasličí planetu b postupně likvidují. Není divu, když trpasličí planeta obíhá ve vzdálenosti pouhých 810 tis. km od zářivého bílého trpaslíka v oběžné periodě 4,5 h! Podle jejich názoru je možné, že by se stejným mechanismem mohlo podařit objasnit záhadné poklesy jasnosti hvězdy T. S. Boyajianové (KIC 8462852). V každém případě budoucí přehlídkové dalekohledy na Zemi i v kosmickém prostoru budou mít nové téma: nekroplanetologie exoplanet.

R. Wittenmyer s týmem s dramatickým tvrzením ohledně údajně vysokého zastoupené obřích exoplanet třídy horkých jupiterů, které podle dosavadních statistik vysoce převažovaly chladné jupitery. Skoro to vypadalo, že sluneční soustava je něco zcela exotického. Anglo-australský archiv, který byl založen před 18 lety, ukázal, že chladní jupiteři představují 6,7 % archivu, zatímco horcí jupiteři jen 0,8 %, takže jsou téměř o řád méně početní, ale zato velmi aktivní díky svým vysokým povrchovým teplotám. Obecně je zastoupení obřích planet ve vzdálenostech >1 au konstantní. Rozhodně je potřebné, aby proběhlo neutrální sčítání exoplanet, jež by ukázalo, jak početné jsou soustavy podobné našemu slunečnímu systému.

R. Zellem a tým proto apelují na občanskou vědu (citizen science), kdy majitelé i docela malých dalekohledů (⌀ ≥ 150 mm) mohou výrazně přispět k masové podpoře pozorování transitů planet v širokém rozsahu velikostí a oběžných dob.

J. Aston a sedm týmů ze čtyř států (SRN, UK, CH, Chile) se dohodlo na přehlídce NGTS (Next Generation Transit Survey) planetárních soustav poblíž spodní hranice hvězd, které spustily termonukleární reakce. Na Cerro Paranal bylo instalováno ve výšce 2,4 km 12 dalekohledů s objektivy ⌀ 0,2 m a zorným polem 8 □°, čili celkově 96 □°. Snímkování začalo v r. 2016 a probíhá v pásmu 520÷890 nm. V přehlídce se podařilo objevit dvojhvězdu červených trpaslíků NGTS J0930–18 AB, z nichž sekundární složka je docela blízko minimální hodnotě pro jadernou fúzi (V 15,3 mag; 0,0818 M_⊙; 0,1059 R_⊙). Primární raná složka má parametry: (T 4,0 kK; 0,58 M_⊙; 0,58 R_⊙; Fe/H = −0,01; 9,9 Gr) a sekundární složka: (0,0818 M_⊙; 85,7 M_J; 0,106 R_⊙; 1,05 R_J; a = 0,022 au ≃ 3,3 mil. km; per 1,33 d). Lze očekávat, že právě v přechodné oblasti mezi nejnižšími hmotnostmi hvězd a nejvyššími hmotnostmi hnědých trpaslíků jsou ukryta různá překvapení.

2.2. Hnědí trpaslíci

Zdokonalování přístrojů pro IR astronomii umožňuje hledání stále menších a chladnějších těles. F. Marocco aj. použili data ze Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) k upřesnění měření z družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Barevný index hnědého trpaslíka CWISEP J144606.62-231717.8 se podařilo zpřesnit na (2,986 ±0,048) mag, což znamená pátou příčku na žebříčku nejchladnějších pozorovaných hnědých trpaslíků. Předběžné určení paralaktické vzdálenosti dává hodnotu 10,1^+1,7_-1,3 pc, z něhož vyplývá povrchová teplota trpaslíka v rozmezí 310÷360 K. Jeho hmotnost je možné odhadnout z vývojových modelů dle stáří - pro rozsah 0,5÷13 Gr vychází hodnota 2÷20 M_J.

D. Petry a V. Ivanov zamířili na hnědého trpaslíka WISE J085510.83-071442.5 (W0855) mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Chile, 5 km n. m.). Těleso je s povrchovou teplotou ~250 K nejchladnější známé svého druhu a ve vzdálenosti ~2,2 pc je jeho pozorování mimořádně obtížné. Protože se u jiných trpaslíků povedlo pozorovat záření na frekvencích kolem 95 GHz, použili pásmo 85,1÷100,9 GHz k souvislému pozorování 44 anténami o ⌀ 12 m. 30 s trvající expozice a kalibrace na blízký kvasar 3C 209 umožnily určit pouze horní limit rádiové jasnosti W0855 21,9 µJy, resp. 264 µJy pro pulzní záření. Tento hnědý trpaslík je rádiově velmi klidný a nemá silnou magnetosféru.

H. Vedantham aj. využili rádiovou aparaturu LOFAR (Low-Frequency Array, Exloo, Nizozemí + síť radioteleskopů v Evropě od Litvy po UK a od Švédska po Itálii) k objevu hnědého trpaslíka BDR J1750+3809. Kruhově polarizované záření zdroje v pásmu 144 MHz následně potvrdila IR měření. Jedná se o těleso spektrálního typu T6.5 ve vzdálenosti 65⁺⁹_-8 pc, které má zářivou hustotu energie ~5×10⁸ J/s/Hz, což je o 2 řády více než je u hnědých trpaslíků obvyklé. Autoři navrhují vysvětlení v podobě skrytého průvodce a/nebo vhodného geometrického uspořádání soustavy vůči nám. Odvozená intenzita magnetického pole v místě záření je ≥ 0,0025 T. Objev napovídá, že radioastronomická pozorování na delších vlnových délkách mohou doplnit IR přehlídky v objevech malých chladných těles.

C. Fontaniveová aj. oznámili objev „exoplanety“ u hnědého trpaslíka CFHTWIR-Oph 98. K objevu i potvrzení příslušnosti „planetárního“ tělesa k hnědému trpaslíku posloužil archiv Hubbleova kosmického teleskopu (HST). „Exoplanetu“ (sp. typ L2-L6) od podhvězdy (sp. typ M9-L1) dělí vzdálenost ≥ 200 au, obě tělesa jsou však gravitačně vázaná; systém je součástí hvězdné porodnice v Hadonoši a společnou dráhu lze dobře ověřit. Při předpokládaném středním stáří 3 Mr vychází odvozené hmotnosti těles na (15,4 ±0,8) M_J a (7,8 ±0,8) M_J a povrchové teploty (2 320 ±40) K a (1 800 ±40) K. Uvozovky v tomto odstavci naznačují, že současné označování těles mimo Sluneční soustavu opět přestává stačit - CFHTWIR-Oph 98 je systém s nejnižší známou vazební energií a nejméně hmotný dvojsystém v oblasti aktivní tvorby hvězd. Vznik podhvězdných těles s planetárními hmotnosti je tedy zřejmě možný, přičemž zatím nevíme, o jak typický případ se zde jedná.

K. Allersová aj. využili měření rozdílu rychlosti rotace hnědého trpaslíka 2MASS J10475385+2124234 v IR a rádiovém oboru k odhadu rychlosti větrů, vanoucích v atmosféře této podhvězdy. Autorky ověřily, že metoda, původně vyvinutá pro měření rychlosti proudění atmosféry Jupiteru, je použitelná i pro podstatně vzdálenější tělesa. Rotační perioda v rádiovém oboru je 1,751÷1,765 h, zatímco v IR oboru (1,741 ±0,007) h, z čehož vychází rychlost větru (650 ±310) m/s západovýchodním směrem. Jestli v IR oboru pozorujeme tryskové proudění, nebo skutečně takovou rychlostí rotuje celá svrchní atmosféra, zatím není jasné. Metoda by měla být v budoucnu použitelná i pro exoplanety.

F. Marocco aj. v další práci zveřejnili desítku nově objevených hnědých trpaslíků v sedmi dvojitých soustavách na základě datové sady DR2 družice Gaia. Čtyři trpaslíci jsou průvodci spektrálního typu L1 nebo L2 v jiných soustavách (přinejmenším V478 Lyr a LT UMa jsou již dříve známé dvojité systémy), šest zbývajících tvoří (pod)dvojhvězdy spektrálních typů pozdní M až raný L. Jeden z nalezených systémů (2MASS J01390902+8110003 + 2MASS J01385969+8110084) představuje rekordmana v projektované vzdálenosti složek ~960 au - to je také oříšek pro současné modely vzniku (pod)hvězd. Krom toho se ukázalo, že hvězda 2MASS J23253550+4608163 (sp. typ M8V) je o ~2,5 mag jasnější oproti jiným hvězdám stejného typu, aniž by bylo jasné proč; vysvětlení v podobě zatím nerozlišené dvojhvězdy neobstojí, v IR spektrech nejsou ani náznaky podvojnosti.

2.3. Prahvězdy a kolébky hvězd

Oblast tvorby hvězd v Labuti je jedna z nejbližších hvězdných porodnic, v níž máme zmapované rozložení oblaků prachu, červených obrů i míst se stále probíhající hvězdotvorbou. F. Comerón aj. se zaměřili na období předcházející posledním ~10 Mr, které není prozkoumané zdaleka tak dobře. Využili množinu červených veleobrů v této oblasti a zkompilovali všechna dostupná data, včetně posledních údajů DR2 družice Gaia; z předem vytipovaných 29 kusů jich po pečlivé analýze příslušnosti zbylo 24, které do oblasti prokazatelně patří. Modelování hvězdného vývoje, aby odpovídal pozorovanému rozložení hmotností a jasností hvězd, ukazuje na začátek intenzivní tvorby hvězd před 15 Mr a dvě předcházející slabší vlny - před 20÷30 Mr a ~40 Mr. Kinematické vlastnosti nejstarší skupiny veleobrů naznačují, že se začaly formovat vně stávající hvězdné porodnice, možná v mračném pásu Střelec-Lodní kýl.

J. Tobin aj. zpracovali vlastnosti prahvězd a jejich disků v Orionově molekulárním oblaku z katalogu přehlídky VANDAM (Vla/Alma Nascent Disk And Multiplicity). Pozorování 328 prahvězd observatoří ALMA na vlnové délce 0,87 mm s úhlovým rozlišením ~0,1″ (~40 au), doplněné pro 148 prahvězd pozorováním VLA (Karl Guthe Jansky Very Large Array, Socorro, Mexiko, 2,1 km n. m.) na vlnové délce 9 mm s úhlovým rozlišením ~0,08″ (~32 au) umožnilo roztřídit prahvězdy do tříd. Třídy prahvězd se rozlišují podle umístění maxima zářivé energie ve spektru: třída 0 září nejvíce v (sub)milimetrové oblasti, třída I v daleké IR, třída II v blízké IR a třída III v optické oblasti. Kromě těchto typů se vyskytují ještě prahvězdy s plochým spektrem bez maxima, označované jako FS (flat spectrum). Disky prahvězd vykazují charakteristické vlastnosti podle typů: pro třídu 0 mají střední průměr 44,9^+5,8_-3,4 au a hmotnost 25,9^+7,7_-4,0 M_⊕, pro třídu I 37,0^+4,9_-3,0 au a 14,9^+3,8_-2,2 M_⊕ a pro FS 28,5^+3,7_-2,3 au a 11,6^+3,5_-1,9 M_⊕. Klesající poloměr disků plyne z modelů vývoje disků, ale rychlost klesání je překvapivá a patrně souvisí s místními podmínkami v okolí prahvězdy. 35 % prahvězdných disků má poloměr ≥ 50 au a žádná ze zmíněných vlastností se výrazně nemění s polohou uvnitř Orionova oblaku. Ve všech discích 4× větších než disky třídy II je pozorovatelné dostatečné množství prachu, aby se v nich mohly začít formovat obří planety ještě před zažehnutím termonukleárních reakcí v nitru prahvězd.

Stejní autoři detailně analyzovali pozorování středně hmotné prahvězdy OMC2-FIR3 (též HOPS-370, bolometrická jasnost ~314 L_⊙) s přesností 0,1″ v kontinuu a 0,25″ v různých 9 molekulárních čarách (H₂CO, SO, CH₃OH, ¹³CO, C¹⁸O, NS a H¹³CN). Spektrální čáry ukázaly rotaci disku kolmou na pozorovaný výtrysk z centrální oblasti. Fitování zářivých modelů dobře souhlasí: ze spektrálních čar vyplývá hmotnost prahvězdy ~2,5 M_⊙ a poloměr disku ~94 au, model na základě kontinua dává odhad hmotnosti disku 0,035 M_⊙ (plyn a prach dohromady) a poloměr prachového disku ≤ 62 au. Pozorovaná zářivost OMC2-FIR3 vyžaduje, aby prahvězda sbírala látku tempem (1,7÷3,2)×10^-5 M_⊙/r, což se blíží hodnotám pro černé díry.

S. Caballerová-Nievesová aj. publikovali výsledky přehlídky hmotných OB hvězd v asociaci Labuť-OB2 ze severního dalekohledu Gemini (⌀ 8,1 m; Mauna Kea, Havaj, USA) a zobrazovače ALTAIR (ALTtitude conjugate Adaptive optics for the InfraRed). Záměrem bylo provést průzkum těsné blízkosti OB hvězd v úhlové vzdálenosti ≤ 2″ (pro potenciálně stejně jasné složky ~0,8″) a odhalit potenciální průvodce. Výsledky měření 74 hvězd spektrálního typu O nebo B v IR pásmech J, H a K ukázaly, že nejméně 47 % systémů je vícenásobných (některé z nich jsou spektroskopicky potvrzené). 27 dvojhvězd, 12 trojitých a 9 čtyř- nebo vícenásobných systémů z celého vzorku potvrzuje, že hmotnější hvězdy s větší pravděpodobností tvoří (více)násobné soustavy. Tento nadbytek bude nutné promítnout do vývojových modelů hvězd i hvězdokup a asociací a do odhadů hmotností skupin hvězd pro kinematické galaktické modely.

P. Klaassen aj. zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA na slavné prachoplynové pilíře v oblasti Lodního kýlu. Pozorování v kontinuu v pásmu 230 GHz a ve spektrálních čarách ¹²CO, ¹³CO a C¹⁸O a kombinace dat s různými modely vývoje prachoplynných oblaků ukazuje, že pozorované pilíře se rozpínají rychlostí ≤ 1 km/s a nevyskytují se v nich výrazné vnitřní pohyby. Hmotnosti pilířů se pohybují v rozsahu 30÷2 000 M_⊙, střední sloupcová hustota dosahuje řádu několika 10²⁰ cm^-2. Některé pilíře zvolna tečou, jiné nikoli. Z porovnávaných modelů vychází nejlépe ten od J. Dalea aj. z r. 2012.

P. W. Lucas aj. objevili mimořádné IR zjasnění vznikající hvězdy v hvězdné porodnici IRDC G313.671-0.309 (IRDC označuje mračna temná v IR záření, pravděpodobně velmi rozsáhlá oblaka prachu). Vzdálenost oblaku od nás je asi 2,6 kpc a těleso WISEA J142238.82-611553.7 již dříve patřilo mezi 23 nejvíce proměnných zdrojů v katalogu družice WISE a bylo klasifikováno jako YSO - young stellar object. Nynější vzplanutí dosáhlo velikosti téměř 8 mag na vlnové délce 4,6 µm. Porovnání s dřívějšími IR jasnostmi v archivech SST, WISE a přehlídky VVV (VISTA Variables in the Vía Láctea) dovedlo autory k odhadu, že svítivost objektu představovala několik stovek L_⊙ při rychlosti akrece látky na vznikající hvězdu ~10^-4 M_⊙/r z vnitřního okraje disku ve vzdálenosti ~4,5 au a zářivou teplotou 800÷1 000 K.

Tvorba hvězd probíhá v molekulárních oblacích, které svými vlastnostmi předurčují hmotnost nových hvězd - hmotné hvězdy vznikají převážně pospolu, totéž překvapivě platí i pro málo hmotné hvězdy. M. Kumar aj. provedli analýzu shluků mezihvězdné látky v Mléčné dráze, které jsou potenciálními hvězdnými porodnicemi, a tam, kde už hvězdotvorba probíhá, určili převažující hmotnosti vznikajících hvězd. Autoři použili ~35 tis. shluků látky z katalogu Hi-GAL (Herschel InfraRed GALactic plane survey), které zpracovali algoritmem DisPerSE pro detekci kosmologických struktur. Místa, kde se tři a více filamentů látky spojuje do uzlin, použili pro detailnější zpracování map sloupcové hustoty. Získali asi 3 700 kandidátů aktivních vláken a uzlin (~11 % všech), z nichž přibližně 2/5 již projevují tvorbu hvězd. V těch je sloupcová hustota až o řád vyšší než v ostatních neaktivních shlucích. Autoři dále modelovali vznik hvězd v uzlinách se svítivostí ≥ 10⁴ L_⊙ do vzdálenosti 2 kpc, resp. ≥ 10⁵ L_⊙ do 5 kpc. Z modelování plyne, že málo hmotné a střední hvězdy pomalu (~10⁶ r) vznikají ve vláknech, zatímco hmotné a velmi hmotné hvězdy vznikají rychle (~10⁵ r) v uzlinách shluků, přičemž se zároveň posiluje segregace obou skupin podle hmotností. Modely dobře reprodukují různé průměrné stáří velkých skupin hvězd (kulových hvězdokup) a volných asociací (např. OB hvězd).

B. Liu a V. Bromm porovnávali rychlosti vzniku hvězd v éře po reionizaci vesmíru (z ≲ 6), aby zjistili, kdy skončilo formování nejstarší populace III. Ukončení vzniku prvních hvězd závisí na promíchání prvotního materiálu s kovy (tj. prvky těžšími než hélium), vytvořenými v supernovách. Jakmile je toto promíchávání dostatečně efektivní, prvotní látka se „zašpiní“ kovy a populace III zanikne. Semianalytické modely ukazují, že halové složky galaxií s hmotnostmi ≳ 10⁹ M_⊙ jsou potenciálním zdrojem ≥ 90 % oblastí s prvotním materiálem nepromíchaným s kovy. Problém je, že neznáme ani průběh promíchávání kovů s primární látkou v minulosti, ani počáteční hmotnostní funkci v průměrné galaxii. Odhady ukončení tvorby hvězd tak sahají od z ~12,5, tj. prakticky ihned po reionizaci vesmíru, až po současnost. Z modelů nicméně vyplývá, že ≳ 90 % objemu celého vesmíru obsahuje prvotní látku nedotčenou kovy. Měřením jejího skutečného rozložení bychom měli být schopni zpětně odvodit průběh promíchávání a počáteční hmotnostní funkci.

2.4. Zázračný svět hvězd

Betelgeuse (ɑ Ori, červený veleobr sp. tř. M1-M2, 16,5÷19 M_⊙, ≥ 764 R_⊙, 126 kL_⊙, T ~3,6 kK, stáří ~8÷8,5 Mr; d ~168 pc) jakožto jedna z nejjasnějších hvězd oblohy přirozeně poutá pozornost lidí po tisíce let. Její fyzická proměnnost je dlouho známá, ačkoli není jednoduše pravidelná. Charakteristické změny jasnosti se v průběhu známé historie pohybovaly v rozmezí 0,3÷1,2 mag a podařilo se vysledovat dva víceméně pravidelné cykly s periodami 425 d a 5,9 r. Betelgeuse přesto velmi překvapila, když pokles jasnosti započatý v říjnu 2019 vedl v lednu a únoru 2020 k historicky nejhlubšímu minimu, v němž hvězda potemněla o ≥ 1,5 mag ve vizuálním oboru. Čtenáři jistě zaznamenali množství spekulací, které se objevily jako možná vysvětlení. T. Dharmawardena, kteří Betelgeuse (spolu s dalšími jasnými hvězdami) dlouhodobě monitorují v rádiovém oboru pomocí JCMT (James Clerk Maxwell Telescope, Mauna Kea) a APEX (Atacama Pathfinder Experiment, Chajnantor, Chile), potvrdili, že veleobr pohasl i ve větších vlnových délkách, a to o ~20 %.

A. Gupta a S. Sahijpal použili termodynamické kondenzační modely a aplikovali je na chemické složení hvězdného větru červených veleobrů, známé od jiných hvězd. Modely ukázaly, že ve vznikajících prachových zrnech převažují oxidy hliníku, vápníku a titanu a silikáty železa, manganu, hliníku a vápníku. Produkce prachových zrn se s rostoucí vzdáleností od hvězdy zpomaluje, až v důsledku poklesu teploty a tlaku záření ustane zcela. Autoři z modelů odhadují, že z celkové hmotnosti uvolněného hvězdného větru vznikne ≤ 0,5 % prachových zrn. To k vysvětlení pozorovaného poklesu jasnosti Betelgeuse nestačí; samozřejmě zbývá možnost, že hvězdu zakryl nějaký jiný prach než ten přímo vznikající z hvězdného větru.

Betelgeuse následně po únoru 2020 rychle zjasnila téměř na předchozí úroveň. G. Harper aj. využili pětileté záznamy optické a blízko-IR fotometrie ze soukromé observatoře R. Wasatonica, z nichž vyplývá, že před poklesem jasnosti měl veleobr nižší povrchovou teplotu, než se předpokládalo ve většině modelů (3 650 K). Autoři proto provedli sérii výpočtů, z nichž vyplývá, že pokles průměrné teploty fotosféry o ≳ 250 K stačí k vysvětlení pozorovanému ve vzdáleném potemnění, a žádný prach není potřeba. V kombinaci s pozorovaným složením minim kvazipravidelných cyklů je možný původ poklesu jasnosti v ochlazení podstatné části fotosféry v důsledku rozsáhlých konvektivních pohybů a/nebo pulzování celého veleobra. Že fotosféra Betelgeuse nezáří rovnoměrně, máme experimentálně potvrzené z konce r. 2019, kdy kotouček hvězdy zobrazil přístroj SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na VLT (Very Large Telescope, ESO, Cerro Paranal, Chile, 2,6 km n. m.). To potvrzují spektroskopické UV analýzy A. Dupreeové aj. z HST. V září-prosinci 2019 došlo ke zjasnění chromosférické emise v čarách Mg II nad jižní polokoulí hvězdy. To bylo pravděpodobně způsobené průchodem rázové vlny rozsáhlého vyvržení plazmatu, které způsobilo následné ochlazení jižní fotosféry.

Pokles jasnosti ve všech pozorovaných vlnových délkách během minima upřednostňuje model fotosférického poklesu jasnosti oproti zákrytu hvězdy prachovým mračnem. Zároveň zatím nelze vyloučit, že se jedná o jeden z projevů počátku hroucení hvězdného jádra. Betelgeuse kdykoli v příštích ~100 kr vybuchne jako supernova a události bezprostředně předcházející vzplanutí supernovy ani nejsme schopni přesně modelovat, ani jsme je zatím dostatečně zblízka neviděli.

K. Bouchaud aj. použili realistické 2D modelování pomocí kódu ESTER (Evolution STEllaire en Rotation, M. Rieutord aj., 2016) na rychle rotující hvězdu Altair (ɑ Aql, sp. tř. A7V; d ~5,1 pc), u níž se také v nedávné minulosti podařilo přímo zobrazit hvězdný kotouček. Fitování modelu na pozorovaná data vede na rovníkový poloměr (2,008 ±0,006) R_⊙, poziční úhel (301,3 ±0,3)°, sklon rotační osy (50,7 ±1,2)° a rovníková úhlová rychlost (0,74 ±0,01) Keplerovy úhlové rychlosti; vysoká hodnota vede k rovníkovému zploštění (0,220 ±0,003). Při spektroskopicky odvozené radiální rychlosti ~243 km/s vychází absolutní hodnota rovníkové rychlosti ~314 km/s a rotační perioda 7 h 46 m. Hmotnost hvězdy vychází na (1,86 ±0,03) M_⊙, metalicita 0,019 dex a poměr vodíku v jádře 71 %. Jádro rotuje o ~50 % rychleji než obálka, zatímco na povrchu diferenciální rotace nepřesahuje 6 %. Z toho všeho plyne odhad stáří Altairu na 100 Mr.

E. O'Gorman aj. využili pozorování primární složky dvojhvězdy Antares (ɑ Sco A; červený veleobr, 11÷14,3 M_⊙, ~680 R_⊙, ~76 kL_⊙, T ~3,66 kK; d ~170 pc) v mikrovlnném a rádiovém oboru observatořemi ALMA a VLA. Cílem bylo zjistit, zda je možné v rádiovém oboru přímo pozorovat chromosféry červených veleobrů (což by se hodilo např. u výše zmiňované Betelgeuse). Kombinace měření na vlnových délkách 0,8 mm a 100 mm s úhlovým rozlišením 50,7 mas, resp. 431 mas prokázaly, že fotosféra hvězdy je zploštělá s mírou ~15 %. Teplota pozorovaného cirkumstelárního disku roste z hodnoty 2,7 kK ve vzdálenosti 1,35 R_* na 3,8 kK ve vzdálenosti ~2,5 R_* a pak opět klesá na 1,65 kK ve vzdálenosti 11,6 R_*. Sklon spektra vykazuje zlom mezi vlnovými délkami 0,7 mm a 1,4 cm, což autoři připisují nástupu převahy záření z chromosféry, zatímco na větších vlnových délkách převažuje záření z hvězdného větru. Modelování chromosfér červených veleobrů potvrzuje, že teplota chromosféry ~7 kK k vysvětlení stačí.

Velmi rychle rotující hvězdy jsou v našem okolí vzácné, za což je zodpovědný odnos momentu hybnosti intenzivním hvězdným větrem, který rychlou rotaci účinně zpomaluje. G.-W. Li oznámil objev nejrychleji rotující hvězdy v Galaxii v datech dalekohledu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope, efekt. ⌀ 4 m; observatoř Šing-long, Cang-čou, Čína, 960 m n. m.). Autor objevil hvězdu LAMOST J040643.69+542347.8, rotující obvodovou rychlostí (vsin i) ~540 km/s, což je zhruba o stovku víc než dosavadní rekordmanka HD 191423. Spektrální typ nové držitelky rekordu je O6.5V, spektrální čáry jsou asymetrické a jejich středy jsou reverzní (absorpce uvnitř emisních čar). Hvězda je zároveň utěkářka s velkým vlastním pohybem, což napovídá, že se jedná o vymrštěnou složku těsné dvojhvězdy.

K. Shepardová aj. se zaměřili na absolutní držitelky rekordu v rychlosti rotace, jimiž jsou hvězdy VFTS 102 (projektovaná obvodová rychlost ~610 km/s, sp. tř. O9V) a VFTS 285 (proj. obv. rychlost ~609 km/s, sp. tř. O7.5V) ve Velkém Magellanově mračnu (LMC). Autoři použili UV spektroskop COS (Cosmic Origins Spectrograph) na HST. Spektra VFTS 285 vykazují rychlý odtok látky v čarách N V a mnohem pomalejší hvězdný vítr v čarách Si IV, což autoři interpretují jako současnou existenci řídkého větru s vysokými rychlostmi v polárních oblastech hvězdy a pomalého hustého větru v okolí rovníku. Ve spektrech VFTS 102 se čáry N a Si nevyskytují, dvojitá H-ɑ emise zase napovídá, že hvězda ztrácí velké množství látky do cirkumstelárního disku přetokem na rovníku. Obě rekordmanky potvrzují předpoklad rychlé ztráty momentu hybnosti fyzickým odnosem plazmatu.

V éře rozsáhlých katalogů mnoha hvězd je třeba mít k dispozici sadu kalibračních hvězd, jejichž fyzické parametry jsou ověřené nezávislými přístroji a metodami zpracování dat. A. D. Rains aj. zveřejnili výsledky interferometrických pozorování přístrojem PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) na VLTI (VLT v interferometrickém režimu) pro 6 trpasličích hvězd, 5 podobrů a 5 obrů. Do určení průměrů kotoučků hvězd autoři zahrnuli nejrůznější parametry, od koeficientů okrajových ztemnění až po simulace chyb v algoritmech zpracování dat. Získané průměry hvězd pak zkombinovali s bolometrickými jasnostmi z katalogů HIPPARCOS a Tycho a paralaktickými vzdálenostmi z katalogu družice Gaia. Výsledkem je množina 16 kalibračních hvězd s úhlovými průměry a povrchovými teplotami určenými s přesností 0,8 %, resp. 0,9 %; 10 hvězd je interferometricky proměřených poprvé, u ostatních jsou získané hodnoty konzistentní s dřívějšími měřeními.

Současné přehlídky chrlí údaje o milionech hvězd ve velkém. Pro astrometrická a fotometrická měření jsou k dispozici algoritmy pro jejich základní vytěžení, ale hrubá spektra takto získaná zatím čekají na využití. A. Wheeler aj. proto představili využití strojového zpracování spekter 3,9 milionu hvězd z archivu dalekohledu LAMOST na základě odvození 5 parametrů pro trpasličí hvězdy, resp. 6 parametrů pro obří hvězdy. Parametry jsou fakticky chemická zastoupení prvků odpovídající různým druhům nukleosyntézy, které mohou probíhat v hvězdných nitrech. Hvězdy autoři vybrali na základě katalogu GALAH (GALactic Archaeology with HERMES, Anglo-Australský dalekohled, ⌀ 3,9 m, Siding Spring, Austrálie) a křížová kontrola pro vybrané oddělené dvojhvězdy ukázala dobrou přesnost jednotlivých chemických zastoupení 0,05÷0,23 dex. Protože LAMOST pokrývá téměř celý katalog družice Gaia, metoda do budoucna slibuje významné využití pro sledování chemického vývoje hvězd v celé viditelné části Galaxie s významně vyšší přesností než pouhé rozlišování podle metalicity.

2.5. Dvojhvězdy a násobné systémy

P. Harmanec aj. zpracovali nová data spektroskopické dvojhvězdy 7 Vul, z nichž potvrdili oběžnou dobu (69,421 2 ±0,003 4) d a zjistili rychlou proměnnost primární Be složky s periodicitou ~0,559 2 d. Tato hodnota pravděpodobně představuje rotační periodu primáru, ovšem autoři upozorňují, že amplituda a zřejmě i perioda změn se s časem mění. Rozplétání čar umožnilo detekovat sekundár pouze v čáře He I 667,8 nm, což napovídá, že druhou složku představuje horký trpaslík. Hmotnosti složek autoři odhadují na (6 ±1) M_⊙ a (0,6 ±0,1) M_⊙. Pokud se potvrdí trpasličí povaha sekundáru, bude 7 Vul představovat vzácný systém s spektrálním typem primáru B4-B5.

K. Beuermann aj. použili všechna dostupná archivní data pro hvězdu HY Eri a zkombinovali je s novými rentgenovými měřeními družice XMM-Newton. Oběžná doba 2,855 h se začala po r. 2011 prodlužovat o 10 ms. Vzdálenost systému je (1 050 ±110) pc, druhá složka je červený trpaslík spektrální třídy M5-M6 a primární složku tvoří héliový bílý trpaslík (resp. možná hybrid HeCO). Hmotnosti složek jsou (0,42 ±0,05) M_⊙ a (0,24 ±0,04) M_⊙. Primární složka má na povrchu dvě tmavé skvrny v téměř protilehlých místech, v nichž spektropolarimetrie určila magnetickou indukci 28 MG a 30 MG. Vzácnost podobných systémů a velká vzdálenost k HY Eri potvrzuje teoretické výpočty, podle nichž jsou odsouzeny k zániku v důsledku urychlujícího se přenosu látky.

X. Chen aj. oznámili objev odděleného systému KIC 10736223 typu Algol s periodou ~1,1 d, jehož sekundár téměř vyplňuje Rocheův lalok. Fotometrická data družice Kepler s rychlou kadencí umožnila identifikovat pulzování primární složky, díky čemuž autoři odvodili její fyzické parametry: hmotnost 1,57^+0,05_-0,09 M_⊙, poloměr 1,484^0,016_-0,028 R_⊙, log g ~4,291, T ~7750 K a svítivost ~7,14 L_⊙. Hmotnost sekundáru je (0,35 ±0,02) M_⊙, poloměr (1,34 ±0,03) R_⊙ a svítivost ~1,04 L_⊙. Vývojové modely ukazují, že stáří hvězdy odpovídá rozmezí 2,67÷11,65 Mr - horní limit by odpovídal samotné hvězdě bez přetoku látky. Vzhledem ke skutečnosti, že systém je klasický algol, nízké stáří dle vývojových modelů pravděpodobně znamená, že dvojhvězda právě prodělala fázi přenosu látky a inverzi poměru hmotností.

Mladé hvězdy bývají zanořené v cirkumstelárním disku tvořeném prachem a plynem, který obvykle slouží jako líheň planetárního systému. Co se stane, když je hvězd víc a rovina jejich oběhu není totožná s rovinou disku? Modely předpovídají, že v takovém případě se disk zkroutí a začne se rozpadat do prstenců, které precese otáčí mimo původní rovinu disku. S. Kraus aj. objevili právě takový systém GW Ori, v němž kroucení a trhání disku probíhá. Systém se nachází ve vzdálenosti ~388 pc v Orionově molekulárním oblaku a tvoří ho centrální těsná dvojhvězda s téměř kruhovou dráhou (a ~1,2 au, P ~242 d; M₁ ~2,5 M_⊙, M₂ ~1,4 M_⊙), kterou obíhá třetí složka (a ~8 au, P ~11 r, M ~1,4 M_⊙). Dráha třetí složky je vůči rovině centrální dvojhvězdy nakloněná o ~14°. Kolem celého systému se nachází disk sahající do vzdálenosti ~500 au, v němž se nacházejí tři prachové prstence, dobře viditelné v submilimetrové oblasti spektra. Vnější dva prstence jsou ve vzdálenostech ~334 au a ~182 au prakticky v rovině disku, která je stočená vůči oběma rovinám drah o ~51°, resp. ~38°; vnitřní třetí prstenec ve vzdálenosti ~44 au má rovinu skloněnou o dalších ~60° a otočenou mimoběžně vůči všem ostatním rovinám v systému. Systém je mladý (≤ 1 Mr) a pokud se v jednotlivých prstencích dokáží zformovat planety, mohlo by jít o dlouho hledaný způsob, jak mohou vznikat planety na drahách s výraznými vzájemnými sklony.

Trojhvězdy není ani v současnosti úplně snadné objevovat, ale potvrzených i podezřelých trojitých systémů přibývá. T. Mitnyan aj. nalezli třetí složku systému TIC 278825952 v datech družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, NASA, start IV 2018, zemská eliptická dráha s přízemím ~108 tis. km). Systém byl původně považován za kruhovou dvojhvězdu s oběžnou dobou ~4,8 d. Autoři nalezli variace okamžiků zákrytů a s využitím pozemských následných měření a teoretických propočtů hvězdných isochron odvodili vlastnosti všech tří složek. Centrální dvojice má hmotnosti ~1,12 M_⊙ a ~1,09 M_⊙ a poloměry ~1,4 R_⊙ a 1,31 R_⊙, třetí složka má hmotnost ~0,75 M_⊙, poloměr ~0,7 R_⊙ a oběžnou dobu 235,55 d. Oběžné roviny jsou téměř totožné a všechny dráhy jsou překvapivě kruhové.

