ŽEŇ OBJEVŮ 2016 (LI.) - DÍL B
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

1.2.6.3. Souhrnné studie o kometách

D. Hines a A.-C. Levasseurová-Regourdová ukázali, jak klíčový význam pro pochodpení složení a vývoje prachové složky kometárního materiálu má polarimetrie. V poslední době se podařilo pomocí díky polarimetrii na HST získat významné údaje o prachové složce komet C/2012 S1 (ISON a 67P/Čurjumov-Gerasimenková. Polarimetrie komety 67P navíc probíhala souběžně s počátkem činnosti sondy Rosetta na oběžné dráze kolem komety i přistáním modulu Philae přímo na kometě. E. Hadamcikova a A.-C. Levasseurová-Regourdová rovněž publikovaly polarimetrické snímky prachu komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 pomocí 0,8m reflektoru na observatoři OHPve Francii. Po dobu sedmi dnů na rozhraní dubna a května pozorovaly každou noc úlomky B a C a po dvě následující noci také úlomek G. Úlomek G byl slabší než B, zatímco úlomek C vypadal téměř jako původní kometa. Stupeň polarizace tohtoto úlomku se však výrazně měnil s čassem a různé části úlomku jevily v daném času odlišnou polarizaci. Autorky z měření usoudily, že jádro komety se tvořilo ze stavebního materiálu stejnorodého chemického, ale heterogenního fyzikálního složení.

E. Zubko aj. se zabývali stanovením podílu prachové složky komet na jejich celkové hmotnosti a chování. Pozorování komet pomocí úzkopásmových filtrů umožní odhadnout podíl plynné složky, ale integrální jasnost komety závisí na odrazivosti prachové složky. Proto je měření stupně polarizace záření komety tak důležité. Autoři propočítali řadu modelů a použili je pak k interpretaci polarizačních měření šesti komet. Podle očekávání velmi vysokou polarizaci vykázala kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), zatímco nejnižší stupně polarizace naměřili autoři u komet C/1975 N1 (Koabayashi-Berger-Milon) a 23P /Brorsen-Metcalf. Autoři varují, že obecně se podíl prachové složky přeceňuje a ve skutečnosti je několikrát nižší, než si myslíme.

P. Dybczynski a M. Królikowska se soustavně zabývají hledáním zdroje resp. zdrojů dlouhoperiodických komet. Dosavadní výzkum totiž nepříznivě ovlivňují silné negravitační efekty v trajektoriích komet v okolí přísluní. Proto se autoři zaměřili na studium dráhových oblouků co nejdále od Slunce. Namísto dlouhodobých průměrných drah volili pro identifikaci zdrojů kratší časové intervaly pokrývající jen současnou oskulační dráhu, a pro ni zavedli opravy na odhadované negravitační efekty, přičemž polohy v okolí přísluní při výpočtu zcela vynechali. Dosud takto prozkoumali dráhy více než stovky dlouhoperiodických komet. Tak se ukázalo, že velký počet dlouhoperiodických komet měl v minulosti přísluní poměrně hluboko v pásmu planet, takže podrobný profil křivky 1/a, která vedla J. Oorta k domněnce o zásobárně kometárních jader v mrazivých hlubinách Sluneční soustavy ve vzdálenostech desítek tisíc au, je nepřesný. Na druhé straně tvrzení, že tandem Jupiter-Saturn brání většině panenských komet, aby se probojovaly do blízkosti terestrických planet, není kategorické. Nezanedbatelný počet dlouhoperiodických komet ve skutečnosti snadno proklouzne. Zato gravitační poruchy kometárních drah od blízkých hvězd jsou v podstatě zanedbatelné.

S. Lorek aj. si položili otázku o vzniku komet ve Sluneční soustavě. Obecně se soudí, že jsou pozůstatkem ledových planetesimál, které se utvořily za hranicí sněžné čáry kolem Slunce. Postupně se však ukázalo, že proces růstu mikrometrových prachových a ledových zrnek na tělesa kilometrových rozměrů má řadu neznámých, protože určitě není hladký, a přitom se uskutečnil v astronomicky velmi krátkém čase. Rozsáhlé simulace na počítačích umožnily autorům studovat, co se děje při gravitačním hroucení zárodečného prachoplynového mračna Sluneční soustavy. Propočítali vývoj čtyř zárodečných mračen v rozsahu hmotností 2,6.10¹¹÷2,6.10²⁰ kg. Během zahušťování mračen s původní hmotností ≥2,6.10¹⁴ kg se prachová a ledová zrnka srážejí a vznikají řádově centimetrové oblázky, s poměrem silikátového prachu k ledové složce 0,5÷10. S rostoucí hmotností zárodečného mračna stoupá podíl ledových zrnek v oblázcích. Typickou hustotu dobře proměřených kometárních jader (50 % hustoty vody v pozemských podmínkách) lze proto objasnit tím, že zárodečné mračno mělo spíše vysokou hmotnost.

K. Sárneczky aj. analyzovali údaje o aktivitě 50 dlouhoperiodických komet v heliocentrických vzdálenostech >5,2 au. V těchto vzdálenostech nejsou totiž komety příliš ovlivněny ohřevem od Slunce, takže jejich aktivitu vyvolávají vnitřní poměry v jádrech. Během posledních 10 let se autorům podařilo shromáždit příslušné údaje o kometární aktivitě pomocí indexu Afp, jenž závisí na jejich albedu, rozsahu prachové komy, rozměru zorného pole, geometrické vzdálenosti od Země a Slunce, a poměru velikosti vlastního vyzařování komety k ozáření Sluncem ve vzdálenosti 1 au. Autoři ukázali, že u dynamicky panenských komet je tato aktivita podstatně vyšší, než vlastní aktivita krátkoperiodických komet. Panenské komety jeví souměrnou komu, na rozdíl od krátkoperiodických komet, kde je koma výrazně nesouměrná a produkce prachu a plynu silně kolísá v čase. Mnoho komet vytváří dlouhý úzký chvost, jehož intenzita nezávisí na jasnosti příslušné komety.

Závěrečnými fázemi života 73 dlouhoperiodických komet s oběžnými periodami 200÷1 000 let a přísluními <2,5 au se zabývali J. Fernández aj. Šlo o komety objevené v letech 1850–2014. Ukázali, že většina zkoumaných komet má za sebou 200–300 průletů přísluním a zjevně pocházejí minimálně ze dvou zdrojů. Jedním z nich jsou Kentauři mezi Jupiterem a Neptunem a dalšími komety Halleyovy a Jupiterovy rodiny komet. Dosud se za dlouhoperiodické komety považovaly objekty s oběžnou dobou >200 let, ale podle této práce by se mělo toto rozhraní snížit na 125 let.

1.2.7. Meteory a meteorické roje

R. Blaauw aj. navrhli novou metodu pro měření intenzity kolektivní optické jasnosti meteorických rojů vůči sporadickému pozadí. Zatímco dřívější metoda měřila optický tok ve stále stejné výšce 100 km, autoři ji rozšířili do 3D prostoru. Měří totiž při jasné obloze mezní hvězdnou velikost každých 10 minut a tím kalibrují jak světelný tok radiantu sporadického pozadí i příslušného meteorického roje, tak světelný tok v různých výškách ve 2 km výškových intervalech. Teprve tímto postupem dostávají realistické hodnoty hmotnosti materiálu sporadických, resp. rojových meteoroidů Tento postup si ověřili při pozorování maxima meteorického roje Perseid v noci 13. 8. 2015 pomocí šesti širokoúhlých kamer. V maximu tak dostali specifickou hmotnost toku Perseid 0,003 g, která pak klesala až na 0,000 5 g. Přepočtená zenitová hodinová frekvence tak dosáhla 101 met/h.

N. Rudraswami aj. zkoumali proces ablace a chemických změn, jímž procházejí meteoroidy během hypersonického průletu zemskou atmosférou. Jedině tak lze totiž zpětné stanovit jejich fyzikální, mineralogické a chemické vlastnosti před vstupem do atmosféry. Autoři propočítali tyto změny pomocí sítě modelů, v nichž uvažovali postupně vstupní rychlosti meteoroidů do zemské atmosféry 11 km/s a 16 km/s pro zenitové úhly 0°–70° a rozměry meteoroidů 100÷400 µm. Tak se ukázalo, že meteoroidy mohou přežít bez velkých mineralogických a chemických změn při šikmém vstupu v zenitových vzdálenostech 30°–90° a minimální vstupní rychlosti 11 km/s. Tehdy se zachová zastoupení sloučenin MgO, SiO₂ a FeO. Jakmile však rozměry částic dosáhnou 400 µm, hraje ablace materiálu meteoroidu významnou úlohu a přežijí jedině žáruvzdorné prvky Al a Ca. Při rychlostech 16 km/s se vinou ablace větší meteoroidy zcela vypaří. Olivínová složka meteoroidu s podílem Fe/Mg >0,8 se začne tavit při teplotě 1 730 K a zcela se odpaří při 1 800 K. Autoři odhadli, že díky pomalým meteoroidům vstupujícím do atmosféry pod zenitovými úhly >30° získává Země hmotnost 20 tis. t/r.

Jak uvedli J. Madiedo aj., proletěl nad Španělskem 10. 7. 2012 denní bolid s absolutní hvězdnou velikostí -4,5 mag a velmi dlouhým trváním 17 s. Šlo zřejmě o dosud nejslabší pozorovaný tečný bolid a současně o první případ, kdy příslušný meteoroid patří k meteorickému rojí (denní ζ-Perseidy). Autoři odhadli vstupní hmotnost meteoroidu v rozmezí 1,5÷115 kg, jenž na svítící dráze v zemské atmosféře dlouhé 510 km ztratil ablací asi 260 g své hmoty. Tímto průletem se na jeho povrchu vytvořila tuhnoucí kůra a výrazně se změnila i geometrie jeho budoucí dráhy ve Sluneční soustavě.

P. Jenniskens a M. Breukers informovali o aktivitě červencových γ-Drakonid zaznamenané holandskou stanicí CAMS (Cameras for Allsky Meteor Surveillance) ve dnech 27. a 28. 7. 2016.. Geocentrická rychlost 27 km/ a dráhové elementy poukázaly na zdroj s délkou velké poloosy (27 ±4) au, což je podobné dráze komety 1P/Halley. Dvouhodinovou aktivitu roje zaznamenal také P. Brown na základě pozorování kanadského meteorického radaru CMOR přesně o půlnoci UT 27./28. 7.

Počátkem srpna 2016 uveřejnil P. Jenniskens předpověď mimořádně vysokého maxima Perseid, protože podle jeho výpočtů posunuly gravitační poruchy od Jupiteru dráhu jádra roje směrem k průsečíku se Zemí. To se už dříve několikrát odehrálo: v letech 1980, 1992 a 2004 v heliocentrických délkách 140,00÷140,19°. Navíc by podle dřívějších výpočtů J. Vaubaillona mělo dojít ke střetávání s meteoroidy uvolněnými z mateřské komety 109P/Swift-Tuttle před jedním, čtyřmi a sedmi průchody komety přísluním, resp. s filamentem obsahujícím ještě dříve uvolněné částice díky dráhovým rezonancím. Meteoroidy uvolněné během sedmého přísluní by měly procházet 12. 8. 2016 v ranních hodinách UTC ve vzdálenosti jen 34 tis. km od Země. Naproti tomu meteoroidy z prvního minulého přísluní v r. 1862 by podle M. Maslova měly prolétat v minimální vzdálenosti 200 tis. km od Země již 11. 8. v pozdních nočních hodinách UTC. Tento autor dále spočítal, že prachové částice uvolněné z jádra komety během přísluní v r. 1479 by měly zvýšit maximální frekvenci z obvyklých 85 met/h na 125 met/h. Ještě vyšší maximální frekvenci 135 met/h v r. 2016 předpověděli D. Moser a B. Cooke pro svěovou půlnoc 12./13. 8. Podle P. Jenniskense se zmíněné předpovědi docela trefily. Pozorování z mnoha stanic Mezinárodní meteorické organizace ukázala, že během 12. 8. činila maximální zenitová frekvence Perseid v intervalu 22:19÷23:19 h UTC dokonce 140 met/h a vyvrcholila téměř půlhodinovým zvýšením frekvence na 190 met/h kolem času 23.22 UTC (heliocentrická délka 139,47°). Podle Jenniskense a M. Koopa se Země potkala s filamentem 13.8. v čase 8:10 h UTC (heliocentrická délka 139,82°). H. Sugomito oznámil, že frekvence Perseid měřená japonským meteorickým radarem dosáhla maxima 270 met/h v heliocentrické délce 139,47°.

V r. 2005 došlo podle P. Jenniskense k objevu nového meteorického roje Camelopardalid s geocentrickou rychlostí 45 km/s. Pro rok 2016 předpověděl E. Lyytinen maximum činnosti roje na odpolední hodiny 5. 10. (heliocentrická délka 192,56°). Vizuálně byly v tom období pozorovány jen tři rojové meteory, ale H. Sugimoto ohlásil vysokou radarovou frekvenci s maximem 5.10. ve 14:45 h (heliocentrická délka 192,56°). Lyytinen odtud zlepšil dráhové parametry dosud neobjevené mateřské komety: oběžná doba ~750 let, vzdálenost přísluní 0,99 au, e =0,93, i = 77°; vyvržení meteoroidů při průchodu přísluním v r. 1255.

M. Passas aj. pořídili 16.10. 2014 kvalitní spektrum bolidu -2,5 mag na rozhraní červeného a infračerveného pásma (700÷800 nm). Nalezli v něm jednak atmosférické čáry dusíku a kyslíku, ale hlavně čáry meteoroidu Cr I, Fe I, Fe II, Zr I. Pd I a W I). Maximální teplota plazmatu kolem meteoroidu dosáhla 1,5 kK. Jelikož dráha bolidu byla souběžně snímkována na dvou stanicích, podařilo se ukázat, že šlo meteoroid z pravidelného meteorického roje Orionid, takže nyní máme poprvé nepřímý údaj o zastoupení těchto prvků v jádře Halleyovy komety, jež je mateřskou kometou Orionid.

