ŽEŇ OBJEVŮ 2015 (L.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

4. Mezihvězdná látka

G. Green aj. pořídili trojrozměrnou mapu rozložení prachu v Mléčné dráze na základě přehlídek oblohy Pan-STARRS 1 a 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) a pravděpodobnostních rozdělení podle všech směrů pohledu. Mapa má proměnné úhlové rozlišení od 3,4′ do 13,7′ a přesnost určení vzdáleností kolem 25 %. Autoři porovnávali zčervenání jednotlivých hvězd s katalogy SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) a také provedli srovnání mapy s dříve pořízenými mapami. Autoři doufají, že mapa poskytne široké využití zejména pro výzkum objektů nacházejících se v disku Galaxie.

P. André aj. publikovali výsledky přehlídky Gould Belt Survey z dat družice Herschel, která mapuje záření prachu v IČ oboru. Autoři objevili přítomnost různě dlouhých filamentů, které se vyskytují téměř ve všech prachových mračnech. Kromě všudypřítomnosti je na nich zajímavé to, že ačkoliv se jejich délka mění a typicky dosahuje jednotek světelných roků, jejich tloušťka je prakticky vždy 1/3 světelného roku. To naznačuje, že se při jejich formování uplatňuje nějaký důležitý princip. Uvnitř vláken se nachází mnoho oblastí, ve kterých se formují hvězdy, a autoři předpokládají, že tvorba nových hvězd a vznik těchto filamentů spolu souvisí.

Rozsáhlý tým spolupracovníků sdružení Planck zveřejnil předběžné výsledky zpracování měření polarizace tepelného záření prachových částic v Galaxii. Autoři zjistili, že polarizovaná složka tepelného záření klesá s vzrůstající hustotou sloupce podél směru pohledu, což vysvětlují jako důsledek rozdílných orientací magnetických polí a různé orientace prachových zrn na různých místech v důsledku ozáření z různých směrů. V některých místech dosahuje podíl polarizovaného záření až 18 %. Porovnání mapy polarizovaného záření prachu s intenzitou kosmického záření však neukázalo žádné významné překryvy, je tedy zřejmé, že ačkoli oba jevy jsou silně ovlivněné magnetickým polem Galaxie, na každý z nich působí jinak.

A. Giannetti aj. objevili pět prachových mračen, která jsou, přesněji řečeno vlastně nejsou vidět v oboru IČ. Jde o temné objekty, které je možné detekovat pouze absorpcí ve spektrálních čarách IČ pozadí v pásmu THz. Objekty se velmi pravděpodobně nacházejí na opačné straně Galaxie, ale pouze z analýz spekter to není možné rozhodnout. V každém případě jde o velmi rozsáhlá a hmotná mračna, v nichž dochází k tvorbě nových velmi hmotných hvězd. Autoři upozorňují, že obvyklá tendence předpokládat, že temná prachová mračna se nacházejí spíš blíž než dál, vede k podceňování hmotnosti a svítivosti velmi hmotných hvězd.

E. Campbell aj. laboratorně prokázali, že absorpční pásy na vlnových délkách 963,2 nm a 957,7 nm patří ionizované molekule fullerenu C₆₀. Autoři vytvořili z fullerenu plyn a ochladili ho na teplotu 5,8 K, čímž získali takřka shodné difúzní absorpční pásy, které byly pozorovány poprvé již v r. 1922. Jde o první prokázanou molekulu, zodpovědnou za dva konkrétní absorpční pásy, kterých jsou celkově stovky.

O. Berné, J. Montillaud a C. Joblin simulovali možné způsoby vzniku fullerenů v mezihvězdném prostředí postupnou fotoerozí polycyklických aromatických uhlovodíků. Postupně vzali různě velké molekuly, z nichž nechali ultrafialovým (UV) světlem odpoutávat atomy vodíku a molekuly C₂, a zjišťovali, za jak dlouho se molekuly přemění na fulleren C₆₀. Ukázalo se, že v případě molekuly C₆₆H₂₀ se za dobu 10⁵ let přemění na C₆₀ prakticky všechny. Desetitisíce let je typická střední doba života planetární mlhoviny kolem pozůstatku po supernově. Složitější molekuly s větším počtem uhlíkových atomů nestihnou za takovou dobu erodovat dostatečně, jednodušší molekuly s menším počtem uhlíku se naopak rozpadnou úplně. Fulleren C₆₀ je mimořádně stabilní i za vysokých energií, dokáže tedy přežít velmi dlouho i v podmínkách, kdy jsou jednoduché uhlíkové molekuly buď rozneseny mimo mlhovinu, nebo rovnou rozmetány na jednotlivé atomy či ionty.

Oblaka s vysokou rychlostí (HVC, high velocity clouds) vypadají, jako by padala na disk Mléčné dráhy. Astronomové dosud navrhli dva způsoby, jak by něco takového mohlo fungovat: buď jde o plyn, který Galaxie nasává ze svého okolí, nebo jde o vlastní galaktický plyn, který něco (patrně výbuchy supernov) vyvrhlo mimo disk a který teď padá zpět. F. Fraternali aj. na příkladu HVC skupiny C ukázali, že se uplatňují oba mechanismy naráz. Skupina C má svůj původ ve vnějším spirálním rameni Labutě, odkud byl plyn vymrštěn před asi 150 Mr. Svým rozpínáním a adiabatickým ochlazováním způsobil podchlazení a kondenzaci mezigalaktického plynu ve vnější obálce galaktického hala, což vedlo k následné akreci do disku Galaxie, jejímiž jsme svědky. W. Janesh aj. poprvé dokázali ztotožnit jeden velmi kompaktní objekt HVC s optickým protějškem, kterým je trpasličí galaxie (nebo velká hvězdokupa) AGC198606. Leží ve vzdálenosti asi 378 kpc a její hmotnost je zhruba 5×10⁵ M_☉, přičemž většinu její hmotnosti tvoří oblaka molekulového vodíku.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy

Observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/Sub-millimeter Array) objevila rozsáhlý shluk mezihvězdné látky, který J. Rathborne aj. pokládají za právě vznikající hvězdokupu. Autoři pozorovali oblak ve spektrálních čarách 17 druhů molekul a také ve vlnových délkách, v nichž typicky vyzařují prachová zrna. Prach má velice nízkou teplotu, zatímco celková hmotnost a hustota shluku je naopak velice vysoká. Objekt obsahuje nejrůznější struktury velkých i malých měřítek, autoři dokonce věří, že objevili zárodky budoucích velmi hmotných hvězd v bublinách s průměrem přibližně 0,1 pc, v nichž již patrně gravitace převážila nad tlakem záření. Shluk G0.253+0.016 je pravděpodobně těsně před zrodem hvězdokupy podobného typu jako je hvězdokupa Arches („Oblouky“) v souhvězdí Střelce. Ta byla objevena r. 1995, obsahuje nadprůměrně vysoký počet hmotných hvězd a nachází se překvapivě blízko k centru Galaxie. Rozložení látky v oblaku je však výrazně komplikovanější než u hvězdokupy Arches, z čehož autoři usuzují, že vyšší koncentrace hvězd směrem do centra hvězdokupy musí být důsledkem dynamických procesů, které začnou působit teprve po zformování hvězd.

Modří loudalové (angl. blue stragglers) představují zvláštní kategorii hvězd, které se vyskytují v kulových hvězdokupách. Jde o ty členky hvězdokupy, které zdánlivě nestárnou nebo alespoň stárnou mnohem pomaleji než ostatní okolní hvězdy. Přestože patří do kategorie hmotnějších hvězd, je jejich vývoj mnohem pomalejší, než by odpovídalo jejich hmotnosti. Důvody jejich vzniku a pomalejšího vývoje nejsou jasné, jedna z nejvíce populárních hypotéz předpokládá, že modří loudalové souvisejí se splynutím složek těsných dvojhvězd. K. Stępień a M. Kiraga provedli simulace vývoje 975 dvojhvězdných systémů s různými parametry včetně výměny hvězdné látky a intenzivních hvězdných větrů hvězd s velmi nízkou metalicitou. Jejich výpočty ukazují, že podstatná část dvojhvězd, které se v průběhu vývoje stanou kontaktní (tj. obě složky vyplní svůj Rocheův lalok), skončí splynutím obou složek právě v jednoho modrého loudala. Záleží na počáteční hmotnosti, rychlosti rotace a oběžné periodě obou složek; ne všechny vzniklé sloučené hvězdy skončí jako modří loudalové. Modely však velice dobře kopírují pozorované zastoupení jednotlivých typů hvězd v kulových hvězdokupách.

H. Bouy aj. zveřejnili analýzu nového „sčítání lidu“ v hvězdokupě M45. Plejády jsou jednou z nejbližších a také nejmladších hvězdokup; přesto spolehlivě nevíme, které hvězdy do ní skutečně patří a které ne. Autoři využili fotometrická a astrometrická data katalogu DANCe (Dynamical Analysis of Nearby ClustErs), který pokrývá asi dva miliony objektů na přibližně 80 čtverečních stupních oblohy kolem Plejád. S využitím algoritmů z oblasti pravděpodobnostních modelů a kombinací dat DANCe se všemi dříve dostupnými měřeními poloh a jasností hvězd autoři vybrali 2 109 hvězd, které jsou s velmi vysokou pravděpodobností členkami hvězdokupy; je jich nejméně o 812 víc, než bylo dosud známo – sester tedy ani zdaleka není jen sedm.

J. Heyl aj. zkoumali mladé bílé trpaslíky v kulové hvězdokupě 47 Tucanae pomocí kamery WFC3 (Wide-Field Camera 3) HST (Hubble Space Telescope). Ukázalo se, že existují dvě dobře rozlišitelné skupiny – mladší, jasnější bílí trpaslíci, kteří intenzivněji září v UV oblasti, a starší, chladnější, méně hmotní a méně zářiví bílí trpaslíci. První skupina hvězd je typicky stará několik Mr a nachází se poblíž centra hvězdokupy, zatímco druhá skupina má charakteristické stáří 100 Mr a nachází se na okrajích hvězdokupy. Protože s postupujícím věkem ztrácejí bílí trpaslíci hmotnost (z 0,9 na pouhých 0,53 M_☉), interakce s ostatními hvězdami ve skupině je vyhánějí na okraj hvězdokupy – astronomové tento jev nazývají gravitační (nebo též dynamická) relaxace. Ačkoliv se autorům nepodařilo pozorovat přímo pohyb jednotlivých hvězd (na to je potřeba pozorování přes delší časový interval), rozložení obou skupin bílých trpaslíků velmi dobře odpovídá numerickým modelům gravitační relaxace hvězdokup.

D. Kim aj. objevili pomocí 4metrového dalekohledu Blanco na Cerro Tololo v Chile velmi vzdálenou kulovou hvězdokupu, která se nachází natolik na okraji Galaxie, že není zřejmé, zda do ní skutečně ještě patří. Ve vzdálenosti asi 105 kpc od a téměř desetkrát dále, než se typicky kulové hvězdokupy v galaktickém halu vyskytují, je hvězdokupa Kim 2 naprostým solitérem. Obsahuje méně hvězd, má nižší hustotu hvězd, její hvězdy mají naopak vyšší metalicitu, a jsou mladší než hvězdy v ostatních kulových hvězdokupách. Autoři upozorňují na podobnost s kulovou hvězdokupou AM 4, která je spojována s trpasličí galaxií ve Střelci, a navrhují, že v případě Kim 2 jde také o zbytek po zachycené trpasličí galaxii, kterou kdysi v minulosti pohltila Mléčná dráha. Přítomnost mnoha drobných satelitních galaxií v těsné blízkosti galaxie v Andromedě naznačuje, že jde celkem běžný jev.

Kulové hvězdokupy v naší Galaxii mají řadu shodných vlastností, z nichž nejvíce vyniká jejich stáří. Všechny pouhým okem viditelné hvězdokupy severní oblohy jsou staré kolem 12 miliard roků, a ani v nejbližších galaxiích nevypadá situace výrazně jinak. Víme, že existuje skupina mladých hmotných hvězdokup, které ale nemají dostatečnou hmotnost, aby se z nich vyvinuly hvězdokupy kulové. A přímé vývojové předchůdce (prahvězdokupy) jsme zatím neobjevili. B.Whitmore aj. teď díky velkému úhlovému rozlišení observatoře ALMA našli ve splývajících galaxiích NGC 4038 a 4039, známých jako Tykadla, oblast o průměru o něco větším než 20 pc, která vypadá přesně tak, jak by taková prahvězdokupa měla vypadat. Shluk galaktického plynu má hmotnost 5 MM_☉ a nachází se uvnitř vláknité struktury, která se jako most táhne mezi spojujícími se galaxiemi. Autoři odhadují, že během pouze asi jednoho milionu roků by se shluk měl začít gravitačně smršťovat a dát vzniknout kulové hvězdokupě. Právě krátká doba, která stačí ke zformování hvězdokupy, je zřejmě důvodem, proč je těchto prahvězdokup málo. K jejich vzniku jsou také patrně nutné dostatečně velké oblasti s vyšším tlakem a hustotou, které se v samostatných galaxiích nemají jak vytvořit, zatímco při srážkách a splývání galaxií je vyšší pravděpodobnost jejich vzniku.