L. Liu aj. objevili potenciální třetí složku V344 Lac, dosud považované za kontaktní dvojhvězdu. Nově odvozené vlastnosti složek jsou ~1,16 M_⊙ a ~0,45 M_⊙, ~1,31 R_⊙ a 0,88 R_⊙ a svítivosti ~2,51 L_⊙ a ~1,06 L_⊙. Primární složka není spektrálního typu A, ale F, a třetí složka s hmotností ~0,79 M_⊙ oběhne centrální dvojici každých ~12,4 r.

M. Wolf aj. oznámili pravděpodobnou třetí složku dosavadní dvojhvězdy DX Cyg, dosud považované za polodotykový algol, v němž sekundár vyplňuje svůj Rocheův lalok a jeho látka přetéká na primár. Autoři zjistili pozvolné prodlužování oběžné doby dvojice tempem ~1,7×10^-7 d/r, načež začali hledat možná řešení s třetí složkou. Ta by měla minimální hmotnost ~0,49 M_⊙ a její přítomnost umožňuje zpřesnit odhady teplot centrální dvojice na 5 300 K, resp. 3 330 K a hmotnostní poměr (0,504 ±0,012).

U čtyřhvězd je situace analogická. P. Zasche aj. oznámili objev dvojité dvojhvězdy CzeV1731, kterou tvoří dva páry oddělených složek na kruhových drahách s periodami ~4,11 d a ~4,68 d. Oba páry jsou tvořené téměř stejnými hvězdami hlavní posloupnosti spektrálních typů F/G. Pár A vykazuje hlubší zákryty, složky páru B jsou o něco hmotnější a svítivější. Obě dvojice se obíhají na dráze s excentricitou ~0,38 a periodou ~34 r, přičemž zatím nejsou jasné vzájemné sklony drah. Systém představuje vhodný cíl pro interferometrická pozorování.

T. Pribulla aj. dlouhodobě sledovali hierarchickou čtyřhvězdu VW LMi, kterou tvoří dvojice dvojhvězd typu W UMa s oběžnými dobami ~0,48 d a ~7,93 d. Oběžná doba obou dvojic kolem sebe je ~355 d. Dlouhodobá pozorování umožnila potvrdit stáčení přímky apsid tempem ~4,6°/r u dvojice, která nevykazuje zákryty, ale žádné další poruchy dráhy se zjistit nepodařilo. To souhlasí s hypotézou, že rovina společného oběhu obou párů je rovnoběžná s rovinou dráhy bezzákrytové dvojhvězdy; autory provedené numerické simulace mnoha těles potvrzují, že vzájemný sklon všech drah musí být ≤ 10°.

V další práci se P. Zasche aj. zaměřili na 162 excentrických zákrytových proměnných v LMC, v jejichž světelných křivkách hledali známky stáčení perihelu. Střední hodnota oběžné doby dvojhvězd činí ~2,2 d a charakteristická hodnota periody rotace přímky apsid jsou desítky let. V souboru autoři objevili dvě výjimky: systém OGLE LMC-ECL-22613 má nejnižší periodu rotace přímky apsid s hodnotou ~6,6 r a velmi pravděpodobně obsahuje třetí složku s oběžnou doboru ~23 r. Druhý výjimečný systém OGLE LMC-ECL-17226 má nejkratší oběžnou dobu ~0,99 d a taktéž nízkou periodu rotace přímky apsid ~11 r. Celkový počet 36 nových kandidátů na trojhvězdy představuje ≥ 20 % vzorku, což je v souladu se statistikou vícenásobných systémů v Galaxii.

K. B. Burdge aj. zpracovali katalog přehlídkového dalekohledu ZTF (Zwicky Transient Facility, dalekohled S. Oschina, ⌀ 1,22 m, Mt. Palomar, Kalifornie, USA) se zaměřením na zákrytové systémy s oběžnými periodami ≤ 1 h, které by mohly být vhodnými potenciálními zdroji pro připravovanou gravitační observatoř LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Zatím se autorům podařilo najít 15 vhodných dvojhvězd s oběžnými dobami v rozmezí 6,91÷56,35 min. Z nich je 7 zákrytových, nevykazujících známky přenosu látky. Kromě těchto nejvhodnějších zdrojů autoři nalezli 2 systémy typu AM CVe a 6 systémů s elipsoidální proměnností primárních složek.

2.6. Novy, rekurentní a trpasličí novy

G. Ortiz-Leónová aj. využili schopnosti mikrovlnné observatoře ALMA pozorovat v pásmu ~225 GHz, v němž se nachází jedna ze spektrálních čar přechodu maseru SiO (J 5-4). Druhá čára (J 1-0) se nachází v pásmu 43 GHz, kde dokáže pozorovat observatoř VLBA (Very Long Baseline Array, 10 radioteleskopů, nejdelší základna ~8,6 Mm). Proto autoři zamířili obě observatoře na pozůstatky po červené nově V838 Mon. Oblasti záření maseru v obou pásmech se překrývají a jsou shodné i s pozorovaným tepelným zářením v submilimetrové oblasti. Autoři v rádiovém oboru změřili paralaxu V838 Mon (0,166 ±0.06) mas, z níž plyne vzdálenost (5,6 ±0,5) kpc. Ta je v rámci chyby v souladu s ostatními metodami měření (světelné echo, astrometrie Gaia) - kombinace všech dostupných zdrojů dává střední hodnotu vzdálenosti (5,9 ±0,4) kpc. S vlastním pohybem určeným družicí Gaia vychází, že V838 Mon je součástí otevřené hvězdokupy ve Vnějším spirálním rameni Mléčné dráhy.

U. Munari aj., sledovali vývoj novy 2018 Per (V392 Per), jejíž pokles jasnosti se zastavil ~2 mag nad předchozí klidovou hodnotou a od r. 2019 zůstává na stejné hladině. Optická a IR fotometrie a spektroskopie a porovnání s historickými daty ukázalo, že odhozený materiál se již rozptýlil do okolí novy. Autoři odvodili nové parametry souputníka, kterým je hvězda spektrálního typu G9IV s oběžnou dobou ~3,41 d (mezi klasickými novami jedna z nejvyšších hodnot), hmotností 1,35 M_⊙, poloměrem 5,3 R_⊙ a svítivostí ~15 L_⊙. Stáří systému odhadnuté z vývojových modelů se zdá být 3,6 Gr, vysoké zastoupení Ne v odhozené látce a rychlý pokles z maxima jasnosti ukazují na hmotnost bílé trpaslíka v rozmezí 1,1÷1,2 M_⊙. Na systém se patrně díváme téměř z pólu a pravděpodobné vysvětlení současné zvýšené jasnosti spočívá v postupném dohořívání cirkumstelární látky na povrchu bílého trpaslíka.

K. Page aj. zveřejnili analýzu rentgenových dat rekurentní novy V3890 Sgr z družic Swift (Neil Gehrels Swift Observatory, NASA, start XI 2004), NICER (Neutron Star Interior Composition ExploreR, NASA, start VI 2017) a optického dalekohledu SMARTS (Small and Medium Research Telescope System, Cerro Tololo Inter-American Observatory, ⌀ 1,5 m, Coquimbo, Chile, 2,2 km n. m.). V3890 Sgr vzplanula za známou historii 3×, naposledy v srpnu 2019 - získaná světelná křivka v rentgenovém oboru ukazuje, že po počátečním tvrdém záření převážila od 8,5 d po vzplanutí měkká složka, která vymizela po ~26 d. Spolu s vrcholem spektra kolem teplot ~100 eV to ukazuje na vyšší hmotnost bílého trpaslíka ~1,3 M_⊙. UV a optická spektra prokázala čáry N, C, Mg a O s jasně patrnými interakcemi vyvrhované látky s hvězdným větrem dárcovské hvězdy. Data družice NICER navíc obsahují krátkodobé změny jasnosti s kvaziperiodou ~83 s a amplitudou ~5 %.

Jasné červené novy (LRN, Luminous Red Novae) jsou nedávno ustavená skupina přechodných zjasnění, která jsou spojována s odhozením látky u dvojhvězd, prodělávajících vývoj ve společné obálce. G. Howitt aj. porovnali vývojové modely dvojhvězd se společnou obálkou a odvodili z nich odhad četnosti ~0,2 LRN/r pro celou Mléčnou dráhu. Ten dobře souhlasí s dosavadním pozorováním. Modely ukazují, že by měla existovat třída nejjasnějších LRN, která bude nepřímým důkazem existence červených veleobrů s hmotnostmi ≥ 40 M_⊙. Zatím jsme je nepozorovali, což pravděpodobně způsobuje výběrový efekt. Autoři odhadují, že velké přehlídkové dalekohledy typu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) a ZTF by měly být schopné pozorovat 20-750 LRN/r, což umožní potvrdit vývojové modely i zatím pouze teoretickou existenci velmi hmotných veleobrů.

Y. Hillman aj. provedli sérii mnoha vývojových simulací kataklyzmických proměnných s cílem vysvětlit, proč se stejnými oběžnými dobami pozorujeme jak klasické novy, tak trpasličí novy. Numerické výpočty vývoje dvojhvězd s různými parametry se zahrnutím zpětných vazeb záření, přenosu momentu hybnosti a dalších jemností na časových škálách mnoha Gr ukázaly, že klíčem k záhadě jsou různé vlastnosti přenosu látky mezi složkami. Simulace potvrdily hypotézu, že klasické novy mezi plnohodnotnými výbuchy mohou prodělat i několik epizod trpasličího vzplanutí a opačně: aktivní trpasličí nova se jednou za dlouhou dobu vzmůže na výbuch s výkonem klasické novy. Také se ukázalo, že stav „hluboké hibernace“, tj. úplné utichnutí přenosu látky mezi složkami na dlouhou dobu nastává pouze u krátkoperiodických rekurentních nov. Z původně značně rozdílných systémů nakonec vznikají velmi podobné dvojice bílý-červený trpaslík a zatímco souputník postupně přijde o všechnu svou látku, hmotnost bílého trpaslíka roste velmi pomalu.

E. Steinber a B. Metzger modelovali chování a záření rázových vln, které jsou zodpovědné za přechodné zjasnění, které z dálky pozorujeme jako novu. Aby rázová vlna mohla vytvořit vzplanutí, musí se nejprve do okolí dvojhvězdy rozlít dostatečné množství hvězdné látky - buď z vnějšího Lagrangeova bodu nebo z cirkumbinárního disku. Tento výtok je zpravidla soustředěn v rovině rovníku, resp. oběžné rovině dvojhvězdy; to je „pomalý“ režim. Když povrch bílého trpaslíka vzplane termonukleárními reakcemi a celá obálka se naráz rozletí všemi směry, v místech dřívějšího rozlivu potká pomaleji se pohybující materiál a smete jej s sebou; to je „rychlý“ režim. Modely ukazují, že vhodnou kombinací obou režimů lze dosáhnout efektů, které ve skutečných novách pozorujeme - synchronizovaná či naopak fázově posunutá záření v různých spektrálních oborech, vývoj spektrálních čar ukazujících zrychlování i zpomalování materiálu, rozpínání fotosférické obálky s optickými záblesky apod. Synchronizované tvrdé záření (paprsky X a γ) vzniká ve vnitřních rázových vlnách v rychlém režimu, měkčí a dlouhovlnné (i netermální) záření dosahuje maxima až ve vnější , již dostatečně řídké obálce, do níž postupně doběhly vnitřní rázové vlny a spojily se v jednu vnější.

Čínští, korejští a vietnamští hvězdáři zanechali lidstvu písemné svědectví o „hvězdných hostech“ v období sahajícím až 2,5 tisíciletí před současnost. S. Hoffmannová aj. zpracovali téměř 600 historických záznamů o pozorování nového světla na obloze. Autoři ve třech krocích vyloučili záznamy, pravděpodobně popisující jevy jako bolidy, komety, planety viděné v nezvyklých podmínkách, tedy např. s jinou než obvyklou barvou, jevy krátkodobé apod. Zbyl seznam 24 jevů, které autoři lokalizovali podle dobových popisů a asterismů do současných souřadnic a porovnali je s katalogy současných kataklyzmických proměnných, rentgenových dvojhvězd a dalších potenciálních předchůdců nov. Asijští hvězdáři až na výjimky neudávali polohy vůči jednotlivým hvězdám, ale pouze v rámci (tehdejších) souhvězdí; porovnáním se známými pozůstatky po supernovách autoři odvodili, že průměrná chyba historického určení polohy činí ≤ 4,5°. V některých místech na obloze tak není možné určit - např. v Beidou, víceméně našem nynějším Velkém vozu, v němž se nachází ≥ 20 známých potenciálních zdrojů novy r. 329 n. l. - který objekt přechodně zjasněl a jakého typu byl. Přesto je jisté, že některé záznamy obsahují přesný popis jevu a stejně jako u historických pozůstatků supernov má smysl pátrat po pravděpodobných původcích.

2.7. Fyzické proměnné hvězdy

Naše znalosti nitra hvězd jsou až na výjimky v podobě gravitačních vln, neutrinové astronomie a pozorování výbuchů supernov založené na zkoumání světla vycházejícího z jejich atmosfér. V posledním půlstoletí se cenným nástrojem stala asteroseismologie, která studuje vlastní frekvence, tj. rezonanční módy jednotlivých hvězd. T. Bedding aj. analyzovali vlastní frekvence pulsujících proměnných typu δ Sct z katalogů družic TESS a Kepler. Z celkem ~1 300 hvězd, pro něž archivy obsahovaly dostatečné množství dat, se autorům podařilo získat množinu 60 hvězd hlavní posloupnosti s vysokofrekvenčními pulsacemi, u nichž je možné spolehlivě určit vlastní frekvence - u tohoto typu hvězd vůbec poprvé. Kombinací asterometrických měření a určení stáří pomocí vývojových modelů se tak autorům podařilo potvrdit, že některé δ Sct hvězdy jsou členkami mladých hvězdokup. Příkladem může být hvězda HD 31901, která patří do hvězdného proudu Ryby-Eridanus - pozorované radiální a dipólové pulsace vedou na odhad hmotnosti (1,71 ±0,05) M_⊙, poloměru (1,54 ±0,03) M_⊙ a stáří (150 ±100) Mr; to vylučuje dříve zvažovanou hypotézu, že hvězda je s ~1 Gr mnohem starší.

Anomální cefeidy jsou pulsující hélium spalující hvězdy, které mají nedostatek kovů (tj. prvků těžších než právě hélium) a obvyklou hmotnost 1,2÷2,2 M_⊙. Cefeidy jsou cenným nástrojem pro měření vzdáleností ve vesmíru, neboť jejich pravidelné rozpínání a smršťování splňuje vztah mezi svítivostí a periodou pulsů, jak r. 1908 objevila Henrietta Swan Leavittová. Až dosud byly všechny známé anomální cefeidy jednoduché oscilátory s jedním radiálním módem pulsů. I. Soszyński aj. oznámili v datech přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) objev první cefeidy OGLE-GAL-ACEP-091, která pulsuje ve více radiálních módech. Fourierovská analýza světelné křivky ukázala, že módy jsou ve skutečnosti 3: základní mód má periodu ~0,929 d, vyšší harmonický ~0,675 d a nejvyšší harmonický ~0,539 d. Vývojový model ukazuje na hmotnost hvězdy ~1,8 M_⊙ a metalicitu [Fe/H] -0,5 dex.

G. Perrin aj. dlouhodobě sledovali proměnnou Mira (ο Cet, sp. tř. M7III, 1,18 M_⊙, ~330÷400 R_⊙, ~8,8 kL_⊙, stáří ~6 Gr) pomocí soustavy dalekohledů IOTA (Infrared-Optical Telescope Array) ve filtru H. Pozorování potvrdila, že centrální objekt zahalený v rozsáhlých plynových obálkách není opticky symetrický. Softwarová rekonstrukce obrazu ukázala, že k absorpci světla dochází ve stejných místech, v nichž se vyskytují oblaky prachových částic. Autoři ukazují, že mračna prachu se nacházejí těsně nad pulsující nejsvrchnější atmosférou hvězdy a že mohou být vysvětlením pozorovaného úbytku hmotnosti a momentu hybnosti pulsujících hvězd a také pravděpodobným zdrojem prachu v atmosférách hvězd asymptotické větve obrů. Kromě hvězdného větru je do modelů obřích atmosfér potřebné zahrnout kromě pulsování také konvekci a přímý fyzický odnos hvězdného materiálu.

M. Skarka aj, použili archiv dat přehlídky OGLE-IV, z nějž vybrali 3 141 hvězd typu RR Lyr se znatelným Blažkovým jevem - dlouhoperiodickou modulací, která se obvykle projevuje jako pravidelné změny periody a/nebo amplitudy světelné křivky. Autoři použili množinu hvězd ke statistické analýze, zda je možné mezi modulačními amplitudami a periodami, pulsy anebo jinou charakteristikou světelné křivky nalézt spojitost. Výsledky ukazují, že mezi žádnými dvěma parametry nelze najít prostou korelaci, je možné pouze stanovit limity - např. existuje spodní hranice modulační periody vůči periodě pulsací. Podobně klesá horní hranice amplitudy modulací s jejich rostoucí periodou, což asi souvisí s faktem, že se Blažkův jev méně projevuje u chladnějších, větších, svítivějších a méně kovových hvězdách typu RR Lyr. Také se zdá, že rozložení modulací se dá rozdělit do dvou hlavních skupin se středními periodami 48 d a 186 d. Dvojitá modulace (v poslední době relativizovaná coby pozorovací artefakt, způsobený střídáním pozemského dne a noci) se projevuje jen asi u čtvrtiny hvězd.

Chemicky podivné hvězdy (CP, chemically peculiar) hlavní posloupnosti jsou obvykle na na první pohled zcela obyčejné, jen mají ve spektrech výrazné odlišnosti chemického složení fotosféry. Jejich podskupina CP2, zahrnující klasické hvězdy spektrálních typů Ap a Bp, vykazuje pravidelné periodické změny světelné křivky, polarizace a spekter, které je možné vysvětlit rotací neměnných povrchových struktur a stabilních magnetických polí. Z. Mikulášek aj. v archivu mise K2 družice Kepler objevili hvězdu HD 174356, jejíž světelná křivka mění amplitudu i tvar, což je pro CP2 hvězdu mimořádné. Průzkum dalších archivů i samostatná následná pozorování ukázaly, že světelnou křivku a změny ve spektru je možné vysvětlit jako křemíkovou hvězdu s dvěma přes sebe přeloženými variacemi. První má periodu ~4,04 d a autoři ji přisuzují rotaci povrchových skvrn s odlišným chemickým složením, druhá má periodu ~2,11 d a souvisí s pulsováním hvězdy. Spektrální čáry nevykazují žádné zdvojení a obě periody byly ve sledovaném období ~17 r zcela neměnné.

2.8. Planetární mlhoviny

J. Krtička aj. zveřejnili výpočty vlastností hvězdných větrů v průběhu vývojového přechodu hvězdy z asymptotické větve obrů (povrchová teplota ≈10 kK) do fáze ochlazování bílého trpaslíka (T ≈105 kK), kde po celou dobu dominuje urychlování větru absorpcí v čarách. Modely ukázaly, že ztráta hvězdné látky zhruba úměrně odpovídá celkové svítivosti a příliš se nemění při přesunu z červené do modré oblasti H-R diagramu. Jednoduchá závislost má dvě výjimky („dvojhrb“) při povrchových teplotách ~20 kK, kde se odnos látky sníží několikrát kvůli změně spektra při ionizaci železa, a pak při teplotě ~40÷50 kK. Konečná rychlost hvězdného větru se v průběhu zmenšování hvězdného poloměru zvyšuje z typických stovek km/s na tisíce km/s; v průběhu průchodu dvojhrbem se konečná rychlost větru zvyšuje nelineárně. Právě existence dvojhrbu je v kombinaci se směrovými nehomogenitami hvězdného větru pravděpodobně zodpovědná za výsledný tvar planetárních mlhovin.

2.9. Bílí trpaslíci

Samotní bílí trpaslíci jsou obvykle zbytky hvězdných jader, tvořené kombinací atomů C, O a/nebo Ne, obklopené héliovou obálkou, na níž plave tenká slupka vodíku - obě obálky zpravidla zakrývají skutečné složení jádra a jen u zlomku bílých trpaslíků vidíme na povrchu malá množství uhlíku nebo kyslíku. M. Hollands aj. objevili systém WDJ055134.612+413531.09, který vykazuje nezvykle vysoké zastoupení C v atmosféře (poměr C/H ~0,15). Objekt má hmotnost ~1,14 M_⊙. Autoři odvodili, že hmotností poměr hélia a vodíku musí být ≤ 10^-9,5, resp. 10^-7, tj. o několik řádů nižší než je u BT obvyklé. Vzhledem k vysoké rychlosti vlastního pohybu a hmotnosti a podivnému chemickému složení fotosféry je pravděpodobné, že těleso je výsledkem splynutí dvou bílých trpaslíků z těsné dvojhvězdy.

Přibližně pětina bílých trpaslíků projevuje přítomnosti silných magnetických polí, jejichž existence se pokládá za důsledek splynutí dvojice bílých trpaslíků. I. Caiazzová aj. v databázi DR2 družice Gaia objevili (další) dva bílé trpaslíky s výrazným magnetickým polem uvnitř mladé hvězdokupy, další byl nalezen již dříve. Předchůdci všech tří BT byly samostatné hvězdy s hmotností ≳ 5 M_⊙ a hvězdokupa obsahuje už jen další dva BT, jejichž předchůdci měli srovnatelnou hmotnost. Vysoký poměr v jedné hvězdokupě ukazuje, že přinejmenším část hvězd se střední hmotností skončí jako magnetický bílý trpaslík, aniž by nutně byla složkou dvojhvězdy.

K. Burdge aj. v datech přehlídky ZTF objevili dvojitého bílého trpaslíka s oběžnou dobou ~8,8 min; jde teprve o druhou známou dvojici s periodou ≤ 10 min. Podle všeho se jedná o dvojici málo hmotných BT, kteří splynou za ~400 kr a vytvoří buď samotného horkého podtrpaslíka, anebo hvězdu typu R CrB. Ve vzdálenosti ~2,1 kpc od nás tvoří systém ZTF J2243+5242 ideální cíl pro připravovanou kosmickou gravitační observatoř LISA (stejně jako nejrychlejší dvojice ZTF J1539+5027, P ~6,91 min). Autoři odvodili parametry složek: hmotnosti ~0,35 M_⊙ a ~0,38 M_⊙, poloměry ~0,031 R_⊙ a ~0,291 R_⊙ a teploty ~22,2 kK a ~16,2 kK.

A. Kawka aj. zjistili vlastnosti objektu 2MASS J050051.85-093054.9, který je ve vzdálenosti ~71 pc nejbližším bílým trpaslíkem s nízkou hmotností. Hvězda má vysoké zastoupení vodíku, povrchovou teplotu ~10,5 kK, log g ~5,9 a hmotnost autoři z vývojových modelů odhadli na 0,17 M_⊙. Analýza křivky radiálních rychlostí v kombinaci s daty družice TESS odhalily oběžnou dobu ~9,5 d; neviditelný průvodce je pravděpodobně slabý druhý BT. Systém patří do pozdní skupiny po odhození společné obálky a pravděpodobně za několik desítek Gr vytvoří supernovu typu Ia.

U. Malamud a H. Perets modelovali zánik kamenných planet zemského typu ve slapových silách bílých trpaslíků. Autoři provedli rozsáhlou sadu simulací s různými hmotnostmi, excentricitami drah a vzdálenostmi planet 3÷150 au. Oproti dřívějším jednodušším výpočtům se ukázalo, že zejména větší terestrické planety nevytvoří jeden prstenec zhruba v původní dráze (původní v době zániku), ale složité struktury, v nichž se vytvořené smetí rozprostře a vytvoří několik eliptických trubic těsněji kolem BT. Vytvoření řídkého disku smetí je rychlé, obvykle trvá jen několik oběhů planety; čím blíž je pericentrum dráhy k BT, tím rychleji se planeta rozdrobí - pro pericentrum ve vzdálenosti 1 R_⊙ stačí 5 oběhů, aby se Země rozbila z ~91 %, pro pericentrum ≤ 0,5 R_⊙ už je to ≥ 99 %. Autoři navrhli podmínky, za nichž by bylo možné vysvětlit pozorované nepravidelné potemnění Tabbyiny hvězdy (KIC 8462852) právě slapovým roztrháním planety - pokud bychom předpokládali, že původní těleso mělo hmotnost ~10^-2÷10^-4 M_⊕, excentrickou dráhu a blízké pericentrum, teoreticky by to bylo možné, pokud by ještě mělo nízkou hustotu. Také je možné, že by došlo k rozkladu pouze svrchních, méně hustých vrstev většího diferencované tělesa, ale tuto hypotézu momentálně není jak ověřit.

A. Pala aj. oznámili vznik přehlídky CHiCaS (Compact binary HIgh CAdence Survey), která je zaměřená na vlastnosti bílých trpaslíků v pozdních stádiích těsných dvojhvězd. Kataklyzmické proměnné, v nichž obvykle BT nacházíme, by jich měly obsahovat podstatnou část (~40-80 %), ale ve skutečnosti jich pozorujeme jen velmi málo. Cílem přehlídky je najít tyto chybějící BT - 3h sledování zorného pole ~135 □° s minutovou kadencí jednotlivých expozic na dalekohledu JAST (Javalambre Auxiliary Survey Telescope, ⌀ 0,8 m, Teruel, Španělsko) s 84 Mpx CCD kamerou a 12 fotometrickými filtry s limitní magnitudou ≲ 22 mag by měl umožnit detekci několika stovek až tisíc takových objektů. Pilotní provoz z r. 2017 prokázal, že v katalogu ~1,2 mil. pozorovaných hvězd se z ~2,5 tis. kandidátů podařilo potvrdit dva hledané BT.

3. Supernovy a pozůstatky po nich

3.1. Supernovy

Interakce vzplanutí supernovy s cirkumstelární látkou umožňuje výrazně zvýšit pozorovanou jasnost supernovy, neboť převede část kinetické energie výbuchu do tepelné energie záření. Velmi jasné supernovy typu IIn („n“ je z angl. narrow podle úzkých čar vodíku ve spektrech těchto SN) mohou dosáhnout celkové vyzářené energie ~10⁴⁴ J převedením většiny kinetické energie výbuchu do záření. M. Nicholl aj. zveřejnili základní data vzplanutí SN2016aps, které v únoru 2016 nastalo v souhvězdí Draka, na základě pozorování HST. SN vzplanula daleko od centra mateřské galaxie, takže bylo možné jistě odlišit její spektrum od centrální černé veledíry. Vyzářená energie představovala ≳ 5×10⁴⁴ J, celková odhozená hmotnost látky dosáhla hodnot 50÷100 M_⊙. Hmotnost i energie jsou natolik vysoké, že by se mohlo jednat o párově nestabilní supernovu, zatím jen teoreticky předpovězené vzplanutí obří hvězdy s héliovým jádrem o hmotnosti ≥ 50 M_⊙.

Svítivost SN2016aps dosáhla maxima s 500× vyšší hodnotou, než odpovídá běžným supernovám. Navržené označení podobně jasných objektů je FBOT - rychlé modré optické zjasnění (angl. Fast Blue Optical Transient) a zdá se, že by mohlo jít o přechodný typ objektu mezi supernovami a záblesky záření γ. První takto pochopený objekt byla „kráva“, tedy supernova AT2018cow; teprve díky ní se podařilo vysvětlit úplně první pozorování svého druhu, kterým bylo říjnu 2016 vzplanutí objektu CSS161010 v trpasličí galaxii vzdálené ~150 Mpc. Pravděpodobné vysvětlení spočívá podle D. Coppejanse aj. v záření výtrysku, procházejícího rychlostí 0,5 c (!) okolním prostředím, přičemž hmotnost látky ve výtryscích dosáhla ~0,1 M_⊙. Dalším takovým objeveným FBOTem bylo zjasnění ZTF18abvkwla (jako nový přírůstek do zvěřince získalo přezdívku „koala“), ke kterému došlo v září 2018 v souhvězdí Berana v trpasličí galaxii vzdálené ~1 Gpc.

Ve všech třech případech mají mateřské galaxie velmi nízkou metalicitu, zatím je ale brzy na statisticky podložená tvrzení. J. Lyman aj. použili zobrazovač MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na VLT, aby zjistili více o mateřské galaxii AT2018cow s označením CGCG 137-068. Ke vzplanutí došlo v oblasti mladých hvězd s typickým stářím několik 10 Mr, mírně nižší metalicitou než Slunce a hmotnostmi 8÷25 M_⊙ při usednutí na hlavní posloupnost. Okolí po výbuchu SN nejeví žádné změny ani v metalicitě, ani v kinematice - nic nenaznačuje přítomnost černé díry střední hmotnosti, kterou se snaží vzplanutí vysvětlit alternativní hypotézy.

M. Bietenholz aj. na „krávu“ zaměřili přístroje HSA (High Sensitivity Array - observatoř VLBA + radioteleskopy v Effelsbergu a Green Bank) a sledovali ji v rádiovém oboru v období 22÷287 d po vzplanutí. Zářivá hustota tělesa v rádiovém pásmu ~8,4 GHz dosáhla ~4×10²¹ W/Hz, což je nižší než svítivý výkon v rentgenovém záření (ten byl v maximu ~1,4×10³⁶ W), ale i tak bylo možné po celé sledované období zdroj rozlišit. Rádiová měření odpovídají rychlosti rozpínání 0,49⋅c.

SN 2005ip je jednou nejlépe prozkoumaných dlouhotrvajících supernov typu IIn, jejíž jasnost se držela téměř konstatní po dobu ≥ 5 r. O. Fox aj. zpracovali dlouhou řadu pozorování na všech vlnových délkách z období 1 000-5 000 d po vzplanutí. UV spektra potvrdila odhození látky před hlavní explozí a CNO nukleosyntézu. Bolometrická světelná křivka vede k odhadu celkové vyzářené energie ≥ 10⁴³ J, ztrátu materiálu před explozí tempem ≥ 10^-2 M_⊙/r a celkovou takto ztracenou hmotnost nejméně 1 M_⊙. Spektra od UV po IR ukazují přítomnost dvou složek s vysokou hustotou a zvolna řídnoucí cirkumstelární látku v nejpozdnějším období. Autoři upozorňují na podobnost se SN 1988Z, která také vykazovala jen pozvolný pokles jasnosti a podobné charakteristiky spekter.

C. Pellegrino aj. zpracovali fotometrická a spektroskopická data supernovy SN 2019ein typu Ia s vysokými rychlostmi, která vybuchla v blízké galaxii NGC 5353 ve vzdálenosti ~33 Mpc. Spektrální čáry Si II zaznamenaly modrý posuv odpovídající rychlosti 24 tis. km/s už 14 d před maximem jasnosti SN a těsně před ním odpovídal modrý posuv čar s profilem P Cyg rychlosti ~10 tis. km/s. Obě hodnoty řadí SN mezi skupinu těch nejrychlejších. V rádiovém oboru byl zdroj 14 d před maximem neviditelný, což vylučuje jeho symbiotický původ, většinu modelu interakce s opticky tlustým hvězdným větrem i cirkumstelární obálky s hmotností ≤ 10^-6 M_⊙ blíž než 100 au. Autoři nabízejí vysvětlení vysokých rychlostí v důsledku nepravidelností a asymetrické explozi.

A. Miller aj. publikovali analýzu získaných dat pro supernovu SN 2019yvq, teprve druhou typu Ia, u níž se podařilo zachytit časný záblesk v optickém a UV oboru. I bez záblesku byla SN nezvyklá, přes poměrně vysoké rychlosti spektrálních čar Si II ≈15 tis. km/s v maximu jasnosti byla na standardní svíčku málo zářivá a s nízkým zjištěním zastoupením radioaktivního ⁵⁶Ni. To by bylo možné vysvětlit předpokladem, že se nikl s celkovou hmotností ~0,31 M_⊙ a další prvky ze skupiny železa nacházely pouze na nejvnitřnější straně rozpínající se koule odhozeného materiálu. Proti tomu stojí jedno z možných vysvětlení počátečního záblesku, které naopak předpokládá promíchání radioaktivních prvků v odhazované látce. Jako další vysvětlení autoři nabízejí interakci vyvrženin s neviditelným průvodcem, dvojitá exploze částečně odhozené látky a prudká srážka dvou bílých trpaslíků - všechny čtyři hypotézy ovšem mají svoje problémy a jejich modely neodpovídají všem pozorováním. Následná pozorování pozůstatku po SN by mohla některou z možností potvrdit: emise čar H, He → neviditelný průvodce, silná emise Ca II → dvojitá exploze, úzké čáry O I → srážka BT.

R. Neuhäuser aj. vzali vážně myšlenku, že vzplanutí nedaleké supernovy před 1,5÷3,2 Mr, jež na Zemi dokládá zvýšené zastoupení izotopu ⁶⁰Fe, způsobilo dynamický rozpad dvojhvězdného systému za vzniku neutronové hvězdy a rychle prchající hvězdy atypického spektrálního typu. Připravili proto algoritmus pro zpětné trasování drah neutronových hvězd a hvězd s velkým vlastním pohybem a hledali, zda některá kombinace hvězd neukáže na nějakou blízkou skupinu mladých hvězd. Úspěch se dostavil v podobě dvojice ζ Oph a rádiového pulsaru PSRB1706-16, jejichž stopy vedou do asociace Sco OB2 - zpětné trasování ukazuje, že obě hvězdy se uvolnily ze společného systému před (1,78 ±0,21) Mr ve vzdálenosti (107 ±4) pc. Vývojový model neutronové hvězdy odpovídá hmotnosti předchůdce 16÷18 M_⊙, jehož výbuch coby supernovy postačuje k vysvětlení pozorovaného ⁶⁰Fe na Zemi. Shodou okolností si autoři povšimli, že se v asociaci Sco OB2 nachází rentgenová dvojhvězda 1H11255-567, jejíž jedna složka je také neutronová hvězda, pravděpodobně též vzniklá jako důsledek výbuchu supernovy před ~1,8 Mr ve vzdálenosti 89÷112 pc. Hledali jeden zdroj, našli hned dva možné.

