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

2.5. Jednotlivé hvězdy

Prchajících hvězd, neboli hvězd s velmi vysokou rychlostí (≥ 30 km/s) pohybu vůči svému okolí zatím bylo v naší Galaxii náhodou objeveno něco přes 20. Pokud bychom jich znali více, bylo by možné rozhodnout, jaký mechanismus stojí za jejich mimořádně rychlým pohybem. Některé z nich míří od černé veledíry v centru Mléčné dráhy, některé zjevně prchají pryč z hvězdokupy. W. Chick aj. se zaměřili na zvukové rázové vlny v mezihvězdném prostředí, konkrétně na obloukovou rázovou vlnu v těsné blízkosti hvězdy ζ Oph (zeta Ophiuchi), horké velmi hmotné hvězdy spektrálního typu O, vzdálené od nás přibližně 112 pc. Ta se vůči svému okolí pohybuje rychlostí „jen“ 24 km/s, což už je v řídkém plynu nadzvuková rychlost, a její hvězdný vítr stlačuje před sebou mezihvězdný materiál, který následně intenzivně září v infračervené (IR) oblasti. Autoři si uvědomili, že takovýchto obloukových „mlhovin“ je na obloze známo víc; k jejich překvapení více než 95 % z nich má v centru horkou hmotnou hvězdu s vysokou rychlostí. Autoři nyní hledají další takové hvězdy v celé Galaxii, neboť následná analýza jejich galaktických drah umožní rozhodnout mechanismus jejich urychlení.

M. Nessová aj. pořídili katalog stáří 70 000 červených obrů, rozmístěných prakticky v celé Galaxii. Vycházeli z přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), která pořídila spektra více než 150 tis. hvězd, dříve fotometricky pozorovaných v rámci SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Autoři vybrali 1 475 objektů, které ještě navíc pozorovala sonda Kepler a okalibrovali jejich stáří asteroseismologickou metodou. Jak obr stárne, konvekce zasahuje hlouběji do vnitřních částí hvězdy a promícháváním vynáší na povrch těžší prvky, vzniklé jadernou fúzí, čímž povrch hvězdy mění spektrální charakteristiku. Na základě této kalibrace autoři využili algoritmus strojového učení, aby klasifikovali stáří všech ostatních hvězd. Ukázalo se tím, že galaktický disk Mléčné dráhy se stavěl postupně od středu ke krajům: starší hvězdy blíže centru jsou nad a pod rovinou Galaxie, mladší se drží v rovině disku; ve větších vzdálenostech je patrná mladší populace, která je rozptýlená i nad a pod rovinu disku. To znamená, že disk byl původně malý a postupem času se rozšiřoval – jako palačinka, která se na pánvi roztéká od středu k okrajům.

R. Roettenbacher aj. publikovali výsledky interferometrických měření hvězdy ζ And soustavou CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) na kalifornské observatoři Mt. Wilson. Hvězda je jednou složkou dvojhvězdy, má poloměr přibližně 15 R_⊙ a rychle rotuje. Navíc jsou na ní skvrny, které se však nacházejí především v polárních oblastech, což v kombinaci s pozorovaným silným magnetickým polem znamená, že způsob fungování magnetického dynama musí být jiný než u současného Slunce. Autoři nabízejí hypotézu, že stejný mechanismus se uplatňoval u mladého Slunce, které v důsledku postupného smršťování a přítoku látky z protostelárního disku muselo rotovat mnohem rychleji než dnes.

J.  van Sadersová aj. připravili numerické modely se sníženým brzděním rotace magnetickým polem hvězd. Hlavním důvodem tvorby takových modelů je pozorovaný nesoulad odhadovaného věku starých hvězd pomocí astroseismologické metody a gyrochronologickou technikou. Až do nedávna nebylo možné pro hvězdy starší než 1 Gr kalibrovat gyrochronologická data; u otevřené hvězdokupy NGC 6819 s odhadovaným stářím 2,5 Gr se však podařilo získat rotační periody jednotlivých hvězd. Autoři zdůrazňují, že kromě dobrého souladu jejich modelů s pozorovanou rychlejší rotací hvězd starších než Slunce naznačuje slábnutí magnetického brzdění existenci zásadních změn chování magnetického dynama u hvězd za polovinou doby strávené na hlavní posloupnosti H-R diagramu.

P. A. Crowther aj. pozorovali pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) v ultrafialovém (UV) světle centrální oblast 30 Doradus, ve které se ve vzdálenosti asi 52 kpc od nás nachází hvězdokupa R136. Již dříve v ní byla nalezena hvězda s hmotností přibližně 250 M_⊙. Autoři nyní analýzou H-R diagramu nejhmotnějších hvězd spektrálního typu O zjistili, že stáří hvězdokupy je (1,5 +0,3 -0,7) Mr a spektru dominuje 9 velmi jasných a hmotných hvězdy s hmotnostmi přesahujícími 100 M_⊙. Tyto hvězdy mají dohromady svítivost přesahující 30 ML_⊙ a každý měsíc vyvrhnou do prostoru množství látky srovnatelné s hmotností Země. Autoři upozorňují, že vzhledem k malým vzdálenostem mezi hvězdami v hvězdokupě není možné jejich původ vysvětlit splynutím dvou hmotných hvězd (tzv. binary merger); jakým jiným způsobem však může vzniknout tolik hvězd s hmotností ≥ 100 M_⊙, nevíme.

P. Kervella aj. zveřejnili výsledky pozorování hvězdy Betelgeuze (α Ori) teleskopem Very Large Telescope (UT3 VLT) pomocí přístrojů SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) a ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), tedy kombinace výkonné adaptivní optiky a zobrazovací polarimetrie. Betelgeuze je nejbližší červený veleobr a díky průhlednosti jeho cirkumstelární obálky je již nějakou dobu známo, že ztrácí látku tempem až 10^-6 M_⊙. Autoři se zaměřili na nejvnitřnější oblast v okolí samotné hvězdy a potvrdili existenci asymetrických struktur ve vzdálenostech 2–3 R_* (R_* označuje poloměr fotosféry v blízké IR oblasti spektra, odpovídá velmi přibližně 900 R_⊙); hranice 3 R_* je podle nich hlavním rozhraním mezi horkou plynnou a mnohem chladnější prachovou obálkou. Pozorovaná asymetrie podporuje hypotézu, že za intenzivní ztrátou hvězdné látky stojí konvektivní pohyby v rozsáhlé atmosféře veleobra. M. Dolanová aj. numericky modelovali vývoj Betelgeuze jako nerotujícího kvazihydrostatického tělesa s okrajovými podmínkami na základě známých měření teploty, svítivosti, chemického složení povrchu a pozorované ztráty hvězdné látky. Jako nejlepší výsledek podle autorů vychází hmotnost prahvězdy (20⁺⁵_-3) M_⊙ a stáří 8÷8,5 Mr od usednutí na hlavní posloupnost.

S. Uttenthaler aj. analyzovali všechna dostupná spektra LX Cyg v optickém, blízkém a středním IR oboru mezi roky 1975 a 2008. LX Cyg je proměnná typu Mira a periodicky pulsuje – perioda pulsů se v uvedeném období prodloužila z asi 460 d na přibližně 580 d a nyní se jeví stabilní. Autoři dále zjistili, že hvězda změnila spektrální typ z S na C, což znamená, že volný kyslík v její atmosféře se – patrně kvůli poklesu teploty – váže s atomy uhlíku za vzniku molekul CO a z LX Cyg se stává hvězda uhlíková. Ve spektrech se dále nachází výrazná emisní čára na vlnové délce 10,7 µm, za kterou jsou zodpovědná prachová zrnka SiC. Podle autorů stojí za tak výraznou proměnou chování hluboké promíchávání konvektivní zóny, které vynáší do atmosféry uhlík z jádra.

M. Maercker aj. pomocí mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) a švédského radioteleskopu SEST (Swedish-ESO Sub-millimeter Telescope) pozorovali blízké okolí obří hvězdy R Scl. Ta se nachází na asymptotické větvi obrů H–R diagramu a prochází obdobím pulsování, při němž vrchní vrstvy fotosféry odhazuje do okolí, kde chladnou a vytváření plynovou obálku. Proti očekávání je podle autorů obálka souvisle vyplněná plynem a není oddělená; její hmotnost autoři odhadli na 4,5×10⁻³ M_⊙ a teplotu přibližně 50 K. Obálka navíc obsahuje nepravidelné struktury, které ukazují, že pulsy neprobíhají pravidelně a ztráta hvězdné látky není ani zdaleka ve všech směrech stejná. Odhad celkové hmotnosti odhozené látky během jednoho pulsu, při němž hvězda ve slupce okolo jádra explozivním způsobem spaluje hélium, vychází až na 0,03 M_⊙, tedy téměř 4× víc, než se předpokládalo.