Kulové hvězdokupy nemusejí mít všechny hvězdy stejně staré. Tzv. horizontální větev Hertzsprungova-Russellova diagramu totiž zahrnuje také horké hvězdy, u nichž občas dochází k propálení termonukleárních reakcí mimo samotné héliové jádro. Taková událost pak v nitru hvězdy způsobí velmi výrazné promíchání materiálu mezi jádrem a vodíkovou obálkou a právě toto promíchání hvězdné látky je nutnou podmínkou vzniku další generace hvězd, bohatých na hélium a zářivějších než obyčejné modré hmotné hvězdy. Kulová hvězdokupa ω Cen obsahuje asi 10 milionů hvězd s celkovou hmotností zhruba 4×10⁶ M_☉. Nachází se od nás ve vzdálenosti necelých 5 kpc a obsahuje vysoce nadprůměrné množství právě těchto héliem obohacených hvězd. M. Tailo aj. modelovali předchozí generaci hvězd s různými parametry a objevili, že vysoké rotační rychlosti hvězd postačí k tomu, aby se významně zvýšila pravděpodobnost hloubkového promíchání hvězdné látky. Díky tomu pak  jádra II. generace hvězd obsahují zhruba o 4 % M_☉ více hélia, což je dostatečné k vysvětlení jejich pozorovaného zastoupení v ω Cen. Autoři navrhují, že vysoké rotační rychlosti mohou být důsledkem působení dynamických sil velkého počtu okolních (pra)hvězd při formování některých hvězdných zárodků v husté hvězdokupě.

Asociace Cygnus OB2 je sice jedna z nejbližších a také největších skupin hvězd v Galaxii, ale kvůli poloze blízké rovině Mléčné dráhy byla všechna dosavadní měření vzdáleností této asociace od Slunce zatížena velkou chybou. D. Kiminki aj. změřili vzdáleností čtyř vytipovaných zákrytových dvojhvězd, které s velkou pravděpodobností do Cyg OB2 patří, a získali střední hodnotu vzdálenosti této asociace (1,33 ±0,06) kpc, což je v dobrém souladu s paralaktickými měřením molekulových mračen, které asociaci obklopují. To mimochodem znamená, že na okrajích asociace stále ještě probíhá tvorba hvězd. Autoři očekávají, že jejich měření potvrdí paralaktické vzdálenosti jednotlivých hvězd z přehlídky astrometrické družice Gaia.

M. Monelli aj. použili data z kamer LUCI1 a PISCES na Large Binocular Telescope (LBT) k určení věku kulové hvězdokupy M15. Autoři na porovnání dat z LBT s měřeními HST ukazují, že s využitím aktivní a adaptivní optiky je dalekohled poskytnout srovnatelnou kvalitu pozorování i v blízkém infračerveném (IČ) oboru spektra. Na základě analýzy rozložení hvězd podél hlavní posloupnosti a umístění horizontální větve Hertzsprungova-Russellova diagramu došli k hodnotě (12,9 ±2,6) Gr, resp. (13,3 ±1,1) Gr.

R. Barbá aj. analyzovali blízká IČ data z přehlídky VVV (VISTA Variables in Vía Láctea) ESO a objevili tak 493 nových kandidátů na hvězdokupy. Prostorové rozložení hvězdokup ukazuje vysokou koncentraci hvězdokup v rovině Galaxie a jejich zvýšený počet v okolí oblastí s intenzivní tvorbou hvězd. Většina kandidátů představuje kompaktní skupiny hvězd obklopené zářícími anebo temnými mlhovinami. Ostatní hvězdokupy vykazují neuspořádanou uzlovitou strukturu. Značná část hvězdokup obsahuje prahvězdy či mladé hvězdné objekty a masery; v 16 případech se dokonce autorům podařilo ztotožnit hvězdokupu s oblastí právě probíhající tvorby hvězd.

Gravitační nestability v planetárních soustavách hvězd vedou nevyhnutelně k vymetení planet, z nichž se stanou nomádi volně plující mezihvězdným prostorem. L. Wang aj. nechali vymrštěné planety ve velké množství mnohatělesových simulací pohybovat se prostorem hvězdokupy. Pokud je úniková rychlost planet z planetární soustavy nízká, opustí planeta hvězdokupu v průměru o 40 % dříve než její mateřská hvězda, zatímco pokud je úniková rychlost vysoká, čekají planetu desítky blízkých (≤ 1 000 au) setkání s jinými hvězdami téže hvězdokupy. Polovina blízkých setkání se odehraje v prvních 30 Mr, naopak na dobu 100 Mr po vymrštění planety připadá jen necelá desetina interakcí v hvězdokupě. Blízká setkání často vedou k narušení drah planet v soustavě mateřské hvězdy, kolem níž nomád proplouvá. V nevelkém počtu případů může dojít i k zachycení planety u jiné hvězdy. Autoři nastiňují, že jakmile bude možné pozorovat bludné planety v konkrétní hvězdokupě, porovnání jejich skutečných vlastností s modely umožní odhadovat historii hvězdokupy.

J. J. Webb a N. W. C. Leigh uskutečnili podobné mnohatělesové simulace pro samotné hvězdokupy, v nichž nechali po dobu 12 miliard roků vznikat a vyvíjet hvězdy. Proměnnými v simulacích byly hmotnosti, velikosti a dráhy hvězd. Cílem bylo zjistit, jakým způsobem se rozdílné počáteční rozložení hmotností projeví po dlouhé době. Autoři zjistili, že všechny simulace ukazují jen nízkou souvislost mezi aktuálním rozložením hmotností hvězd a počáteční velikostí hvězdokupy či počátečním rozložení drah. Téměř vůbec nezáleží na počáteční hmotnosti hvězdokupy, nejdůležitějším parametrem je překvapivě hmotnost látky, o kterou hvězdokupa v průběhu vývoje přijde. Na základě porovnání se 33 skutečnými hvězdokupami v Galaxii autoři odhadují, že počáteční hmotnost hvězdokup byla nejméně 4,5× vyšší než současná (tři hvězdokupy ukazují dokonce až na 10× vyšší hmotnost při vzniku).

5.2. Naše Galaxie

Fermiho bubliny, obrovské koule plynu rozpínajícího se kolmo k rovině Galaxie od jejího centra, objevila v r. 2010 družice Fermi v oboru gama. Od té doby byly pozorovány také v rentgenové a radiové oblasti spektra a A. Fox aj. publikovali výsledky pozorování spektrografem Cosmic Origins Spectrograph na HST. Z jejich měření změn ve spektru vzdáleného kvasaru vyplývá, že Fermiho bubliny jsou složeny ze dvou druhů plynu – ten horký má teploty dosahující až 10 MK, zatímco chladný má teploty „pouze“ kolem 10 kK. Bubliny se rozpínají rychlostí větší než 900 km/s, což znamená, že při příčné velikosti zhruba 2,3 kpc nemohou být starší než 2,5 ÷ 4 Mr. Autoři plánují studium obdobných bublin v cizích galaxiích, aby odhalili podrobnější prostorové rozložení látky v bublinách i jejich chování. Uvedli rovněž, že existence Fermiho bublin pravděpodobně souvisí s tempem tvorby nových hvězd v okolí centra Galaxie. Pokud bude možné v budoucnu pozorovat Fermiho bubliny u jiných galaxií, měli bychom získat podrobnější představu o způsobu jejich vzniku.

M. Tahara aj. zaměřili na bubliny rentgenový spektrometr XIS (X-ray Imaging Spectrometer) japonské družice Suzaku (původně ASTRO-EII) díky inspiraci z měření bublin pomocí kamery SSC (Solid-state Slit Camera) na monitoru MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) na japonském modulu, jenž pracuje na ISS. Pomocí XIS získali podrobná rentgenová měření z čepičky severní bubliny a výběžku v boční stěně jižní bubliny. Z dat vyplývá, že bublina ohřívá plyn v galaktickém halu, jižní bublina je menší, její stěny jsou slabší než u severní bubliny, a osa rozpínání bublin není v důsledku interakcí s okolním plynem kolmá k rovině disku Galaxie.

K. Sarkar, B.  Nath a P. Sharma se pokusili vytvořit hydrodynamický model Fermiho bublin a ukázali, že stačí nechat v blízkosti centra Galaxie vznikat hvězdy tempem 0,5 M_☉/r po dobu 30 Mr, aby vznikly struktury velmi podobné pozorovaným bublinám. Autoři dále zdůrazňují, že interakce těchto struktur s částicemi kosmického záření umožňují velmi přesně reprodukovat spektrální charakteristiky záření gama a vznik oparu v mikrovlnné oblasti.

Obří molekulová mračna (GMC; giant molecular clouds) se obvykle vyskytují v rovině disku Galaxie nebo v její bezprostřední blízkosti. Vzácně jsou k nalezení i ve větších vzdálenostech od disku, ale dosud se předpokládalo, že v nich – narozdíl od těch diskových – nevznikají nové hvězdy. D. Camargo aj. však pomocí družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) objevili dvě hvězdokupy uvnitř molekulového mračna HRK 81.4-77.8. Měření vzdálenosti ukázala, že mračno se nachází ve vzdálenosti (8,70 ± 0,26) kpc od centra Galaxie a nejméně (-4,97 ± 0,46) kpc od roviny Galaxie (záporná hodnota značí vzdálenost směrem na jih), tedy jde o GMC nejvzdálenější od roviny Galaxie. Stáří mračna se odhaduje na zhruba 2 Mr. Z prvotní analýzy pohybu se zdá, že hvězdokupy i GMC padají zpět na galaktický disk; autoři uvádějí, že v tom případě je možný způsob vzniku mračna na základě vymrštění plynu z roviny disku, pravděpodobně v důsledku mnohočetných výbuchů supernov. Alternativní vysvětlení je, že mračno na disk padá volným pádem; pak by mohlo jít o látku zachycenou při gravitační interakci mezi Galaxií a některou z dalších galaxií v Místní skupině.

Mezinárodní spolupráce DES (Dark Energy Survey) publikovala výsledky prvního roku pozorování přibližně 1 800 čtverečních stupňů oblohy z kamery DECam na dalekohledu Blanco na Cerro Tololo. V datech autoři objevili osm dosud neznámých galaxií, které obíhají v Místní skupině kolem Galaxie a/nebo Magellanových mračen. Všechny galaxie jsou vizuálně slabé, s typickými rozměry 10 ÷ 170 pc a vzdálenostmi 30 ÷ 330 kpc od Slunce. D. Kim aj. potom v datech přehlídky našli další velmi slabou galaxii, která se promítá do souhvězdí Pegasa a leží ve vzdálenosti (205 ± 20) kpc od nás. Autoři uvádějí, že úhlová blízkost k satelitní galaxii Pisces II naznačuje, že obě tyto galaxie jsou gravitačně svázány. B. Laevens aj. publikovali objev dalších tří nových satelitů Mléčné dráhy v datech přehlídky Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System). Všechny tři skupiny hvězd tvoří jakýsi přechod mezi hvězdokupami a galaxiemi – buď jde o rekordně velké hvězdokupy nebo naopak o mimořádně husté a malé galaxie. V případě satelitní galaxie Sgr II jde možná o souputníka kulovité trpasličí galaxie Sgr dSph, kterou Mléčná dráha v minulosti gravitačně zachytila.

T. de Boer aj. prozkoumali rozdělení hvězd ve dvou proudech hvězd, které se táhnou mezi naší Galaxií a právě zmiňovanou Sgr dSph. Historie rychlosti vzniku hvězd v obou proudech ukazuje, že Mléčná dráha gravitačním zachycením této trpasličí galaxie před 5 ÷ 7 miliardami let téměř ukončila tvorbu hvězd. Slabší proud byl patrně vytržen dříve; obsahuje velmi staré hvězdy s nízkou metalicitou. V průběhu vysávání hvězd Galaxií se v něm opět částečně obnovila tvorba nových hvězd, zatímco silnější proud se nejspíš vytvořil později a Galaxie jím přitahuje o něco mladší hvězdy ze vzdálenějších oblastí trpasličí galaxie Sgr dSph. Autoři zdůrazňují, že podobná hvězdná archeologie ostatních satelitů Mléčné dráhy je důležitá pro pochopení, jakým způsobem naše Galaxie získala svou současnou velikost a hmotnost.

O Mléčné dráze jsme navyklí uvažovat jako o spirální galaxii, která možná má, možná nemá příčku, ale v každém případě se její ramena odvíjejí od středu v rovině plochého disku až do okrajů, kde se postupně vytrácejí. Y. Xu aj. však publikovali analýzu zastoupení hvězd v přehlídce SDSS, z níž vyplývá, že směrem od centra Galaxie je struktura spirálních ramen složitější. Již dříve objevené struktury Monoceros Ring (prstenec v Jednorožci) a TriAnd overdensity (zhuštěnina v Trojúhelníku a Andromedě) jsou totiž od roviny disku Galaxie posunuty směrem na sever nebo jih přibližně o 100 pc každé zhruba 2 ÷ 3 kpc s rostoucí vzdáleností od Slunce a centra Galaxie. Jako by tyto struktury netvořily jen hustotní vlny, ale zároveň částečně kopírovaly vrcholy vln či jakýchsi vrásek v disku Galaxie. Podle autorů jsou tyto vrásky rozděleny úhlově nerovnoměrně; velmi pravděpodobně souvisejí se zachycením některé trpasličí galaxie v minulosti. Hlavním podezřelým je opět galaxie Sgr dSph.