A. Olech s rozsáhlým týmem pozorovatelů popsali průlet dvou jasných bolidů z meteorického roje Jižních Taurid nad Polskem v nočních hodinách 31. 10. 2015. První bolid PF311015a Okonek byl zaznamenán na šesti stanicích polské bolidové sítě PFN. Vstoupil do atmosféry rychlostí 33 km/s a začal svítit ve výšce 118 km. Proletěl svítící dráhu o délce 60 km a na jejím konci se zpomalil na 30 km/s. Maximální jasnosti -16 mag dosáhl ve výšce 82 km. Druhý bolid PF311015b Ostrowite byl rovněž zachycen 6 kamerami PFN. Měl stejnou vstupní rychlost a svítit začal ve výšce 108 km a svítil až do výšky 58 km nad zemí. Maximální jasnosti -15 mag dosáhl ve stejné výšce jako jeho předchůdce. Heliocentrické dráhy obou bolidů se shodují s dráhou Jižních Taurid i mateřské komety 2P/Encke, ale podobají se též drahám planetek 2005 UR a 2005 TF₅₀. Při rekonstrukci dráhy prvního bolidu autoři zjistili, že při mimořádné aktivitě roje v říjnu 2005 proletěl příslušný meteoroid v těsné blízkosti Země. Zdá se, že všchny zmíněné objekty mohou být pozůstatky po větší srážce původního tělesa s jiným objektem.

J. Jones aj. zpochybnili souvislost bohatého a stabilního meteorického roje Geminid s planetkou (3200) Phaeton. Využili k tomu současné databáze o tomto roji, z něhož vyplývá, že nesouhlasí úniková rychlosti meteoroidů pozorovaných v roji při různých návratech s únikovou rychlostí ze zmíněné planetky – tato rychlost je minimálně třikrát nižší. Pokusili se o nalezení jiného zdroje Geminid pomocí dráhových parametrů planetek 2005 UD a 1999 YC, ale neuspěli. Objevili však, že planetka 2005 UD je zdrojem denního meteorického roje Sextandid. Nezávisle na této studii narazila na problém zdroje i G. Ryabova, když předpokládala, že mateřským objektem Geminid je planetka Phaeton a simulovala, co se stane, když z planetky odlétají mikrometeoroidy s hmotnostmi v rozmezí 0,3 mg až 0,02 g. Jenže ji tak vyšlo, že šířka roje Geminid by byla minimálně dvakrát menší, než je pozorovaná. Kromě toho nesouhlasí ani heliocentrická délka maxima roje o celý den. Autorka to objasňuje velkou změnou dráhových parametrů planetky v době, kdy došlo k hlavnímu výtrysku těkavých látek z tělesa planetky. Musíme se zřejmě smířit s tím, že původ nejbohatšího pravidelného meteorického roje pozorovaného každoročně je znovu nejasný.

P. Jenniskens a J. Baggaley oznámili, že stanice CAMS na Novém Zélandu zaznamenaly 31. 12. 2015 v rozmezí 3,5 h aktivitu nového meteorického roje Volantid (Létající ryba) s poměrně jasnými meteory v rozmezí -2÷3 mag. Odtud odvodili polohu radiantu i geocentrickou rychlost 28 km/s. Dráhové elementy roje poukazují na zdroj v Jupiterově rodině komet, ale identifikovat konkrétní kometu se zatím nepodařilo.

P. Jenniskens aj. provozují s podporou NASA od r. 2010 síť čtyř stanic projektu CAMS (Mt. Hamilton, Kalifornie; Gainesville, Florida; Baltimore, Maryland; Flagstaff, Arizona), jehož cílem je rozpoznat jednotlivé zdroje rojových i sporadických meteorů na základě sledování jejich svítících drah v zemské atmosféře. Na každé stanici bylo instalováno 20 šírokoúhlých kamer, jež dokáží určit polohu radiantu s přesností lepší než 2° a vstupní rychlost s přesností <10 %. Pro bohatší meteorické roje je přirozeně přesnost výsledků daleko lepší. Hlavní výsledky již šestiletého provozu autoři zveřejnili ve dvou na sebe navazujících pracích. Především publikovali přesné orbitální elementy drah 70 meteorických rojů z dosud potvrzených 95 meteorických rojů na základě údajů o trajektoriích více než 110 tis. meteoroidů v rozsahu jasností -2÷ +4 mag. Kromě toho rozlišili komplexy komet Encke, Machholz, 169P/NEAT a planetky Phaethon. Struktura komplexů poukazuje na jejich vznik kaskádovým rozpadem mateřských těles během posledních stovek až tisíců let. Například Severní a Jižní Tauridy (mateřská kometa 2P/Encke) jsou ve skutečnosti složeny z 19 oddělených rojů a souvisí s úlomky, jež se pohybují na dráze podobné dráze komety 2P v rozsahu dráhových poloos 2,20÷2,35 au. Dalším důležitým výsledkem projektu je objev 60 nových meteorických rojů, takže celkový počet meteorických rojů identifikovaných na severní polokouli stoupl na 230; z toho 177 je nezávisle potvrzeno minimálně jedním dalším nezávislým projektem. Ve skutečnosti však po delším provozu projektu CAMS může počet rojů stoupnout až na nějakých 700 zdrojů. Přes 70 % hmotnosti částic v rojích pochází z komet a planetek Jupitervy rodiny. Sporadické meteory jsou nejhojnější ze směru apexu zemské dráhy, ale pokud jde o jejich souhrnnou hmotnost, tak 98% z nich přichází ze zdroje v antiheliu.

L. Neslušan, P. Jenniskens aj. oznámili, že do databáze Centra pro údaje o meteorech IAU (MDC) přidali data z projektů CAMS za léta 2010-2013 a revidovali údaje z katalogů fotografických pozorování. Veřejně přístupný katalog nyní obsahuje údaje o téměř 5 tis. fotografických a 110 tis. digitálních pozorováních drah meteorů.

J. Szalay aj. využili aparatury Lunar Dust Experiment (LDEX) na sondě LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) obíhající kolem Měsíce k identifikaci meteorických rojů. Aparatura LDEX totiž dokázala zaznamenávat prachové částice vyvrhované z Měsíce při dopadech kometárních či planetkových mikrometeoroidů až do výšek 200 km nad měsíčním povrchem. Sporadické pozadí dávalo průměrnou četnost 1 částice/min, ale během činnosti meteorických rojů produkce částic stoupala až o dva řády. Tak se například podařilo zcela jednoznačně pozorovat činnost prosincových Geminid. Autoři tak prokázali, že jako detektor meteorických rojů lze využít kterékoliv tuhé těleso Sluneční soustavy, které nemá atmosféru.

I. McCrea aj. uvedli, že moderní meteorologické radary EISCAT_3D (European Incoherent SCATter) využívající inkoherentního rozptylu na terčích v zemské atmosféře mohou úspěšně a s velkou přesností sledovat také průlety meteoroidů zemskou atmosférou.s časovým rozlišením 1 ms, prostorovým rozlišením 10 m a určováním přesných trajektorií v rozmezí 200÷70 km nad Zemí. Tyto parametry jim dovolují mapovat i rozložení mikrometeoroidů ve Sluneční soustavě. Odhady hmotnosti meteoroidů, které vstupují do vysoké atmosféry Země, se pohybují v rozmezí 2÷200 t/d. Souběžná radarové a spektrální sledování meteoroidů dovoluje podrobně analyzovat i jejich chemické složení. A. Pellinenová-Wannbergová aj. uvedli, že radary EISCAT_3D pracující na frekvenci 233 MHz (1,3 m) s výkonem až 10 MW dávají možnost studovat vlastnosti mikrometeoroidů, jež hypervysokými rychlostmi bombardují sluneční panely umělých družic Země i kosmických sond, a tím je postupně degradují. Nová generace těchto radarů umožní podle autorů pořídit denně průměrně 190 tis. trajektorií meteoroidů v širokém rozsahu rozměrů a hmotností. Při snížení frekvence radarů bude možné pozorovat i čelní ozvěny meteoroidů ve výškách až 115 km nad zemí.

R. Rudawska aj. ukázali, že souběžně s radarovým pozorováním lze soustavně získávat i optická spektra meteorů pomocí spektrografu AMOS (All-sky Meteor Orbit System-Spec) instalovaného na observatoři Modra u Bratislavy. E. Lyytinen a M. Gritsevichová zlepšili metodu určování drah a dalších parametrů jasných metorů a bolidů tím, že souběžně měří parametry atmosféry, které se dosti výrazně mění v čase i ve směru pozorování. Až dosud se totiž používalo tzv. standardních atmosfér pro jednotlivá roční období, ale to je často zcela zavádějící, protože skutečné parametry zemské atmosféry se neustále docela rychle mění.

1.3. Sluneční soustava kdysi a dnes

E. Lakdawallaová shrnula poslední úspěchy kosmonautiky ve Sluneční soustavě, ale upozornila, že jsme stále na začátku cesty, protože v Edgeworthově-Kuiperově pásu se téměř určitě vyskytují stovky aktivních objektů podobných Plutu a Charonu. Zajímavé jsou také aktivní měsíce planet: Triton, Titan, Enceladus, Io a Europa jakož i mnozí Trójani a Kentauři.

R. Parker a J. Dale upozornili, jak obtížné je vysvětlit výskyt krátkožijících radionuklidů ²⁶Al a ⁶⁰Fe během utváření pramlhoviny Sluneční soustavy. Podle starší domněnky byla v té době ještě pohromadě „sluneční hvězdokupa“ obsahující řadu hmotných hvězd s krátkou dobou života, jež posléze vybuchly jako supernovy a obohatilo pramlhovinu radionuklidy. Novější domněnka předpokládá, že v „hvězdokupě“ probíhala tvorba hvězd v časové posloupnosti zániků supernov a vzniku nových pokolení hmotných hvězd zásluhou rázových vln předešlých supernov, čímž se zárodečný materiál sluneční pramlhoviny postupně téměř plynule obohacoval o krátkožijící radionuklidy. Autoři však zjistili, že i tento druhý scénář může fungovat jedině při splnění mnoha nepravděpodobných fyzikálních podmínek, takže je téměř určitě chybný podobně jako zmíněná starší domněnka.

S. Arakawa a T. Nakamoto vyšli z poznatku, že silikátová zrnka v nejstarších meteoritech nepocházejí z interstelárních mračen, ale kondenzují v chondritech na nanometrová zrníčka v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Odtud odvodili, že v horké sluneční pramlhovině se silikáty nejprve ohřály na plyn, který pak zpětně kondenzoval na miniaturní zrníčka, jež se přímo shlukovala, až nakonec vyrostla na kamenné planetesimály, jež pak snadno splynuly na protoplanety.

J. Deckers aj. uskutečnili experiment, v němž centimetrové kuličky tuhého ledu o teplotě 256 K vstřelovali do decimetrových ledových terčů rychlostmi 15÷45 m/s. Při srážkách se projektily rozpadaly, ale částečky rozpadu uvízly v terči. Přírůstky hmotnosti terče však byly při zmíněných rychlostech a teplotě nepatrné. Vzrostly však při snížení rychlosti kuliček pod 7 m/s. Autoři tak ukázali, že pomalými srážkami mohou snadno vyrůst planetesimály v pásmu za sněžnou čarou Sluneční soustavy.

Y. Hasegawa aj. konstatovali, že chondrule (kuličky o velikosti několika milimetrů vzniklé rychlým ochlazením roztavených složek nejstarších meteoritů – chondritů) představují původní složky sluneční pramlhoviny., takže objasnění jejich vzniku je klíčem k odpovědi na otázku, jak vznikaly terestrické planety a kamenná jádra plynných obřích planet. Autoři dokázali, že chondrule se tvoří při srážkách planetesimál vedoucích k akreci, jestliže rychlost srážek překročí 2,5 km/s. Tehdy se materiál budoucích chondrulí roztaví a vymrští v podobě kapalných výtrysků, jež v podmínkách kosmického prostoru rychle zkondenzují. Tato základní představa však nezohledňuje další faktory, které mohou vznik chondrulí ovlivnit, takže výzkum bude dále pokračovat.

R. Visser a C. Ormel studovali nově objevený mechanismus budování kamenných jader planet Sluneční soustavy z centimetrových oblázků. Sestavili pohybové rovnice pro oblázky, jež uvažují jak gravitační vazby, tak tah plynu, vedoucí k akreci oblázků. Simulovali tak růst hmoty splývajících oblázků v 3D prostoru pro vzdálenosti 1, 3 a 10 au od hvězdy. Uvažovali navíc, zda je materiál oblázků lepkavý nebo nelepkavý i dva režimy proudění: nelepkavý stabilní a Stokesův lepkavý. Ze simulací zjistili, že pouze částice, jejichž doběh je kratší než 1 tis. sekund, podléhají aerodynamickému ohybu, takže jejich gravitační vazby přispívají k zachycení částic na stávajících oblázcích. Nejdéle trvá akreční růst na planetesimály o poloměru 100 km, ale tento čas se zkrátí, je-li protoplanetární disk chladný.. Jakmile interakce mezi oblázky přejde z pouhého geometrického do Safronova fokusačního režimu, začíná akrece i pro částice s doběhem >1 tis. sekund. Tak například dochází k akrece na planetesimály ve vzdálenosti 1 au od hvězdy už pro oblázky o počátečním průměru 0,3 mm. Zato ve vzdálenostech ~10 au trvá proměna prachu a plynu na planetesimály ve všech případech přes 10 mil. let.

S. Kenyon aj. zkoumali okolnosti vzniku terestrických planet v kontextu se současnými objevy kamenných exoplanet. Z této statistiky vychází, že minimálně 20 % zralých hvězd slunečního typu má kamenné planety podobné terestrickým. To je v příkrém rozporu se skutečností, že v prvních 10 mil. letech existence hvězd podobných Slunci, kdy měly tyto planety vznikat, se kolem těchto hvězd pozoruje horký prach sotva ve 3 % případů. Za tento rozpor možná mohou dosud významné výběrové efekty ve statistice exoplanet, anebo daleko snazší a rychlejší vznik kamenných terestrických planet. Autoři nakonec usoudili, že horký prach se nejspíš odstraní brzděním ve zbytku plynného akrečního disku kolem mladé hvězdy.

D: Tamayo aj. využili strojového učení k náhradě obvyklých simulací, kdy se simuluje budování planetární soustavy pomocí časově náročného problému gravitační interakce N těles, kde N >10⁶. Vypracovali algoritmus trénovaný na testovací množině, jenž pak propočetl řádově 10 miliónů orbitálních drah v čase o tři řády kratším než

pro standardní výpočet gravitačních interakcí mnoha těles. To dává velké možnosti pro budoucí ještě rozsáhlejší výpočty nejenom pro řešení otázky stability Sluneční soustavy, ale též pro planetární soustavy, jež budou objeveny pomocí družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite).