C. R. Cowley aj. analyzovali velké množství dostupných spekter nejjasnější hvězdy noční oblohy, Siria A. Použili data z HST, družice COPERNICUS i mnoha pozemních observatoří v rozsahu od IR přes optický až po UV obor. Cílem bylo stanovit zastoupení 55 chemických prvků ve fotosféře hvězdy. Autoři zjistili, že pro většinu prvků se pozorované zastoupení pohybuje vysoko nad slunečními hodnotami (10–100násobky), ale nedosahuje dříve oznámených hodnot přesahujících 10³. Sirius A je podle všeho zcela standardní chemicky podivná hvězda typu Am.

P. Ioannidis a J. H. M. M. Schmitt publikovali výzkum světelné křivky hvězdy Kepler-210, kolem které obíhají dvě planety zhruba velikosti Neptunu. Mateřská hvězda kromě zákrytů vykazuje další poklesy záření, které je možné interpretovat jako hvězdné skvrny. Autoři modelovali vývoj světelné křivky pro maximálně pět skvrn (či spíše skupin skvrn) a zjistili, že čtyřleté období pozorování sondou Kepler je možné rozdělit do šesti „sezón“, v nichž hypotetické skvrny vykazuje podobné chování jako na Slunci. Autoři dále předpokládali, že mateřská hvězda rotuje diferenciální rotací; životnost jednotlivých skvrn se pohybuje v rozmezí 60÷90 d a v průběhu každé „sezóny“ se četnost jejich výskytu mění analogicky ke slunečním cyklům.

S. Boro Saikiová aj. pomocí Zeemanova-Dopplerova zobrazování zkoumali vývoj magnetického pole hvězdy 61 Cyg A v průběhu 9 let a také objevili chování velice podobné slunečnímu cyklu. V průběhu cyklu se dipólové magnetické pole postupně komplikuje, mění intenzitu a následně se převrací, přičemž po přepólování se opět vrací k jednoduché základní struktuře. Podle autorů vychází z porovnání chování spektrálních čar Ca II jasná korelace mezi chováním magnetického pole a chromosférickým a koronálním cyklem.

F. Berski a P. A. Dybczyński publikovali podrobnější model průletu hvězdy Gliese 710 kolem Slunce. Již na základě předběžných výsledků z první zveřejněné sady dat astrometrické družice Gaia (Data Release 1, DR1) bylo spočteno, že v příštích několika Mr bude zmíněná hvězda nejbližší ke Slunci. Autoři vzali v potaz nejen data z DR1, ale také dřívější katalogy HIPPARCOS-2 a Tycho–2 a použili model Galaxie odpovídající skutečnému slunečnímu okolí. Hvězda projde v nejtěsnější vzdálenosti „pouze“ 13 365 au od Slunce za 1,35 Mr, její hvězdná velikost bude -2,7 mag a vlastní pohyb 52,58″/rok. Po těsném průletu se dá očekávat nárůst nových dlouhoperiodických komet, způsobený gravitačními poruchami Oortova oblaku.

2.6. Dvojhvězdy a násobné systémy

J.  Rodriguez aj. objevili nový zákrytový systém s nejdelší známou oběžnou dobou. Dosavadní držitelka rekordu, ε Aur s oběžnou dobou 27,11 r, byla překonána více než dvakrát. TYC 2505-672-1 má oběžnou dobu 69,1 r a primární zákryt červeného obra spektrálního typu M s hloubkou asi 4,5 mag trvá 3,45 r. Autoři analyzovali velké množství dostupných dat pokrývajících víc než 120 let. Primární složka má povrchovou teplotu přibližně 8 000 K, sekundární složku tvoří horká kompaktní hvězda s poloměrem jen 0,1÷0,5 R_⊙, která je patrně pozůstatkem po dalším obru, který však přišel o vrchní vrstvy a zbylo jen jádro a jeho okolí, z něhož se patrně vyvine héliový bílý trpaslík. Neprůhledný disk kolem sekundární složky je zodpovědný za dlouhotrvající zákryty a patrně je tvořen plynem, o který původní obří hvězda přišla. Příští zákryt by měl nastat na začátku dubna 2080 a skončit v září 2083. Nezávislé ověření rekordu přišlo z Ruska, kde tým V. M. Lipunova aj. objev potvrdil na základě fotometrických dat z robotické sítě MASTER (Mobile Astronomical System of TElescope Robots) a spekter z 6m dalekohledu BTA (Большой Телескоп Альт-азимутальный) na Kavkazu. Podle autorů je poloměr primární složky asi 60÷200 R_⊙ a zatmívající disk nemá viditelnou vnitřní mezeru – buď ji skutečně vůbec nemá, nebo kvůli náklonu disku vůči směru k nám není rozeznatelná; disk je dále složen z chladných částic s nízkou mírou rozptylu, patrně tedy prachových zrníček.

R. Sahai aj. použili přístroj STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) na palubě HST k pozorování červeného obra V Hya, který zhruba každého 8,5 r vymrští do prostoru vysokou rychlostí 200÷250 km/s zhustek horkého plazmatu. Směr vymrštění i jeho rychlost se však pokaždé mění. Autoři zkoumali emisní čáry S II a Fe II ve třech obdobích mezi r. 2002–2013 a navíc využili předchozí fotometrická pozorování, pokrývající téměř 17 let. Podle nich stojí je za záhadné chování zodpovědný neviditelný průvodce, který jednou za 8,5 r prochází periastrem dráhy, jež leží těsně nad nebo snad dokonce přímo v nejvyšších vrstvách atmosféry červeného obra; samotné zhustky pak vyvrhuje kolimovaný výtrysk kolmý k akrečnímu disku kolem průvodce. Precese rotační osy akrečního disku dobře vysvětluje, proč zhustky míří pokaždé jiným směrem. Autoři dále navrhují, že zhustky by mělo být možné přímo pozorovat v pásmu submilimetrových vln, což umožní sestavit trojrozměrný model systému a jeho okolí.

Ch. Brinch aj. pozorovali pomocí observatoře ALMA vznikající dvojhvězdu IRS 43, vzdálenou od nás asi 120 pc v souhvězdí Hadonoše. Ukázalo se, že obě složky mají kolem sebe své akreční disky, které ovšem neleží v jedné rovině. Kromě toho se kolem obou složek nachází třetí akreční disk, který je vůči rovině oběhu také skloněný. S pomocí archivních dat z observatoře VLA (Very Large Array) autoři dokázali odvodit vzdálenost obou složek na (74 ± 4) au při sklonu dráhy ≤ 30°. Taková neuspořádanost drah ukazuje buď na vznik systému uvnitř velmi turbulentní oblasti zárodečného plynového oblaku, nebo byla součástí systému třetí složka, která byla v nedávné minulosti vymetena ven.

N. Smith aj. zkoumali zjasnění v blízké galaxii NGC 4490, které se objevilo v r. 2011. Dosud se předpokládalo, že jde o jev typu V1309 Sco nebo V838 Mon. Autoři využili dostupná data v optickém a IR oboru a zjistili, že NGC4490-OT2011 se podobá spíš „opakovaným supernovám“ typu SN2008S. Porovnání spekter ale ukázalo, že NGC4490-OT2011 a V838 Mon mají stejný původ, liší se pouze různo velikostí energie úkazu. Autoři proto navrhují hypotézu, že ve všech případech přechodných zjasnění, která jsou jasnější než novy, ale méně jasná než supernovy, jde o splynutí dvojhvězd – jaký jev nakonec pozorujeme, pak záleží jednak na hmotnosti a spektrálním typu obou splývajících složek, jednak na jejich okolí, tedy zda je vidíme přímo nebo jsou skryté v oblaku cirkumstelární látky.