A. Küpper aj. modelovali proud hvězd za kulovou hvězdokupou Palomar 5, která v důsledku působení slapových sil po průletu diskem Mléčné dráhy ztrácí hvězdy. Hvězdokupa je od Slunce vzdálena asi 23,5 kpc, proud se za ní táhne do vzdálenosti nejméně 9 kpc a má hmotnost minimálně 5 000 M_☉. Autoři uskutečnili několik milionů simulací a modely porovnávali s pozorovanými polohami skutečných hvězd. Tímto způsobem došli k nejpravděpodobnějším vlastnostem Galaxie, aby bylo možné vysvětlit pozorované rozložení hvězd v proudu za hvězdokupou: do vzdálenosti asi 19 kpc od centra je hmotnost Galaxie přibližně 210 GM_☉ a Slunce se nachází asi 8,3 kpc od jejího centra. A. Williams a N. Evans provedli odhad hmotnosti Galaxie z pohybu hvězd v galaktickém halu. Protože je nemožné rozumně odhadnout, jak velkou část z hvězd halové složky ve skutečnosti nevidíme, ať už proto, že jsou příliš slabé, příliš daleko nebo nám je zakrývá nějaká mezihvězdná látka, nechali též vygenerovat velké množství modelů, které porovnávali se skutečností. Podle jejich výpočtů je uvnitř koule s poloměrem 50 kpc hmotnost Galaxie 4,5×10¹¹ M_☉.

Kolem černé veledíry ve středu Mléčné dráhy kromě hvězd centrální hvězdokupy obíhá také zdánlivě plynný objekt, označovaný jako G2. Astronomové ho objevili v r. 2011 a v březnu 2014 prošel pericentrem své dráhy. Z nějakého důvodu se působením slapových sil nerozpadl, jak astronomové předpokládali, a tak se stal předmětem zájmu mnoha výzkumných týmů na celém světě. Zásadní otázka se netýká ničeho menšího, než co je G2 vlastně zač. Jeho extrémně eliptická dráha naznačuje, že nějakým způsobem ztratil velkou část momentu hybnosti na dráze původně kruhovější. Aby toho nebylo málo, při průletu pericentrem dráhy nevyvolal v plynu obklopujícím centrální černou veledíru očekávanou rázovou vlnu a předpokládané záblesky záření v rentgenovém oboru nenastaly. O. Pfuhl aj. zveřejnili výsledky spektroskopie v blízké oblasti IČ záření pokročilým spektrografem SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observation in the Near Infrared) na VLT (Very Large Telescope), z nichž vyplývá, že G2 je protáhlý plynný útvar a podobný objekt G1, nalezený o pět let dříve, se původně nacházel na stejné dráze jako G2. Autoři se přiklánějí k vysvětlení, že G2 a G1 jsou zhuštěniny dlouhého plynného proudu.

G. Bower aj. potvrdili absenci zvýšení jasu či záblesků také v mikrovlnné oblasti na základě pozorování průchodu objektu G2 pericentrem dráhy na observatoři ALMA. Podle nich tvoří G2 buď magneticky zamrzlé plazma, ejekce hvězdného větru nebo cirkumstelární obálka odhozená při splynutí dvojhvězdy. Žádné změny v jasnosti také nenalezli M. Tsuboi aj. v datech japonské části sítě VLBI (Very Large Baseline Interferometry) a J.-H. Park aj. v datech evropské části GMVA (Global Millimeter Very long baseline interferometry Array).

F. Yusef-Zadeh aj. pozorovali úhlovou plošku o poloměru 30″ kolem centrální černé veledíry observatoří VLA (Very Large Array) na vlnové délce 8,8 mm a objevili 44 kompaktních diskovitých objektů, které obíhají kolem centra. Tyto objekty nejsou viditelné v blízké IČ oblasti, jejich velikosti se pohybují od 400 do 1 600 au. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě vznikajících protoplanetárních disků kolem hvězd s nízkou hmotností, které se zformovaly z materiálu dostupného v centrální hvězdokupě. Pokud mají pravdu, znamená to, že v bezprostředním okolí centrální veledíry probíhá tvorba hvězd průběžně a nikoli ve vlnách; na současných drahách totiž hvězdy nečeká nikterak dlouhý život a stáří protoplanetárních disků zároveň nemůže být větší než 10 ÷ 100 tisíc let. B. Jalali aj. simulovali na počítači prostředí v akrečním disku kolem centrální veledíry a přišli na to, že vzhledem k trvalému přísunu látky v podobě padajících hvězd může být hustota disku v některých místech natolik velká, že převáží nad slapovými silami a v akrečním disku se začnou tvořit hvězdy stejným způsobem jako planety v protoplanetárních discích. Autoři dále nabízejí bizarní model vzniku hvězdy, která se zformuje z molekulového mračna na výstředné dráze, jež je v pericentru dráhy vystaveno silné prostorové kompresi, a může proto převážit nad slapovými a odstředivými silami. Pokud je oblak dostatečně velký, může se v jeho jádru zrodit hvězda. Právě takový případ by teoreticky mohl být výše zmiňovaný objekt G2.

R. Branham publikoval numerické výpočty drah 36 061 hvězdy spektrálních typů A až F, které jsou výhodné zejména proto, že jsou hojně zastoupeny i nad a pod rovinou disku Galaxie. Z analýzy drah vyplývá, že vzdálenost Slunce od těžiště Galaxie je (7,67 ± 0,07) kpc. Autor dále zmiňuje, že populace hvězd A–F se v Galaxii rozpíná rychlostí asi 1 kpc za 10⁷ let, což je podezřele vysoké číslo, ale nelze vyloučit, že jde jen o relativně krátkodobou fluktuaci. S. Chatzopoulos aj. publikovali nezávislé měření parametrů jádra Galaxie na základě pohybů hvězd v centrální hvězdokupě. Vzdálenost od Slunce jim vychází vyšší, (8,33 ±0,11) kpc, hmotnost hvězd v hvězdokupě do úhlové vzdálenosti 100″ je podle nich (8,94 ±0,90) MM_☉ a hmotnost centrální veledíry (4,23 ±0,14) MM_☉. Dále autoři odhadují, že hmotnost obřího akrečního disku kolem veledíry je (2 ÷ 6)×10⁷ M_☉, takže její sféra vlivu (oblast, kde její gravitační potenciál převažuje nad gravitačním potenciálem kteréhokoli dalšího tělesa) sahá do vzdálenosti 3,8 pc.

5.3. Místní soustava galaxií

N. Lehner, Ch. Howk a B. Wakker nalezli v archivních snímcích UV spektrografu COS (HST) absorpční zkreslení spekter 18 vzdálených kvasarů v těsném okolí galaxie v Andromedě. V čarách křemíku se autorům podařilo v různých projektovaných vzdálenostech od M31 určit radiální rychlost plynu, který absorpci způsobuje. Na základě odhadů hustoty podél směru pohledu autoři modelovali množství látky v okolí galaxie a zjistili, že hmotnost plynu a prachu kolem ní do zhruba dvojnásobku jejího poloměru (přibližně 300 kpc) je nejméně 2×10 MM_☉, resp. 3×10 GM_☉. Tým družice Planck publikoval předběžné výsledky pozorování M31; Planck galaxii detekoval ve všech spektrálních pásmech včetně rozlišení spirálních ramen a změřil tepelné vyzařování prachu v různých vlnových délkách. Teplota prachových částic se pohybuje od 22 K v blízkosti centra galaxie po asi 14 K za prstencem ve vzdálenosti 10 kpc. Z rozložení intenzity záření v pásmu 20 ÷ 60 GHz autoři odhadují průměrnou rychlost tvorby hvězd na 0,12 M_☉/r.

R. Wagner-Kaiserová aj. analyzovali data cefeid z archivu PHAT (Panchromatic Hubble Andromeda Treasury) dalekohledu HST a přišli na to, že pro vizuální a IČ data se modul vzdálenosti mírně liší, rozdíl mezi daty PHAT a dřívějšími pozemskými pozorováními je však podstatně větší. Modul vzdálenosti je rozdíl mezi pozorovanou magnitudou a absolutní magnitudou, plynoucí z lineární závislosti mezi periodou cefeidy a její jasností. Příčina nesouladu není známá, autoři spekulují o systematickém fotometrickém zkreslení pozemských vizuálních pozorování. Data také ukazují, že vztah perioda-jasnost není zcela lineární a nesouvisí s metalicitou hvězd, jak se dosud soudilo.

K. A. Evansová a P. Massey objevili prchající hvězdu v M31, první svého druhu v jiné galaxii. Jde o červeného veleobra s hmotností asi 12–15 M_☉, stářím přibližně 10 Mr a povrchovou teplotou 3 700 K. Jeho rychlost 400 ÷ 450 km/s je srovnatelná s únikovou rychlostí z galaxie.

F. A. Gómez aj. na základě nedávných odhadů násobně větší hmotnosti Velkého Magellanova mračna (LMC) modelovali chování Mléčné dráhy a okolních galaxií v systému, který nepředpokládá, že poloha Mléčné dráhy je pevná v prostoru. Pro různé hmotnosti LMC zjistili, že těžiště Galaxie se může během půl miliardy let posunout až o 30 kpc a pohyb galaxií kolem společného těžiště má vcelku pochopitelně vliv na sklon rotační osy Galaxie. Dále přišli na to, že slapové působení Mléčné dráhy a LMC na trpasličí galaxii ve Střelci je v těchto modelech mnohem silnější a daleko lépe odpovídá pozorovanému rozpadu a vysávání látky této galaxie. Autoři zdůrazňují, že modely jsou vzhledem k neznámé skutečné hmotnosti LMC (a dalších galaxií Místní skupiny) jen předběžné, ale rozhodně ukazují, že Místní skupina galaxií neobíhá jenom kolem Mléčné dráhy.

Nejbližší sousední galaxie LMC se také ukázaloa jako zdroj kosmického záření. Spolupracovníci týmu observatoře H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), což je soustava optických dalekohledů, které detekují atmosférické Čerenkovovo záření, zveřejnili detekce tří zdrojů gama záření uvnitř LMC. Prvním zdrojem je nejenergetičtější známý pulsar N157B a jím urychlovaný hvězdný vítr, druhým zdrojem je pozůstatek po supernově N132D a posledním, nejzajímavějším zdrojem je rázová vlna v horké plynové bublině 30 Doradus C, patrně nejrozsáhlejší známé oblasti vzniku nových hvězd v Místní skupině galaxií. K velkému překvapení autorů se observatoři nepodařilo zachytit žádné gama záření ze zbytku po supernově SN1987a.

5.4. Galaxie v lokálním vesmíru

Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky (Abell 1656) pomohla F. Zwickymu v r. 1933 odhalit existenci skryté látky. P. van Dokkum aj. zveřejnili nedávný objev 47 galaxií v této kupě, které ač mají rozměry srovnatelné s naší Galaxií, mají nízkou hmotnost pouze ~ 6×10⁷ M_☉, což znamená, že jsou mimořádně řídké. Aby taková řídká struktura držela pohromadě, musí nutně obsahovat velké množství skryté látky (až 98 %). Jednu z galaxií se autorům podařilo najít v archivních datech kamery ACS (Advanced Camera for Surveys) HST. Tato data neprokázala přítomnost satelitních trpasličích galaxií, které by mohly obsahovat další hvězdy, což znamená, že objevené galaxie jsou skutečně velmi řídké. Autoři navrhují, že překotná aktivita supernov v první generaci hvězd způsobila rozfoukání mezihvězdného plynu a znesnadnila tvorbu hvězd další generace.

Tato studie vyvolala okamžitou odezvu a J. Koda aj. obratem provedli analýzu dostupných dat v archivu teleskopu Subaru. Výsledky potvrzují existenci velkého počtu difúzních galaxií, autoři jich nalezli 854 a odhadují, že v celé kupě jich může být i více než 1 000. Typická hmotnost se pohybuje v rozmezí

(0,1 ÷ 5) ×10⁸ M_☉. Některé z galaxií mají hustší jádro a některé se nacházejí také blíže k centru kupy. To znamená, že je musí držet pohromadě ještě větší množství skryté látky, jinak by se působením slapových sil rozpadly. Zastoupení difúzních galaxií je v této kupě větší než v ostatních, což naznačuje, že mechanismus odstranění plynu je charakteristický pro galaktické a mezigalaktické prostředí v ní.

Kupa galaxií v Panně je nejbližší k nám a druhá nejjasnější v rentgenovém oboru na celé obloze. Obsahuje přes 2 000 galaxií a mezi nimi se nachází množství horkého mezigalaktického plynu, který vydává rentgenové záření. A. Simionescu aj. zaměřili na kupu detektory družice Suzaku a ve čtyřech směrech proměřili zastoupení železa, hořčíku, křemíku a síry. Jejich výsledky ukazují, že po obohacení první generací supernov bylo průměrné složení látky v této kupě galaxií i před deseti miliardami let (kupa leží asi 16,5 Mpc od nás) zhruba stejné, jako je současné složení naší Galaxie. To znamená, že látka je ve vesmíru (alespoň v tom viditelném) velice dobře promíchána a i přes velké vzdálenosti vykazuje jen drobné změny složení.

Q.  Parker aj. objevili ve skenech přehlídky SHS (SuperCOSMOS Hα Survey) z dalekohledu UKST (UK Schmidt Telescope) srážející se galaxie, jejichž prolínání vytváří kolem největší z nich prstenec zářící v čáře Hα. Kombinací s pozorováními v jiných spektrálních oborech autoři odhadli vzdálenost galaxií na přibližně 10 Mpc. Celý systém má napříč asi 15 kpc, hmotnost 6,6 × GM_☉ a prstenec o poloměru asi 6,1 kpc tvoří oblasti překotné tvorby hvězd. Jde o první případ, kdy je srážkou indukovaná tvorba hvězd pozorována v tak malé a relativně málo hmotné galaxii. Dosud jsme takové prstence pozorovali jen u mnohem větších galaxií. Systém dlouho unikal pozornosti, protože se na obloze nachází v Mléčné dráze a navíc v těsné blízkosti poměrně jasné hvězdy.