N. Kaib a J. Chambers v obsáhlé studii simulující raný věk Sluneční soustavy ukázali, že její dnešní poklidný vzhled se podstatně liší od nejranější fáze, v níž se jako první utvořily obří ledové planety. Skoro určitě jich bylo více než dnes, takže minimálně jedna z nich byla přebytečná a dráhové poruchy a těsná sblížení ji vymrštila na únikovou dráhu. Klíčovou roli v moderním uspořádání hrály planety Jupiter a Saturn, které vlivem gravitačních poruch procházely rezonancí poměru oběžných period 2:1, což mimo jiné odstranilo s pravděpodobností 85 % ze soustavy aspoň jednu terestrickou planetu. Pravděpodobnost přežití současných čtyř terestrických planet je dokonce velmi nízká – pouze 5 %! Autoři proto koketují s myšlenkou, že zmíněný dráhový chaos v soustavě ledových obrů se odehrál ještě dříve, než terestrické planety vznikly. Pokud totiž terestrické planety vznikly během dráhového chaosu, tak pravděpodobnost, že bude dnešní soustava terestrických planet stabilní, klesá na pouhé 1 %! Další problém souvisí s prokázanou epochou těžkého bombardování, jak to vidíme na stáří velkých impaktních kráterů na Měsíci v době před 3,9 mld. roků. Tento nesporný fakt se vysvětluje tím, že podle tzv. Nicejského modelu byl zmíněny dráhový chaos obřích ledových planet odsunut až do tohoto období. Model, na němž se významně podílejí čeští astronomové D. Nesvorný a D. Vokrouhlický, totiž dobře vysvětluje strukturu dnešního Edgeworthova-Kuiperova pásu, existenci Trójanů Jupiteru a početných nepravidelných měsíců u obřích planet. Naproti tomu častá a nebezpečná rezonance 2:1 oběžných period Jupiteru a Saturnu by podle simulací měla vyvolat mnohem větší deficit současného momentu hybnosti terestrických planet, než pozorujeme. Autoři tak dospívají k závěru, že stabilita drah i samotné přežití dnešních terestrických planet v této gravitační divočině byly chatrné. Tyto rozpory vedou autory k domněnce, že epocha těžkého bombardování měla nějakou dosud neznámou příčinu, protože samotná existence Země a dalších terestrických planet na stabilních a téměř kruhových drahách znamená, že v dávné minulosti Sluneční soustavy se stále příliš nevyznáme.

Také P. Brasil aj. dospěli na základě faktu, že žádné rodiny planetek vzniklé z mateřského tělesa kaskádou srážek nejsou starší než 4,0 mld. let, k závěru, že v první půlmiliardě let existence Sluneční soustavy existovalo celkem pět obřích ledových plynných planet. Tato domněnka z r. 2009 se nazývá „skákající Jupiter“. Jupiter totiž možná ve spolupráci se Saturnem zavinil, že přebytečná planeta o hmotnosti podobné Neptunu se vinou gravitačních poruch dostala do části hlavního pásu planetek. Tam způsobila dráhový chaos vedoucí ke srážkám velkých planetek a ke vzniku osmi nejstarších rodin planetek, načež na to sama doplatila dalšími poruchami od Jupiteru a Saturnu. Nakonec byla vymrštěna ze Sluneční soustavy rychlostí vyšší než únikovou.

Díky sondě Cassini/Huygens byly získány zejména v posledním období její činnosti u Saturnu významné poznatky o struktuře početných prstenců, jež z planety učinila záhadnou ozdobu planetární soustavy. Podle P. Nicholsona a L. Esposita mají částice v hlavním prstenu A tuhá ledová jádra obalená vnějšími načechranými vrstvičkami. V prstencích A i B se přitom jen vzácné vyskytují částečky s rozměry ≤10 mm, s výjimkou vnějšího okraje prstence A. V prstencích G a E se naopak vyskytuje spousta prachových částic s mikronovými rozměry. Podstatně se zlepšily údaje o hustotě a ohybu vln v prstencích a nečekaných anomáliích tvaru prstenců. Ve vnitřní části prstenu C se vyskytuje svislá trhlina vyvolaná rezonancí s oběžnou dobou Titanu. Silné hustotní vlny jsou také porušovány vinou dráhových rezonancí s měsíci Janus a Epimetheus. Hustota prstenu B je v některých vlnových oblastech podstatně nižší, než se dosud uvádělo. V Cassiniho dělení se nalézá Huygensův prstýnek, který však zakrývá nějaký až kilometrový objekt uvnitř. Něco podobného se nejspíš schovává i ve vnějších partiích hlavních prstenů A a B. V difuzním prstenu D se objevila podivná výstředná spirála pravděpodobně vyvolaná impaktem většího tělesa koncem r. 2011. Je zřejmé, že soustava prstenců prodělává trvalý vývoj, který se poprvé podařilo sledovat zásluhou třináctileté činnosti sondy.

E. Zirnstein aj, L. Burlaga aj. a L. Burlaga a N. Ness v sérii prací interpretovali výsledky pozorování družice IBEX (Interstellar Boundary Explorer) a kosmických sond Voyager 1 a 2 a v letech 2012-2016. Zatímco sonda IBEX obíhá kolem Země po velmi výstředné eliptické dráze s apogeem ve vzdálenosti 305 tis. km, Voyager 1 už překročil v srpnu 20 vnější hranici magnetického heliopouzdra, kdežto Voyager 2 se k této hranici teprve blížil. Přestože byla sonda IBEX tak blízko ke Slunci, mohla díky registraci energetických neutrálních atomů studovat geometrii a další charakteristiky vnitřní části heliopouzdra. jež je definována prudkým poklesem nadzvukové rychlosti slunečního větru na rychlost podzvukovou. Zmíněné neutrální atomy totiž vznikají výměnou elektrického náboje mezi částicemi slunečního větru a elektricky nabitými částicemi interstelární prostředí a směřují odtud ke Slunci. Během pěti let měření v pásmu slunečního chvostu na straně Země odvrácené od Slunce se tak podařlo objevit atomy přicházející z pásma pod rázovou vlnou heliopouzdra. Tak se ukázalo, že tvar heliopouzdra připomíná roztřepenou magnetickou bublinu, jejíž hranice navíc neustále kolísají, jak se v různých směrech přetlačuje sluneční vítr a nabité částice interstelárního pozadí. Voyager 2 zaznamenal v heliopouzdru důsledky rostoucí sluneční činnosti už po slunečním minimu na počátku r. 2008. Tehdy se projevily první známky nastupujícího 24. cyklu. Během prvních 249 dnů r. 2012 narostla indukce slunečního magnetického z 0,14 nT na 0,29 nT. Sonda pozorovala zkroucené heliosférické proudové vrstvy ve tvaru Parkerovy spirály po 88 % pozorovacího času, a dále 8 izolovaných hraničních protonových vrstev, avšak celkový magnetický tok ze Slunce byl po celý rok 2012 stálý. Voyager 1 pozoroval od koncem srpna 2012 ve vzdálenosti 121 au od Slunce průniky zakrytého interstelárního magnetického pole na vnější hranici heliopouzdra. Od té doby až do r. 2016 byla indukce magnetického pole v heliopouzdru 0,48 nT pozoruhodně stálá s chybou ±0,2 %. Krátkodobé poruchy byly vyvolány účinky proměnného slunečního větru, který se prodral až za vnější hranici heliopouzdra.

Zatím nesmírně vzdálenou budoucností Sluneční soustavy se zabývali J. Guo aj. Je jisté, že ke konci svého termonukleárního vývoje, tj. zhruba za 6,5 mld. let, se Slunce změní v červeného obra, ale při svém pohybu po asymptotické větvi Hertzsprungova-Russellova diagramu ztratí významnou část své hmotnosti, což povede ke vzdalování terestrických planet od Slunce. Jenže tento efekt bude menší než slapové síly, které nakonec přinutí terestrické planety ke zmenšování poloměru jejich drah. Zcela určitě bude Sluncem nejprve zalit Merkur a po něm i Venuše. Mars téměř určitě rozpínání Slunce přežije a osud Země je na hraně. Jenže podle klíčové studie I. Sackmannové aj. z r. 1993 je zcela jisté, že už za 1,1 mld. let bude život na Zemi ohrožen růstem zářivého výkonu Slunce o 10 % proti současnosti. Proto našim vzdáleným potomkům nezbude, než už za miliardu let balit kufry a stěhovat se na Mars, přičemž se na tuto malou planetu vejde maximálně jen 2 miliardy uprchlíků!

1.4. Slunce

J. Vaguero aj. zveřejnili výsledky dlouhdobých měření poloměru slunečního disku, jenž probíhal na Královské observatoři španělského námořnictva téměř nepřetržitě od r. 1773 do r. 2006. Za tu dobu se poloměr Slunce (po korekci na proměnnou vzdálenost Země od Slunce) v mezích chyb nezměnil a činí (958,9 ±1,8)″.

M. Meftah aj. využilli umělé družice Picard, která odstartovala v červnu 2010 a během 24. cyklu sluneční činnosti pracovala až do března 2014. Sensor SNS (Sun Ecartometry Sensor) snímkoval Slunce v červeném filtru (782 ±2,5 nm). Během celého období kolísalo sluneční ozáření v tomto pásmu v rozsahu pouhých ±0,8 ‰, takže je patrné, že sluneční zdroj zářivé energie je až neuvěřitelně stáložárný. Také S. Dewitte a S. Nevens určovali hodnotu TSI (Total Solar Irradiance) pomocí různých kosmických aparatur od r. 1979 až do léta 2016, takže pokryli zcela 22. i 23. cyklus, a k tomu značnou část 24. cyklu sluneční činnosti. Střední hodnota TSIve vzdálenosti 1 au od Slunce činila 1 362,9 W/m². Po celou dobu nepřesáhly odchylky od střední hodnoty ±1 W/m², tj. ±0,7 ‰. M. Dasi-Espug aj. rekonstruovali průběh TSI pomocí nepřímých ukazatelů jako jsou magnetický tok v aktivních oblastech, výskyt slunečních skvrn a fakulových polí od r. 1700 do r. 2009. Odtud plyne, že za tu dobu stoupla TSI o 1,2 W/m².

P. Kotrč aj. uvedli, že dosud nebylo řádně potvrzeno, že tok energie v Balmerově spojitém spektru slunečních erupcí vzrůstá v průběhu úkazu. Autorům se to zdařilo selektorem obrazu umístěným za ohniskem horizontálního slunečního spektrografu HSFA-2. Při pozorování průběhu erupce třídy X ze dne 11. 6. 2014 se klidová hodnota spektra zvýšila 2,3 ÷ 5,5× .

T. Okamoto aj. a P. Antolin aj. zjistili na na základě snímků slunečních družic TRACE (od r. 1998), Hinode (2007) a SDO (2012), že početné příčné magnetohydrodynamické Alfvénovy vlny vznikající ve sluneční chromosféře o tloušťce pouhých 5 tis. km, teplotě 25 kK a hustotě o 8 řádů nižší než je hustota zemské atmosféry na úrovní mořské hladiny uvolňují díky magnetickým polím dostatečné množství zářivé energie pro ohřev koróny. Donedávna však nebylo jasné, jak se tato energie může přenést do sluneční koróny o teplotách milionů kelvinů. Družicové snímky s vysokým rozlišením nyní ukázaly, že v protuberancích se nacházejí vlákna přehřátého plazmatu, která kmitají příčně (jako struny na kytaře), ale i podélně. Pokud mají příčné i podélné vlny shodnou rychlost, vznikají rázy, víry a velkorozměrová turbulence. Tření a elektrické proudy pak přenesou tuto energii do velmi řídké sluneční koróny, kterou pak ohřívají na zmíněnou vysokou teplotu.

M. Druckmüller zpracoval pomocí svého pokročilého grafického algoritmu PM-NAFE dynamický průběh slunečních erupcí a filamentů pozorovaných v letech 2012-2016 družicí Solar Dynamics Observatotory (NASA) v EUV pásmech 21, 17 a 30 nm. Časově zhuštěné videozáznamy (formát .avi) v nepravých barvách využívají naplno mimořádné kvality kamery AIA na družici (www.zam.fme.vutbr.cz/~druck/Sdo/Pm-nafe/0-info.htm). Jednotlivé soubory mají velikost 200÷400 MB, takže stahování chvíli trvá, ale výsledný dojem stojí za to.

Y. Chi aj. prozkoumali na základě pozorovacího materiálu o interplanetárních výronech koronální látky (ICME = Interplanetary Coronal Mass Ejections) a jejich vazby na různé projevy sluneční činnosti. Frekvence výronů a rázových vln jeví korelaci s relativním číslem, ale výskyt magnetických oblaků ve výronech s relativním číslem nesouvisí. Tato oblaka se vyskytují nejčastěji v okolí minima sluneční činnosti. Rychlost výronů, indukce magnetického pole a jejich další parametry rostou úměrně se sluneční činností, takže v maximu bývají rekordní. Asi polovina výronů vykazuje rázové vlny, šířící se ve směru od Slunce. Tyto výrony též vykazují nejvyšší rychlosti šíření a mívají rekordně vysokou magnetickou indukci.

F. Clette aj. se věnovali svízelné otázce, který z rozličných parametrů nejlépe vystihuje kolísání sluneční činnosti. Historicky nejdéle používaným parametrem je Wolfovo číslo (práce z r. 1851 a 1856), které zohledňuje jak výskyt skupin sluneční činnosti, tak celkový počet skvrn, přičemž počet skupin má o řád vyšší váhu. Trpělivé bádání v archivech umožnilo zpětně určit Wolfova čísla pro sluneční cykly od r. 1750. Jde tedy o nejdelší poměrně homogenní časovou řadu indikující periodické změny v celé astrofyzice. Tato řada slouží zejména jako indikátor chování slunečního dynama a poskytuje oporu i pro historii sluneční činnosti na časové stupnici tisíců let (sledované nepřímo pomocí výskytu radionuklidů s vhodnými poločasy rozpadu ve stromech a ledových vrstvách v Grónsku nebo Antarktidě). Nemenší význam má sledování sluneční činnosti také pro předpovědi kosmického počasí, tj. kolísání odporu atmosféry při pohybu umělých družic Země, dálkového bezdrátového rádiového spojení a vlivu indukovaných elektrických proudů na silové transformátory, elektrické sítě a ropovody či plynovody.