A. Tkachenko aj. modelovali Spiku (α Vir), zákrytovou proměnnou typu Algol, jejíž primární složka je pulsující hvězda typu β Cep (nezaměňovat s cefeidami, hvězdami typu δ Cep). Autoři využili nejmodernější přístupy k modelování spekter složek a podařilo se jim zreprodukovat rychlé oscilace primáru. Obě složky mají téměř shodné chemické složení, hmotnosti (11,43 ± 1,15) M_⊙ a (7,21 ± 0,7) M_⊙ a poloměry (7,47 ± 0,54) R_⊙ a (3,74 ± 0,53) R_⊙. Primární složka pulsuje ve třech přes sebe přeložených módech, z nichž základní je radiální a jeden ze zbývajících dvou je násobek oběžné doby a je zřejmě způsoben slapovými silami sekundáru. Na základě kombinace všech dat autoři odhadují stáří dvojhvězdy na (12,5 ± 1,0) Mr.

D. Harrington aj. podrobili Spiku spektroskopickému zkoumání. Na základě archivních dat z let 2000 a 2008 a vlastních pozorování z r. 2013 studovali změny profilu čar v závislosti na orbitální fázi. Zatímco z křivek radiálních rychlostí lze odvodit excentricitu dráhy na (0,108 ± 0,014), spektroskopie umožňuje odvodit vyšší hodnoty, až e = 0,125. Autoři nicméně i ze svých dat potvrzují souvislost mezi změnami profilu čar a slapovými silami a také se jim podařilo objevit slabou proměnnost spektrálních čar sekundární složky.

A. Hardy aj. objevili pomocí mikrovlnné observatoře ALMA výrazné zjasnění na vlnové délce 1,3 mm v blízkém okolí hvězdy NN Ser, zákrytové proměnné tvořené bílým a červeným trpaslíkem vzdálené od nás 512 pc. Kolem obou hvězd se nachází společná obálka cirkumstelární látky, která je v podezření, že obsahuje cirkumbinární planety. Autoři na základě měření odhadli hmotnost prachu ve společné obálce na (0,8 ± 0,2) M_Z a modelovali pravděpodobný vznik protoplanetárního disku kolem obou složek dvojhvězdy. Simulace ukázaly, že se takový disk skutečně může zformovat ze zbytkového materiálu kolem hvězd v postkataklyzmatickém stádiu a dát vzniknout planetám „druhé generace“. Přítomnost skutečných planet zatím zůstává nepotvrzena.

P. T. Nhung také pomocí observatoře ALMA zkoumali strukturu obálky kolem Miry (ο Cet) v čarách ¹²CO s rozlišením 0,5″. Ve větších vzdálenostech od hvězdy jsou jasně patrné dva výrazné oblouky, jihovýchodní s modrým Dopplerovým posuvem a severní s červeným Dopplerovým posuvem, rozpínající se rychlostmi 1,7÷3 km/s od hvězdy. Oba tyto oblouky jsou patrně pozůstatky prstence, který vznikl někdy před asi 2000 let. V těsnějším okolí dvojhvězdy jsou patrné dva výrazné proudy, mířící na jihozápad a severovýchod, které se pohybují vyššími rychlostmi a opačně než oblouky (jihozápadní od nás, severovýchodní k nám). Kolem samotných složek je také měřitelný pohyb – Miru B obklopuje obálka plynu o tloušťce několika desítek au, která je podle autorů tvořena látkou přitékající z primární složky.

N. D. Richardson aj. zkoumali pomocí 1,5m dalekohledu SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System) na CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) slavnou (nejméně) dvojhvězdu η Car, kterou tvoří velmi hmotná horká modrá hvězda a patrně také horká a hmotná hvězda spektrálního typu O (druhá možnost je, že sekundár je Wolfova-Rayetova hvězda). Oběžná doba složek je 5,54 r a autoři studovali průchod periastrem, který nastal zhruba v polovině r. 2014. Ve spektrech mezi březnem 2012 a červencem 2015 je patrné, že vnitřní oblast kolem hvězd zhruba do vzdálenosti 230 au je velmi turbulentní a podle autorů jsou pozorované změny při posledních pěti průchodech periastrem způsobené rázovými vlnami, vznikajícími ve srážejících se hvězdných větrech obou složek. Rychlost hvězdného větru primáru je kolem 500 km/s, sekundáru dokonce téměř 3 000 km/s; při průchodu periastrem se srážejí částice s takovou energií, že získávají únikovou rychlost ze soustavy. Odnos látky je ohromný, primár ztrácí ročně přibližně 8,5×10^-4 M_⊙ a sekundár asi 10^-5 M_⊙.

T. R. Gull aj. ve stejném období η Car sledovali pomocí STIS na palubě HST ve spektrálních čarách železa Fe III (465,9 nm) a Fe II (481,5 nm). V nich je podle autorů dobře patrné, jak se struktury v hvězdném větru sekundáru při průchodu periastrem dráhy zbortí ve velmi hustém větru primáru a v některých případech v čáře Fe III zcela zmizí. Autoři potvrzují, že také v datech z HST je patrné, že se chování systému mezi jednotlivými oběhy příliš nemění a za většinu pozorovaných změn jsou zodpovědné turbulence ve srážejících se hvězdných větrech.

G. Weigelt aj. na η Car zaměřili přístroj AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) na VLT, který kombinuje vlastnosti spektrografu a interferometru v blízké IR oblasti spektra. Autoři v období 7–5 měsíců před průchodem periastrem v r. 2014 pořídili další nezávislý obraz blízkého okolí dvojhvězdy. V IR spektru jsou jasně patrné struktury podobné otáčející se vrtuli větráku, které sahají až do vzdálenosti 18,8 au (jihovýchodním směrem) a 13,6 au (severozápadním směrem). Na datech z VLT (I) je jasně patrná závislost viditelnosti struktur na radiální rychlosti v různých vlnových délkách, což by podle autorů mělo usnadnit tvorbu hydrodynamického modelu se zahrnutím zářivého přenosu energie ve srážejících se hvězdných větrech.

A. Gallene aj. využili interferometrická měření přístrojem PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) na VLT(I), který umožňuje kombinovat paprsky ze 4 teleskopů, ať už jde o 8,2m „velká“ zrcadla, nebo přídavná 1,8m zrcadla. Autoři se zaměřili na dvojhvězdu TZ For, pro niž nezávisle určili všechny parametry dráhy, hmotnosti obou složek a její vzdálenost. Ve všech 11 pozorovaných orbitálních fázích byl systém dobře rozlišitelný a základní parametry dobře odpovídají dosud známým hodnotám, jen s podstatně vyšší přesností. Hmotnost obou složek je (2,057 ± 0,001) M_⊙, resp. (1,958 ± 0,001) M_⊙, stáří systému (1,2 ± 0,1) Gr a jeho vzdálenost (185,9 ± 1,9) pc. Cíl určit všechny parametry s přesností ≤ 1 % se podařilo naplnit, a dvojhvězda tak může být použita pro kalibraci dat z astrometrické družice Gaia.

D. Pourbaix a H. M. J. Boffin použili spektroskop HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher) na 3,6m dalekohledu ESO na La Silla k dalšímu nezávislému určení vzdálenosti α Cen paralaktickou metodou. Desetiletý sběr dat umožnil kompletní rekonstrukci dráhy s oběžnou dobou (79,91 ± 0,013) r – pozorovaná paralaxa činí (743 ± 1,3) mas (tisícin obloukové vteřiny), což znamená, že systém se nachází poněkud dál od nás (1,346 pc; 4,388 sv. l.), než byla dosud přijímaná hodnota. Hmotnosti obou složek jsou podle autorů také o něco větší: (1,133 ± 0,0050) M_⊙, resp. (0,972 ± 0,0045) M_⊙. Tyto hodnoty jsou v perfektní shodě s dřívějšími astroseismologickými odhady.

R. Liseau aj. na α Cen zaměřili observatoř ALMA, pomocí které se podařilo jasně rozlišit obě složky ve všech pozorovaných pásmech (milimetrových i kratších vlnách). Získané teplotní profily obou atmosfér velmi dobře odpovídají navrženým teoretickým modelům. Podle autorů se atmosféry obou hvězd velmi podobají atmosféře našeho Slunce, což je první důkaz, že ohřev chromosféry nezářivými procesy funguje i u jiných hvězd. Primární složka má stejný spektrální typ jako Slunce, sekundár je o něco málo chladnější. Stáří dvojhvězdy podle modelů vychází na (4,85 ± 0,5) Gr.