3.2. Pozůstatky po supernovách

S. Lombardi aj. oznámili první detekci záření γ z Krabí mlhoviny pomocí čerenkovova dalekohledu ASTRI-Horn (Astrofisica con Specchi a Tecnologia Replicante Italiana, označení Horn připomíná italského astronoma Guida Horna d'Artura, jenž jako první navrhl využití segmentových astronomických zrcadel) na italské Etně. Záření γ s energiemi ≥ 3 TeV se podařilo zachytit pomocí nového aplanárního teleskopu s dvojicí zrcadel systému Schwarzschild-Couder a vrstvou křemíkových fotonásobičů nanesených na zakřivené ohniskové rovině detektoru. Přístroj (⌀ 4 m) je jeden z testovacích prototypů pro observatoř CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory) a měření se odehrála v prosinci 2018 během ověřovacího provozu dalekohledu i detektoru.

Tým projektu MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) zveřejnil (M. Ahnen aj., 146 spoluautorů) výsledky pátrání po korelaci mezi energetickými fotony a obřími rádiovými pulsy Krabího pulsaru. 16 h nepřetržitého pozorování pomocí radioteleskopů v Effelsbergu a Westerborku a observatoře MAGIC nepřineslo ani v jednom případě korelaci mezi zvýšením tokem fotonů γ s energiemi ≥ 100 GeV a rádiovými pulsy -těch radioteleskopy zaznamenaly bezmála 100 tis. V další práci (V. Acciari aj., 181 spoluautorů) zveřejnil tým projektu výsledky testování metody využívající velkého zenitového úhlu sledovaného objektu, pomocí níž je observatoř schopná využít sběrnou plochu ≥ 1 km² k detekci fotonů γ s energiemi ≥ 10 TeV. Prvních ~56 h pozorování přineslo detekci fotonů s energiemi až 100 TeV. Autoři porovnali stávající modely záření s daty napozorovanými prostřednictvím MAGIC a družice Fermi a konstatují, že žádný z nich pro energie 1 GeV÷100 TeV nevyhovuje.

S. Orlando aj. provedli sérii 3D hydrodynamických simulací vývoje pozůstatku po SN 1987A od okamžiku vzplanutí do stáří pozůstatku 50 r. Modely s různými vstupními parametry předchůdce vzplanutí SN pak porovnávali s pozorovanými vlastnostmi a zpětně upravovali parametry původní hvězdy. Postupně došli k závěru, že červené posuvy a velká rozšíření spektrálních čar Fe II vyžadují výrazné promíchávání vyvrhovaného materiálu, které zase ukazuje na výraznou asymetrii výbuchu. Vyvrženiny se nejrychleji pohybovaly podél dvou protilehlých směrů v rovině původního rovníku hvězdy, přičemž vznikající lalok mířící od nás se pohyboval rychleji než ten mířící k nám. Další zpřesňování modelů autory dovedlo k závěru, že předchůdcem byl modrý veleobr, který vznikl splynutím dvou značně hmotných hvězd.

D. Page aj. hledali pravděpodobnosti různých vysvětlení nedávno získaných měření, potenciálně ukazujících polohu kompaktního objektu v centru pozůstatku po SN 1987A. IR emise z prachového chomáče může pocházet z radioaktivního rozpadu ~44Ti, akrečního disku kolem neutronové hvězdy nebo černé díry, ionizace magnetarem, silného hvězdného větru zpomalujícího pulsaru a konečně z tepelného záření chladnoucí neutronové hvězdy. Autoři shledávají, že poslední možnost je nejpravděpodobnější, neboť poloha zářícího prachu se shoduje s předpokládanou pozici vykopnuté neutronové hvězdy a nadbytek IR záření odpovídá tepelnému výkonu 30 let staré neutronové hvězdy; ostatní hypotézy vyžadují daleko přesnější nastavení parametrů, abychom získali pozorovaná data (kompaktní objekt musí být blízko chomáče, aby ho dostatečně ohříval, ale zároveň někde, kde ho nevidíme). Pokud to tak skutečně je, NH bude má poměrně tlustou obálku lehkých prvků a bude chladnout velmi pomalu.

K. Weilová aj. se zaměřili na mezihvězdnou látku v okolí pozůstatku po supernově Cas A a na interakci této látky s vyvrženinami SN. Vlákna a chuchvalce látky zářící v čáře H-ɑ ve vzdálenostech 10-15 pc severně a východně od centra výbuchu autoři podrobili důkladnému zkoumání v optické oblasti a nalezli řadu emisních čar prvků N, S a H II, které interpretují jako interakci mezi původní emisní mlhovinou a nejrychlejšími cáry vyvržené látky a silného hvězdného větru, který na základě spektrálních charakteristik přisuzují červenému veleobru. Rozsah rozprostřené látky v každém případě ukazuje, že hvězda před výbuchem přišla o značný díl své původní hmotnosti.

3.3. Teoretické studie o supernovách

M. Ono aj. propočítali hydrodynamické simulace asymetrického kolapsu předchůdce supernovy SN 1987A pro čtyři základní konfigurace: modrý veleobr vzniklý splynutím dvou složek dvojhvězdy, modrý veleobr jako samostatná hvězda a dvě varianty červených veleobrů. Výsledky modelů podobně jako práce S. Orlanda aj. výše preferují scénář modrého veleobra coby výsledku splynutí dvojhvězdy - bipolární asymetrie výbuchu, rozložení radioaktivního ⁵⁶Ni v pozůstatku po SN a směr vykopnutí vzniklé neutronové hvězdy nejlépe odpovídají pozorováním. Další výhoda tohoto scénáře spočívá v přirozeném vysvětlení, proč vybuchující zárodek supernovy obsahoval relativně tenkou héliovou slupku ve srovnání s uhlíkovo-kyslíkovým jádrem.

M. Limongi a A. Chieffi zveřejnili novou verzi kódu HYPERION (HYdrodynamic Ppm Explosion with Radiation diffusION), který vylepšuje hydrodynamické výpočty nukleosyntézy, hmotnosti pozůstatku a světelné křivky explodujících hvězd. Autoři spočetli základní katalog explodujících červených veleobrů s energií explozí v rozsahu 0,2-2×10⁴⁴ J, přičemž výsledné modely analyzovali jako funkce hmotnosti a metalicity hvězd. Použití katalogu na předchůdce SN 1999em typu IIp („p“ značí plató, tedy konstantní jasnost po krátkém poklesu z maxima) přineslo odhad hmotnosti předchůdce ~13÷15 M_⊙ a metalicitu [FE/H] ~-1-0 pro obě uvažované vzdálenosti hostitelské galaxie NGC 1637 (buď ~7,8 Mpc, nebo 11,7 Mpc).

J. Powell a B. Müller zveřejnili výsledky výpočtů 3D modelů hmotných a rychle rotujících předchůdců supernov pomocí kódu CoCoNuT-FMT se započtením relativistických neutrin v hroutícím se jádru hvězdy. Autoři použili tři základní konfigurace: rychle rotující Wolfovu-Rayetovu hvězdu s hmotností 39 M_⊙, nerotující Wolfovu-Rayetovu hvězdu s hmotností 20 M_⊙ a nerotujícího červeného obra s hmotností 18 M_⊙. Obě W-R hvězdy v modelech generují výbuchy urychlované produkcí neutrin, zatímco červený obr selhal a nevybuchl. Energie výbuchů W-R hvězd byla 1,1×10⁴⁴ J, resp. 0,6×10⁴⁴ J. V obou případech po supernově zbyly neutronové hvězdy s relativně vysokými hmotnostmi, ale malou hybností vykopnutí. Oba modely predikují, že výbuch SN by měl generovat gravitační vlny, detekovatelné navrhovaným Einsteinovým teleskopem do vzdálenosti ≤ 2 Mpc.

4. Degenerované hvězdy

4.1. Pulsary a neutronové hvězdy

T.A. Riley aj. a M. Miller aj. získali kvalitní údaje o pulsaru PSR J0030+0451 (rotační perioda 5 ms, tj. 206 obr./s) pomocí kosmické aparatury NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) na ISS. Neutronové hvězdy v podobě pulsarů jsou velmi zajímavými objekty jak pro astrofyziky, tak i pro nukleární fyziky, kteří se zajímají o centrální stavovou rovnici pro nejhustší pozorovatelné hmoty ve vesmíru. Dva nejdůležitější parametry pro uvedené stavové rovnice jsou obvod rovníku rotujícího pulsaru a hmotnost neutronové hvězdy. I když přístup obou týmů k týmž datům byl odlišný, výsledky jsou prakticky shodné: poloměr neutronové hvězdy na rovníku dosahuje 13 km a její hmotnost 1,44 M_ʘ. Je to zatím nejpřesnější stavová rovnice pro neutronovou hvězdu.

Také H. Cromartie s týmem zkusili sestrojit kvalitní stavovou rovnici pro centrální oblast neutronové hvězdy díky pulsaru MSP J0740+6620. Po dobu 12,5 let sledovali rotační periodu obou složek binárního pulsaru pomocí aparatury NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational waves), Využili pak příznivé dráhové konstelace obou složek k jejich pozorování pomocí GBT (R. C. Byrd Green Bank Telescope; 38° s. š.; ø 100 m). Autoři využili měření Shapirova relativistického zpoždění signálů ke změření hmotnosti neutronové hvězdy 2,14 (+0,20 -0,18) M_ʘ. Jde tedy o dosud nejhmotnější neutronovou hvězdu se spolehlivě určenou horní mezí hmotnosti, což je důležité pro budoucí určení případně ještě hmotnější neutronové hvězdy.

V. Krishnan aj. objevili relativistický efekt strhávání prostoročasu v soustavě PSR J1141-6545 tvořené mladým pulsarem a bílým trpaslíkem. V rotaci pulsaru dochází k Lenseově-Thirringově efektu vinou rychle rotujícího bílého trpaslíka. Jde o další potvrzení jedné z předpovědí obecné teorie relativity, kterou lze ověřovat s vysokou přesností pomocí dlouhodobých přesných měření v rádiovém oboru spektra.

M. Vivekand se zabýval mimořádně stabilním milisekundovým pulsarem PSR J1939+2134, jenž rotuje rychlostí 1,56 ms/s. Tento obří setrvačník dlouhodobě po dobu 31 let sledovaly velké radioteleskopy: Arecibo, Effelsberg, Green Bank, Jodrell Bank, Nançay, Parkes a Westerbork. Představa, že nějaký objekt o hmotnosti 1,4 M_ʘ a poloměru 11 km se otočí 641×/s, je dost divoká. Přesto se takový objekt nerozletí odstředivou silou. Neutronové hvězdy v podobě pulsarů žijí tisíce až miliony let docela poklidně a brzdění rychlosti rotace je minimální. Autor zjistil, že stabilita rotační periody za zmíněných 31 let je stálá s relativní přesností 10^-15! Takové hodinky neseženete.

Zhichen Pan s týmem objevili pomocí radioteleskopu FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope; 26° s. š.; provincie Kuej-čou, Čína) v kulové hvězdokupě M92 = NGC 6341 zákrytový binární pulsar PSR J1717+4308A (perioda rotace 3,2 ms; oběžná per. 0,2 d; druhá složka je hvězda o hmotnosti 0,18 M_ʘ). Během oběžné periody autoři pozorují dva zákryty. Delší zákryt trvá kolem 83 minut v oběžné fázi 0,1÷0,5. Druhý zákryt trvá jen něco přes 8 min a je pozorován 17 min, anebo 33 min před nebo po dlouhém zákrytu. Tyto intervaly však kolísají. Pozorování radioteleskopu FAST pokračuje a autoři se snaží najít v této kulové hvězdokupě další binární pulsary.

Velké týmy 245 autorů observatoří H. E. S. S. Coll. a družice Fermi-LAT popsali okolnosti dvou průchodů (2014 a 2017) periastrem dráhy soustavy PSR B1259-62/LS 2883. Pulsar (rotační perioda 48 ms) obíhá kolem hvězdy LS sp. třídy Oe v oběžné periodě 3,4 let po extrémně eliptické dráze s excentricitou 0,87, tj. v apastru ve vzdálenosti 13,4 au a v periastru ve vzdálenosti <1 au. Pulsar svítí díky brzdění rotace zářivým výkonem 8×10²⁸ W a hvězda Oe bolometrickým zářivým výkonem 2,3×10³¹ W. Hvězda Oe je obklopena cirkumstelárním rovníkovým diskem. Spodní mez hmotnosti neutronové hvězdy činí ≳1,4 M_ʘ. Soustava je nyní sledována ve spektrálním rozsahu 200 GeV÷45 TeV. M. Chernyakova aj. sledovali týž objekt během průchodu periastrem v r. 2017. Uvedli, že hvězda LS 2883 je spektrální třídy O9.5Ve. Hvězda produkuje v období periastra silné výrony plynu, které interagují s větrem pulsaru ve všech pásmech elektromagnetického spektra od rádiových vln až po záření gama s energiemi řádu TeV. Energie vyzařovaná během průchodu periastrem je nejsilnější v pásmu GeV.

M. Chernyakova aj. pozorovali teprve druhý pulsar, jenž obíhá kolem hvězdy Be (15 M_ʘ) a v r. 2017 procházel periastrem své eliptické dráhy. Díky tomu došlo k pozorovatelné interakci PSR J2032+4127 (Cyg; oběžná doba ~45÷50 let; d = 1,4 kpc) s hmotnou hvězdou, jež se projevila silně ve všech oborech elektromagnetického spektra od rádiových vln až po TeV paprsky gama. Autoři sledovali průchod periastrem v optickém oboru pomocí NOT (Nordický Optický Teleskop; ø 2,6 m; La Palma; 2,6 km n. m.; Kanárské ostrovy). Tato měření byla přirozeně doprovázena také kosmickými aparáty pro rentgenové paprsky (Swift/XRT; NuSTAR) a Fermi (pásmo paprsků γ - energie GeV). Kombinací těchto pozorování se autorům podařilo objasnit detaily této unikátní interakce. Energie v pásmu GeV se uvolňuje kombinací brzdného záření a inverzního Comptonova jevu. RTG a TeV je vyzařováno pomocí synchrotronového a inverzního Comptonova jevu energetických elektronů a během srážek elektronů od hvězdy s elektrony vyzařovanými pulsarem,

L. Bondenneau aj. uvedli, že až dosud byl objeveno jen 69 pulsarů ve frekvenčním pásmu <100 MHz (vlnová délka >3 m). Autoři využili nejvýkonnější rádiové aparatury LOFAR k nalezení dalších nízkofrekvenčních pulsarů v rozmezí frekvencí 80÷25 MHz (3,75÷12 m). Autoři sledovali v letech 2014-2017 vybraný vzorek 102 pulsarů, které měly frekvenci rádiového záření <200 MHz (>1,5 m) a nacházely se od severního pólu až do -30° j.š. Během zmíněné pozorovací kampaně autoři objevili 64 nízkofrekvenčních pulsarů v uvedené ohraničené oblasti. V katalogu nízkofrekvenčních pulsarů uvízlo 64 objektů, které splňovaly všechny parametry sledovaných objektů.

Ling Wang s týmem objevili pomocí radioteleskopu FAST v ikonické kulové hvězdokupě M13 (Her, d = 7,1 kpc, stáří ≳12 mld. r.) další binární milisekundový pulsar PSR J1641+3627 (rotační per. 3,00 ms; dispersní míra 30,4 pc cm^-3; oběžná perioda 1,4 d; hmotnost průvodní hvězdy 0,13 M_ʘ). Autoři pulsar zaměřili 24×, z toho 19× uspěli. Pět neúspěšných identifikací přičítají interstelární scintilaci. Autoři souběžně měřili rotační periody už dříve objevených 5 milisekundových pulsarů. Milisekundový binární pulsar PSR J1641+3627E je tzv. černá vdova, která krade hmotu bílému trpaslíkovi, jenž je už oškubán na hmotnost 0,02 M_ʘ.

Zhu-Ling Deng aj. studovali kinematické parametry binárního milisekundového pulsaru SR J1640+2224 (rotační perioda 3,16 ms), jehož průvodcem je bílý trpaslík třídy CO s hmotností 0,7 M_ʘ. Tyto kombinace milisekundových pulsarů mívají oběžné periody kolem společného těžiště obvykle nižší než 40 d. Jenže tento pár má mnohem delší oběžnou periodu 175 d a příkladně kruhovou dráhu (e ≃ 0,008). Tak dlouhá perioda prozrazuje, že pulsar měl ve stavu zrodu s přihlédnutím na chemickou klasifikaci CO bílého trpaslíka vysokou hmotnost: >2,0 M_ʘ.

Shao-Peng Tang aj. upozornili, že na rozdíl od binárních pulsarů neznáme hmotnosti osamělých pulsarů, kterých je naprostá většina. Je sice možné, že se situace zlepší díky instalaci pokročilé aparatury NICER na palubě ISS v r. 2017, jenže to nebude snadné kvůli omezeným možnostem pozorování. Autoři proto konstatovali, že se v poslední době výrazně zlepšily možnosti sestavení realistických stavových rovnic pro suprahustou hmotu v centru neutronových hvězd. To je přivedlo k myšlence určovat hmotnosti osamělých neutronových hvězd pomocí gravitačního červeného posuvu na povrchu pulsaru. Autoři využili této metody pro tři hvězdy z pověstné „Velké Sedmy“, což jsou nejbližší neutronové hvězdy, takže zvolili tři nejbližší osamělé pulsary: RX J1856.5-3754; RX J0720.4-3125 a RBS 1223. Jejich hmotnosti vyšly po řadě: 1,2 M_ʘ; 1,2 M_ʘ a 1,1 M_ʘ. To znamená, že osamělé pulsary se nijak neliší hmotností od těch, které jsou součástmi binárních soustav.

D. Reardon s týmem se zabývali po 16 let pozorováním nejbližšího binárního pulsaru PSR J0437 ̶ 47 (rotační perioda 5,75 ms; oběžná perioda 5,7 d; d = 156 pc) pomocí australského radioteleskopu v Parkesu (ø 64 m). Interstelární plasma není rozložena rovnoměrně, takže podobně jako měřitelná scintilace hvězd vyvolává elektromagnetickou scintilaci. Autoři na cestě k Zemi identifikovali tenké zástěny ve vzdálenostech 90 a 124 pc. Tyto poruchy autorům umožnily určit sklon dráhy pulsaru a následně celou dráhu pulsaru v 3D. Autoři tak určili všechny dráhové parametry binárního pulsaru. To jim umožní testovat OTR a získat údaje o hmotnosti.

M. Echeveste aj. se věnovali dosud nejhmotnějšímu binárnímu milisekundovému pulsaru PSR J0740+6620 (pulsar 2,14 M_ʘ; rotační perioda 2,9 ms; oběžná perioda soustavy 4,8 d; hmotnost chladného héliového bílého trpaslíka 0,258 M_ʘ; povrchová teplota ≲3,5 kK). Autoři chtěli přijít na kloub původu tak hmotné neutronové hvězdy. Modelovali různé scénáře a uspěli. Ukázali, že soustava se zrodila jako neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_ʘ a hvězda hlavní posloupnosti - žlutý trpaslík o hmotnosti 1,0 M_ʘ. Původní oběžná perioda 0,45 d se postupně výrazně prodlužovala. Soustava se vyznačuje extrémně nízkou metalicitou 0,00010. Nízká metalicita určuje stáří soustavy: necelých 7,7 mld. roků. Vznikla tedy dostatečně pozdě, takže nejde o „pozůstatky z předešlého vesmíru“.

J. Palfreyman aj. vyhráli soutěž o analýzu průběhu skoků v periodě milisekundového pulsaru PSR J0835-4510 (V = 23,6 mag; rotační perioda 89 ms; frekvence 11,2 Hz; d = 300 pc), jenž je třetím nejjasnějším pulsarem na obloze tím, že nepřetržitě po dobu tří let zaznamenávali každou otáčku tohoto pulsaru, až se dočkali 12. 12. 2016, což byl opravdu kapitální předvánoční dárek. Souběžně byl průběh skoku pozorován 26m radioteleskopem na Mt. Pleasant v Tasmanii (43° j. š.; 43 m n. m.; pásma 660 MHz÷22 GHz; 13,6 mm÷0,454 m) a 30m radioteleskopem v Ceduně v jižní Austrálii (32° j. š.; 161 m n. m.; pásma 2÷22 GHz; 13,6 mm÷0,454 m). Pulsar je proslulý tím, že každých ~ tisíc dnů se jeho rotace mírně zpomalí, ale následně se proti okamžitému stavu o 1,4 miliontinu sekundy zkrátí. Netýká se to všech milisekundových pulsarů a nelze předem předvídat, kdy ke skoku dojde. Díky nepřetržitým pozorováním však autoři zjistili, že úvodní impuls byl vynechán a další otočka se už opět zaznamenala s uvedenou nepatrně vyšší rychlostí otáčky. E. Gügercinoğlu a M. Ali Alpar, kteří studovali vývoj změn (zrychlených skoků) v rotaci, jež odezněly po 12,4 sekundy od začátku celého „škytnutí“, konstatovali, že to znamená výměnu momentu hybnosti mezi korovou suprakapalinou a pozorovanou kůrou neutronové hvězdy. Rychlost otáčení pulsaru se s časem nepatrně zpomaluje vlivem mírného brzdění rotace. Zrychlení rotace ve srovnání s rovnovážnou hodnotou po škytnutí dovoluje rozlišit vazby mezi supratekutou kůrou, mřížkou jádra a normální hmotou jádra. Následný vývoj tempa zpomalování rotace pulsaru po škytnutí umožnilo odhadnout trvání do příštího škytnutí, jež započalo 2. 2. 2019 v 11:46 h UT.

M. Kuiack aj. dlouhodobě sledovali pulsar PSR B0950+08 (per 0,253 s; d = 262 pc) pomocí subsystému AARTFAAC (Amsterdam Astron Radio Transient Facility And Analysis Centre), který je jedním ze subsystémů obří rádiové aparatury LOFAR (LOw Frequency ARay). Obří rádiové pulsy byly poprvé pozorovány u pulsaru PSR B0531+21 v Krabí mlhovině. Výše zmíněný pulsar byl identifikován v r. 1968 hned jako druhý pulsar v pořadí po prvním (CP1919+21). Signál má trvání 25 ms na frekvenci 60 MHz a vyznačuje se výrazným kolísáním zářivého výkonu pulsů. Autoři studovali vzorek 275 pulsů s rádiovými toky 42÷177 kJy. Nejjasnější pulsy byly o řád jasnější než dosavadní rekordní pulsy na frekvencích 42 (7,14 m) a 74 MHz (4,05 m) a vyrovnaly se jasnosti pulsů na frekvenci 103 MHz (2,09 m). Výskyt obřích pulsů ovšem rovněž kolísal od 0 do 30 obřích pulsů za hodinu. Celkem autoři věnovali studiu vlastností obřích pulsů 96 h pozorovacího času. V časech kratších 3 h nebyly toky obřích pulsů příliš odlišné, ale ze dne na den kolísaly velmi výrazně. Spektra pulsů se měnila od jediného subpásu 195,3 kHz, ale během 10 min se jejich průběh silně měnil. Tím se tento pulsar zcela vymyká ostatním. Autoři pomocí subsystému věnovali pozorování pulsů téměř 100 h pozorovacího času, což je rekord. Během té doby objevili nejvyšší tok v pulsu (177 ±53) Jy s.

F. Abbate s týmem využili radioteleskopu MeerKAT [meerkat je afrikánské jméno pro tamější oblíbené surikaty; 64 parabolických antén ø13,5 m, 42 t; systém Gregory; kryogenně chlazené přijímače; Severní Kapsko; 31° j. š.; 1,1 km n. m.; frekvenční rozsah 1÷10 GHz; (30 mm÷0,3 m); sběrná plocha 9 000 m²] pro sledování milisekundového pulsaru J1823-3021A v kulové hvězdokupě NGC 6624 (per. 5,44 ms; kromě rádiových pulsů vysílá zároveň i pulsy v pásmu záření γ; d = 7,4 kpc). Autoři sledovali pulsy po více než 5 h. Za ten čas zaznamenali přes 14 tis. obřích pulsů. Z toho 76 pulsů mělo více vrcholů. Zatím neexistuje jednoznačná teorie, proč a jak existují obří pulsy.

K. Liu aj. publikovali svá patnáctiletá pozorování binárního milisekundového PSR J1909-3744 (rotační perioda 2,95 ms; hmotnost neutronové hvězdy 1,5 M_ʘ; indukce magnetického pole 4 kT; přesnost časových měření ≃100 ns; průvodce héliový bílý trpaslík 0,21 M_ʘ; oběžná perioda 1,53 d; kruhová dráha; d = 1,16 kpc). Potřebné údaje získali francouzským radioteleskopem v Nançay. Teleskop se skládá ze tří částí. Pohyblivé rovinné zrcadlo se skládá z 10 panelů o délce 20 metrů a výšce 40 m. Pohyblivá část odráží rádiové vlny na statické sekundární zrcadlo, jež má tvar části koule o poloměru 560 m. Odtud se rádiové vlny odrážejí na mobilní ohniskový vozík chlazený na teplotu 20 K (Krausova montáž).

X. H. Wu aj. si položili otázku, zda mohou existovat neutronové hvězdy s hmotností vyšší než ~2,3 M_ʘ. Klasická částicová fyzika praví, že to je horní mez a cokoliv hmotnějšího rychle skončí jako černá díra. Nicméně je možné, že na rozhraní neutronová hvězda vs. černá díra se mohou odehrávat různá překvapení, jak z hlediska mikrofyziky, tak i astrofyziky. Není předem zřejmé, jak tuhá je stavová rovnice na rozhraní obézní neutronová hvězda a černá minidíra. Zcela jistě zde významnou roli hrají rychle rotující neutronové hvězdy - milisekundové pulsary.

J. McKee aj. uveřejnili velmi přesné hmotnosti binárního recyklovaného pulsaru PSR J2045+3633. Jde o výsledek spolupráce obřích radioteleskopů Effelsberg, Nançay, Lovell a Arecibo. Data se sbírala 6 let a obsahovala zejména korekce na vlastní pohyb, délku velké poloosy dráhy a hlavně na zlepšení přesnosti v určení hmotnosti obou těles o řád. Autoři tak získali podklady pro zpřesnění parametrů binární soustavy pulsaru a průvodce bílého trpaslíka Autoři vzali do úvahy přesný parametr vlastního pohybu a délky poloosy eliptické dráhy soustavy. O řád zlepšili přesnost v určování hmotností neutronové hvězdy (1,251 ±0,021) M_ʘ a bílého trpaslíka (0,873 ±0,015) M_ʘ. Zlepšením obou ukazatelů se podařilo autorům odhadnout vývoj zmíněného systému v čase.

4.2. Dvojhvězdy RTG a GAMA, hvězdné černé díry

Jifeng Liu s týmem objevili pomocí teleskopu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope; Xinlong, Čína; 40° s.š.; 960 m n. m.; pásmo 370÷900 nm; lmg 20,5 mag; Schmidtova komora; 4 tis. optických vláken; zorné pole 5°) hvězdnou černou díru o hmotnosti v rozsahu 55÷79 M_ʘ. Dosud se předpokládalo, že hvězdné černé díry nemohou mít hmotnosti >30 M_ʘ. Hmotnost této černé díry se podařilo určit, protože jde o složku těsné dvojhvězdy, jejíž druhá složka je viditelná hvězda 11,5 mag, sp. třídy B3sd; teplota 18 kK, metalicita o 20 % vyšší, než má Slunce. Oba objekty obíhají kolem společného těžiště v periodě 79 d po dráze s nízkou výstředností 0,03. Hmotnost podtrpaslíka třídy B činí 8,2 M_ʘ; poloměr 9 R_ʘ, zářivý výkon 7 kL_ʘ, stáří dvojhvězdy 35 Mr. Soustava je od nás vzdálena 4,2 kpc. Vysokou hmotnost této hvězdné černé díry potvrdily snímky z Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea a také z 10,4m teleskopu GTC na Kanárských ostrovech. Viditelná složka obsahuje velký podíl prvků těžších než He. Objev takto hmotné hvězdné černé díry přepisuje učebnice.

A. Mann v přehledovém článku v Nature č. 7797 nazvaném „Zlatý věk fyziky neutronových hvězd přichází“ uvádí, že při výbuchu dostatečně hmotné (> 8 M_ʘ) hvězdy jako supernovy se vnější vrstvy hvězdného materiálu zaručeně začnou rozpínat a zvolna chladnout. Materiál v okolí jádra bývalé hvězdy se však naopak hroutí pod obřím tlakem, jenž vede ke stlačení protonů s elektrony na kosmicky nepatrnou kouli o poloměru cca 11 km složenou výhradně z neutronů s hmotností typicky 1,4 M_ʘ, ale i vyšší. Povrchy neutronových hvězd jsou místy rozpáleny na teploty řádu megakelvinů. Silné magnetické pole odtrhává elektricky nabité částice z vnějšího povrchu překotně rychle (až tisíc obrátek za sekundu!) rotujících pulsarů a vrhá je zpět na opačný magnetický pól. Astrofyzikové získávají údaje o vztahu mezi poloměrem neutronové hvězdy a její hmotností pomocí velikosti Einsteinova efektu ohybu světla v silném gravitačním poli. Řez napříč do hloubky neutronové hvězdy začíná na povrchu pulsaru, kde se vyskytují jádra atomů a volně se potloukající elektrony. Vnější vrstva má tloušťku asi 20 mm. Směrem dovnitř neutronové hvězdy se vyskytují ionizovaná atomová jádra, jež vytvářejí mřížku vnitřní kůry neutronové hvězdy. Pod mřížkou je už tlak tak vysoký, že elektrony s protony splývají na těsně uložené neutrony. Co je uprostřed pulsaru, není známo. Hlavní pokrok se čeká od aparatury NICER (viz počátek odst. 4.1.).

Slibně se vyvíjí také citlivost aparatur LIGO a Virgo pro detekci gravitačních vln vzniklých při splývání neutronových hvězd. Výhodou těchto pozorování je, že na rozdíl od splývání hvězdných černých děr, při splývání dvou neutronových hvězd pokračuje elektromagnetický signál často i několik měsíců, což je opravdu poklad z nebe spadlý. Očekává se, že již během r. 2022 přibude japonská gravitační aparatura KAGRA (KAmioka GRAvitational Wave Detector) a po r. 2024 snad i indická aparatura INDIGO (INDian Initiative in Gravitation-wave Observation) Aundha Nagnath, Maharashtra (20° s. š.; 450 m n. m.), (Ještě by to chtělo nějaké observatoře na jižní polokouli, např. Austrálie a Argentina.)

A. Olejakova aj. oznámili, že se jim podařilo odhalit splynutí dvou hvězdných černých děr s rekordním rozdílem hmotností. Šlo o pozorování aparaturami LIGO a Virgo GW190412. Autoři spočítali hmotnosti složek před splynutím: m₁ = 24,4÷34,7 M_ʘ; m₂ = 7,4÷10,1 M_ʘ. Odtud vychází podíl hmotností q = 0,21÷0,41. Spin primáru se pohybuje v rozmezí a_spin = 0,17÷0,59. Paradoxně se až dosud myslelo, že tak nerovní partneři vznikli osaměle a nakonec se zachytili. Nyní se ukazuje, že i takto nerovnovážný pár vznikl jako pár od samého počátku, čili že může přežít dřívější výbuch hmotnější hvězdy jako supernovy, a přesto ta vazba zůstane.

R. Abbott (LIGO a Virgo Collaboration) zveřejnili údaje o splynutí rekordně hmotných černých děr GW190521. Poměr signálu k šumu byl velmi příznivý (14,7:1). Před splynutím měly černé díry hmotnosti 85 (+21-14) M_ʘ a 66 (+17-18) M_ʘ. Po splynutí měla výsledná černá díra hmotnost 142 (+28-16) M_ʘ. Tato hmotnost již patří do kategorie intermediálních černých děr. Celá událost se odehrála ve vzdálenosti 5,3 (+2,4-2,6) Gpc od nás.

V březnu r. 2010 pozorovala družice Fermi vzplanutí zdroje záření γ. Následně se ukázalo, že šlo o první novu v historii, jež kromě optické a rádiové detekce se projevila také rostoucím signálem v pásmu vysokých energií. M. Giroletti aj. oznámili objev první novy, která byla kromě optického a rádiového oboru spektra sledována také v pásmu záření γ pomocí aparatury LAT na družic Fermi. Šlo o symbiotickou novu V407 Cyg (d = 2,7 kpc; počáteční rychlost rozpínání plynu 3,5 tis. km/s). M. Giroletti aj. začali novu sledovat od 20. dne po optickém vzplanutí soustavně po dobu půl roku v rádiovém oboru spektra ve spektrálních pásech 1,6 a 5 GHz, a také evropskou rádiovou aparaturou VLBI na frekvencích 1,6; 5,0 a 8,4 GHz. Zpočátku byl rádiový signál slabý, ale postupně se energetický tok začal zvyšovat až do maxima, přičemž plynné obálky se pozvolna zpomalovaly až na tempo 2,1 tis. km/s. Malý zhustek o rozměru 940 au se pohyboval severozápadním směrem projekční rychlostí 700 km/s.

K. Belczynski a S. Banerjee si položili otázku, zda by v hustých kulových hvězdokupách mohly vznikat splynutím velmi hmotné černé díry díky párové nestabilitě (~50÷135) M_ʘ. Simulace prokázaly, že v kulových hvězdokupách se nemohou nacházet takto těžké černé díry, protože tyto objekty dostanou při vzniku hmotné černé díry gravitační štulec ≳200 km/s, který takto vzniklou černou díru z hvězdokupy vyžene. Někteří astrofyzici se domnívají, že v hustých kulových hvězdokupách se mohou ukrývat hmotné hvězdné černé díry s nízkým spinem, protože v takových hvězdokupách vzrůstá úniková rychlost až na 500 km/s, takže by tam mohly tyto těžké váhy zůstat natrvalo. Autoři studie však tuto možnost vylučují.

K. Belczynski aj. uveřejnili výpočet, který potvrzuje, že v disku Galaxie se může vyskytovat černá díra o hmotnosti 68 M_ʘ. Potvrdil to objev oddělené dvojhvězdy LB-1 pomocí dalekohledu LAMOST, kde černá díra o této hmotnosti je doprovázena hvězdou spektrální třídy B s hmotností 8 M_ʘ. Oběžná doba soustavy kolem společného těžiště je překvapivě dlouhá (79 d) a tvar elipsy se blíží kružnici (e = 0,03). Délka velké poloosy dráhy dosahuje ≃23 mil. km. Tyto parametry byly potvrzeny 10,4m teleskopem GTC a 10m Keckovým teleskopem.