Navzdory popularitě Wolfova čísla byla jeho vhodnost zpochybněna v r. 1998 D. Hoytem a K. Schattenem, kteří jako přesnější indikátor sluneční činnosti navrhli zavést pouze počty skupin slunečních skvrn. Rekonstruovali tak denní, měsíční a roční indikátory činnosti v letech 1610-1995 na základě více než 111 tis. pozorovacích dnů, zatímco Wolfova čísla jsou založena jen na datech pro 66 tis dnů. Autorům se totiž zdařilo nalézt v archivech velké množství pozorování z doby před rokem 1874. Z této statistiky vyplynulo, že Wolfovo maximum v r. 1805 ve skutečnosti nastalo už v r. 1801, takže žádný sledovaný sluneční cyklus nebyl delší než 15 let. Zároveň se zmenšil statistický šum vyloučením malých osamělých skvrn. Autoři tak upozornili na schisma, které od té doby provází sluneční výzkum, protože souběžně existují dva metodicky odlišné indikátory sluneční činnosti, a nikdo po řadu let nezkoumal, který je lepší. Výhodou skupinového indikátoru je prodloužená časová řada, jež zahrnuje i poslední dlouhé sluneční minimum (1645-1715) objevené v letech 1890-1894 manžely Annie R. a Edwardem W. Maunderovými, které časově koincidovalo s „malou ledovou dobou“ na severní polokouli Země. R. a D. Neuhäuserovi však upozornili na řadu chyb a opomenutí Hoyta a Schattena při interpretaci sledování slunečních skvrn S. Mariusem od června 1617 do konce r. 1618, jakož i vynechání Mariusových pozorování skvrn z let 1611 a 1612, která jsou shodná se zákresy Galilea a Jungiuse z týchž dní. Autoři proto navrhují, aby se kriticky prozkoumala všechna pozorování ze 17. stol., zejména s ohledem na zmíněné minimum Maunderových.

Vyřešení dilematu Wolfovo číslo vs. skupiny skvrn iniciovali F. Clette E. Cliver a L. Svalgaard v r. 2011. V široké spolupráci a po mnoha pracovních poradách dospěli k nové kalibraci zmíněných indikátorů ve dvojčísle časopisu Solar Physics z listopadu 2016, jež obsahuje 36 prací věnovaných této klíčové záležitosti. Zvláštní pozornost věnovali početné skupiny autorů dalším indikátorům sluneční činnosti, jako jsou celková plocha skvrn, celkové ozáření od Slunce (TSI), intenzita čáry K (Ca II), sluneční zářivý tok v pásmu EUV, výskyt rentgenových erupcí (X), počty koronálních ejekcí látky (CME), variace kosmogenetických nuklidů v pozemských vzorcích a kolísání trvání jednotlivých cyklů sluneční činnosti. V závěrečné studii J. Vaqueraoa aj. jsou publikována rekalibrovaná data o počtu skupin slunečních skvrn od r. 1610 až do současnosti, která tvoří nový přesnější a méně zašuměný základ pro objektivní charakteristiku sluneční činnosti. P. X. Gao aj. sledovali pomocí ročních průměrů celkového počtu slunečních skvrn dlouhodobé trendy kolísání sluneční činnosti v období let 1700–2015. Odtud jim vyšlo, že v periodě 1700–1975 sluneční činnost zvolna rostla, ale od té doby až do 24. cyklu opět klesá, takže se údajně blížíme do stoletého Gleissbergova minima, jež bude o něco hlubší než Daltonovo, ale výrazně hlubší než zmiňované minimum Maunderových .

Následující listopadové číslo časopisu Solar Physics bylo věnováno dalšímu otevřenému problému sluneční fyziky, tj. stále nejasnému mechanismu ohřevu koróny poměrně chladnou chromosférou Slunce. Základní poznatky shrnuli V. Nakariakov aj. , když za důležitou příčinu vysoké teploty koróny označili magnetické vlny a oscilace v koróně, jež poskytují diagnostické údaje o horkého plazmatu i příčině vzniku slunečního větru. Vlny a oscilace lze totiž sledovat v širokém rozsahu frekvencí od rádiových vln až po velkorozměrovou magnetohydrodynamiku. Tak se ukázalo, že právě tyto vlny propojují různé vrstvy sluneční atmosféry. Sluneční erupce se vyznačují kvaziperiodickými pulsacemi, jež usnadňují přenos tepelné energie do koróny. Dokonce se podařilo nalézt analogie mezi vlnovými interakcemi ve sluneční koróně nebo ve slunečním větru a zemskou magnetosférou. Když se ve sluneční chromosféře vytvoří rekonexí magnetického pole erupce, tak do nulového bodu erupce proniká pomalá magnetoakustická vlna, jež se následkem toho urychlí a vyvolá v plazmatu kvaziperiodické oscilace přímo předurčené k intenzivnímu přenosu energie do koróny. Přitom vzniká rázová vlna, která zatlačí chromosféru ve směru k centru Slunce.

Mimochodem, jak uvedli P. Charbonneau aj., časopis Solar Physics vznikl počátkem roku 1957, takže má za sebou již půlstoletí úspěšné existence. Vznikl z iniciativy holandského astrofyzika Cornelise de Jagera a českého astronoma Zdeňka Švestky, jímž se podařilo sestavit velmi kvalitní mezinárodní redakční radu, čímž zajistili renomé časopisu. Během půlstoletí v něm vyšlo přes 10,1 tis. recenzovaných prací, jež zabraly téměř 134 tis. tiskových stran. Zatímco v I. ročníku měl časopis 1,0 tis. tiskových stran, v ročníku 2016 se rozsah zvětšil na téměř čtyřnásobek. Za tímto rozvojem stojí především kosmický výzkum, který umožnil pozorovat Slunce včetně koróny, slunečního větru, koronálních výronů hmoty a celkového slunečního ozáření (TSI) z observatoří za hranicemi zemské atmosféry. Na zemi pak tyto nové možnosti doplnila helioseismologie, jež poskytuje cenné údaje o slunečním nitru. Snad nejvýznamnějším výsledkem tohoto období byl objev deficitu slunečních neutrin, který se po dlouhém tápáni podařilo objasnit pomocí rovnoměrných oscilací leptonové vůně neutrin mezi elektronovou, mionovou a tauonovou.

N. Wright a J. Drake zpochybnili současnou teorii slunečního dynama, které dává předpovědi, co se děje na povrchu hvězd slunečního typu, kde pozorujeme díky dynamu skvrny, erupce a záření chromosféry i koróny v rentgenovém a UV pásmu vlnových délek. Jak známo, tyto hvězdy mají jádro se zářivým přenosem energie z centra k povrchu, jež je obklopeno konvektivní slupkou, v níž se energie přenáší k povrchu konvekcí plynu. Rozhraní mezi slupkou a jádrem se nazývá tachoklina, protože tam dochází ke střihu vnitřního magnetického pole vinou diferenciální rotace. Naproti tomu hvězdy, které jsou plně konvektivní, tachoklinu nemají. Proto se předpokládalo, že tam bude hvězdné dynamo vypadat dočista jinak. Autoři však našli příklady několika zcela konvektivních niter hvězd s povrchovými parametry naprosto shodnými se slunečním dynamem. To znamená, že na výskytu tachokliny se vlastnosti magnetického dynama nepodílejí.

C. de Jager aj. upozornili na nedávnou změnu vlastností slunečního dynama, které se odehrála během patnáctiletého období na přelomu našeho tisíciletí. Zřejmě šlo o Přechod z období Velkého maxima sluneční činnosti, které vyvrcholilo v letech 1957–1958, kdy se šťastnou shodou okolností uskutečnil Mezinárodní geofyzikální rok, do něhož se zapojily také všechny tehdejší sluneční observatoře. Maximum pak doznívalo i v dalších dekádách XX. století. Podle názoru autorů počátek Přechodu nastal v r. 1995. Vrchol Přechodu se pak odehrál v letech 2005‒2010, kdy byla sluneční činnost pozoruhodně nízká. Příčinou poklesu mohly být pulsace sluneční tachokliny. Její rovníková část se ponořila hlouběji a pulsovala s poloviční amplitudou ±20 tis. km.

Jak upozornila I. Kitiashviliová, většina předpovědí intenzity a trvání slunečních cyklů se opírá o analýzu předešlých cyklů, což však není příliš vhodné, protože model hvězdného dynama má vážné nedostatky a pozorování nám neumožňují spolehlivě určit současnou ani minulou strukturu magnetického pole Slunce. Ještě obtížnějším oříškem je odhadnout jeho dynamiku. Proto zvolila metodiku založenou na Kálmánově filtrování pro modelování magnetického pole. Odtud předpověděla budoucího vývoj sluneční aktivity pomocí nelineární teorie nízkého řádu pro sluneční dynamo. Touto metodou odhadla v r. 2008 budoucí průběh 24. cyklu, a zatím jí to dobře vychází. Proto se v r. 2016 odvážila předpovědět, že minimum 24. cyklu proběhne na rozhraní let 2019‒2020 a maximum 25. cyklu se odehraje v letech 2023‒2024 s vyhlazeným maximálním relativním číslem 90. Konec 25. cyklu nastane v intervalu let 2028‒2030. Ještě předtím M. Ogurtsov zasadil dosavadní průběh 24. cyklu do širšího kontextu sluneční paleoastrofyziky, která v současné době pokrývá období od r. 8555 př. n. l. do r. 1605. Odtud odvodil, že relativní číslo R v maximu 24. cyklu dosáhne hodnoty 85 ±30. To se dobře shoduje se skutečnosti, protože vyhlazené maximální R dosáhlo hodnoty 82 v dubnu 2014.

M. Švanda a M. Karlický porovnávali četnost a mohutnost výskytu hvězdných erupcí na hvězdách hlavní posloupnosti tříd K až A. Tak se ukázalo, že erupce na hvězdách třídy A mají 4× nižší hustotu energetického toku ve směru do vnějších vrstev atmosféry hvězd, než je tomu u hvězd třídy G. Vyslovili domněnku, že proto pozorujeme deficit horkých korón u hvězd A, zatímco u hvězd G se koróny ohřívají nanoerupcemi v chromosférách.

Redakce vědeckého týdeníku Nature připomněla vrcholnou úlohu, kterou od r. 2010 plní na geostacionární dráze americká sluneční družice Solar Dynamics Observatory (SDO), jež s vysokou kadencí 12 s snímkuje Slunce v 9 pásmech EUV a UV (9,4÷170 nm) jakož i v bílém světle. Dalším přístrojem na palubě je helioseismický a magnetický zobrazovač (HMI). Aparatury SDO produkují denně 1,5 TB dat a jsou veřejně přístupná. Každý třetí snímek je redukován na velikost 1 MB, takže odtud je možné rychle zjistit, co se právě na Slunci děje. Dosavadní archiv obsahuje v r. 2016 už několik PB údajů. Právě tohoto archivu využívá M. Druckmüller k zobrazování vývoje slunečních erupcí a protuberancí s rekordně vysokým úhlovým i časovým rozlišením.

V. Nakariakov a j. shrnuli hlavní výsledky družice SDO, které se podařilo objevit příčné dlouhoperiodické (půlhodinové) oscilace v koronálních smyčkách a filamentech. Ze sluneční seismologie v projektu GONG (Global Oscillation Network Group) a z dat družice SDO se podařilo prokázat, že indukce magnetického pole v koronálních filamentech přesahuje 2,5 mT. Pomocí ruského radioteleskopu RATAN-600 se navíc zjistilo, že trubice magnetického toku se v aktivních oblastech mírně rozevírají a rádiové zdroje jeví spirální magnetické struktury. Na dně chromosféry jsou siločáry magnetického pole svislé, takže nemají vliv na zmíněné oscilace. S rostoucí výškou se však siločáry začínají naklánět, což dovoluje nízkofrekvenčním vlnám stoupat vzhůru až do koróny. Systém GONG umožnil během roku pozorovat po dobu 5 dnů v chromosférickém filamentu v čáře H-α oscilace s periodou 20÷30 h, přičemž různé segmenty filamentu oscilovaly s různými periodami. V samotných slunečních erupcích byly pozorovány kvaziperiodické oscilace s periodami 40÷50 s v pásmech rentgenovém, mikrovlnném a rádiovém. Asi v třetině případů erupcí se tyto oscilace s periodami 5÷9 s pozorovaly také v pásmech tvrdého rentgenového a gama záření. V ukotveních chromosférických erupcí se vyskytuje Rayleighova-Taylorova nestabilita (hranice mezi hustším a řidším plazmatem nebo plynem) elektrických proudů, jež vzlínají do magnetických smyček a odnášejí dostatečné množství urychlovaných elektronů do koróny. Elektrická pole tak přispívají k urychlování jak elektronů, tak i protonů. Tím se podstatně zvyšuje celková dodávka energie a koróna se ohřívá až na teploty >5 MK.

P. Gaulme aj. zkoumali asteroseismcké oscilace Slunce pomocí družice Kepler v režimu K2 po dobu 49 dnů s rychlou kadencí 1 minuta. Po celou tu dobu však nepozorovali Slunce, ale jasnost planety Neptun, která posloužila jako zrcadlo pro zmíněná měření. V porovnání s jinými měřeními však měla tato měření o řád vyšší šum a dala pro Slunce hmotnost o 14 % a poloměr o 4 % vyšší než jsou současné nejlepší hodnoty. Přesto jde o důležitý výsledek, protože se autorům podařilo pomocí Slunce kalibrovat asteroseismická měření vzdálených hvězd.

J. Y. Zhong aj. napodobili podmínky magnetického přepojování siločar (rekonexi), které je patrně příčinou erupcí na Slunci, v pozemní laboratoři. Použili k tomu výkonných laserů a docílili tak efektivní teploty až 1 GK díky urychlení elektronů na relativistické rychlosti. Pozorované energetické spektrum v pásmu energií ≥ 500 keV se velmi podobalo slunečním erupcím X, při nichž se pozoruje tvrdé rentgenové záření i záření gama. Samotné ztvrdnutí energetického spektra však musí mít ještě další příčinu v podobě rázových vln a turbulence, které vygenerují vysoce energetické elektrony.

N. Raouafi aj. shrnuli poznatky o usměrněných slunečních koronálních výtryscích, které navzdory svému krátkému trvání představují významný zdroj přenosu hmoty a energie do vnější koróny. Přestože energie přenášená výtrysky je menší než energie uvolněná v erupcích a koronálních výtryscích látky (CME), má s těmito úkazy mnoho společného, především výbušnou magneticky řízenou dynamiku. Usměrněné výtrysky propojují také velké komplexní projevy sluneční činnosti s těmi nejdrobnějšími pozorovatelnými krátkodobými jevy, jako jsou sluneční spikule. Podle názoru autorů jsou právě kolimované koronální výtrysky klíčem k pochopení fyzikálních příčin ohřevu koróny a urychlování slunečního větru, takže je potřebí jim věnovat náležitou pozornost.