P. Kervella aj. na základě nových i archivních astrometrických dat spočítali dráhu α Cen v prostoru až do r. 2050. Celý systém má poměrně velký vlastní pohyb (3,7″/r) a v průběhu nadcházejících dekád dojde k několika konjunkcím s okolními hvězdami. Nejvýraznější přiblížení nastane začátkem května 2028, kdy se α Cen dostane až na (0,015 ± 0,135)″ ke hvězdě 2MASS 14392160-6049528 s hvězdnou magnitudou asi 7,8. Vzhledem k předpokládané úhlové velikosti kotoučku této hvězdy (0,47 ± 0,05) mas je téměř jisté, že její světlo bude možné použít jako prosvětlovací zdroj systému α Cen; autoři očekávají, že přiblížení bude možné využít k potvrzení přítomnosti planet. Dále je zhruba 45% šance, že α Cen zafunguje jako gravitační čočka a vznikne kolem ní Einsteinův prstýnek a světlo hvězdy na pozadí bude až 5× zesíleno. V každém případě blízký průchod umožní ještě větší zpřesnění dráhy α Cen v prostoru.

E. Kıran aj. („jiní“ v tomto případě zahrnuje české astronomy z Ondřejova a MFF UK) se rozhodli prověřit příslušnost zákrytové proměnné BD+36°3317 k otevřené hvězdokupě δ Lyr. Spektroskopická i fotometrická měření umožnila stanovit vlastnosti jednotlivých složek – hmotnosti (2,24 ± 0,07) M_⊙, resp. (1,52 ± 0,03) M_⊙, poloměry (1,76 ± 0,01) R_⊙, resp. (1,46 ± 0,01) R_⊙ a povrchové teploty (10 450 ± 420) K, resp. (7623 ± 328) K. Střední vzdálenost dvojhvězdy od nás je (330 ± 29) pc a do hvězdokupy jednoznačně patří, čímž se opět podařilo o něco zpřesnit její vzdálenost.

Další prací českých astronomů je výzkum P. Mayera aj. dvojhvězdy V346 Cen. Autoři odvodili fyzické vlastnosti obou složek a pokusili se vysvětlit patrné zkracování oběžné doby. Z nedávných i historických světelných křivek zjistili, že pozorovaným datům nejlépe odpovídá stáčení přímky periastra v důsledku obecné teorie relativity a zatím nevysvětlené skokové zkrácení oběžné doby o 24 s zřejmě někdy v r. 1965 (!). Dále se z dat spektroskopu HARPS podařilo zjistit, že obě složky rotují rychleji, než by odpovídalo předpokládané rezonanci s oběžnou dobou. Míra stáčení argumentu perihelu odpovídá dřívějším studiím i teoretické předpovědi.

P. Zasche zveřejnil prvotní analýzy osmi zákrytových proměnných typu Algol: EI Aur, XY Dra, BP Dra, DD Her, VX Lac, WX Lib, RZ Lyn a TY Tri. Všechny mají oběžné doby v rozmezí 0,92÷6,8 d a minimálně dvě mají v systému třetí těleso: XY Dra s oběžnou dobou 17,7 r a VX Lac s periodou dokonce 49,3 r. Další dva systémy, EI Aur a BP Dra mají ve světelných křivkách znatelný další zdroj světla. Autor odvodil nových 468 časů minim, aby bylo možné dalšími měřeními odhalit změny v oběžné době jednotlivých systémů.

M. Mugrauer a B. Dinçel zaměřili přístroj CAFOS (Calar Alto Faint Object Spectrograph) na 2,2m teleskopu na observatoři CAHA (Centro Astronómico Hispano-Alemán) na nedávno objevenou sekundární složku dvojhvězdy HD 1071478, u jejíhož primáru již byla objevena planeta. Sekundár se nachází asi 35″, v projekci tedy ≥ 1 790 au od primární složky a autorům se podařilo potvrdit, že jde skutečně o bílého trpaslíka s povrchovou teplotou v rozmezí 5 900÷6 400 K. Dále autoři určili fyzické vlastnosti sekundáru: hmotnost (0,56 ± 0,05) M_⊙, svítivost (2,0 ± 0,2) L_⊙ a dobu od zformování bílého trpaslíka (2 100 ± 270) Mr. Jde teprve o druhý potvrzený případ bílého trpaslíka jako pozdní fáze hvězdného vývoje v soustavě s potvrzenou exoplanetou.

R. Tylenda a T. Kamiński zrevidovali dostupná spektrální měření kataklyzmické proměnné V1309 Sco, která v r. 2008 vybuchla jako jasná červená nova. Autorům se podařilo zpracovat všechna dostupná spektra před výbuchem a dále použili data z mnoha přístrojů (vč. kosmických), pořízená po výbuchu. Z porovnání rozložení spektrální energie před kataklyzmatem a po něm je jasně patrné, že v systému se už před výbuchem nacházelo velké množství prachu o teplotě 900÷1 000 K. Právě vysoká teplota naznačuje, že šlo o čerstvý materiál ze složek těsné dvojhvězdy, jak se k sobě postupně přibližovaly. Následná pozorování prachové obálky z let 2010–2012 ukazují, že celková hmotnost látky vyvržené při samotném výbuchu byla nejméně 10^-3 M_⊙. Prachu je v blízkém okolí hvězdy tolik, že ji téměř zcela zakrývá a drtivá většina záření je rozptýlená na prachových částicích. Od září 2008 objekt značně zeslábl, přestože stále zůstává mnohem jasnější než před výbuchem.

W. Liao aj. publikovali světelnou křivku zákrytové proměnné AI Dra v blízkém UV pásmu 245÷345 nm, kterou získali pomocí 150mm dalekohledu LUT (Lunar-based Ultraviolet Telescope) na palubě sondy Čchang-e 3, pracující na povrchu Měsíce od prosince 2013. AI Dra je polodotyková těsná dvojhvězda. Sekundární složka vyplňuje svůj Rocheův lalok a látka z ní přetéká na primár, na jehož povrchu se nachází horká skvrna. Z pořízené fotometrie je možné jednak odhadnout míru přetoku látky ze sekundární složky na primární 4,12×10^-8 M_⊙/r, jednak se ukázalo, že kolem centrální dvojhvězdy pravděpodobně obíhají další dvě tělesa s periodami 42 r, resp. 19,7 r. Primární složka už vyplňuje 69 % poloměru svého Rocheova laloku, systém se tak v relativně blízké budoucnosti stane dotykovým.

S.-B. Qian aj. zkoumali zákrytovou proměnnou SDSS J143547.87+373338.5, složenou z bílého trpaslíka s hmotností 0,5 M_⊙ a hvězdy hlavní posloupnosti s hmotností asi 0,21 M_⊙. Autoři zjistili, že systém vykazuje změny v oběžné době, které je možné vysvětlit dvěma způsoby. Buď se ze systému nějakým zatím neznámým způsobem odnáší moment hybnosti – ani vyzařování gravitačních vln a magnetické brzdění dohromady nejsou pro pozorovaný odnos dostatečné –, nebo se v systému nachází třetí složka, která oběhne centrální dvojhvězdy zhruba za 7,72 r a která v důsledku obecné relativity způsobuje zpoždění průchodu periastrem o 45,36 s. Hmotnost třetího tělesa lze odhadnout pouze v kombinaci se sklonem dráhy, tj. spodní hranice je (0,0189 ± 0,0016) M_⊙; pokud by sklon dráhy byl ≥ 16°, hmotnost třetí složky by byla přibližně 0,072 M_⊙, tj. na hranici hnědého trpaslíka.

J. A. Docobo, M. Andrade, P. P. Campo a J. F. Lingová podrobně analyzovali dráhy známého vícenásobného systému α Gem, neboli jednoho z dvojčat, Castora. Zejména pro složky A a B autoři vzali v potaz všechna dostupná data a spočítali všechny dráhy. Dvojhvězdy A a B kolem sebe obíhají po excentrické dráze s periodou (459,8 ± 4,2) r a excentricitou (0,337 ± 0,004). Složka C, také dvojhvězda, obíhá kolem společného těžiště systému AB po tak vzdálené dráze, že je zatím možné pouze zhruba odhadnout oběžnou dobu, která přesahuje 15 tis. roků. Dvojhvězda A má oběžnou dobu 9,21 d a velkou poloosu dráhy (0,127 ± 0,007) au při hmotnostech (2,57 ± 0,11) M_⊙, resp. (0,53 ± 0,09) M_⊙, dvojhvězda B má periodu jen 2,93 d a velkou poloosu dráhy (0,056 2 ± 0,003 3) au při hmotnostech (2,13 ± 0,1) M_⊙, resp. (0,49 ± 0,09) M_⊙. Podle autorů je zajímavé, že dráhu systému A ještě ovlivňuje Kozaiův–Lidovův efekt, dráha systému B je již kruhová (e = 0.002 ± 0.004) a patrně dlouhodobě stabilní.