S. Woosley aj. si všimli, že konečná stádia hvězd jako černých děr se přednostně studují pro héliové hvězdy, jež ztrácejí hmotu. To je ovšem blízké spíše pro dvojhvězdy než pro podobné studie osamělých hvězd bohatých na vodík. Ačkoliv celkový podíl černých děr vznikajících kolapsem hvězd je silně závislý na metalicitě, tempu ztráty plynu a výsledné hmotnosti, přece jen zůstává tvar funkce zrození podobný. Medián hmotností pro neutronové hvězdy se pohybuje v rozmezí 1,32÷1,37 M_ʘ, a to nezávisle na metalicitě. Medián hmotnosti černých děr při sluneční metalicitě bývá typicky 8÷9 M_ʘ za předpokladu, že počáteční héliové jádro nedosahuje 40 M_ʘ, tj. hmotnost nulové posloupnosti hvězdy nedosahuje 80 M_ʘ. Má-li však héliové jádro hvězdy hmotnost 150 M_ʘ, pak můžeme počítat, že počáteční nulová posloupnost dosahuje až 300 M_ʘ. Výsledné černé díry se pak zrodí s hmotnostmi 15÷35 M_ʘ.

P. Lubiński aj. zpracovali pozorování první objevené hvězdné černé díry Cygnus X-1 během více než patnáctiletého sledování družicí INTEGRAL v tvrdém rentgenovém pásmu 22÷100 keV. Je to s převahou největší záznam tvrdého rentgenového záření z tohoto průkopnického zdroje. Autoři rozdělili tyto údaje do šesti souborů. Rozdělení souvisí s 6 různými geometriemi horkého plazmatu.

P. Draghis aj. oznámili, že starý kandidát na hvězdnou černou díru EXO 1846-031 se po čtvrt století probudil 3. 8. 2019. Jeho aktivitu zaznamenala aparatura NuSTAR ve tvrdém rentgenovém pásmu 3÷79 keV. Autorům se podařil změřit spin černé díry, jenž je téměř špičkový: a = 0,997. Takto vysoký spin prakticky vylučuje, že by mohlo jít o neutronovou hvězdu. Černá díra je obklopena akrečním kontinuálním diskem, jenž má vysoký sklon ~73° k zornému úhlu.

V. Cúneo s týmem objevili díky optické spektroskopii obřími teleskopy GTC, VLT a SALT optické výtoky a vtoky v okolí kandidáta na černou díru GRS 1716-249 (= Nova Oph 1993). Autoři získali během 18 pozorování v intervalu půl roku údaje o silných variacích emisních čar, jejichž profily odpovídají akreci větru v disku černé díry. Mezní rychlost větru činila 2 tis. km/s! Tyto jevy jsou společné pro vybuchující okolí ostatních hvězdných černých děr. Dovnitř směrem k horizontu černé díry se pohybuje materiál rychlostí ~1,3 tis. km/s. Jde zřejmě o pomalejší materiál, který nedokáže uniknout z okolí horizontu událostí černé díry.

D. Kolesnikov s týmem se věnovali rentgenové dvojhvězdě IMXB HZ Her/Her X-1, jež byla objevena průkopnickou rtg. družicí Uhuru v r. 1972. Soustava se vyznačuje 35denní variabilitou, jež se vysvětluje silovou precesí zohýbaného akrečního disku. Autoři však soudí, že jde o volnou precesi neutronové hvězdy s periodou blízkou té vynucovanou diskem. K modelovým parametrům patří podle jejich názoru zářivý výkon neutronové hvězdy, optický tok z akrečního disku a ohyb vnitřních a vnějších okrajů akrečního disku.

4.3. Ostatní zdroje vysokých energií

13. 7. 2019 odstartovala mise eROSITA, jež sestávala ze dvou přehlídkových rentgenových kamer. Nízkoenergetickou kameru vyrobily německé ústavy vedené ústavem Maxe Plancka pro kosmickou fyziku, a vysokoenergetickou kameru ruské ústavy IKI (Kosmický ústav Akademie věd) a asociace S. A. Lavočkina. Cílem vypuštění byl Lagrangeův bod L2 soustavy Země-Slunce. Úkolem mise jsou opakované přehlídky celé oblohy v obou částech rentgenového spektra. Každá přehlídka trvala půl roku a do současnosti se uskutečnily již 4 úplné přehlídky. Družice zobrazuje opakovaně přibližně milion rtg. zdrojů. Je to první přehlídka od doby družice ROSAT před 30 lety a v porovnání s dosavadní přehlídkou pronikne eROSITA v obou pásmech do 4násobné hloubky. Už první přehlídky v r. 2020 přinesly spektakulární pohled na rentgenový vesmír. eROSITA zvětšila počet rtg. zdrojů o celý řád.

A. Basu Zychova s týmem zpracovala dosavadní měření kosmické aparatury eROSITA v nízkém a středním rentgenovém pásmu. Kromě hlavního programu přehlídky galaxií s aktivními jádry (AGN) a kup galaxií se získávají údaje o normálních galaxiích ve vzdálenostech 50÷200 Mpc, Hlavní parametry pro více než 60 tis. galaxií, Autoři očekávají, že ve zmíněných hranicích objeví ≥15 tis. normálních galaxií, tj. o dva řády více, než dosud známe.

10. 12. 2020 vypustila Kosmická agentura Čínské akademie věd dvě družice GECAM (Gravitational wave high-energy Electromagnetic Counterpart All-sky Monitor). Každá družice má rozměr 1,3 m a hmotnost 150 kg. Obě družice mohou sledovat polovinu oblohy, na rozdíl od amerických družic pro sledování optických protějšků záblesků záření γ, jež mají omezenější zorná pole. Čínské družice obíhají po kruhových dráhách ve výšce 600 km nad Zemí. Spodní mez citlivosti čínských družic umožňuje zobrazit signály s energií ≥ 6 keV.

G. Rodríguez Castillo s týmem objevili pulsar v galaxii M51 ULX-7 (CVn, Vírová galaxíe, vzdálenost 8,6 Mpc), s dlouhou periodou 2,8 s a sinusoidálním profilem pulsu. I během jednoho impulsu však zaznamenávali výrazné kolísání o 5÷25 %. Pulsar se nachází na periférii galaxie a jeho rtg. zářivý výkon kolísá v rozmezí 10³²÷10³³ W. Pulsar obíhá s periodou 2 d kolem hmotné hvězdy a projekcí hlavní poloosy dráhy 8,4 mil, km. Tomu odpovídá minimální hmotnosti hvězdy 8 M_ʘ, což řadí tuto dvojhvězdu mezi těžké váhy. V archivních datech z r. 2005 autoři nalezli oběžnou periodu 3,3 s, takže tempo zkracování periody činí -10^-9 s s^-1. Je proto pravděpodobné, že průvodce pulsaru je obr nebo veleobr spektrální třídy OB s magnetickým dipólem řádu 10⁸÷10⁹ T.

R. Starling aj. upozornili, že pro dlouhé záblesky GRB pozorované během hroucení velmi hmotných hvězd platí, že záření γ je podporováno buď magnetickým polem anebo gravitací. Z modelů pak vyplývá, že kromě záření γ by mělo být pozorovatelné i nízkofrekvenční záření rádiové. Pro dlouhé záblesky je typické, že souběžně zvláště zpočátku jevu se pozorují i rentgenová vzplanutí. Autoři soudí, že nízkofrekvenční aparatura LOFAR by měla během jednoho roku kolem sedmi případů nízkofrekvenčního signálu, což by vysvětlilo, že vysokofrekvenční a nízkofrekvenční signály na jevu GRB spolupracují.

Hubing Xiao aj. již v r. 2019 identifikovali 6 galaxií AGN a navrhli, že tyto objekty budou pravděpodobně mít superluminální výtrysky paprsků γ, což se potvrdilo pro 5 galaxií z jejich seznamu pomocí aparatury Fermi LAT zařazením do 4. vydání katalogu 4FGL. V tomto čísle katalogu autoři našli mezi 229 položkami 40 nových superluminálních zdrojů a 62 bez nich. Autoři se však domnívají, že pro galaxie AGN platí, že se v nich nachází superluminální zdroj a naopak každá galaxie superluminálním zdrojem je AGN.

S. Sazonov s týmem shrnuli výsledky 17 let provozu družice INTEGRAL (ESA), jež se soustředila na získání údajů o naší Galaxii, zejména na situaci v jejím centru. Největší úspěchy se týkají rentgenových dvojhvězd s nízkými hmotnostmi. Zásadně se zlepšilo porozumění různých energetických procesů spojených s akrecí hmoty na neutronové hvězdy a hvězdné černé díry, symbiotické rentgenové dvojhvězdy, ultrakompaktní rentgenové dvojhvězdy a trvanlivé černé díry s nízkými hmotnostmi. Díky datům z družice se podařilo soustavně monitorovat centrum Galaxie a a zejména zdroj Sgr A*. Tak se podařilo zjistit, že před ~100 lety se odehrála velká akreční epizoda nabírání hmoty na černou veledíru v centru Galaxie.

4.4. Zábleskové zdroje záření gama, mikrokvasary a magnetary

V r. 1938 vzplanula v souhvězdí Labutě zdánlivě standardní nova V404 Cygni. Tehdy ovšem nikdo netušil, že nejde o obyčejnou novu, jež dosáhla v maximu 12,5 mag a postupně zeslábla až na 20,5 mag. Astrofyzikové zpozorněli v r. 1989, když nova opět výrazně zjasnila. Mezitím se z archivních záznamů podařilo dohledat dřívější vzplanutí v r. 1956 a 1979. V r. 1989 zjistila japonská družice Ginga, že na tom místě oblohy se objevil nový rentgenový zdroj, který byl rychle ztotožněn s novou V404 Cyg. Jde vlastně o pár hvězda (11 mag; 0,7 M_ʘ; 6,0 R_ʘ; sp. K3 III; 10 L_ʘ; 4,8 kK) + hvězdná černá díra (9 M_ʘ). Soustava je od nás vzdálena 2,4 kpc a obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 6,47 d.

J. Kajava aj. popsali výrazné změny chování binární černé díry, která je těžkou složkou hvězdy V404 Cyg. Během června 2015 začalo docházet k rychlým změnám rentgenového záření z disku kolem černé díry i změny ve spektru. Během 15 s pozorovala družice INTEGRAL změny na hranici Eddingtonovy meze, ale rychlé variace i při nižších rentgenových vzplanutích. I. Koljonen a A. Tomsick usoudili, že tyto úkazy poukazují na výrazný sklon oběžné dráhy, což nutně vede k častému zakrývání a náhlém odkrývání disku v rentgenovém pásmu spektra. Týž úkaz se pozoruje u obdobných binárních konfigurací, které mají velké akreční disky: mikrokvasar V4641 Sgr (hvězda 9÷14 mag; 2,9 M_ʘ; 5,3 R_ʘ; sp B9 III; 10,2 kK; černá díra: 6,4 M_ʘ; oběžná perioda 2,8 d; a = 17,5 R_ʘ; d = 6,5 kpc) a mikrokvasar GRS 1915+105 (= V1487 Aql; hvězda sp K5 III; teplota 3,7÷4,7 kK. Zatím nejhmotnější objevená hvězdná černá díra má hmotnost 14 M_ʘ; oběžnou periodu 34 d a vzdálenost = 8,6 kpc. Zmíněná skupina binárních černých děr s hvězdami posloupnosti III se sice liší tempem akrece plynu na černou díru od 1 % do 100 % Eddingtonovy meze, ale v zásadě jde o ucelenou sbírku příbuzného chování.

V roce 2018 se tato exkluzivní společnost rozrostla o dalšího člena Swift J1858.6-0814. Jak uvedli J. Hare aj., družice Swift zaznamenala 25. října pomocí teleskopu BAT (Burst Alert Telescope) nový rtg. zdroj v souhvězdí Hydry. Následně se na tento zdroj zaměřila družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array). Jak se ukázalo, zářivý výkon v rtg. oboru kolísal stochasticky během 10÷100 s o dva řády. Ve dvou případech byla zároveň současně pozorována vzplanutí aparaturou NICER na ISS. Vnitřní akreční disk je pozorován s malým sklonem k pozorovateli (i <29°). Ve spektru je zastoupení železa prakticky totožné se Sluncem.

J. Tomsick aj. využili souboru více než 1 tis. zdrojů objevených ve spektrálním pásmu 20÷100 keV družicí INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) během 17 let provozu k pozorování 15 neklasifikovaných zdrojů po dobu 5 tis. sekundy pomocí rentgenové družice Chandra s cílem určit jejich identifikaci v oboru rtg. záření a následně je ztotožnit s optickými a infračervenými zdroji. Pro 10 zdrojů se to víceméně podařilo. Jisté je ztotožnění zdrojů IGR J18007-4146 (2,5 kpc) a IGR J15038-6021 (1,5 kpc), protože oba zdroje mají změřenou vzdálenost od nás pomocí astrometrické družice Gaia. Také zdroj IGR 17508-3219 se nalézá v naší Galaxii; pouze není jasné, zda jde o trpasličí novu, anebo jiný typ proměnlivého zdroje. Zdroj IGR 17118-3155 má souřadnice odměřené družicí Chandra, ale není jasné, zda jde o galaktický nebo intergalaktický zdroj. Infračervená měření rozhodla o klasifikaci čtyř dalších zdrojů jako AGN (galaxie s aktivními jádry).

M. Brightman aj. se zabývali dvěma ultrasvítivými rentgenovými zdroji v galaxii M82 (UMa; typ AGN; d = 3,6 kpc), Objekt ULXs X-1 byl předtím považován za kandidáta na intermediální hvězdnou černou díru, kdežto objekt X-2 je ultrasvítivým rentgenovým pulsarem. Oba objekty byly v letech 2015-2016 sledovány rentgenovou družící Chandra (vysoké úhlové rozlišení) a spektrografem pro tvrdé (3 ÷79 keV) rentgenové záření NuSTAR (NUclear Spectroscopic Telescope ARray). Během toho intervalu zdroj X-1 prodělával sérii silných rtg. vzplanutí, zatímco X-2 byl při čtyřech měřeních téměř neviditelný, takže díky tomu se podařilo velmi dobře zaznamenat mocnou zábleskovou aktivitu úhlově blízkého zdroje X-1. Z těchto pozorování však vyplynulo, že X-1 není kandidátem na intermediální černou díru.

M. Aartsen (IceCube Coll.) publikovali údaje získané v předešlých pěti letech sledování difúzních paprsků γ v energetickém pásmu řádu PeV aparaturou IceCube na jižním pólu. Takto získaná data poskytla údaje o energetickém spektru a šíření galaktických kosmických paprsků. Autoři také pozorovali v hlavní rovině Galaxie bodové zdroje tohoto záření, čímž dokázali, že v Galaxii se nacházejí urychlovače kosmického záření schopné udělit fotonům γ energie řádu PeV (urychlovač LHC v laboratoři CERN dosáhl rekordní energie 13 TeV). Data o energiích paprsků γ se získávají dvěma aparaturami: Ice Top a Ice Cube, takže souběžně se získávají údaje v rozmezí energií 0,6 ÷100 PeV! Tok difúzní složky paprsků γ v galaktické rovině dosahuje hodnoty 2,6×10^-19cm^-2s^-1TeV^-1. Autoři zároveň zjistili, že několik zdrojů objevených v pásmu TeV na mezinárodní observatoři H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; 23° j.š.; Windhoek, Namibie) nemůže dosáhnout energií řády PeV. Rovněž není žádná korelace mezi bodovými PeV zdroji a vysokoenergetickými neutriny zaznamenávanými aparaturou IceCube.

A. Aab (tým Pierre Auger Observatory Coll.) uvedli, že PAO je citlivá na neutrina s energiemi 100 PeV÷100 EeV, jež přiletí pod úhly 60°÷98° od zenitu. Autoři nenašli žádná vysokoenergetická neutrina ve směru od galaxie TXS 0506+056. Hledali případná vysokoenergetická neutrina z daného směru odděleně pro půlroční období souměrně od příletu extrémně energetického neutrina 290 TeV, dále pro 110denní období, kdy IceCube zaznamenal přílet 13 vysokoenergetických neutrin z uvedené galaxie, a nakonec prohlíželi záznamy z periody od 1. 1. do 1. 8. 2014, kdy observatoř PAO byla trvale v chodu. Žádné signály z uvedeného směru však nezaznamenali.

Také S. Sahu aj. se věnovali unikátnímu mionovému neutrinu, jež bylo zachyceno 22. 9. 2017 aparaturou IceCube jako úkaz TXS 0506+056 s rekordní energií 290 TeV. Zdrojem neutrina byl blazar v galaxii typu AGN ve vzdálenosti 1,16 Gpc. Aparatura MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes; 29° s.š.; 2,2 km n. m.; dvě stereo segmentovaná zrcadla ø 17 m) však 28. 9. 2017 zaznamenala ze směru galaxie TXS paprsek γ s energií >100 GeV. To ukazuje, že oba úkazy mohou mít společnou příčinu - vysoké zjasnění zdroje, což je pro blazary typické.

H. Abdalla aj. popsali průběh dlouhého záblesku GRB 180720B (poloha 000208-025606), jenž byl objeven Čerenkovovým teleskopem H.E S.S. a následně družicemi Fermi a Swift krátce po svém zjasnění, což umožnilo studovat vývoj parametrů GRB od 10 h po vzplanutí pomocí optického 8,2m dalekohledu VLT ESO. Zdroj se nachází ve vzdálenosti 2,4 Gpc. Nejvyšší zářivý výkon zdroj vykázal 142 s po vzplanutí, čímž se zařadil mezi dlouhé GRB. V pásmu záření 50 ÷300 keV dosáhl maxima vyzářené energie 6×10⁴⁶ J. Nejvyšší energie elektronů dosáhla 4 PeV! Dosvit GRB byl pozorován do téměř 30 d po vzplanutí.

V. Acciari (tým MAGIC Coll.) oznámil, že aparatura MAGIC zaznamenala 14. 1. 2019 dlouhý záblesk GRB 190114C (poloha 033817-265924 na základě aviza energetických zdrojů záření γ přehlídkovými teleskopy Fermi/LAT a Swift). Družice Fermi sledovala GRB po dobu 116 s a Swift 362 s, což jsou parametry dlouhých GRB. MAGIC pozorovala objekt po dobu 4:12 h. Do sledování se současně zapojily kosmické aparáty Super-AGILE, KONUS-Wind, INTEGRAL-SPI a Insight-HXMT. Zdroj GRB se nachází ve vzdálenosti 1,65 Gpc. Celková vyzářená energie výtrysku γ dosáhla hodnoty E_iso = 3×10⁴⁶ J a maximální zářivý výkon zdroje 1×10⁴⁶ W. Bylo to po 10 letech provozu aparatur v pásmu záření γ poprvé, kdy byl objeven zdroj s vrcholným zářivým výkonem řádu ≳10⁴⁶ W. V těchto energetických hladinách se však patrně nacházejí všechny zdroje, které patří do třídy dlouhých GRB. Zářivý výkon těchto zdrojů produkuje v jedné sekundě ekvivalent zářivé energie Slunce během celého života Slunce až do fáze bílého trpaslíka. Autoři snesli přesvědčivé důkazy, že mechanismem, jenž dokáže vyzářit TeV energie fotonů γ, je inverzní Comptonův jev.

M. Ajello s týmem podrobně popsali vývoj GRB 190114C od promptního začátku zaznamenaného monitorem GBM družice Fermi a posléze pozorovaného také družicí Swift Neila Gehrelse včetně dlouhého optického dosvitu pozorovaného kamerou UVOT. Šlo o jeden z nejbližších a také nejjasnějších dlouhých GRB v historii těchto pozorování. Aparatura MAGIC zaznamenala vysokou emisi zdroje s vrcholnou energií >300 GeV. To je ovšem v rozporu s klasickými výpočty maximální energie synchrotronového záření. N. Jordan-Mijansová aj. sledovali GRB 190114C polarimetry mezi 31s po začátku úkazu a měřili polarizaci plynule až do 1,9 h. Polarizace synchrotronového záření klesala od počátečních 7,7 % do 2÷4% v čase 52÷109 s. Na této úrovni se pak neměnila až do 33 min po začátku úkazu. Po celou dobu se poziční úhel polarizovaného svazku neměnil. Nízká hodnota polarizace byla pravděpodobně způsobena rozpadem velkorozměrových magnetických polí ve výtryscích ještě před začátkem vzplanutí.

P. Mohan aj. studovali blízký magnetar AT2018cow, jenž vykazuje odlišné vlastnosti než přechodné explozivní zdroje. Dosvit může být buď relativisticky usměrněný, anebo klasicky neusměrněný. Autoři po dobu ≈ jednoho roku objekt pozorovali pětkrát pomocí evropské sítě na velmi dlouhé základně (EVLBI) 21 rádiových teleskopů. Dosáhli tak přesnosti poloh na 25 μas. Objevili zdroj záření v pásmu VLBI, jenž rychle slábl, ale pohyboval se rychlostí ≤0,15 mas/r, čili se nekroutil. Indukce magnetického pole dosáhla hodnoty ≥8,4×10^-5 T. Autoři se proto domnívají, že zdrojem signálu je nový magnetar, jenž vznikl během úspěšného výbuchu relativně malé hvězdy.

Ke Fang aj. využili ke studiu prvního objeveného mikrokvasaru SS433 (V1343 Aql; 13 + 17 mag; sp. A7Ib; oběžná doba 13,1 d; e = 0,3; d = 5,5 kpc) jednak družice Fermi, ale také aparatury HAWC (300 vodních tanků, každý pro 188 tisíc litrů destilované vody; plocha 200 ×450 m; 4,1 km n. m.; 19° s. š.; Národní park Pico de Orizaba; Mexiko). Jde o podivuhodnou dvojhvězdu, jejíž jednou složkou je pravděpodobně černá díra, která postupně ohryzává viditelnou složku dvojhvězdy tempem 10^-4 M_ʘ/r. Akreční disk kolem černé díry je horký

(30÷40 tis. C). Rentgenový zářivý výkon soustavy je nízký - pouhých 10²⁹ W. Viditelná složka soustavy sp. třídy A7 Ib má hmotnost (19 ±7) M_ʘ, což ale znamená že černá díra má hmotnost jen kolem 3 M_ʘ. Autoři byli inspirováni objevem aparatury HAWC, že některé paprsky gama vysílané dvojhvězdou mají vysokou energii až 25 TeV. To dává velké možnosti studovat rozložení energií paprsků γ v pásmech 100 MeV÷300 GeV.

Týž objekt SS 433 zkoumali také P. Picchi aj., kteří se soustředili na optickou spektroskopii pomocí spektrografů VLT teleskopu ESO. Autoři tak stanovili velikost absorpce v okolí mikrokvasaru. Absorpční profily spektrální čáry vodíku (211 mm) umožnilo odhadnout mezihvězdnou absorpci dalších složek kosmického prachu. Prach UV má shodnou polarizaci s prachem v optickém oboru. Autoři také dostali zatím nejlepší odhady pro hmotnost černé díry (4,2 M_ʘ) a optické složky sp. třídy A7 (11,3 M_ʘ). Ukázali, že hvězda A7 buď úplně vyplňuje svůj Rocheův lalok, ale možná povrch laloku dokonce přetéká.

Jian Li aj. uvedli, že mikrokvasary jsou místními příbuznými extragalaktických kvasarů, tj. jde o binární soustavy složené z kompaktního objektu a průvodní hvězdy. Jelikož mikrokvasary vysílají mocné větry a výtrysky, ovlivňují silně své interstelární okolí. Autoři předpokládají, že centrální zdroj vysílá plynule paprsky γ, anebo se tak děje při interakcích s obklopujícím prostředím. Druhá možnost byla nedávno ověřena, když se ukázalo, že SS 433 vysílá paprsky γ s energiemi TeV. Autoři prostudovali už více než desetiletý archiv družice Fermi, v němž hledali energie paprsků γ v pásmu TeV ve směru ze zdroje SS 433. Nalezli takové částice, což je ve srovnání s dosavadními teoretickými modely naprosto nečekané. Nyní je úkolem odhalit přenos energie od zdroje SS 433 a prostudovat strukturu magnetických polí v okolí tohoto zdroje.

A. Čerepaščuk aj. využili pozorování družice INTEGRAL ke studiu vlastností mikrokvasaru SS433. V letech 2003-2011 detektor IBIS/ISGR (Imager on Board INTEGRAL Satellite) pracující v tvrdém pásmu rentgenových energií 18÷60 keV pořizoval údaje o fázích oběžných drah i o jejích precesích, jakož i o profilu rentgenového spektra. Když autoři tato obsáhlé údaje vyhodnotili, zjistili, že tvrdá rentgenová emise nevychází z relativistických výtrysků, ale z rozsáhlé kvazitermální „horké“ koróny obklopující centrální části superkritického akrečního disku. Kromě proměnnosti oběžné dráhy a precese měření odhalila ještě nutační proměnnost v periodě 6,3 dne. Současně se ukázalo, že hvězda výrazně přetéká svůj Rocheův lalok dokonce až k Lagrangeově povrchu, takže může ztrácet plyn i přes bod L₂. Na observatoři ESO v Chile bylo díky interferometru VLTI GRAVITY změřeno, že poměr hmotností černé díry a viditelné hmotné hvězdy dosahuje q > 0,6. Stacionární čáry He II mají poloamplitudu 168 km/s, takže odtud vyplývá, že viditelná hvězda má hmotnost >12 M_ʘ. V tom případě musí mít hvězdná černá díra hmotnost >7 M_ʘ, tj. blízkou obvyklé průměrné hmotnosti hvězdných černých děr (8 M_ʘ). Vysoká hmotnost obou složek binární soustavy vysvětluje, proč soustava nemá společnou vnější obálku, takže zůstává polodotyková.

T. Sudoh aj. se zabývali především pozoruhodnými protilehlými výtrysky mikrokvasaru SS433, protože jsou v současné době známy parametry výtrysků v širokém rozsahu frekvencí od rádiových vln až po energie fotonů γ v řádu TeV. Proto se autorům podařilo popsat, jak probíhá urychlování fotonů, jejich ochlazování a transport v relativistických výtryscích. Přitom ukázali, že transport částic probíhá jinak, než se dosud uvádělo. Pozorovaná emise pro částice s energiemi GeV pocházejí odjinud a jsou urychlovány odlišným mechanismem difuzního rázového urychlování. Odtud vyplývá, že pokud jsou protony urychlovány se stejnou účinností jako elektrony, slouží výtrysky jako urychlovače protonů na energie řádu PeV, čili můžeme pozorovat přírodní Pevatrony v přímém přenosu.

Qin Han a Xiang-Dong Li se věnovali otázce, jak binární soustava SS433 vznikla. Jde nepochybně o poměrně mladý útvar ve věku ≲ 10⁵ let. Unikátní bipolární výtrysky dosahují úctyhodné únikové rychlosti 0,26 c. Hvězdný vítr soustavy odnáší během roku ~10^-4 M_ʘ. Další důležitou okolností je vazba na rádiovou mlhovinu W50, jež připomíná pozůstatek po výbuchu supernovy v čase ~10^-4÷10^-5 roků. Autoři usoudili, že brzy po výbuchu supernovy se jedna složka dvojhvězdy zhroutila na hvězdnou černou díru a druhá složka měla hmotnost ≳ 25÷30 M_ʘ. Hmotná hvězda však poměrně brzy začala přetékat svůj Rocheův lalok a začala předávat hmotu černé díře. Původní oběžná perioda P_orb ≳ 50÷80 d se postupně zkracovala. Odtud se dají spočítat současné hmotnosti složek. Hvězdná černá díra má v současnosti hmotnost ~8 M_ʘ a viditelná složka ~24 M_ʘ.

A. Papitto s týmem konstatoval, že družice INTEGRAL i další satelity pro rtg. oblast spektra přinesly v posledních 25 letech řadu významných objevů o rtg. pulsarech. Tak se zjistilo, že akreující milisekundové pulsary může akreční disk roztočit až na otáčky téměř 1 kHz/s, aniž by pulsaru (= neutronové hvězdě o průměru ≈ 25 km) hrozil rozpad tak mocnou odstředivou silou. Celá baterie rtg. družic přinesla docela závažné poznatky, ale právě INTEGRAL je nejproduktivnější díky důrazu, kterou ESA klade na studium rekordních energetických jevů ve vzdáleném okolí Galaxie.

Qi Gui aj. uvedli, že spektakulární zábleskové zdroje záření gama jsou nejmocnější výbuchy ve vesmíru, ale neexistuje universální korelace mezi vlastnostmi krátkotrvajících a dlouhotrvajících záblesků. Autoři však takovou korelaci našli. Jde o tři parametry: isotropní špičkovou svítivost L_iso; špičkovou hodnotu energie časově právě integrovaného emisního spektra E_špička a silný signál pro časovou stupnici T_0,45; L_iso ≈^1,94_špička ×T^0,37 _0,45.Tato univerzální korelace má význam pro fyziku GRB. V objemu Gpc^-3 se odehrává průměrně 15 vzplanutí ročně. Proto se podařilo prokázat, že jak dlouhé, tak krátké GRB lze popsat stejným algoritmem, jenž ukazuje na to, že obě množiny GRB sdílejí podobné zářivé procesy.

Také Ye Li aj. se věnovali problému dvou množin GRB: krátké (<2 s) a dlouhé (>2 s). Kromě toho máme poměrně vzácně i velmi dlouhá GRB. Pochopitelně se odborníci snaží zjistit, jak tyto rozdíly vznikají. Zatím se zdá, že krátká GRB vznikají splynutím dvou malých, leč hustých hvězd, kdežto dlouhá zhroucením osamělých hvězd. (Pak je ještě III. typ, s nímž si klasifikace zatím neví rady: tj. prodloužené úkazy nad 5 minut trvání.). Navíc se končící hvězda občas splete a zapomene na svou deklarovanou příslušnost, protože ve čtení příslušné kapitoly Žně objevů je silně pozadu. Chybovost dosahuje 1 %. Navíc existuje mezera [-1,2; -0,16], která neví, čí je.

D. Lazzati aj. se vrátili k počátku splynutí dvou neutronových hvězd GW170817. Přibližně 1 a ¾ sekundy po splynutí hvězd byl pozorován kokon GW 170817A relativistického výtrysku v šikmém úhlu se sklonem 15°÷30° k zornému paprsku. Kokon obdržel energii od relativistického výtrysku, jenž se střetl s nerelativistickým baryonovým větrem vanoucím od splynulého zbytku po srážce obou neutronových hvězd. Výtrysk byl vymrštěn z uvedeného zbytku během 0,4 s po splynutí hvězd, takže prodleva 1 a ¾ sekundy souvisela s růstem ohnivé koule na fotosférický poloměr. Autoři uvedli řadu parametrů, které na základě pozorovaných hodnot ukázaly, že celková energie výtrysku se pohybovala v rozmezí 5×10⁴¹÷2×10⁴² J; trvání v čase 0,1÷2,0 s; zářivý výkon byl po celou dobu aktivity stálý a rozevření 50 % vrcholového úhlu se pohybovalo v rozmezí 1°÷45°. Maximum dosvitu nastalo až 150 dnů po splynutí neutronových hvězd. Rovněž G. Lamb aj. studovali stejný úkaz GRB 170817A jako obnovený rázový dosvit pozorovatelný zešikma. Obnova začala pomalým růstem, následoval dlouhý plochý signál a končila souměrným poklesem. Autoři nazvali profil obnoveného signálu jako profil klobouku se širokou krempou a plochým vrcholem uprostřed. Ekvivalentní energie přepočtená do svislé osy dosáhla podle výpočtu autorů pro model (1) hodnotu 0,32×10⁴⁵ J a podle modelu (2) 0,18×10⁴⁵ J.

C. Capano aj. se pokusili určit původní hmotnost neutronové hvězdy GW170817, jež při splynutí s druhou složkou binární soustavy vytvořila dočasnou hyperhmotnou neutronovou hvězdu. Podle jejích výpočtů měly neutronové hvězdy před splynutím hmotnosti 1,48 M_ʘ a 1,26 M_ʘ. Splynutí se odehrálo v anonymní galaxii ve vzdálenosti 41 Mpc. Neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M_ʘ má v tom případě poloměr 11,0 (+0,9-0,6) km. Toto zpřesnění je důležité pro astrofyziku i jadernou fyziku.

Liang-Duan Liu aj. připomněli, že synchronní detekce gravitačních vln GW170817 a GRB 170817A znamená, že aspoň část krátkých GRB pochází od splývajících neutronových hvězd, jejichž signál je příliš slabý, než aby ho současné aparatury zaznamenaly. Takovým pozůstatkem však může být rychle rotující silně magnetická neutronová hvězda. Takový objekt může střádat rotační energii, kterou pak uvolní naráz jako další GRB v rádiovém pásmu elektromagnetického spektra. Podle jejich modelových výpočtů lze tak nakonec uvolnit 10⁴⁵ J. Autoři soudí, že tímto způsobem mohou vznikat supra- i hyper-masivní neutronové hvězdy.

Shunke Ai aj. rozebírali chování při splynutí dvou neutronových hvězd na základě pozorování gravitačních vln GW170817 a následně na elektromagnetickém signálu v trvání více než 100 dnů. Zabývali se otázkou, co způsobilo tak dlouhý elektromagnetický dosvit. Vyšli z modelu nerotujících neutronových hvězd vypočtených v r. 1934 R. Tolmanem a potvrzených v r. 1939 R. Oppenheimerem a G. Volkoffem (=TOV) a pokusili se modelovat vývoj splynutí rotujících neutronových hvězd, jež dokážou odolávat splynutí na černou díru právě díky výrazné rotační rychlosti slepence. Stavová rovnice neutronové hvězdy dává různé možnosti rotace od stejnoměrné k diferenciální. Odtud lze odhadnout horní meze hmotnosti slepence obou neutronových hvězd, které při diferenciální rotaci dokážou vzdorovat splynutí na černou díru velmi dlouho, jak ukázala měření elektromagnetického signálu ještě 8 měsíců po splynutí obou neutronových hvězd. Viditelné elektromagnetické spektrum dalo nejvyšší horní mez hmotnosti diferenciálně rotující neutronové hvězdy M_TOV ≲2,16 M_ʘ. Velmi hmotná neutronová hvězda by mohla mít rekordní hmotnost dokonce 2,43 M_ʘ. Výsledný slepenec dosáhl den po splynutí obou neutronových hvězd zářivého výkonu 10³⁵ W, tj. 2,5×10⁹ L_ʘ! Dosvit v různých oborech elektromagnetického spektra trval ještě dalších 9 měsíců. Od vesmíru je velmi šlechetné, že takové zářivé výkony se odehrávají dostatečně daleko od našeho Slunce, abychom mohli možnosti vesmíru nadšeně obdivovat z bezpečné vzdálenosti.