K. J. Li aj. využili údajů z různých družic a kosmických sond v půlstoletém období od konce listopadu 1963 do konce prosince 2013 ke statistice rozložení rychlostí slunečního větru vůči Slunci. Rychlost slunečního větru dá rozčlenit do tří skupin: pomalý vítr do 450 km/s; rychlý do 725 km/s a extrémně rychlý nad 725 km/s. Vítr v prvních dvou skupinách jeví kolísání v periodě shodné se sluneční rotační periodou. Extrémně rychlý vítr se objevuje až na sestupné větvi slunečního cyklu. Průměrná rychlost slunečního větru dosahuje jen 373 km/s.

S. Patsakouras aj. věnovali pozornost přívalu úkazů kosmického počasi ve dnech 7.-11. 3. 2012, kdy se mj. rozvinula druhá největší geomagnetická bouře 24. cyklu sluneční činnosti. Projevila se zesílením ultrapomalých magnetických vln, úbytkem relativistických elektronů ve Van Allenových radiačních pásech a vstřikováním energetických elektronů do magnetosféry Země. Celá epizoda vyvrcholila dvěma superrychlými (>2 000 km/s) koronálními výrony látky (CME), jímž v ranních hodinách 7. 3. 2012 předcházely dvě erupce třídy X, které vznikly v téže aktivní oblasti (NOAA 11429) necelou hodinu po sobě. Pouze druhý výron však nakonec trefil Zemi. Autoři odhadli, že ve vzdálenosti 13 R_☉ od Slunce činila indukce magnetického pole v CME 1÷16 µT. Načež P. Riley aj. pozorovali 23. 7. 2012 pomocí sondy STEREO A supersonickou (3,3 tis. km/s neboli 28 machů) rázovou vlnu, která prošla výronem asi 20 h po jeho vymrštění z koróny. Jak uvedli N. Gopalswamy aj., výron CME dorazil k Zemi za pouhých 18,5 h, což svědčí o tom že energetické částice nesly energie řádu GeV, přičemž rázová vlna se utvořila ve vzdálenosti 1,5 R_☉ s počátečním zrychlením 1,7 km/s². To jsou vesměs dosud nevídaně vysoké hodnoty.

S. Wedemayer aj. zdůraznili, že pro budoucí výzkum sluneční chromosféry má mimořádný význam pozorování Slunce mikrovlnnou aparaturou ALMA (Atacama Larga Millimeter/submillimeter Array), protože fakticky otevřela nové okno elektromagnetického spektra s rekordní časovou i úhlovou rozlišovací schopností. Vyžaduje to ovšem mnoho programovací práce i simulací, aby se podařilo jedinečného potenciálu observatoře v nadmořské výšce 5 km využít. Na tomto projektu se významně podílejí také čeští astronomové.

L. Kitchatinov aj. se věnovali ošemetnému problému, že cizí hvězdy slunečního typu se vyznačují relativně častými supererupcemi, takže kdyby se něco takového přihodilo Slunci, bude mít Houston problém. Magnetické dynamo v nitru Slunce podléhá vlivům diferenciální rotace a proto neustále osciluje. Kdyby se však stalo, že sluneční dynamo přejde na stabilní režim, zesílí se indukce magnetického pole na povrchu Slunce o více než dva řády, a to by vedlo k supererupci. Počítačové simulace autorů však ukázaly, že ve skutečnosti supererupce na Slunci nehrozí.

Několik týmů se zabývá hledáním slunečních analogů nebo dvojníků. D. Mahdi aj. našli v archivu ešeletového spektrografu ELODIE (1,9m teleskop OHP v jižní Francii), jenž obsahuje 2 800 hvězdných spekter s vysokým rozlišením, analog Slunce v podobě hvězdy HD 138573 (= HIP 0761114) v souhvězdí Hada (7,2 mag; sp. G5 IV-V; vzdálenost 30 pc; +4,8 MAG; 5,76 kK). J. Galarza aj. označili za dvojníka Slunce hvězdu HIP 100963 (Vul; 7,1 mag; G5 V; 28 pc), kterou proměřovali spektrografem HIRES Keckova 10m reflektoru na Mauna Kea. Dostali tak parametry: 5,82 kK; 1,03 M_☉; metalicita [Fe/H] = -0,003; stáří 2,0÷2,4 Gr. Týž tým našel ještě jasnějšího dvojníka HD 45184 (CMa; 6,4 mag; G1.5 V; 5,86 kK; 1,05 M_☉; 22 pc; [Fe/H] = 0,04; stáří 3 Gr) a slabšího dvojníka Inti 1 (5,84 kK; [Fe/H] = 0,07; 1,04 M_☉; stáří 4 Gr). M. Flores aj. ohlásili, že dvojník HD 45184 má cyklus aktivity 5,1 let a rotuje v periodě 20 d. P. Beck aj. objevili sluneční analog v podobě hvězdy KIC 3241581, která je primární složkou těsné dvojhvězdy. Má efektivní teplotu 5,69 kK, ale vyšší zastoupení těžších prvků než Slunce. Rotuje v periodě 26 d, což je nejblíže rotační periodě Slunce. D. Salabert aj. zkoumali magnetickou proměnnost mladého (1 Gr) slunečního analogu KIC 10644253 (=BD+47 2683; 9,3 mag; G0 V; 6,03 kK; 1,13 M_☉; 1,11 R_☉; [Fe/H] = 0,12; rotace 11 d; vzdálenost 100 pc; stáří 1,1 Gr), jenž je ovšem mnohem aktivnější než usedlé Slunce. Jeho cyklus aktivity je navíc podstatně kratší (1,5 r). D. Graczyk aj. našli dalšího dvojníka v sekundární složce zákrytové dvojhvězdy LL Aqr (9,3 mag). Tato dvojhvězda nejeví žádnou fyzikální interakci vyjma gravitace. Sekundární složka je spektrální třídy G3 V; hmotnost 1,03 M_☉; poloměr 1,00 R_☉; [Fe/H] = 0,02; vzdálenost 125 pc; stáří 2,3 ÷2,7 Gr. Všichni zmínění dvojnící však mají zřejmě proti Slunci nějaké odchylky, především jsou mladší, ale i některé další parametry jsou významně odchylné.

M. Lund aj. využili programu K2 družice Kepler v období 22.4.‒ 2.7. 2016 k hledání gravitačních mikročoček, protože tehdy byla Země vůči družici v nejpříznivější poloze pro jejich odhalování ve výduti Galaxie, kde je nejvyšší plošná hustota hvězd. Během zmíněného období se na úhlové ploše 3,7 čtv. stupňů podařilo změřit paralaxy pro >170 mikročoček. Některé takto objevené objekty jsou zřejmě planety, obíhající kolem mateřských hvězd; vzácně se v souboru vyskytly i samostatné planety ‒ nomádi. Z paralax se pak daly spočítat vzdálenosti a hmotnosti čočkujících hvězd a jejich průvodců. Mezi nimi převažovaly hvězdy slunečního typu. Tento úspěch jel vodítkem pro plánovaný kosmický teleskop WFIRST (Wide Field InfraRed Space Telescope).

2. Hvězdný vesmír

2.1. Exoplanety

18. ledna 2016 byla odstartována pozorovací kampaň Evropské jižní observatoře (ESO) Pale Red Dot, tedy „bleděčervená tečka“, jejímž cílem je nalezení planety obíhající kolem nejbližší hvězdy po Slunci, Proximy Centauri. Názvem kampaň odkazuje k slavné fotografii Země z Voyageru 1 a snahou byla detekce planety metodou radiálních rychlostí. Hlavním přístrojem byl spektroskop HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) na 3,6m teleskopu ESO na Cerro Paranal, ale do kampaně byly zapojeny i další přístroje po celém světě. V únoru 2016 Proxima Cen přešla přes jasnější hvězdu v pozadí, což pozoroval Hubbleův kosmický teleskop (HST) ve snaze zaznamenat mikročočkování, tj. slabé zesílení světla hvězdy v pozadí v důsledku zakřivení v gravitačním poli planety. Na hvězdu se dále zaměřila kanadská družice MOST (Microvariability and Oscillations of STars).

Soustředěné úsilí bylo korunováno úspěchem. G. Anglada-Escudé aj. oznámili objev planety Proxima b, která má minimální hmotnost 1,3 M_Z a kolem mateřské hvězdy oběhne jednou za přibližně 11,2 d po dráze s velkou poloosou 0,05 au. Amplituda radiální rychlosti hvězdy dosahuje pouze 1,38 m/s, což na vzdálenost 1,295 pc představuje neuvěřitelnou přesnost měření. Vzhledem k tomu, že Proxima je červený trpaslík spektrálního typu M5.5 s povrchovou teplotou zhruba 3 050 K, hmotností 0,12 M_⊙, poloměrem 0,14 R_⊙ a svítivostí 0,15 L_⊙, nachází se planeta b v její ekosféře. Hvězda je však aktivní a v rentgenové oblasti dosahuje její zářivý výkon stejných hodnot jako Slunce.

Všechny získané parametry byly získány jen na základě měření radiálních rychlostí Proximy. Přechody planety přes kotouček hvězdy se nepodařilo zjistit, situaci komplikuje sama Proxima svou aktivitou. J.  Davenport aj. publikovali měření zmiňované družice MOST, která ukazují, že hvězda během necelých 38 dnů pozorování prodělala 66 vzplanutí s energiemi v rozmezí 10²⁹÷10³¹ erg. Porovnáním s hvězdnými modely autoři odvozují, že nízkoenergetických vzplanutí s energií ≤ 10²⁸  erg hvězda prodělá 63/den, zatímco vzplanutí s naopak vysokou energií 10³³ erg prodělá zhruba 8/rok. Nízkoenergetická vzplanutí komplikují hledání zákrytů, zatímco vysokoenergetická vzplanutí mají předpokládaný neblahý vliv na atmosféru planety.

C. Garraffová, J. J. Drake a O. Cohen vytvořili model hvězdného větru a magnetického pole v okolí Proximy na základě pozorovaných spektrálních čar, které odpovídají magnetické indukci přibližně 30 mT na povrchu hvězdy. Model počasí v okolí planety b ukazuje, že tlak hvězdného větru může být až 2000× větší než tlak slunečního větru na Zemi, navíc se tento tlak mění až o několik řádů v průběhu jediného dne. Vzdálenost planetární magnetopauzy od povrchu planety se kvůli tomu může stejnou rychlostí měnit až 5×, což bude mít patrně velký vliv na odnos vrchních vrstev atmosféry planety, pokud existuje; stejně tak není jisté, že planeta vůbec má významnější vlastní magnetické pole.

Přes všechny tyto nepříznivé okolnosti by Proxima b mohla být obyvatelná. I. Ribas aj. zveřejnili výsledky svých simulací vývoje planetární dráhy. Autoři předpokládají, že celkové ozáření planety od hvězdy dosahuje ve srovnání se Zemí vysokých hodnot, zejména v ultrafialové (UV) a rentgenové oblasti spektra. Stejně tak předpokládají, že současná rotační osa planety je kolmá k rovině oběhu a planeta má vázanou rotaci. Ze simulací překvapivě vychází, že planeta se v mnoha případech dostane dovnitř ekosféry Proximy během 100÷200 Mr a přijde při tom z atmosféry o množství vody srovnatelné se všemi pozemskými oceány. To není málo, ale pokud by původní množství vodíku a kyslíku na planetě bylo vyšší než na terestrických planetách, stále jí na místě může být dostatek; právě odhad poměru vody na protoplanetě v simulacích představuje největší nejistotu.

B. Brugger aj. publikovali model pravděpodobné vnitřní struktury a velikosti Proximy b. Protože není známo složení planety, autoři předpokládají, že jde o kamennou planetu s možnou příměsí vody. Pro modely s různým poměrem vody a hustších hornin vychází velikost planety v rozmezí 0,94÷1,46 R_Z.

L. Kreidbergová a A. Loeb modelovali potenciální detekci přítomnosti atmosféry kolem Proximy b v mikrovlnném pásmu 5÷12 µm, což je jedna ze spektrálních oblastí, v níž bude pozorovat Webbův kosmický teleskop (JWST). Autoři modelovali planetu zcela bez atmosféry a planetu s přenosem 35 % tepla z denní na noční stranu a ukázalo se, že JWST bude bezpečně schopen tyto dvě situace odlišit. Autoři navíc vytvořili model atmosféry zemského typu, která by měla být snadno detekovatelné díky přítomnosti absorpčních pásů ozónu na vlnové délce 9,8 µm.

Proxima Cen je vzdálenou složkou trojhvězdy, jejíž centrální dvojici tvoří α Cen A a B. U složky B byla taktéž r. 2012 nalezena planeta s oběžnou dobou 3,24 d a hmotností minimálně 1,13 M_Z. Planetu se následně nepodařilo potvrdit žádným nezávislým měřením. V. Rajpaul, S. Aigrain a S. Roberts zveřejnili analýzu veřejně dostupných dat, na základě nichž byl objev planety oznámen – a ukázali, že jde velmi pravděpodobně o falešný poplach. Oběžná doba planety je podle všeho pouze artefakt výpočetních algoritmů, vyvolaný kombinací vzorkování pořízených dat a délkou pozorovacího období.

R. Worth a S. Sigurdsson modelovali vývoj celé trojhvězdy α Cen jako problém tří těles s ohledem na možnost tvorby planet kolem jednotlivých složek. Proxima se pravděpodobně po svém vzniku nacházela na mnohem bližší dráze kolem centrální dvojhvězdy a teprve později byla vymrštěna na současnou vzdálenou dráhu. Dokud byla blízko, měla na tvorbu protoplanetárních disků kolem obou složek podstatný vliv; přesto podle většiny simulací i v takových discích může vzniknout několik málo planet ve vzdálenostech ≤ 2 au. Stejně tak nedokáže blízká dráha zabránit vzniku planet kolem samotné Proximy. Podle autorů je tedy pravděpodobné, že se kolem všech tří složek nacházejí planety. Prokázání jejich nepřítomnosti bude naopak známkou, že celá trojhvězda prošla v minulosti bouřlivých vývojem, při němž byly planety vymeteny do prostoru.