P. Zasche a R. Uhlař na základě nových fotometrických měření přezkoumali dráhy pětinásobného systému V994 Her. Ukázalo se, že oběžná doba dvojice zákrytových proměnných A a B kolem sebe je 2,9 r namísto autory dříve určené hodnoty 6,3 r. Sklon dráhy je také mnohem menší vůči směru k nám a obě dvojhvězdy vykazují pomalé stáčení periastra 116 r, resp. 111 r. Aktualizované hmotnosti složek dvojhvězdy A jsou (3,01 ± 0,06) M_⊙, resp. (2,58 ± 0,05) M_⊙ a dvojhvězdy B (1.84 ± 0.03) M_⊙, resp. (1.93 ± 0.04) M_⊙. Úhlová velikost veliké poloosy dráhy složek A a B je 17 mas, což by mělo v blízké budoucnosti umožnit jejich přímé rozlišení interferometry. Příslušnost složky C, objevené r. 2001 a vzdálené zhruba 1″ od centrální čtveřice, zůstává zatím nejistá.

J. Nemravová aj. analyzovali spektrální, fotometrická i interferometrická data čtyřnásobného hierarchického systému ξ Tau, vzdáleného od nás 64,1 pc. Autoři využili data pozemního i kosmického původu a připravili několik numerických modelů systému. Centrální dvojici Aa+Ab s periodou 7,14 d obíhá složka B jednou za 145 d a kolem tohoto trojnásobného systému ještě obíhá složka C s periodou 51 r. Systém prochází dynamickým vývojem a zejména centrální dráha se významně mění – dochází jak ke stáčení periastra, tak k posunu uzlů dráhy a časovým změnám v průchodu periastrem. Vlastnosti složky C zatím stále není spolehlivě určit, protože má příliš nízkou jasnost. Podle autorů představuje systém ideální laboratoř pro testování vývojových hypotéz, neboť v důsledku hierarchického uspořádání jsou všechny změny rychlé.

S. Rappaport aj. objevili neobvyklý vícenásobný systém EPIC 212651213/212651234, který obsahuje dvojici těsných dvojhvězd A a B, kolem nichž ještě obíhá pátá složka C. Dvojhvězdy mají oběžné doby pouhých 5,1 d, resp. 13,1 d, zatímco vzdálená složka oběhne centrální čtveřici jednou za zhruba 65 r na dráze s velkou poloosou přibližně 25 au; hodnoty je však třeba brát s velkou rezervou, autoři vyzývají k podrobným měřením radiálních rychlostí složky C.

O něco méně neobvyklý systém nalezli v datech sondy Kepler H. Lehmann aj. KIC 7177553 byl původně identifikován jako zákrytová dvojhvězda s oběžnou dobou přibližně 18 d. Autoři pátrali po případných planetách v systému a skutečně zjistili změny okamžiků zákrytu s periodami přibližně 100 s a 529 d, což by odpovídalo planetě s hmotností těsně pod hranicí hnědého trpaslíka. Autoři tedy podrobili systém spektroskopickému zkoumání a k velkému překvapení zjistili, že namísto obří planety je v systému druhá dvojhvězda, vzdálená asi 167 au. Další průzkum potvrdil, že obě dvojhvězdy jsou složené z pomalu rotujících hvězd slunečního typu; zatím není možné určit vzájemnou oběžnou dobu obou dvojic, autoři odhadují, že je někde mezi 1÷3 tisíci let. Dále autoři upozorňují, že pozorované změny okamžiků zákrytu není možné vysvětlit druhou dvojhvězdou, stále je tedy velmi pravděpodobné, že systém obsahuje také nejméně jednu planetu.

Dvojhvězdy a vícenásobné systémy jsou ve vesmíru kolem nás velmi běžné a nejméně polovina hvězd slunečního typu má alespoň jednu hvězdnou souputnici. Formování násobných soustav však v porovnání s průměrnou dobou života kterékoli hvězdy trvá velmi krátkou dobu. Proto tento proces dobře neznáme, vznikajících systémů kolem sebe zkrátka vidíme málo; navíc jsou na dálku špatně vidět, protože jsou většinou chladné a slabé. Podle teoretických představ může násobný systém vzniknout dvěma způsoby: fragmentací rozsáhlého oblaku prachu a plynu na jednotlivé hvězdné zárodky anebo rychlým zhroucením různých částí jednoho zárodečného akrečního disku v důsledku gravitačních nestabilit. Zatímco pro první způsob vzniku – typické jsou pro něj vzdálenosti jednotlivých složek ≥ 1 tis. au – již byly v minulosti nalezeny důkazy, např. v oblasti tvorby hvězd Barnard 5 v souhvězdí Persea, na objev systému vznikajícího druhým způsobem jsme museli počkat. J. Tobin aj. pomocí antén ALMA pozorovali (také v souhvězdí Persea) vznikající trojhvězdu L1448 IRS3B a zjistili, že vzdálenost složek centrální dvojhvězdy (hmotnosti asi 1 M_⊙) je jen 61 au a třetí složka (hmotnost asi 0,085 M_⊙) kolem nich obíhá ve vzdálenosti asi 183 au v jakémsi spirálním ramenu, což je zjevně protostelární látka, dosud gravitačně nezachycená třetí složkou. Autoři odhadují, že k fragmentaci disku došlo před pouhými asi 150 000 r, jde tedy skutečně o hvězdné novorozeně. Zajímavé bude zjistit, jak četné jsou těsné násobné systémy ve srovnání s volnějšími vícehvězdami, vzniklými fragmentací ve velkém měřítku.

A. Richichi aj. použili 2,5m dalekohled TNT (Thai National Telescope) k měření úhlových průměrů kotoučků hvězd pomocí zákrytu hvězd Měsícem. Kromě samotných průměrů hvězd s přesností ≤ 0,05 mas objevili hvězdné průvodce hvězd ο Psc s úhlovou vzdáleností (12,4 ± 0,4) mas a 31 Ari s úhlovou vzdáleností (3,76 ± 0,02) mas. Autoři zdůrazňují, že díky technickému pokroku a neustálému zrychlování elektroniky je možné použít měsíční zákryty k velmi přesným fotometrickým měřením; v případě TNT je teoreticky možné během jednoho období sucha stihnout až 500 jednotlivých zákrytů.

Q. Gao aj. využili data sondy Kepler ke klasifikaci míry kontaktnosti zákrytových proměnných. Autoři zpracovali data o 1 049 těsných dvojhvězdách, v nichž nalezli 6 818 bílých záblesků od 234 jednotlivých zdrojů. Cílem bylo zjistit, jestli míra blýskání nějak souvisí s morfologií těsných dvojvězd. Ukázalo se, že ano, ovšem opačně proti očekávání – dotykové dvojhvězdy a dvojhvězdy se společnou obálkou vykazují záblesky méně než částečně kontaktní nebo úplně oddělené dvojhvězdy. Autoři nalezli závislost míry blýskání na oběžné době – čím kratší, tím více záblesků s maximem kolem hodnoty P_orb ~ 3 d. Podobně blýskání závisí i na rotační periodě složek – opět čím kratší, tím více záblesků, ovšem jen do hodnoty P_rot ~ 1,5 d. Autoři dále u dvou nejaktivnějších dvojhvězd hledali, zda je míra záblesků závislá na orbitální fázi, a nenalezli žádnou zřejmou korelaci. Zdá se, že záblesková aktivita více souvisí s vlastnostmi jednotlivých složek než s interakcemi v rámci systému.

S. Barros aj. prohledali dostupná data z pozorovacích kampaní 1–6 mise K2 sondy Kepler a nalezli 172 planetárních kandidátů a 327 podezřelých zákrytových proměnných. V misi K2 sonda již sonda není schopná přesné pointace, hvězdy v obrazovém poli se tedy mírně posouvají, což do jejich světelných křivek vnáší systematické chyby. Autoři využili zkušenosti a numerické postupy vyvinuté původně pro zpracování dat z družice CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits). Zpracovaná data byla přednostně zaměřena na jasné hvězdy, takže lze následně získat jejich spektra pozemními přístroji.

