Žeň objevů 2021

Autoři: David Ondřich a Jiří Grygar

Archaická předmluva Jiřího Grygara

Po dlouhé pause zaviněné chorobou se vracíme do seriálu Žní objevů 56. pokračováním. Zatímco dlouhá staletí publikovali přírodovědci obvykle sólo, začaly se přibližně od šedesátých let XX. století objevovat studie nejprve dvou, ale vzápětí i deseti a více spoluautorů. Dnes se v astronomii a astrofyzice zveřejňují práce, které mají klidně 500 i více spoluautorů. Proto od tohoto ročníku budeme rozlišovat individuální studie a páry autorů, ale od tří spoluautorů a více uvedeme v závorce počet spoluautorů.

Když jsem se začetl do lednového výtisku vědeckého měsíčníku MFZY (2021), byl jsem překvapen, že šéfredaktor vědeckého časopisu si vyžádal od předních expertů popsat události v oboru meteoritického výzkumu, které se odehrály v roce 1969. První klíčovou událostí roku 1969 byl nejhmotnější uhlíkatý chondrit, který přiletěl k Zemi 8. II. 2021 65 minut po půlnoci lokálního času a byl pozorován v několika severních částech tří států (Texas, Nové Mexiko a stát Mexiko). Zářící bolid letěl ve směru od jihozápadu k severovýchodu. Jeden z největších „úlomků“ o hmotnosti 15 kg přistál ve vesnici Pueblito de Allende 4 metry od nejbližšího domu. Kupodivu nikdo nebyl bolidem zraněn. Během roku 1969 odborníci i dobrovolníci nasbírali přes tisíc úlomků o celkové hmotnosti přes 400 kg na dopadové ploše 300 km2.

Následně 24. 7. 1969 posádka Apolla 11 přivezla vzorky hornin a minerálů z Měsíce. Porovnání těchto úlovků zvýšilo jejich vzácnou cenu. R. Clarke rozeslal vzorky do 37 laboratoří ve 13 státech. V r. 2021 světová databáze registrovala 2 776 prací věnovaných studiu meteoritu Allende.

Aby toho nebylo málo, 28. 9. 1969 hodinu před lokálním polednem přiletěl další uhlíkatý chondrit za bezmračného dne a dopadl do okolí města Murchison ve státě Victoria v Austrálii. Díky silně nadzvukovému letu se třásla okna a vibrovaly stěny domů. Bolid se rozpadl a pršelo kamení do jezera Waranga. Kompaktní bolid měl oranžovou barvu a zanechával nejprve bílou a pak kouřovou stopu po dobu něco přes 2 minuty. Dopadová plocha měřila přibližně 11 × 3 km, ale tento údaj není přesný, protože dopadová oblast je obydlena smrtelně jedovatými pavouky, proti nimž není sérum. Ještě v r. 1970 lidé sbírali úlomky, ale pavoukům se museli vyhnout. Dnes se nachází 50 kg úlomků v muzeu v Chicagu a dalších 20 kg v přírodovědeckém muzeu ve Washingtonu. Jen několik kilogramů zůstalo v muzeích ve státě Victoria. Meteorit Murchison obsahuje prach SiC o 1 miliardu let starší než je Slunce!

Ještě na konci roku 1969 se vypravili do Antarktidy dva japonští geologové spolu se svým americkým kolegou. Poblíž pohoří Yamato nalezli na ledu 7 meteoritů. Tento výsledek se do současnosti zmnohonásobil o dva řády. V roce 1979 byl rovněž identifikován první meteorit, který přiletěl z Měsíce a přistál v Antarktidě. V r. 1997 byl identifikován další meteorit z Měsíce, který byl nalezen na Sahaře. Jelikož Měsíc nemá atmosféru, tak se solidní kameny odrazí od Měsíce únikovou rychlostí a pak spadnou buď na Slunce, anebo právě na Zemi. Země vyhrává, protože Měsíc je blízko a času je dost. V severozápadní Africe byly objeveny dva meteority o hmotnosti 15,6 kg. Počet meteoritů, které dopadly z Měsíce na Zemi, utěšeně roste. Přistávání a start kabin v programu Apollo na Měsíci byl šťastnou shodou náhod.

Podobně také přibývají meteority z Marsu, které se našly na Zemi. Zajímavá jsou místa, kde se meteority z Marsu kupí. První malé centrum je v Antarktidě, kde leží meteorit starý 4,1 mld. let. Větší soustředění meteoritů z Marsu se nachází v pouštích severozápadní Afriky a relativně mladé meteority z Marsu se nalézají v pohoří Antarktidy.

1. Sluneční soustava

1.1. Venuše a její měsíce

Ačkoli je Venuše terestrická planeta, proudění v její atmosféře se pozemskému vůbec nepodobá; ve skutečnosti o něm stále víme málo. Rychlosti větru jsme dosud byli schopni měřit pouze na denní straně planety. Proudy směrem k pólům nad nejvyšší oblačnou vrstvou svědčí o přítomnosti Hadleyho proudění a teplotních slapech, zatím však nebylo jasné, jak jednotlivé Hadleyho buňky vypadají a v které vrstvě atmosféry se proudění vrací zpět k rovníku planety. Měření družice Akatsuki (JAXA, start 2010, na oběžné dráze V. od prosince 2015) v IR oboru nad noční atmosférou, které „dosáhne“ do výšek až 65 km nad povrchem planety, ukázala, že na noční straně převažuje proudění směrem od pólů k rovníku, které v průměru vyrovnává přenos momentu setrvačnosti v celé atmosféře. K. Fukuya (+14) publikovali práci, Hadleyho buňky jsou tedy v atmosféře rozloženy „našikmo“, ne nastojato – od rovníku proudy tečou k pólům nad oblačnou vrstvou na osvětlené straně, na neosvětlené se pak vrací ve vrstvě oblačnosti zpět. Mechanismus patrně pomáhá udržovat superrotaci Venušiny atmosféry.

Oceány na Zemi se datují do doby před téměř 4 Gyr a Mars měl na povrchu tekutou vodu před 3,8–3,5 Gyr. Jestli se vyskytovala tekutá voda na povrchu Venuše, nevíme – v současnosti je zcela suchá a nakolik můžeme z radarových průzkumů soudit, její povrch se trvale proměňuje a většina historických stop je smazaná. Většina dosavadních numerických klimatických modelů neumí dobře modelovat vliv oblačnosti a proudění v rané atmosféře planety, proto zatím ani teoreticky nevíme, zda se tekutá voda na Venuši někdy mohla vyskytovat. První vlaštovky v podobě 3D globálních modelů atmosféry Země a Venuše – práce M. Turbeta (+5) – ukazují, že oblaka na Venuši se na rozdíl od Země formovala převážně na noční straně planety, čímž jednak zabránila snížení slunečního osvitu na povrchu přivrácené strany, jednak efektivně ohřívala stranu odvrácenou. V důsledku toho na povrchu nikdy nevznikly oceány a vodní pára nakonec z atmosféry unikla překotným skleníkovým jevem. Tento průběh v modelu funguje dokonce i pro střední hodnoty slunečního osvitu. Z toho také plyne, že na rané Zemi musela být sluneční konstanta (zachycený zářivý výkon na m2) nižší než dnes, což bylo patrně možné díky slabému záření mladičkého Slunce. Dalším důsledkem je, že musí existovat rovnovážný stav zemské atmosféry, v němž se většina vody nachází v podobě páry v atmosféře.

P. Voosen shrnul dostupné informace o připravovaných dalších misích k Venuši. První je VERITAS (Venus Emissivity, Radio Science, InSAR, Topography, and Spectroscopy), kterou chystá Jet Propulsion Laboratory (JPL) pro NASA. Ta měla odstartovat koncem 20. let a na oběžné dráze Venuše má pracovat nejméně 3 r. Primárním úkolem družice bude navázat na mapování povrchu dřívější misí Magellan (NASA, 1989–1994) a pořídit kompletní topografickou mapu celé planety s rozlišením 30 m. Sekundárním úkolem bude spektroskopická analýza atmosféry v IR oboru. (Příprava mise byla vloni na 3 r pozastavena kvůli nalezeným administrativním pochybením v NASA a JPL při práci na sondě Psyche – ta ke stejnojmenné planetce odstartovala letos v říjnu.) Druhou chystanou misí je DAVINCI+ (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gases, Chemistry, and Imaging Plus), na níž pracuje Goddard Space Flight Center (také NASA). Přístroje budou umístěny na družici a sestupovém modulu, připomínajícím batyskaf, jehož úkolem je přistát na povrchu Venuše v oblasti Alpha Regio a vydržet tam zhruba hodinu pracovat, přičemž bude předávat data orbitální stanici, jež bude předávat data nám na Zemi a také bude měřit spektra atmosféry. Cílem je změřit izotopové složení Xe a H a získat přímá multispektrální pozorování povrchu v oblasti přistání, zda obsahují granit (tj. přeměněné horniny). Díky oběma misím bychom měli získat lepší představu o historii vody na Venuši a také konečně potvrdit či vyvrátit existenci deskové tektoniky.

1.2. Země

K pochopení zemského nitra potřebujeme dobře rozumět, jak se chová zemské magnetické pole. K tomuto úkolu by se mohly hodit komunikační družice na oběžné dráze. B. J. Anderson (+7) prozkoumali data z období leden 2020–listopad 2015 z družicové sítě Iridium Communications. Jednotlivé družice (celkem 66 v 6 rovinách po 11, na kruhových drahách ve výšce 780 km se sklonem 86°) mají na palubě magnetometry a cílem výzkumu bylo porovnat tato data – každý den ~300 tis. měření z celé sítě – proti měření IGRF–11 (International Geomagnetic Reference Field). Autoři z datové sady vybrali geomagneticky klidné dny a porovnali náhodně vybraných 16 časových intervalů z každého čtvrtletí. Rozdíly mezi daty následně zpracovali nad celým glóbem jeho rozdělením po 9° v zeměpisné šířce i délce, přičemž vzali v potaz precesi drah jednotlivých družic (8 měs.) i vliv ročních období (12 měs.). Tak vzniklo na 800 virtuálních „observatoří“, které pro každý den poskytují mapu geomagnetického pole. Výstupy v zásadě souhlasí s mezinárodním standardem, jednotlivé hodnoty přesto vykazují systematické posuny větší než statistická chyba; další průzkum je tedy nutný a družicová data zatím není možné přímo použít.

T. Yuasa (+12) oznámili, že se v okolí města Kanazawa na severu japonského ostrova Honšú podařilo vyhodnotit ověřovací provoz sledovací sítě Thundercloud Project. 15 sledovacích stanic bylo rozmístěno na veřejných budovách, vesměs středních školách v oblasti prefektur Išikawa a Niigata a mezi lety 2015–2019 jednotky nasbíraly celkem 551 dnů pozorovacího času v zimní bouřkové sezóně. Ta je v dané oblasti zajímavá tím, že se těžká oblačnost valící ze Sibiře přenese přes Japonské moře a ve výšce ~1 km nad povrchem produkuje nadprůměrné množství blesků. Ve sledovaném období projekt zaznamenal celkem 51 záblesků záření ɣ terestrického původu (TGF = Terrestrial Gamma-ray Flash). Statisticky víme, že TGF vznikne při každém asi tisícím blesku v pozemské bouřce, ale stále neznáme potřebné vlastnosti bouřkového mračna. Ročně dokážeme zachytit zhruba desítky TGF, ačkoliv jich denně musí vznikat na celé Zemi až o dva řády víc. Pozorovací síť Thundercloud Project se od r. 2019 rozrůstá o další stanice, částečně financované a provozované v režimu citizen science; napojení některých stanic na systém GPS navíc umožnilo časovou kalibraci dat a napojení na rádiová a neutrinová pozorování – díky tomu se podařilo poprvé pozorovat souvislost mezi zábleskem záření ɣ a vývojem vůdčího zábleskového kanálu.

M. K. Paras a R. Pooja shrnuli dosavadní poznatky o TGF. Víme, že se někdy projevují v tvrdém rentgenovém oboru, trvají ≤ 1 ms, vznikají ve výškách 10–20 km nad povrchem v bouřkových mračnech s velikým elektrickým potenciálem (CAPE = convective available potential energy) a převážně při vysoké frekvenci blesků. Patrně je způsobuje tok relativistických elektronů urychlených v místně velmi silném elektrickém poli, které brzdným zářením dají vzniknout fotonům s energiemi 0,1–100 MeV. Statistika pozorování je zatím příliš chudá, nevíme, jestli TGF v nějaké formě provázejí každý (dostatečně silný) blesk, anebo jsou potřeba další podmínky. Ze souběžných radarových pozorování se podařilo v některých případech asociovat TGF s elektrickými výboji, v nichž proud přesahoval hodnoty 105 A. Také se potvrdila souvislost TGF s výskytem skřítků nad bouřkovými mračny, ale i zde je statistika zatím příliš děravá. Pozorování TGF ze zemského povrchu je obtížné, záření ɣ v atmosféře rychle pohasíná, a potřebujeme proto více dat z oběžné dráhy.

Energie záření ɣ z TGF je dostatečně vysoká, aby v atmosféře vybudila termonukleární reakce, které uvolňují neutrony a případně následně pozitrony prostřednictvím rozpadu β+. Nejpravděpodobnější takovou reakcí je 14N + ɣ → 13N + n (ɣ představuje foton, n neutron), ale zatím se ji nepodařilo přímým pozorováním potvrdit. T. Enuto (+11) oznámil, že během bouřky 6. února 2017 nad Japonskem zachytili TGF o délce < 1 ms, následovaný dosvitem trvajícím 40–60 ms a silnou emisní čárou, odpovídající energii 0,511 MeV a trvající ~1 min (data pocházejí ze čtyř stanic, vzdálených jen 0,5–1,7 km od mateřského blesku) . Pozorovaný časový průběh dosvitu a spektrální charakteristiky dobře odpovídají zachycení fotonů jádry dusíku; střed emisní čáry odpovídá energii anihilace párů elektron–pozitron, což je nepřímý důkaz, že po blesku a TGF skutečně vzniklo množství pozitronů.

Radioaktivní izotop uhlíku 14C průběžné vzniká v horní vrstvě atmosféry působením částic kosmického záření a hladce se zapojuje do celoplanetárního uhlíkového cyklu, čímž nám poskytuje neocenitelné služby jako stopky, umožňující přesně datovat minulé události až do doby před 55 000 r. T. J. Heaton (+7) shrnuli nedávné pokroky ve znalosti přesného zastoupení 14C v různých dobách, za něž vděčíme zpracování vzorků z podmořských jeskyní, jezerních sedimentů a fosilizujících stromů v rašeliništích po celé zeměkouli. Hmotnostní spektrometrie umožňuje v některých případech určit zastoupení 14C pro jednotlivé roky, což ve spojení se statistickým zpracováním velkých množství dat poskytuje výstupy nejen pro klimatické vědy, ale i pro sluneční fyziku; zpřesnění kalibračních křivek uhlíku totiž mj. odráží historickou sluneční aktivitu – v období vyšší sluneční aktivity je produkce 14C menší, silnějším slunečním větrem se k Zemi prodere méně části kosmického záření. Srovnání zastoupení 14C s dalšími radioaktivními izotopy 10Be a 36Cl dává natolik přesné výstupy, že je možné v historickém záznamu sledovat i variace zemského magnetického pole a další projevy kosmického počasí.

Pohyby zemské kůry vyvolané rychlým odledněním pevninských ledovců a mizením ledovcových štítů už globální navigační systémy na jednotlivých místech zaznamenaly. S. Coulsonová (+5) zpracovali dostupná družicová data mezi r. 2003–2018 a vytvořili numerický model pohybů kůry celé Země. Pevninské ledovce mají nezanedbatelnou hmotnost a působí na skalnaté podloží, které se pod jejich tíhou prohýbá; když ledovce odtají, tlak na horninu klesne a podloží se v daném místě začne vracet do původního tvaru. To se v minulosti dělo opakovaně při střídání dob ledových a meziledových, kdy měly pevninské ledovce tloušťku až tisíců metrů. Současné mimořádně tání ledovců je však natolik rychlé, že zemská kůra na mnoha místech nestíhá reagovat vertikálním pohybem a namísto toho dochází k posunům horizontálním. Pohyby jsou malé a sčítají se, např. celá severní polokoule se v důsledku tání ledovců posouvá asi o 0,1–0,4 mm/r; místní posuny mohou být větší. Vertikální pohyby vykazují větší variabilitu, např. podloží pod severní Kanadou a Grónskem se zdvihá rychlostí asi 0,3 mm/r, ale menší průměrné globální hodnoty. Lokální projevy narovnávání zemské kůry mohou přispívat ke zrychlování odtávání ledovců – ať už zvyšováním sklonu svahu, po němž ledovec teče do moře, anebo vznikem lavórů, do kterých pod ledovec zatéká mořská voda a zespodu ho rozpouští. Motivací vzniku numerického modelu nebyl původně výzkum klimatu, ale snaha o zlepšení znalostí geofyzikálních vlastností kůry; přesto autory překvapilo, jak velký dosah rychlé tání pevninských ledovců má.

Meteority tvořené uhlíkatými chondrity se považují za úlomky těles z vnějších oblastí Sluneční soustavy; těles, která od doby svého vzniku před miliardami let neprošla významnými změnami. S. Turner (+4) analyzovali krátkověké izotopy uranu v 12 meteoritech různých typů (CV, CM, CI i dříve neurčených) a s překvapením zjistili, že 234U převažuje nad 238U a ten zase nad 230Th. Protože takové zastoupení musí nevyhnutelně po několika poločasech rozpadu radioaktivních izotopů v kosmickém prostoru vymizet, autoři nabízejí vysvětlující hypotézu v podobě transportu atomů uranu tekoucí vodou, jíž byly horniny vystaveny v průběhu posledních několika Myr. Voda v tekutém stavu se ve Sluneční soustavě běžně nevyskytuje, co je to tedy za vysvětlení? Za úkaz patrně může náraz, který meteority vymrštil a jehož energie roztavila vodní led mateřského tělesa. Alternativním vysvětlením by mohl být prudký ohřev slunečním zářením (např. při průletu komety těsným přísluním) nebo tečný průlet atmosférou některé planety, při němž se mateřské těleso rozehřálo, ale zcela neshořelo.