Málo hmotné objekty hvězdného typu s povrchovou teplotou nižší než 2 700 K jsou někdy označovány jako velmi chladní trpaslíci. Patří mezi ně hnědí trpaslíci a také velmi málo hmotné hvězdy a zajímavé jsou především proto, že v okolí Slunce tvoří přibližně 15 % všech hvězd. Teorie formování protoplanetárních systémů a planet předpovídají, že kolem takových objektů by měly existovat zatím neobjevené planety terestrického typu. M. Gillon aj. oznámili objev tří takových planet kolem hvězdy 2MASS J23062928−0502285, vzdálené od Země asi 12 pc. Hvězda má poloměr přibližně 0,11 R_⊙, hmotnost 0,08 M_⊙ a svítivost jen 0,05 L_⊙. Planety objevil 60cm dalekohled přehlídky TRAPPIST (TRansiting Planets and PlanestIsimals Small Telescope), podle níž hvězda a její planetární soustava dostala populární název TRAPPIST-1. Oběžná doba vnitřních dvou planet je 1,5 d, resp. 2,4 d a obě se nacházejí blízko vnitřní hranice ekosféry, velmi pravděpodobně s vázanou rotací – planeta b dostává ve srovnání se Zemí čtyřnásobné množství osvitu, planeta c zhruba dvojnásobné. V systému se vyskytuje ještě jedna planeta, jejíž oběžnou dobu zatím nebylo možné určit přesně, může být kdekoli mezi 4,5 a 73 d, pravděpodobně však uvnitř ekosféry své hvězdy.

Systém TRAPPIST-1 do budoucna představuje slibnou možnost přímé spektroskopie planetárních atmosfér. J. de Wit aj. pořídili transmisní spektrum planet b a c při společném přechodu přes kotouček hvězdy 4. května 2016. Spektrum získané kamerou WFC3 na palubě HST nemá zatím dostatečné rozlišení k určení jednotlivých spektrálních čar v transmisním spektru. Na základě jeho celkového tvaru v pásmu 1,15÷1,7 µm je pouze možné vyloučit, které typy atmosfér vnitřní planety s jistotou nemají. Autoři uvádějí, že atmosféry zcela jistě nejsou bezmračného vodíkového typu, ale pro hustší modely atmosfér jsou možné jak atmosféry s vodní párou, tak atmosféry typu Venuše se silnými mraky.

A. Tsiaras, M. Rocchetto a I. P. Waldmann oznámili objev atmosféry kolem planety 55 Cnc e. Opět pomocí kamery WFC3 na palubě HST pozorovali pokles jasnosti hvězdy při přechodu planety před ní a z analýzy hloubky tranzitu v různých vlnových délkách odvodili přítomnost atmosféry kolem planety. Atmosféra vykazuje absorpční čáry vodíku a hélia a kyanovodíku (HCN). Autoři uvádějí, že všechny detekované látky jsou určeny pouze zpětným modelováním spekter tak, aby odpovídala pozorovaným datům. Teprve další spektroskopie zejména v infračervené (IR) oblasti umožní potvrdit kyanovodík v atmosféře. Pokud se tam skutečně nachází, má to zajímavé důsledky pro planetární chemismus, zejména to znamená, že celá planeta musí být nadprůměrně bohatá na uhlík. Při úplné absenci vodních par, která je prokazatelná už z prvotních dat, to v kombinaci s parametry celé planety – hmotnost 8,08 M_Z, poloměr 1,91 R_Z – prozrazuje uvnitř planety přítomnost krystalického uhlíku.

B.-O. Demory aj. pořídili v létě 2013 pomocí Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) více než 75 h pozorovacích dat v průběhu necelého měsíce. Tato data pečlivě zpracovali a vytvořili teplotní mapu planety e. Planeta má vázanou rotaci, což má výrazné důsledky pro teplotu na povrchu, zejména ve spojení s faktem, že mateřskou hvězdu oběhne jednou za necelých 18 h ve vzdálenosti pouhých 0,015 au. Nejteplejší místo na povrchu se překvapivě nenachází přímo na spojnici mezi centrem planety a hvězdou, ale o (41 ± 12)° východněji a nejvyšší teplota dosahuje hodnoty (2 700 ± 270) K. Teplota na noční straně planety je výrazně nižší, „jen“ (1 380 ± 400) K. Přenos tepla mezi osvětlenou a neosvětlenou stranou je tedy značně neefektivní. Podle autorů se buď jedná o částečně neprůhlednou atmosféru, jejíž cirkulace je omezená na denní polokouli, nebo zcela chybějící atmosféru, jejíž efekt simuluje tekoucí láva přímo na povrchu planety.

M. Booth aj. oznámili objev pásu malých těles kolem hvězdy HR 8799 pomocí mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array), který je analogií Edgeworthova-Kuiperova pásu ve Sluneční soustavě. HR 8799 je několik desítek Mr stará hvězda s hmotností zhruba 1,5 M_⊙, která se nachází ve vzdálenosti přibližně 39,5 pc v souhvězdí Pegasa. Zatím je první hvězdou, u které se podařilo přímo zobrazit více než jednu planetu (b až e, ve všech případech jde o obry). Pás malých těles se rozkládá ve vzdálenosti 145÷429 au od hvězdy a na vnitřní straně je ostře ohraničen, což je silný nepřímý důkaz, že mezi ním a známými čtyřmi planetami se nachází ještě pátá planeta v systému.

Q.  Konopacky aj. pořídili podrobná astrometrická data hvězdy HR 8799 kamerou NIRC2 na druhém 10m Keckově dalekohledu mezi roku 2009 a 2014. Z analýzy vlastních pohybů je možné přímo odvodit parametry drah planet b a e, pro zbylé planety je možné parametry pouze odhadovat na základě pravděpodobnosti. Všechny dráhy jsou patrně ve vzájemné rezonanci 1:2:4:8 a jsou koplanární nebo pouze minimálně skloněné vůči sobě.

Kromě vnějšího pásu malých těles se kolem HR 8799 nachází také vnitřní pás, podobný hlavnímu pásu planetek ve Sluneční soustavě. B. Contro aj. modelovali tento vnitřní disk a podle jejich výsledků začíná na 6 au a končí na 8 au od hvězdy s oběma okraji ostrými. Není souvislý, ale nacházejí se v něm prázdná místa, z nichž nejvýraznější je vytvořené čtvrtou planetou e v dráhové rezonanci 4:1. Vzájemná rychlost těles ve vnitřním pásu je kolem 1,2 km/s, což je dostatečné, aby se tělíska srážela a tvořila konstantní zdroj prachu, jehož tepelné záření pozoruje observatoř ALMA.

D. Apai aj. na HR 8799 v rámci ověřovacího provozu zaměřili spektrograf SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) na observatoři VLT (Very Large Telescope) a v prosinci 2014 pořídili krátkou sérii fotometrických měření všech čtyř planet. Autoři ukázali, že při využití sofistikovaných algoritmů pro zpracování dat je možné už se současnými přístroji získat dostatečně přesná data pro měření změn jasnosti planet mezi sebou. To umožní přímo měřit rotační doby planet, zjišťovat variace odrazivosti povrchu např. v důsledku změn oblačnosti apod. Přímo napozorovaná data zatím neumožnila odvodit konkrétní hodnoty, protože se vlivem počasí nepodařilo získat dostatečně dlouhou časovou řadu. A. Zurlo aj. použili stejné přístroje a pořídili spektra všech čtyř planet v červené a blízké IR oblasti. Jejich měření pomohla upřesnit dráhy planet a stanovit limit hmotnosti pro případnou planetu f na 3÷7 M_J. Podle autorů jsou planety d a e v dráhové rezonanci 2:1 nebo 3:2. M. Bonnefoy aj. získaná spektra použili k porovnání s modely atmosfér planet. Zatímco pro planety d a e se podařilo pozorovaná spektra přiřadit k modelům prašných atmosfér, pro planety b a c žádný model nevyhovuje. Podle autorů jsou zřejmě planety méně hmotné a zakryté prachovými částicemi, proto modely selhávají.

Exoplanet v trojhvězdných systémech je zatím známo velmi málo. K. Wagner aj. oznámili přímé pozorování planety b kolem primární složky trojhvězdy HD 131399, která má zářivý výkon asi 10 L_⊙. Planeta má pravděpodobnou velkou poloosu dráhy 82 au a numerickou excentricitu (0,35 ± 0,25) a hmotnost (4 ± 1) M_J a povrchovou teplotu (850 ± 50) K. Zbylé dvě složky tvoří těsnou dvojhvězdu, která kolem primární složky obíhají po dráze s velkou poloosou (349 ± 28) au a excentricitou (0,13 ± 0,05). Dráha planety je pravděpodobně stabilní (aby to bylo jisté, jsou nutná další astrometrická data), ale zatím není jasné, jak se mohla planeta na takové dráze zformovat. Pravděpodobně vznikla někde jinde a na současnou dráhu se dostala teprve časem; jedna pravděpodobná varianta je, že planet bylo původně více a interakce mezi nimi planetu b odsunuly, druhou pravděpodobnou možnost představuje scénář, ve kterém se planeta zformovala u těsné dvojhvězdy a primární složka trojhvězdy ji postupnými poruchami dráhy vymrštila do současné pozice.

C. Obermeier aj. objevili pomocí dat mise K2 kosmické sondy Kepler planetu u jedné z hvězd otevřené hvězdokupy Jesličky (M44, Praesepe). Hvězda K2-95 je červený trpaslík s povrchovou teplotou (3471 ± 124) K a planeta kolem ní obíhající má poloměr nejméně 3,47 R_Z a oběžnou dobu 10,13 d. Planeta má hmotnost přibližně jako Neptun, což je u červeného trpaslíka překvapivé. Planet v otevřených hvězdokupách bylo zatím nalezeno poměrně málo, což naznačuje, že v hvězdokupách vznik planet probíhá poněkud jinak než u samostatných hvězd.

T. Boyajianová aj. zveřejnili výsledky dlouhodobého sledování hvězdy KIC 8462852 sondou Kepler. Hvězda je typická zástupkyně spektrální třídy F3V, která nemá žádného blízkého průvodce. V průběhu několika let hvězda prodělala několik poklesů jasnosti přibližně o 20 %, v délce 5÷80 d. Přestože autoři podrobili hvězdu dalším fotometrickým i spektroskopickým měřením, měření s vysokým rozlišením a následnému složitému zpracování dat, nepodařilo se jim najít prokazatelné vysvětlení pozorovaných poklesů jasnosti. Je jisté, že nejde o chyby měření, zároveň však žádný navržený mechanismus nevystihuje pozorovaná data dokonale; nejbližší je vysvětlení v podobě neuspořádaného oblaku kometárního a planetesimálního materiálu, který vznikl rozbitím původního tělesa s hmotností nejméně 10^-6 M_Z a průměrem alespoň 100 km.

Případ získal velkou publicitu zejména díky jednomu z možných vysvětlení, kterým je aktivita inteligentního života; hvězda získala přezdívku „Tabbyina hvězda“ a bulvární tisk přinesl „jisté“ informace o  zelených pidimužících, kteří kolem hvězdy stavějí elektrárnu. Skutečně jisté je, že příčina zatím není známá a aktivitu mimozemského života nelze vyloučit. Zároveň se na hvězdu zaměřila velká pozornost ostatních astrofyziků, díky čemuž bylo možné některé hypotézy vyvrátit. M. Hippke aj. provedli analýzu archivních fotometrických dat harvardských fotografických desek z let 1889–1990, pomocí nichž prokázali, že navržený setrvalý pokles jasnosti KIC 8462852 (0,16 mag/století) je ve skutečnosti v rámci statistické chyby, dané dlouhodobou nestabilitou fotocitlivé vrstvy na deskách. V. Makarov a A. Goldin provedli nezávislou analýzu dat Kepleru, která potvrdila astrofyzikální povahu poklesu jasnosti, a navrhli jako jeho zdroj zákryt oblakem mezihvězdného materiálu, který přechází nejen před Tabbyinou hvězdou, ale i před dalšími objekty v její úhlové blízkosti. Této hypotéze nahrává skutečnost, že nedaleko KIC 8462852 se nachází mlhovina Simeiz 57, což je pozůstatek po výbuchu supernovy. B. Montet a J. Simon analyzovali tuto možnost a ukázali, že různý pokles jasnosti v různých spektrálních oborech vylučuje možnost prostého zákrytu prachoplynným oblakem. Podle autorů je možné pozorované chování vysvětlit kombinací zákrytu mezihvězdným materiálem a pozůstatky po srážce planet nebo velkého množství komet v planetární soustavě okolo hvězdy KIC 8462852. G. Harp aj. publikovali zprávu o pozorování Tabbyiny hvězdy radioobservatoří ATA (Allen Telescope Array), která nezaznamenala v pásmu 1÷10 GHz žádné signály, svědčící o přítomnosti inteligentního života.

C. del Burgo a C. A. Prieto pomocí nových i archivních dat z HST určili parametry obří planety kolem hvězdy HD 209458. Hvězda má poloměr (1,2 ± 0,05) R_⊙ a povrchovou teplotu (6 071 ± 20) K, planeta b má poloměr (1,41 ± 0,06) R_J. Tutéž planetu analyzovali Ch. Hellingová aj. – modelovali její atmosféru s ohledem na předpokládané složení neprůhledných oblaků. Z jejich modelu vychází veliká pravděpodobnost přítomnosti minerálních částic vysoko v atmosféře, pravděpodobný výskyt uhlovodíkových molekul a jen malé zastoupení vody.

K. Y. L. Suová aj. zaměřili přístroje observatoře ALMA na Fomalhaut, nejjasnější hvězdu Jižní ryby. Kolem ní obíhá planeta Dagon, která má značně eliptickou dráhu s velkou poloosou 177 au a oběžnou dobou přibližně 1 700 r. Uvnitř dráhy této planety se nachází disk prachu, plynu a malých těles. Autoři zkoumali soustavu v pásmu 345 GHz (vlnová délka 1,87 mm) a ve vnitřní oblasti o poloměru 15 au nenalezli známky žádného jiného tělesa než samotné hvězdy. Disk je ve vnitřních partiích tvořen planetesimálami, z nichž se vlivem záření a hvězdného větru odpařují prachové částice a molekuly plynu, které unikají do vnějších částí disku. Vnitřní hranice ekosféry se nachází přibližně 8 au od hvězdy, která má hmotnost přibližně 1,9 M_⊙ a záařivý výkon 16,6 L_⊙. L. Gauchet aj. se zaměřili na Fomalhaut(a na sedm dalších jasných hvězd, mj. i na β Pictoris nebo výše zmiňovanou HD 8799) přístroj NAOS–CONICA u dalekohledu VLTESO. Použili techniku řídké clony, která v podstatě ze vstupní pupily teleskopu vytvoří interferometr a umožní měřící aparatuře pracovat na hranici difrakčního limitu dalekohledu. Cílem autorů bylo techniku vyzkoušet a ověřit, zda je možné ji použít k detekci blízkých těles, přezářených světlem mateřské hvězdy nebo primární složky. U všech osmi byla snaha nalézt blízkého průvodce neúspěšná, autoři však pro všechny hvězdy stanovili horní mez hmotnosti a vzdálenosti průvodce – kolem Fomalhautu nemůže obíhat průvodce ve vzdálenosti 1÷2 au s hmotností ≥ 61,1 M_J (kolem zmiňované HD 8799 namůže být takový průvodce ve vzdálenosti 4÷8 au s hmotností ≥ 10,7 M_J). H. Beust aj. modelovali dráhu planety Dagon s ohledem na možnost, že ve skutečnosti k Fomalhautu není vázaná, a jen prolétá kolem, a dále s možností skrytého vnitřního průvodce v dráhové rezonanci. Podle autorů se zde neuplatňuje ani jeden hraniční případ, který může zmást algoritmy výpočtu dráhy, a pozorovaná výrazně eliptická dráha planety je skutečná.