A. Prša aj. publikovali detailní popis druhé verze otevřeného modelovacího softwaru PHOEBE (PHysics Of Eclipsing BinariEs), který využívá moderních výpočetních postupů a především zohledňuje nejrůznější fyzikální efekty, které se u zákrytových proměnných uplatňují – např. 3D modelování povrchu složek, zpoždění v důsledku konečné rychlosti světla, odraz záření na jednotlivých složkách, nelineární okrajové ztemnění atd. Fotometrická i spektrální měření se neustále zpřesňují a zejména díky datům z velkých přístrojů je možné pomocí PHOEBE významně zpřesnit odvozené fyzické parametry jednotlivých hvězd, což zase vede ke zpřesnění údajů všech katalogů, které tyto hvězdy využívají pro kalibraci.

D.-W. Kim a C. Bailer-Jones publikovali software pro klasifikaci proměnných hvězd, postavený na algoritmech strojového učení. Autoři použili trénovací data z katalogů OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a EROS-2 (Expérience pour la Recherche d'Objets Sombres) a pro všechny objekty určili 16 vlastností jejich světelných křivek (např. perioda, strmost atd.). Algoritmus má za úkol přiřadit objekt do jedné ze sedmi základních kategorií – δ Sct, RR Lyr, cefeidy, cefeidy II. typu, zákrytové proměnné, dlouhoperiodické proměnné a neproměnné; jednotlivé kategorie mohou mít ještě jemnější členění. Při řazení do kategorií algoritmus dosahuje úspěšnosti 98 %, pro podkategorie je úspěšnost ≥ 80 %, jak bylo ověřeno na známých proměnných z katalogů MACHO, LINEAR a ASAS. Důležité je, že algoritmus nemá žádné zvláštní požadavky na vstupní data – světelná křivka může mít jen několik desítek bodů s téměř libovolným vzorkováním a časovým rozpětím. Může tedy posloužit jako základní vstupní filtr pro vytipování podezřelých proměnných z velkých katalogů.

2.7. Novy, rekurentní a trpasličí novy

Zhruba čtvrtina lithia ve vesmíru vznikla přímo při velkém třesku, ale původ zbylých tří čtvrtin byl dosud záhadou. P. Molaro aj. nalezli v odhozeném materiálu novy V5668 Sgr, která vybuchla 15. března 2015, významné zastoupené berylia ⁷Be. To už se ve spektrech nov našlo dříve, překvapením bylo jeho množství, které přesahuje desetinásobek hodnoty, kterou obsahuje celé naše Slunce. ⁷Be je nestabilní s poločasem rozpadu 53,2 d a podle autorů stačí, aby každý rok vybuchly dvě takové novy k produkci lithia pro pozorovaný vesmír.

Naše kategorizace nov, trpasličích nov a dalších jevů podobných novám je značně závislá na konkrétních pozorováních. P. Mróz aj. přišli s dalším potvrzením hypotézy, že všechny jevy jsou v principu stejné, liší se jen v míře akrece látky na bílého trpaslíka. Autoři použili data získaná pro novu V1213 Cen ve fázi před výbuchem i po něm. Ještě šest let před vzplanutím systém vykazoval zášlehy typické pro trpasličí novy, které jsou způsobené nepravidelným přítokem látky, zatímco po vzplanutí tyto zášlehy zcela zmizely, systém je téměř o celou magnitudu jasnější a spektroskopie ukazuje, že míra akrece se výrazně zvýšila.

A. Özdönmez aj. podrobně analyzovali H-R diagramy 119 nov v naší Galaxii a odvodili míru zčervenání pro každou z nich na základě IR dat. Pro všechny systémy pak určili pravděpodobné vzdálenosti, pro 73 z nich se to podařilo s přesností ≤ 1 %. Pro většinu z nich jsou nově odvozené vzdálenosti větší než se dosud předpokládalo, naopak se potvrdilo, že většina nov se nachází v galaktickém disku a centrální výduti maximálně do vzdálenosti 0,3 kpc kolmo k rovině Galaxie.

M. M. Shara aj. využili HST k 10 týdnů trvajícímu pozorování centrální oblasti galaxie M87 a objevili 32 klasických nov a 9 slabších nepravidelných jevů. Prostorová i časová distribuce jednotlivých vzplanutí byla zcela náhodná a na základě jasných jevů autoři odvodili míru vzplanutí nov v M87 jako 363⁺³³₋₄₅ za rok. Jmenovitá jasnost galaxie M87, připadající na novy pak vychází na (7,88 ± 2,6)/r/10¹⁰ L_⊙; obě hodnoty jsou 3–4× vyšší, než dávaly dřívější odhady. Autoři upozorňují, že to může souviset s bouřlivou kanibalistickou minulostí M87, ale spíše jde podle nich o systematické podcenění počtu vzplanutí nov v cizích galaxiích na základě pozemních dat – mnohé slabé novy v blízkosti center galaxií prostě nezaznamenáme.

M. F. Bode aj. potvrdili, že nova LMC 2009a je stejný objekt, který vzplanul jako LMC 1971b. Na základě zpracování všech archivních dat od blízkého IR přes optický a UV obor až po rentgenovou oblast autoři odvodili rychlost odhozeného materiálu na 1÷4 tis. km/s, míru akrece zhruba 3,6×10^-7 M_⊙/r a hmotnost primární složky – bílého trpaslíka – v rozmezí 1,1÷1,3 M_⊙ a pravděpodobnou periodu systému 1,2 d. Sekundární složku tvoří podobr, z něhož přetéká látka do jasného akrečního disku kolem primáru. Vypočtená míra akrece je v souladu s pozorovaným opakovaným vzplanutím po 38 letech. Autoři upozorňují na velkou podobnost se systémem KT Eri, což naznačuje, že také KT Eri je dosud neodhalená rekurentní nova.

M. J. Darnley aj. analyzovali data velké pozorovací kampaně, kterou pro r. 2015 připravili na očekávané vzplanutí rekurentní novy M31N 2008-12a v galaxii v Andromedě. Vzplanutí zachytil 2m dalekohled LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope) na Havaji 28. srpna 2015 a následně se na objekt zaměřily další observatoře. Získaná data odhalila záření materiálu, který se kráce po vzplanutí pohyboval rychlostmi asi 13 tis. km/s, spektrální „podpis“ sekundární složky coby červeného obra a nejrůznější emisní čáry velmi ionizované látky. Průběh jednotlivých vzplanutí mezi roky 2013–2015 byl téměř totožný. Autoři také překvapivě odvodili, že perioda vzplanutí není necelý rok, ale ve skutečnosti poloviční hodnota (174 ± 10) d.

2.8. Fyzické proměnné a chemicky podivné hvězdy

G. Clementini aj. zveřejnili studii věnovanou cefeidám a hvězdám typu RR Lyr v datové sadě DR1 družice Gaia. Autoři se zaměřili na okolí jižního nebeského pólu včetně Velkého Magellanova mračna (LMC) a cílem studie je ověřit kvalitu dat DR1. Do vzorku bylo zahrnuto 599 cefeid a 2 595 RR Lyr hvězd, z nichž 43, resp. 343 je nově objevených. Velká většina těchto proměnných se nachází uvnitř LMC nebo ve vzdálenosti jen několika stupňů od něj a pouze 63 jasných hvězd RR Lyr je součástí galaktického hala. Autoři potvrzují vysokou kvalitu astrometrických dat a odhadují, že zpracování celých datových sad (zejména po zveřejnění DR2) odhalí tisíce dosud neznámých proměnných v Galaxii i okolních galaxiích.

J. Liška publikoval analýzu trojhvězdy φ Dra, jejíž složkou je jedna z nejjasnějších chemicky podivných hvězd. Autor zpracoval všechna dostupná měření systému a překvapivě zjistil, že přes 40 let tradovaná hodnota periody centrální spektroskopické dvojhvězdy je špatná. Namísto 27 d je skutečná hodnota 127,99 d, velká poloosa dráhy je asi 1 au a excentricita 0,707. Hmotnost celé dvojhvězdy je přibližně 3,28 M_⊙ a hmotnost vzdálené složky B je asi 2,4 M_⊙. Složka B je o více než magnitudu slabší a červenější než centrální dvojhvězda a oběhne ji jednou za 307,8 r. Nepodařilo se potvrdit, zda potenciální další složka C je nebo není gravitačně vázaná k hlavní trojici; pokud ano, její oběžná doba se pohybuje v řádu 10⁴÷10⁵ roků.