Dopad planetky do oblasti dnešního kráteru Chixculub před ~66 Myr způsobil masové vymírání, které dnes v paleografickém záznamu označujeme jako rozhraní křída–paleogén (většina z nás se ve škole učila o předělu mezi druho– a třetihorami) a které si většina lidí spojuje s vymřením dinosaurů. Impakt nebyl jedinou kataklyzmickou událostí, která Zemi v oné době postihla; souběžně docházelo k obřím výlevům nízkoviskózní lávy na různých místech zeměkoule – „souběžně“ je třeba chápat v geologickém slova smyslu, tj. plus mínus deseti– až statisíce let. V posledních několika dekádách se vede živá diskuze, zda srážka s asteroidem (⌀ 10–15 km, rychlost ~20 km/s, sklon 45°–60°) byla příslovečnou poslední kapkou, nebo šlo o událost, která celou sérii katastrof spustila. Až dosud chyběly zkameněliny dokazující, že dinosauři se po Zemi pohybovali ještě v době, kdy k nárazu došlo. R. DePalma v r. 2019 vzbudil rozruch, když publikoval šokující oznámení, že v Tanisu (souvrství Hell Creek, Sev. Dakota, USA) nalezl stopy (pravděpodobně) triceratopse, staré v době impaktu jen několik týdnů. Protože zpráva vyšla nejprve v nevědeckém a nerecenzovaném časopise (za což autor možná nemůže), část vědců objev odmítla. Po dvou letech dalšího průzkumu se autorskému týmu (R. Wehr +8) podařilo vytvořit úplnější obrázek místa, z něhož se skutečně zdá, že triceratops a nějaký další dinosaurus – snad dokonce opeřené mládě – se na místě nacházeli ve stejné době, kdy místní ryby zabily rozžhavené minerální kapičky padající z celé oblohy.

J. Bruggerová (+3) modelovali vývoj globálního vodního prostředí v období po dopadu chixculubské planetky. Autoři spojili známá data (vliv siřičitanových aerosolů, CO2, prachu, zastínění slunečního svitu atd.) se simulacemi vývoje mořské biosféry. Model ukazuje výrazné globální ochlazení na hladině oceánů a výrazný přísun výživných minerálních látek v důsledku promíchání usazenin na dnech a také přímo z impaktu a okyselení povrchových vrstev oceánů. To hned v prvních desetiletích po katastrofě umožňuje překotný nástup řas a sinic, které v mořích převezmou prakticky úplnou vládu nad všemi ostatními druhy. Přestože dopad planetky způsobí globální vymírání, najdou se druhy, které z něj profitují.

Horská pásma i jednotlivá pohoří ovlivňují erozní procesy (správněji bychom měli použít termín denudace, tj. souhrn všech erozí a přesun hornin v důsledku všech přírodních procesů) a tok vody do velkých vzdáleností od své geografické polohy. M. Tang (+3) využili odchylek zastoupení europia v minerálních zrnech zirkonu k odvození tloušťky zemské kůry v průběhu vývoje Země. Nejprostší pohled na vývoj vypadá prostě: v archaiku (prahory, před 4–2,5 Gyr) a fanerozoiku (prvohory, druhohory, …; před 0,54 Gyr až do současnosti) se tloušťka kůry (mírně) zvětšuje, zatímco v průběhu proterozoika (starohory, před 2,5–0,54 Gyr) se snižovala, a to až do té míry, že na konci období byl hlavní superkontinent Nuna–Rodinia prakticky plochý. Zatímco průměrná tloušťka zemské kůry byla v maximu archaika ~57 km (a dnes dosahuje podobné hodnoty), v minimu proterozoika měla jen ~40 km. Nízká orogeneze (tvorba nových pohoří) vede k zastavení koloběhu výživných látek a v důsledku k hladovění biosféry v oceánech, což by mohlo být vysvětlení pomalé evoluce v proterozoiku (zejm. ve srovnání s kambrickou populační explozí).

Kolik vody zemský plášť (dnes) obsahuje, je těžké zjistit a můžeme se řídit jen pomocnými vodítky. Voda se v plášti jistě vyskytovala (některé minerály by bez její přítomnosti nevznikly), pokusy s vysokými tlaky zase ukazují, že voda mezi minerály dlouho nevydrží a uniká. J. Dong (+3) provedli sérii pokusů s rostoucími tlaky a teplotami na minerálech wadsleyitu a ringwooditu, vysokotlakých variantách olivínu, které jsou schopné v sobě vodu udržovat i v podmínkách zemského pláště. Pokusy ukázaly, že tato schopnost se stoupající teplotou a tlakem klesá. Když se data přepočítají na celý objem zemského pláště, zvýšení jeho průměrné teploty o 300 K sníží jeho schopnost zadržovat vodu o 1,2–1,6 OM (= ocean mass, ekvivalent hmotnosti současných povrchových oceánů). Protože Země měla vnitřní teplotu po zformování kůry jistě vyšší než dnes, musel se voda, jíž bylo asi o 0,3–0,8 OM více, nacházet někde jinde než v plášti. Kde? Pravděpodobně na povrchu.

Poměr deuteria a obyčejného vodíku (D/H) v pozemských oceánech se liší od průměrné hodnoty známých těles Sluneční soustavy. Pro to existují dvě možná vysvětlení: buď zemská voda (alespoň její část) pochází odjinud, nebo v zárodečné mlhovině existovaly nerovnoměrnosti o velkých rozměrech; obě zdůvodnění potřebují další předpoklady a otázky spíš vyvolávají než vysvětlují. Z. Luo (+12) provedli sérii měření fotodisociace molekul HOD (polotěžká voda, jeden vodík běžný, druhý těžký) a zjistili, že na jaké části se molekuly rozpadnou, záleží na energii fotonů. Při rozbíjení světlem s vlnovou délkou 121,08 nm se přednostně odtrhne běžný vodík, zatímco u vlnové délky 121,6 nm se z molekuly většinou uvolní deuterium. Zatím není jasné, zda jde o vysvětlení pozorovaného nesouladu poměru D/H; autoři upozorňují, že efekt je nutné započítat do vývojových fotochemických modelů, protože je jisté, že v různých místech protoplanetárního disku panovaly různé podmínky.

1.3. Měsíc

Nález vody na povrchu Měsíce patří k nejdůležitějším objevům jeho výzkumu po návratu vzorků z misí Apollo (v dovezených horninách byla voda nalezena také, ale uvězněná uvnitř minerálů a skleněných kapiček). Část vody má nepochybně historický původ, část vody se na povrch dostává erozí ze zmíněných hornin; v r. 2019 se analýzou výstupů družice LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer, NASA, 2013–2014) ukázalo, že část povrchové vody na Měsíci vzniká bombardováním částicemi slunečního větru, kdy se volné protony zachycují na OH radikálech navázaných na částečky měsíčního regolitu. Molekuly vody se následně odpařují a tvoří slaboučkou parní atmosféru. Protože je Měsíc při každém oběhu 3–5 d v zákrytu Země, očekávali astrofyzici, že za tuto dobu přivrácená strana vyschne a zastoupení vodní páry se sníží. Zákryt je nikoli nutně optický (někdy též, ale jen při zatmění Měsíce), ale vždy je magnetický – Měsíc prochází ohonem zemského magnetického pole, který trvale vlaje za Zemí aktuálním směrem od Slunce. H. Z. Wang (+24) detailně prozkoumali data přístroje Moon Mineralogy Mapper (M3) z družice Chandrayaan–1 a zjistili, že poměr zastoupení OH / h3O se v průběhu času výrazně nemění, a to ani při průchodu Měsíce zemským stínem a magnetosférickým ohonem. Doplňkovým zdrojem protonů je zřejmě zemská atmosféra, resp. horní vrstvy magnetosféry. Dalším výstupem studie je, že poměr OH / h3O stoupá od rovníku k oběma pólům.

NASA oznámila plán vysadit u kráteru Nobile poblíž měsíčního jižního pólu vozítko VIPER (Volatiles Investigating Polar Exploration Rover, velikost asi jako plážová bugatka, hmotnost ~450 kg). Primárním cílem je mapování a hledání povrchové a těsně podpovrchové vody in situ, což je vzhledem k náročným světelným podmínkám v okolí měsíčního pólu nesnadnější úkol než jinde. Rover se bude muset pohybovat do velké míry autonomně, protože detailní mapy okolí Nobile neexistují, ale zároveň bude možné využít možnost přímého řízení ze Země (zpoždění činí řádově jen 1 s) – proto bude vybaven vlastními reflektory, aby mohl stále zastíněné dno kráteru osvítit. Vozítko má fungovat nejméně 3 měsíční dny a má po povrchu ujet ≥ 20 km. NASA celý projekt řídí a stará se o samotný rover, na místo jej má donést přistávací modul Griffin firmy Astrobotic a na Měsíc oba dopraví raketa Falcon Heavy firmy SpaceX. V době psaní tohoto textu je zřejmé, že projekt má zpoždění. Mj. proto, že se ve vědecké komunitě vyskytly pochybnosti, zda plánované přístrojové vybavení robotu skutečně umožní očekávanou vodu nalézt. Aktuální plán na vypuštění je konec r. 2024.

ESA oznámila plán vytvořit nad Měsícem soustavu navigačních družic obdobnou k pozemským sítím GPS / Galileo. Cílem je uspořit náklady na jednotlivé povrchové mise na komunikační aparatury – nyní každá sonda či rover musí nést plnohodnotné rádiové vybavení, pokud potřebuje komunikovat se Zemí. A stejně tak na Zemi jsou třeba velké talíře, schopné pokrýt vysílacím paprskem rozsáhlé území na povrchu Měsíce. Navigační síť usnadní geolokaci přístrojů na povrchu a do budoucna může sloužit jako základ pro retranslační stanice.

X. Che (+24) analyzovali dva vzorky lunárních bazaltů, přivezené na Zem v prosinci 2020 návratovým modulem mise Chang'e–5 (CNSA, rover + orbiter). Vzorky pocházejí z Oceánu bouří (Oceanus Procellarum), který je považovaný za geologicky nejmladší část povrchu Měsíce. Radiometrické datování olova ukazuje na vznik hornin před (1,963 ±0,057) Gyr, tedy později než u dosud známých měsíčních vulkanických hornin. Protože v té době muselo být zdrojové magma ještě tekuté, nemohlo za jeho teplotu být zodpovědné zbytkové teplo radioaktivního rozpadu uvnitř chladnoucího Měsíce. Jaký jiný zdroj tepla za pozdní vulkanismus zodpovídá, zatím není jasné – mohly by jím být slapové jevy, velký impakt (po kterém ovšem nezbyly jiné stopy, což je problém), anebo nějaký geochemický mechanismus snížení teploty tání hornin měsíčního pláště (víme, že podobný účinek má na Zemi voda – Měsíc ovšem nemá deskovou tektoniku).

S. Hu (+13) se zaměřili právě na zastoupení vody v uvedených měsíčních vzorcích. Autoři sledovali množství vody a poměr D/H v minerálech apatitu a ilmenitu v inkluzích bazaltů, z nichž odvodili možné limitní hodnoty pro zdrojové magma: pro vodu (283 ±22) µg/g, poměr D/H (1,06 ±0,25)×10−4. Když se započítají scénáře pro pravděpodobné částečné natavení v různých místech a krystalizaci jednotlivých minerálů, autoři odhadují, že průměrné množství vody v horninách měsíčního pláště nepřesahuje 1–5 µg/g. To prakticky vylučuje jedno z možných vysvětlení mladého vulkanismu z předchozího odstavce, resp. vyžaduje aby – pokud voda v plášti Měsíce přítomná byla – před poslední vlnou vulkanické aktivity vyschla. To opět vyžaduje nějaký jiný zdroj tepla než radioaktivní ohřev jádra.

Q.–L. Li (+15) provedli nezávislé datování vzorků z Chang'e–5 – izotopy olova je dovedly k hodnotě stáří (2,030 ±0,004) Gy před současností a poměru uranu a olova 238U/204Pb µ ~680. Stáří v rámci chyby souhlasí s první analýzou, z čehož autoři v souvislosti s nízkým poměrem µ vyvozují, že období celoměsíčního aktivního vulkanismu je potřeba prodloužit o 800–900 Myr do současnosti. Poměr µ se vejde do rozptylu hornin ze vzorků programu Apollo, ale je výrazně nižší než u bazaltů s draslíkem, vzácnými kovu a fosforem (KREEP = K, rare-earth elements, P), což pravděpodobně znamená, že magma z Oceánu bouří pochází z hlubších vrstev pláště a cestou na povrch se KREEP prvky nekontaminovalo.

To přímo potvrzují H.–C. Tian (+19), kteří se v analýze vzorků na KREEP prvky zaměřili. Z jejich výzkumu plyne, že přestože bazalty obsahují v průměru střední množství titanu a železa, izotopy stroncia a neodymu jsou na nízkých hodnotách, což svědčí (patrně opakovaném) částečném natavení a krystalizaci různých minerálů. Ze vzorků jsou tedy zřejmé tři věci: vulkanismus na Měsíci trval déle, za jeho udržení nemohlo být zodpovědné pouze teplo radioaktivního rozpadu v jádře chladnoucího tělesa a nejmladší vulkanické útvary na povrchu Měsíce nemusí mít nutně vysoký obsah KREEP prvků. Bez dalších vzorků se neobejdeme.

Q. Yuan prezentoval na konferenci Lunar and Planetary Science hypotézu vysvětlující existenci dvou obřích oblastí s vyšší hustotou než okolí na rozhraní vnějšího jádra a spodního pláště Země. Skutečně, v kapitole o Měsíci píšeme o Zemi. Oblasti – seismologové je nazývají provincie, přesněji large low-shear-velocity province (LLSVP) – jsou dvě, jedna pod Afrikou, druhá pod Tichým oceánem a jejich původ a složení je neznámé. Autor nabízí vysvětlení v podobě zachycených a nerozpuštěných částí původního pláště – buď Země, nebo tělesa Theia, které se se Zemí srazilo, a z jejichž společných zbytků se pravděpodobně zformovala dvojplaneta Země–Měsíc. „Provincie“ vypadají jako chocholy peří nebo obrovské atomové hřiby, z nichž v menších hloubkách vyrůstají plášťové chocholy, jež zespodu zásobují sopky magmatem. Nepřímý důkaz pro uvedenou hypotézu spočívá v nedávné analýze izotopů radioaktivních prvků z islandských a samojských sopek – v jejich magmatu se totiž našlo zastoupení odpovídající složení zemského pláště v prvních 100 Myr po vzniku Země. Že Island ani Samoa neleží nad zmíněnými provinciemi? Nyní skutečně ne, ale v době, kdy magma z pláště začalo stoupat nahoru, byste je na seismické mapě Země našly přesně tam, kde bylo třeba. Důkazy jsou pouze nepřímé, na pomoc může přijít numerické modelování a pokroky v geofyzice.

E. Asphaug (+4) hledali další možné varianty srážky Země s Theiou, které by vysvětlily podobnost měsíčních a pozemských hornin. (Připomeňme: nejjednodušší varianta přímé srážky rané Země s jinou planetou velikosti zhruba dnešního Marsu dobře vysvětluje vznik Měsíce, ale špatně jeho geologické složení – většina materiálu Měsíce v tomto scénáři musí pocházet z Theiy a těžko předpokládat, že ta měla shodné složení se Zemí.) Autoři prozkoumali situaci, kdy se tělesa tvrdě srazí rychlostí mírně (~20 %) větší, než je úniková rychlost, pod úhlem ~45° (ten předpokládá i základní scénář). Srážka trvající zhruba ? h obě planety šeredně pocuchá, načež se jejich podstatné zbytky rozletí po svých drahách. Vtip hypotézy je v tom, že z obecných dráhových simulací víme, že tečné nebo částečné srážky často vedou k dalším srážkám; autoři proto vybrali ty varianty, kdy se Země a (stále ještě) Theia po 0,1–1 Myr znovu srazí, tentokrát už nižší vzájemnou rychlostí. Při opakované srážce pak skutečně kolem Země vznikne protoměsíční disk o hmotnosti 2–3 M☾; důležité je, že jeho sklon vůči ekliptice je náhodný a jeho materiál je dostatečně namíchaný z obou původních těles.

1.4. Mars a měsíce

Data z marsovské sondy InSight (INterior exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport, NASA, 2018–2022) začínají vydávat první tajemství. Přestože cesta k výsledkům není jednoduchá ani v případě přístroje usazeného přímo na povrchu planety (o tom více níže), trpělivost přináší novinky i v oblasti areologie, tedy geologie a geofyziky Marsu.

B. Knapmeyerová–Endrunová (+34) analyzovali seismometrická data z prvních 2 let práce sondy na povrchu; přímá pozorování seismických vln P a S (podélné / tlakové a příčné) a jejich odrazů od povrchu (PP, SS, PPP, SSS) ukázala, že kůra Marsu má nejméně dvě vrstvy, možná tři (zemská kůra má vrstvy tři). Pokud platí první možnost, tloušťka kůry pod místem přistání sondy činí (20 ±5) km, pokud druhá, tloušťka je (39 ±8) km. Oba výsledky jsou v rámci chyby v souladu s odhadem rozsahu tloušťky celé planety z orbitálních modelů gravitačního pole, tedy 24–72 km. Proč není jasné, zda jsou vrstvy dvě nebo tři? Ze získaných dat nelze jednoznačně rozhodnout, jestli druhé detekované rozhraní tvoří předěl mezi vrstvami samotné kůry (třívrstvý model), anebo jde o hranici mezi kůrou a svrchním pláštěm.