F. Vivanco aj. využili strojového učení k odvození stavových rovnic pro první dva případy splynutí dvou neutronových dvojhvězd GW170817 a GW190425. Zejména se zaměřili na deformace tvaru neutronových hvězd, jež vznikají výraznými slapovými silami. Výpočty probíhaly odděleně pro každé splynutí hvězd ukázaly, že neutronová hvězda o typické hmotnosti 1,4 M_ʘ se musí vejít do poloměru 11,6 (+1,6/ ̶ 0,9) km. Tlak v nitru neutronových hvězd této hmotnosti dosahuje 3×10³³ Pa. J. Horvath aj. konstatovali, že v současné době jsou známy hmotnosti ~80 neutronových hvězd. Při podrobnějších pohledech na tuto statistiku je ale zřejmé, že některé neutronové hvězdy mohou mít daleko vyšší hmotnost, než 2,5 M_ʘ. Také pozorování pozůstatků po supernovách ukazuje, že neutronové hvězdy mohou mít dvě stupnice hmotností, tj. jednu klasickou do 2,5 M_ʘ, a druhou exotickou, kde vysoká rotační rychlost zabraňuje hvězdám zhroutit se rychle na černou díru. To je případ druhého splynutí neutronových hvězd GW190408. G. Arroyo-Chávezová aj. se rovněž připojila s argumenty, že stavové rovnice pro neutronové a kvarkové hvězdy jsou dosud neznámé. Nejde přitom jen o neurčité stavové rovnice, ale též o další vlastnosti hvězd, které do těchto kategorií patří. Vodítkem pro lepší řešení jsou zmíněná splynutí binárních neutronových hvězd, jež ovšem zatím dávají rozporuplné výsledky. První pozorované splynutí dvou neutronových hvězd dává hmotnosti složek v rozmezí 1,17÷1,6 M_ʘ. Po splynutí by měla být úhrnná hmotnost obou neutronových hvězd asi 2,74 (+0,04-0,01) M_ʘ. Třetí splynutí neutronových hvězd GW190425 dává při složkách hmotností binární soustavy rozpětí hmotností 1,45÷1,88 M_ʘ pro pomalu rotující neutronové hvězdy, jejichž celková hmotnost dosahuje 2,3 (+0,1-0,1) M_ʘ. Nejnovější odhady pro klasické neutronové hvězdy publikovali E. Most aj. a L. Rezzolla aj. v r. 2018: 2,01 (+0,04-0,04) M_⊙ <M <2,16 (+0,17-0,5) M_⊙ a 12 km <R <13,45 km. Tyto údaje vznikly díky výpočtům milionů rovnovážných stavů neutronových hvězd s rozličnými stavovými rovnicemi.

Nai-Bo Zhang a Bao-An Li se věnovali druhému případu srážky dvou neutronových hvězd GW190425 s úhrnnou hmotností 2,50÷2,67 M_ʘ. Autoři zjistili, že během srážky pravděpodobně vznikl rychlý pulsar s rekordním tempem otáček 971 obrátek/s. Navzdory tomu i po splynutí se po dobu několika sekund dala pozorovat supraneutronová hvězda, takže se ukazuje, že horní mez pro splynutí závisí na úhrnné hmotnosti dvou neutronových hvězd, jež extrémně rychle rotují. Dokud se rychlost rotace nesníží, mohou být navzdory vysoké rotaci stále nadlimitní superneutronovou hvězdou. Teprve kdyby supraneutronová hvězd rotovala o 42 % rychleji, začala by se rozpadat odstředivou silou. R. Essick a P. Landry ukázali, že splývání dvou neutronových hvězd představuje 70 % případů oproti variantě splynutí neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou. Současně je velmi nepravděpodobné, že by u druhého pozorovaného splynutí dvou neutronových hvězd (GW190425) byla pravděpodobnost, že šlo o splynutí neutronové hvězdy s černou dírou, jen 30 %. O necelé čtyři měsíce později se podařilo pozorovat třetí splynutí dvou neutronových hvězd (GW190814), kde je pravděpodobnost, že jedna z neutronových hvězd rotovala pomalu, <6 %.

M. Abramalmani s týmem pozorovali okolí GRB 980425, který je prvním zdrojem energetických paprsků γ, jehož polohu se podařilo přesně určit, protože na tom místě oblohy vzplanula o 10 dnů později supernova SN 1998bw. Supernova i galaxie jeví ve spektru červený posuv, odpovídající vzdálenosti 36 Mpc. Dnes už je takových koincidencí více, ale obecně neplatí, že by před každou supernovou vznikl GRB. Prvním omezením je okolnost, že vyzařování GRB se děje v úzkém usměrněném kuželu, takže většina GRB Zemi mine. U jiných supernov však GRB vůbec nevznikne. Autoři se jako první zaměřili na studium molekulového plynu v oblastech, kde supernovy vybuchly. Použili k tomu obří aparatury ALMA, jež pracuje v oblasti milimetrových i submilimetrových rádiových vln. Lineární rozlišení přehlídky dosáhlo 50 pc. Okolí galaxie, v níž vybuchla supernova, je obklopeno prstenem hustých vodíkových oblaků. Autoři odhalili v galaxii 11 molekulových mračen, z nichž poloze supernovy nejbližší je od ní vzdáleno 280 pc. Podle mínění autorů supernova 1998bw vznikla uvnitř mladé velmi hmotné hvězdokupy v době překotné tvorby hvězd. Hustota molekulového plynu v mračnech kolísá o dva řády.

Chin-Ping Hu s týmem se pokusili najít chybějící článek řetězu mezi magnetary a rotačně řízenými pulsary. Používali k tomu aparatury NICER (Neutron star Interior ExploreR Mission), jež pozoruje na ISS a pokrývá pásmo energií 0,2÷12 keV. Autoři pozorovali pomocí NICER nedávno objevený magnetar Swift J1818.0-1607 (d = 6.5 kpc; rtg. výkon 1,9×10²⁸ W; brzdný výkon 7,2×10²⁸ W; tepelná luminosita ≲1,7×10²⁷ W.) Impulsy trvají (10 ±4) sekundy při efektivní teplotě (8,4 ±0,7) keV. Magnetar rotuje nepravidelně s faktorem celý řád. Rotace se zpomaluje průměrnou rychlostí (-2,5 ±0,03) ×10^-11/s². Tomu odpovídá indukce magnetického pole na rovníku B = 2,5×10¹⁰ T. Jde o velmi mladý magnetar (~ 470 let). Přesto již u něho astronomové pozorovali skok v periodě (zrychlení v rotační periodě). Teplota magnetaru na povrchu odpovídá ~1 keV (~ 11,6 mil. K). Z těchto parametrů autoři usoudili, že tento magnetar je skutečně spojovacím článkem řetězu mezi magnetary s jejich silnou indukcí magnetického pole a rotačně poháněnými pulsary se silným magnetickým polem.

Během minulé dekády astronomických objevů hrají významné místo poznatky o výbuších GRB. Postupně se ukázalo, že tyto relativně krátké výbuchy jsou rekordně svítivé, takže díky nim se můžeme dozvědět o dějích v nejvzdálenějším, a tedy i nejstarším vesmíru. Jak už to však bývá v astronomii pravidlem, rozmanitost uvnitř kategorií je obvykle pestrá, takže je potřebí pečlivě vybírat objekty, které jsou navzájem homogenní. Právě na tuto strategii homogenních souborů upozornili M. Dainotti aj. kritickým pohledem na pozorované vlastnosti „hlavních posloupností“ GRB, kilonov a supernov tříd SNe Ib/c. Autoři proto prohlédli údaje o všech relevantních objektech objevených nebo pozorovaných družicí Neilse Gehrelse Swift, jež začala sbírat data v r. 2005, a stále pracuje. Shromáždili údaje od r. 2005 až do srpna 2019 a dospěli k důležitým závěrům. Především se ukázalo, že téměř všechny GRB jeví dlouhé rentgenové plato. Nejkvalitnější data se týkají platinového vzorku dlouhých (ale vzácných!) GRB. To jsou naštěstí právě ty nejvzdálenější objekty. Také kombinace supernovy - dlouhé záblesky gama mají malý rozptyl stejně jako kombinace GRB se supernovami SNe Ib/c. Jakmile jde o velmi vzdálené vzorky, tak se logicky zpřesňuje měření vzdálenosti díky kosmologickému červenému posuvu. Krátké GRB (≤ 2 s) se vyznačují tím, že nesouvisejí se supernovami a jsou pozorovány v eliptických i raných galaxiích, kde chybí hmotné hvězdy a tvorba hvězd je nízká. Jejich vzplanutí bylo podmíněno utržením z řetězu, takže dnes se nacházejí daleko od místa svého objevu. Dlouhé GRB dosahují maxima po 2 s, mají jasnou návaznost na supernovy, vyskytují se v galaxiích se zvýšenou tvorbou hvězd a zůstávají na místech svého zrodu.

A. Ursi s týmem se věnovali analýze průběhu dlouhého GRB 190114C, poprvé zachyceného aparaturou BAT družice Swift a následně družicemi Fermi, INTEGRAL, Insight, AGILE a Konus-Wind. Podle názoru autorů jde o průlom v chápání mechanismů GRB. Autoři sledovali vývoj celého úkazu pomocí družic AGILE a Konus-Wind. Identifikovali tak šest hlavních fází vývoje vzplanutí. 1. interval byl dlouhý 2,3 sekundy. Začal povlovným růstem energie, ale v čase 2,0 s silným poklesem na minimum. Maximum energie dosáhlo ~475 keV. Šlo o čisté synchrotronové záření urychlovaných elektronů a pozitronů. 2. interval pokračoval v čase 2,30 s÷2,82 s. V tomto úseku se objevily energetické špičky s rychlým náběhem a maximem energie ~700 keV. 3. interval začal v čase 2,82 s a trval do 3,58 s. Trval 0,77 s. Během toho času nízkoenergetická část se podobala předešlým intervalům, ale k tomu přibyla vysokoenergetická část s energií ~100 MeV! Tvrdá složka nemohla vzniknout synchrotronovým zářením. 4. interval začal v čase 3,58 s a trvala do času 4,35 s. Trval 1,28 s. V tom čase končila vysokoenergetická složka, maximum kleslo <500 keV, spektrální křivka se propadla do tvaru písmene V, aby se vzápětí znovu vzchopila. 5. interval začal v čase 4,35 s a končil v čase 5,63 s. 6. interval začal v čase 5,63 s a trval 250 s. V čase 16 s pozorovaly obě družice signál v pásmu rtg. záření s energiemi >500 keV. Kolem 90 s nastal silný pokles zaznamenaný družicemi Konus-Wind a INTEGRAL. To je důkaz, že podmínky raného dosvitu se mezitím změnily.

S. Belkin aj. pozorovali vzplanutí dlouhého GRB 181201A v širokém pásmu vlnových délek. Začátek úkazu zaznamenala jako první družice INTEGRAL 1. 12. 2018 ve 2:38 UT. Následovaly detekce družicemi Insight, Konus-WIND, AstroSat, Swift a Fermi. Od počátku vzplanutí družice zaznamenávaly rtg., γ a rádiové údaje. Optický dosvit sledovali autoři od času 0,5 dne po vzplanutí a pokračovali téměř spojitě celých 24 dnů. Po půlroce obnovili sledování ve stejné poloze (α = 319,3°; δ = -12,6°). Teleskop VLT ESO změřil červený posuv zdroje z = 0,45 (d = 1,74 Gpc). Teleskop Gemini-N pozoroval ve 21.-24. dni po GRB na daném místě nárůst bodového zdroje, tj. supernovy Ic. 22. den po začátku GRB autoři získali spektrum supernovy, jež je shodné s podobně vzniklou supernovou SN 2013dx, jež vzplanula po GRB 130702A.

S. Lander a D. Jones uvedli, že klíčem k pochopení vzniku magnetaru je vývoj velikosti úhlu mezi rotační a magnetickou osou. Tento vývoj závisí na protichůdných efektech vnitřní viskózní disipace a vnějších kroutících momentech. Autoři studovali vývoj magnetaru se silným vnitřním toroidálním magnetickým polem a také se silným protomagnetarovým větrem, jenž začal záhy vanout. Vzali také v úvahu vliv vztlaku na viskózní disipaci v pozdější době. Zatímco v době zrodu magnetaru svíraly magnetická a rotační osa úhel 90°, během pár stovek let klesl tento úhel na 0°, což znamená, že tyto hvězdy jsou vystaveny většímu vlivu vnějších kroutících momentů než rádiové pulsary. Také jejich zrodivší se rotační rychlosti byly vyšší než u rádiových pulsarů, v intervalu 100 ÷300 Hz. Odtud lze odhadnout kvantitativní parametry jak gravitačních, tak elektromagneticky pozorovaných magnetarů. Autoři uvádějí příklady rotací čtyř magnetarů v rozmezí 2,1÷5,5 sekundy. Magnetická indukce na povrchu magnetarů se pohybuje v rozmezí (2,1÷3,2) ×10¹⁰ T. Naproti tomu zatím známe periody rotace u dvou rychlých rádiových vzplanutí. Potvrzen je případ s periodou 16 d (FRB 180916) a s menší jistotou s periodou 159 d (FRB 121102).

M. Petropoulou aj. zkoumali vlastnosti centrálního zdroje pro dlouhá GRB. Předpokládá se, že jde o kolapsy velmi hmotných hvězd, ale přesná povaha objektu není známa. Může jít buď o černé díry, nebo o milisekundové magnetary. I když je samotný zdroj vevnitř dobře ukryt, něco se dá zjistit pomocí doprovodných elektromagnetických signálů, pokud se podaří zachytit začátek úkazu pomocí aparatury BAT (Burst Alert Telescope) na palubě observatoře Swift Neila Gehrelse. Autoři předpokládají, že činnost zdroje a vnější pozorovatelná aktivita jsou na sobě nezávislé, takže metodou Monte Carlo se snažili vystihnout vlastnosti výtrysků záření γ v časové posloupnosti svítivosti centrálního zdroje a prahové hodnoty toku. Akrece materiálu na černou díru, jež je ovlivněna velkorozměrovým magnetickým tokem v původní hvězdě, a následně v současné struktuře hvězdy, se zdá být slučitelná s modelem centrálního zdroje navrženého autory.

H. Zitouni aj. zveřejnili luminositní funkce dlouhých GRB, jejíchž červené posuvy jsou známy, na základě syntézy ze tří katalogů: Swift/BAT (251 LGRB), Fermi/GBM (37 LGRB) a Konus-Wind (152 LGRB). Celkem shromáždili 439 luminositních funkcí. Následně pro každý LGRB spočítali metodou Monte Carlo 10 tis. „umělých luminositních funkcí“. Autoři zjistili, že s rostoucím červeným posuvem (tj. stářím zdrojů) se zvyšuje luminosita. Navíc však všechny tři soubory obsahují zlomy v diagramech, což znamená, že něco není v pořádku.

Naproti tomu Y. B. Yu aj. oznámili, že statistika pro krátká (< 2s) GRB jeví bimodální distribuci maximálního fotonového toku vůči plynulosti křivky. Souvisí to s objevem, že některá krátká GRB mají ještě prodlouženou emisi. Podle očekávání výskyt prodloužené emise se týká splynutí dvou neutronových hvězd. Tyto případy se navíc kupí kolem nejdelšího trvání hlavního úkazu těsně pod hranicí 2 sekund. Naopak splynutí bez prodloužené emise představují neutronovou hvězdu, která splynula s hvězdnou černou dírou. Autoři vybrali 51 případů sGRB pozorovaných družicí Swift/BAT, pro něž zobrazili grafy průběhu úkazu v rozsahu pásma 15÷150 keV. Z tohoto počtu bylo 14 sGRB doprovázeno prodlouženou emisí. Ostatní případy bez prodloužené emise představují splynutí neutronové hvězdy s černou dírou.

P. Mösta aj. zkoumali vliv magnetických polí na vývoj binárních neutronových hvězd v dynamickém prostoročase 3D a za pomocí relativistických magnetohydrodynamických simulací. Při výpočtech řešili také magnetoturbulence řízené střižnými toky a počítali rovněž s mikrofyzikální stavovou rovnicí. Autoři zjistili, že magnetická indukce magnetarů může v hypermasivních neutronových hvězdách dosáhnout až na hodnoty řádu 100 GT. Magnetický vítr může v takovém případě odvanout materiál bohatý na neutrony tempem 0,1×M_ʘ/s. Toto tempo představuje významné urychlení splývání páru neutronových hvězd a vyvržená neutronová hmota se stává vítaným zdrojem materiálu pro r-proces tvorby jader těžkých chemických prvků ve vesmíru během vzniku kilonov. Magnetary v neutronových párech jsou rovněž vhodnými zdroji pro krátké GRB.

N. Rea s týmem upozornili na objev magnetaru SGR J1745-2900, jenž se nachází jen několik parseků od centrální černé veledíry v těžišti Galaxie. Rádiové záření magnetaru lze proto využít k pozorování okolí veledíry. Během vzplanutí magnetaru v dubnu 2013 začal být vývoj rentgenové složky spektra monitorován až do srpna 2019 rentgenovou observatoří Chandra. Celková doba sledování v 50 relacích dosáhla 26,6 dne. Magnetar byl objeven během silného zjasnění v rtg. pásmu spektra 25. 4. 2013. Nachází se v úhlové vzdálenosti 2,4" od černé veledíry v těžišti Galaxie. Projekce vzdálenosti magnetaru od veledíry na nebeské sféře dosahuje skutečně mírné hodnoty 0,097 pc, tj asi 20 tis. au. Dipolární indukce magnetického pole magnetaru dosahuje 2×10¹⁰ T. Po zmíněném výbuchu však jeho zářivý rentgenový výkon plynule slábne.

Jie Lin aj. sledují vývoj unikátního GRB 111209A/SN 2011kl ultradlouhého GRB, jehož fyzikální mechanismus není jasný. Tento GRB byl objeven družicí Swift, jež objekt monitorovala nepřetržitě přes 23 min. V maximu jeho isotropní zářivá energie dosáhla hodnoty 5,8×10⁴⁶ J. Šestý den po začátku vzplanutí se však sestupná křivka jasnosti zmírnila a vykazovala přídavnou energii v podobě výbuchu supernovy 2011kl. Takové případy však už astronomové pozorovali koncem 20. století. Díky tomuto pozorování se zjistilo, že kombinace ultradlouhých GRB a extrémně svítivých supernov představuje nový kanál výbuchů supernov s rekordními zářivými výkony. V přepočtu na vzdálenost úkazu od nás (2,47 Gpc) se ukázalo, že maximální absolutní hvězdná velikost supernovy dosáhla -20 mag, tj. 7×10¹⁶L_ʘ!

5. Galaxie a kvasary

5.1. Interstelární látka

V posledních asi 150 letech si astrofyzikové nejbližší mezihvězdné prostředí představovali jako rozpínající se prstenec plynu, prachu a mladých hvězd se sklonem ~20° k rovině Galaxie, známý jako Gouldův pás. Přesnost měření vzdálenosti plynných oblaků nebyla dostatečná, aby bylo možné sestavit 3D mapu celé oblasti, což se díky astrometrickým družicím a rozsáhlým přehlídkám oblohy mění. J. Alves aj. zpracovali dostupná data a objevili podlouhlou strukturu hustého plynu, která obsahuje většinu mračen, doposud považovaných za prstenec. Obří zhustek má délku ~2,7 kpc, poměr velikosti stran asi 1:20 a obsahuje ~3 MM_⊙ plynu. Skutečný tvar struktury připomíná stlačenou sinusovku s periodou ~2 kpc a amplitudou ~160 pc, proto ji bylo možné považovat za kruhový prstenec.

Než se začalo tvořit Slunce a Sluneční soustava, musel v okolí existovat dostatek zárodečného materiálu - plynu a prachu. P. Heck aj. analyzovali izotopy neonu v prachových zrnech meteoritu Murchison CM2, aby mohli odpovědět na otázku, jak dlouho takový prach vydrží v mezihvězdném prostředí, než se vlivem kosmického počasí rozpadne. Autoři vybrali 40 velkých zrn tvořených SiC a měřili zastoupení stabilního izotopu ²¹Ne. Rozložení věku, resp. doba působení kosmického záření před vznikem Sluneční soustavy se značně liší; ~60 % zrn vykazuje stáří ≤ 300 Mr, zatímco ~8 % je naopak starší ≥ 1 Gr. Celkový rozsah stáří je (3,9 ± 1,6) Mr až (~3 ±2) Gr přes vznikem Slunce, přičemž střední hodnota „přežití“ prachových zrn se pohybuje kolem 300 Mr, ovšem větší zrna dle očekávání vydrží déle. Skupina starších zrn patrně pochází z vlny zvýšené tvorby hvězd před ~7 Gr a jejich původní velikost byla ~30× větší než současná.

J. McKinney aj. pátrali po záření plynu ve spektrální čáře C II v 6 vzdálených galaxiích (z ~6). Čára C II (vlnová délka ~158 µm) představuje hlavní chladič, kterým mohou plynná oblaka ohřívaná UV zářením horkých mladých hvězd v ztrácet tepelnou energii. Pozorování mikrovlnnou observatoří ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, poušť Atacama, Chile; 5 km n. m.) a kosmickým teleskopem Spitzer (Spitzer Space Telescope, NASA, VIII 2003-I 2020, librační bod L2) přinesla chabé výsledky - záření v čáře je dobře viditelné jen u jedné galaxie z šesti; u druhé je signál velmi slabý, u zbytku není vidět vůbec. Všechny galaxie mají jasnost v UV oblasti (po opravě o červený posuv) vyšší, než odpovídá změřené míře ochlazování plynu. Zjevně tedy existují nějaký další způsob, kterým se plyn v mladých galaxiích chladí - autoři navrhují měřit emisi v čarách kyslíku. Anebo se od okolních horkých hvězd plyn (tolik) neohřívá - pak je třeba vysvětlit, co stojí za nižším účinným průřezem plynu v těchto galaxiích.

Y. Qiu aj. se pomocí numerických simulací podívali na podobnou situaci ve větším měřítku, tedy na mezigalaktický plyn v galaktických kupách. V některých případech pozorujeme horký plyn, zářící až v rentgenové oblasti, zatímco v jiných kupách vidíme chladný plyn dokonce i v oblastech okolo středu ve vláknech, dlouhých až desítky kpc. Musí existovat způsob, jakým se plyn v těchto kupách účinně zbavuje získané tepelné energie, protože také obsahují aktivní galaktická jádra. Modelování odhalilo, že možné vysvětlení spočívá v kombinaci zářivého ochlazování s náporovým vyfukováním (angl. ram pressure) vhodnou rychlostí - rázová vlna při srážce (= prostupování) galaxií vytlačí vlákno plynu z centra kupy, ale v mezigalaktickém prostředí plyn vyzáří teplo za kratší dobu, než trvá vznik celého vlákna.

L. Chuová aj. zpracovali IR spektra desítky mladých hvězdných objektů, v nichž hledali poměrná zastoupení různých ledů - H₂O, CH₃OH (metanol) a CO. Data z teleskopu IRTF (InfraRed Telescope Facility, ⌀ 3 m; NASA, Mauna Kea, Havaj, USA; 4,2 km n. m.) ukázala, že mezi jednotlivými mladými hvězdami existují významné rozdíly: v některých směrech není možné organické molekuly ve spektrech detekovat, zatímco v jiných se poměr molekul CH₃OH:CO pohybuje od ~0,55 do ~0,73. Většina CO se vyskytuje v plynné formě (jen ≤ 15 % tvoří led), zatímco organické molekuly jsou většinou vymrzlé na povrchu krystalků jiných ledů. Vyšší zastoupení CH₃OH se vyskytuje u starších a méně hmotných hvězd - autoři odhadují, že díky vymrzání metanolu je pravděpodobný vznik složitých organických molekul ještě v protostelárním mračnu i bez interakcí s energetickými částicemi kosmického záření.

S. M. Benincasaová aj. modelovali vývoj obřích molekulárních mračen pomocí FIRE-2, tedy numerických simulací pro vývoj galaxií typu Mléčné dráhy při vysokém prostorovém, hmotnostním i časovém rozlišení. Modelovaná mračna s hmotnostmi ≥ 10⁵ M_⊙ se obvykle rozpadla během 5÷7 Mr, jen ~2 % byla schopna přežít déle než 20 Mr. Doba udržení mračen se snižovala s rostoucí viriálovou hmotností a mírně zvyšovala se vzdáleností od centra galaxie. Autoři naopak nezjistili přímou závislost délky života mračna na jeho počáteční hmotnosti nebo rychlosti tvorby hvězd v něm.

5.2. Hvězdokupy

5.2.1. Otevřené hvězdokupy

Metalicita hvězd v otevřených hvězdokupách ve slunečním okolí poněkud překvapivě dosahuje slunečních hodnot, s nedostatkem mladých kovovějších hvězd. Zatímco panuje shoda, že Hyády (Caldwell 41, Tau, d ~47 pc) mají střední metalicitu mírně vyšší než Slunce, v případě hvězdokupy M44 (Praesepe, Jesličky, Cnc, d ~160÷187 pc) je situace nejasná. V. D'Oraziová aj. na M44 využili spolupráce GIARPS (GIAno & haRPS, IR a vizuální ešeletové spektrografy) na italském teleskopu TNG (Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Kanáry, 2,37 km n. m.) a pořídili detailní spektra jak hvězd M44, tak samotného Slunce a hvězdy HD 28099 (sluneční analogon v Hyádách). Zpracování spekter odhalilo, že hvězdy v M44 mají o ~0,05 dex vyšší metalicitu než v Hyádách při střední hodnotě [Fe/H] = (0,21 ±0,01) dex. To vylučuje hypotézu o společném vzniku obou hvězdokup a z Jesliček dělá nejkovovější otevřenou hvězdokupu v našem nejbližším okolí.

X.-S. Fang aj. zpracovali dlouhodobá spektrální měření mladých hvězd z M45 (Plejády, Tau, d ~136 pc), M44 a Hyád z teleskopu LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope, efekt. ⌀ 4 m; observatoř Šing-long, Cang-čou, Čína, 960 m n. m.). Měření v okolí čar TiO (vln. délka ~705 nm) potvrdila, že časové variace spekter v rozmezí od jednotek dnů až po roky. Aktivní, mladší a rychleji rotující hvězdy vykazují vyšší proměnnost, u některých chladnějších hvězd je možné najít korelace mezi změnami spekter a celkovou jasností. Změny lze vysvětlit kombinací povrchových skvrn a variacemi záření chromosfér hvězd, autoři ani u jedné z hvězd neobjevili žádnou periodicitu změn. Všechny hvězdy jsou mladší ≤ 700 Mr.

S. Oh a N.W. Evans využili dostupná data DR2 astrometrické družice Gaia pro Hyády a vytvořili přesný model interních pohybů hvězd. Jejich cílem bylo určit rozdělení rychlostí, zjistit, zda za sebou hvězdokupa táhne nějaký proud hvězd, a případně určit její celkový pohyb - otáčení, prodlužování apod. Autoři vzali v potaz hvězdy do vzdálenosti 10 pc od centra hvězdokupy. Proudy existují dva s rychlostí kroucení ~16,9 m/s/pc a s náklonem vůči směru k centru Galaxie, zatímco samotná hvězdokupa je prodloužená ve směru azimutálním a vertikálním (opět vůči centru Galaxie). Rozdělení rychlostí hvězd uvnitř hvězdokupy je izotropní. Dvakrát větší rozptyl rychlostí kolem střední hodnoty oproti viriálovému modelu znamená, že hvězdokupa se slapově ohřívá a rozpadá - autoři odhadují, že jí jako celku zbývá posledních ≤ 30 Mr života.

N. Sánchez aj. vylepšili svou již dříve publikovanou metodu určování poloměru hvězdokup na základě dat DR2 Gaia . Použití metody na hvězdokupách s nezávisle určenými poloměry přineslo katalog čítající 401 položku se zdánlivými poloměry v rozmezí (1,4 ±0,1)′ (hvězdokupa FSR1651) až (25,5 ±3,5)′ (NGC2437). Lineární rozměry mají lognormální rozdělení se střední hodnotou ~3,7 pc a ohonem sledujícím mocninnou závislost ~R_c^−3,11. Počet členů hvězdokup je možné vyjádřit empirickým vztahem ~R_c^(1,2±0,1)⋅T_C^{(−1,9>±0,4)} – čím je hvězdokupa mladší a prostorově větší, tím více má členů. Statistická metoda není citlivá na nepravidelnosti hustoty nebo prostorového rozdělení hvězd v hvězdokupách, je proto vhodná pro odhady velikosti hvězdokup s předem neznámým počtem členů.

J. Lee Curtis aj. zpracovali dostupná data mise K2 družice Kepler a archivu přehlídky PTF (Palomar Transient Factory, Samuel Oschin Telescope, ⌀ 1,2 m; Mt. Palomar, Kalifornie; 1,7 km n. m.) pro trpasličí členy hvězdokupy Ruprecht 147. 39 trpasličích hvězd splňuje podmínku, aby nebyly složkami krátkoperiodické dvojhvězdy nebo dvojhvězdy se shodnou hmotností složek – jejich střední rotační doba je (22 ±2) d. Autoři získali srovnávací sadu pomalu rotujících hvězd se stářím ~2,5 Gr a hmotností klesající až na hodnotu ~0,55 M_⊙. Data jsou dalším potvrzením, že v průběhu stárnutí málo hmotných hvězd se na určitou dobu zastaví zpomalování jejich rotace. To už se pozorovalo dříve u hvězdokup Jesličky, NGC6811 a NGC742. V případě trpaslíků z Ruprecht 147 výpočty stáří ukazují na přerušení po dobu až 1,3 Gr (pro nejméně hmotné hvězdy). Zastavení zpomalování možná způsobuje interakce mezi vývojem hvězd a obálkou celé hvězdokupy, dočasný pokles účinnosti magnetického brzdění nebo jiný jev, v každém případě je nutné je brát v potaz při určování stáří celých hvězdokup. G. Torres aj. využili kombinaci fotometrie K2 a přesná měření křivky radiálních rychlostí zákrytové dvojhvězdy EPIC 219552514 k určení hmotností jejich složek (M₁ = 1,509 ±0,063 M_⊙, M₂ = 0,649 ±0,015 M_⊙) a dalších fyzických parametrů (R₁ = ~2,5 R_⊙, R₂ = 0,652 R_⊙, T₁ ~6,2 kK, T₂ ~4 kK). Systém je ve skutečnosti hierarchická trojhvězda, s vnější neviditelnou složkou v podobě trpaslíka s nízkou hmotností na oběžné dráze s periodou ~463 d. Odvozené stáří systému je 2,67^+0,39_−0,55 Gr, což je ve výborném souhlasu s určením stáří dříve nalezených dvojhvězd EPIC 219394517 a EPIC 219568666 – hvězdokupa Ruprecht 147, v níž se všechny tři systémy nacházejí, je tudíž dobrou referenční hvězdokupou pro studium dlouhodobého vývoje.

M. D. Sizovová aj. vzali polohy a vlastní pohyby 100 otevřených hvězdokup v okolí Sluneční soustavy a spočítali jejich zpětné dráhy v posledních 5 Mr. Zatímco většina hvězdokup se ke Slunci přiblíží ≥ 60 pc, Hyády proletěly před ~0,9 Mr jen ~24,8 pc od nás. Účinek přiblížení celé hvězdokupy může být větší než vliv přiblížení jednotlivých hvězd na menší vzdálenost. Autoři proto porovnali dráhy dlouhoperiodických komet s polohou „radiantu“ hvězdokup – v několika případech je shoda pozoruhodná, např. u Plejád a komety C/1984 W2 nebo hvězdokupy Mamajek 3 a mezihvězdného tělesa 1I/2017 U1 ʻOumuamua. Autoři odhadli, že blízké setkání (≤ 25 pc) Sluneční soustavy s nějakou otevřenou hvězdokupou nastává přibližně 20× za 1 Gr.

T.  Jørgensen a R. Church simulovali vývoj drah mnoha těles hvězdokupy podobné M67 (nejstarší známá otevřená hvězdokupa ~4,6 Gr) v realistickém gravitačním poli Galaxie. Modelové hvězdokupy rozdělili do tří skupin podle kinematické teploty – horké s výraznou složkou rychlosti kolmé na galaktický disk, chladné s interakcemi s molekulárními mračny v disku a chladné bez interakcí. Ze všech tří skupin hvězdokup v modelech unikají hvězdy na dráhy kinematicky podobné sluneční dráze: u horkých je skupina nejmenší (~0,06 %), u chladných srážejících se s plynem největší (~6,61 %). Je to vlastně odvážná myšlenka: že by Slunce vzniklo v M67?

5.2.2. Kulové hvězdokupy

Kulová trpasličí galaxie v Peci (Fornax Dwarf Spheroidal, FdSph) je satelitní galaxie Mléčné dráhy, která obsahuje nadbytek kulových hvězdokup na vzdálených drahách. Takový jev zatím nabízel vysvětlení jen v podobě neobvyklého rozložení skryté látky. G. Leungová aj. přišli s modelem, který dovede současný vzhled FdSph vysvětlit díky započtení „tření“ kulových hvězdokup o sebe navzájem a předpokladu, že galaxie vznikla splynutím původních trpasličích galaxií. Splynutí trpasličích galaxií s hmotnostmi pětiny až poloviny současné FdSph dokáže vystřelit existující kulové hvězdokupy na vzdálenější dráhy, kde zmíněné tření zapříčiní vznik dalších hvězdokup. Hypotézu podporuje chemické složení běžných hvězd FdSph, které odpovídá trpasličím galaxiím s ~⅓ hmotností. Autoři odhadují, že ke splynutí došlo před ~10 Gr.

Metalicita kulových hvězdokup směrem do minulosti klesá, což odpovídá představě, že dřívější galaxie byly obecně méně hmotné než současné galaxie v našem okolí. Je pravděpodobné, že existovalo období, v němž byly galaxie tak malé a málo hmotné, že v nich kulové hvězdokupy současného druhu vůbec nemohly vznikat - teoretická hranice odpovídající metalicity je 0,3 % hodnoty Slunce, což odpovídá počtu hvězd v galaxii ~10⁵. Pokud v takových malých galaxiích kulové hvězdokupy vznikly, musely být nutně menší než současné galaktické, a v průběhu času je slapové síly roztrhaly. Z. Wan aj. využili data přehlídky S⁵ (Southern Stellar Streams Spectroscopic Survey) a analyzovali spektra 11 hvězd z hvězdného proudu Fénix, vlákna hvězd ve vzdálenosti 19 kpc od centra Mléčné dráhy v jejím halu. Vlákno má délku 2,5÷4 kpc, tloušťku jen ~50 pc a celkovou hmotnost 30 kM_⊙. Průzkum hvězdných spekter ukázal, že jejich metalicita je jen [Fe/H] ~−2,7 dex (0,2 % sluneční hodnoty, mezi jednotlivými hvězdami jsou menší rozdíly než hodnota chyby průměru). Proud ve Fénixovi představuje pozůstatek po dosud nejméně kovové známé kulové hvězdokupě, což nasvědčuje hypotéze, že malé kulové hvězdokupy existovaly, ale byly při vývoji galaxií roztrhány.