2.9. Planetární mlhoviny

M. Otsuka aj. pořídili spektroskopickou analýzu planetární mlhoviny Lin49 v Malém Magellanově mračnu (SMC) pomocí přístroje X-shooter na UT3 VLT a Spitzerova kosmického dalekohledu. Ukázalo se, že mlhovina obsahuje velké množství uhlíku, dokonce v podobě molekul fullerenu C₆₀. Autoři použili program TLUSTY (vytvořený I. Hubeným) pro modelování atmosféry centrální hvězdy a zjistili, že pozorovaným spektrům nejlépe vyhovuje model obra s počáteční hmotností 1,25 M_⊙ a velmi nízkou metalicitou. Pro pásmo 1÷5 µm autoři nedokázali nalézt souhlas modelu s pozorovaným spektrem, což podle nich buď znamená, že uhlíková zrna jsou menší než předpokládaných 0,005–0,1 µm a jde patrně o nějaké nanostruktury, nebo se v centrální oblasti kolem hvězdy nachází látka s jakousi nepravidelnou strukturou, ale vysokou hustotou.

Planetárních mlhovin je známo víc než tisícovka a jen málo z nich má pravidelný kulový tvar. Většina z nich je nepravidelných, ale nemalá část má tvar přesýpacích hodin nebo rozevřených motýlích křídel. H. Bond navrhl již r. 1975, že tvar a orientace výsledné planetární mlhoviny souvisí s postavením dráhy centrální dvojhvězdy. T. Hillwig aj. (Bond je jedním ze spoluautorů) provedli důkladnou analýzu prostorového rozložení planetárních mlhovin vůči jejich centrálním objektům a objevili dva nové systémy, které jsou perfektně zarovnané podle rotačních os – NGC6337 a Sp 1. Celkem je tak těchto systémů známo osm, což vypadá jako málo, ale ze statistického hlediska je to již dostatečně vysoké číslo, aby bylo možno prohlásit, že orientace vzniklé mlhoviny a dráhy centrální dvojhvězdy souvisejí.

2.10. Bílí trpaslíci

S. O. Kepler, D. Koester a G. Ourique oznámili objev unikátního bílého trpaslíka SDSS J124043.01+671034.68, v jehož atmosféře dominuje kyslík a druhé dva nejvíce zastoupené prvky jsou neon a hořčík, těch je však asi 25× méně. Všechno jsou to produkty termonukleárního slučování jader uhlíku, které probíhá v jádrech hmotných hvězd s původní hmotností 6÷10,6 M_⊙, po nichž by zbyl trpaslík s hmotností ≥ 1 M_⊙. Spektra tohoto trpaslíka však ukazují na povrchové gravitační pole odpovídající hmotnosti (0,56 ± 0,09) M_⊙. Autoři navrhují, že v tomto případě došlo k zažehnutí spalování uhlíku mimo centrální oblast jádra a v důsledku silné konvekce se nerozšířilo do větší hloubky, ale naopak okolo jádra vytvořilo slupku O/Ne/Mg. Když pak hvězda přišla o svrchní vrstvy, zůstal současný viditelný povrch bílého trpaslíka.

J. Antoniadis aj. objevili málo hmotného bílého trpaslíka v soustavě s milisekundovým pulsarem. Pozoruhodná je na objevu excentricita dráhy e = 0,13 – bílí trpaslíci s nízkou hmotností by se měli přednostně nacházet na (téměř) kruhových drahách v důsledku slapového působení v průběhu předcházející fáze rozpínající se hvězdy. Autoři změřili povrchovou teplotu trpaslíka na (8 600 ± 190) K a poloměr (0,024 ± 0,004) R_⊙. Hmotnost původní hvězdy byla asi 1,6 M_⊙. Autoři upozorňují na podezření, že bílí trpaslík pulsuje, což by mohlo souviset s přenosem momentu hybnosti a pozorovanou vysokou excentricitou.

N. Hallakoun aj. v datech mise K2 sondy Kepler nalezli šestého známého dvojitého bílého trpaslíka SDSS J1152+0248. Má oběžnou dobu (2,396 8 ± 0,000 3) h a primární složku tvoří pulsující typ DA s hmotností (0,47 ± 0,11) M_⊙, poloměrem (0,0197 ± 0,0035) R_⊙ a stářím (52 ± 36) Mr. Autorům se nepodařilo získat žádné spektrální čáry sekundární složky, z fotometrie je možné odvodit hmotnost (0,44 ± 0,09) M_⊙ a poloměr zhruba 0,022 3 R_⊙. Systém je téměř dvojčetem bílého dvojtrpaslíka CSS 41177.

W. R. Brown aj. prozkoumali dostupná data o bílých trpaslících s nízkou hmotností (≤ 0,3 M_⊙), kteří jsou složkou dvojhvězdy. Autoři pro jejich pozorované počty odvodili míru splynutí na 3×10^-3/r pro celý disk Galaxie, což je 40× víc než míra tvorby dvojhvězd typu AM CVn, o něco více než počet slabých supernov a téměř přesně shodně jako míra tvorby hvězd typu R CrB. Autoři navrhují hypotézu, že dvojhvězdy s bílým trpaslíkem s nízkou hmotností mohou být předchůdci hvězd typu AM CVn a potenciálně slabé supernovy. Stejně podle nich většina systémů skončí splynutím obou složek za vzniku bílého trpaslíka s hmotností kolem 1 M_⊙.

J. B. Holberg aj. aktualizovali katalog bílých trpaslíků, nacházejících se do vzdálenosti 25 pc od nás. Soubor zahrnuje 232 hvězdy, téměř dvojnásobek předchozího počtu. Autoři odhadují, že je zhruba z 68 % kompletní, odhad průměrné hustoty bílých trpaslíků je (4,8 ± 0,5)×10^-3 pc^-3. Rozložení hmotností má maximum na hodnotě 0,578 M_⊙, průměrná míra vzniku nových bílých trpaslíků za posledních 8 Gr je asi 14×10^-13/pc³/r. Místní vzorek vykazuje nerovnoměrné zastoupení systémů typu Sirius a naopak obsahuje překvapivě vysoký podíl osamělých bílých trpaslíků vůči složkám dvoj- nebo vícenásobných systémů: hodnota 74:26 naznačuje, že existuje nějaký mechanismus vymetání sekundárních složek v průběhu zrodu bílého trpaslíka.

3. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama (GRB)

3.1. Supernovy

V červnu zachytila přehlídka oblohy ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) supernovu SN 2015L, která se záhy ukázala jako nejsilnější dosud zachycené vzplanutí supernovy vůbec. Jev později dostal označení ASASSN-15lh a jen během prvních čtyř měsíců vyzářil energii odpovídající 10⁴⁵ J, tj. více než celá Galaxie! S. Dong aj. v objevitelské práci navrhli jako možný zdroj tak silného záření vznik magnetaru. P. J. Brown aj. analyzovali dosvit vzplanutí v UV oblasti, kde po několika týdnech došlo k překvapivému zjasnění kontinua bez patrných spektrálních čar, které byly znatelné v prvních dnech jevu v optické oblasti. T. Sukhbold a S. Woosley shrnuli předpovědi teoretických modelů supernov a ukázali, že zatímco klasická supernovat typu I může vyzářit maximálně 3×10⁴⁴ J, milisekundový magnetar může dosáhnout hranice až 4×10⁴⁵ J.

M. C. Berstenová aj. numericky modelovali vzplanutí ASASSN-15lh a SN 2011kl. Pro ASASSN-15lh se autorům podařilo najít pravděpodobný model vzplanutí při vzniku magnetaru za předpokladu, že předchůdce supernovy byla skutečně hmotná hvězda, neboť jen hmotnost odhozené látky musí být alespoň 6 M_⊙. V případě SN 2011kl jsou požadavky na předchůdce o něco mírnější; pozorovaná světelná křivka však vyžaduje, aby původní hvězda obsahovala nezanedbatelné množství niklu – ≥ 0,08 M_⊙ ⁵⁶Ni. V obou případech model ukazuje, že podobu vzplanutí výrazně ovlivňuje hydrodynamika odhozeného materiálu.