A. Khan (+29) použili stejná data k analýze větších hloubek ≤ 800 km pod povrchem Marsu. Autoři se zaměřili na nízkofrekvenční „marsotřesení“, jejichž seismický obraz lze vysvětlit existencí vrstvy s nízkou rychlostí zvuku, která je analogií podobné vrstvy pod pozemskou litosférou, ale ve větších hloubkách než na Zemi. Z kombinace numerických modelů s omezeními plynoucími z odrazů obou typů vln vychází předpověď, že oproti svrchnímu plášti je kůra Marsu obohacena 13–20× více teplo produkujícími (tj. radioaktivními) prvky. Teplo z radioaktivního rozpadu patrně zahřívá vrstvu pod litosférou a činí ji hůře prostupnou pro seismické vlny.

S. C. Stähler (+40) se „podívali“ do ještě větších hloubek až na vlastnosti rozhraní jádra a pláště Marsu. Seismická data limitují poloměr tekutého kovového jádra na (1830 ±40) km. Veliké jádro – vzhledem k poloměru planety – naznačuje, že plášť Marsu postrádá dělení na svrchní a spodní, jako má Země. V případě Marsu patrně roli spodního pláště převzalo tekuté jádro, které má průměrnou hustotu 5,7–6,3×103 kg/m. Nízká hustota vyžaduje nezanedbatelnou příměs lehčích prvků než železo / nikl. Seismický stín jádra – oblast, která je kvůli pohlcení seismických vln na jeho rozhraní neprůhledná – zahrnuje polovinu povrchu Marsu, bohužel včetně pravděpodobně seismicky nejaktivnějších oblastí v okolí sopečné planiny Tharsis. To je patrně důvod, proč InSight zachytil jen málo větších „marsotřesení“.

Sonda, jejíž primárním zdrojem energie jsou solární články, se potýká s hlavním problémem všech podobných průzkumníků na Marsu: prachem. V polovině roku ještě před průchodem planety aféliem museli inženýři sáhnout k improvizaci – větrní rarášci, kteří v minulosti několikrát zachránili ostatní pozemské přístroje, se místu přistání v oblasti Elysium Planitia opakovaně vyhýbají. Technici nejprve zkoušeli slunečními panely zatřást pomocí servomotorů ve vyklápěcích ramenech. Bez výsledku, proto došlo na nečekaný manévr – sonda pomocí své ruky s bagrovací lžící nabrala hrsti kamenité půdy a v době silného větru je rozsypávala na sluneční panely. Trik zafungoval, vítr kamínky po panelech kutálel a porušil souvislou vrstvu prachu, který se na kamínky nabalil. Sonda okamžitě zaznamenala zvýšený příkon, což jí umožnilo přežít do třetího roku své dvouleté plánované mise. Kuriózní je, že pohyby potřebné k očišťovacímu manévru robotickou ruku inženýři naučili při neúspěšných pokusech o zavrtání podpovrchové části sondy.

Vozítko Curiosity (NASA, přistání VIII 2012, ujetá vzdálenost > 31 km) nalezlo další důkaz přítomnosti vody. T. F. Bristow (+32) nalezli v jílových minerálech odvrtaných z úbočí Mount Sharp (středový vrcholek kráteru Gale) na místech vzdálených ~400 m rozdíly způsobené různě dlouho prosakující solankou MgSO4. Síran hořečnatý se nadšeně rozpouští ve vodě („epsomská sůl“) a leptá křemičité minerály a tvoří na povrchu hornin povlak. Všudypřítomnost těchto povlaků na Marsu je podle všeho posledním projevem povrchové vody před úplným vyschnutím planety před ~3,5 Gyr.

18. února 2021 úspěšně přistál rover Perseverance (NASA, 6 kol, hmotnost ~1 t, velikost malého auta) v kráteru Jezero. Vozítko je vybaveno sedmi vědeckými přístroj, 19 kamerami, 2 robotickými rameny a úložištěm pro sběr vzorků hornin a atmosféry. Součástí mise je malý vrtulník Ingenuity (⌀ rotoru 1,2 m, hmotnost 1,8 kg), jehož primárním účelem bylo technologické ověření schopnosti létat v jiné atmosféře než pozemské. Rover má radioaktivní zdroj energie, vrtulníček je odkázaný pouze na sluneční panely. Plánovaná životnost vozítka je 2 r, vrtulníček už svou životnost asi 30× překročil (v době psaní tohoto textu za sebou má 2,5 r fungování, 69 letů s celkovou dobou > 2 h a ~15,5 nalétaných km). Rover ujel během prvního roku činnosti po povrchu asi 10 km. Oba stroje pracují ve velké míře zcela autonomně, což platilo i pro přistání pomocí závěsného jeřábu; vrtulníček pomáhá pro vozítko mapovat terén.

V srpnu se Perseverance pokusil o první odběr vzorku hornin, který skončil neúspěchem; odběrová tuba zůstala prázdná, s největší pravděpodobností proto, že odvrtávaná hornina se rozdrolila na prach. O měsíc později se odběr vzorku na jiném místě podařil podle plánu (od té doby ještě 25×); vozítko nasbírané vzorky upustí v oblasti Three Forks a plánovaná mise Mars Sample Return (NASA / ESA; plánovaný start 2030) by je měla vyzvednout a dopravit zpět na Zem.

Oblast přistání byla zvolena v místě s předpokládaným historickým výskytem vody, což potvrdilo detailní snímkování místa přistání v kombinaci s prvními snímky kamer z roveru – nasnímané usazeniny v kráteru jsou v různých vrstvách vytvořené z různě velkých balvanů, jež střídají písečné mezivrstvy. Geologové data interpretují jako výsledek periodického intenzivního zaplavování oblasti prudkými povodněmi, střídaného obdobími klidné jezerní sedimentace. Vozítko se bude opakovaně vracet k místu přistání a od něj zkoumat dno kráteru hvězdicovitě všemi směry, příštím cílem je dávná delta řeky s předpokládaným výskytem jílů a možná zkamenělými zbytky mikrobiálního života, pokud se na Marsu kdy vyskytoval.

Čínské vozítko Ču–žung (Zhurong), pohyblivá část mise Tchien–wen 1 (CNSA, „Nebeská otázka“, start 2020), se 15. května 2021 svezl z přistávací plošiny (ta měkce přistála o den dříve) a začal pouť po povrchu Marsu v oblasti Utopia Planitia. Úkolem roveru je spektroskopický průzkum povrchu, měření podpovrchovým radarem a sběr dat o počasí a atmosféře. Mise má ještě orbitální část, která na nízké dráze (~275 km, oběh ~8 h) snímkuje povrch, provádí spektroskopii atmosféry a měří magnetické pole planety. Celá mise je významným úspěchem nezávislé čínské kosmonautiky ve výzkumu Marsu (předchozí spolupráce s Ruskem skončila r. 2012 po ztrátě družice Fobos–Grunt). První výsledky potvrdily funkčnost všech tří modulů, rover během prvních 60 solů ujel vzdálenost 450 m a poslal na Zem první snímky viditelně erodovaných balvanů v okolí. Stacionární modul poskytl data o písčitém podloží, jehož povrchová vrstva je překvapivě silně „utažená“, patrně důsledkem silné větrné eroze.

Družice Al–Amal („Naděje“, UAE, start 2020) pořídila nedlouho po usazení na oběžné dráze kolem Marsu UV snímky polárních září. Ty nebyly úplným překvapením, o jejich existenci víme od prvních pozorování družicí MAVEN (NASA, start 2013) z r. 2017. Al–Amal je pro pozorování protonových polárních září lépe vybavena, což může pomoci odpovědět na otázky související s intenzivním odnosem vrchních vrstev atmosféry do volného prostoru. Za ně je zodpovědná abraze (obrušování) slunečním větrem, ale přítok energie do atmosféry v podobě toku protonů podél magnetických siločar nepochybně hraje podpůrnou roli – čím více energie v atmosféře je, tím snadněji je náchylná k extrémním projevům; to začínáme jasně pociťovat na Zemi. Družice je úspěchem Spojených arabských emirátů, mise je zajímavá je mj. tím, že většinu realizačního týmu tvoří ženy (včetně vedoucích míst) a jde o výsledek spolupráce s indickou kosmickou agenturou ISRO.

T. A. Goudge (+3) zkoumali celkovou topografii Marsu z pohledu na hydrologického cyklu. Na povrchu planety se nachází na 200 jezerních pánví. Protržení jejich hrází vedlo k místním záplavám – jev dobře známý např. z pozemských ledovcových jezer v horách. Autoři porovnáním sklonu terénu, šířky a hloubky kaňonů a délky říčních údolí došli k závěru, že na Marsu byla eroze způsobená těmito záplavami zodpovědná za 24 % celkového objemu vyhloubených údolí, přestože jejich délka činí jen 3 % celkové délky všech údolí.

Současný objem (zmrzlé) vody na Marsu představuje zhruba tisícinu mořských oceánů; kdyby se (roztátá) voda rozprostřela po celém vyhlazeném Marsu, měl by oceán hloubku ~20–40 m. Morfologické útvary na skutečném povrchu ukazují, že původní množství vody, které je vytvořilo, muselo odpovídat mocnosti vody ~100–1500 m. Kam se takové množství vody může ztratit? Víme, že část eroduje v podobě vodní páry do volného prostoru, stačí to k vysvětlení? E. L. Scheller (+4) si povšimli, že poměr D/H zjištěný v současných marsovských horninách k vysvětlení ztráty vody pouze atmosférickou ztrátou nestačí. Když do klimatického modelu planety přidali parametr pro ztrátu vody dovnitř planety, do hornin kůry, ukázalo se, že během éry Noachian (před 4,1–3,7 Gyr) se sníží objem povrchové vody o 40–95 % na současnou úroveň již před ~3 Gyr, což dobře odpovídá geologickému záznamu. Je tedy možné, že za vyschnutí Marsu nemohou (jen) atmosférické procesy a dráhový vývoj, ale také samotná geologie planety, resp. nevratné geochemické procesy.

Skutečná ztráta vody skrze atmosféru Marsu je sama o sobě zajímavá otázka. J.–Y. Chaufray (+12) použili data z přístroje SPICAM (Ultraviolet and Infrared Atmospheric Spectrometer) družice Mars Express (ESA, na oběžné dráze od XII 2003) k odvození rychlosti odparu vody v letních měsících během několika po sobě jdoucích letech. Měření vykazují značné rozdíly (od ~1025 po 6×1026 molekul/s) a očekávané sezónní variace; jako na potvoru se ve sledovaném období nevyskytla série opravdu velkých prachových bouří. O nich víme, že se na Marsu vyskytují, ale zatím nemáme data, jak (a zda) ovlivňují vodní odpar. Ani při nejlepší vůli však pozorovaný únik vody z atmosféry nestačí: přepočet na globální oceán dává odhad ztráty vody v rozmezí ~33–2 000 mm na miliardu let; ani za 4 Gyr se tedy neodpaří do volného prostoru dost vody, což podporuje závěry předchozího odstavce.

Vozítko Curiosity detekovalo v r. 2014 v kráteru Gale atmosférický metan; spektroskopie z oběžné dráhy z družice Trace Gas Orbiter (TGO, ESA / Roskosmos, na oběžné dráze od X 2016) následně pozorování nepotvrdila. Žádný další přístroj následně jinde na Marsu významnou přítomnost metanu nezaznamenal. Jde o dlouholetou záhadu. Ch. R. Webster (+12) publikovali spektroskopická měření Curiosity, jež metan opakovaně zaznamenávají; dlouhodobá data vykazují denní proměnnost i sezónní variace (ani jedny nekorelují s činností nebo teplotou samotného robota, zdrojem metanu tedy podle všeho není on sám). Hodnota pozadí činí ~0,05 ppbv (miliardtin částic v objemu), nejvyšší vrchol koncentrace dosáhl v létě 2019 hodnoty (20,5 ±4) ppbv na začátku dne. F. Montmessin (+19) oznámili, že TGO z oběžné dráhy v období 1,44 r (marsovského) nezaznamenal v atmosféře koncentraci větší než 20 pptv (biliontin částic v objemu), a to i při vyloučení vlivu prachu v atmosféře v průběhu prachových bouří. Víme tedy, že metan se v kráteru Gale opakovaně uvolňuje, převážně v noci, během dne jeho koncentrace rychle poklesne pod měřitelné hodnoty; nevíme, odkud se uvolňuje a proč právě (nebo dokonce jen?) v okolí Curiosity.

Mineralogické výzkumy pozemských meteoritů marsovského původu v posledních letech ukázaly, že Pramars se rychle zformoval v prvních 10 Myr existence Sluneční soustavy a jeho akreční oblast se jen částečně překrývala se zemskou. J. M. Y. Woo (+3) provedli sérii vývojových simulací mnoha částic s různým uspořádáním drah Jupiteru a Saturnu. Eliptické dráhy obou obrů podobné současné situaci umožní Marsu vzniknout rychleji, ale jeho akreční oblast je silně ovlivněná vznikající Zemí (a Venuší). Kruhové dráhy obřích planet vedou sice k pomalejšímu zformování Marsu (i ostatních terestrických planet), zato se jejich akreční oblasti nepřekrývají, což napovídá, že pokud nebyly původní dráhy obou obrů přímo kruhové, nejspíš měly alespoň nižší excentricity než dnes. Hypotézu by mohly potvrdit či vyvrátit přesnější analýzy hornin z Merkuru a/nebo Venuše.

1.5. Jupiter a měsíce

R. S. Giles (+11) oznámili pozorování jasného přechodného zjasnění v atmosféře Jupiteru přístrojem UVS (UltraViolet Spectrograph) na palubě družice Juno (NASA, start 2011, přílet k Jupiteru VII 2016). Spektrum zjasnění odpovídalo záření černého tělesa s teplotou ~9,6 kK ve výšce 225 km nad referenční hladinou (tlak 1 bar). Jev trval mezi 17 ms a 150 s, což odpovídá charakteristice bolidu v atmosféře Jupiteru. (Juno vcelku běžně pozoruje na Jupiteru blesky, které mají typickou dobu trvání 1–2 ms.) Jasnost záblesku dává odhad hmotnosti impaktoru 250–5 000 kg, tj. průměr 1–4 m. Na základě dřívějších pozorování Juno v předchozích 27 přiblíženích k planetě autoři odhadují, že ročně takových a větších těles na Jupiter dopadne ~24 tisíc.

Měření hloubky vírů v Jupiterově atmosféře není snadná záležitost. Opakované průlety družice Juno poskytly M. Parisiové (+14) možnost určit hloubku Velké červené skvrny (GRS) z poruch gravitačního potenciálu planety. Dva nezávislé způsoby vedou ke stejnému odhadu, že GRS nedosahuje do větší hloubky než 500 km od horní vrstvy mračen (to odpovídá tlaku ~660 bar). S. J. Bolton (+25) využili přímá mikrovlnná měření přístroje MWR (Microwave Radiometer) družice Juno k určení hloubky GRS. Přímá analýza dává odhad špičky víru v hloubce odpovídající tlaku 5–10 bar pod kondenzační hloubku vody s pravděpodobným dosahem až do ~100 bar, kam MWR nedohlédne. Je tedy téměř jisté, že velké bouře na Jupiteru propojují vrchní (plynnou) atmosféru s hlubokou, v níž se voda a čpavek nacházejí v kapalném skupenství.

J. O'Donoghue (+6) hledali vysvětlení, proč má horní vrstva atmosféry Jupiteru vyšší teplotu, než odpovídá množství slunečního záření, které planeta zachytí. Navrhované modely ohřevu energií z nižších vrstev, ať už prostřednictvím zvukových nebo gravitačních vln by měly být snadno odlišitelné od přísunu energie z magnetického pole prostřednictvím polárních září. Autoři proto provedli sérii IR spektroskopických měření celého kotouče planety od rovníku k oběma pólům, což ukázalo, že teplota nejvyšší atmosféry skutečně od pólů k rovníku rovnoměrně klesá. Dokonce se podařilo zachytit náznak postupující energetické vlny, patrně v důsledku zvýšení sluneční aktivity a zploštění magnetického pole Jupiteru.

J. R. Callingham (+14) interferometricky sledovali trpasličí dvojhvězdu CR Dra v nízkých rádiových frekvencích a objevili tři jasné záblesky, jejichž spektra a časový průběh naznačují, že se skládají z jednotlivých nerozlišených kratičkých záblesků. Zarážející je podobnost pozorování dvojice trpaslíků spektrální třídy M s polární září Jupiteru ve stejném frekvenčním rozsahu. Dvojhvězda má fotometrickou periodu (1,984 ±0,003) d, která se v rádiových datech nijak neprojevuje (což může být výběrový efekt způsobený nešikovnými pozorovacími okny). Autoři nabízejí vysvětlení podobnosti obou pozorovaných jevů v podobě stejného zdroje záření: nestabilita elektron–cyklotronového maseru. Interakce mezi hvězdou a jejími souputníky patrně může mít stejné projevy, ať je souputníkem (velká) planeta, anebo (malá) hvězda.

1.6. Saturn

M. Saillenfest (+2) se pokusili vysvětlit sklon rotační osy Saturnu vůči ekliptice pomocí pozorované slapové migrace jeho největšího měsíce Titanu. Obří planety se v numerických modelech obvykle zrodí s rotační osou prakticky kolmou vůči rovině oběhu. Stávající sklon Saturnu s hodnotou 26,7° se dosud obvykle vysvětloval jako výsledek spin–orbitální rezonance mezi Saturnem a Neptunem při migraci velkých planet ke Slunci před ~4 Gyr. Nedávno zjištěné rychlé vzdalování Titanu od Saturnu však ve vývojových modelech účinně zabrání, aby Saturn spadl do rezonančních pastí. Autoři proto navrhují model s mnohem mladší rezonancí před ~1 Gyr už na současné dráze planety, s postupným nakláněním rotační osy Saturnu z původní hodnoty ~3° na současnou. Stejný model autoři uplatnili na dynamický vývoj Jupiteru a jeho měsíců, jejichž zrychlující se vzdalování může naklonit Jupiter (nyní rotující prakticky kolmo k rovině oběhu) až na hodnotu ~37°.