Hvězda β Pictoris prodělala r. 1981 výrazný pokles jasnosti, pravděpodobně v důsledku přechodu planety přes kotouček hvězdy. R. 2003 byla existence planety a později přímo zobrazena ve vzdálenosti 6÷9 au od hvězdy. A. Lecavelier des Etangs a A. Vidal-Madjar publikovali své výpočty dráhy planety β Pic b, která by vyhověla všem dosavadním pozorováním. Autoři nalezli dvě možná řešení: buď má planeta s hmotností 10÷12 M_J oběžnou dobu (17,97 ± 0,08) r a excentricitu 0,12, nebo je oběžná doba (36,38 ± 0,13) r a excentricita dráhy je 0,32. Autoři vyzvali k průběžnému pozorování, detekce dalšího přechodu může rozhodnout, která dráha je správná.

A. Brandeker aj. publikovali výsledky IČ měření blízkého okolí β Pic, v němž se nachází disk tvořený plynem, prachem a malými tělesy. Z předchozích pozorování je známo, že plyn vykazuje vysoce nadprůměrné množství uhlíku; poměr zastoupení uhlíku vůči kyslíku je ≥ 20× vyšší než je průměrná hodnota v okolí všech hvězd. Autoři použili data ze sondy Herschel a dřívější data potvrdili. V disku se nachází zhuštěnina molekul plynu CO, jejíž původ je nejasný, ale její stáří je maximálně několik Mr. Celková hmotnost disku je jen několik zlomků M_Z a jeho průměrná hustota je příliš nízká na to, aby se v něm ještě zformovaly další planety. Naopak v něm pravděpodobně probíhá opačný proces, tj. planetesimály se vzájemnými srážkami rozbíjejí na menší a menší tělesa, z nichž záření a hvězdný vítr odpařuje molekuly plynů a vymetá je z disku pryč.

Tým NASA pro sondu Kepler oznámil potvrzení dalších 1 284 exoplanet díky nové statistické metodě, která umožňuje paralelní zpracování mnoha kandidátů naráz. Téměř 550 těchto potvrzených planet je pravděpodobně kamenných, z toho devět je jich v ekosférách. Celkem již tedy máme potvrzených 2 336 exoplanet, z nichž 21 s poloměrem ≤ 2 R_Z se nachází v ekosféře své mateřské hvězdy. T. Morton aj., autoři zmíněné statistické metody, dále publikovali 428 falešných detekcí, zpřesněný soubor parametrů mateřských hvězd všech planetárních systémů a statistiku fyzických parametrů nalezených planet. Družice Kepler je citlivější na planety s poloměry v řádu jednotek R_Z a oběžnými dobami v desítkách dnů; a celkem 3 168 kandidátů z 7 056 bylo vyřazeno jako falešné detekce, většina z nich mezi obry – to je trochu překvapení, zatím se falešných detekcí předpokládala přibližně pětina.

Podobný poměr falešných detekcí potvrdili A. Santerne aj., kteří se v souboru kandidátů ze sondy Kepler zaměřili na obří planety s oběžnou dobou ≤ 400 d. 129 kandidátů šest let prověřovali pomocí spektrografu SOPHIE na 1,93m teleskopu Observatoire de Haute-Provence a jen 45 se prokázalo jako skutečné planety, ostatní jsou buď hnědí trpaslíci (3) nebo vícenásobné hvězdné systémy (63, z nich 48 zákrytové dvojhvězdy). Po vyloučení falešných detekcí se podle autorů objeví dvě výrazné skupiny: horcí jupiteři s periodami do několika dní a mírní obři jako ve Sluneční soustavě; jen několik obřích exoplanet se nachází mezi těmito dvěma skupinami. Autoři dále upozornili na korelaci mezi hustotou obřích planet a zvýšeným zastoupením železa v mateřské hvězdě, jejíž původ není jasný.

I. Crossfield aj. oznámili potvrzení 104 ze 197 kandidátů, nalezených sondou Kepler v rámci mise K2; 57 z nich se nachází ve vícečetné planetární soustavě, 37 z nich má poloměr ≤ 2 R_Z a pět jich dostává stejné oslunění jako Země. Autoři odhadují, že během plánované čtyřleté mise K2 dokáže Kepler objevit asi 500–1 000 exoplanet. Zároveň i soubor dat z K2 potvrzuje, že počet falešných detekcí klesá s poloměrem exoplanety a zkracující se oběžnou dobou; pro kandidáty s poloměrem ≥ 8 R_Z a/nebo oběžnou dobou ≤ 3 d je pravděpodobnost falešné detekce ≥ 30 %. E. Adamsová aj. analyzovali dostupná data mise K2 pro velmi krátkoperiodické planety s oběžnou dobou ≤ 1 d. Nalezli jich celkem 19 s poloměry v rozsahu 0,7÷16 R_Z a oběžnými dobami 4,2÷23,5 h. Dalších pět kandidátů se nachází v zakázané oblasti s poloměry 3÷11 R_Z a oběžnou dobou ≤ 1,5 d, kde podle teoretických modelů nemohou dlouhodobě vydržet – čeká je buď vymrštění pryč od hvězdy, nebo slapové roztrhání. Autoři také nalezli 91 nových zákrytových dvojhvězd a celkem objevili méně krátkoperiodických planet, než by odpovídalo průměru z původní mise Kepler; zda jde o přístrojový efekt nebo astrofyzikální odlišnost rozdílných oblastí oblohy, zatím není jasné.

J. Twicken aj. zveřejnili finální zpracování dat primární mise sondy Kepler. Data zahrnují 17 čtvrtletí měření 198 709 hvězd (z nich 112 046 po celou dobu trvání mise), v nichž se nachází 17 320 objektů s alespoň jedním pozorovaným tranzitujícím tělesem, které vyhovuje stanoveným podmínkám jako periodicita, alespoň tři pozorované poklesy jasnosti a odstup signálu od šumu. Po odečtení signálu těchto přechodů byly světelné křivky podrobeny dalším analýzám, při nichž bylo nalezeno dalších 16 802 signálů. Autoři upozorňují, že takto získaná data obsahují vyšší počet falešných detekcí, což je vyváženo úplností souboru dat. S. Kane aj. publikovali z finálních dat sondy Kepler katalog planet, nacházejících se v ekosférách svých hvězd. V optimistické variantě vnitřní hranice ekosféry jich je celkem 104, ve skeptické variantě (tj. vnitřní hranice ekosféry se nachází ve větší vzdálenosti od mateřské hvězdy) jich je 20, ve všech případech s poloměrem ≤ 2 R_Z. Pro všechny planety autoři provedli simulace vývoje planetárního systému, z nichž vyplynulo, že všechny systémy jsou dlouhodobě stabilní.

Y. Alibert a W. Benz modelovali vznik planet v protoplanetárních discích kolem velmi málo hmotných hvězd, které tvoří ve vesmíru nejpočetnější skupinu. Z jejich podrobných simulací vývoje disků vyplývá, že i na velmi blízkých a krátkoperiodických drahách kolem trpasličích hvězd vznikají planety postupným nabalováním látky. Takové planety mají v 90 % alespoň 10 % hmotnosti v podobě vody a poloměry v rozmezí 0,5÷1,5 R_Z. Podle autorů má na podobu planet největší vliv složení protoplanetárního disku; vlastnosti mateřské hvězdy teprve druhotně ovlivňují konečnou podobu planetární soustavy.

V protoplanetárních discích se dosud podařilo pozorovat některé základní struktury; zatím jsme však nenašli takový, v němž by bylo možné pozorovat přímo vznikající zárodky budoucích planet. L. Pérezová aj. pomocí observatoře ALMA pozorovali protoplanetární disk kolem mladé hvězdy Elias 2–27 a nalezli v něm dvě spirální ramena, která jsou patrná od vnějších částí disku směrem dovnitř až do jeho střední části. Podle autorů jde o první přímé pozorování spirálních hustotních vln, které se začnou gravitačně hroutit do zárodků budoucích planet. Celý disk má hmotnost zhruba čtvrtiny hmotnosti mateřské hvězdy, což podle mnoha počítačových simulací nestačí, aby se z hustotních vln přímo vytvořily planety, zároveň je ovšem možné, že tato právě taková spirální ramena představují způsob, jakým se z rotující protoplanetární soustavy odnáší přebytečný moment hybnosti, jehož přenos je jednou z dosud nevyřešených záhad vzniku planetárních systémů.

2.2. Hnědí trpaslíci

Hnědí trpaslíci jsou objekty příliš hmotné, aby bylo možné je označit jako planety, a zároveň příliš málo hmotné, aby v nich probíhaly termonukleární reakce jako v řádných hvězdách. G. Bihain a R.-D. Scholz provedli důkladnou analýzu rozložení známých hnědých trpaslíků do vzdálenosti ≤ 6,5 pc na obloze a zjistili, že – pozorováno v galaktických souřadnicích – je polovina oblohy téměř prázdná. Přesněji vzato ve směru, kam Slunce v Galaxii letí, je hnědých trpaslíků 5× méně než ve směru, odkud Slunce letí. To buď znamená, že existuje nějaký fyzikální důvod, proč nejsou směry rovnocenné, nebo je zastoupení hnědých trpaslíků všude stejné, ale naše pozorovací metody trpí nějakou směrovou slepotou, kterou zatím neumíme vysvětlit. V obou případech jsou nutná další pozorování, aby bylo možné rozhodnout, zda se nacházíme v galaktické anomálii, či zda jde o systematickou chybu našich přístrojů.

K. Luhman a T. Esplin publikovali výsledky měření rozložení vyzářené energie hnědého trpaslíka WISE 0855–0714, který je ve vzdálenosti 2,2 pc čtvrtý nejbližší ke Slunci. Pomocí spektrálních dat z observatoře Gemini North na Mauna Kea autoři potvrdili, že teplota atmosféry dosahuje hodnot jen 250 K; jde tedy o nejchladnější těleso svého druhu, jež známe. Stejný objekt zkoumali také A. Skemer aj., kteří objevili spektrální čáry vodních par a z kombinace měření z 8,1m teleskopu Gemini, VLT, HST a IČ spekter ze SST zjistili, že v atmosféře se nacházejí oblaka; atmosféra tohoto hnědého trpaslíka tak spíš připomíná Jupiter než skutečnou hvězdu, ačkoliv podle všeho není tak turbulentní.

J.  Hernández Santisteban aj. publikovali výsledky spektrálních analýz hnědého trpaslíka, který tvoří sekundární složku těsné dvojhvězdy J1433. Primární složkou systému je bílý trpaslík s povrchovou teplotou asi 13 000 K a obě složky kolem sebe oběhnou každých 78 min. Hnědý trpaslík vyplňuje celý svůj Rocheův lalok a jeho povrchová teplota je přibližně 2 400 K. Autoři z IČ spekter zjistili, že průměrná teplota polokoule hnědého trpaslíka, přivrácené k bílému trpaslíkovi, je trvale asi o 57 K vyšší než průměrná teplota odvrácené polokoule; nejvyšší nalezený rozdíl teplot je 200 K. Systém je pozoruhodný tím, že hnědý trpaslík od primární složky dostává přibližně stejné množství energie, jaké se uvolňuje z jeho nitra gravitačním smršťováním. Modelování jeho atmosféry proto může hodně napovědět o systémech tzv. horkých jupiterů, které v těsné blízkosti své mateřské hvězdy přijímají o několik řádů vyšší množství energie. Autoři dále upozorňují, že hnědý trpaslík vznikl postupnou ztrátou obálky přetokem na hmotnější primární složku, z původní hvězdy se tedy stala „podhvězda“.

J. Stone aj. objevili průvodce dvojhvězdy VHS 1256–1257, tvořené dvěma hnědými trpaslíky s hmotností 64,6 M_J. Není přesně jasné, jak je od nás systém vzdálen – paralaktické měření vzdálenosti udává hodnotu (12,7 ± 1) pc, zatímco hodnota ze spektrofotometrie vychází na (17,2 ± 2,6) pc. Pokud platí nižší hodnota, pak jsou obě složky dvojhvězdy nejméně svítiví známí zástupci spektrálního typu M7,5–M8 a hmotnost třetího průvodce je 11,2 M_J; oběžná perioda dvojhvězdy pak musí být přibližně 5,87 r. Pokud je správná větší hodnota, mají složky dvojhvězdy hmotnost 73 M_J, oběžná doba se prodlouží na 8,7 r a hmotnost průvodce vzroste až na 35 M_J. V tomto případě je potom také trojhvězda členem hvězdné asociace AB Dor. Systém je teprve třetí známou soustavou tvořenou pouze hnědými trpaslíky.

M. Wolf aj. zkoumali tři krátkoperiodické zákrytové dvojhvězdy s nízkou hmotností a zjistili, že ve všech třech případech přesná měření relativistických efektů ukazují na přítomnost třetí složky v systému. Zatímco oběžná doba zákrytových dvojhvězd se pohybuje v rozsahu 0,37÷0,56 d, oběžná doba třetích průvodců vychází na 1÷7 r. Hmotnosti těchto průvodců jsou podle všeho 0,08÷0,1 M_⊙. Publikovaná práce je výsledkem spolupráce profesionálních a amatérských astronomů ze Sekce proměnných hvězd a exoplanet ČAS.