A. Piatti a J. Caballo–Bello se na hvězdné proudy z kulových hvězdokup podívali souhrnně - z katalogů známých poloh a rychlostí vybrali 53 zástupce, pro něž je dobře zmapovaná jejich vnější struktura. Ty rozdělili do skupin podle výskytu či absenci hvězdných proudů, případně jejich dalších vlastností. Průzkum stadia vývoje a galaktických drah odhalil, že hvězdokupy na drahách s vyšší excentricitou a/nebo sklonem vůči rovině disku Mléčné dráhy přišly o větší množství hvězd v důsledku slapových sil. Velký sklon dráhy také vedl k relativně rychlejšímu hvězdnému vývoji v hvězdokupách. Všechny změny jsou však patrné i u hvězdokup, které s sebou žádné hvězdné proudy netáhnou; nelze tak jednoduše podle jejich (ne)přítomnosti, tvaru či (a)symetrie usuzovat na vlastnosti samotné hvězdokupy.

T. Cantat–Gaudin aj. zpracovali data zhruba 2 tisícovek kandidátů na kulové hvězdokupy v datech DR2 Gaia. Autoři chtěli pomocí nových dat zmapovat jejich rozložení v disku Mléčné dráhy a získat nové informace o její historii. Spolehlivé parametry se podařilo určit pro 1 867 kulových hvězdokup. Autoři použili metodu strojového učení, pro kterou jako vzorová data posloužily existující údaje 347 historicky dobře prozkoumaných objektů. Katalog až na několik výjimek potvrzuje nedostatek starých hvězdokup v oblasti vnitřního disku, velmi staré hvězdokupy dobře kopírují prohnutí galaktického disku na okrajích. Vzorek potvrzuje stoupající výšku (vzdálenost od roviny disku) hvězdokup s rostoucím stářím, nelze z něj však odvodit jednoznačný vztah mezi stářím a oběžnou rychlostí. Autoři upozorňují, že v dostupných datech zcela chybí vnější spirální rameno Galaxie, což naznačuje, že sčítání stále není úplné.

Pátrání po středně hmotných černých dírách (tj. ČĎ s hmotností srovnatelnou s hvězdami, ne galaktickými jádry) v kulových hvězdokupách je stále v plenkách, neboť tato stvoření lze spatřit jen obtížně. N. C. Weatherford aj. zkombinovali vývojové modely hvězdokup s takovými ČĎ s množinou 50 skutečných kulových hvězdokup. Využili schopnost modelů odhadnout nepřímou úměru mezi počtem hvězdných ČĎ v hvězdokupě podle míry rozdělení hmotnosti jejích jednotlivých hvězd; ČĎ v hvězdokupě totiž fungují jako promíchávače, které účinně brání vzniku velkých hustotních rozdílů zárodečných protostelárních mračen. Výsledky odhalily, že z 50 zkoumaných hvězdokup jich nejméně pět (NGC2808, NGC5927, NGC5986, NGC6101 a NGC6205) obsahuje početnou populaci ČĎ – pro každou hvězdokupu je jejich celková hmota ≥ 10 kM_⊙. Máme tedy další nepřímý důkaz, že „tam jsou“; důkaz přímý stále chybí.

Jaderné kulové hvězdokupy, tedy hvězdokupy nacházející se v blízkosti jádra mateřské galaxie, jsou slabé objekty, které není snadné v záření galaxie pozorovat. E. Johnstonová aj. zaměřili na 12 trpasličích galaxií v kupě galaxií v Peci zobrazovač MUSE (Multi-unit spectroscopic explorer, Yepun = UT4) na VLT (Very Large Telescope, Cerro Paranal, Chile; 2,6 km n. m.) a objevili důkazy, že tvorba hvězd v těchto hvězdokupách probíhala v několika vlnách. To ukazuje, že hmotnost (a počet hvězd) každé hvězdokupy narostla postupně, přičemž průměrná metalicita hvězdokup je nižší než metalicita jejich mateřských galaxií. To lze vysvětlit srážkami hvězdokup, které podobně jako u srážek galaxií představují spíš vzájemné prostoupení a splynutí původních dvou (či více) objektů do jednoho. Při migraci směrem k centru galaxie se hvězdokupy nabalují na sebe a výsledná hvězdokupa obsahuje rodiny hvězd různého stáří, které však pocházejí z různých míst galaxie s látkou jen málo obohacenou těžšími prvky supernov. Přísun plynu do již existující hvězdokupy a jím buzená tvorba hvězd hraje v těchto objektech jen druhotnou roli.

5.3. Naše Galaxie

Zkroucení okrajů Mléčné dráhy není žhavou novinkou, nějaký rok už o něm víme. E. Poggiová aj. zpracovali rychlosti 12 milionů obřích hvězd v disku Galaxie a odvodili míru precese zkroucení celého disku. Získali hodnotu (10,86 ±0,03 stat. ±3,2 sys.) km/s/kpc ve směru rotace Galaxie. To znamená, že ve vzdálenosti Slunce činí precese zkroucení téměř ⅓ kruhové rychlosti Slunce a ve vzdálenosti 52÷61 kpc má precese periodu 600÷700 Mr. Změřená rychlost je oproti modelům vysoká, což autoři vysvětlují jako příznak, že se jedná o důsledek nedávné interakce Galaxie s některou trpasličí galaxií (v podezření je i z jiných důvodů trpasličí galaxie ve Střelci) spíš než o projev dávné historie samotné Mléčné dráhy.

Ž. Chrobáková aj. použili data DR2 družice Gaia ke statistické analýze tvaru vnějšího disku Mléčné dráhy pomocí analýzy hustoty hvězd. Autoři vzali v potaz nejrůznější chyby (paralaxy, svítivosti atd.), které jsou pro měření Gaia známé, a převedli známé počty hvězd ≤ 10 mag (ve filtru G) do vzdálenosti 20 kpc od centra Galaxie na plošnou hustotu hvězd. Tyto hodnoty pak použili pro modelování odpovídajícího tvaru disku. Ten je jednoduše zkroucený do tvaru písmene S (viděno z boku), přičemž není dokonale symetrický – severní větev je o ~25 % více vzdálená od roviny vnitřního disku. Není zcela jasné, zda je pozorovaná asymetrie skutečná, nebo se jedná o důsledek různé extinkce záření v různých směrech. Samostatná analýza velmi jasných hvězd (≤ −2 mag), které obecně představují mladší populaci, ukázala podobné výsledky, přičemž amplituda obou zkrutů je o ~20–30 % větší a severojižní asymetrie je patrná také.

I. Ablimit aj. spojili data přehlídek OGLE, ASAS-SN, Gaia, WISE a ZTF, z nichž vybrali polohy a vlastní pohyby 3 500 klasických cefeid, z nichž odvodili křivku rychlostí Mléčné dráhy. Také v těchto datech je zkroucení disku jasně patrné. Pro celou Galaxii vychází gradient kruhové rychlosti na (−1,33 ±0,1) km/s/kpc, z čehož pro Slunce plyne poněkud vyšší než obvyklá rotační rychlost (232,5 ±0,83) km/s, viriálová hmotnost celé Mléčné dráhy (0,822 ±0,052)×10¹² M_⊙ a hustota skryté látky (0,33 ±0,03) GeV/cm³.

M. Cautun aj. vzali v potaz zpětné působení baryonové látky Galaxie na skrytou látku uzavřenou v objemu její halové složky - gravitační síla viditelné látky smršťuje látku skrytou. Když autoři do hydrodynamických simulací zahrnuli opravy o toto smršťování pro model Navarro–Frenk–White, získali celkovou hmotnost Galaxie (do ≤ 200 kpc) 1,08^+0,2_−0,14×10¹² M_⊙, přičemž na hvězdy připadá 5,04^+0,43_−0,52×10¹⁰ M_⊙. Odvozená hustota skryté látky činí (0,33 ±0,02) GeV/cm³, což je v perfektním souhlasu s předchozí prací. Zároveň autoři přiznávají, že vhodnou kombinací vlastností skryté látky a parametrů hvězd je možné získat odpovídající křivku rychlostí i bez smršťování skryté látky; model pak vyžaduje o ~20 % vyšší hmotnost hvězdné složky. Který model je správnější, by měla rozhodnout příští datová sada DR3 družice Gaia.

Další nezávislý odhad hmotnosti Galaxie přinesli D. Zaritsky aj. Ti použili vznikající katalog přehlídky H3 (Hectochelle in the Halo at High Resolution: Spectroscopic Survey) k přesným výpočtům drah několika desítek hvězd halové složky se vzdáleností ≤ 60 kpc od centra Galaxie. Pomocí argumentu časování (teoretický výpočet hmotnosti na základě ideální dráhy tělesa v gravitačním potenciálu po celou dobu trvání vesmíru) odvodili, že celková hmotnost Galaxie do vzdálenosti ≤ 200 kpc je ≥ 910 GM_⊙ s pravděpodobností ≥ 90 %. Jak autoři zvyšovali počet analyzovaných drah, objevili, že hmotnost Galaxie roste – odhadují, že nejpravděpodobnější hodnota je 1 400 GM_⊙; protože je přehlídka H3 zatím neúplná, nelze to zatím tvrdit s rozumnou jistotou.

Ještě jeden příspěvek k určení hmotnosti Mléčné dráhy publikovali T. K. Fritz aj., kteří použili astrometrická data DR2 Gaia pro 45 satelitních galaxií naší Galaxie. Potíž metody spočívá v tom, že není snadné rozhodnout, která blízká satelitní galaxie obíhá Mléčnou dráhu a která Velké Magellanovo mračno (LMC). Autoři se s problémem vypořádali statisticky, nalezli minimum radiální hustoty galaxií navzájem mezi sebou a porovnali získaný gravitační potenciál s kosmologickými simulacemi galaxií podobných Mléčné dráze. Opakovaným modelováním s malými změnami ve vstupních datech sledovali, jak se mění odhad hmotnosti, dokud nezískali robustní výsledky. Z nich vychází, že hmotnost látky v objemu ≤ 64 kpc činí ~580 GM_⊙ a v objemu ≤ 273 kpc (což je odhadovaný maximální poloměr halové složky Galaxie) ~1 430 GM_⊙; viriálová hmotnost celé Mléčné dráhy vychází na 1,51^+0,45_−0,4×10¹² M_⊙.

Proudy hvězd ze zachycených hvězdokup a/nebo trpasličích galaxií zůstávají v Mléčné dráze dlouho rozeznatelné díky podobnosti dráhových parametrů. To platí dokonce i po rozpadu původně kompaktních struktur a poklesu průměrné hustoty hvězd na okolní hodnoty. N. W. Borsato, S. L. Martellová a J. D. Simpson zkusili strojově identifikovat členy takových skupin v množině ~31 tis. hvězd z katalogu DR2 Gaia, pro něž jsou k dispozici nejpřesnější 6D data (3 souřadnice polohy + 3 složky vlastního pohybu). Technika dolování dat (angl. data mining) pomocí statistických metod objevila pět spolehlivě rozlišitelných hvězdných proudů, z nichž jeden byl dosud neznámý. Následná analýza fyzických vlastností ukázala, že jde o staré populace s nízkou metalicitou. Jeden z proudů hvězd má parametry velmi podobné pozůstatku po trpasličí galaxii Gaia–Enceladus, autoři spekulují, že může jít o skupinu hvězd vytvořenou při pohlcení této galaxie Mléčnou dráhou z jejího zárodečného plynu. Význam statistických metod hledání různých (v tomto případě rozpuštěných) skupin hvězd s přesností velkých katalogů poroste.

Halová složka galaxií obsahuje kromě hvězd také horký plyn, ohřátý rázovými vlnami, které v prostředí tvoří nadzvukové tryskové proudění z aktivního jádra. P. Predehl aj. oznámili objev bublin takového plynu přístrojem eROSITA na palubě německo-ruské družice Spektr-RG. Bubliny nad a pod rovinou disku Galaxie sahají do vzdálenosti ~14 kpc a obsahují struktury podobné severní polární ostruze (rádiově aktivní oblouk plynu, vypínající se nad rovinu Galaxie v souhvězdí Herkula). Bubliny září v měkké rentgenové oblasti spektra (0,3÷2,3 keV) a autoři odhadují, že energie, potřebná k vytvoření pozorovaných struktur, je ~10⁴⁹ J. To ukazuje, že spíš než o důsledek vzplanutí jedné nebo více supernov se jedná o strukturu vytvořenou stejným způsobem jako mnohem větší Fermiho bubliny (ty září v oblasti γ paprsků), tedy aktivitou centrální černé veledíry (ČVĎ).

E. Griv aj. použili data archivu OGLE pro hvězdy typu RR Lyrae, rozeseté v galaktické výduti, pro odvození vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Získaná hodnota představuje (8,28 ±0,14) kpc. Celkem přes 16 tisíc hvězd také umožnilo stanovit velikost a tvar samotné výdutě. Ta má tvar symetrického trojosého elipsoidu s nejdelší osou mířící téměř ke Slunci a kratšími osami přibližně stejně dlouhými v celkovém poměru 1:0,7:0,7 a délkou os 3 kpc, resp. 2 kpc. Zajímavé je, že staré hvězdy typu RR Lyr jsou kinematicky „horké“, tj. mají vysoké vzájemné rychlosti, a jejich rozložení nekopíruje silnou příčku, která se ve výduti nachází ve vzdálenosti ≥ 1 kpc od centra v populaci mladších hvězd.

M. McTierová aj. nechali propočítat sérii modelů pohybu pro náhodně vybrané hvězdy v galaktické výduti po dlouhou dobu (100 Mr). Z těchto dílčích modelů sestavili velký model pro ~1 milion hvězd, v němž sledovali interakce hvězd mezi sebou – cílem bylo spočítat pravděpodobnost různě blízkých setkání. Četnost setkání závisí na vzdálenosti od centra Galaxie (pochopitelně, čím blíž k centru, tím častější setkání), ale nikoli na hmotnosti hvězd. 80 % hvězd čeká setkání s některou kolegyní každý Gr ve vzdálenosti ~1 000 au; polovinu hvězd za stejnou dobu čeká ≥ 35 takových setkání. Pro menší přiblížení hodnoty klesají, ~90 % hvězd výdutě za celou dobu existence Galaxie prošlo alespoň jedním blízkým setkáním. Typický poloměr protoplanetárního disku má hodnotu 100 au, je proto zřejmé, že častá setkání budou mít významný vliv na tvorbu a přežití planet kolem hvězd výdutě.

S. E. Koposov aj. šťastnou náhodou objevili zatím nejrychleji se pohybující hvězdu (high-velocity star, HVS) v datech přehlídky S⁵. S5–HVS1 má vůči Galaxii rychlost (1 755 ±50) km/s, přičemž neprojevuje žádné změny rychlosti. Zpětné trasování ukázalo, že hvězda vyletěla z centra Mléčné dráhy, odkud byla před ~4,8 Mr vymrštěna rychlostí ≥ 1 800 km/s. Hvězda je spektrálního typu A, má hmotnost ~2,35 M_⊙ a momentálně se nachází asi 9 kpc od nás. Rovina dráhy je podobná rovině prstence mladých hvězd kolem středu Galaxie, stáří hvězdy také přibližně odpovídá. Autoři z dráhy hvězdy vypočetli pravděpodobnostní model polohy a rychlosti Slunce, fakticky jde o omezující podmínky, abychom mohli S5–HVS1 pozorovat – z modelu vycházejí hodnoty vzdálenosti od centra Mléčné dráhy (8,12 ±0,23) kpc a rychlosti (246,1 ±5,3) km/s.

Ústřední oblast Galaxie v poloměru ≤ 0,1 pc obsahuje centrální černou veledíru, skupinu mladých hmotných hvězd (S-hvězdy) a nejrůznější plynné struktury. A. Ciurlová aj. zkoumali pohyb dvou nedávno objevených podivných útvarů, prozatím označených G1 a G2. Tělesa nemají jasně ohraničený tvar, jsou velká asi 100 au (kromě průletu pericentrem dráhy, kdy je slapové síly výrazně protáhnou podél dráhy) a vykazují znaky jak tepelného záření prachu, tak čárové spektrum ionizovaného plynu. Od jednoznačného určení obou těles coby prachoplynných mračen odrazuje jejich kinematické chování – zdá se, že mají hvězdnou hmotnost. Autoři objevili čtyři další tělesa stejného typu, která se nacházejí ve vzdálenosti ≤ 0,04 pc od ČVĎ. Navzájem zcela různé dráhy naznačují, že všechna tělesa vznikla nezávisle na sobě.

Tým zobrazovače GRAVITY (interferometrický IR zobrazovač na VLTI) zveřejnil (R. Abuter aj., 55 spoluautorů) výsledky sledování hvězdy S2 při průchodu pericentrem své dráhy mezi lety 2017–2019. Pozorování polohy hvězdy téměř tři dekády pomocí přístrojů SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared), NACO (NAOS–CONICA, Nasmyth Adaptive Optics System–COude Near Infrared CAmera) a nakonec GRAVITY na VLTI umožnil poprvé přímým měřením prokázat Schwarzschildovu precesi (relativistické stáčení přímky apsid) v okolí centrální černé veledíry Mléčné dráhy. Z měření vychází hmotnost ČVĎ na ~4,26 MM_⊙, velká poloosa dráhy S2 ~125 mas (tisícin ″), excentricita 0,88 a oběžná doba 16,05 r. Hodnota Schwarzschildovy precese činí 12′ na jeden oběh! Kromě dalšího potvrzení platnosti Einsteinovy obecné relativity měření odhalila, že uvnitř dráhy S2 se nenachází žádné další těleso s hmotností ≥ 0,1 % hmotnosti centrální veledíry, resp. pokud se tam nachází další kompaktní objekt, musí mít hmotnost ≤ 1 kM_⊙.

F. Peißker, A. Eckart a M. Parsa sledovali dráhu hvězdy S62 pomocí Keckova dalekohledu (W. M. Keck Observatory, Mauna Kea, USA, Havaj; ⌀ 2×10 m, 4,1 km n. m.) po průchodu hvězdy S2 jejím pericentrem dráhy. V archivech zobrazovačů NACO a SINFONI dohledali dřívější pozorování mezi lety 2002–2018 a z dat odvodili oběžnou dobu ~9,9 r. Ze skupiny S–hvězd v okolí centrální veledíry Galaxie šlo o nejkratší známou stabilní dráhu. Při průletu pericentrem se S62 pohybuje rychlostí ~10 % c! Z dráhového řešení autorům vyšla hmotnost ČVĎ (4,15 ±0,6)×10⁶ M_⊙.

Stejný tým (F. Peißker aj., členem týmu je i M. Zajaček) následně zveřejnil pozorování jedné z nově objevených hvězd skupiny S–hvězd s označením S4711, která má oběžnou dobu jen ~7,6 r a pericentrum dráhy vzdálené pouze 144 au od centrální veledíry. Odhad hmotnosti S4711 vychází na ~2,2 M_⊙. Objev dalších hvězd (S4712–S4715) v úhlové vzdálenosti ≤ 120 mas a značně excentrickými drahami (e ≳ 0,95) od centra ukazuje, že ve skupině pravděpodobně existuje větší množství slabých hvězd s krátkými oběžnými dobami. Zlepšující se možnosti pozorování těsného okolí centra Galaxie ze skupiny činí vynikající gravitační laboratoř.

L. Iorio na zjištěné parametry drah hvězd S62, S4711 a S4714 aplikoval předpovědi efektu Lenseovy–Thirringovy precese (relativistické stáčení délky vzestupného uzlu dráhy). Výsledky ukázaly, že ze známých hodnot vychází v numerickém modelu správné hodnoty pouze tehdy, pokud je orientace momentu hybnosti centrální černé veledíry přesně shodná se směrem našeho pohledu. To je podezřelé, proto autor propočítal model pro různé orientace rotace ČVĎ a zjistil možné rozsahy relativistických poruch drah hvězd. Kromě stáčení délky vzestupného uzlu rotující ČVĎ ovlivňuje také sklon dráhy a argument pericentra, jde vlastně o jakousi analogii precese pro celou dráhu hvězdy – představte si prostorovou variantu oblíbené obkreslovací kratochvíle Inspiro. Hodnoty relativistických změn v modelech se pohybují v rozmezí 0,3÷14″/r; čím menší je hmotnost hvězdy, tím silnější efekt. Současné přesnosti určení hmotností zatím nejsou dostatečné, aby bylo možné určit, která orientace osy momentu hybnosti ČVĎ je nejpravděpodobnější. Výhoda je, že oběžné doby hvězd jsou krátké, takže už za několik let bychom mohli získat lepší představu.

G. Fragione a A. Loeb se z orientace dříve známých a nově objevených S–hvězd pokusili odvodit spin centrální černé veledíry. Za předpokladu, že celá skupina S–hvězd se na svých drahách nachází kratší dobu, než aby unášení prostoročasu v okolí ČVĎ ovlivnilo rozložení jejich momentu hybnosti, autorům vychází hodnota spinu ≲ 0,1. Předpoklad je rozumný, odhad stáří S–hvězd je 10÷100 Mr a za tuto dobu unášení prostoročasu dokáže ovlivnit momenty hybnosti jen u těch nejbližších hvězd.

B. Ali aj. zpracovali všechny známé dráhy S–hvězd (39 ks) a všechny známé vlastní pohyby S–hvězd (73 ks). Kdyby se jednalo o náhodný shluk hvězd, měly by mít parametry jejich drah rozložení blízké normálnímu. Tomu se skutečné rozložení parametrů vůbec nepřibližuje: dráhy S–hvězd jsou z velké většiny soustředěny ve dvou tenkých discích, které jsou vůči nám natočené téměř přesně hranou. Disky mají sklon ±45°, přičemž v jednom hvězdy obíhají proti směru hodinových ručiček (vektor momentu setrvačnosti míří do galaktické severní polokoule), zatímco ve druhém obráceně. Autoři navrhují hypotézu, že se jedná o důsledek dráhové rezonance vyvolané vlnou tvorby hvězd před 6 Mr, při níž vznikly mladé horké trpasličí hvězdy. Druhé možné vysvětlení je, že se jedná o pastýřský jev způsobený kompaktní hvězdokupou IRS 13.

M. Zajaček aj. přišli s možným vysvětlením zcela abnormálního rozložení spektrálních typů S–hvězd – ve skupině se vyskytuje nadbytek mladých horkých hvězd typu O a/nebo B a Wolfových–Rayetových hvězd. Obří hvězdy pozdních typů (červení obři, veleobři, hvězdy asymptotické větve) ovšem zcela nechybí, jejich poměrné zastoupení odpovídá průměru v oblasti širšího centra Galaxie. Autoři proto přišli s nápadem, jak mohou pozdní typy hvězd v okolí centrální černé veledíry omládnout. Relativistický výtrysk, který je aktivní poslední ≥ 1 Mr, totiž na atmosféry pozdních obřích hvězd působí jako pískovací tryska, pokud se jí připletou do cesty. Autoři odhadli, že výtrysk je schopen ve vzdálenosti ≤ 0,04 pc z vláčné atmosféry obří hvězdy obrušovat látku s výkonem ~10³⁴÷10³⁷ W; ve větších vzdálenostech se zase uplatňuje tření s mezihvězdnou látkou a svrchní vrstvy hvězd ještě při průletech pericentry cuchají slapové síly. Vše dohromady dokáže po několika tisícovkách průletů hvězdy výtryskem snížit její absolutní magnitudu o ~2÷3 mag.

5.4. Místní soustava galaxií

G. Pietrzyński aj. zveřejnili výstupy projektu Araucaria, který po dobu 20 let přístroji observatoře Evropské jižní observatoře na La Silla (ESO; Chile, 2,4 km n. m.) sledoval 20 pečlivě vybraných zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu (LMC). Cílem bylo co nejpřesnější určení vzdáleností jednotlivých dvojhvězd. Autoři odvodili empirický vztah 9,298 4×R(R_⊙)/𝜑(mas), kde poloměry složek lze odvodit z modelů radiálních rychlostí a světelných křivek a úhlový průměr 𝜑 lze pro vhodné spektrální typy hvězd získat ze vztahů svítivost–barva. Vzdálenost celé skupiny dvojhvězd (a střední vzdálenost LMC) autoři určili s přesností ≤ 1 %. Metoda je použitelná pro příslušné spektrální typy složek do vzdálenosti ≲ 1 Mpc od nás a autoři doufají, že přispěje k lepší kalibraci jednotlivých příček kosmického žebříku vzdáleností a vyjasnění problému s určením Hubbleovy konstanty H₀ (viz kap. Hubble trouble loňské Žně objevů LIV.).

D. Graczyk aj. provedli podobný výzkum u zákrytových dvojhvězd Malého Magellanova mračna (SMC) v archivních datech přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). V tomto případě se podařilo dosáhnout přesnosti určení vzdálenosti SMC kolem 2 % – vzdálenost jádra galaxie od nás je (62,44 ±0,47 stat. ±0,81 sys.) kpc, přičemž největší rozdíl vzdáleností mezi dvojhvězdami navzájem je ~10 kpc. Vedlejším výsledkem práce je potvrzení existence kulového jádra galaxie, které obsahuje do vzdálenosti ≤ 1,5 kpc od centra ≥ 40 % mladých a středně starých hvězd.

A. M. Jacyszyn-Dobrzeniecka aj. ve dvou publikacích zveřejnili analýzu vzdáleností dvou skupin hvězd v tzv. Magellanově mostu, proudu hvězd mezi oběma trpasličími galaxiemi. První skupinou byly cefeidy (10 klasických a 13 atypických), druhou skupinou hvězdy typu RR Lyrae. Prostorové rozložení cefeid ukazuje, že se pohybují pryč od obou galaxií; jejich stáří ≤ 300 Mr potvrzuje hypotézu, že se utvořily až v Magellanově mostu po posledním blízkém přiblížení obou mračen. Atypické cefeidy jsou rozprchlé dále od sebe a naznačují, že za mostem se nachází ještě jeden, který přes první nevidíme. U hvězd typu RR Lyr je situace ještě komplikovanější. Jejich rozložení v prostoru ještě méně odpovídá představě prostého proudu hvězd mezi oběma galaxiemi. Spíš se jedná o dvě skupiny, které se částečně prolínají. Autoři vycházeli z dat přehlídky OGLE, základní zpracování měření ze sady DR2 družice Gaia jejich výsledky potvrzují.

D. Erkal a V. A. Belokurov modelovali pohyby trpasličích galaxií v okolí obou Magellanových mračen. Pro všechny trpasličí galaxie nejsou k dispozici dobře určené radiální rychlosti, není proto snadné rozhodnout, kolem které galaxie v Místní soustavě skutečně obíhají. Autoři proto provedli pravděpodobnostní výpočty; SMC je satelitem Velkého Magellanova mračna s jistotou. Z nich jednak plyne spodní limit hmotnosti LMC s hodnotou 1,24×10¹¹ M_⊙. Dále se ukázalo, že přítomnost LMC v modelech významně ovlivňuje dráhy trpasličích galaktických oběžnic Mléčné dráhy. Výpočty dále přinesly spodní odhady pravděpodobností, že některé z trpasličích galaxií s přesně neurčenou dráhou jsou satelity LMC. A konečně se ukázalo, že satelitní galaxie LMC jsou při stejné jasnosti o něco menší než satelity Galaxie.

E. Patelová aj. použili data DR2 družice Gaia k modelování drah 18 trpasličích a velmi slabých galaxií v okolí Mléčné dráhy a LMC a SMC. Výpočty v potenciálovém poli všech tří galaxií ukázaly, že oběžnice se dělí do čtyř skupin. První skupinu tvoří stabilní satelity Magellanových mračen, které oběhly ≥ 2× – jde o galaxie Carina 2, Carina 3, Horologium 1 a Hydrus 1. Druhou skupinu tvoří nedávno (před ≤ 1 Gr) zachycené trpasličí galaxie – Reticulum 2 a Phoenix 2. Třetí skupinu tvoří oběžnice Galaxie, které Magellanova mračna vychýlila z dráhy - Sculptor 1, Tucana 3 a Segue 1. Poslední skupinu tvoří stabilní satelity Mléčné dráhy. Na rozdíl od předchozích prací výpočty nepotvrdily gravitační pouto trpasličích galaxií Carina a Fornax k LMC a SMC.

T. Ruiz–Lara aj. modelovali vztahy barva–hvězdná velikost pro hvězdy v okolí Slunce (vzdálenost ≤ 2 kpc) na základě dat DR2 družice Gaia. Modely ukazují tři výrazné a vzájemně ostře oddělené epizody zvýšené tvorby hvězd před 5,7 Gr, 1,9 Gr a 1 Gr. Všechny tři vlny korelují s průlety trpasličí galaxie Sgr pericentrem své dráhy kolem Galaxie – že šlo o průlety pericentrem dokazují jak dráhové simulace, tak pozorované struktury (v podstatě hustotní vlny) v disku Mléčné dráhy i samotné trpasličí galaxii. Zjištění naznačují, že blízké průlety satelitních galaxiích neovlivňují jen vznik spirálních ramen a míchání látky v galaktickém disku, ale také přímo podněcují tvorbu hvězd.

Mléčná dráha a galaxie v Andromedě (M31) jsou nejhmotnější členky Místní soustavy galaxií. Dráhové simulace téměř bez výjimky potvrzují, že galaxie se navzájem obíhají a za několik Gr splynou. R. Schiavi aj. podrobněji propočítali modely splývajících galaxií, v nichž vzali v potaz také chování centrálních černých veleděr obou hvězdných ostrovů. Modely souhlasí s odhadem, že k nejbližšímu přiblížení obou galaxií dojde za ~4,3 Gr. K jejich splynutí ovšem dojde později, než ukazovala většina dosavadních modelů - až v následujících asi 10 Gr. Přesný čas splynutí je velmi citlivý na mnoho parametrů, což je možná důvod, proč předchozí modely udávaly kratší dobu. Zajímavé je, že jakmile se obě galaxie spojí do „Mléčnomedy“ (po vzoru angl. Milkomeda), černé veledíry se navzájem rychle vyčenichají a během ≤ 16 Mr splynou do jedné.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

Chemické složení galaxií může napovědět o jejich historii jako celku. Např. vysoké zastoupení kulových hvězdokup s nízkou metalicitou ve vnitřním halu galaxie naznačuje, že galaxie obsahuje materiál z jiných galaxií, který se promíchal s již přetvořenou látkou mladších populací hvězd. A. Villaumeová aj. zaměřili pozornost několika přístrojů na galaxii M87 a získali gradienty metalicity jak pro populace polních hvězd (tj. jednotlivých hvězd ve viditelném disku galaxie), tak pro 322 rozlišitelných kulových hvězdokup. Rozložení chemického složení polních hvězd koreluje s vlastnostmi hvězdokup s vyšší metalicitou, vnitřní halo obsahuje málo metalické hvězdokupy, které však pravděpodobně vznikly přímo v M87. Vnější halo má nadbytek málo metalických hvězdokup, který svědčí o nedávném pohlcení trpasličích galaxií. Raná málo kovová látka s mírným nadbytkem hélia má ve skutečné M87 převahu proti simulacím; to může být nepřesnost vývojových simulací, anebo pozůstatek dávného pohlcení satelitních galaxií. Potřebujeme zlepšit výpočty i napozorovat chemická složení dalších srovnatelných galaxií.

L. Titarčuk aj. si všimli korelace mezi strmostí rentgenového spektra a rychlostí akrece látky aktivního galaktického jádra u galaxií 3C 454.3 a M87. Autoři použili archivní data družic Chandra, Swift, Suzaku, BeppoSAX, ASCA a RXTE a vytvořili semianalytický model závislosti sklonu spektra na rychlosti krmení centrální veledíry. Kalibrace na dalších aktivních galaxiích s nezávisle odvozenými hmotnostmi ČVĎ umožnila odhadnout hmotnosti center i u zkoumaných dvou galaxií. Centrální ČVĎ galaxie 3C 454.3 má hmotnost ~3,4 GM_⊙. V případě M87 vychází hmotnost na ~56 MM_⊙, což je o ≥ 2 řády nižší odhad, než plyne z pozorování celoplanetárním interferometrem Event Horizon Telescope. Proč, zatím není jasné.

W. Kollatschny aj. zaměřili pozornost na aktivní jádro galaxie NGC 6240, které bylo už delší dobu v podezření, že v něm obíhají dvě černé veledíry. Důmyslné zkombinování archivních dat, rádiové interferometrie z VLBA (Very Long Baseline Array, 10 radioteleskopů v USA + Havaj) a MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network, Velká Británie; 7 radioteleskopů, nejdelší základna 217 km, rozsah frekvencí 0,151÷24 GHz) a zobrazovače MUSE (VLT) přineslo objev, že aktivní jádra jsou ve skutečnosti tři v oblasti ≤ 1 kpc. Jižní jádro tvoří dvě ČVĎ, vzdálené jen ~198 pc od sebe. Severní ČVĎ má hmotnost ~360 MM_⊙, jižní dvojice ~710 MM_⊙ a ≥ 90 MM_⊙. Všechny tři veledíry splynou v jednu během následujících několika stovkách milionů let. Systém je v blízkém vesmíru velmi vzácný a patrně je výsledkem neobvyklého splynutí tří galaxií v jednu.

NGC 4993 je čočková galaxie, která obsahuje několik soustředných obálek hvězd a prachu ve vzdálenostech po několika pc od centra. Také jde o hostitelskou galaxii, v níž došlo ke splynutí dvou neutronových hvězd, které jsme poprvé v historii zaznamenali jak pomocí elektromagnetického záření, tak gravitačním vlněním (GW170817). Obálky jsou pravděpodobně důsledkem nedávného splynutí NGC 4993 s menší galaxií. I. Ebrová aj. zpracovali archivní data z HST a modelovali vývoj obálek v gravitačním potenciálu galaxie. Z modelů plyne, že ke splynutí došlo nejpozději před 200 Mr a nejdříve před 600 Mr; nejpravděpodobnější je hodnota ~400 Mr. Tento čas klade spodní omezení na stáří neutronové dvojhvězdy – splynutí galaxií zastaví tvorbu nových hvězd, a kompaktní dvojice tedy musela vzniknout dříve. Autoři odhadují pravděpodobnost, že neutronová dvojhvězda pocházela ze spolknuté galaxie, je ~30 %.