1.7. Uran, Neptun

Superiontová voda (superionic water) je zvláštní skupenství vody (fakticky vodního ledu), v němž se za velmi vysokých tlaků a teplot atomy kyslíku uspořádají do pravidelné krystalové mřížky, mezi jejímiž uzly se atomy vodíku mohou volně pohybovat. Takový – donedávna pouze teoretický – materiál vykazuje známky pevné i tekuté látky zároveň a z pochopitelných důvodů jej v našich podmínkách jen těžko dokážeme vyrobit a udržet po dlouhou dobu. V. B. Prakapenka (+3) na základě svých experimentů s rentgenovou krystalografií navrhli možnost, jak ověřit, zda se tento typ materiálu skutečně vyskytuje na ledových planetách Sluneční soustavy, kde se předpokládá jak výskyt dostatečného množství vody, tak potřebné vysoké tlaky a teploty. Oproti prvním experimentům se superiontovou vodou se zdá, že křivka tání je o něco vyšší (zajímavá fyzika na obzoru?); ze zkušenosti víme, že pozorování skutečné přírody vždy předčí naši fantazii a laboratorní praxi.

1.8. Trpasličí planety

Nejvzdálenější pozorovatelná tělesa Sluneční soustavy se nacházejí v Edgeworthově-Kuiperově pásu a jejich fyzikální vlastnosti jsou dosud poměrně málo známé. Snad se podaří pozorovat s dobrým rozlišením aspoň několik objektů v pásu pomocí JWST. P. Lavvas (+6) analyzovali chemické složení mlhy kolem Pluta pomocí aparatury kosmické sondy New Horizons a zjistili, že mlha obsahuje komplexní organické sloučeniny, které barví organický led (C4h3) do modra. Podobná mlha obklopuje také Saturnův Titan, jak zjistila sonda Cassini, ale organické sloučeniny jsou slabší složkou, protože Titan je teplejší. O něco více organických látek (C2H4) než u Titanu se pozoruje v mlze kolem Neptunova měsíce Triton. Měření pomocí sondy New Horizons však ukázalo, že mlha kolem Pluta hraje menší roli v udržování teplotní rovnováhy v porovnání s významnou rolí mlhy nad Titanem. A. Morison (+2) kolegové studovali poměry v polygonální pánvi na povrchu Pluta, jež je vyplněna do hloubky 10 km ledem dusíku. Dospěli k závěru, že tepelný výkon je o řád nižší, než se dosud předpokládalo.

K. J. Napier (+50) kritizovali hypotézu, kterou v r. 2016 publikovali Konstantin Batygin a Michael Brown. Autoři domněnky usoudili z rozložení perihelií vzdálených transneptunskych těles, že jsou závislá na planetě o hmotnosti (5÷10)×⊕, jež obíhá ve vzdálenosti cca 250 au od Slunce. Americký vědecký týdeník Science ve svém čísle 6531 (19. II. 2021) považuje zmíněnou domněnku za nepravděpodobnou. V roce 2016 mne česká verze amerického populárně vědeckého časopisu požádala, abych se k té hypotéze vyslovil. Už tehdy jsem měl proti té domněnce silné argumenty. Teď má domněnka na kahánku.

1.9. Planetky

S. Cambioni (+21) zjistili, že družice vyslané do blízkosti kamenných planetek zobrazují pokrývku povrchu subcentimetrovými kamínky. Také snímky uhlíkatých planetek pořizované dalekohledy vykazují pokrytí povrchu regolitem včetně ověřených vzorků prozkoumaných in situ planetek Ryugu (162173) a Bennu (101955). Ryugu i Bennu však postrádají větší plochy bez regolitu navzdory bombardování povrchu regolitu a tepelným šokům. Silně porézní povrch je spíše stlačován než rozlámán. Tepelné šoky jsou mírnější než v hustších kamenných planetkách. Díky vyšší porozitě uhlíkatých planetek se tvoří brekcie, jež mezi uhlíkatými chondrity dominují.

Lauri Sitala a Mikael Granvik spočítali pomocí algoritmu Markov Chain hmotnost a hustotu planetky (16) Psyche. Předtím už velmi přesně určili tyto parametry pro planetky (1) Ceres a (4) Vesta. Obojí parametry byly ověřeny pomocí družice Dawn. NASA nyní odstartovala na epochální cestu k 10 planetkám v rámci mise Psyche. Autoři spočítali hmotnost planetky Psyche =(1,117 ±0,039)×10-11 Mʘ a také její střední hustotu (3,88 ± 0,25) g cm-3.

1.10. Křížiči

Mezinárodní tým zahájil přípravu aktivního zásahu planetky Didymos jejím malým měsíčkem Dimorphos projektilem DART. Do projektu jsou významně zapojeni čeští astronomové, kteří před léty vhodný měsíček objevili. Náraz by měl ověřit, že v případě tělesa větších rozměrů a hmotnosti, které by zkřížilo dráhu Země, byla by možnost odvrátit katastrofu preventivní změnou dráhy vetřelce.

1.11. Nové komety

Koncem června 2021 se podařilo dokázat na základě 40 pozorování pohybu komety 2014 UN 271 v letech 2014-2018, že jde o obří kometu z Oortova oblaku, která projde přísluním v r. 2031 nedaleko za drahou planety Saturn. Kometu objevili astronomové Bernardinelli a Bernstein v r. 2014, ale kometa vykazovala velmi pomalý pohyb, takže trvalo 4 roky, než se podařilo přibližně určit její geometrickou dráhu. Definitivní dráhu komety určila dostatečně přesně řada astronomů, kteří odhadli její velikost jako superkometu o průměru přibližně 150 km. V roce 2031 budou už pracovat velké pozemní teleskopy (přehlídkový teleskop Věry Rubinové a obří dalekohled Extremely Large Telescope Evropské jižní observatoře o průměru primárního zrcadla přes 39 metrů).

2. Slunce

Igor V. Sokolov (+8) publikovali model se zkrouceným magnetickým polem pro nízkou sluneční korónu poháněný turbulencí Alfvénových vln. Simulovali magnetické pole ve fotosféře a předpokládali magnetohydromagnetické (MHD) Alfénovy vlnové turbulence a jejich nelineární disipace jako jediný zdroj ohřevu koronálního plazmatu. To nakonec vede ke snížení teploty v koronálních dírách. Docílili tak dobrého souhlasu s realitou při počtu kolem 200 turbulentních jader.

David Hathaway a Lisa Uptonová studovali pohyby supergranulí pomocí helioseismické a magnetické kamery HMI na sluneční družici (NASA). Měření probíhala po dobu téměř 10 let v hodinových intervalech. Při zpracování bohatého pozorovacího materiálu autoři studie studovali jako kompromis každý čtvrtý snímek. Hodinová měření byla zprůměrována po 34 dních. Autoři tak získali denní mapy pro všechny šířky i délky slunečního disku a pro všechny rychlosti v šířce a délce. Buňky poblíž severního a jižního pólu slunečního disku cestovaly směrem ke slunečním pólům rychlostí 2 m/s prográdně a podél rovníku. Ve vysokých šířkách se buńky posouvaly po konvekční poledníkové zóně, nikoliv podél slunečního rovníku.

Thomas R. Ayres zveřejnil údaje o ukončeném 24. cyklu sluneční činnosti pro krátkovlnné pásmo 11÷30 μm.Autor upozorňuje, že toto pásmo není pozorovatelné ve větších vzdálenostech od Slunce, protože tomu brání silná absorpce ultrakrátkých vln interstelárním H I. Pozorovat lze UHE aktivitu horké koronární čáry Si XII 52 μ (8 MK) a druhé nejjasnější čáry patřící C III 97,7 μ.

Efekt sluncetřesení během slunečních erupcí předpověděl C. L. Wolff v r. 1972. Ruizhu Chen a Junwei Zhao se zabývali sluncetřeseními na základě pozorování sluncetřesení jako doprovodného jevu slunečních erupcí. Autoři během 24. cyklu vybrali 60 silných slunečních erupcí. Z nich jen 24 erupcí bylo doprovázeno 41 sluncetřeseními. Z toho 33 z 38 třesení směřovalo do fotosféry, takže dotyk s fotosférou vyvolal zpětné oscilace.

autoři publikovali seznam bouří a polárních září v Číně v intervalu let 193 B. C. až 1911 A. D. Po roce 1500 A. D. čínská magnetická šířka výrazně klesla. To velmi usnadnilo identifikaci CMEs (= coronal mass ejection) jak v maximech, tak minimech sluneční činnosti. V současné době, kdy sklon centra geomagnetického pole v Číně je menší než 15°,to vede ke zvýšení energie geomagnetického pole. V době Maunderova minima sluneční activity, kdy byl sluneční vítr zeslaben, se zmenšilo množství iontů, ale na vrcholu zůstalo zachováno. Zachovány jsou I vlnové délky čar polárních září (427,8 nm – modrá); (557,7 nm – zelená) a (630,0 nm – červená).

Hisashi Hayakawa (+3) publikovali pozorování Daniela Möglinga z let 1626-1629. Möglingova pozorování se pravděpodobně uskutečňovala pomocí dírky a camery obskury. V porovnání s dalekohledem proto byla pozorování systematicky podceňována a tzv. sluneční číslo Mögling systematicky podceňoval v rozmezí 33÷52 %.

Hisashi Hayakawa (+6) se věnovali průběhu Maunderova minima (zde MM). Dosud se má za to, že šlo o jedno velké minimum v letech 1645-1715. Autoři však poznali na základě několika dochovaných pramenů, že MM bylo daleko komplikovanější. Autoři studovali záznamy o MM v archivu Ruské národní knihovny v Petrohradě a dále v archivech Eimmartovy observatoře z let 1681-1709. Autoři zjistili, že na observatoři Eimmar se uskutečnilo 78 pozorování, což je druhá nejdelší pozorovací řada. Na observatoři v Altdorfu se pozorovalo ve 4 nocích, na Hoffmannově observatoři 22 nocí a na Wideburgu 25 nocí. Mezi lety 1677 až 1709 se souhrnně pozorovalo od 73 % do 67 %.

Hisashi Hayakawa (+3) se systematicky věnovali epoše Maunderova minima (1645-1715). Poprvé byly pozorovány dalekohledy sluneční skvrny v r. 1610. V té době bylo Slunce mimořádně klidné a bez slunečních skvrn. Navzdory tomu Slunce dále vysílalo hmotné koronální výrony. Pokud koronální výrony zamířily k Zemi, pozorovali pozemšťané polární záře. V období Maunderova minima byla ve střední Evropě pozorována polární záře 1. VI. 1680. Předtím koncem května (22.; 24.; 27.) se na povrchu Slunce vyskytla sluneční skvrna. To znamená, že koronální díry fungovaly a Slunce vysílalo usměrněné geomagnetické bouře.

Hisashi Hayakawa (+9) s týmem se věnovali záznamům extrémní sluneční a geomagnetické bouře v lednu 1938. Autoři studie posuzovali průběh bouře s ohledem na záznamy aktivních oblastí na Slunice, slunečních erupcí, geomagnetických bouří, výskyt polárních září a kolísání intensity kosmického záření. V té době se postupně vyskytly tři geomagnetické bouře: 17/18 ledna (Dcx ≈ -171 nT); 21/22 (-328 nT) a 25/26 ( -336 nT). První bouře byla nejsilnější (pokles ≈6 % a 63 nT), druhá bouře byla slabší (≈ 2 % a 63 nT) a třetí nejkratší a nejslabší.

Hisashi Hayakawa (+5) popsali vzácnou koncentraci tří geomagnetických bouří během jediného roku 1941. První bouře 1. III. byla tak silná, že došlo k zahlcení signálů na třech stanicích ze čtyř. Zdrojem byla mohutná sluneční erupce, která se odehrála 28. II. během pouhých 9 minut v čase 09:29 – 09:38 GMT. Na stanici Abinger dosáhla magnetická indukce hodnoty 35 nT. Tehdejší bouře pádila od Slunce rychlostí 2 260 km/s. Během roku 1941 byla Země zasažena třemi silnými magnetickými CME (4.; 12.; 5.;), což je dosud nepřekonaný rekord.

Ciara A. Maguire (+4) studovali dynamické výbuchy a eruptivní události, které mohou prorážet sluneční korónu. Výbuchy mohou urychlovat elektrony a vedou k emisi II. typu radiových vzplanutí. Dosud není jasné, jak vznikají koronární šoky. Určité vodítko poskytují dlouhé rádiové vlny v pásmu aparatur LOFAR. Rádiové zdroje II se nacházejí ve vzdálenostech ~0,5 Rʘ nad výtryskem a pohybují se rychlostí ~1 000 km/s , tj. pětkrát rychleji než rychlost výtrysku ~200 km/s. Odtud plyne, že rádiové výbuchy jsou urychlovány rázovými písty v nízké koróně.

K. Muglach využil družici Hinode/EIS, jež byla vypuštěna v září 2006 v široké mezinárodní spolupráci japonské, britské, americké, ESA a Norské kosmické agentury ke studiu magnetického pole a koróny Slunce pomocí optického dalekohledu o průměru 0,5 m, EUV spektrometru (EIS) a XRT/EUV rtg. teleskopu. Autor změřil polohy 35 pat koronálních výtrysků a věnoval se především třem případům, jež sloužily jako různé hodnoty erupčních scénářů.

L. Nouzák (+7) s týmem sestrojili prototyp poháru pro měření množství plazmatu v kosmickém prostoru pro 26. misi Luna. Prototyp poháru dokáže zaregistrovat prachové částice s rychlostmi v rozmezí 0,2÷60 km/s. Pohár dokáže zachytit částice meziplanetárního prachu a také prachu, který se vznese z povrchu Měsíce. Další pohár bude schopen měřit prach s citlivostí o řád větší.

3. Hvězdný vesmír

3.1. Exoplanety a jejich měsíce

F. C. Adams (+2) zjistili, že počátek stavby obřích plynných planet spočívá v materiálu cirkumstelárního disku o hmotnosti v rozmezí 0,1 MJ ÷10 MJ, jenž vstoupí do Hillovy koule a využije materiál uvnitř Hillovy koule. Životnost disku, akreční růst a další vstupní parametry určují výsledné hodnoty obra. Tak vznikají stabilní obří plynné planety u hvězd s hmotnostmi 0,5 Mʘ ÷ 2Mʘ. Méně hmotné hvězdy mají přirozeně méně obřích planet.

3.2. Hvězdné kolébky

Protoplanetární disky kolem mladých hvězd umožňují vznik (exo)planet, ale také zpočátku zčásti fungují jako akreční disk materiálu, který padá zpět na hvězdu. Taková látka se kromě gravitace musí podřídit i magnetickému poli, což vede ke vzniku horkých oblastí na povrchu hvězd. Ty už jsme v několika případech dokázali přímo pozorovat, až teď se ale týmu C. C. Espaillatové (+7) podařilo zjistit detailní strukturu takových skvrn. Rentgenové, UV a optické světelné křivky GM Aur z řady přístrojů (Swift, HST, TESS aj.) během 35denní pozorovací kampaně ukázaly, že zatímco v rentgenovém oboru je pozorovatelná jen nejteplejší část horké oblasti a koronální emise, UV a optický obor umožňují zrekonstruovat radiální průběh hustoty a teploty uvnitř oblasti – skvrna na povrchu se otáčí spolu s hvězdou a do zorného pole našich přístrojů se dostává postupně. Jakmile je nejhustší část oblasti mimo dohled, UV záření zmizí, totéž se děje v menší míře i s viditelným zářením. Proti nejkratším vlnovým délkám má UV a optický obor zpoždění zhruba 1 d.

3.3. Zázračný svět hvězd

Červení veleobři jsou obvyklým závěrečným stádiem hvězd s počáteční hmotností 8÷35 M⊙. Toto období trvá asi 105 r a hvězda v jeho průběhu ztratí nezanedbatelnou část své hmotnosti. Množství této ztracené látky rozhoduje o dalším vývoji a konečné podobě hvězdy: jak se zhroutí, jaký průběh bude mít světelná křivka supernovy a zda skončí jako neutronová hvězda (NH) nebo hvězdná černá díra (ČĎ). Betelgeuze (2. nejbližší červený veleobr k nám, d ~220 pc) v období XI 2019–III 2020 pohasl z běžného rozmezí zdánlivé jasnosti 0,1÷1,0 mag až na 1,614 mag a celková jasnost hvězdy se měnila zhruba v řádu týdnů.

M. Montarg?s (+26) na Betelgeuze zaměřili zobrazovače SPHERE a GRAVITY na VLT, resp. celém interferometru VLTI (Very Large Telescope Interferometer) a díky vynikajícímu úhlovému rozlišení zjistili, že jas jižní polokoule Betelgeuze poklesl v optickém oboru na pouhou desetinu dřívější hodnoty. Ze 4 pravděpodobných scénářů pohasnutí (1: pokles povrchové teploty hvězdy, 2: zákryt nově zkondenzovaným prachem, 3: zákryt prachovým mračnem v disku kolem hvězdy, 4: změna poloměru hvězdy) se coby nejlepší vysvětlení ukázal oblak čerstvého prachu, vzniklého z materiálu odhozené hvězdné obálky. (Variantu 4 vyloučila dřívější pozorování, viditelný poloměr Betelgeuze se výrazně nezměnil; variantu 3 zase příliš pomalá proměnnost – obíhající prachové mračno by v důsledku Keplerových zákonů muselo vykazovat rychlejší změny ve světelné křivce a zakrývalo a odkrývalo by hvězdný kotouček postupně.) Jde ve skutečnosti o kombinaci variant 1 a 2: červený veleobr v důsledku konvektivních pohybů v atmosféře odhodí do okolí chuchvalec plazmatu. Ten se začne v okolním prostředí ochlazovat; kvůli zpřetrhání magnetických siločar se ochladí i fotosféra hvězdy pod ním, což vede k dalšímu ochlazování odhozené látky, jejíž teplota v určité vzdálenosti (~12,5 au) poklesne pod 2 kK a plyn začne kondenzovat, což spustí lavinovou reakci, na jejímž konci je velké množství čerstvě zrozeného prachu. Ten je sice stále poměrně horký (podle našich běžných měřítek), ale dále rychle chladne a především je neprůhledný, takže účinně zakryje tu část hvězdy, před kterou se nachází. Na základě numerických simulací autoři odhadují, že celková hmotnost odhozené látky představuje (0,7÷3)×10−7 M⊙, tedy asi desetinu průměrné roční ztráty hmotnosti Betelgeuze (ta se odhaduje na 2×10−6 M⊙). Z vysvětlení vyplývá, že odnos látky z hvězdných obálek probíhá nepravidelným a značně nehomogenním způsobem; to není až takové překvapení, fascinující je, že děj můžeme sledovat v přímém přenosu.