A. Klypin aj. proměřili počet a rychlosti galaxií v oblasti do vzdálenosti 10 Mpc od naší Galaxie. Z jejich analýzy vyplývá, že žádný z modelů skryté látky nevysvětluje vlastní pohyby galaxií ve skupině zcela. Nejlépe pozorováním odpovídá ΛCDM (Λ představuje kosmologickou skrytou energii, CDM chladnou skrytou látku), ovšem jen pro dostatečně hmotné a rychlé galaxie. I tento nejlepší model nevysvětluje dobře zastoupení trpasličích galaxií – ve skutečnosti jich pozorujeme až 5× méně a pohybují se nižšími rychlostmi. WDM model (teplá skrytá látka, tvořená hlavně neutriny a energetickými slabě interagujícími částicemi) si nevede o nic lépe. Podle autorů by bylo možné použít model ΛCDM, kdyby se v pozorované oblasti nacházela zhruba tisícovka galaxií, každá s hmotností 10¹⁰ M_☉, extrémně nízkou plošnou jasností a žádným detekovatelným mezihvězdným plynem; zatím však nebyla objevena ani jedna taková galaxie.

5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

P. Oesch aj. porovnali pole kolem kupy galaxií Abell 2744 s kontrolním polem mimo kupu s cílem odhadnout tempo tvorby hvězd v raném vesmíru v intervalu 480 ÷ 650 mil. let po Velkém třesku. Při zobrazování takto raných hvězdných soustav využili zesílení jejich obrazů mocnou gravitační čočkou zmíněné kupy. Snímkování probíhalo v blízké infračervené oblasti 1,25 a 1,6 µm a autoři tak zjistili, že během tohoto kosmologicky krátkodobého období tempo tvorby hvězd výrazně klesalo. Tato měření naznačují, jakým přínosem pro kosmologii raného vesmíru by bylo vypuštění zatím bohužel stále odkládaného infračerveného teleskopu JWST.

Mezinárodní tým astronomů ESO (Francie, SRN, Holandsko, Švýcarsko) vyvinul pod vedením R. Bacona z Lyonu v letech 2009-2014 unikátní kameru MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) vybavenou pokročilým systémem adaptivní optiky. Kamera je instalována u teleskopu UT4 VLT (Yepun – Venuše) na Paranalu. Během prvních testovacích pozorování v r. 2015 autoři ukázali, že jde o doslova zázračný přístroj, protože během 27 h integračního času krátkých expozic v DFS (Jižní hluboké pole) HST kamera zaznamenala v zorném poli o úhlové ploše 1 čtv. minuta 90 tis. spekter vzdálených objektů. Autoři změřili v tomto poli červené posuvy 189 galaxií s magnitudami v infračerveném pásmu 814 nm až 29,5 mag! Mezi nimi bylo 26 galaxií s emisní čárou Ly-α, které nezaznamenala kamera WFPC2 HST. V infračerveném spektru některých galaxií dále nalezli čáry [O II] a [O III], polozakázanou čáru C III] i vodíkové čáry Hα a Hβ. Určili rozložení četnosti červených posuvů, které je poměrně ploché, ale vykazuje známý pokles (poušť) v intervalu posuvů 1,5 – 2,9 (vzdálenosti 2,9 ÷ 3,5 Gpc). Nejvzdálenější objekty zaznamenané na snímcích se nacházejí ve vzdálenosti 3,9 Gpc (880 mil. let po Velkém třesku).

P. Oesch aj. určili s vysokou přesností vzdálenost galaxie EGS-zs8-1 (poloha 1420+5300; infračervená jasnost v pásmu H = 25,0 mag) pomocí spektrální kamery MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer for Infra-Red Exploration) na 10m Keckově teleskopu. Galaxii vybrali na základě předešlých studií v programu CANDELS (Cosmic Assembly Near-Inrared Deep Extragalactic Survey) HST a fotometrie IRAC (Infrared Array Camera) na kosmickém teleskopu SST, a trefili se do černého. Červené posuvy se z >7 se dají změřit jen obtížně, protože většina silných spektrálních čar je posunuta příliš daleko do infračerveného pásma. Naštěstí byla zmíněná galaxie dost jasná, takže se zdařilo změřit polohu posunuté infračervené čáry vodíku Lyman-α na úrovní přes 6σ, tj. z = 7,730, čemuž odpovídá vzdálenost 4,00 Gpc, zářivý výkon v čáře Lyman-α 1,2. 10³⁶ W (3 GL_☉), stáří galaxie 680 mil. let po Velkém třesku a její hmotnost 8 GM_☉. V galaxii se tehdy tvořily hvězdy tempem 80 M_☉/r. a její zářivý výkon dosahoval 60 GL_☉. V květnu 2015 šlo tedy o nejvzdálenější jasnou galaxii se spolehlivě změřenou a spektroskopicky ověřenou kosmologickou vzdáleností.

Jenže už v září téhož roku posunuli tuto hranici ještě dále A. Zitrin aj. díky pozorováním kamerou MOSFIRE. K výběru galaxie použili opět údajů z kamery IRAC SST. I v tomto případě šlo o extrémně jasnou galaxii EGSY8p7 (poloha 1420+5253) v čáře Lyman-α. Během 4,3 složené expozice spektra tak obdrželi červený posuv z = 8,68 pro galaxii s jasností H = 25,3 mag, v dobré shodě s již dříve fotometricky určeným posuvem 8,6 ± 0,3 (vzdálenost 4,03 Gpc; stáří 580 mil. let po Velkém třesku). Autoři současně uvádějí, že tato pozorování mohou postupně dobře zmapovat stav reionizace vesmíru během jeho vynoření ze šerověku.

C. Vlahakisová aj. zpracovali výsledky prvních zkušebních měření mikrovlnné aparatury ALMA s největší lineární základnou 15 km. Aparatura tak docílila úhlového rozlišení až 0,02″ ve frekvenčních pásmech 151, 236 a 290 GHz (vlnové délky 1,3 ÷ 2,0 mm). Cílem měření byla galaxie HATLAS J0903+0039 vzdálená 3,6 Gpc zobrazená gravitační čočkou mezilehlé eliptické galaxie ve vzdálenosti 1,1 Gpc. Přesné slícování zorného úhlu obou galaxií způsobilo, že čočkovaná galaxie se jevila jako téměř dokonalý Einsteinův prsten s úhlovým poloměrem 1,5″. Lineární rozlišení obrazu čočkované galaxie tak dosáhlo 180 pc. Uprostřed prstenu je patrné spektrum centra mezilehlé čočkující eliptické galaxie. Ve spektru čočkované galaxie autoři identifikovali početné čáry CO a H₂O.

D. Watson aj. objevili ve spektrech velmi vzdálené galaxie A1689-zD1 emisní čáry prachových částic. Na tom by nebylo nic divného, kdyby optické spektrum galaxie nevykazovalo červený posuv z = (7,5 ± 0,2), což znamená, že galaxie existovala už pouhých 700 Mr po velkém třesku. Že ji vůbec můžeme pozorovat, je důsledkem náhody, s níž se jedna z galaxií kupy Abell 1689 nachází přesně mezi námi a zmíněnou galaxií a funguje jako gravitační čočka, která prodlužuje dosah našich teleskopů. Optické spektrum z VLT a mikrovlnné z observatoře ALMA také ukazuje, že tvorba hvězd v A1689-zD1 probíhá tempem 3–9 M_☉/r. Prach v galaxii má hmotnost asi 4×10⁷ M_☉ a galaxie ho obsahuje zhruba stejně jako látky, obsažené ve hvězdách. To znamená, že hvězdy první generace měly jen asi 150 Mr na to, aby ho vytvořily dostatečné množství. Objev představuje nejvzdálenější známou galaxii podobného typu, jako je Mléčná dráha.

S. Salviander, G. A. Shields a E. W. Bonning prozkoumali vztah mezi hmotností centrální černé veledíry a jasností hostitelské galaxie v množině známých kvasarů z poslední dávky uvolněných dat přehlídky SDSS. Ukázali, že pro vzdálenosti ≥ 3,5 Gpc odpovídající červenému posuvu z ≥ 0,8 dochází k systematickému odklonu od známé závislosti. Podstatné je, že rozšíření emisních čar O III (dvakrát ionizovaný kyslík) je přímo úměrné tomuto odklonu a zřejmě souvisí s rychlostí rotace jednotlivých hvězd kolem centra galaxie; v každém případě je možné ho použít jako korekční faktor závislosti.

C.-W. Tsai aj. oznámili objev 20 mimořádně jasných galaxií v IČ oboru z dat družice WISE. Celková jasnost těchto galaxií přesahuje 10¹⁴ L_☉, pět galaxií přesahuje tuto jasnost jen v samotném IČ záření. Všechny galaxie mají červený posuv z > 3. Autoři z rozložení energie ve spektrech ukazují, že za vysokou jasnost je zodpovědný horký plyn s teplotami kolem 450 K, který se s velkou pravděpodobností nachází v okolí centrální veledíry, jež samotná zůstává zcela zakrytá zářící látkou. Z porovnání s opticky identifikovanými aktivními galaktickými jádry dále autoři odvozují, že centrální díry mohou ve velice krátkém čase pohltit plyn o hmotnost tisícovek M_☉.

Modelování vzniku galaxií se stále více rozvíjí. Podle současných názorů proudí mezigalaktický poměrně chladný plyn podél vláken kosmické pavučiny do míst, kde se skrytá látka nachází ve shlucích, a tam vytváří diskové nebo prstencové struktury, ze kterých se v příhodných místech nakonec vytvoří galaxie. D. Martin aj. objevili právě takový zářící proud plynu poblíž kvasaru UM287 s červeným posuvem 2,279 (vzdálenost 3,3 Gpc). Autoři využili spektrograf PCWI (Palomar Cosmic Web Imager) na 5m Haleově teleskopu a zjistili, že nejzářivější oblast tvoří rotující plynný disk s hmotností asi 10¹³ M_☉, který je zřejmě napojený na chladný proud podél slabě zářícího vlákna.

M. Rafelski aj. zpracovali katalog 9 927 galaxií z Hubbleova UDF (Ultra Deep Field), k nimž pořídili spektra od blízkého UV až po blízké IČ záření. Podařilo se jim výrazně zpřesnit hodnoty červených posuvů jednotlivých galaxií, zejména pro hodnoty z < 0,5 a naopak z > 2, což umožní přesnější měření vzdálenosti jiných galaxií. Vedlejším produktem práce jsou vylepšené postupy zpracování obrazu z kamer HST.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

M. Oguri vytvořil model čočkující kupy galaxií MACS J1149+2223, která posloužila jako teleskop a zobrazila Einsteinův kříž supernovy Refsdal, která vybuchla ve vzdálené galaxii (z = 1,49; vzdálenost 2,9 Gpc). Podle autora se jeden nepovšimnutý obraz supernovy objevil před 17 roky a zhruba za rok po Einsteinově kříži by se měl objevit další. Míra zjasnění jednotlivými čočkami je asi 9× až 15×. K. Sharonová a T. Johnsonová vylepšily matematický model zpracování obrazů zmíněné supernovy Refsdal, jejíž obraz se téměř přesně podle predikce znovu objevil na několika místech uvnitř kupy galaxií mezi listopadem a prosincem 2015. Díky postupnému objevování dalších obrazů v důsledku ohybu světla kolem hvězdokupy se autorkám podařilo nejen zpřesnit prostorové rozložení čočkující kupy galaxií, ale především dokázaly zrekonstruovat obraz a polohu původní mateřské galaxie, ve které supernova vybuchla.

R. Cañameras aj. oznámili objev 11 mimořádně jasných galaxií v datech družice Planck. Autoři zkombinovali družicová pozorování z Plancku s daty přístroje SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) na družici Herschel a následnými pozemními pozorováními na VLT ESO. V daleké IČ a submilimetrové oblasti spektra objevili zesílené obrazy galaxií, jejichž zdánlivá jasnost dosahuje až 3×10¹⁴ L_☉. Červené posuvy galaxií jsou 2,2 – 3,6 (vzdálenosti 3,3 ÷ 3,7 Gpc) a zesílení jasnosti na základě spektrálních charakteristik je zhruba desetinásobné. Gravitační čočky je možné využít ke studiu galaxií s velmi velkými červenými posuvy, ale vyžaduje to pokrýt co možná největší rozsah elektromagnetického spektra.

A. Udalski, M. K. Szymański a G. Szymański zveřejnili přehled čtvrté fáze přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), která pokrývá přes 3 000 čtv. stupňů oblohy a pravidelně sleduje miliardu světelných zdrojů. Přehlídka se zaměřuje především na výduť naší Galaxie a Velké a Malé Magellanovo mračno; objeví ročně zhruba 200 supernov, přibližně 2 000 mikročočkových zesílení a doposud má na kontě také několik tisíc proměnných hvězd. Přes 50 tisíc snímků obsahuje asi 34 TB surových dat, z nichž nemalá část ještě čeká na další zpracování.

