ŽEŇ OBJEVŮ 2017 (LII.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

Dátum: 31. decembra 2019

Autori: Jiří Grygar, a David Ondřich

OBSAH (časť D):

3. Galaxie a kvasary

3.1. Hvězdokupy

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

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

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

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

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

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

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

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

3.2. Naše Galaxie

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.3. Místní soustava galaxií

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

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

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

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

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

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

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

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

3.4. Galaxie v lokálním vesmíru

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

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

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

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

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

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

C. Ahn aj. potvrdili přítomnost černých veleděr ve velmi kompaktních trpasličích galaxiích VUCD3M59cO v galaktické kupě v Panně. Pomocí dat z přístroje NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrometer) na dalekohledu Gemini-N a vícepásmových pozorování z HST se jim podařilo prokázat, že obě trpasličí galaxie mají v centru veledíru. Jejich hmotnosti činí 4,4+2,5–3,0×106 M, což činí asi 13 % hmotnosti celé VUCD3, a 5,8+2,5–2,8×106 M, což je dokonce 18 % hmotnosti celé M59cO. Vysoký podíl hmotnosti centrální veledíry na na hmotnosti celé galaxie naznačuje, že v obou případech jde o pozůstatky galaxií s původními hmotnostmi ~109 M, které byly roztrhány slapovými silami. Jde teprve o druhou a třetí kompaktní trpasličí galaxii, v nichž byla potvrzena přítomnost centrální veledíry, zatím tedy není možné vyvozovat velké závěry.

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

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

3.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.6. Gravitační mikročočky a čočky

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.8. Černé díry a veledíry

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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.9. Kupy a nadkupy galaxií

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

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

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

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

4. Kosmologie a fyzika

4.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

4.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

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

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

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

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

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

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

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

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

(konec části D; dokončení dílem E)
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LII. (2017).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 04. januára 2020