Naše Slunce čas od času silně zableskne – na povrchu vznikne přechodná mimořádně jasná oblast, kterou následně obvykle doprovází výron horkého plazmatu do meziplanetárního prostoru. Mladé hvězdy takové záblesky vytvářejí častěji a především podstatně silnější; astrofyzici je v angličtině označují jako superflares. Pro vznikající nebo čerstvě narozené exoplanety představují značně kruté podmínky. Shodou náhodou K. Namekata (+22) zachytili při pozorování systému EK Dra záblesk o energii 2,0×1026 J, o ~30 min později následovaný absorpcí vodíkových čar s modrým posuvem odpovídajícím rychlosti ~510 km/s. Časový průběh změn spektra velmi připomíná sluneční záblesk; odvozená hmotnost utrženého filamentu 1,1×1015 kg o řád převyšuje koronální výrony hmoty u našeho Slunce. Další pozorování tohoto druhu umožní lepší pochopení, jak mladé hvězdy ovlivňují své bezprostřední okolí. A také, jak se vyvíjí jejich rotace v důsledku odnosu momentu hybnosti.

3.4. Dvoj- a vícenásobné hvězdné soustavy

J. R. Callingham (+14) dlouhodobě sledovali trpasličí dvojhvězdu CR Dra (d ~20,7 pc, M1.5V) pomocí rádiové observatoře LOFAR (Low-Frequency Array, 20 tis. antén v 52 lokacích, hlavní část nedaleko Exloo, Nizozemí; další stanice v DE, PL, FR, UK, IR a LV). Systém je známý opakovanými kvazipravidelnými záblesky v optickém a blízkém UV oboru spektra. Na frekvenci ~170 MHz autoři pozorovali tři záblesky, jejichž průběh a polarizace odpovídá záření elektron-cyklotronového maseru. Takový zdroj známe z dějů v magnetosféře plynných obrů, typicky jej generuje interakce mezi hvězdou a planetou nebo trhání siločar mezi akrečním diskem a hvězdným magnetickým polem. Z optických dat známá perioda systému (1,984 ±0,003) d není v rádiových datech patrná, což může být způsobeno vzorkováním pořízených dat (21× ~8 h). Rádiové záblesky jsou „střapaté“, jakoby složené ze samostatně nerozlišitelných podzáblesků, což se velice podobá nízkofrekvenčnímu rádiovému záření Jupiteru.

3.5. Novy

V červnu 2021 vybuchla jedna z nejrychleji zjasňujících nov, jakou jsme kdy viděli – V1674 Her (d ~4,75 kpc, zdánlivá magnituda v maximu 6,0, zjasnění z 16,62 mag za < 8,5 h). C. E. Woodward (+5) systém následujících 70 d sledovali pomocí IR dalekohledu Infrared Telescope Facility (NASA, Mauna Kea, Havaj). Koronální emise s ekvivalentní teplotou 10(5,57 ±0,05) K se u V1674 Her objevila už 11,5 d (další nejrychlejší známý projev novy) po vzplanutí. Autoři z toho odvozují, že nemůže jít o záření vzniklé fotoionizací, ale rázovou vlnou, alespoň po několik prvních dnů. Hmotnost celkového odhozeného materiálu autoři odhadují na 1,4+0,8−1,2×10−3 M⊙.

3.6. Bílí trpaslíci

Lidia M. Oskinová (+4) s týmem studovala rentgenovou hvězdu J005311+6713, jež vznikla explozivním splynutím dvou bílých trpaslíků, kteří vytvořili podivuhodnou rentgenovou hvězdu z neonu a kyslíku obklopenou kulovou rentgenovou mlhovinou. Takový osud čeká mnoho párů bílých trpaslíků. Hvězda J005311+6713 zjevně vznikla splynutím dvou podobně starých bílých trpaslíků bohatých na ONe a CO, při čemž byla překročena Chandrasekharova mez pro bílé trpaslíky. Po episodě hoření uhlíku tento pár explodoval jako SN třídy Iax. Současná difúzní rentgenová mlhovina je pozůstatkem výbuchu supernovy. Autoři studie předpověděli, že současná podivuhodná hvězda IRAS 00500+6713 během řádově 10 tisíc let znovu vybuchne jako supernova třídy I, načež zkolabuje na neutronovou hvězdu!

V r. 2019 byl objeven příliš jasný bílý trpaslík IRAS 00500+6713, nacházející se uprostřed pravidelné planetární mlhoviny. Optická spektra centrálního zdroje odhalila velmi rychlý hvězdný vítr, vysokou povrchovou teplotu a absenci vodíkových a héliových spektrálních čar. Velká jasnost hvězdy naznačovala vysokou hmotnost, která je pro bílé trpaslíky (BT) zakázaná. L. M. Oskinova (+4) pořídili pomocí družice XMM–Newton (X-ray Multi-mirror Mission, ESA, start XII 1999, stále v činnosti; 5,6÷112,9 Mm n. m.) vůbec první rentgenová spektra tělesa, z nichž vyplývá netypické chemické složení, jemuž dominuje kyslík a neon. Spektrum planetární mlhoviny vykazuje přítomnost neonu (opět ve velkém množství), hořčíku, křemíku a síry. Autoři navrhují, že IRAS 00500+6713 je výsledek splynutí původně dvou bílých trpaslíků – jednoho typu ONe, druhého typu CO. Splynutí patrně vyvolalo supernovu typu Iax. Celková hmotnost tělesa přesahuje Chandrasekharovu mez, což znamená, že někdy v příštích 104 r se – pravděpodobně opět při netypickém vzplanutí supernovy – zhroutí do neutronové hvězdy.

Těžší prvky se na povrchu bílých trpaslíků dlouhou dobu neudrží, silná gravitace je stáhne dovnitř hvězdy, kde postupně klesají ke středu. Přesto víme o existenci BT, jejichž spektra přítomnost těžších prvků na povrchu ukazují. Soudí se, že jde o stopy po nedávném pohlcení kamenných těles z dané sluneční soustavy. B. C. Kaiser (+6) v datové sadě DR2 astrometrické družice Gaia nalezli BT s označením DR2 4353607450860305024 (WD J1644–0449), v jehož spektrech jsou výrazné spektrální čáry lithia, sodíku, draslíku a vápníku. Autoři se podívali na výpočty atmosfér předešlých dvou známých BT s čarami sodíku (WD J2356–209 a SDSS J1330+6435) a zjistili, že spektra vypadají velmi podobně, až na výskyt lithia. Přepočítali tedy model atmosféry BT s různým zastoupením lithia a odvodili nejpravděpodobnější teplotu WD J1644–0449 na (3820 ±230) K. Lithium se v hvězdných atmosférách účastní jaderných reakcí za nižších teplot než vodík, takže také dlouho nevydrží. Zároveň se – pravděpodobně v poměru blízkém původní nukleogenezi z velkého třesku – nachází v kamenných tělesech ve slunečních soustavách; podrobnější statistika výskytu BT s lithiovými čarami nám tedy snad umožní zpřesnit primordiální zastoupení lithia v raném vesmíru a vývoj v Galaxii v průběhu času. Vzájemné poměry draslíku, vápníku a sodíku zase dovolí zjistit pravděpodobný průběh akrece kamenných těles na daného BT.

Bílý trpaslík G 117-B15A (též RY LMi nebo WD 0921+354) představuje velmi podivné zviřátko v hvězdné ZOO. Od r. 1974 pravidelně opticky sledujeme jeho pulzující vodíkovou obálku – perioda kmitání je ~ 215,19738823 s. Za celou dobu pozorování BT ani jednou „neškytl“ (jako to dělají některé pulsary) a změna periody oscilací je menší než (5,12 ±0,82)×10−15 – změna periody o 1 s by nastala nejdříve po ~6,2 Myr. Jedná se o nejstabilnější známé optické hodiny, přesností srovnatelné s nejmodernějšími atomovými hodinami (ty mají sice nominální přesnost o 2–4 řády větší, ale ne v měřítku milionů let). S. O. Kepler (+16) posbírali všechna známá data o tělese a složili jeho pravděpodobný obrázek: povrchová teplota ~12 400 K, stáří 2,16 Gyr, hmotnost původní hvězdy ~1,75 M⊙, současná hmotnost ~0,602 M⊙, z toho vodíková obálka ≥ 0,1 ‰ a héliová vrstva ~3,55 ‰, jádro tvořené uhlíkem nebo uhlíkem a kyslíkem, ještě ne zkrystalizované; vzdálenost od nás ~63 pc. Kolem BT se nenachází žádná planeta hmotností srovnatelná s Jupiterem do vzdálenosti ~30 au.

3.7. Supernovy a jejich pozůstatky

Během II. světové války astronomie přirozeně chřadla, ale zásluhou čínských tlumočníků a holandského profesora Jana Oorta (ředitele observatoře v Leidenu) se potvrdilo, že rozčepýřená Krabí mlhovina je pozůstatkem po výbuchu supernovy v souhvězdí Býka. Tuto událost zaznamenali tehdejší čínští a korejští astronomové. Krabí mlhovina od té doby slouží jako etalon pro různé typy pozorování. Dodnes jde o vlajkovou loď supernov. V poslední době je Krabí mlhovina opět na tapetě, protože je to ještě stále mladý pozůstatek po velké explozi v přiměřeně bezpečné vzdálenosti od Sluneční soustavy. Teď se ukázalo, že pozůstatek po supernově žije docela bouřlivým životem, zejména synchrotronovým zářením relativistických elektronů s energiemi GeV až PeV!

Xiaoyuan Huang (+2) ukázali, že družice AGILE a Fermi-LAT oplývají záznamy o mladém větru kolem pozůstatku supernovy. Po 11 let studovali průběh světelné křivky paprsků γ. Za tu dobu astronomové pozorovali celkem 17 víceméně pravidelných výbuchů. Pouze v říjnu 2018 se vyskytla delší téměř měsíční sprška s energií kolem 1 GeV. Energetický pulsar v centru vyzařuje stabilně energii 4,6 ×1031 joule. Pulsar v Krabí mlhovině slouží dlouhodobě jako energetický etalon pro kalibraci energií vyzařovaných pozůstatků ostatních periodických, ale i náhodných zdrojů.

Vzplanutí supernovy, přesněji řečeno kolaps jádra hvězdy těsně před vzplanutím musí něco vyvolat. Existují modely, které se snaží tento děj vysvětlit; jako nejnadějnější se jeví teorie, podle níž za počátkem hroucení stojí přehřátí neutrin, které vyvolá rázové vlny, jež prorazí skrz konvektivní zónu hvězdy ve formě bublin s vysokou entropií (nízkou hustotou a vysokou teplotou) a rozbijí do té doby funkční konvekci. Některé z těchto bublin následně mohou expandovat až do vodíkové obálky hvězdy, přičemž cestou dávají vzniknout jádrům těžších prvků (typicky Fe, Ti a Cr) při procesu vymrzání částic α. Rayleighovy–Taylorovy nestability, které při prolínání různě hustých tekutin vzniknou, dají při výbuchu supernovy vzniknout charakteristickým „prstům“ a „chocholům“. T. Sato (+8) proměřili zastoupení Ti/Fe a Cr/Fe v pozůstatku po supernově Cassiopeia A (asi 1667, 1. pozorování patrně J. Flamsteed 1680, objev v rádiovém oboru 1947, optický protějšek potvrzen 1950). Poměry prvků vykazují značnou nesymetrii vůči středu planetární mlhoviny a ukazují na potřebnou existenci bublin s vysokou entropií ve vybuchující hvězdě. Proces nejenže obohacuje okolí o větší množství těžších prvků ve srovnání se symetrickým vzplanutím, ale především samotný výbuch významně urychluje.

Iniciovat zhroucení jádra ovšem mohou i vnější vlivy. Z vývojových modelů dvojhvězd bylo již nějakou dobu jasné, že se teoreticky může stát, že vzplanutí supernovy může způsobit kompaktní průvodce, který se k hmotné hvězdě při spirálování dostane tak blízko, že do ní v podstatě vrazí. D. Z. Dong (+12) v datech VLASS (Very Large Array Sky Survey; VLA = observatoř K. G. Janskyho; 2,1 km n. m.; 28× ⌀ 25 m; Nové Mexiko, USA) nalezli jasný dočasný zdroj VT J121001+495647; následná optická a rádiová pozorování ukázala, že zdroj vypadá jako úzký výtrysk procházející skrz cirkumstelární obálku kolem těsné dvojhvězdy s výměnou látky. V archivních rentgenových datech přístroje MAXI (Monitor of All Sky X-ray Image; Mezinárodní kosmická stanice, součást zobrazovače Gas Slit Camera) nalezli dříve nepřiřazené vzplanutí z r. 2014, což potvrzuje vznik raného relativistického výtrysku. Nabízí se vysvětlení, že jde o první experimentální potvrzení existence supernovy v důsledku splynutí složek dvojhvězdy.

Přestože supernovy typu Ia používáme již dlouho jako kosmologické „standardní“ svíčky, o přesné povaze jejich předchůdců (těles, jejichž zánikem supernova vzplane) se stále vedou diskuze. Dlouhodobá rentgenová pozorování pozůstatku po Tychonově supernově (1572, Cas, d ~2,5–3 kpc) družicí Chandra (NASA, start VI 1999, dosud v činnosti; 14÷135 tis. km n. m.) z let 2003, 2007, 2009 a 2015 ukázala, že před r. 2007 se horký plyn rozpínal rychleji, zatímco po něm rozpínání rychle zpomaluje. T. Tanaka (+6) ukázali, že pozorovaná data lze dobře vysvětlit modelem, v němž jednotlivé rázové vlny výbuchu postupně narazí do stěny relativně hustého mezihvězdného plynu v okolí. Taková dutina však v mezihvězdné látce nejspíš nevznikne náhodou, resp. je málo pravděpodobné, že by se supernova nacházela zrovna uprostřed takové dutiny – pokud by ji její předchůdce sám nevyrobil. Právě tato okolnost upřednostňuje jednu ze soupeřících hypotéz: model s jedním degenerujícím tělesem těsné dvojhvězdy (tj. bílý trpaslík–hvězda) vytvoří v mezihvězdné látce takovouto dutinu mnohem spíš než model s dvěma degenerujícími tělesy (BT–BT).

Supernova Refsdal byla první, jejíž vícenásobné obrazy vytvořené gravitační čočkou jsme objevili. Stalo se to v r. 2014 pomocí HST a jméno dostala na počest norského astrofyzika Sjura Refsdala (✶1935–†2009), který již v r. 1964 navrhl způsob, jak pomocí zpoždění jednotlivých vícenásobných obrazů vzdálených supernov studovat rozpínání vesmíru. SN Refsdal má červený posuv z ~1,49 a její vícenásobné obrazy vytváří kupa galaxií MACS J1149+2223 (Leo, z ~0,54). P. Baklanov (+3) vytvořili teoretický model předchůdce této SN, z něhož vyplývá, že se pravděpodobně jednalo o poněkud hmotnější těleso než SN 1987A s poloměrem (50 ±1) R⊙ a hmotností (25 ±2) M⊙, energie uvolněná vzplanutím je (4,7 ±0,8)×1044 J. Ze zpoždění jednotlivých obrazů (~9,5 d, ~4,2 d a ~30 d) a kalibrace zvětšení obrazu (~1,14×, ~1,01× a ~0,35×) jednotlivých světelných křivek autorům vyšla Hubbleova konstanta H0 = 68,6+13,6−9,7 km⋅s−1⋅Mpc−1. Do této hodnoty jsou započtené i aproximace pátého obrazu, který se objevil přibližně po roce (~340 d s velikou nejistotou) a byl nejslabší (~0,24×); bohužel neznáme přesné datum, ani nejsou dostupná dobrá fotometrická data. Pokud se u příštích čočkovaných supernov podaří získat přesnější údaje, i H0 by se měla velmi zpřesnit.

Když je řeč o supernově 1987A… Od jejího vzplanutí se jedná o nejlépe prozkoumanou moderní SN a její vývoj sledujeme v přímém přenosu a se stále se zlepšující pozorovací technikou. Přesto se dosud nepodařilo spolehlivě detekovat centrální pozůstatek po vzplanutí. Zaznamenaný tok neutrin odpovídá představě, že na místě vznikla neutronová hvězda. Pozorování observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Chajnantor, Atacama, Chile; 54× ⌀ 12 m + 12× ⌀ 7 m; 5 km n. m.) v r. 2019 ukázala ve středu rozpínající se mlhoviny cosi, co lze interpretovat jako záření usměrněného větru prapulsaru. E. Greco (+8) zpracovali archiv dat družic Chandra a NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array; NASA, start VI 2012, stále v činnosti; ~600 km n. m.) a v rentgenovém oboru objevili slabé netepelné záření v pásmu 10÷20 keV. To může mít dvojí vysvětlení: nepravidelné urychlování rázové vlny, nebo pohlcování usměrněného větru prapulsaru. Přítomnost absorpčních čar ve spektru hovoří mírně ve prospěch druhé hypotézy, pro první zase mluví porovnání proměnnosti světelných křivek v rentgenové a rádiové oblasti. Autoři proto vytvořili magnetohydrodynamický model, který též mírně favorizuje druhou hypotézu, ale jednoznačně rozhodnout zatím nelze. Pokud ve středu pozůstatku SN 1987A skutečně vzniká, měl by se v rentgenové oblasti naplno projevit ve 30. letech – důkaz snad přinese nástupce družice Chandra, chystaný teleskop Lynx.