S. Mondal aj. zpracovali data družic Chandra a XMM–Newton pro velejasný rentgenový zdroj NGC 5055 X–1, jehož zářivý výkon dosahuje ~2,32×10³³ W. Nejvíce energie zdroj vyzařuje v oblasti 0,3÷3 keV. Autoři modelovali systém jako černou díru střední hmotnosti s tenkým akrečním diskem a hledali vhodnou kombinaci parametrů. Světelné křivky zdroje nejeví žádnou podstatnou proměnnost, stejně tak se v čase nemění tvrdost nebo sklon spektra. Modely upřednostňují tenký akreční disk, který zásobuje centrální ČĎ přítokem látky rychlostí nad Eddingtonovou hranicí, přičemž teplota disku směrem ke středu klesá. Rentgenové záření je pravděpodobně kolimováno opticky tlustou látkou ve výtrysku.

Splynutí mladých prachových galaxií vede k překotné tvorbě hvězd v nově ustavené galaxii, a to jak v oblasti centra, tak v disku. T. Michiyama aj. spojili možnosti mikrovlnné observatoře ALMA s vynikajícími vlastnostmi zobrazovače MUSE a zaměřili se na galaxii NGC 3256, která je nedávno vytvořeným slepencem (nejméně) dvou původních galaxií. Vizuální, resp. blízká IR pozorování odhalila silnou tvorbu hvězd v disku, zatímco pozorování v čáře H40ɑ (99,02 GHz) ukázala totéž v jádru galaxie. Kombinací měření autoři odvodili míru rychlosti tvorby hvězd na (49 ±2) M_⊙/r, přičemž jádro zodpovídá za ~34 % a disk za ~66 %. Zevrubná analýza snímků disku ukazuje, že se plynem v něm šíří rázové vlny, což pravděpodobně znamená, že za vybuzení tvorby hvězd v disku není zodpovědné přímo splynutí galaxií, ale až jím vyvolané šokové hustotní vlny.

Jednou z příček kosmického žebříku vzdáleností je určení špičky větve červených obrů v H–R diagramu hvězd dané galaxie. W. L. Freedmanová aj. získali kalibrační data pro červené obry v LMC a SMC, jejichž vzdálenost je spolehlivě určena jinými metodami (viz předchozí kap.). Autoři do kalibrací započetli vliv extinkce a červenání, jež porovnávali se stejnými jevy pro kulové hvězdokupy Mléčné dráhy. Přesnost měření musí být co největší, neboť se stanovuje délkový etalon, s nímž se budou porovnávat vzdálenosti dalších galaxií. Autoři z kalibrace vyvodili vlastní hodnotu Hubbleovy konstanty H₀ = (69,9 ±0,8 stat. ±1,7 sys.) km/s/Mpc.

R. Bouwens aj. zamířili mikrovlnnou observatoř ALMA na Hubbleovo ultrahluboké pole (UDF), kde se nachází 1 362 identifikovaných galaxií v rozmezí červeného posuvu z ~1,5–10. Autoři zjistili, že ALMA dokáže galaxie detekovat pravděpodobněji s rostoucí hmotností hvězd - galaxii o hmotnosti 1 GM_⊙ v UDF nevidí vůbec, galaxií s hmotností ≥ 10 GM_⊙ vidí ~85 %. Pomocí skládání expozic přes sebe je možné vytvořit celkový slabý obraz pozadí málo hmotných galaxií, z něhož autoři odvodili, že míra tvorby hvězd v těchto galaxiích musí být ≤ 0,6 M_⊙/r. Hmotnější (≥ 10^9,5 M_⊙) galaxie s nadbytkem záření v IR oblasti splňují známý empirický vztah mezi mírou tvorby hvězd a hmotnostní hvězdné složky galaxie a míra tvorby hvězd v nich dosahuje ~7÷28 M_⊙/r.

O. G. Kašibadzeová aj. použili 1 537 galaxií z kupy v Panně s radiálními rychlostmi ≤ 2,6 Mm/s v oblasti ≤ 20° (resp. 30°) kolem M87, z nichž vybrali 398 uzavřených v kouli o průměru ~17 Mpc. Cílem bylo z hustotních profilů a rozptylu radiálních rychlostí odvodit viriálovou hmotnost celé kupy. Model ukázal nejrychlejší padání galaxií podél jižního výběžku (Virgo Southern Extension), který je jakousi galaktickou obdobou proudů hvězd, které známe z Mléčné dráhy. Odvozená viriálová hmotnost činí (6,3 ±0,9)×10¹⁴ M_⊙, což souhlasí s odhady na základě kinematických pohybů vzdálených galaxií v kupě. Autoři upozorňují, že okrajové oblasti kupy neobsahují podstatné množství skryté látky.

N. Neumayerová aj.shrnuli současné poznatky o centrálních galaktických hvězdokupách – obdobách skupiny S–hvězd v jádru Galaxie. Vlastnosti centrálních hvězdokup podstatně závisí na vlastnostech mateřské galaxie; klíčovým parametrem se jeví její hmotnost. Charakter centrálních hvězdokup se láme na hmotnosti galaxie ~1 GM_⊙. U galaxií s menší hmotností jsou centrální hvězdokupy vytvořené primárně z kulových hvězdokup, které třením dospirálovaly do jádra galaxie. U galaxií s větší hmotností tvoří většinu v centrální hvězdokupě hvězdy, které se vytvořily přímo na místě z neustále přitékajícího materiálu. Zajímavé jsou interakce centrálních hvězdokup s černými veleděrami, které způsobují spektakulární jevy jako slapové trhání hvězd, vystřelování hvězd velkými rychlostmi do prostoru a splývání kompaktních objektů. Autoři také podporují hypotézu, že nemalá část centrálních hvězdokup končí po splynutí původní mateřské galaxie s podstatně hmotnější galaxií v halu nově vytvořeného slepence.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Dlouho se předpokládalo, že hmotné diskové galaxie (jako je Mléčná dráha) se ve vesmíru začaly tvořit až v pozdním období. Nedávné pokroky numerických simulací přinesly odhalení, že pokud se někde nachází dostatečné množství chladné látky, může velká disková galaxie vzniknout postupnou akrecí této látky a splýváním menších galaxií do větších. M. Neeleman aj. objevili emisní čáry na vlnové délce 158 µm, která odpovídá ionizovanému uhlíku, v galaxii s červeným posuvem z ~ 4,26. Pozorování na všech vlnových délkách ukázala, že záření plynu přichází z oblasti chladného a prašného disku, rotujícího rychlostí ~272 km/s. Odhad hmotnosti plynu v disku autorům vyšel na ~72 GM_⊙. Jde o první potvrzení chladného hmotného galaktického disku v době, kdy byl vesmír jen ~1,4 Gr starý. Zda disk vznikl akrecí plynu nebo splynutím více menších galaxií, není jasné; poněkud záhadná je vysoká rotační rychlost, se kterou se numerické simulace autorů nedokázaly popasovat.

Tvorba hvězd v galaxiích dosáhla maxima v období ~2,5÷4,5 Gr po vzniku vesmíru a pak následoval pokles rychlosti nejméně o řád. Ačkoli se v posledních desetiletích objevily různé hypotézy, skutečnou příčinu stále neznáme. A. Chowdhury aj. zamířili jednu z největších současných radioobservatoří GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope, Pune, Indie; 30× ⌀ 45 m, nejdelší základna 25 km, rozsah frekvencí 50÷1 500 MHz) na ~7,5 tis. galaxií, jejichž vzdálenost od nás je známá díky měření červeného posuvu a v nichž probíhá tvorba hvězd. Záření v čáře H I (vln. délka 21 cm) z vybraných galaxií vyletělo v období 4,4÷7,1 Gr po velkém třesku (z ≈ 1–3). Autoři dokázali odvodit průměrnou hmotnost atomárního plynu v galaxiích a určit poměry hmotností mezi plynem a hvězdnou složkou. Ukázalo se, že tehdejší galaxie obsahovaly ~2,5× víc plynu než současné galaxie v našem okolí. Jde o další potvrzení hypotézy, že za poklesem tvorby hvězd stojí nedostatečný přísun atomárního plynu z mezigalaktického prostředí - tvorba hvězd po zastavení přítoku ještě nějakou dobu (~1 Gr) probíhá, ale nakonec se výrazně zpomalí.

T. Yuan aj. zkoumali prstencovou galaxii s červeným posuvem z ≈ 2,19. Prstencové galaxie vznikají při přímých srážkách galaxií, kdy srážka v disku prolnuvších se galaxií vyvolává hustotní vlny, šířící se paprskovitě od centra. V blízkém vesmíru jsou prstencové galaxie poměrně vzácné a ve vzdáleném vesmíru ještě vzácnější, alespoň co se týče pozorování. Autoři u galaxie R5519 zjistili hmotnost srovnatelnou s Mléčnou dráhou, poloměr hvězdné složky má však 1,5–2,2× větší a hvězdy se v ní tvoří 50× rychleji než v Galaxii. Autoři soudí, že před ~10,8 Gr byly prstencové galaxie přibližně stejně četné jako nyní a že jich vidíme méně, je výběrový efekt. Je totiž možné, že co u některých raných galaxií považujeme za mohutnou příčku, je ve skutečnosti jiný projev přímé srážky dvou galaxií.

Během prvních miliard let vesmíru byly čerstvě narozené galaxie něco jako stroje na výrobu hvězd - z prvotního plynu tvořily hvězdy někdy až neuvěřitelným tempem. B. Forrest aj. objevili galaxii XMM–2599 s červeným posuvem z ≈ 3,5, jejíž světlo k nám letělo ~11,6 Gr. XMM–2599 má hmotnost 3,1^+0,1_−0,2×10¹¹ M_⊙, ale netvoří se v ní žádné nové hvězdy. Aby bylo podle vývojových kosmologických modelů takovou galaxii vytvořit, musela vzniknout během nějakých ~500 Mr šíleným tempem ≥ 1 kM_⊙/r. Potíž s vývojovými modely je, že nedovedou přestat s tvorbou hvězd. Pokud se v případě XMM–2599 jedná o ojedinělý výskyt, pravděpodobné vysvětlení bude, že se vyčerpal okolní plyn a tvorba ustala. Pokud se takových mladých, hmotných, ale neproduktivních galaxií najde víc, budeme muset pátrat po způsobu, který překotnou tvorbu hvězd uhasí (odpovídající anglický termín je galaxy quenching).

F. Leclercq aj. použili zobrazovač MUSE (VLT) k identifikaci halových složek šesti galaxií z Hubbleova ultrahlubokého pole (UDF) v Lymanově čáře ɑ a porovnali je s profily též čáry v jádrech 19 jiných galaxií. Tvar čar halových složek se od jaderných složek galaxií liší, ačkoliv celá spektra jsou si velmi podobná. Šířka čáry Ly–ɑ také koreluje s jasností halové složky galaxie a čím více galaxie září v UV oboru, tím méně symetrická a užší její Ly–ɑ je. Jednotlivé vzorky se mezi sebou příliš liší, aby bylo možné určit příčinu záření – autoři nabízejí výběr z rozptylu na mezigalaktické látce a/nebo fluorescence chladného plynu vytékajícího z galaktického disku.

Rádiové pozůstatky jsou rozsáhlé difúzní zdroje synchrotronového záření, které vznikají (s největší pravděpodobností) v rázových vlnách v mezigalaktickém prostředí po srážkách galaxií. K. Rajpurohit aj. použili inovovanou radioobservatoř GMRT spolu s observatoří VLA (Karl Guthe Jansky Very Large Array, Socorro, Mexiko, 2,1 km n. m.; 21× ⌀ 25 m, nejdelší základna 21 km, rozsah frekvencí 0,074÷50 GHz) a podívali se na rádiový pozůstatek v kupě galaxií 1RXS J0603.3+4214, který má přezdívku „Kartáček na zuby“ (Toothbrush – protože tak opravdu vypadá). Autoři proměřili sklony spektra v rozmezí frekvencí 0,15÷3 GHz a spektrum je přesně mocninné; stejný spektrální index mají i jednotlivé podoblasti Kartáčku na zuby. V druhé práci stejný tým použil radioteleskopy v Effelbergu a na Sardínii a došel ke stejným výsledkům. Také v pásmech 14,25 a 18,6 GHz je sklon spektra stejný a spektrální index má hodnotu (−1,16 ±0,03). Záření na vyšších frekvencích je mírně polarizované, zatímco frekvence ≤ 8 GHz jsou zcela depolarizované. Záření směrem k nám prochází mezigalaktickým prostředím s turbulentním magnetickým polem, které polarizaci účinně potlačuje (Faradayova depolarizace).

F. de Gasperin aj. na Kartáček na zuby použili soustavu LOFAR (Low-Frequency Array, Exloo, Nizozemí + síť radioteleskopů v Evropě od Litvy po UK a od Švédska po Itálii) na frekvenci 58 MHz. Měření ukázala, že rádiově zářící oblast sahá do vzdáleností až 800 kpc od současné polohy rázové vlny. To je vzhledem k rychlosti rázové vlny delší, než odpovídá střednímu času ochlazení elektronů. Geometrie soustavy navíc ukazuje, že rázová vznikla ještě ≤ 300 kpc před samotnou srážkou galaxií. To je podle autorů možné vysvětlit opakovaným urychlováním elektronů v turbulencích, vytvořených v mezigalaktickém prostředí.

H. Suh aj. se podívali na poměry hmotností centrálních černých veleděr a jejich mateřských galaxií v průběhu posledních ~10,5 Gr. Použili k tomu středně jasné aktivní galaxie, zářící v rentgenovém oboru z katalogu družice Chandra a projektu COSMOS (COSMic evOlution Survey; 2 □° rovníkové oblohy, pokryté archivy mnoha pozemských i kosmických teleskopů ve všech spektrálních oborech; obsahuje ≥ 2 mil. detekovaných galaxií). Hmotnosti galaxií jsou v rozsahu 10¹⁰–10¹² M_⊙, hmotnosti ČVĎ jsou v rozmezí 10⁷–10^9,5 M_⊙. Kombinace nově určených hmotností s dříve známými hmotnostmi aktivních galaxií i jejich ČVĎ ukázala, že v průběhu času se poměr hmotností ČVĎ / galaxie výrazně neměnil a dá se vyjádřit hodnotou ~0,3 % při všech zkoumaných hodnotách z ≤ 2,5.

M. Aravena aj. publikovali výsledky průzkumu 35 prašných galaxií, detekovaných v datech mikrovlnné observatoře ALMA v rámci přehlídky ASPECS (ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field). Autoři přidali data dalších 26 galaxií ze svých dřívějších pozorování a vytvořili základní statistiku slabých dávných galaxií. Medián hmotnosti má hodnotu 48 GM_⊙ a míry tvorby hvězd ~30 M_⊙/r. Prostřední kvartily mají rozsah hmotností 24÷117 GM_⊙ a míru tvorby hvězd 20÷50 M_⊙/r. 59 % galaxií má metalicitu odpovídající míře tvorby hvězd (±0,4 dex), 6 % má metalicitu vyšší a 34 % nižší. Směrem do minulosti, tj. s rostoucím z v galaxiích stoupá poměr plynu a hvězdné složky, ale platí to jen pro ty, u nichž míra tvorby hvězd koreluje s hmotností plynné složky. Galaxie s nedostatkem plynu jsou v rozsahu z ≈ 1–3 nedostatečně prozkoumaným druhem, z aktuálních dat se zdá, že se jejich vlastnosti v průběhu času téměř nemění.

J. Ren aj. vybrali z dat přehlídky COSMOS 461 splývajících galaxií s hmotností ≥ 10^9,5 M_⊙ ve vzdálenostech odpovídajících z ≈ 0,2–1, u nichž se vyskytuje dlouhý slapový ohon. Ohon je proud hvězd, případně i mezihvězdné látky, vytržený z některé ze splývajících galaxií – Magellanův most je malou verzí takového ohonu. Dlouhé slapové ohony ve vzorku autoři rozdělili do tří skupin: rovné (~41 %), zahnuté (~47 %) a chocholy (~12 %). Většina galaxií už je v pokročilém stupni splývání, jen ~31 % má projektovanou vzájemnou vzdálenost ≥ 20 kpc. Autoři upozorňují, že relativně velký počet rovných ohonů je podezřelý; jistě jsou některé ve skutečnosti zahnuté a rovné se pouze zdají, ale i tak je procento vysoké. Autoři identifikovali 156 formujících se slapových trpasličích galaxií (TDG, tidal dwarf galaxy), tzn. že ~36 % splynutí galaxií vytvoří TDG. TDG vznikne tak, že se ohon opožďuje za vznikajícím slepencem původních galaxií a svinuje se do samostatné trpasličí galaxie. Ta je stále chycená v gravitačním poli slepence a nakonec s ním také splyne. Hmotnosti pozorovaných TDG jsou v rozsahu 10^7,5÷10^9,5 M_⊙ a obecně pro ně platí, že mají malou plošnou jasnost. Autoři odhadují, že ~5 % trpasličích galaxií pozorovaných v blízkém okolí má původ ve slapovém ohonu.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

Nedaleká rádiová galaxie Centaurus A patří mezi aktivní galaxie, které jsou velmi jasné v rádiovém oboru. Většina těchto galaxií má kolimované relativistické výtrysky, které sahají vysoko nad a pod rovinu galaxie a které jsou poháněné akrecí látky na centrální černou veledíru. Některá z těchto aktivních jader září kromě rádiové také v rentgenové oblasti spektra a o původu rentgenového záření se stále vedou spory. Tým projektu H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System, Namibie; 4× ⌀ 12 m + 1× ⌀ 28 m, 1,8 km n. m.) publikoval práci (H. Abdalla aj., 225 spoluautorů), v níž oznámil pozorování výtrysku Cen A v oblasti TeV energií kosmických částic. Rentgenové záření pozorované intenzity může vznikat dvěma způsoby: buď inverzním Comptonovým rozptylem (IC) na fotonech mikrovlnného záření kosmického pozadí, anebo synchrotronovým zářením. Vysvětlení pomocí IC vyžaduje, aby výtrysk Cen A zůstával do velkých vzdáleností (≥ 1 Mpc) relativistický a úzce kolimovaný (navíc velmi blízko směru k nám). Vysvětlení pomocí synchrotronového jevu zase potřebuje, aby elektrony měly ukrutně relativistické energie ≳ 50 TeV. Protože se takové energie dosud nikomu nedařilo detekovat, resp. nebylo možné v takových energiích „pozorovat“ výtrysk Cen A, převládal názor, že za rentgenové záření je v tomto případě zodpovědný IC. Objev proto autoři interpretují jako klíčový argument pro synchrotronové záření. Uvidíme, co přinesou další pozorování, zastánci IC se jistě snadno nevzdají.

22. září 2017 zaznamenala neutrinová observatoř IceCube (IceCube Neutrino Observatory, 5 160 digitálních fotonásobičů na 86 strunách, hloubka ≥ 1,45 km pod povrchem, objem ≥ 1 km³; Amundsenova–Scottova stanice, Jižní pól, Antarktida) neutrino s vysokou energií, které přiletělo z oblasti obsahující blazar TXS 0506+056, jenž ve stejné době mohutně zjasněl v rádiové oblasti. E. Ros aj. se na blazar zaměřili 2 a 8 měsíců po události s využitím interferometrické observatoře VLBA na frekvenci 43 GHz. Zdroj vykazuje dobře rozlišitelné jádro a zpočátku úzce kolimovaný výtrysk, který se v úhlové vzdálenosti ~0,5 mas (projektovaných ~35÷70 pc) začíná rozšiřovat. Blazar po celou dobu sledování zjasňoval, zvyšoval se nejen tok záření, ale i jeho hustota. Jádro se během půl roku zvětšilo, takže teplota záření přes zvýšení jasu poklesla. Výtrysk v nejbližší ~1 mas vykazoval známky zpomalování a vznik bublin a pouzdrových struktur.

N. Fraija aj. prošli archivy neutrinových observatoří a zjistili, že TXS 0506+056 zvýšilo neutrinový tok již v období září 2014–březen 2015. Přísun neutrin tehdy ovšem nedoprovázelo zvýšení aktivity v elektromagnetickém záření. To představuje problém pro dosavadní modely, jak blazary produkují záření o vysokých energiích zároveň s nadbytkem neutrin. Autoři hledali možné vysvětlení a přišli s hypotézou, že za zvýšením toku neutrin stojí anihilace elektron–pozitronových párů, z níž pozorujeme nikoli vytvořené záření (to odejde náhodným jiným směrem než k nám), ale důsledek interakce tohoto odlétajícího záření s protony, které letí relativistickými rychlostmi ve výtrysku. Model interakce vytváří neutrina s energiemi ~10÷20 TeV v souhlasu s pozorováním a také generuje slabé záření γ. Autoři odhadují, že plánované družice pro pozorování v γ oboru by mohly být schopny toto záření zachytit.

Problému s chybějícím elektromagnetickým zářením při zvýšení neutrinové aktivity TXS 0506+056 se věnovali také O. de Bruijn aj., kteří nabídli vysvětlení v podobě dvojice černých veleděr, které (ještě) nejsou v režimu spirálování do závěrečné srážky, ale každá z nich zásobuje okolní rozsáhlý oblak (mezi)hvězdné látky relativistickým výtryskem, který kvůli precesi opisuje povrch kužele. Když jsou ČĎ různě hmotné a orientace precesního kužele hmotnější hvězdy vhodně situovaná vůči směru k nám, lze pozorovaný opakovaný signál vysvětlit prostřednictvím geometrického uspořádání - výtrysk generuje vždy neutrina i elektromagnetické záření, ale protože záření je úzce směrované, zatímco tok neutrin všesměrový, v konkrétních případech vidíme pouze zvýšení toku neutrin. Autoři zdůrazňují, že platnost hypotézy by měla být schopna prověřit již příští generace detektorů gravitačních vln (Laser Interferometer Space Antenna).

P. Giommi aj. oznámili pravděpodobnou identifikaci směru příletu velmi energetického neutrina IceCube 200107A s rentgenovým zdrojem 3HSP J095507.9+355101. Klasický blazar se nachází ve vzdálenosti odpovídající červenému posuvu z ≈ ~0,56. Charakter rentgenového záření se liší od TXS 0506+056 - je proměnné a má velmi tvrdé spektrum. Autoři předpokládají, že neutrina vznikají fotopionovým procesem (pπ). Ten ve skutečnosti vyžaduje velmi přesné vyladění parametrů, mj. relativistické protony ve výtrysku blazaru musejí mít energii ≥ 150 PeV (!) a při jejich vzniku by se mělo vytvářet také záření γ s energií ~39 GeV (které nevidíme). Nelze vyloučit, že jde o náhodu; abychom mohli potvrdit nebo vyloučit některou z hypotéz, jak neutrina v blazarech vznikají, potřebujeme buď citlivější aparatury, anebo delší souvislou dobu pozorování.

V. M. Larionov aj. mezi lety 2008–2018 pozorovali blazar 3C 279 v celém rozsahu elektromagnetického spektra od záření γ po rádiové vlny. Autoři zkompilovali data z programu WEBT (Whole Earth Blazar Telescope, konsorcium výzkumníků aktivních galaktických jader), družic Fermi a Swift a radioobservatoře VLBA. Zjasnění v rentgenovém oboru se zpožděním ≤ 3 h kopíruje změny jasnosti v záření γ, což potvrzuje, že oba druhy záření vznikají ve stejné oblasti. Směrem do větších vlnových délek se zpoždění variací postupně zvětšuje a světelná křivka je v různých rádiových pásmech odlišná. To naznačuje, že záření s nižšími frekvencemi vzniká v odlišných místech relativistického výtrysku. Polarizace rádiového záření ukazuje, že přichází z oblasti s magnetickým polem ve tvaru rozšiřující se šroubovice.

D.–W. Kim aj. zpracovali pozorovací data z různých spektrálních oborů pro blazar 3C 273, pořízená mezi lety 2015–2019. Zdroj vytvořil dva záblesky záření γ v letech 2016 a 2017, které byly doprovázené zpožděným zjasněním v milimetrové oblasti. Zpoždění mezi světelnými křivkami v energetické části spektra (rentgen, γ) a rádiovým oborem činilo 105÷112 d. Snímky na frekvenci 43 GHz v době obou záblesků γ potvrdily šířící se turbulence v relativistickém výtrysku. S. Fernandes aj. se témuž blazaru věnovali také a v archivních datech objevili, že světelné křivky v optickém oboru (filtr V) a rádiovém pásmu 15 GHz byly po období 2009–2012 přesně v protifázi, což autoři interpretují jako materiál vnitřního okraje akrečního disku padající do černé díry, následovaný vyvržením do výtrysku.

S. Jeram aj. oznámili objev mimořádně jasného kvasaru 2MASS J13260399+7023462 s červeným posuvem z = 2,889. Objev je dílčím výsledkem kombinace dat družic Gaia a WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer, NASA, start XII 2009, ~490 km n. m., slunečně synchronní polární dráha) za účelem identifikace jasných kvasarů se z ≥ 2. Zdroje s takovým červeným posuvem z mají tu výhodu, že Lymanův les spektrálních čar je dostupný pozemským přístrojům. Objevený kvasar je 16. nejjasnějším vzdáleným objektem a autoři odhadují hmotnost centrální černé veledíry na (2,7 ±0,4)×10¹⁰ M_⊙. Následná pozorování pomocí HST potvrdila, že záření zdroje není zesílené gravitačním čočkováním.

F. J. Selman aj. šťastnou náhodou při ověřování hvězdy WD 0308–565 coby spektrofotometrického standardu pro zobrazovač MUSE objevili kvasar s červeným posuvem z = 3,68. Bolometrický zářivý výkon zdroje je 1,57×10⁴⁰ W a hmotnost černé veledíry autoři odhadují na 2,5 GM_⊙. Poloha kvasaru blízko standardní kalibrační hvězdy je cenná, protože v následujících letech získá opakovaná pozorování z mnoha optických a IR přístrojů.

G. A. Chorunžev aj. publikovali následná pozorování, která ověřila, že dva nejvzdálenější rentgenové zdroje, které objevil teleskop eROSITA na palubě družice Spektr–RG, jsou kvasary s červeným posuvem z = 3,878 a 4,116. Oba zdroje jsou v pásmu 2÷10 keV mimořádně jasné - zářivý výkon odpovídá ~10³⁸ W. eROSITA identifikovala hned v první přehlídce ~7 tis. rentgenových zdrojů, očekávejme další rekordy.

M. Mignoli aj. zamířili zobrazovač MUSE na VLT na kvasar SDSS J1030+0524 s červeným posuvem z = 6,31. Aktivní galaktické jádro obsahuje černou veledíru o hmotnosti ~1 GM_⊙. Autoři potvrdili, že v okolí zdroje existuje spektroskopicky rozlišitelná struktura, která má projektovanou vzdálenost 5÷15 Mpc. Autoři odhadují, že kontrast hustoty v dané oblasti má hodnotu 1,5–2. Kontrast hustoty je poměr gradientu hustoty a hustoty v daném místě, občas se pro něj používá termín „přehuštění“ (angl. overdensity). Struktura obsahuje nejméně 6 galaxií, jejichž spektrální profil odpovídá typickým galaxiím v této vzdálenosti. Jde o první případ zaznamenané skupiny galaxií během první miliardy let vesmíru. Mohlo by jít o příznak, že hmotné galaxie s rozsáhlými halovými složkami skryté látky v raném vesmíru existovaly a že jsme je dosud nepozorovali, byl jen výběrový efekt.

Q. Ni aj. zaznamenali prudké zvýšení jasu kvasaru SDSS J1539+3954 v rentgenové oblasti spektra. Zdroj má červený posuv ~1,94 a v září 2019 se jeho jasnost v měkkém pásmu družice Chandra (0,5÷2 keV) zvýšila ≥ 12×, v tvrdém pásmu (2÷8 keV) ≥ 6×. Spektrum kvasaru před zjasněním vykazovalo slabší rentgenové záření proti kvasarům se stejným UV spektrem. Autoři na objekt zamířili dalekohled HET (Hobby–Eberly Telescope, McDonald Observatory, Texas, USA; ⌀ 10 m, 2 km n. m.) s UV spektrografem LRS-2 (Low-Resolution Spectrograph-2), ale ke zjasnění v UV oboru nedošlo. Jako pravděpodobné autoři nabízejí vysvětlení v podobě tlustého akrečního disku, který nám zakrývá přímý pohled na centrální rentgenový zdroj. Kromě výhledu tlustý disk brání také energetickým fotonům v ionizaci atomů plynu v okolí, a proto jsou ve spektru patrné pouze slabé emisní čáry C IV. Proměnnost v rentgenovém oboru pak souvisí se změnami tloušťky disku, kdy i jeho mírné zeslabení může vést k pozorovanému zjasnění. Alternativní vysvětlení může být zesilování záření gravitačním ohybem paprsků, ale tato hypotéza vyžaduje speciální konfiguraci zdroje a disku vůči směru k nám.

Blazar OJ 287 obsahuje v centru dvojici černých veleděr, z nichž menší vyvolává u větší opakovaná zjasnění velmi energetického záření. Teoretická předpověď dalšího vzplanutí na 31. července 2019 vedla k přípravám na přímé sledování, které získalo přízvisko „Eddingtonův záblesk“ při příležitosti stého výročí Eddingtonova pozorování úplného slunečního zatmění na ostrově Príncipe. S. Laine aj. zpracovali data kosmického teleskopu Spitzer z léta 2019 (a začátku téhož roku pro srovnání). Ukázalo se, že oproti předchozímu vzplanutí v r. 2007 je celkový zářivý tok blazaru o něco vyšší (i v klidovém období), ale tvar světelné křivky záblesku je stejný. Nástup zjasnění začal o 4 h později, než udávaly předpovědi. Autoři odhadují, že dvojice černých veleděr vytváří gravitační vlnění s frekvencí v řádu nHz.

J. Won Lee aj. pozorovali OJ 287 v rádiovém oboru s pomocí korejské interferometrické sítě IMOGABA (Interferometric Monitoring of Gamma-ray Bright Active galactic nuclei, Korean VLBI Network, 3× ⌀ 21 m, nejdelší základna 500 km, Jižní Korea) mezi lety 2013–2016. Současná pozorování v pásmech 15, 22, 43, 86, 129 a 255 GHz vynesla objev tří zjasnění trvajících ~50 d a jednoho s přibližně dvojnásobnou délkou. Zjasnění v nižších frekvencích přišlo později než ve vyšších, mezi oběma krajními pásmy činilo zpoždění 7–30 d. Z frekvenční analýzy autoři odhadují sílu magnetického pole zdroje v rozsahu ~0,95÷1,93 mG. Relativistický výtrysk patrně obsahuje víc energie v částicích než v záření.

K. Nilsson aj. se snažili získat obraz mateřské galaxie OJ 287, kterou se doposud nepodařilo spolehlivě rozlišit. Autoři pozorovali v IR filtrech i a K z dalekohledu GTC (Gran Telescopio Canarias, La Palma, Kanárské ostrovy; ⌀ 10,4 m, 2,26 km n. m.) v klidovém období a skutečně se jim podařilo mateřskou galaxii zachytit - data jsou v souladu s představou slabé rané galaxie s magnitudou M_R = −22,5 ve vzdálenosti odpovídající červenému posuvu 0,306. Projektovaný průměr galaxie vychází na (5 ±2) kpc v i, resp. (4 ±3) kpc v K filtru. Primární složka dvojice černých veleděr má na takovou galaxii nadprůměrnou hmotnost ~10^10,3 M_⊙, galaxie samotná se jeví jako průměrná zástupkyně typu BL Lac.

K. Tisanić aj. v rámci příprav pro pozorování budoucí generace radioobservatoří, jako je již vznikající pole SKA (Square Kilometre Array, Jihoafrická republika + Austrálie, plánovaná plocha ≥ 1 km²), vytvořili model rádiového spektra typického aktivního galaktického jádra. Pro rádiové galaxie obecně platí jednoduché pravidlo, že spektrum lze popsat jako mocninné s konstantním sklonem (spektrální index ~0,7). Samozřejmě se jednotlivé zdroje od tohoto průměru liší, ať už sklonem spektra nebo jiným tvarem, ale pro prvotní rozlišení měřených zdrojů taková statistika stačí. Autoři přišli s nápadem vytvořit takové průměrné spektrum pro AGN. Použili pozorování radioobservatoří VLA a GMRT pro zdroje z přehlídky COSMOS a vybrali ty galaxie, které vykazují nadbytek rádiového záření na úrovni ≥ 3 σ oproti modelovému příspěvku tvorby hvězd v galaxii odpovídající velikosti. Data v rozsahu 0,325÷30 GHz pro galaxie se z ≤ 4 ukázala, že typické spektrum AGN je lomené se zlomem na frekvenci (4,1 ±0,2) GHz a spektrálními indexy (0,28 ±0,03) pod bodem zlomu, resp. (1,16 ±0,04) nad ním. Oba indexy mírně rostou s velikostí mateřské galaxie a index pod bodem zlomu je navíc mírně přímo úměrný červenému posuvu z.

K. Nylandová aj. propátrali archiv radioobservatoře VLA s cílem najít nahé kvasary či skrytá aktivní galaktická jádra, které v posledních dvou dekádách zjasnily v rádiové oblasti. Takových zdrojů, které byly klasifikovány jako „rádiově tiché“ v přehlídce FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty–cm, VLA, 1993–2011), ale v současnosti mají rádiový zářivý výkon v hodnotách 10³⁴–10³⁶ W, autoři objevili 14. Proměnnost těchto AGN v pásmu 1,5 GHz se pohybuje od ~100 % po ≥ 2 500 %, ale zářivý výkon v pásmu 3 GHz se příliš nemění. To nejspíš znamená, že změny souvisejí s proměnností samotného zdroje a nejsou vyvolány šířením poruch v okolním prostředí. Autoři upozorňují, že je třeba opustit představu, že „rádiová hlasitost“ AGN je vlastnost, která se během lidského života nemění. Zda byly v raném vesmíru krátkodobé epizody rádiové aktivity galaktických jader běžné, ukáže další průzkum. Zatím lze jen spekulovat, že za takovou krátkodobou proměnností AGN stojí přerušovaná interakce výtrysku centrální černé díry horní střední velikosti s mezihvězdným prostředím.