E. Mediavilla aj. zveřejnili analýzu světelných křivek tří mikročočkových zesílení kvasaru Q2237+0305, mj. i z experimentu OGLE, z nichž vyplývá, že zjasnění vzniklo v těsné blízkosti centrální černé veledíry kvasaru. Autoři na základě vlastních zpracování dat i předchozích studií odhadují, že zářící oblast se nachází uvnitř akrečního disku a její velikost je jen (5,3 ±2,7) Schwarzschildova poloměru. Hmotnost centrální veledíry je asi 1,2×10⁹ M_☉. Budoucí podrobné přehlídky oblohy jako LSST (Large Synoptic Survey Telescope) by měly přinést data o tisícovkách podobných mikročočkových zesíleních, díky nimž snad budeme moci studovat procesy v těsné blízkosti center kvasarů.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

V. Paliya aj. sledovali obří výbuch blazaru CGRaBS J0809+5341 (vzdálenost 3,3 Gpc), jenž se v dubnu 2014 náhle zjasnil o 5 mag, takže dosáhl 15,7 mag., čili zářivého výkonu 130 TL_☉ (5.10⁴⁰ W). Výbuch zpozorovala nejprve družice Fermi pomocí širokoúhlého detektoru LAT v pásmu záření gama. Sestupnou fázi výbuchu pak autoři sledovali pomocí rentgenových družic NuSTAR a Swift. V optickém oboru byla nápadná vysoká 10% polarizace světla. Spektroskopie SDSS ukázala, že akreční disk kolem černé veledíry má zářivý výkon 1,5.10³⁸ W a veledíra hmotnost 250 MM_☉. Autoři se navíc domnívají, že bezprostřední příčinou výbuchu byl silný kolimovaný výtrysk, protože centrum zjasnění mělo nesouměrnou polohu vůči centru blazaru.

F. Wang aj. objevili ultrasvítivý kvasar J0306+1853 (vzdálenost 3,9 Gpc), v jehož centru se nachází obézní černá veledíra o hmotnosti (10,7 ±2,7) GM_☉, jehož bolometrický zářivý výkon dosahuje 340 TL_☉ (1,3. 10⁴¹ W). Podle autorů jde přitom o izotropně zářící zdroj, protože jeho zářivý tok je stálý, rádiově je téměř tichý a emisní čáry ve spektru jsou velmi široké. Navíc se v jeho spektru vyskytují absorpční čáry z mezilehlého objektu ve vzdálenosti 3,7 Gpc. Jde tedy o jedinečnou laboratoř, která umožní podrobně prozkoumat veledíry s nejvyšší možnou hmotností, jež neuvěřitelně rychle dosáhly zralosti ve velmi raném vesmíru.

Jedním z nejdéle a nejlépe sledovaných kvasarů je bezpochyby blazar 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc) objevený už v r. 1965 díky své rádiové hlučnosti. Od té doby se sleduje v různých spektrálních oborech, protože jeví výrazné krátkodobé i dlouhodobé změny svého zářivého výkonu. V r. 1996 se podařilo pomocí detektoru EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) na družici Compton (NASA) pozorovat výrazné vzplanutí blazaru v pásmu záření gama (0,1 ÷ 300 GeV), což upoutalo pozornost astrofyziků.

Jakmile odstartovala družice Fermi, měřila pomocí aparatury LAT (Large Area Telescope) soustavně jasnost blazaru ve zmíněném pásmu. V prosinci r. 2013 a znovu v dubnu r. 2014 pozorovala další vzplanutí, jež v maximu shodně dosáhlo zvýšení výkonu v pásmu gama na úrovni 60 % výkonu při vzplanutí v r. 1996. Podle V. Paliyaho však v červnu 2015 ustavil zmíněný blazar nový rekord, když vzplanutí gama dosáhlo dvojnásobku výkonu v porovnání s úkazem v r. 1996. Blazar v témž pásmu vykazuje i rychlá kolísání výkonu na časové stupnici řádu hodiny.

M. Chiaberge aj. pozorovali rádiově hlučné kvasary (první objevený kvasar 3C-273 byl vskutku rádiově hlučný, což tehdy umožnilo průkopnický objev) v porovnání s daleko početnějšími kvasary, které jsou rádiově tiché. Použili k tomu kamery WFC3 HST v infračerveném módu a tak zjistili, že 92 % zkoumaných hlučných kvasarů se nachází ve stádiu splývání páru černých veleděr. U rádiově tichých galaxií našli splývání jen v 38 % případů. Tato pozorování výrazně posílila názor, že rychlý růst hmotnosti centrálních černých veleděr probíhá během krátkých epizod překotné akrece hmoty a zvýšené aktivity. Protože materiál dopadající do černých veleděr ztrácí téměř úplně původní vysoký moment hybnosti, je třeba, aby se pozorovací programy soustředily na fáze splývání, slapových účinků, vzniku hvězdných příček a nestabilit v akrečních discích.

N. Gnedin aj. určili hodnotu spinu černé veledíry (hmotnost 2 GM_☉) v nejvzdálenějším (3,98 Gpc) kvasaru ULAS J1120+0641 (zářivý výkon 60 TL_☉) a zjistili, že se veledíra otáčí proti směru rotace svého akrečního disku. V spektru kvasaru převažují čáry neutrálního vodíku (H I) a zcela chybí čáry „kovů“ počínaje C, N a O. To naznačuje, že kvasar obsahuje prvotní žhavou chemickou polévku vesmíru (vodík s příměsí hélia), kterou v první teorii Velkého třesku z r. 1948 nazval G. Gamow ylem.

W. Brandt a D. Alexander shrnuli v přehledovém článku hlavní výsledky rentgenových pozorování vzdálených kvasarů v galaxiích AGN za posledních 15 let pozorování. Ukázali, že díky velkému pokroku pozorovací techniky (družice Chandra, Newton a NuSTAR), kombinaci rentgenových měření s výsledky pozorování v ostatních oborech elektromagnetického spektra, ale i teorie a počítačových simulací, se podařilo podstatně zlepšit naše vědomosti o překvapivě rychlém růstu hmotnosti černých veleděr, které jsou zdrojem energie kvasarů již na konci epochy reionizace vesmíru, tj. před koncem první miliardy let po Velkém třesku. V článku shrnuli hlavní poznatky o raném vývoji galaxií AGN („demografie“), fyzikálních procesech, které se o vývoj zasluhují, a konečně o interakcích mezi zdroji AGN a okolním intergalaktických prostředím („ekologie“).

G. Ghisellini aj. pozorovali jeden z nejvzdálenějších (3,9 Gpc) radiově hlučných kvasarů SDSS J1312-0321 pomocí rentgenové družice Swift. Z rentgenové spektroskopie vyplývá, z bezprostředního okolí rychle rotující černé veledíry o hmotnosti 11 GM_☉ vyvěrá netepelný výtrysk, který odnáší přebytečný moment hybnosti akrečního disku a molekulového anuloidu, jež veledíru obklopují. Výtrysk směřující k Zemi má vrcholový úhel užší než 5°, což znamená, že v této vzdálenosti od Země se nacházejí stovky podobných kvasarů o velké hmotnosti centrální veledíry, kde však optická osa výtrysku Zemi míjí. Týž kvasar sledovali evropskou sítí EVN (rádiointerferometr VLBI) K. Gabányi aj. Autoři tak našli spodní mez pro jasovou teplotu rádiového zdroje >100 GK. Porovnání s archivními údaji o rádiové jasnosti kvasaru poukázalo na výrazné nepravidelné kolísání rádiového toku, což svědčí o tom, že zmíněný objekt lze zařadit mezi blazary.

W. Kollatschny aj. upozornili na pozoruhodný fakt, že opticky velmi jasný kvasar PG0043+039 (vzdálenost 1,3 Gpc; zářivý výkon 2,4 TL_☉ ≈ 9.10³⁸ W) nebyl až dosud pozorován v rentgenovém oboru spektra. Přitom nejvyšší zářivý tok spadá do ultrafialové oblasti 250 nm. Autoři proto v červenci 2013 souběžně sledovali objekt dlouhou expozicí rentgenové družice Newton, v daleké ultrafialové oblasti pomocí HST, a obřími pozemními teleskopy HET (10m Hobby-Eberly Telescope; Davis Mts.; Texas; 2 km n. m.) a SALT (11,1 x 9,8m South African Large Telescope; Sutherland, JAR; 1,8 km n.m.). Tak zjistili, že objekt jeví dosud nejvyšší gradient spádu zářivého toku s exponentem –2,37 směrem k vysokým energiím. Přitom ultrafialová část spektra jeví ještě strmější pokles s exponentem –2,67. Navíc je rozložení energie v ultrafialové části spektra charakterizováno mnoha netypickými hrboly. Simulace prokázaly, že polohy hrbolů, jejich rozteče a poměry jejich intenzit souhlasí s jejich identifikací jako cyklotronových čar v silném magnetickém poli 20 kT v bezprostředním okolí černé veledíry o hmotnosti 8,9 GM_☉. Teplota plazmatu tam dosahuje 40 MK.

Další důkaz o výskytu magnetických polí v okolí obzoru událostí černých veleděr podali I. Marti-Vidal aj. pomocí měření polarizace mikrovlnného záření obří anténní soustavy ALMA v Chile. Díky vynikajícímu úhlovému rozlišení aparatury mohli sledovat bezprostřední okolí černé veledíry v jádře kvasaru PKS 183-211 a určili z velikosti Faradayovy rotace, že minimální hodnota indukce magnetického pole tam dosahuje 10 mT ve vzdálenostech jen desítek světelných dnů od veledíry. Měření probíhala na frekvencích 350 ÷ 1 050 GHz (vlnové délky 286 ÷ 856 µm), což odpovídá frekvencím >1 THz v klidové soustavě kvasaru vzdáleného 3,4 Gpc, jehož jasnost je zesílena mezilehlou gravitační čočkou.

M. Grahamová aj. využili obří databáze Catalina Real-Time Transient Survey o kolísání jasnosti 247 tisíc kvasarů během uplynulých 9 let. V naprosté většině případů jde o stochastické kolísání jasnosti, které může mít mnoho různých fyzikálních příčin. V docela velkém souboru tak nalezli pouze 20 kvasarů podezřelých z periodických změn jasnosti. Mezi nimi vynikl kvasar PG 1302-102 (Vir; vzdálenost 1,1 Gpc), jenž jevil sinusové kolísání jasnosti v optickém oboru s periodou (5,2 ±0,25) roku. Je tedy pravděpodobné, že v centru kvasaru se nacházejí dvě černé veledíry, které obíhají kolem společného těžiště v rozteči ~0,1 pc. To znamená, že současný kvasar vznikl splynutím dvou galaxií, jež se odehrálo o 3,3 mld. let dříve. Zmíněnou periodicitu potvrdili nezávisle H. D. Jun aj. pozorováním kvasaru infračervenými družicemi Akari a WISE. Prokázali tak, že za zmíněné sinusové kolísání je odpovědný cirkumbinární akreční disk obklopující obě veledíry.

D. Kim aj. využili japonské družice AKARI („Světlo“; v provozu v letech 2006-2011), jež pracovala v infračerveném pásmu 1,8 ÷ 180 µm, k publikaci údajů o 83 relativně blízkých galaxií typu AGN, jež se nacházely ve vzdálenostech 8 Mpc až 1,5 Gpc a byly v infračerveném pásmu K jasnější než 14 mag. Ve spektrech nalezli emisní čáry Brackettovy série vodíku na vlnových délkách 2,6 a 4,0 µm i polycklických aromatických uhlovodíků (PAH) v pásmu 3,3 µm. To jim umožnilo odhadovat hmotnosti centrálních černých veleděr i tempo tvorby hvězd v aktivních jádrech. Porovnáním s měřeními týchž objektů v pozemních přehlídkách teleskopy SDSS a 2MASS a na družicích WISE a ISO dostali údaje o výskytu horkého (1,1 kK) a teplého (220 K) prachu v aktivních jádrech.

C. S. Yan aj. analyzovali optické a ultrafialové spektrum nejbližšího známého kvasaru Mrk 231 (UMa; vzdálenost 180 Mpc) a odtud usoudili, že vzhled spektra svědčí o akrečním toku plynu na binární černou veledíru. Obě veledíry obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,2 roku ve vzdálenosti pouhých 590 au. Optické a ultrafialové záření pochází převážně z cirkumbinárního akrečního disku a minidisku kolem sekundární veledíry. Pokud se tento model potvrdí, stane se kvasar doslova laboratoří pro výzkum fyzikálního vztahu mezi veledírami a jejich akrečními disky.

J. Hennawi aj. studovali pomocí Keckova 10m teleskopu spektra 29 párů svítivých kvasarů ve vzdálenostech kolem 3 Gpc. Hledali přitom takové páry, kde mohli pozorovat silnou emisi v čáře Lyman-α pochopitelně posunuté do vizuálního pásma optického spektra. V přehlídce upoutal jejich pozornost kvasar SDSS J0841+3921 rozsáhlým (>50 kpc) oblakem emisní čáry Ly-α. Při 3h dlouhé expozici se ukázalo, že vláknitá vodíková mlhovina má obrovské rozměry (310 kpc) a neskutečný zářivý výkon v této čáře (2×10³⁷ W). Spektrální snímek však dále ukázal tři kompaktní zhuštění v mlhovině, která autoři interpretují jako další kvasary. To znamená, že v obří mlhovině se nacházejí celkem 4 kvasary, což je zatím jediný známý kvadruplet. Autoři odhadují, že pravděpodobnost výskytu kvadrupletových kvasarů činí jen 10^-7, takže šlo o neobyčejně šťastnou souhru náhod. Současně připomněli, že prakticky všechny galaxie, které ve svém centru obsahují černou veledíru, musí projít fází kvasaru, ale ta je časově tak krátká, že pozorovat kvasary na dálku se daří jen velmi vzácně. Zmíněný případ pak patrně představuje zárodek budoucí klasické kupy galaxií s malým počtem obřích galaxií a množstvím menších satelitních galaxií. Svědčí také o tom, že plyn v zárodcích kup galaxií je chladnější a hustší, než se dosud soudilo. Největší zárodky struktur mají zřejmě bohaté zásoby chladného plynu o hmotnostech řádu 10¹¹ M_☉.