Standardní model (SM) elementárních částic předpokládá, že neutrina interagují s ostatními částicemi pouze prostřednictvím slabé jaderné síly. Existují rozšíření SM, v nichž neutrina reagují mezi sebou navzájem, ale ne s ostatními částicemi – těmto interakcím se říká „skryté interakce“ (angl. secret interactions). S. Shalgar (+2) použili dostupná data pro SN 1987A k otestování hypotézy, že neutrina vzniklá v hroutícím se jádru hmotné hvězdy se cestou k nám „skrytě“ promíchají s reliktními neutriny pocházejícími z velkého třesku. V takovém případě by počet zaznamenaných neutrin byl nutně nižší, neboť neutrina ze SN by se rozptýlila na reliktních neutrinech (energie neutrin ze SN by se z ostrého vrcholu rozplizla do širšího pásma). Kdyby byla energie, při nichž skryté interakce probíhají, nízká, ke vzplanutí SN by vůbec nedošlo – reliktní neutrina by způsobila zachycení nových neutrin v jádru hvězdy a ta by vůbec nevybuchla. Pokud tedy skryté interakce vůbec existují, musejí se odehrávat v pásmu energií 0,01÷1 GeV – tam by mohly ovlivnit neutrina na cestě k Zemi zatím neměřitelným způsobem a zároveň nepotlačit vzplanutí SN; tato energie je ovšem zcela mimo uvedená rozšíření SM a vyžaduje nový model elementárních částic.

Zachytávání rychlých neutronů (tzv. r-proces) je způsob, jakým vznikají prvky těžší než železo; zatím stále přesně nevíme, jak moc a kde se tento proces uplatňuje – určitě v některých supernovách, určitě při splývání neutronových hvězd, možná občas i jinde. A. Wallner (+12) provedli izotopovou analýzu minerální krusty ze dna Pacifického oceánu (z hloubky ~1,5 km pod hladinou) a zjistili, že se ve vrstvách odpovídajících usazeninám v posledních 10 milionech let nachází dva vrcholy výskytů železa 60Fe (poločas rozpadu ~2,6 milionu let, Myr), které odpovídají časům před ~2,5 Myr a ~6,25 Myr. Obě zvýšení obsahu 60Fe doprovází zvýšený obsah plutonia 244Pu (poločas rozpadu ~80,6 Myr); vzájemný poměr obou izotopů je v obou případech podobný. Pokud by měly těžké prvky pocházet ze vzplanutí SN, musela by se v té době v okolí Slunce nacházet v příhodné vzdálenosti – ne příliš blízko (to bychom tu dnes nebyli), ne příliš daleko (jádra prvků by na Zem nedoletěla v potřebném počtu). Z modelování pohybů hvězd vyplývá, že pro mladší z obou zaznamenaných události se v příhodné vzdálenosti ~300 sv. let od nás nacházela dvě skupiny hvězd, nyní zahrnuté v OB asociaci Sco–Cen (Sco OB2). Stávající rozmístění hvězd ukazuje, že v posledních ~13 Myr ve Sco OB2 došlo asi k tuctu vzplanutí SN. Zajímavé bude zjistit, jak rovnoměrně rozmístěný se zvýšený obsah 60Fe obou událostí nachází na Měsíci – pokud ho najdeme víc na pólech, bude to další potvrzení pro hypotézu, že tyto události odpovídají supernovám ze Sco OB2.

Pozn. autorů: Kromě dodávky těžkých prvků měly patrně supernovy na Zem další účinky. Kupodivu nejde ani tak o záření s vysokými energiemi jako spíš o částice kosmického záření. Přilétající těžké prvky zvýší ionizaci atmosféry a urychlí tvorbu oxidů dusíku. Navíc způsobují spršky sekundárních částic, které vytváří ionizační kanály, jimiž se častěji vybíjejí blesky, a které mohou (v případě mionů i hluboko pod vodou) působit mutace v živých buňkách. Celé to trvá stovky let (možná až 5 tis.). Neboli: častější blesky způsobí víc požárů, zároveň víc prší, do půdy se spláchne velké množství hnojiva, atmosféra se ochladí a kosmické záření druhotně povzbuzuje genetické změny. Kdybychom napsali, že rozsáhlé požáry přinutily naše předky před 2,5 mil. let slézt ze stromů a osídlit bezpečnější savany s nově příznivějším klimatem, šlo by už o sci-fi; skutečnost je, že vlivem vzplanutí SN na různá paleontologická rozhraní (např. konec devonu) se již vědci zabývají, zatím víceméně spekulativně.

V Krabí mlhovině (1054; M1, Tau, d ~2 kpc) se nachází pulsar, jehož rychlý hvězdný vítr nutí okolní látku zářit ve vysokých energiích – v oboru záření γ jde o nejjasnější zdroj na obloze. Tým projektu LHAASO (+274) zveřejnil pozorování tohoto objektu v oblasti energií tera– až peta–eV pomocí stejnojmenné observatoře (Large High Altitude Air Shower Observatory, 4 km n. m., Dabba, Tibet). Spektrum v rozmezí 5×10−4÷1,1 PeV vykazuje zvyšující se strmost, což značí přítomnost peta–eV urychlovače („pevatronu“), který urychluje elektrony o ~15 % oproti teoretické předpovědi. Autoři odvozují velikost pevatronu na 0,025÷0,1 pc a intenzitu působícího magnetického pole na ~110 µG; výkon vynaložený na urychlení PeV elektronů představuje ~2,5×1029 W, tj. asi 0,5 % celkového zářivého výkonu pulsaru. Nelze vyloučit, že k tvorbě vysokoenergetických fotonů přispívají i rychlé protony, pak by byla potřebná energie ještě vyšší. Záření γ, které pozorujeme, vzniká kombinací synchrotronového záření a inverzního Comptonova rozptylu.

Většina typů SN, které dnes umíme rozeznat, zahrnuje závěrečnou fázi života (velmi) hmotné hvězdy, při níž vznikne buď neutronová hvězda nebo rovnou černá díra a do okolního prostoru se rozptýlí množství těžkých prvků srovnatelná s M⊙. Z pozorování víme, že tato vzplanutí se dějí, máme docela dobrou představu o jejich energiích a hmotnostech původních hvězd; jak je patrné z řádků výše, máme mj. i geologický záznam o vzniku nových prvků. Zároveň dlouho platilo, že naše modely nedokázaly tyto spektakulární prskavky dost dobře reprodukovat. Přesněji nedokázaly vytvořit podmínky pro zažehnutí těchto ohňostrojů; v jednoduchých sférických modelech se sice jádro hmotné hvězdy v posledním tažení zhroutí do NH nebo ČĎ, ale okolní vrstvy expandující rázovou vlnu pohltí a navenek se celkem nic nestane, aspoň po velmi dlouhou dobu. A. Burrows a D. Vartanyan shrnuli vývoj poslední dekády teoretického modelování, v němž se teprve po zahrnutí 3D modelů a vysokého časového i prostorového rozlišení podařilo simulovat, co se na rozhraní mezi rázovou vlnou hroutícího se jádra a původním vnitřkem hvězdy děje. Jako klíčové se ukázaly dvě okolnosti: turbulence a ohřev neutriny. První vede nevyhnutelně k porušení symetrie, jež vůbec umožní a následně výrazně urychlí průběh vzplanutí; druhá k nastřádání energie, která po průchodu rázové vlny skrz původní plášť hvězdy urychlí rozhození látky do okolí. Přestože specializované modely již dokáží zhruba vysvětlit dílčí pozorované vlastnosti SN (hmotnosti a vlastní pohyby zbytků, [ne]dipólový charakter a chemické složení planetárních mlhovin ap.), stále zbývají věci k vysvětlení a jsme dosud daleko od „univerzálního“ modelu SN, který by uměl vysvětlit celou škálu pozorovaných vzplanutí.

4. Degenerované hvězdy

4.1 Pulsary a neutronové hvězdy

Pulsar v Krabí mlhovině (viz výše) vytváří pravidelnou řadu záblesků, dobře pozorovatelnou v rentgenové i rádiové oblasti; občas se stane, že některý rádiový záblesk je 102÷103× jasnější než ostatní. Děje se to nepravidelně (i u jiných pulsarů), jev dostal název „obří rádiové pulsy“ (angl. giant radio pulses, GRP). T. Enoto (+36) sledovali pulsar v Krabí mlhovině současně v rádiovém oboru (radioteleskopy Kašima ⌀ 34 m + Usuda ⌀ 64 m, Japonsko) a rentgenovém oboru (přístroj NICER, Neutron star Interior Composition Explorer, ISS, 400 km n. m.) a objevili, že v době, kdy nastane GRP v rádiovém oboru, dojde k průměrnému zjasnění o (3,8 ±0,7) % i v rentgenovém oboru. To potvrzuje dřívější náznaky, že GRP u pulsaru v Krabí mlhovině jsou viditelné i v optické části spektra – tato zjasnění byla dosud na hranici statistické průkaznosti. Autoři odhadují, že celková uvolněná energie při GRP musí být 10÷100× vyšší než dříve odhadováno a u ostatních pulsarů zjasnění v nerádiových oborech spektra nepozorujeme, protože jsou příliš daleko a signál je slabý.

Neutronové dvojhvězdy (DNH) v Galaxii můžeme (alespoň některé) sledovat v rádiovém oboru, splývající NH se projevují nezaměnitelným signálem v gravitačních vlnách. S. Galaudage (+4) použili data splynutí GW170817 a GW190425 a dostupná pozorování 12 DNH aktivních v rádiovém oboru k určení základních parametrů rozdělení hmotností DNH v průběhu celého jejich života. Vznik DNH z těsných dvojhvězd s rychlým oboustranným přenosem látky je pravděpodobným zdrojem 8÷79 % čerstvě vzniklých DNS s průměrnou dobou života ~10÷100 Myr před splynutím. Statistika je zatím značně děravá, proto jsou pravděpodobnostní rozmezí velká; to se samozřejmě bude s postupujícím doplňováním gravitačních pozorování zlepšovat. I tak je zřejmé, že vícepásmová astronomie (či astronomie mnoha oken nebo nosičů) již přináší první ovoce.

4.2. RTG, gama hvězdy a hvězdné černé díry

První potvrzená hvězdná černá díra byla objevena v souhvězdí Labutě v r. 1971. Průvodce této hvězdné černé díry má nadprůměrně velkou hmotnost 41ʘ,zatímco zhroucená černá díra je sotva poloviční (20 Mʘ).Díky mírné ztrátě převážně kovového materiálu pouze hvězdným větrem odolala černá díra zcela suverénně rozpadu. Je však téměř jisté, že po delší době skončí druhá složka jako hvězdná černá díra, protože nestydatě krade materiál těžší složce a vznikne z ní otrhaná žhavá heliová hvězda, která se nakonec zhroutí rovněž na hvězdnou černou díru. Celé divadlo se odehraje během 14 miliard let; škoda, že se to nedá zrychlit! Složité výpočty uskutečnil tým vedený C. J. Neisselem (+7) . Detaily dlouhověkého představení propočítalo dalších 12 astrofyziků z Evropy, Izraele, USA a Austrálie.

Hvězdné černé díry v těsných binárních systémech jsou vzácnou podskupinou, kterou můžeme „přímo“ pozorovat – přímo je v uvozovkách, protože samotnou ČĎ nevidíme nikdy; v tomto případě o ní víme díky rentgenovému záření a někdy i výtrysku patrnému v rádiové oblasti. Hmotnosti takto „viditelných“ ČĎ se zatím jeví nižší (rekord drží M33 X–7 s ~15,65 M⊙), než jaké pozorujeme u gravitačních vln vzniklých splynutím dvou ČĎ nebo ČĎ a NH. J. C. A. Miller–Jones (+25) použili archivní rádiová data a doplnili je vlastními astrometrickými měřeními pomocí interferometrické observatoře VLBA (Very Long Baseline Array, 10× ⌀ 25 m, USA + Panenské ostrovy + Havaj + Effelsberg, Německo; základna ~8,6 Mm) pro první objevenou hvězdnou ČĎ – Cygnus X–1. Z podrobné analýzy vyplývá, že Cyg X–1 se nachází ve vzdálenosti (2,22 ±0,18) kpc od nás, tedy dál, než se dříve předpokládalo. To znamená, že hmotnost ČĎ je vyšší, než se předpokládalo, konkrétně (21,2 ±2,2) M⊙. Tato hmotnost se blíží typickým desítkám M⊙, které pozorujeme u splynutí ČĎ v gravitačních vlnách, což představuje jistou potíž pro vývojové modely hvězd, konkrétně jde o množství látky, odnesené z (velmi) hmotných hvězd hvězdným větrem.

M. Balakrishnan (+5) zkoumali chování hvězdné černé díry GRS 1915+105, která se předváděla minimálně tuctem různých změn rentgenových periodických hodnot. Jde přitom o jednoho z nejjasnějších rentgenových zdrojů na obloze. Jenže počátkem roku 2019 začal rentgenový tok slábnout a ustálil se nakonec níže o dva řády. Autoři usoudili, že tak významné oslabení je projevem akrece chladného materiálu, který černá díra v současné době pohlcuje.

Xueshan Zhao (+8) se svým týmem vylepšili parametry černé díry. Ukázali, že její spin je pravděpodobně nad hranicí Thorneova limitu 0,998. Nová hodnota spinu je však vyšší: a* >0,9985, M = 21,2 Mʘ; sklon i = 27,5 °;vzdálenost D = 2,22 kpc. Tyto parametry jsou však v souladu s mezní Kerrovou černou dírou.

4.3. Zábleskové zdroje záření gama (GRB) , mikrokvasary, magnetary

První magnetar SGR 0526-66 byl pozorován v r. 1971 ve Velkém Magellanově mračnu v r. 1979. Šlo o pulsar, který nápadně silně vzplanul. V r. 1992 vznikl název magnetar a v r. 1998 astrofyzikové dokázali vysvětlit, jak extrémně silná indukce magnetického pole dokáže u některých pulsarů navodit neuvěřitelné podmínky gigantických erupcí. Další milníky se odehrály v r. 2010, kdy se u některých pulsarů dalo pozorovat slabé magnetické pole. Intenzivní magnetická pole pulsarů byla poprvé pozorována v r. 2014 a rychlé rádiové záblesky v souvislosti s magnetary v r. 2020. V r. 2021 dosáhl počet aktivnich magnetarů pouze 30 případů. Základní teorii vlastností a mechanismu magnetarů publikovali nezávisle polský astronom B. Paczynski a Angličané R. C. Duncan a C.Thompson.

V. A. Acciari (+230) Autoři zjistili, že při splynutí dvou neutronových hvězd dochází kromě gravitačních vln rovněž k vysílání měkkých paprsků gama v pásmu GeV;   nikoliv však v pásmu TeV. Autoři využili dvou největších čerenkovových teleskopů MAGIC o průměru antén 17 m na ostrově La Palma (2 200 m n. m.) k záznamu elektromagnetických vln vysílaných během splývání dvou neutronových hvězd. Teleskopy MAGIC začaly pracovat 24 s po příchodu optických signálů od zdroje GRB 160821B, jenž se nachází relativně blízko. Signál gama přicházel po dobu 4 h od začátku měření až do energie 0,5 TeV. Zřejmě jde o synchrotronový Comptonův jev.

G. Q. Zhang (+2) objevili pozoruhodnou periodickou souvislost mezi gravitačním splynutím magnetaru GW170817 a elektromagnetickým splynutím mezi magnetarem SGR 1806-20 a rychlými rádiovými záblesky. Autoři zjistili, že rychlý rádiový záblesk FRB 200428 se odehrával synchronně s měkkým zábleskem gama a tvrdým zábleskem rentgenovým. Pozorování více než 3 000 krátkých záblesků pomocí aparatur RXTE, HETE-2, ICE a Konus je nadějné pro periodu (398,20 ±25,45 dní). V budoucnosti se nejspíš podaří vysvětlit souvislosti mezi krátkými záblesky magnetarů a rychlými rádiovými záblesky.

Zábleskové zdroje elektromagnetického záření o nejvyšších energiích jsou stále ne dost prozkoumanou skupinou vesmírných těles. Magnetary považujeme za neobyčejné neutronové hvězdy, které na rozdíl od obyčejných, zcela klidných NH i rychle rotujících (milisekundových) pulsarů září díky mimořádně silným magnetickým polím ~1011 T (tj. ~1000× víc než pulsary). Rekonexe magnetických siločar a přerušení elektrických toků v blízkosti těchto NH uvolní během zlomku sekundy víc energie, než Slunce vyzáří za stovky let. Zhruba sekundový záblesk záření γ se vzdáleně podobá krátkým GRB (ty vznikají splynutím dvou NH), uvolněná zářivá energie se pohybuje v rozmezí 1037÷1039 J. Za posledních 40 let vznikly v Místní skupině takové záblesky 3 a všechny byly tak jasné, že zcela saturovaly naše detektory.

D. Svinkin (+35) objevili záblesk záření γ GRB 200415A, který měl ~1 ms ostrý nástup, následovaný ~0,2 s trvajícím pohasínám a změknutím spektra. Autorům se podařilo dostopovat k mateřské galaxii záblesku, kterou je NGC 253 (d ~3,5 Mpc; Scl). Zářivá energie záblesku dosáhla ~1,3×1039 J, což je srovnatelné s uvolněnou energií opakovače SGR 1806−20 ~2,3×1039 J.