T. Karalidiová aj. analyzovali data HST z pozorování dvojice hnědých trpaslíků Luhman 16AB pomocí algoritmů založených na Markovových řetězcích. Simulace nejvyšší vrstvy oblačnosti obou složek ukázaly, že přibližně 19–38,5 % viditelného povrchu pokrývají jasnější oblaka, jejichž teplota dosahuje hodnot až o 200 K vyšších než pozadí, na jedné složce je dokonce patrná skvrna o přibližně 51 K chladnější než okolí. Nejistota ve velikosti skvrn je způsobena neznalostí rotační periody obou složek a také časovými změnami ve spektrech v rozdílných dobách pozorování. Autoři dále upozornili na přítomnost zatím nevysvětlených prvků spektra složky B, které se objevují vždy jednou za několik stovek otoček a mezitím nejsou patrné.

Q. Konopacky aj. objevili pomocí kamery Gemini Planet Imager hnědého trpaslíka v akrečním disku u hvězdy HR 2562 v projektované vzdálenosti (20,3 ± 0,3) au. Autoři odhadují spektrální třídu pozorovaného souputníka na L7±3 a jeho jasnost vychází na 0,0098 L_⊙, což při předpokládaném stáří 300–900 Mr poskytuje odhad hmotnosti (30 ± 15) M_J. Rovina oběhu hnědého trpaslíka se v rámci chyby nachází ve stejné rovině jako akreční disk, dříve objevený družicí Herschel. Podle všeho se hnědý trpaslík navíc nachází uvnitř mezery v disku, což je první takový známý případ. Spektrum mateřské hvězdy je poněkud netypické a není možné přímo odhadnout její stáří, autoři se přiklánějí k variantě, že HR 2562 je stejně mladá jako její souputník.

J. Lannierová aj. pozorovali pomocí kamery NaCo na VLT 58 blízkých a mladých hvězd s nízkou hmotností a spektrálním typem M a použili Bayesovskou analýzu jejich souputníků. Z dat vyplývá, že planeta s hmotností 2÷80 M_J se u málo hmotné hvězdy nachází s pravděpodobností přibližně 4,4 % (pro rozmezí hmotností 2÷14 s pravděpodobností jen 2,3 %) ve vzdálenostech 8÷400 au. Porovnáním s dřívějšími přehledy navíc autoři odhadují, že u hvězd s nízkou hmotností se planety s hmotností ≥ 1 M_J a poměrnou hmotností vůči mateřské hvězdě Q <1 % vyskytují s nižší četností než u hmotnějších hvězd. Naopak se zdá, že statistická četnost planet hmotnějších ≥ 2 M_J s poměrnou hmotnost v rozsahu 1÷5 % je nezávislá na hmotnosti mateřské hvězdy.

2.3. Teoretická astrofyzika hvězd

Okrajové ztemnění koutoučků hvězd je důležitým fyzikálním parametrem prakticky velké většiny simulací nebo analýz, které berou v potaz záření hvězdy, ať už jde o přechody exoplanet před hvězdou, nebo o míru ozáření atmosféry blízkého souputníka. Přesto je míra okrajového ztemnění v modelech často prezentována jen jednoduchými aproximacemi. D. Kipping zveřejnil efektivní tříparametrický nelineární model okrajového ztemnění, založený na výpočtech podél tečné plochy kuželu ve směru pohledu. D.  Reeve a I. Howard publikovali hodnoty okrajového ztemnění pro velmi horké hvězdy s povrchovými teplotami 15÷55 kK pro různé hodnoty Eddingtonova limitu. Autoři dále zkoumali citlivost okrajových ztemnění vůči různým parametrům, jako je teplota, metalicita, rychlost mikroturbulencí apod., a ukázali, že ztemnění je na většině parametrů závislé jen nepatrně; jen pro velikost gravitačního zrychlení vykazuje silnější závislost.

N. Kostogryz aj. publikovali tabulky ztemnění od středu ke kraji kotoučku hvězdy pro rozsah teplot 4÷7 kK, log g 1÷5,5 a vlnové délky 400÷700 nm společně s mírou polarizace, která je důležitá zejména pro interferometrická pozorování. Obecně platí, že ve směru od středu k okraji polarizace roste. Podle výpočtů autorů se dále nejvíce mění u obřích hvězd s vysokou teplotou; pro kompaktní a málo hmotné hvězdy má naopak maximum v rozsahu 4 200÷4 600 K.

H. Lee a S.-C. Yoon simulovali vznik hvězd populace III, tedy nejstarších hvězd ve vesmíru s nulovou metalicitou. V modelech nechali vznikat různě hmotné hvězdy rychlou akrecí (~ 10^-3 M_⊙/r) a zkoumali, jak se dynamika protostelárního disku promítá do vlastností výsledné hvězdy. Ukázalo se, že Eddingtonův limit pro hmotnosti hvězdy větší než přibližně 5÷7 M_⊙ účinně brání přenosu momentu hybnosti z hvězdy na akreční disk, čímž udržuje rychlý nárůst hmotnosti až na zhruba 20÷40 M_⊙, kde se růst zastaví. Stejný mechanismus také udržuje poloměr hvězdy pod hranicí přibližně ≤ 50 R_⊙, což mj. snižuje pravděpodobnost, že hvězda před svým zformováním prodělá nějakou interakci s jinou hvězdou. Ačkoli se autoři zaměřili na první hvězdy s nulovou metalicitou, ve skutečnosti se stejný limit uplatňuje u všech hmotných, rychle rostoucích hvězd bez ohledu na chemické složení protostelárního disku.

S. Naoz zveřejnil výsledky svých simulací hierarchických systémů tří těles, v nichž na dlouhých časových škálách dochází k oscilacím dráhových parametrů všech tří těles. Díky výměně momentu hybnosti mezi jednotlivými tělesy dochází postupně ke změnám excentricit a sklonů drah, v některých případech až do extrémních hodnot téměř radiálního pohybu nebo naopak zcela kruhové dráhy s velmi krátkou oběžnou dobou. V určitých případech je možná i změna orientace dráhy z dopředné na retrográdní, tzv. excentrický Kozaiův–Lidovův efekt. Takto je možné vysvětlit velkou množinu pozorovaných drah např. exoplanet, splývajících zákrytových dvojhvězd či zdrojů gravitačních vln v podobě splývajících neutronových hvězd.

S. Barnes aj. zrevidovali metodu určování stáří hvězd hlavní posloupnosti na základě rychlosti jejich rotace, tzv. gyrochronologii. Rotační periody hvězd je možné poměrně přesně měřit pomocí rozličných jasnějších či tmavších struktur v jejich atmosférách. Pro hvězdy hlavní posloupnosti je tak možné na základě spektrálního typu a metalicity odhadnout jejich stáří s přesností ≤ 10 % v porovnání s např. asteroseismologickým stářím nebo s určením věku podle příslušnosti k hvězdokupě.

P. Jofréová publikovala analýzu zkušebních hvězd družice Gaia, které byly vybrány pro ověření a kalibraci pozorovaných dat. Jde o hvězdy z velkého rozsahu Hertzsprungova-Russellova diagramu, s různými metalicitami a v různých vzdálenostech od nás. Všechny musí mít typické spektrum, přesně změřenou paralaxu, interferometricky určený průměr kotoučku, dobře určenou hmotnost a bolometrický zářivý tok. Autorka provedla srovnání zkušebních hvězd s hvězdami se stejným spektrem z různých spektroskopických přehlídek, aby prověřila požadavek na typické spektrum; ukázalo se, že pro málo hmotné hvězdy je splněn dobře, pro hmotnější hvězdy je ve spektroskopických přehlídkách méně srovnatelných hvězd. Vzdálenosti srovnatelných hvězd pokrývají všechny hodnoty až do 1,5 kpc a také různé metalicity jsou poměrně dobře zastoupeny s výjimkou hvězd s velmi nízkým obsahem těžších prvků.

S. Sichevskij zveřejnil výsledky určování poloměru hvězdy na základě povrchové teploty a gravitačního zrychlení s využitím modelů vnitřní struktury a vývoje hvězdy. Porovnáváním vypočteného spektra hvězdy se skutečnými daty je pro hvězdy hlavní posloupnosti možné určit jejich poloměr s chybou ≤ 3,9 %; pro hvězdy mimo hlavní posloupnost jsou chyby 10÷25 %. Autorovi se také podařilo dosáhnout lepší přesnosti pro hvězdy ve větvi červených obrů, pro ostatní části diagramu H-R je nutné v budoucnu zpřesnit vývojové modely.

2.4. Prahvězdy

H. Baobab Liu aj. pozorovali pomocí 8m teleskopu Subaru na Mauna Kea čtyři protostelární disky kolem právě vznikajících hvězd a nalezli v nich zhustky v podobě proudů, oblouků a chuchvalců. Autory napadlo, že by nárazy těchto struktur na vznikající hvězdu mohly vysvětlit zjasnění až o 5 mag, která je v oboru IČ možné pozorovat po dobu někdy až desítek let. Hydrodynamické simulace tuto hypotézu potvrdily a dřívější představa, že hvězda vzniká postupnou pozvolnou akrecí, musí podle autorů ustoupit věrohodnějším modelům vzniku hvězd. Takové modely musí počítat se vznikem gravitačních nestabilit v protostelárním disku, které budou „padat“ na rodící se hvězdu; jaký je dlouhodobý dopad takových struktur např. na formování planet, je zatím zcela neznámé.

Něco podobného objevili J.  Goicoechea aj. v případě molekulárního mračna v mlhovině M42 v Orionu, kde pomocí observatoře ALMA objevili v místě zvaném Orion Bar výrazný prostorový odstup mezi dvěma přechodovými oblastmi – první z horkého ionizovaného plynu do teplého neutrálního atomárního oblaku a druhé z atomárního plynu do chladného plynu molekulárního. Dosud předpokládaná víceméně homogenní přechodová plocha mezi ionizovaným prostředím a chladným oblakem je ve skutečnosti protkaná sítí různě hustých struktur, které umožňují záření UV v otevřené hvězdokupě Trapéz pronikat do mnohem větších hloubek, než se dříve předpokládalo. Podle autorů je zřejmé, že celá oblast vznikla rychlou kompresí rázové vlny. Interakce mezi jednotlivými částmi oblastí tvorby hvězd jsou mnohem dynamičtější a složitější, než jsme dosud soudili.

Nezávislým potvrzením tohoto závěru je práce L. Hartmanna aj., v níž autoři shrnuli současný teoretický základ akrece prahvězd s hmotností ≤ 1 M_⊙. V blízkosti právě narozené hvězdy je klíčovým faktorem magnetické pole, které v akrečním disku na vzdálenostech do několika poloměrů hvězdy vytváří struktury, jejichž hroucení na hvězdu vytváří vzplanutí, trvající od jednotek hodin až po staletí. Interakce akrečního disku a prahvězdy ještě před zažehnutím termonukleárních reakcí je však mnohem méně prozkoumaná. Z experimentálního hlediska je problematické, že tuto fázi nemůžeme přímo pozorovat, protože vznikající hvězda září slabě a navíc je schovaná uprostřed akrečního disku. Dalším problémem je, že závěrečná fáze zrodu nové hvězdy slunečního typu trvá jen asi 3 Mr, takže je poměrně malá pravděpodobnost, že některý takový systém nalezneme.

R. Decarli aj. pozorovali taktéž pomocí observatoře ALMA jednu z částí Hubbleova ultrahlubokého pole (Hubble Ultra-Deep Field, HUDF) a pátrali po záření v čarách plynu CO, který se v blízkých galaxiích nachází v oblastech  intenzivní tvorby hvězd. K překvapení autorů se ukázalo, že čím vyšší je červený posuv pozorovaných galaxií, tím více plynu se v nich nachází až do hodnoty červeného posuvu z ~ 2; pak začne plynová složka opět klesat, ale až do z ~ 4,5 je stále patrná. Jde o první přímé pozorování, že hvězdy začaly vznikat už miliardu roků po Velkém třesku a o další zhruba dvě miliardy roků později bylo tempo jejich tvorby nejvyšší.

J. O'Meara aj. použili přístrojů na Keckově teleskopu na Havaji a VLT v Chile k pozorování v okolí čáry Lyman-α a objevili plynový oblak v okolí kvasaru ve vzdálenosti odpovídající stáří vesmíru jen 1,8 miliardy roků. Z podrobné analýzy spektrálních čar se ukázalo, že zastoupení prvků těžších než hélium odpovídá hodnotě jen asi 1/3000 v současném okolí Slunce. Podle autorů je tak oblak pozůstatkem po vybuchnuvších hvězdách populace III, které po několika milionech let svého života obohatily okolní prostředí, původně složené jen z vodíku a hélia.

F. Fontani aj. využili znovu observatoře ALMA k pozorování turbulentního hustého oblaku IRAS 16061–5048c1, v němž objevili různé fragmenty a struktury vláken, které přesně odpovídají předpovězené fragmentaci v důsledku silných magnetických polí. Podle teoretických simulací hraje magnetické pole rozhodující roli v tom, do jaké výsledné podoby se husté hmotné mračno promění – zda vzniknou velmi hmotné hvězdy nebo násobné systémy, zda budou hvězdy gravitačně vázány v hvězdokupě nebo budou v prostotu samostatně atd.

J. Kainulainen aj. nalezli podobnou fragmentaci 6,5 pc dlouhého oblaku Muška ve stejnojmenném souhvězdí na jižní obloze. Oblak je více fragmentovaný na okrajích, v centrální oblasti má 1,6 pc dlouhý filament a střední vzdálenost jednotlivých fragmentů je přibližně 0,4 pc. Podle autorů se jedná o ukázkový příklad gravitačního hroucení oblaku, který se ještě před několika desítkami Mr nacházel v hydrostatické rovnováze; gravitační hroucení postupuje od okrajů směrem ke středu, kam zatím ještě nedošlo.

M. Beltránová a W. de Wit shrnuli známá pozorování akrečních disků kolem nejmladších nalezených hvězd. Z pochopitelných důvodů takových systémů známe více u hmotnějších hvězd, kde jsou také patrně některé trendy. Podle autorů stojí za pozornost především skutečnost, že mnoho akrečních disků má srovnatelnou hmotnost jako právě narozená hvězda, což znamená, že jsou dlouhodobě nestabilní – zda je za tím nějaký neznámý mechanismus, který posunuje teoretickou hranici 0,3 M_⊙ do vyšších hodnot, nebo zda se později protostelární disky dokážou části látky zbavit, zatím nevíme. Dále autoři upozorňují na kvadratickou závislost rychlosti akrece na hmotnosti vznikající hvězdy, která je patrná u hmotných a velmi hmotných hvězd a Herbigových Ae/Be hvězd.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LI. (2016).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. januára 2019