P. Kroupa aj. modelovali vznik a raný vývoj hmotné černé veledíry v centrální hvězdokupě galaxie v raném vesmíru. Hmotné mladé hvězdy centrální hvězdokupy rychle zemřou a jimi rozmetaný obohacený materiál zvyšuje přítok látky do akrečního disku centrální černé díry hvězdné velikosti. Látky je takové množství, že celá oblast buď přímo zkolabuje do černé díry střední hmotnosti, nebo vznikne druhá černá díra, která s první splyne. Zárodek veledíry vznikne během prvních ~100 Mr. Model dobře reprodukuje rychlý vznik centrální ČVĎ až do hmotnosti hvězdokupy ≥ 10^9,6 M_⊙; když hmotnost centrálního sféroidu klesne pod tuto hranici, kompaktní bumbrlíček se nevytvoří. To představuje problém, neboť v raném vesmíru hmotné ČVĎ pozorujeme i v galaxiích, v nichž rychlost tvorby hvězd nedosahuje parametrů potřebných, aby se podle modelů mohly ČVĎ vytvořit.

M. A. Latif a S. Khochfar modelovali vývoj hvězd populace III, tedy prvotních hvězd vzniklých ze zárodečného materiálu po velkém třesku, a populace II, druhé generace hvězd vzniklých z přetvořeného materiálu. Autoři do modelu zahrnuli kromě působení supernov populace III také rentgenové záření z černé díry střední velikosti (~100 kM_⊙) v galaxii s halem o celkové hmotnosti 2 GM_⊙. Model odhalil, že rentgenové záření na jedné straně na ~12 Mr zastaví tvorbu hvězd populace III, na druhou stranu urychluje vznik molekul H₂, které po uplynuté pauze způsobí populační explozi, v níž vznikne centrální hvězdokupa populace III s hmotností ~500 M_⊙. Zatímco hvězdy populace III vznikají nárazovitě v místech místních zhuštěnin zárodečné látky, hvězdy populace II už se tvoří průběžně. Model končí v čase odpovídajícím z ≈ 16 s galaxií s hvězdnou složkou o hmotnosti 20 MM_⊙ a mírou tvorby hvězd ~0,1÷1 M_⊙/r. Centrální díra během 120 Mr naroste do hmotnosti 1,5 MM_⊙ s průměrnou rychlostí akrece ~0,01 M_⊙/r.

5.8. Kupy a nadkupy galaxií, proluky

Pochopení vlastností a způsobu vzniku interních struktur kup a nadkup galaxií, tj. stěn, vláken a uzlů, jsou klíčové pro porozumění, jak vznikla pavučinová struktura vesmíru. I. Santiagová–Bautistová aj. zpracovali rozložení galaktických kup do vzdálenosti odpovídající z ≈ 0,15 z přehlídky SDSS–DR13 (Sloan Digital Sky Survey, datová sada 13; Apache Point Observatory, Nové Mexiko, USA, 2,8 km n. m.; optický teleskop ⌀ 2,5 m). Vzorek 46 nadkup rozložili do pravidelné krychlové sítě a na data pustili různé algoritmy pro detekci galaxií. Získali ~2,7 tis. systémů (kup a skupin), z nichž 159 je nově objevených, a 144 vláken. Vlákna mají kontrast hustoty ≥ 3, poloměr ~2,5 Mpc a délku 9÷130 Mpc. Galaxie blízko „kostře“, tj. nedaleko středu skupiny nebo osy vlákna, mají o ~25 % větší hmotnost než galaxie na okraji. 70 % galaxií ve vláknech představují rané typy a množství aktivních galaxií (jak aktivních jader, tak galaxií s překotnou tvorbou hvězd) směrem k vláknům klesá. Zdá se tedy, že mezigalaktické prostředí ve velkém měřítku ovlivňuje vývoj galaxií.

H. Tanimura aj. z dat přehlídky SDSS vzali údaje o ~24,5 tis. vláken s délkou 30÷100 Mpc a přeložili je přes mapu Comptonova záření γ z dat družice Planck. Autoři pečlivě odstranili vliv nadkup galaxií s hmotností ≥ 3×10¹³ M_⊙ a podařilo se jim ve vláknech potvrdit zesílení záření (tepelný Sunyaevův–Zeldovičův jev) na úrovni 4,4 σ (odpovídající pravděpodobnost 99,81 %). Použití stejné techniky na mikrovlnné záření kosmického pozadí prokázalo zesílení záření ve vláknech dokonce na úrovni 8,8 σ (≥ 99,9999999 %). Autoři za předpokladu, že viditelná látka (plyn) následuje skrytou látku, odvozují průměrný poloměr vláken na 1,5^+1,8_−0,7 Mpc, kontrast hustoty 19,0^+27,3_−12,1 a elektronovou teplotu v plynu na (1,4 ±0,4) MK. Množství baryonové látky ve vláknech autoři odhadují na 0,080^+0,116_−0,051×Ω_B.

M. R. S. Hawkins hledal vysvětlení velké amplitudy gravitačního mikročočkování, pozorovaného u kvasaru SDSS J1004+4112. Mezi kvasarem (z ≈ 1,734) a námi se nachází nadkupa galaxií (z ≈ 0,68), jejíž viditelná látka leží mimo dráhy světa. Autor proto vyšel z předpokladu, že za zesílení světla je zodpovědná skrytá látka nadkupy. Na rozdíl od dřívějších předpokladů, že skrytá látka je rovnoměrně rozptýlená v okolí viditelné látky, autor propočítal možnost, že jde o kompaktní hmotná tělesa. Série numerických simulací potvrdila, že pro pozorovaný případ lze najít kombinaci parametrů a rozmístění kompaktních objektů, které vytvoří pozorovaný vzor zkroucení a zesílení obrazu vzdáleného kvasaru. Na otázku, co jsou ona kompaktní tělesa, autor nabízí odpověď v podobě primordiálních, tj. prvotních černých děr.

5.9. Černé díry a veledíry, slapové katastrofy

D. Lin aj. oznámili rentgenové vzplanutí zdroje 3XMM J215022.4−055108, nacházejícího se na okraji velké čočkové galaxie s příčkou ve vzdálenosti ~247 Mpc. Povaha vzplanutí nebyla úplně jasná – buď se mohlo jednat o slapové roztrhání hvězdy v blízkosti černí díry střední hmotnosti, anebo o skokové ochlazení neutronové hvězdy v Mléčné dráze, která se na galaxii náhodou promítla. Aby autoři rozhodli, o který případ šlo, zaměřili na galaxii družicové teleskopy XMM–Newton a HST - v pozorování HST se podařilo najít optický protějšek rentgenového záblesku, kterým je hvězdokupa o poloměru ~27 pc a hmotností ~10 MM_⊙. Data z rentgenového teleskopu potvrdila pokles jasnosti v souladu se slapovým roztrháním hvězdy a horkým akrečním diskem s měkkým rentgenovým spektrem. Hmotnost ČĎ střední hmotnosti autoři odhadli na ~50 kM_⊙, zatímco zničená hvězda měla hmotnost asi 0,33 M_⊙.

T. W.–S. Holoien aj. zpracovali pozorování slapové katastrofy ASASSN–18pg, pokrývající 54 d před zjasněním a 441 d následujících po něm. Podařilo se získat fotometrická data z rentgenového, UV i optického oboru, optickou spektroskopii a spektropolarimetrii a rádiová měření. Zdroj objevila automatická přehlídka ASAS–SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae, Ohio State University; 20 dalekohledů na jižní i severní polokouli) v červenci 2018. Zjasnění v UV oboru dosáhlo 14 mag, vzdálenost zdroje se podařilo určit na ~78,6 Mpc - šlo tedy o jednu z nejjasnějších a nejbližších katastrof od nás. Zářivý výkon v maximu dosáhl 2,4×10³⁷ W a pokles jasnosti odpovídal mocninné funkci s exponentem −5/3. Objekt nevytvořil žádné pozorovatelné rentgenové záření, pátrání po výtryscích v rádiovém oboru bylo také neúspěšné. Spektropolarimetrická měření ukázala, že zářící oblast byla mírně asférická s poměrem os elipsoidu ~0,65.

K. Kawana aj. provedli numerické simulace zániku bílého trpaslíka v důsledku působení slapových sil v těsné blízkosti horizontu událostí černé díry. Hmotnost héliového BT činí ~0,2 M_⊙, hmotnost ČĎ ~10^2,5 M_⊙. Hvězdný pozůstatek vzplane nejen v důsledku přímého roztrhání, ale také výbuchu následujícího po stlačení části jaderného materiálu. Modely počítaly jak hydrodynamické a termonukleární procesy, tak vývoj celkové jasnosti a charakter spektra systému. Událost způsobí rychlý nárůst jasnosti v řádu 5–10 d, celkový zářivý výkon zjasnění představuje ~10³⁵ W. Vyvržený materiál má hmotnost ~0,12 M_⊙, z něj asi ¼ tvoří ⁵⁶Ni. Spektra obsahují silné čáry vápníku a železa, naopak jsou výrazně potlačené čáry křemíku. Dopplerův posuv záření může dosahovat ≤ 12 Mm/s v závislosti na pozorovacím úhlu. Model dobře vysvětluje dvě slapové katastrofy z přehlídky DES (Dark Energy Survey, dalekohled V. M. Blanca, Cerro Tololo, Chile), provázené rychlým a slabým zjasněním. Autoři plánují rozšíření modelů - simulace slapových trhání s různými parametry BT i ČĎ by mohly vytvořit katalog, podle něhož bychom některé charakteristické události dokázali rozpoznat.

J. Roland aj. modelovali polohy rádiového záření výtrysků v jádru galaxie 4C31.61 (2201+315) a s překvapením zjistili, že zdroje relativistických výtrysků jsou pravděpodobně tři a nikoli jen dva, jak předpokládali. Rádiová interferometrie observatoře VLBA v rámci projektu MOJAVE (Monitoring Of Jets in ActiVe galactic nuclei Experiment) odhalila, že nejhmotnější černá veledíra se od druhé nejhmotnější nachází v projektované vzdálenosti ~1,3 pc a poměr hmotností mají 2:1. Poměr hmotností nejhmotnější a nejméně hmotné ČVĎ je ~100:1 a všechny tři ČVĎ se od sebe nacházejí ve vzdálenosti ≤ 2,6 pc. Systém leží 1,46 Gpc od nás.

S. Komossa aj. k průzkumu centrální dvojice černých děr blazaru OJ 287 (viz předpředchozí kapitolu) přidali výsledky pozorování družic NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array, NASA, start VI 2012, rovníková dráha, ~600 km n. m.) a XMM–Newton, které objekt pozorovaly v dubnu–červnu 2020. Při zjasnění v rentgenovém, UV i optickém oboru přístroje v pásmu 3÷79 keV zaznamenaly tvrdé spektrum s indexem ~2,4 a měkkou emisi v delších vlnových délkách. Analýza profilu absorpčních čar ukazuje, že zářící látka ve výtrysku se pohybovala rychlostí ~10 % c. Zjasnění z jara 2020 je v souladu s modelem akrečního disku sekundární černé díry, srážejícího se s akrečním diskem primární ČĎ a způsobujícím horečnou aktivitu jejího relativistického výtrysku.

J. Palouš aj. modelovali vývoj obálek supernov rozpínajících se do mezihvězdného prostředí v oblasti centrální hvězdokupy. Vývoj obálky ovlivňuje nejen samotné prostředí, ale také gravitace černé veledíry a celé hvězdokupy. Autory zajímalo, zda a kdy mohou rozpínající se obálky přispívat ke krmení centrální ČVĎ. Ukázalo se, že supernovy vybuchující uvnitř kuželové oblasti kolem rotační osy galaxie skutečně materiál pro ČVĎ dodávají. V závislosti na hustotě prostředí 10³–10⁵ cm⁻³ mohou obálky dodat akrečnímu disku látku o hmotnosti 10–1 000 M_⊙ (také záleží na prostorovém rozmístění supernov). Jednotlivé supernovy vybuchující po ukončení prudké tvorby hvězd mohou dodat látky o 2–3 řády více. Většina látky dodané do jádra skončí v akrečním disku, kde krmí ČVĎ a zásobuje centrální výtrysk.

Ikonický první „snímek“ černé veledíry v jádře M87 z celoplanetární interferometrické radioobservatoře EHT (Event Horizon Telescope) viděli patrně všichni zájemci o astrofyziku. Vnitřní části prstence akrečního disku dominuje záření fotonových prstenců. M. D. Johnson aj. si uvědomili, že tyto prstence by mohly být klíčem k určování vlastností pozorované ČĎ. Fotonové prstence jsou zajímavý projev obecné relativity - jde o fotony, dočasně chycené do gravitační pasti, v níž musejí obíhat kolem horizontu událostí ČĎ. Celý fotonový prstenec je složenina nekonečného množství drah jednotlivých fotonů, které ČĎ oběhly 0,5×, 1×, 1,5×, 2×, … – prstýnky se exponenciálně zužují, ale všechny přispívají k záření celého prstence. Prostorové uspořádání prstence je závislé na unášení prostoročasu v okolí ČĎ, které určuje její hmotnost a spin. Když budeme mít k dispozici interferometr s dostatečně velkou základnou, abychom dokázali rozlišit vnitřní strukturu fotonového prstence, budeme schopni přímo vypočítat hmotnost a spin ČĎ.

F. Tamburini aj. rozpracovali další nezávislou metodu zjišťování parametrů ČĎ. V datech EHT pro černou veledíru M87* pomocí rekonstrukce vlnoploch a fázového posunu určili míru unášení momentu hybnosti, z níž vypočetli míru rotace ČVĎ za předpokladu, že se uplatňuje Kerrova metrika. Spin má s pravděpodobností ~95 % hodnotu (0,9 ±0,05) a osa rotace má sklon (17 ±2)°; možnost, že by M87* nerotovala, je menší než ≤ 0,000 34 %. Autoři odhadují, že energie ukrytá v rotaci ČVĎ má hodnotu ≈ 10⁵⁷ J.

R. Kumar a S. G. Ghosh propočetli modely stínů ČĎ, které by mohly různé typy ČĎ vykazovat. Cílem bylo zjistit, zda by bylo možné pomocí pozorovaných stínů ČĎ určovat jejich parametry. Autoři spočetli simulace pro čtyři typy ČĎ: Kerrova (rotující), Kerrova–Newmanova (rotující s elektrickým nábojem), Bardeenova (sféricky symetrická s magnetickým polem) a rotující nesingulární (pravidelná s Minkowskiho jádrem). Plocha a obvod stínu a míra jeho prohnutí umožňují v konkrétních případech rozlišit, o jaký typ ČĎ se jedná; ve vhodných případech dokonce odvodit spin nebo elektrický náboj. Obecně platí, že čím víc se tvar stínu ČĎ vzdaluje od kruhu, tím více máme šanci něco zjistit o vlastnostech ČĎ.

Y. Chen aj. provedli sérii výpočtů účinnosti trhání a/nebo polykání hvězd v jádrech galaxií jejich centrálními černými veleděrami. Pro hmotnosti ČVĎ v rozmezí 0,1–1 MM_⊙ a ≳ 100 MM_⊙ hraje roli tvar galaxie - čím víc se odchyluje od plochého disku, tím rychleji se ČVĎ může krmit hvězdnou látkou; u hmotnějších galaxií je tento jev výraznější. Průměrná spotřeba hvězd centrální ČVĎ je pro hmotnosti ≲ 10 MM_⊙ nepřímo úměrná její hmotnosti, zatímco nad touto hranicí je úměrnost přímá. Střední hodnota rychlosti přísunu hvězd je ~3×10⁻⁵ r⁻¹Mpc⁻³ pro ČVĎ s hmotnosti 0,1÷100 MM_⊙, pro vyšší hmotnosti ČVĎ je rychlost přísunu ~10⁻⁶ r⁻¹Mpc⁻³. S rostoucím červeným posuvem se míra spotřeby hvězd snižuje, u hmotnějších galaxií je útlum opět výraznější. Drtivá většina slapových katastrof se odehrává v galaxiích s hmotností ≈100 GM_⊙, na ty nejhmotnější připadá jen 1–2 % případů.

J. E. Greeneová aj. v ročním přehledu astronomie a astrofyziky shrnuli současný stav pátrání po černých dírách středních hmotností (~10÷10⁵ M_⊙). Situace je složitá ze dvou stran. Vývojové modely galaxií dobře reprodukují vznik ČĎ s hmotnostmi ≳ 10⁵ M_⊙, ale zatím jsme nenašli žádnou méně hmotnou ČĎ v kulové hvězdokupě. Existuje několik nepřímých důkazů existence ČĎ s hmotnosti 100–1 000 M_⊙. Přehlídky galaxií s nízkými hmotnostmi se shora blíží hranici hmotnosti centrální ČĎ 10⁵ M_⊙, ale spolehlivě určených hmotností galaxií je málo, abychom mohli vyvozovat statistické závěry. Pomoci by mohly přehlídky slabých galaxií s velkými červenými posuvy, anebo pozorování středně hmotných ČĎ mimo jádra galaxií; na obojí zatím čekáme.

K. Inayoshi aj. tamtéž doplnili informací o stavu poznání vývoje prvotních hmotných černých děr. Vývojové modely říkají, že černé veledíry s hmotnostmi ~1 GM_⊙ jsou vzácnou špičkou ledovce, který tvoří ČĎ všech hmotnostní nižších řádů. Hvězdné ČĎ, které pravděpodobně zbyly po hvězdách populace III v minulosti odpovídající červenému posuvu ~30, patrně zůstaly osamocené kvůli příliš mělkému gravitačnímu potenciálu mateřských galaxií. Modely ukazují, že ČĎ mohou rychle vyrůst v prostředí hustého okolí centra mladé, málo kovové galaxie, kde rychlá tvorba hvězd tvoří hustá oblaka plynu, která může ČĎ snadno spolykat akrecí. Vlastnosti prostředí (počet a vzdálenost supernov, hmotnost zárodečného plynu galaxie apod.) všechny ovlivňují výslednou hmotnost ČĎ. Pro budoucí určování, která okolnost hrála významnou roli u dané konkrétní ČĎ, bude nutné kromě její hmotnosti také co nejpřesněji určit vlastnosti jejího okolí. Bude zajímavé pozorovat, co s výzkumem ČĎ udělá spuštění kosmických gravitačních observatoří, které budou mít dostatečnou citlivost k pozorování přímého růstu černých veleděr.

5.10. Gravitační čočky a mikročočky

Chladná skrytá látka tvoří většinu hmoty ve viditelném vesmíru. Gravitační čočky, které vytvářejí galaktické kupy, obsahují skrytou látku v podobě husté kulové složky, která je větší analogií galaktického hala. M. Meneghetti aj. použili pozorování 11 galaktických kup, z nichž každá obsahuje ~1 tis. galaxií k analýze samotných gravitačních čoček. Data z HST ukázala, že v každé kupě je sice většina skryté látky nahromaděná kolem středu, ale zároveň se vyskytuje v podobě shluků, jejichž gravitační působení je o více než 1 řád silnější, než vyplývá z numerických simulací. Představují jakési bubliny v gravitační čočce, jejichž index lomu je vyšší než index lomu celé čočky. Nesoulad teorie a pozorování buď znamená, že jde o dosud neznámý projev skryté látky, jejíž povaze stále nerozumíme, anebo máme špatně numerické simulace.

M. Millon aj. publikovali výsledky 15letého monitorování čočkovaných kvasarů v projektu COSMOGRAIL (COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses, Swiss Leonard Euler Telescope, ⌀ 1,2 m; La Silla, Chile, 2,4 km n. m.). Z 23 čočkovaných systémů se pro 18 z nich podařilo získat rozdíly v časování světelných křivek v různých obrazech, polovina z nich má přesnost lepší ≤ 15 %. Např. pro kvasar SDSS J1226–0006 má střední zpoždění v čočkovaných obrazech proti přímému pozorování hodnotu 35,3^+3,7_−3,5 d. Autoři upozorňují, že metoda není vhodná pro ty systémy, které nevykazují rychlé změny jasnosti, které je možné v rámci jedné pozorovací kampaně zachytit jak v přímém obrazu, tak v gravitačně zborcených vedlejších obrazech. Pro tyto systémy paradoxně není potřeba vyšší kadence pozorování, ale silnější optická soustava a/nebo delší souvislá doba pozorování, kterou je však na velkých přístrojích těžké získat.

Přehlídky gravitačních mikročoček již zaznamenaly tisíce těchto jevů, většinu z nich ve směru k výduti Galaxie nebo Magellanovým mračnům. M. S. Medford aj. přišli s předpovědí, kolik mikročočkování by měla zachytit přehlídka ZTF (Zwicky Transient Facility, teleskop Samuela Oschina, Mt. Palomar, Kalifornie, USA; ⌀ 1,2 m, 1,7 km n. m.), která obsáhne ~1 mld. hvězd ve filtrech g a r. Přestože ZTF není přehlídka pro hledání mikročoček, její záběr celé severní oblohy každé ~3 noci má umožnit objev ~1 100 mikročoček během 3 let provozu v okolí roviny Mléčné dráhy (l ≤ 10°) a ~500 ve vnější Galaxii. Autoři očekávají, že po 5 r by jen ze ZTF mělo vzejít kolem 2,4 tis. pozorování mikročoček. Přehlídka má pro jejich detekci připravené algoritmy, kterou bylo možné vyzkoušet na zesílení ZTF18abhxjmj, které začalo 10. května 2018 a trvalo 76,7 d. Přes vzdálenou hvězdu ~4. magnitudy (r) přešla čočka ~10 mag (r); zdrojem pravděpodobně byla hvězda spektrální třídy G s hmotností ~1,04 M_⊙ v kulové hvězdokupě staré ~6,6 Gr a čočkou trpaslík typu M s hmotností 0,39 M_⊙.

Ch. Han aj. zpracovali pozorování mikročočky KMT-2019-BLG-1339, objevené korejskou přehlídkou KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network, 3× ⌀ 2 m – Cerro Tololo + Siding Springs + Sutherland, 24h sledování výdutě Galaxie), jejíž světelná křivka obsahovala zjevnou anomálii - výrazný asymetrický vedlejší vrchol. Pravděpodobné vysvětlení anomálie spočívá v podvojnosti mikročočky. Kolem trpaslíka spektrální třídy M obíhá obří planeta srovnatelná s Jupiterem. Bayesovská statistika nabízí dvě pravděpodobná řešení hmotností soustavy: buď ~0,27 M_⊙ a ~11 M_J, anebo ~0,48 M_⊙ a ~1,3 M_J. Mezi oběma řešeními by mohla rozhodnout následná pozorování trpaslíka, neboť obě varianty vykazují značně rozdílný vlastní pohyb.

D. P. Bennet aj. nalezli ještě podivnější čočkující systém OGLE-2006-BLG-284, který sestává z dvojhvězdy a obří planety. Složky dvojhvězdy mají poměr hmotností ~0,298, poměr hmotnosti planety vůči primáru činí ~1,3×10⁻³. Projektovaná vzdálenost složek je ~2,1 au, projektovaná vzdálenost planety od primáru ~2,2 au. Jestliže má systém stabilní dráhy, musí být jedna ze skutečných vzdáleností mnohem větší než současné projektované. Nevíme ovšem která, planeta tedy může obíhat jak kteroukoli z hvězd, nebo může být cirkumbinární. Bayesovský odhad hmotností všech složek dává hodnoty ~0,35 M_⊙, ~0,1 M_⊙ a ~144 M_Z, pochopitelně s velkými nejistotami. Úhlové oddělení složek se bude zvětšovat přes ≥ 90 mas, mělo by být tedy v budoucnosti možné pomocí kosmických nebo největších pozemských teleskopů zjistit nové polohy všech tří těles.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Lehké prvky vznikaly v prvních minutách po velkém třesku. Mezi těmito lehkými prvky má pro nás velký význam deuterium (těžký vodík), neboť jeho množství je citlivým ukazatelem počátečních parametrů, zejména prvotní hustoty baryonů. Měření zastoupení deuteria v okolním vesmíru v poslední době dosáhlo přesnosti v řádu jednotek %, ale potíž je, že teoretické předpovědi jsou zatížené velkou nepřesností účinného průřezu jaderné reakce D(p,γ)³He. V. Mossa aj. publikovali výsledky měření účinného průřezu reakce, získané v experimentu LUNA (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics) v podzemní laboratoři Gran Sasso (Itálie), kde je zanedbatelný vliv kosmického záření. Bombardování čistého deuteria proudem protonů z 400 kV urychlovače z plynu uvolňuje záření γ, jehož rozptyl umožňuje vypočítat účinný průřez reakce. Data získaná v experimentu velmi dobře odpovídají hodnotám z mikrovlnné záření kosmického pozadí. Střední hodnota poměru D / H získaná z pásma energií 32÷263 keV je (0,022 33 ±0,000 36).

Odvozování parametrů celého vesmíru závisí na přesnosti měření vzdáleností, které se v základu opírá o standardní svíčky v podobě supernov typu Ia. Empirické vztahy mezi vlastnostmi jejich jasností, tvarů světelných křivek, spektrálních charakteristik a např. hmotností hvězdných složek mateřských galaxií umožňují stále zpřesňovat měření rychlosti rozpínání vesmíru. Nedávno se objevilo podezření (práce Y. Kanga aj.), že jasnost supernov Ia klesá směrem do minulosti tempem ~0,05 mag/Gr, což při extrapolaci do vysokých červených posuvů představuje zkreslení ~0,25 mag – to už by stačilo ke zpochybnění předpokládaných hodnot skryté energie. B. M. Rose aj. proto provedli opakované zpracování celého vzorku 34 supernov jiným algoritmem a získali hodnotu ~0,035 mag/Gr. Rozšíření vzorku o 254 supernov s nízkým červeným posuvem z přehlídky Pantheon vede k hodnotě (−0,016 ±0,031) mag/Gr; navíc se ukázalo, že vynecháním SN2003ic z celého vzorku se dostane hodnota (0,008 ±0,030) mag/Gyr. Nejde o to najít vzorek vedoucí k výsledkům, jež se zrovna hodí - otázka je, které jsou vhodné standardní svíčky a proč.

O problémech s určením Hubbleovy–Lemaîtrovy konstanty jsme se zmiňovali v loňské Žni. Pozorování zpoždění signálů gravitačně čočkovaných vzdálených kvasarů se zpřesňuje a podobně jako v předchozím příkladu se supernovami je třeba mít jistotu, že etalony vzdálenosti, které používáme, jsou spolehlivé. M. Millon aj. oznámili první výsledky projektu TDCOSMO, což je záměr využít algoritmy a metody zpracování dat, které používají přehlídky H0LiCOW (H0 Lenses in CosmOgrail's Wellspring), SHARP (Strong–lensing High Angular Resolution Programme) a STRIDES (STRong–lensing Insights into Dark Energy Survey) na skutečných i uměle vyrobených datech, aby se objevily jejich případné systémové nedostatky. Zdroje informací o zkresleních jsou tři: kinematika hvězd, zkreslení podél zorného paprsku a gravitačně působící látka. Hvězdná kinematika hraje nejmenší roli, protože jak autoři vypočetli, systematický posun rozložení rychlostí o ~10 % způsobí změnu pouze ~0,7 % v hodnotě odvozené konstanty H₀. Jevy spojené se zkreslením podél cesty světla hrají zcela zanedbatelný vliv; vzhledem k rozdílnosti směrů k různým čočkujícím systémům by muselo jít o nepředstavitelně nepravděpodobnou náhodu, abychom získali konzistentní výpočet. Jako poslední zbývá možnost proměnnosti samotných gravitačně působících galaxií. Zde autoři pracují se dvěma modely, v nichž se rozložení hmotnosti látky a skryté látky řídí odlišnými profily - ty už na vliv získané konstanty vliv mají. Jak velký, záleží na konkrétní konfiguraci. Pro šest reálných gravitačních čoček použitých k výpočtům dává kompozitní model (hvězdy + halo skryté látky) hodnotu H₀ = (74,0^+1,7_−1,8) km/s/Mpc, logaritmický model dává hodnotu H₀ = (74,2 ±1,6) km/s/Mpc.

Projekt IllustrisTNG je pokračující série kosmologických magnetohydronamických simulací vzniku a vývoje galaxií. Jde o pokračování původního simulačního projektu Illustris a cílem TNG je reprodukovat různé kosmologické jevy od kosmické pavučiny po vlastnosti galaktických jader v závislosti na proměnných vstupních podmínkách. Simulační prostřední má tři konkrétní modely podle obsaženého objemu - TNG50 51,7³ Mpc³, TNG100 110,7³ Mpc³ a TNG300 302,6³ Mpc³. Různé modely se zaměřují na různé vlastnosti simulovaného vesmíru, např. TNG50 používá větší počet částic pro pohyby mnoha těles než TNG100.

B. A. Terrazas aj. v modelu TNG100 zkoumali, jak se mění míra tvorby hvězd v závislosti na hmotnosti hvězdné složky galaxie a hmotnosti centrální černé veledíry. Pro galaxie o hmotnosti hvězdné složky ≳ 10 GM_⊙ platí prosté pravidlo - jakmile kinetická energie větru od ČVĎ při nízkých hodnotách akrece přesáhne vazební energii plynu v galaktickém disku, tvorba hvězd se zastaví. Existuje zlomový bod hmotnosti centrální ČVĎ, od níž dolů právě uvedený vztah neplatí. Podíl mrtvých galaxií (tj. těch s nulovou nebo téměř nulovou tvorbou hvězd) tak závisí jak na hmotnosti galaxie, tak na hmotnosti její ČVĎ - v tom se model shoduje s pozorováním v blízkém vesmíru. Nevýhoda modelu je, že v omezeném objemu nereprodukuje všechny existující typy galaxií, ani jejich pozorované rozdělení.

R.H. Mebane aj. zkoumali vliv 1. generace hvězd (populace III) na celkový signál pozadí vesmíru na vlně 21 cm. Autoři zkombinovali semianalytický model se simulací globálního pozadí a porovnávali výsledky modelů s měřením experimentu EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature, EoR je zkratka pro období reionizace vesmíru). Již prvotní simulace vzniku hvězd populace III přinesly obecnou shodu s pozorovanými daty – míra vzniku prvních hvězd tempem ~10⁻⁴ M_⊙/r/Mpc³ v období z ≈ 15–10 dává lepší výsledky než jakýkoli model bez populace III. Ladění vhodných parametrů pro konkrétní vlastnosti pozorovaného pozadí už vyžaduje mravenčí práci – nejúspěšnější se jeví modely se silným rádiovým a relativně slabým rentgenovým zářením a rozdělení hmotností potřebuje ostrý vrchol okolo hodnoty 140 M_⊙.

G. D. Joshi aj. studovali v modelech TNG50 a TNG100 vývoj galaktických disků v kupách galaxií. Autoři nechali vyvíjet galaxie od zárodečných disků a vybrali kupy s celkovou hmotností 10¹⁴–10^14,6 M_⊙ se satelitními galaxiemi o hmotnosti 10^9,7–10^11,6 M_⊙. Většina disků v kupách byla na konci sledovaného období zcela zkroucená, na rozdíl od kontrolní skupiny (ta se vyvíjela bez vlivu satelitních galaxií), kde si většina disků zachovala diskovitost. Satelitní galaxie ovlivňují významně vývoj disků v časovém intervalu ~0,5÷4 Gr a téměř nezáleží na jejich hmotnosti, pouze platí, že blízké průlety satelitů způsobují větší pokroucení disků než vzdálenější setkání. Průlety způsobují kromě změny morfologie disků také šokové hustotní vlny a okrádají disk o mezihvězdnou látku. Galaxie kontrolní skupiny se v čase mění také, vyvíjejí se přednostně splýváním a působením aktivních galaktických jader.

M. Semczuk aj. hledali zkroucené disky v modelu TNG100 mezi galaxiemi s hmotností hvězdné složky v rozsahu 10÷100 GM_⊙. Přibližně 16 % všech disků - hvězdných i plynných - má charakteristické prohnutí do tvaru S jako Mléčná dráha. Zhruba třetina z nich za prohnutí vděčí interakcemi s okolními galaxiemi a polovina těchto interakcí končí splynutím s narušitelem. Po splynutí vydrží prohnutí ≤ 1 Gr, nejdéle trvající zkroucení tvoří přílet narušitele pod úhlem ~45° vůči původní rovině disku. Příčinou zkroucení jsou z největší části slapové síly, ale přispívá k němu též přísun plynu z padajících galaxií a jím vyvolaná tvorba nových hvězd.

I. Horvath aj. spojili nedávná pozorování velikého shluku záblesků záření γ v oblasti Herkules–Severní Koruna (přezdívaného též „Velká zeď“) s červeným posuvem z ≈ 2 s vývojovými modely vesmíru, v nichž vznikají obří struktury s velikostí 2÷3 Gpc. Autoři se rozhodli prozkoumat hypotézu, že právě Velká zeď je takovou obří strukturou, kterou pozorujeme zevnitř. Statistika záblesků γ zatím není dostatečná, aby bylo možné rozhodnout, zda skutečně pozorujeme kosmologickou strukturu, tedy důsledek prostorového rozložení gravitující látky, anebo zda jde o důsledek astrofyzikálních procesů, tedy postupné tvorby hvězd v prostoru a čase. Záblesky záření γ jsou sondy s největším dosahem, které zatím máme k dispozici, ale protože chybí přesné údaje o jejich vzdálenosti (červený posuv známe jen u zlomku vzplanutí, kde byly nalezeny optické nebo rádiové protějšky), nedokážeme zrekonstruovat 3D mapu celé struktury Herkules–Severní Koruna. Pomoci by mohla už chystaná družice THESEUS (ESA, předběžné datum startu 2032), která by potvrdila, zda se skutečně jedná o největší pozorovanou strukturu ve vesmíru.

Kosmická pavučina tvořená převážně skrytou látkou tvoří lešení, na němž je navěšena struktura baryonové zářící látky, kterou pozorujeme. Většina látky by se podle kosmologických simulací v největších měřítkách měla nacházet ve stavu stále ještě horkého, ale řídkého plynu. H. Tanimura aj. přeložili mapy ≥ 15 tis. vláken kosmické pavučiny z přehlídky SDSS s délkou 30÷100 Mpc a červeným posuvem z = 0,2–0,6 přes pozorování družice ROSAT v rentgenovém oboru. Po odečtení oblastí známých galaktických kup a bodových rentgenových zdrojů se po navrstvení (angl. stacking) jednotlivých pozorování objevil signál odpovídající jednotlivým vláknům v pásmu energií 0,56÷1,21 keV. Statistická významnost signálu 4,2 σ odpovídá jádrovým oblastem vláken, v nichž září plyn o průměrné teplotě 0,9^1,0_−0,6 keV a kontrastem hustoty ~30. Stejný postup použitý na data přístroje eROSITA pro 2 tis. vláken vede k signálu s významností 5 σ i při průměrné teplotě plynu jen ~0,3 keV. Jde o první přímý důkaz, že vlažné až horké mezigalaktické prostředí, předpovídané v kosmologických modelech, skutečně existuje.