O. J. Roberts (+19) analyzovali průběh světelné křivky a spektra GRB 200415A v rentgenovém a γ oboru. Spektrum bylo po celou dobu záblesku ploché, pokles jasnosti po ostrém nástupu vykazoval rychlou proměnnost a spektrum se měnilo v submilisekundových intervalech. Nadbytek fotonů s energií ~3 MeV naznačuje relativistický pohyb zářícího plazmatu a rychlá proměnnost svědčí o velmi rychle se pohybující látce v okolí prudce rotujícího magnetaru.

Tým přístroje Fermi LAT (Large Area Telescope, FOV ~2,4 sr) publikoval výsledky zpracování dosvitu GRB 200415A v čase 19÷284 s po záblesku. Zatímco počáteční signál měl maximum v MeV oblasti spektra, v době sledování LAT už převažovalo záření v GeV oblasti. Pravděpodobné vysvětlení celého jevu je: MeV záření zprvu vydává relativistickou rychlostí se pohybující výlev plazmatu, který se následně srazí s okolním plynem; jemu předá svou kinetickou energii a vyvolá rázovou vlnu, která urychlí elektrony na velmi vysoké rychlosti a ty pak v magnetickém poli září opticky tenkým synchrotronovým zářením v GeV energiích.

A. J. Castro–Tirado (+40) využili k pozorování GRB 200415A přístroj ASIM (Atmosphere–Space Interactions Monitor, ESA) na palubě ISS, který dokázal zachytit i ostrý nástup záblesku (0,8÷3,2 ms). Poprvé se podařilo zachytit vysokofrekvenční kvaziperiodické oscilace záblesku již v průběhu hlavního záblesku, ne až při jeho doznívání. Autoři našli dvě hlavní frekvence oscilací: 2 132 Hz a 4 250 Hz. Také se poprvé podařilo zachytit nesaturovaný záblesk magnetaru v rozsahu energií 104÷107 eV. Rychlé změny v kratších než 0,5 ms intervalech jsou pravděpodobně způsobeny nestabilitami magnetického pole v blízkosti povrchu tělesa (r ~100 km). Kvaziperiodické oscilace s téměř stejnými frekvencemi se vyskytly i u opakovače SGR 1806−20, což ukazuje směr, kterým se může ubírat další výzkum.

Představu „průměrného“ magnetaru, jak jej předchozí odstavce vykreslují, poněkud nabourává opakovač SGR 0418+5729. Z analýzy časových zpoždění jeho záblesků vyplývá, že jeho magnetické pole má intenzitu „jen“ ~6,1×108 T. T. Mondal vzal v úvahu, že rotační perioda magnetarů se s časem zvyšuje v důsledku odnosu momentu hybnosti – ať už částicemi horkého větru, magnetickými rekonexemi nebo gravitačními vlnami. Zpomalování má vliv i na sklon rotační osy, která se v průběhu času může odklonit od osy dipólového magnetického pole. Když se efekt započítá, vyjde magnetické pole o síle 1010 T a realistické stáří magnetaru ~18 kyr (namísto zcela ustřelených 230 kyr plynoucích z původního odhadu intenzity mag. pole). Magnetary na rozdíl od běžných pulsarů zřejmě ztrácejí moment hybnosti rychleji, proto „rychleji stárnou“ a musíme odhady jejich věku korigovat.

Dlouhé záblesky záření γ vydávají relativistické výtrysky, které doprovázejí zhroucení (velmi) hmotné hvězdy a/nebo další děje v okolí velmi kompaktních těles. Záblesk v γ oboru trvá jen krátce, následuje ho delší (dny) či kratší (hodiny) dosvit. Projekt H.E.S.S. (+238; High Energy Stereoscopic System, 1× ⌀ 28 m + 4× ⌀ 12 m; náhorní plošina Khomas, Namibie; 1,8 km n. m.) oznámil nezvyklé chování záblesku GRB 190829A (objevila družice Fermi), jehož dosvit měl i 4,3÷55,9 h po záblesku nezvykle tvrdé spektrum. Zachycení fotonů s energiemi 0,18÷3,3 TeV umožnila blízkost zdroje – hostitelská galaxie má z ~0,079, krátké vlnové délky nezachytila absorpce v mezigalaktickém prostředí. Porovnání spekter v nejvyšších frekvencích (H.E.S.S.) s rentgenovým spektrem (družice Swift) překvapilo téměř shodným vysokým spektrálním indexem, což je výzva pro teoretický model – v oboru γ by spektrum mělo být měkčí. Buď do záření pumpoval energii nějaký neobvyklý proces, anebo výtrysk vpadl do okolního prostředí s nezvyklými vlastnostmi; obě vysvětlení samozřejmě vyvolávají další otázky.

Jaký je zdroj dlouhých záblesků záření γ, to s jistotou u jednotlivých záblesků nevíme. Teoretické modely říkají, že záblesk s vyzářenou energií ~1045 J může „vyrobit“ magnetar s milisekundovou rotační periodou – rotační kinetická energie v jeho bezprostředním okolí je dostatečná. Záblesk s vyšší energií musí „vyrobit“ (hvězdná) černá díra. V. Sharma (+2) vybrali množinu 8 dlouhých GRB, jejichž energie je s vysokou jistotou >1045 J. Rentgenové světelné křivky těchto 8 záblesků γ mají vysokou jasnost v < GeV oblasti a mají zcela pravidelný dosvit – žádné skoky ani přerušení poklesu, což jsou vlastnosti charakteristické pro magnetary. Autoři na základě Blandfordova–Znajekova procesu získávání energie z rotující ČĎ odhadují hmotnosti centrálních těles záblesků na 2÷60 M⊙; další indicie, že „hmotnostní mezera“, tj. nedostatek ČĎ s hmotnostmi 2÷5 M⊙ je pouze výběrový efekt.

B. Maity a P. Chandra použili radioteleskop uGMRT k pozorování dosvitu záblesku GRB 171205A ve frekvenčním pásmu 0,25÷1,45 GHz. Jde o první dosvit GRB pozorovaný v oblasti 250÷500 MHz, a to po dlouhou dobu 4÷937 d po vzplanutí. Po celou dobu záření jeví relativistický charakter; autoři pro jistotu pro potvrzení použili archivní data družice Chandra ~70 a ~200 d po záblesku. Dostupnost rádiových dat umožňuje rozlišit dva příspěvky záření: synchrotronový dosvit relativistického výtrysku (osou mimo směr k nám) a rázovou vlnu rozpínajícího se širokého „kokonu“. Zprvu záření dominuje rázová vlna, později převládne výtrysk, což se projeví zploštěním světelné křivky v rádiovém oboru. Analýza polarizace záření ukazuje, že prostředí, do něhož se kokon i výtrysk derou, není homogenní; to odpovídá představě cirkumstelární látky, kterou do svého okolí rozházela a rozfoukala velmi hmotná hvězda – relativistické částice dohánějí hvězdný vítr s rychlostí ~1 000 km/s. Pozorování GRB v rádiové oblasti vypadá nadějně, že se víc dozvíme o prostředí, v němž záblesk vznikl.

4.4. Rychlé rádiové záblesky

Rychlé rádiové záblesky (FRB) přestaly být v přehledu Žní vzácností. Zatím stále neznáme spolehlivé vysvětlení jejich původu, ale jak následující odstavce ukazují, díky stále se zvětšující statistice jsme získali alespoň základní představu. FRB se nacházejí v extragalaktických vzdálenostech, některé zdroje se pravidelně opakují, nejjasnější záblesky jsou znatelně složeny z více podzáblesků a především tušíme, že zdroje nějak souvisejí s magnetary.

Nedávný záblesk FRB 200428 byl asociován s opakovačem SGR J1935+2154 (zkratka SGR značí soft γ-ray repeater, opakující se zdroj záření γ) díky stejné poloze obou zdrojů při jednom rentgenovém zášlehu – v krátkých vlnách zdroj viděly družice INTEGRAL, Insight-HXMT, AGILE a Wind, v dlouhých vlnách jej zaznamenaly radioobservatoře STARE2 (Survey for Transient Astronomical Radio Emission 2, soustava zenitových antén, jihozápad USA; 1,28÷1,53 GHz, časové rozlišení ~65 µs) a CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment, 100× 20m válcové reflektory + 1024 přijímačů, Britská Kolumbie, Kanada; 400÷800 MHz). Na zdroj se následně zaměřila pozornost velkých radioteleskopů, ale další FRB se neukázal. B. Zhang propočetl teoretickou pravděpodobnost, že záblesk v rádiové oblasti je úžeji směrován než širší kužel světla v krátkovlnné oblasti. Pokud by to tak bylo, měly by existovat také pomalejší rádiové záblesky s rozmytým spektrem – měly by mít větší šířku a nižší celkový jas. Jeden takový signál pro SGR J1935+2154 zaznamenal radioteleskop BSA/LPI (Big Scanning Array, Lebedev Physical Institute, Puščino, Rusko) – 2,2 s, 308 Jy⋅ms – a jeden slabý zachytil FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope, Kuej-čou, Čína) – ~2 ms, 60 mJy⋅ms. To je však příliš málo, měli bychom jich vidět podstatně víc než samotných FRB; hypotéza asi není správná.

I. Pastor–Marazuela (+36) oznámili, že se jim podařilo pozorovat opakující se záblesk FRB 20180916B až do nízké frekvence 120 MHz – dříve se nedařilo dostat pod 300 MHz. Záblesk má periodu ~16,35 d a současná pozorování ve více pásmech ukázala, že ve vyšších frekvencích je záblesk užší a začíná dříve, což jde přímo proti teoretické představě interakce rychlého hvězdného větru. V nižších frekvencích ~200 MHz se toho v signálu děje více než na ~1,4 GHz. To znamená, že signál vzniká v čisté oblasti, kde látka neabsorbuje ani nerozptyluje nízké frekvence.. Autoři odhadují, že na frekvenci 150 MHz se na celé obloze každý den objeví 3÷450 FRB s jasností ≥ 50 Jy⋅ms.

Z. Pleunis (+34) zaměřili na opakovač FRB 20180916B radioobservatoř LOFAR a získali záznamy v pásmu 110÷188 MHz. Nalezli 18 záblesků, z nichž některé klesají až do limitní frekvence pásma. Signál postrádá kruhovou polarizaci a v nízkých frekvencích mají záblesky větší šířku a nižší lineární polarizaci, pravděpodobně v důsledku rozptylu záření. Míra Faradayovy rotace činí ~2÷3 rad/m2 a variace vykazují kvazipravidelnost, která možná souvisí s periodicitou zdroje. Autoři získali souběžná pozorování z observatoří uGMRT (upgraded Giant Metrewave Radio Telescope, 30× ⌀ 45 m, Nárajangaon, Maháráštra, Indie) a CHIME (400÷800 MHz), v nichž se vyskytlo 5 záblesků bez protějšku v nízkých frekvencích. Záblesky v nízkých frekvencích jsou za vyššími frekvencemi často zpožděné o ~3 d (0,2 cyklu). Obojí ukazuje na úzkou směrovost emitovaného záření.

D. Li (+31) zpracovali pozorování radioobservatoře FAST opakujícího se záblesku FRB 121102 ze srpna až října 2019. K předchozím 347 známým zášlehům se jim podařilo přidat nových 1 652 v rozsahu frekvencí 1,05÷1,45 GHz, a to s 3× nižším detekčním limitem. 7. září nastalo došlo k maximálnímu počtu záblesků 122/h, 1. října nastalo o něco nižší maximum 117/h, po obou maximech počty záblesků prudce klesly. Z dříve odhadnutého červeného posuvu zdroje z ~0,193 (tým družice Planck) a odvozené vzdálenosti d ~949 Mpc autoři vypočítali ekvivalent celkové vyzářené energie každého záblesku – ta se pohybuje v rozmezí 1030÷1033 J (skutečnou neznáme: pokud záření vychází pouze do úzkého kuželu, stačí, aby byla výrazně menší); největší počet záblesků má energii ~4,8×1030 J. Rozložení energií není poissonovské, ale bimodální s druhým vrcholem na energii ~3×1031 J. Bimodální charakter má také rozdělení intervalů mezi jednotlivými záblesky – první (menší) vrchol má hodnotu (3,4 ±1) ms, druhý (výraznější) má hodnotu (70 ±12) s; pokud bychom vzali 10 % nejjasnějších záblesků, první vrchol prakticky zmizí a druhý bude mít hodnotu (220 ±100) s.

G. Q. Zhang (+6) vzali stejná data a porovnali energetická spektra pro nově napozorované záblesky a rozdělili je na dvě skupiny: před 14. zářím 2019 a po něm. V nejvyšších energiích odpovídá rozložení dřívějších záblesků mocninnému spektru s exponentem −(1,70 ±0.03), zatímco pro pozdější má exponent hodnotu −(2,60 ±0,15). Autoři si všimli, že pro většinu denních pozorovacích kampaní platí, že v rámci jednoho dne je perioda opakování záblesků prakticky konstantní, ale přímka přírůstků má každý den jiný sklon. Vyloučili velmi krátké (< 30 ms) a velmi dlouhé (> 0,5 d) intervaly mezi záblesky a zjistili, že pro obě skupiny nových záblesků lze rozdělení intervalů modelovat jako Weibullovu distribuci s parametrem k ~0,72 (ten určuje tvar hory) a střední mírou záblesků r ~736,5 / den (pokud se vyloučí intervaly < 28 s, rozdělení lze popsat Poissonovou funkcí).

S. Sun (+3) pátrali v archivu družice Swift (Neil Gehrels Swift Observatory; NASA, start XI 2004, stále v provozu; 585÷604 km n. m.) po zjasněních v tvrdém rentgenovém záření, která by bylo možno asociovat s některými záblesky opakovače FRB 121102. Protože nenašli žádnou přesnou shodu, rozšířili hledání na širší časové okno před a po každém rádiovém záblesku. Ukázalo se, že v tomto případě nalezené shody („kvazisoučasné“ záblesky) neobstojí ve zkoušce, zda nejde jen o náhodné fluktuace. Porovnání energií s výše uvedeným opakovačem SGR J1935+2154 ukazuje, že FRB 121102 by musel mít ekvivalentní zářivý výkon > 7,8×1042 W, abychom měřili nějaký signál. Autoři uzavírají, že FRB 121102 nemá pozorovatelný protějšek v rentgenovém oboru.

G. H. Hilmarsson (+12) se zaměřili na proměnnost Faradayovy rotace rádiového záření FRB 121102, která během půl roku mezi lednem a srpnem 2017 poklesla z 1,46×105 rad/m2 na 1,33×105 rad/m2. Měření pomocí radioobservatoří v Arecibu (⌀ 300 m, 4,1÷4,9 GHz), Effelsbergu (⌀ 100 m, 4÷8 GHz) a VLA (Very Large Array, 27× ⌀ 25 m, 2÷4 GHz) potvrdila, že míra Faradayovy rotace zdroje nadále klesá tempem asi 15 % za rok, v srpnu 2019 už byla jen ~9,7×104 rad/m2. V signálu jsou patrné krátkodobé variace v míře ~103 rad/m2. Jako vysvětlení původních vysokých hodnot Faradayovy rotace teoretici již dříve nabídli jen několik dekád mladou neutronovou hvězdu uvnitř stále ještě kompaktní planetární mlhoviny, obojí na oběžné dráze kolem hmotné černé díry a jejího tlustého akrečního disku. Autoři použili tento model na všechna dostupná data a zjistili, že NH by v době prvních měření (2017) musela být ve školním věku ~6÷17 roků. Srovnatelnou míru Faradayovy rotace a jejích změn vykazuje pulsar PSR J1745−2900 v centru Mléčné dráhy; možná souvisí chování FRB 121102 s blízkostí černé veledíry? (Zdroj se nenachází v geometrickém středu své mateřské galaxie, ale o poloze její centrální ČĎ nic nevíme.)

K. Aggarwal provedl analýzu spekter opakovače FRB 121102 s ohledem na rozložení energií záblesků. Většina odhadů energie se dělá na základě centrální frekvence záblesku, nikoli celého pásma. Na konkrétních příkladech ukázal, že uvážení celého profilu signálu snižuje odhady evivalentních energií záblesku. Také se ztrácí bimodalita, reportovaná v předchozích odstavcích. Nevýhoda přístupu je, že klade na pořízená data vysoké nároky – často tak kvalitní data prostě nejsou k dispozici.

Radioobservatoř CHIME objevila v prvním roce provozu mezi červencem 2018 a červencem 2019 536 nových FRB, oznámil tým projektu (+74). V celkovém počtu se schovává 62 záblesků od 18 dříve neznámých opakovačů. Díky povaze observatoře je soubor rozprostřený po celé obloze a umožňuje začít dělat závěry: rozmístění v prostoru i míra disperze jednotlivých záblesků jsou pro opakovače i neopakující se záblesky shodné. Opakovače se liší v tom, že se projevují v užším rozsahu frekvencí a jednotlivé záblesky trvají o něco déle oproti solitérům. Ze statistiky autoři odhadují, že denně se na celé obloze objeví ~820 záblesků s rádiovým jasem > 5 Jy⋅ms.

S. Ai (+2) hledali odpověď na otázku, zda (a kdy) můžeme rozhodnout, jaký je skutečný poměr opakovačů a neopakujících se FRB ve vesmíru, Fr. Pokud obě skupiny existují a zdroje nepřecházejí z jedné skupiny do druhé, autoři vytvořili několik modelů jejich rozdělení podle různých parametrů (celková energie, rychlost opakování ap.). Definovali časový okamžik, kdy celkový počet zaznamenaných událostí neopakujících se FRB dosáhne stejného řádu jako počet záblesků všech opakovačů. Pak sledovali, jak se v různých modelech mění poměr opakovačů k neopakujícím se zdrojům. Poměr opakovačů ve všech případech roste do určitého bodu (kromě situace, kdy jsou ve skutečnosti všechny zdroje opakovače – pak roste do nekonečna), kde se zastaví a buď stagnuje nebo začne klesat. Potíž je, že tento vrchol závisí na uvedeném časovém okamžiku, který neznáme. Autoři provedli sérii simulací a předpověděli, že klíčový poměr opakovače:solitéry pro přehlídkový systém typu CHIME a pozorovací kampaň trvající stovky dní je Fr ~0,04. Pokud po uplynulé době bude poměr menší než uvedená hodnota, bude velmi nepravděpodobné, že všechny FRB jsou opakovače.