J. Souchay aj. zveřejnili již 3. vydání velkého astrometrického katalogu kvasarů (LQAC-3), jenž obsahuje polohy pro téměř 322 tisíc kvasarů. Katalog tak definuje unikátní vztažný souřadnicový systém pro veškerou astrometrii, který je navíc „odolný“ proti zastarání, jelikož vzdálené kvasary mají neměřitelně nepatrný vlastní pohyb v závislosti na čase. Katalog kromě velmi přesných ekvatoreálních souřadnic přidává také údaje o kosmologických červených posuvech, pozorovaných jasnostech a morfologii kvasarů. Katalog obsahuje údaje o více než 14 tis. galaxií s jádry AGN a téměř o 1,2 tis. kvasarů třídy BL Lac, takže proti předchozímu vydání z r. 2012 se tyto podmnožiny rozrostly o 70 %.

N. Secrets aj. identifikovali 1,4 milionů galaxií s aktivními jádry díky dvoubarevné infračervené fotometrii družice WISE v katalogu Wide-field Infrared Survey Explorer (AllWISE). Odtud vyplývá, že na čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru 38 galaxií AGN v rozsahu pozorovaných infračervených jasností 20 ÷ 26 mag. Autoři si ověřili, že v tomto rozsáhlém katalogu jsou záměny izolovaných hvězd za galaxie AGN za zanedbatelné (<0,04 %). Katalog podstatně rozšířil databázi galaxií AGN, protože plných 1,1 milionů položek v katalogu jsou nové objevy družice WISE. Autoři odhadli, že až do 19 mag ve spektrálním oboru R je katalog úplný z 84 %. Katalog velmi prospěje zejména ultrapřesné astrometrii, protože kvasary a vzdálené galaxie AGN mají velmi přesné souřadnice, takže tato obrovská databáze neobyčejně zlepší přesnost a stabilitu univerzální vztažné souřadnicové soustavy pro kosmologii.

5.8. Černé díry a veledíry

G. Lansbury aj. využili nové rentgenové družice NuSTAR k prozkoumání 9 sporných kandidátů na kvasary. Díky zobrazení ve tvrdé části rentgenového spektra se jim podařilo v 5 případech zjistit, že jde skutečně o kvasary zabalené do opticky neprůhledných oblaků plynu a prachu. Zřejmě pozorujeme kvasary, jež se vyvíjejí právě teď před našima očima a postupně se rozzáří v běžných oborech spektra. Určitě tam probíhá překotná akrece na černé veledíry. Vznik kvasarů se dále urychluje splýváním dvou či více galaxií. Je tedy docela možné, že takto zabalených kvasarů je více než těch, které můžeme pozorovat opticky, popřípadě v rádiovém oboru spektra.

F. Y. Wang aj. hledali společný fyzikální mechanismus pro vznik rentgenových erupcí pozorovaných u tak rozdílných zdrojů jako jsou GRB, slapové roztrhání hvězdy u GRB 110328A (Swift J1644+57) a nepravidelné výbuchy centrální veledíry v naší Galaxii (Sgr A*) i v některých jádrech aktivních galaxíí (AGN). Tyto erupce jsou vždy doprovázeny relativistickými kolimovanými výtrysky. Vzniká tak otázka, zda nakonec nejde ve všech případech o touž fyzikální příčinu, což musí platit v rozmezí 9 řádů hmotností pro mateřské černé díry i veledíry. Autoři z této obsáhlé statistiky erupcí pro zmíněné typy zdrojů zjistili, že tři statistické ukazatele, tj. rozložení zářivých výkonů v různých oborech spektra, trvání jevů a prodlevy mezi nimi se silně podobají podobným parametrům pro sluneční erupce, které jsou vyvolávány rekonexí (přepojením) siločar lokálních magnetických polí ve sluneční chromosféře. Autoři proto soudí, že rekonexe je universální příčinou všech těchto projevů, takže zmíněné kolimované relativistické výtrysky jsou řízeny magnetickým polem.

Rovněž M. Kadler aj. zdůraznili významnou úlohu výtrysků vyvěrajících z bezprostředního okolí černých veleděr v centru rádiových kvasarů. Příčinou jejich existence je totiž značná energie uvolňující se při akreci plynu na veledíru kvůli zákonu o zachování momentu hybnosti. Není divu, že se řada astrofyziků domnívá, že tyto výtrysky jsou zdrojem kosmického záření ultravysokých energií a také neutrin o energiích řádu PeV, jež byla pozorována aparaturou IceCube na jižním pólu. K objasnění podivuhodné role výtrysků vznikl na jižní polokouli mezinárodní projekt TANAMI (Tracking Active galactic Nuclei with Austral Milliarcsecond Interferometry), jenž kombinuje zobrazování a spektrální analýzu s vysokým úhlovým rozlišením v pásmech od vysokofrekvenční radioastronomie až po tvrdé záření gama s pozorováním vysokoenergetických neutrin.

Významný pokrok ve studiu okolí černých veleděr ohlásil mezinárodní tým 19 institucí z observatoří v Severní Americe, Asii a Evropě, jenž se účastní projektu EHT (Event Horizon Telescope). Celosvětový pozorovací program probíhal na rádiové vlnové délce 1,3 mm (frekvence 230 GHz) a soustředil se na měření rádiového toku a polarizace okolí černé veledíry v centru naší Galaxie. Během pěti nocí v r. 2013 dosáhla úhlová rozlišovací schopnost EHT 40 mikrovteřin, tj. čtyřnásobku Schwarzschildova poloměru černé veledíry. Na základě těchto interferometrických měření zjistili M. Johnson aj., že magnetický akreční disk kolem veledíry budí nestability v magnetickém poli, jež pak řídí jak akreci plynu na černou díru, tak usměrnění relativistických výtrysků odnášejících přebytečný moment hybnosti do okolního prostoru. Autorům se podařilo rozlišit částečné usměrnění siločar magnetického pole ve vzdálenosti 6 Schwarzschildova poloměru a také odhalit proměny indukce magnetického pole během desítek minut, což přispěje k hlubšímu pochopení, co se děje během akrece plynu a jak vznikají relativistické výtrysky.

P. Mimica aj. upozornili, že GRB 110328A (= Swift J1644+57; Dra; vzdálenost 1,2 Mpc) se dá velmi těžko vysvětlit akrecí slapově roztrhané hvězdy na černou veledíru, protože po několika měsících začal stoupat rádiový tok v pásmech frekvencí 1,4 ÷ 43,6 GHz, zatímco rentgenové záření plynule klesalo. Jelikož však celý úkaz znamenal uvolnění fantastického množství energie >10⁴⁶ J, podařilo se autorům vysvětlit i zmíněné pozdní rádiové zjasnění pomocí vhodné geometrie úkazu a postupné degradace záření gama až do pásma rádiových vln. Y. Yoon aj. sledovali dlouhodobě chování mateřské galaxie, v níž se zmíněný úkaz odehrál, a to v různých spektrálních pásmech jakož i pomocí kamery WFC3 HST. Teprve po 500 d se následky výbuchu rozplynuly a tak mohli autoři odhalit důležité parametry galaxie. Hmotnost hvězd v galaxii je poměrně nízká (1,4 GM_☉) podobně jako tempo tvorby hvězd 0,03 M_☉/r. Stáří hvězdné populace nepřesahuje 0,6 mld. let. Centrální černá veledíra má minimální hmotnost kolem 5 MM_☉.

A. Broderick aj. využili již částečně fungujícího virtuálního radioteleskopu EHT (Event Horizon Telescope) k pozorování obří černé veledíry ve známé galaxii M87 v souhvězdí Panny (hmotnost 6 GM_☉; vzdálenost 16,5 Mpc). EHT sestává z několika velkých radioteleskopů instalovaných na různých kontinentech, které pracují synchronně na vlnové délce 1,3 mm (231 GHz), takže dosahuje úhlového rozlišení 60 µas. Po svém dokončení vytvoří obří interferometrický systém (VLBI) o průměru Země. Systém v r. 2015 již dosáhl úhlového rozlišení těsně nad hranicí obzoru událostí pro blízkou černou veledíru v centru naší Galaxie, ale též pro daleko větší černou veledíru v centru galaxie M87. Zpracování obrovského objemu dat proběhlo v počítačových sítích GRID a je koordinováno výzkumnými ústavy MIT v USA a MPI pro rádiovou astronomii v Bonnu v SRN. Autoři se zaměřili na studium známého výtrysku z galaxie M87, který byl už na počátku XX. stol. pozorován v optickém oboru spektra. Existence úzkého (kolimovaného) výtrysku, v němž prýští plyn z okolí obzoru událostí relativistickou rychlostí, je důkazem, že černá veledíra nabírá neustále velké množství látky z rovníkového akrečního disku.

Výtrysk může dlouhodobě fungovat buď přímým odstřeďováním plynu z akrečního disku, anebo elektromagnetickým vytahováním rotační energie černé díry, jak ukázali R. Blandford a R. Znajek už v r. 1977. Na základě těchto rádiových měření kombinovaných s optickou fotometrií pomocí obřích pozemních i kosmických dalekohledů se autorům podařilo určit průměrný zářivý výkon výtrysku řádu 10³⁷ W, který ovšem není stálý a kolísá během času až o jeden řád. V každém případě však autoři prokázali, že obzor událostí giganttické černé veledíry existuje a po dokončení celosvětové soustavy VLBI bude možné pozorovat, co se děje těsně nad ním.

M. Argová aj. studovali změny jasnosti v jádře blízké galaxie NGC 660 (typ AGN; vzdálenost 13 Mpc; centrální tichá černá veledíra o hmotnosti 22 MM_☉ s nepatrně zářícím okolím) v různých oborech spektra z archivů optických i radioastronomických observatoří (VLBI v pásmech 1,4 a 5,0 GHz – vlnové délky 60 mm a 214 mm), ale též rentgenové družice Chandra. Po dlouhém období klidu se AGN během několika měsíců v r. 2012 zjasnilo o více než dva řády. Během této epizody se z okolí černé veledíry vynořil kolimovaný výtrysk o rychlosti 30 tis. km/s. Autoři navrhli dvě možnosti, jak výbuch vysvětlit, tj. explozi supernovy, anebo pád větší hmoty do veledíry. Ať už bude správné vysvětlení jevů jakékoliv, je docela překvapující, že i velmi tiché veledíry mohou poměrně rychle zvýšit aktivitu ve svém nejbližším okolí.

M. Bachetti aj. se zabývali příčinami výskytu ultrasvítívých rentgenových zdrojů (ULX) pozorovaných většinou v cizích galaxiích. Jejich rentgenové zářivé výkony jsou totiž o 12 řádů vyšší než rentgenový výkon Slunce. Po dlouhou dobu se všeobecně soudilo, že podstatou těchto úkazů je akrece hmoty z hvězdného průvodce na černou díru o hmotnosti kolem 10 M_☉. Eddingtonova mez zářivého výkonu pro takto hmotnou černou díru dosahuje 10³² W. Jenže řada ultrasvítivých zdrojů má vyšší zářivé výkony, takže podle autorů v posledních letech sílí přesvědčení, že ULX jsou projevem akrece na intermediální černé díry s hmotnostmi ≥100 M_☉. Příkladem je hypersvítivý rentgenový zdroj HLX-1 v obří spirální galaxii ESO 243-49 (Phe; vzdálenost 90 Mpc) s rentgenovým výkonem >10³⁵ W, takže zdrojem by měla být intermediální černá díra o hmotnosti ~20 kM_☉! Kromě toho existují jiné ultrasvítivé rentgenové zdroje, jež mají za zdroj hvězdné černé díry, ale akrece hmoty na ně probíhá o řád vyšším tempem než Eddingtonova mez. Právě tímto způsobem lze dobře vysvětlit ultrasvítivé rentgenové zdroje do zářivých výkonů 10³⁴ W.

M. Heidaová aj. oznámili, že rentgenový zdroj CXO J1225+1445 třídy HLX v galaxii SDSS J1225 (vzdálenost 182 Mpc), který byl poprvé pozorován už v r. 2008 družicí Chandra mimo centrum zmíněné galaxie, opakovaně sledovali jak družicí Chandra v letech 2012 a 2014, taka navíc také v archivu HST, kde měl obvykle jasnost 26 ÷ 27 mag. V r. 2008 byl zářivý výkon zdroje v rentgenovém pásmu obrovský (2×10³⁴ W), ale následně klesl až do neviditelnosti. Koncem listopadu 2014 však znovu stoupl na hodnotu zhruba poloviční jako v r. 2008. Souběžně se měnila i jasnost zdroje na snímcích HST. V rentgenovém oboru tak kolísá jasnost zdroje minimálně 60krát. Jde teprve o druhý takový případ po zdroji HLX-1 v galaxii ESO 243-49 (vzdálenost 90 Mpc) a autoři se přiklánějí k názoru, že v oboru případech jde o intermediální černé díry.