Ch. D. Kilpatrick (+8) pátrali po optickém protějšku opakovače FRB 180916 pomocí dalekohledu APO (Apache Point Observatory, ⌀ 3,5 m, Nové Mexiko, USA). Záblesk má periodu aktivity ~16,3 d a půlhodinová pozorovací kampaň byla na 3. září 2020 připravená tak, aby alespoň některá z expozic pokryla předpokládaný okamžik zášlehu. To se skutečně podařilo a dalších 31 následných půlminutových expozic pokrylo oblast zdroje. Výsledek je přesto negativní, v datech není do magnitudy ~24,7 po optickém zjasnění ani stopy. Při odhadované vzdálenosti zdroje d ~150 Mpc autoři vypočetli, že pokud by zdrojem záření měl být synchrotronový maser, potřebná energie záblesku je > 1037 J a hustota částic > 104 cm−3. Některé záblesky opakovače FRB 180916 vykazují vyšší aktivitu – autoři odhadují, že pro největší pozemské přístroje by mohl být optický protějšek tohoto zdroje dosažitelný, pokud se podaří trefit pozorovacím oknem právě do aktivnějšího období, kdy je záblesk znatelně složen z více podzáblesků.

Souvislost zdrojů FRB s magnetary se po identifikaci zdroje SGR J1935+2154 jeví jako nejlepší hypotéza. Ch. D. Bochenek (+2) vzali dostupnou statistiku FRB a podívali se na mateřské galaxie zábleskových zdrojů. Porovnali tyto galaxie s mateřskými galaxiemi tří dalších jevů: supernov s hroutícím se jádrem, bezvodíkových mimořádně jasných supernov (SLSNe–I) a dlouhých záblesků záření γ (LGRB). Porovnáním celkové hmotnosti galaxií a míry tvorby nových hvězd v nich by mělo ukázat, které zdroje obývají podobná prostředí. Aby to bylo možné, je nutné rozložení hodnot kalibrovat na z = 0 – předpokládá se, že se hmotnosti i míra hvězdotvorby v průběhu čas ve vesmíru mění. Kalibraci autoři provedli semiempirickým odvozením koeficientů pro přepočet, a to pro všechny sledované distribuce stejně. Výsledky jsou jednoznačné: na SLSNe–I ani na LGRB distribuce FRB nesedí, shoda se supernovami s hroutícím se jádrem není dokonalá, ale z porovnávaných statistik je nejlepší. Jde o další nepřímý (zato silný) důkaz, že FRB souvisí s magnetary – magnetary jsou obvyklým pozůstatkem po supernovách s hroutícím se jádrem.

M. Bhardwaj (+25) oznámili objev FRB 20200120E pomocí observatoře CHIME – jde o opakovač, s potvrzenými třemi a pravděpodobným čtvrtým zábleskem. Zdroj se na obloze nachází ve spirální galaxii M81 (d ~3,6 Mpc) asi 20 kpc od jejího centra. Zatím nelze vyloučit, že se nachází v halové složce Mléčné dráhy a do M81 se pouze promítá, pravděpodobnost je menší než 1:100; ještě menší je pravděpodobnost, že se nachází za M81. Autoři hledali v archivech družic Swift a Fermi (Fermi Gamma-ray Space Telescope, NASA, start VI 2008, stále v provozu; ~530 km n. m.), ale ani v tomto případě nebyli úspěšní, rentgenový ani γ protějšek není k mání. Míra Faradayovy rotace zdroje činí −(29 ±1) rad/m2.

K. Kremer (+3) se na stejný opakovač podívali po teoretické stránce a propočítali, jak obstojí modely tvorby mladých neutronových hvězd v kulových hvězdokupách. F. Kirsten (+65) totiž přesněji lokalizovali FRB 20200120E uvnitř M81 do kulové hvězdokupy, konkrétně ~2 pc od jejího středu. Numerické simulace mnoha těles ukázaly, že NH v hvězdokupách mohou vznikat tempem až ~50/Gpc3/r splýváním bílých trpaslíků, dvojic BT–NH i NH–NH, případně přímým zhroucením překotně rostoucích BT ve dvojici s hmotnou hvězdou. Jestliže v prostředí v hvězdokupy vznikne dostatek NH s rotační periodou ~10 ms a magnetickým polem ~1011 G, je dobrá šance, že při těsném průletu kolem dalšího tělesa dojde k zachycení a vytvoření dvojice ještě před zpomalením rotace NH (typická hodnota ≥ 105 r).

W. A. Majid (+8) zachytili signál FRB 20200120E pomocí jednoho z radioteleskopů komunikační sítě Deep Space Network (DSS–63, ⌀ 70 m, Robledo de Chavela, Madrid, Španělsko) na frekvencích 2,2÷2,3 GHz. Jeden ze záblesků s celkovým trváním ~30 µs se ve vysokém časovém rozlišení, kterých radioteleskop disponuje, ukázal jako složený z několika ještě kratších zášlehů s odstupem 2÷3 µs; nejkratší signál má trvání ≤ 100 ns – to odpovídá světelné velikosti zdroje menší než 30 m! Data ukazují na celkovou spektrální jasnost ~4×1023 J/s/Hz, což vyžaduje ~500× vyšší výkon než SGR J1935+2154, ale pro FRB v kosmologických vzdálenostech jde stále o spodní rozsah potřebných energií. Existence vnitřní struktury záblesku naznačuje podobnost s některými pulsary, u nichž taková mikrostruktura odráží rotační periodu v milisekundách.

S. Mereghetti a M. Topinka (+2) prozkoumali archiv družice INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, ESA / NASA, start X 2002, stále v provozu), v němž našli celkem 18 Ms naměřených dat pro oblast M81. Autoři se zaměřili na přístroj IBIS/ISGRI, v jehož datech nenašli žádný protějšek v tvrdém rentgenovém / γ oboru opakovače FRB 20200120E, zdroj tedy nepřesáhl zářivý výkon 1038 W na dobu alespoň 10 ms v pásmu 20–200 keV; z toho autoři odvozují, že ekvivalent celkové vyzářené energie nepřesáhl ~1036 J. Oblast zdroje se v zorném poli přístrojů nachází často a celkový čas získaných záznamů je dlouhý, FRB 20200120E proto pravděpodobně není mladý aktivní magnetar.

M. Bhardwaj (+18) nalezli mateřskou galaxii opakovače FRB 20181030A, objeveného observatoří CHIME. NGC 3252 je spirální galaxie s aktivní tvorbou hvězd ve vzdálenosti ~20 Mpc od nás, což z ní činí jednu z nejbližších známých hostitelek FRB. Zdroj má spektrální jasnost 2×1019 J/s/Hz, tj. ~1 500× méně než FRB 121102 – výkon jednotlivých FRB tvoří škálu, nikoli standardní svíčky. Kvůli blízkosti by se tento zdroj měl stát cílem pátrání po optických, rentgenových a γ protějšcích.

Stejnou práci odvedli W.–f. Fong (+19) pro nalezení mateřské galaxie opakovače FRB 20201124A, čímž zvětšili počet známých hostitelských galaxií na 5. Galaxie má červený posuv z ~0,098, nové hvězdy tvoří tempem ~2,1 M⊙/r a autoři odhadují její hmotnost na ~2×1010 M⊙. Průměrné stáří jejích hvězd činí ~5÷6 Gyr, nemá aktivní galaktické jádro a ~10÷30 % jasnosti IR oboru připadá na záření horkého prachu; numerická simulace jejího vývoje ukazuje, že jde o poklidně se vyvíjející se galaxii, s jen mírnými změnami hvězdotvorby a bez jakýchkoli populačních explozí.

M. J. Michałowski se podíval na vlastnosti mateřských galaxií obou výše uvedených opakovačů FRB 20200120E a FRB 20200120E, k nimž přibral ještě FRB 200428, jenž se nachází v Mléčné dráze. Všechny tři galaxie interagují s okolními galaxiemi, NGC 3252 a Galaxie mají normální obsah atomárního vodíku a M81 a NGC 3252 mají výrazně asymetrické spektrum v čáře HI. Z toho se zdá, že zvýšený výskyt FRB souvisí s nedávným zvýšením tvorby nových hvězd v důsledku mezigalaktických interakcí. Bude zajímavé sledovat, zda se předpoklad potvrdí po identifikaci mateřských galaxií dalších opakovačů.

Souvislost FRB s magnetary (viz následující kapitolu) potvrzuje rádiově aktivní zdroj 1E 1547.0–5408. G. L. Israel (+12) použili data z radioteleskopu v Parkesu (CSIRO; ⌀ 64 m, 0,7–26 GHz; Nový Jižní Wales, Austrálie) a družic Chandra a XMM–Newton, aby pátrali po současných záblescích v rádiovém a vysokoenergetickém oboru spektra. Ukázalo se, že skutečně nastaly dva případy, kdy zdroj vytvořil signál velmi podobný FRB; v obou případech ale nezávisle na aktivitě v rentgenovém a γ oboru. V jednom tomto případě následoval „kvaziFRB“ asi 1 s po záblesku rentgenového záření s vzájemným poměrem jasností rádio : rentgen ~10−9, ve druhém případě žádná patrná aktivita v krátkých vlnových délkách nenastala. Přestože je těleso v rentgenovém a γ oboru dlouhodobě aktivní, oba záblesky nastaly nezávisle na periodě pulsaru (P ~2,07 s) a spektrum obou záblesků vypadalo jinak než dřívější a pozdější rádiová aktivita zdroje. Hrubá podobnost aktivity se zdrojem SGR J1935+2154 slibuje, že dlouhodobé sledování magnetarů v Mléčné dráze nás dovede k pochopení, kdy u těchto těles FRB vznikají a kdy ne.

5. Galaxie, kvasary, blazary

5.1. Mezihvězdná látka, kulové a otevřené hvězdokupy

Voyager 1 (NASA, start 5. 9. 1977, d > 170 au = ~1 sv. den!) od vstupu do mezihvězdného prostředí v r. 2012 kontinuálně měří hustotu plazmatu. S. Kochová Ockerová (+5) potvrdili, že v r. 2017 (náhodně) objevená slabá emise mezihvězdného prostředí přetrvává po celé ~10 au dlouhé trajektorii. Intenzita úzkopásmové emise kolísá na škále přibližně 1 au a odpovídá již dříve zjištěným turbulencím v mezihvězdném prostředí. Původ slabé emise je zatím nejasný, autoři nabízejí jednak kvazitermální šum plazmatu, jednak hustotní (tedy vlastně zvukové) vlny způsobené rázovými vlnami, které vznikají na rozhraní mezihvězdného prostředí a heliopouzdra a které se radiálně šíří směrem od Slunce.

Předpokládá se, že jasná emise v čáře 11,3 µm ve výtocích z uhlíkových hvězd v pozdních vývojových fázích přísluší prachovým zrnům karbidu křemíku (SiC) a tyto hvězdy jsou významným zdrojem prachu v mezihvězdném prostředí. Potíž je, že bychom v něm měli v čáře 11,3 µm vidět též absorpci potvrzující přítomnost prachových zrn SiC, ale nepozorujeme ji, resp. nepozorujeme jí dost. T. Chen (+3) se pokusili najít vysvětlení pozorovaného nedostatku v podobě oxidace prachových zrn. Výpočty ukázaly, že reakce mezi kyslíkem a SiC je exotermní a může vést k překotnému vytěkání plynu CO. Ani tato přeměna však není dostatečná k vyrovnání předpokládaného přísunu SiC do prostředí ve výronech uhlíkových hvězd. Autoři uzavírají, že buď je skutečná míra produkce SiC hvězdami nižší než předpokládaná, nebo jsou vzniklá – a následnou oxidaci prostředí přeživší – zrna výrazně menší než pouze submikronová.

5.2. Galaxie v lokálním vesmíru

Jun-Sung Moon (+2) potvrdili, že nejhmotnější galaxie ovlivňují oběžné dráhy svých menších průvodců v prográdním směru obíhání svých okolních sousedů. Tento jev nazvali SOA (the spin-orbit alignment). Páry galaxií se pohybují často prográdně. Tento jev je tím silnější, čím je sekundární galaxie blíž, anebo čím je lehčí. Jev SOA je pochopitelně nejsilnější pro lehčí galaxie. SOA nejvlivněji působí na galaktický plyn a nejméně na skrytou látku sousedních galaxií.

5.3. Kvasary a AGN

Klidová hodnota hmotnosti neutrin je ≲ 0,086 eV. Jsou to suverénně nejlehčí elementární částice ve vesmíru a je jich daleko víc než všech ostatních známých tříd elementárních částic. Pro astronomy jsou neutrina velkým ukazováčkem na jevy ve vesmíru, protože se prostorem šíří lineárně. Neutrino nemajíc elektrický náboj cestuje vesmírem po přímce, takže astronom vidí, odkud dané neutrino přímočaře brázdí vesmír. Co bychom dali za to, kdyby naše extrémně energeticky nabité částice kosmického záření létaly rovně!

IceCube Neutrino Observatory na jižním pólu může zachycovat signály příchodu vysoce energetických neutrin ze všech směrů. Od r. 2016 do července 2020 zaznamenala observatoř IceCube Collaboration (>400 x) 58 vysokoenergetických neutrin. Některé objekty se hlásily opakovaně. Nejdelší signál 1,8 x106 dorazil 24. 3. 2020 (PKS 0903-57) a nejkratší naopak jen 9 s (GRB 190829A) 29. 8. 2019. Na projektu Ice Cube pracují vědci a inženýři ze všech světadílů.

5.4. Černé veledíry a stáří vesmíru

Feige Wang (+16) studovali infračerveným teleskopem Chandra, jak se krmí supermasivní černé veledíry v jádrech galaxií ve vzdálenostech bratru 12 miliard světelných let. Autorům studie se podařilo pozorovat krmení černých veleděr, které nutně kolísá. Autoři zjistili, že černé veledíry ve velkých vzdálenostech jsou podstatně hladovější, než černé veledíry v lokálním okolí naší Galaxie.

6. Přístrojová technika

6.1. Kosmické přístroje

Do roku 2020 soupeřily při studiu hlubokého vesmíru dva dalekohledy: Hubbleův vesmírný teleskop (HST) v optickém oboru spektra s průměrem primárního zrcadla 2,4 m a výkonnější teleskop Chandra pracující v pásmu infračerveného záření s průměrem optiky 1,2 m. Na straně teleskopu Chandra získává body Matka Příroda, protože maximum energie záření kosmických objektů se vzdáleností paradoxně roste. Od roku 2021 převzal otěže nejlepšího teleskopu infračervený teleskop Jamese Webba s průměrem zrcadla 6,5 metru. Teleskop Jamese Webba obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti o něco větší než Země. Pracuje automaticky podobně jako HST i Chandra. HST však funguje už 23 let a byl několikrát modernizován, takže v současnosti je podstatně výkonnější než tehdy, kdy začínal a prodělával dětské choroby. Pro astronomii je velmi cenné, že v současnosti máme oba dalekohledy, protože si navzájem pomáhají ve výzkumu vesmírných objektů na podstatně širší základně. Čím déle budou tyto dalekohledy pozorovat tytéž vesmírné objekty souběžně, tím lepší výsledky dostaneme.

Doslov Davida Ondřicha

Zde obsažený text LVI. ročníku Žně objevů je proti předcházejícím ročníkům se shora uvedených důvodů objemově chudší. Jde o přirozený důsledek méně rozsáhlého poznámkového aparátu pro rok 2021 – aparátu, z něhož všechny ročníky Žní v posledních dvou dekádách vznikaly. Přesto je z rozsahu témat zřejmé, jak široký záběr je možné soustředěnou, dlouhodobou a urputnou prací obsáhnout; pro píšícího spoluautora je pak i tento omezený rozsah fascinujícím výchozím materiálem. V jistém smyslu je snadné se od fundamentu poznámek odrazit: můžete se zcela spolehnout, že vše, co se propracovalo až do výsledného seznamu, je to nejlepší ze světové vědy daného roku. Zároveň je rozsah poznámek, ač zmenšený, poněkud strašidelný: jak je možné, že toho nejlepšího je tolik?

Bylo mi dáno po bezmála dvě dekády spolupracovat na redukované podobě Žně objevů pod názvem Letošní pohled na vesmír vloni, která v mém domovském časopisu Astropis navázala na sérii populárních přehledů z přelomu 80. a 90. let 20. století v Technickém magazínu – Téčku. Mohl jsem na vlastní oči pozorovat, jak se za třetinu doby existence Žní měnila astronomie, astrofyzika a příbuzné obory a jak rozšíření výpočetní techniky a internetu umožnily překotný rozmach, ba v některých případech dokonce vznik nových podoborů a specializací.

O to víc je zřejmé, že dlouholetá zkušenost v posuzování, co je opravdu důležité a co je jen pěna dní, schopnost několika slovy pojmenovat podstatu, novotu nebo příslib budoucího rozvoje, je neocenitelným autorským vkladem i do podoby ročníku Žně objevů 2021. Protože jsem většinu textu tohoto ročníku napsal já, přál si Jiří Grygar, abych byl uveden jako první z autorů. Skutečnost je taková, že bez jeho pokynů by text nebyl tak dobrý a bez jeho poznámek by ani nikdy nevznikl.

Milý čtenáři: budiž ti příslibem, že ani zde obsažený text ještě není celistvý a na webu www.zen-objevu.cz najdeš úplnou verzi.