D. Pasham aj. zkoumali kvaziperiodické vysokofrekvenční oscilace rentgenové jasnosti ULX NGC 1313 X-1 (Ret, vzdálenost 4 Mpc) na základě opakovaných měření rentgenovou družicí Newton. Podobně jako u jiných ULX se jim podařilo prokázat, že i tento objekt jeví rezonanci dvou period oscilací (0,46 Hz a 0,29 Hz) v poměru 3:2. Odtud odvodili pravděpodobnou hmotnost zdroje X-1 (5 ±2) kM_☉, což je patrně první případ, kdy pozorovaná hmotnost černé díry evidentně přesahuje hmotnost standardních hvězdných černých děr, ale nachází se na spodní hranici pro hmotnost intermediálních černých děr. Podobně Z. Stuchlík a M. Kološ prokázali na základě existence dvou kvaziperiodických oscilací rentgenového zdroje ULX M82 X-1 v rezonanci 3:2, že příslušná černá díra má hmotnost v rozmezí 140 ÷ 660 M_☉ a spin a 0,05 ÷ 0,6.

M. Volonteriová aj. ukázali na základě modelových simulací, že v rané vesmíru mohla růst hmotnost černých veleděr velmi rychle díky relativně krátkým (ročním) epizodám překotné akrece interstelárního plynu a prachu tempem o několik řádů vyšším než připouští příslušná Eddingtonova mez. Díky nadkritické akreci mohou černé díry vyrůst v kosmologicky krátkém čase na pozorované hodnoty řádu 1 GM_☉ už během éry reionizace vesmíru, ve shodě se současnými astronomickými pozorováními nejvzdálenějších galaxií. K podobnému závěru dospěli také P. Madau aj., kde nadkritická Eddingtonova akrece hrála významnou roli od zanikání hvězd I. generace hvězd (populace III) do 800 mil. let po Velkém třesku.

B. Trakhtenbrot aj. to vzápětí potvrdili díky pozorování galaxie CID-947, která má červený posuv z = 3,33, takže ji vidíme ve stáří 2 Gr po Velkém třesku. Galaxie typu AGN byla rozpoznána díky silnému rentgenovému záření družicemi Newton a Chandra a následně pozorována také opticky 10m Keckovým dalekohledem. V centru galaxie autoři pozorovali extrémně silnou a širokou čáru H_β, čímž se jim podařilo určit hmotnost centrální černé veledíry téměř 7 GM_☉, neboť bolometrický zářivý výkon z jejího okolí činí ≤2. 10³⁹ W. U dosud zkoumaných bližších černých veleděr nepřesahuje jejich hmotnost 0,5 % hmotnosti celé galaxie, kdežto u tohoto daleko mladšího objektu dosahuje osminy její hmotnosti. To znamená, že výroba raných černých veleděr překotnou akrecí plynu (a možná i skryté látky?) předchází vzniku výsledné struktury galaxie.

X. B. Wu aj. snímkovali pomocí obřího binokulárního teleskopu LBT na Grahamově hoře v Arizoně kvasar SDSS J0100+2802 o stáří jen 875 mil. let po Velkém třesku. Zjistili, že jde o mimořádně svítivý objekt o zářivém výkonu 420 TL_☉ (1,6 × 10⁴¹ W!!), takže černá veledíra v jeho centru musí mít hmotnost 12 GM_☉. Kupodivu navzdory své extrémní hmotnosti se poměr hmotnosti veledíry a hmotnosti hvězd v příslušné galaxii vejde do standardního pásma 0,14 ÷ 0,5 %, což ukazuje na příčinnou souvislost mezi centrální veledírou a hmotností dané galaxie. Všechny tyto gigantické hodnoty lze stěží vysvětlit známými fyzikálními mechanismy růstu černých veleděr v kosmologicky relativně velmi krátkém čase po Velkém třesku. V každém případě objev tak silně nadsvítivého kvasaru v rané fázi vývoje vesmíru dává naději, že se podaři objevit podobné objekty s ještě větším stářím. Kromě toho studium absorpčních spekter nadsvítivých raných kvasarů umožňuje sledovat, jak se s rostoucím věkem vesmíru zvyšoval podíl těžších prvků (metalicita) následkem kolektivního úsilí jednotlivých generací hvězd.

Naproti tomu V. Baldassareová aj. využilli 6,5m Clayova teleskopu na observatoři Las Campanas (Chile) a také údajů z rentgenové družice Chandra k určení hmotnosti centrální černé díry v trpasličí galaxii RGG 118 (poloha J1523+1145; vzdálenost 112 Mpc; hmotnost 2,5 GM_☉; objev z přehlídky SDSS). Obdrželi tak zářivý výkon akrečního disku kolem veledíry 4×10³³ W a odtud vyplývá hmotnost veledíry pouhých 50 kM_☉, což je zatím nejnižší hmotnost černé veledíry v dosud takto zkoumaných galaxiích. Autoři tak protáhli funkci hmotnosti (poměr hmotnosti veledíry a celkové hmotnosti hvězd v dané galaxii) centrálních černých veleděr i do pásma málo hmotných trpasličích galaxií. Titíž autoři totiž už v předešlém roce nalezli černé veledíry o hmotnostech 0,08 ÷ 6,30 MM_☉ v souboru 151 trpasličích galaxií.

A. Reinesová a M. Volonteriová určovaly poměr hmotnosti veleděr a hvězdných složek pro 262 galaxií typu AGN a dalších 79 galaxií se známou hmotností centrální veledíry v lokálním vesmíru (do vzdálenosti 230 Mpc). Autorky ukázaly, že tento poměr dosahuje stálé hodnoty 0,025 % v intervalu hmotností hvězdné složky galaxií 0,1 ÷ 1 000 GM_☉. To je velmi důležitý výsledek pro objasnění problému neuvěřitelně rychlého růstu hmotnosti černých veleděr v jádrech galaxií v první miliardě let po Velkém třesku.

D. Sijackiová aj. porovnali předpovědi z obří kosmologické hydrodynamické simulace vývoje vesmíru Illustris s výskytem černých děr v časovém intervalu od současnosti do času 1,2 mld. let po velkém třesku. Autoři našli velmi dobrý souhlas mezi modelem a hustotou výskytu černých děr v celém zkoumaném časovém rozmezí. Podobně dobře dopadlo tak srovnání mezi modelem a bolometrickou i rentgenovou svítivostí galaxií AGN během posledních 6 mld. let. Také předpovězená a pozorovaná funkce hmoty pro černé veledíry a hmotnosti současných galaxií souhlasí.

F. Tombesi aj. se věnovali dosud nerozřešené otázce, jak mohou relativně nepatrné centrální černé veledíry s poloměry nanejvýš

1/1 000 světelného roku ovlivňovat tak výrazně vývoj celých galaxií, které jsou minimálně o osm řádů větší než tento prakticky bodový zdroj energie. Využili k tomu rentgenových pozorování relativní blízké (716 Mpc) galaxie IRAS F11119+3257 klasifikované jako ultrasvítivá infračervená galaxie (ULIRG), což znamená, že patří mezi galaxie s aktivními jádry (AGN) a tedy velmi aktivní centrální černou veledírou. Měření prokázala, že její aktivní jádro vydává 80 % záření celé galaxie, tj. dosahuje zářivého výkonu 1,5 × 10³⁹ W (~ 4 TL_☉ !). Autoři zjistili, že veledíra v centru galaxie je obklopena horkým akreční diskem vykazujícím obrovský moment hybnosti. Gravitační akrece plynového disku veledírou je současně mocným zdrojem rentgenového a ultrafialového záření, vyvolaného fotoionizací a tlakem záření. Tak vzniká na periférii disku silný horký vítr Comptonovým ohřevem v ionizovaném plynu. Tento vítr o rychlost ¼c napájí energií chladný molekulový plyn ve vzdálenostech stovek parseků od veledíry. Současně se ukázalo, že proces předávání energie z vnitřního zdroje do vnějšího dosahuje účinnosti 20 %; podstatně více než klasická termonukleární reakce transmutace vodíku na hélium s účinností jen 0,7 %. Tím se daří vysvětlit, jak aktivita černé veledíry dokáže těmito mocnými dodávkami energie ovlivnit vývoj celé galaxie v epizodách překotné tvorby hvězd a naopak útlumu tvorby hvězd v mezidobích. Díky této studii se nabízejí možnosti zkoumat detaily procesu ovlivňování vývoje galaxií centrálními veledírami pomocí aparatury ALMA a budoucího gigantického teleskopu E-ELT o průměru primárního zrcadla 39 m.

I. Martí-Vidal aj. využili aparatury ALMA na nejkratší vlnové délce 0,3 mm (frekvence 1THz) k pozorování bezprostředního okolí černé veledíry u galaxie PKS 183-211 (typ AGN; vzdálenost 3,4 Gpc; obraz zesílen mezilehlou galaxií - gravitační čočkou ve vzdálenosti 2,3 Gpc). Extrémně krátká použitá vlnová délka umožnila autorům objevit silnou polarizaci rádiového záření a výrazné Faradayovo stáčení roviny polarizace, což znamená, že jen několik světelných dnů nad obzorem událostí černé veledíry dosáhla indukce magnetického pole 0,3 mT, tj. stonásobku dosud pozorovaných hodnot v okolí veleděr. Magnetické pole pak usměrňuje protilehlé polární výtrysky, v nichž se částice vzdalují od rychle rotující veledíry relativistickými rychlostmi. Odnášejí tak přebytečný moment hybnosti akrečního disku v rovníkové rovině veledíry. Následkem toho může veledíra rychle růst akrecí plynu z disku.

E. Botaccini aj. dokázali, že v rentgenovém spektru centra galaxie Mrk 876 (typ AGN, Seyfertova galaxie třídy 1; vzdálenost 550 Mpc) se vyskytuje čára železa s energií v klidové soustavě souřadnic 4,8 keV. Tato čára má však vůči pozorovateli nižší energii 4,2 keV, což autoři vysvětlují relativistickým červeným posuvem v těsném akrečním disku obklopujícím rotující černou veledíru ve vzdálenosti <6 Schwarzschilových poloměrů.

M. Mezcua aj. objevili plošný zdroj 3c ve spirální galaxii NGC 2276 (Cep; 12 mag; vzdálenost 37 Mpc), v jejíchž spirálních ramenech se nachází řada oblastí s překotnou tvorbou hvězd.Tvar galaxie je gravitačně ovlivněn sousední eliptickou galaxií NGC 2300 (11 mag). Z objektu 3c vycházejí dva protilehlé kolimované rádiové výtrysky s rozdílnými intenzitami a rozměry. Hlavní výtrysk je velmi jasný a dlouhý >600 pc; protilehlý výtrysk je mnohem slabší a dlouhý jen 1,8 pc. Autoři odhadují, že jde o typické úkazy v okolí akreující černé díry, jejíž hmotnost dosahuje 50 k M_☉, tj. patří mezi zatím vzácně prokazované intermediální černé díry.

M. Graham aj. podrobně zkoumali variace jasnosti kvasaru PG 1302-102 (Vir; vzdálenost 1,1 Gpc). Zjistili, že jde o téměř dokonalou sinusovku s periodou 5,2 let, což lze dobře vysvětlit modelem dvou těsných černých veleděr s hmotnostmi 200 ÷ 1 200 MM_☉, jež kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 0,1 pc a vinou vyzařování gravitačních vln se spolu slijí nejpozději za milion let. Existence binárních veleděr zřejmě souvisí s prolínáním galaxií, ale zachytit je v tomto těsném objetí je poměrně vzácné. Jde fakticky o krátkodobou epizodu, kdy jsou veledíry už tak blízko, že mění jasnost celé soustavy.

T. Liu aj. nalezli další takový případ u jasného rádiově hlučného kvasaru PSO J334+01 (vzdálenost 3,2 Gpc) objeveného přehlídkovým teleskopem PanSTARRS1. Kvasar totiž pravidelně mění svou jasnost v různých oborech spektra v periodě 1,5 roku. Autoři odhadli hmotnost centrální černé veledíry na 9 GM_☉, což však fakticky znamená, že jde o těsný pár veleděr, které jsou od sebe vzdáleny už jen 7 Schwarzschildových poloměrů, tj. necelých 200 mld. km (~1,2 tis. au).

5.9. Kupy a nadkupy galaxií

B. Simmons aj. ukázali na bohatém materiálu z HST, že tvorba příček v galaxiích je projevem jejich vývojové zralosti. Pomocí projektu Galaxy ZOO, jehož se zúčastnilo přes 200 tisíc (!) dobrovolníků, se autorům podařilo ukázat, že v čase 3 mld. let po Velkém třesku se příčky vyskytly jen u 10 % galaxií a tento stav se nezměnil ani do času 6 mld. let. Naproti tomu současné galaxie se honosí příčkou až v 70 % případů.

M. Montesová a I. Trujillo využili záběrů z pole FF (Frontier Fields) HST kupy galaxií Abell 2744 (vzdálenost 1,1 Gpc) ke studiu parametrů hvězd-přízraků, jež se nacházejí v prostoru mezi jednotlivými galaxiemi zmíněné kupy. Na rozdíl od hvězd uvnitř galaxií jsou tyto přízračné hvězdy modřejší. a tedy mladší o 3 ÷ 9 mld. let než hvězdy v galaxiích. Mají proto metalicitu téměř shodnou s metalicitou Slunce. Autoři odhadují, že celková hmotnost přízračných hvězd v kupě představuje asi 6 % celkové hmotnosti kupy. Podle jejich názoru jde o hvězdy vzniklé v galaxiích podobené naší s úhrnnými hmotnostmi hvězd kolem 3.10¹⁰ M_☉, jež byly slapově roztrhány svými hmotnějšími partnerkami. V centrální oblasti kupy s rozměrem 400 kpc tak slapovému roztrhání podlehlo asi 5 galaxií typu naší Mléčné dráhy.

T. Webbová aj. objevili pomocí SST opticky bohatou kupu galaxií SpARCS1049+5640 (vzdálenost 3,0 Gpc) a její existenci potvrdili pomocí spektrografu MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer For Infra-Red Exploration) u Keckova 10m teleskopu. Další údaje o kupě získali z archivu teleskopů CFHT, UKIRT, JCMT, Herschel a HST. Lineární rozměr kupy činí 500 kpc a její hmotnost dosahuje 400 TM_☉. Centrální galaxie kupy má infračervený zářivý výkon 6,2 TL_☉. V centrální galaxii probíhá překotná tvorba hvězd tempem 860 M_☉/rok. To lze vysvětlit tím, že v čase 3,8 mld. let po Velkém třesku měla kupa ještě dostatečné množství volného plynu, aby z něho mohla rychle tvořit nové hvězdy.

A. Gonzales aj. potvrdili rekordní hmotnost kupy galaxií MOO J1142+1527 (vzdálenost 2,6 Gpc) z katalogu infračervené družice WISE. Využili k tomu Sunjajevova-Zeldovičova efektu, kdy fotony reliktního záření se rozptylují na horkých elektronech v kupě galaxií a tím mění vzhled energetického spektra reliktního záření. Tak odvodili hmotnost obří kupy 1,1×10¹⁵ M_☉, což je nejvyšší známá hmotnost kupy galaxií ve vzdálenostech nad 2,6 Gpc. Autoři očekávají, že v současně probíhající přehlídce celé oblohy pomocí teleskopu SST se podaří nalézt asi 1 750 vzdálených kup galaxií, ale jen asi v pěti případech budou mít hmotnosti srovnatelné se současnou rekordní kupou.

M. Jazaucová aj. studovali snímky pozoruhodné kupy galaxií Abell 2744 (vzdálenost 1,2 Gpc), která se nachází v poli HFF. Pole zobrazily nejvýkonnější kamery ACS a WFC3 HST a jelikož masivní kupa představuje silnou gravitační čočku, zobrazuje vzdálenější galaxie v daném směru vícenásobně. Autoři vyvinuli program pro vyhledávání vícenásobných obrazů. Ten se velmi osvědčil, neboť se jim podařilo nalézt přes 180 vícenásobných obrazů od více než 60 galaxií. Odtud pak velmi přesně určili hmotnost zmíněné kupy (2,162 ±0,005)×10¹⁴ M_☉. Jde teprve o druhý případ určení hmotnosti kupy s přesností lepší než 1 %.

Druhou výtečnicí je kupa MACS J0416 (vzdálenost 1,3 Gpc) rovněž v poli HFF s hmotností 1,15×10¹⁵ M_☉ a lineárním rozměru 1,9 Mpc.

W. Marcus popsal historii objevu “prázdných oblastí” (proluk) ve struktuře vesmíru, v nichž je hustota galaxií snížena minimálně o řád proti okolí. První proluku mezi nadkupami galaxií Virgo a Coma objevil v r. 1978 B. Gregory. O tři roky později potvrdil objev R. Kirshner a ukázal že proluka ve směru k souhvězdí Pastýře má rozměr 90 Mpc. Přehlídky oblohy dovolily od r. 1986 trojrozměrné mapování struktury vesmíru. Proluky samozřejmě nejsou dočista prázdné; jde však o zředění hustoty látky a výrazné snížení hustoty kup galaxií až o tři řády proti běžnému stavu.

Díky dokončení přehlídky 2dF nalezli v r. 2004 M. Vogeley a F. Hoyleová v katalogu přehlídky téměř 300 proluk mezi 245 tis. galaxiemi. Větší přehlídka SDSS (700 tis. galaxií) vedla v r. 2012 k objevu 1 054 proluk. Nejnověji P. Sutter zveřejnil údaje o 2 tisících prolukách. N. Hamaus aj. simulovali vývoj proluk a ukázali, že proluky se rozpínají rychleji než husté partie vesmíru. Díky tomu vznikají relativně ploché stěny na hranicích mezi prolukami a nadkupami galaxií. Galaxie v prolukách jsou od sebe v průměru vzdáleny 15 Gpc, tj. dvakrát dále než v Místní soustavě galaxií, a o řád dále než v kupách galaxií.V prolukách zatím nebyly nikde nalezeny galaxie srovnatelné s galaxií M31 nebo dokonce M87. V dohledné době lze očekávat další pokroky ve studiu velkorozměrové struktury vesmíru díky kosmickému projektu Euclid (ESA; 2020), přehlídkovému dalekohledu LSST (Chile, 2023) a obřímu radiointerferometru SKA (Austrálie a Jižní Afrika, 2025).

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

S. Sazonov a R. Sunjajev ukázali, že díky pozorování rádiové spektrální čáry H I na vlnové délce 211 mm (1,42 GHz) lze sledovat, co se dělo ve vesmíru v rané epoše 100 ÷ 500 mil. let po Velkém třesku. Tehdy už určitě vznikaly černé veledíry, v jejichž okolí zářily čím dál tím víc akreční disky převážně v rentgenovém pásmu spektra. To mohlo zahájit reionizaci vesmíru po éře šerověku (0,38 ÷ 400 mil. let po Velkém třesku). Autoři však usoudili, že dalším významným příspěvkem k reionizaci vesmíru byly hvězdy I. generace (populace III) z vodíku a hélia, které kvůli své vysoké hmotnosti žily jen krátkou dobu (řádově 10⁶ let) a vybuchovaly jako supernovy. Během výbuchu vyzářily značnou energii v podobě měkkého (< 30 MeV) kosmického záření, které v čase 270 mil. let po Velkém třesku ohřálo intergalaktické prostředí na teplotu ~100 K a stalo se tak zdrojem ohřevu během prvních stovek milionů let reionizace vesmíru do doby, než se o pořádné rozsvícení vesmíru postaraly kvasary a první galaxie.

V další práci N. Inogamov a R. Sunjajev připomněli, že v raném vesmíru hrál významnou energetickou roli tlak záření spíše než tlak baryonů a elektronů. Také hustota energie reliktního záření byla srovnatelná s hustotou energie klidové hmoty baryonů. V lokálních měřítcích se vyskytovaly poruchy hustoty vyvolané stojatými akustickými vlnami. Již v r. 1970 poukázali Sunjajev a J. Zeldovič, že tyto přídavné zdroje energie v raném vesmíru ovlivní spektrum reliktního záření odchylkami od Planckova zákona. Nynější citlivá měření spektra reliktního záření radioteleskopy na jižním pólu (SPT), v poušti Atacama (ACT) a na družic Planck potvrdila, že zmíněné stojaté akustické vlny vskutku existovaly a jejich utlumení přineslo další energetickou porci pro reionizaci.

D. McGreer aj. ukázali, že ze spektroskopie jasných kvasarů vzdálených od nás 3,84 ÷ 3,92 Gpc (stáří vesmíru 940 ÷ 1 190 mil. let) vyplývá, že éra reionizace vesmíru skončila přibližně 1 mld. let po Velkém třesku, tj. pro kosmologické červené posuvy z ~ 6. K tomuto závěru dospěli studiem 22 kvasarů, jejichž spektra exponovali několik hodin pomocí teleskopů Magellan, MMT a VLT. Tato časomíra není závislá na použitých modelech vývoje vesmíru a zdá se tedy víceméně definitivní. Přechody mezi érami nejsou totiž náhlé, ale spíše velmi povlovné. K podobnému závěru dospěla na základě simulací počtu a zářivých výkonů kvasarů ve vzdálenostech až 4 Gpc (770 mil. let po Velkém třesku) také L. Keatingová aj.

Rozsáhlý mezinárodní tým odborníků pod vedením S. Drivera uveřejnil obsáhlou práci, založenou na pozorováních vybraného úseku jižní oblohy o úhlové ploše 230 čtv. stupňů. Cílem práce bylo porovnat množství vyzařované energie v současném vesmíru s energií, kterou vesmír vydával před 2,5 mld. let. Měření plošné jasnosti probíhalo ve 21 spektrálních úsecích od daleké ultrafialové do daleké infračervené oblasti. Do rozsáhlého projektu se zapojily družice GALEX, WISE a Herschel a pozemní přehlídkové stroje SDSS, VST a VISTA (ESO). Po pečlivé kalibraci a propojení všech údajů autoři uvedli, že současný vesmír produkuje v objemu 1 Mpc³ zářivý výkon (1,5±0,3 ×10³⁵ W. To je jen 60 % zářivého výkonu na stejnou jednotku objemu před 2,5 mld. let!

Většina tohoto výkonu pochází z termonukleárních reakcí v nitru hvězd. Dalším významným přínosem je svícení horkých akrečních disků kolem černých veleděr v jádrech galaxií. Třetím zdrojem zářícím v dlouhovlnné části spektra jsou chladná obří molekulová mračna, která pohlcují ultrafialové a viditelné záření hvězd, čímž se ohřívají. Tuto energii opět vyzáří v mikrovlnné a rádiové oblasti spektra. V pomyslné krychli o hraně 300 Mpc se v průměru nachází 80 nadkup galaxií, 160 tis. kup galaxií, 3 milióny velkých galaxií jako např. M87 v Panně; 30 mil. trpasličích galaxií a 600 bilionů hvězd. V pozorovatelné části vesmíru se nachází několik set miliard galaxií.

I. Szapudi aj. se pokusili objasnit, proč družice Planck, která s velkou přesností mapovala rozložení teploty reliktního záření po celé obloze, nalezla v souhvězdí Eridanu chladnou skvrnu o rozměru 5° (těžiště v souřadnicích 0315-1935). Zatímco po celé obloze kolísala teplot reliktního záření nanejvýš v rozmezí 18 µK, skvrna měla teplotu o 70 µK nižší, a v některých bodech až o 140 µK nižší. K tomu cíli využili pozemní infračervené přehlídky oblohy 2MASS, další přehlídky pomocí infračervené družice WISE, jakož i údajů o rozložení galaxií z přehlídky širokoúhlým teleskopem Pan-STARRS 1. Tak se jim podařilo zjistit, že ve směru k chladné skvrně se nachází obří proluka s řádovým deficitem průměrné hustoty vesmíru o průměru 220 Mpc a těžištěm ve vzdálenosti 820 Mpc od Slunce. Autoři se domnívají, že právě toto obří zředění hustoty hmoty ve směru, který souhlasí s polohou chladné skvrny, je příčinou pozorované anomálie.

D. Eckert aj. patrně rozřešili záhadu chybějící baryonové látky vesmíru. Podle současného kosmologického modelu by měla hmotnost baryonů dosahovat téměř 5 % úhrnné hmoty vesmíru (25 % připadá na skrytou látku – dark matter a 70 % na skrytou energii – dark energy). Jenže všechny odhady množství baryonů z různých astronomických pozorování dávají jen pětinu očekávané hmotnosti. Kosmologické simulace však nyní dokazují, že většina baryonů se nenachází v galaxiích, ale v horkých vláknech kosmologické pavučiny. To potvrdila rentgenová pozorování vláken pavučiny v okolí kupy galaxií Abell 2744 (vzdálenost 1,2 Gpc), v nichž se pohybují baryony o teplotách 0,1 ÷ 10 MK. Při tak vysokých teplotách se neprojeví v optickém spektru, a tím tato velká hmota unikala až dosud pozornosti. Vlákna pavučin jsou souvislá na délkách až 8 Mpc a 5 ÷ 10 % jejich hmotnosti připadá na baryony.

D. Martin aj. ukázali, že na snímcích pokročilého zobrazovače Palomar Cosmic Web Imager instalovaného v ohnisku 5m Haleova teleskopu a zobrazujícího zorné pole v kosmologicky posunuté čáry Lyman-α, že v okolí jasného kvasaru UM 287 (vzdálenost 3,3 Gpc) se nachází rozsáhlý akreční disk o průměru 120 kpc, obsahující hluboké „studny“ skryté látky. Ty jsou napájeny vlákny kosmologické pavučiny, jež slouží jako „potrubí“, jímž se do nich doslova vstřikuje chladný neutrální vodík. Z rotační křivky disku (rychlost až 500 km/s) se jim podařilo odvodit úhrnnou hmotnost obřího disku včetně složky skryté látky 10 TM_☉, což je o řád více skryté látky než v skryté látce hala naší Galaxie.

Kanadští a američtí radioastronomové rozběhli v r. 2015 projekt CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment). „Antény“ radiointerferometru nebudou pohyblivé, ale budou sledovat oblohu jako astrometrické průchodní stroje, přičemž naráz zobrazí plochu 200 čtv. stupňů oblohy. Pracovní frekvence pokryjí pásmo 400 ÷ 800 MHz (vlnové délky 375 ÷ 750 mm). Jedním z úkolů CHIME bude sledovat rychlé rádiové záblesky (FRB), které během své krátké existence řádu zlomků sekundy rychle snižují frekvenci signálu díky tomu, že jsou od nás velmi daleko a signál proto snižuje svou původní frekvenci rozptylem v intergalaktickém a interstelárním prostředí. Tempo změny frekvence s časem se nazývá dispersní míra. Tato veličina je úměrná vzdálenosti rádiového zdroje, takže díky rozpoznaným FRB můžeme určit nejenom souřadnice zdroje na obloze, ale pomocí dispersní míry i vzdálenost zdroje od nás. Tak se dají pomocí FRB mapovat hlubiny vesmíru ve všech třech geometrických rozměrech. Metoda je zcela nezávislá na dosavadních metodách mapování 3D a po uvedení radioteleskopu v údolí Okanagan poblíž Pentictonu v Britské Kolumbii do plného provozu bude pomocí FRB mapovat objekty v kosmologických vzdálenostech.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ L. (2015).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 01. júla 2018