V listopadu 2014 P. L. Kelly aj. objevili supernovu, zesílenou gravitačním čočkováním na kupě galaxií MACS J1149+2223. Obraz supernovy vytvořil Einsteinův kříž, proto supernova dostala označení SN Refsdal podle norského astrofyzika S. Refsdala, který již v r. 1964 předpověděl, že taková pozorování supernov budou možná. Ze spekter získaných na HST a VLT autoři odvodili podobnost SN Refsdal k SN 1987A, jen s barvou více do modra a větší jasností. Na základě modelů SN 1987A odhadli hmotnost odhozené látky na (20 ± 5) M_⊙. Autoři dále předpověděli, že obraz supernovy se objeví zhruba za rok znovu u dalšího zdeformovaného obrazu u čočkující kupy galaxií. To se skutečně 11. prosince 2015 prokázalo. Na nový obraz supernovy se pochopitelně zaměřila pozornost dalších astrofyziků. W. Karman aj. pořídili data přístrojem MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na VLT a zjistili, že zatímco emisní čáry hořčíku, železa a kyslíku ukazují na poměrně vysoký stupeň ionizace prostředí kolem supernovy, patrně není možné tuto ionizaci připsat přímo SN Refsdal, neboť se v průběhu vzplanutí prakticky nemění. S. Rodney aj. analyzovali fotometrická data z pozorování prvních čtyř obrazů supernovy, která dosáhla širokého maxima jasnosti zhruba po 150 d. Ze zpoždění zjasňování a rozdíly nejvyšší jasnosti mezi jednotlivými obrazy je možné vytvořit prostorový model kupy galaxií, která slouží jako gravitační čočka.

M. Kromer aj. provedli simulace vzplanutí supernovy iPTF14atg, která jako první zástupkyně typu Ia předvedla silný záblesk v UV oboru hned v počátku zjasnění. Autoři záměrně nechali stranou dosud předpokládaný model, v němž takový záblesk způsobuje interakce odvržené látky s druhou, normální hvězdou v systému. Ze série pravděpodobných modelů autorům vyvstala jako nejlepší možnost splynutí dvou bílých trpaslíků s hmotnostmi 0,9 a 0,76 M_⊙, s uhlíkovou a kyslíkovou atmosférou. Problém je v tom, že tento model perfektně odpovídá pozorované světelné křivce v rozmezí od 10 d před až po mnoho týdnů po maximu zjasnění ve všech oborech spektra, ale nijak nedovede vysvětlit pozorovaný UV záblesk na začátku světelné křivky. Autoři navrhují několik mechanismů, které by mohly UV záblesk způsobit, ale ze získaných dat není možné rozhodnout, zda je některý z nich správný.

K. A. Franková aj. zveřejnili výsledky pozorování SN 1987A z rentgenové družice Chandra, pokrývající posledních 16 let. Chování pozůstatku po supernově závisí na vlnové délce, resp. energii záření – zatímco v pásmu 0,5–2 keV je světelná křivka konstantní ode dne 8 000 po vzplanutí, v pásmu 3–8 keV stále rostla nejméně do dne 10 000. Navíc se ukázalo, že i samotné rozpínání pozůstatku je závislé na vlnových délkách; ode dne 6 000 se prstenec látky rozpíná rychleji v pásmu 2–10 keV než v energiích ≤ 2 keV. Jihovýchodní oblouk prstence i v rentgenovém záření slábne, což je v souladu s optickými a IR pozorováními; rázová vlna zřejmě opouští prstenec kolem rovníku, vzniklý z odhozeného materiálu asi 20 tis. let před vzplanutím. R. McCray a C. Fransson shrnuli dosavadní výsledky pátrání po centrálním objektu, který zbyl po vzplanutí – stále platí, že všechny pokusy selhaly; horní odhad svítivosti kompaktního zbytku klesl na malé desítky L_⊙. K. Blum a D. Kushnir modelovali signál, jaký by zhroucení SN 1987A vytvořilo v proudu neutrin. Autoři zjistili, že model velmi dobře odpovídá pozorovaným podmínkám – např. množství odhozeného ⁵⁶Ni, nárůst neutrin 5 s po vzplanutí – tehdy, pokud v prvních 2 s hroucení jádra vznikne neutronová prahvězda, která se v důsledku přítoku další látky z bleskové zformovaného akrečního disku v následujících několika sekundách zhroutí do černé díry. Se současnými neutrinovými detektory si můžeme jen přát, aby další podobná supernova vybuchla v rozumné vzdálenosti brzy.

3.2. Degenerované hvězdy

V. I. Kondratěv aj. použili rádiovou observatoř LOFAR (LOw-Frequency ARray) k přehlídce milisekundových pulsarů. 48 ze 75 hledaných skutečně změřili v pásmu 110–188 MHz, tři navíc našli i v pásmu 38–77 MHz. Jde o největší soubor detekovaných pulsarů v takto nízkých vlnových délkách a v mnoha případech je šířka a profil pulsů vhodnější k určení přesného okamžiku maxima než u vyšších frekvencí. Přesnou analýzou jednotlivých systémů by mělo být možné určit systematické deformace vysokofrekvenčních pulsů např. v důsledku Faradayovy rotace či rozptylu na cirkumstelární látce; oprava časování by pak mohla dovolit detekci gravitačních vln pomocí pulsarů. A. V. Bilous aj. použili stejné přístroje k přehlídce pulsarů bez akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Detekovali 158 těchto objektů a pro 48 z nich poprvé získali rádiová spektra a zveřejnili profily pulsů v nízkých frekvencích.

M. Fortinová aj. modelovali možný vývoj dvou známých milisekundových pulsarů s ohledem na pravděpodobnou hmotnost původních neutronových hvězd, vzniklých při vzplanutí supernovy. PSR J1614-2230 je s (1,97 ± 0,04) M_⊙ nejhmotnějším známým pulsarem s akrecí látky a PSR J0751+1807 nejméně hmotným takovým pulsarem při hmotnosti (1,26 ± 0,14) M_⊙. Autoři simulovali možné cesty vedoucí k takovým pulsarům a zjistili, že pro PSR J0751+1807 mohla mít původní neutronová hvězda hmotnost jen ≤ 1 M_⊙, zatímco pro PSR J1614-2230 mohla mít až 1,9 M_⊙. Teorie zhroucení jádra supernov by tak měly vzít v potaz takovýto rozptyl možných výsledných hmotností.

D. L. Kaplan aj. objevili, že milisekundový pulsar PSR J1024−0719, o němž se dlouho předpokládalo, že je osamocený, má ve skutečnosti průvodce. Tím je málo hmotná (asi 0,4 M_⊙) hvězda hlavní posloupnosti s nízkou metalicitou na velmi vzdálené dráze s periodou asi 2÷20 tis. r. Autoři navrhují, že systém mohl vzniknout v kulové hvězdokupě v galaktickém halu, odkud byl vlivem dynamických interakcí vymrštěn.

V červnu 2015 prodělala černá díra V404 Cyg asi dvoutýdenní zjasnění, které se v rentgenovém oboru stalo jedním z nejjasnějších zdrojů na obloze. V404 Cyg je poměrně dobře prozkoumaný systém ve vzdálenosti asi 2,4 kpc, v němž černá díra s hmotnost zhruba 9 M_⊙ ze sekundární složky vysává látku do svého akrečního disku. M. Kimura aj. přišli s možným vysvětlením dlouhotrvajících zjasnění – akreční disk kolem černé díry je rozsáhlý a přetok látky ze sekundáru nestačí k jeho průběžnému doplňování. V disku proto vznikají mezery a akrece na černou díru není souvislá, ale přerušovaná a „trhaná“; pozorovaná zjasnění tedy vlastně představují normální stav a klidnější období naopak znamenají, že akreční disk nestíhá zásobovat černou dírou přísunem látky. Tuto teorii potvrzují data získaná F. Bernardinim aj. z družice Swift – zjasnění v rentgenovém oboru vždy následuje s určitým zpožděním za změnami viditelnými v optickém oboru. Vzniklá mezera na vnitřním okraji disku je identifikovatelná ihned, zatímco rentgenové záření zesílí až poté, co další látka mezeru skokově zaplní a černá díra opět naplno rozzáří své polární výtrysky. Podle T. Muñoz-Dariase aj. proces má proces fragmentace akrečního disku určitou pozitivní zpětnou vazbu – čím více látky je urychleno do polárních výtrysků, tím silnější je proud částic z nich rozptýlených zpět do disku a tím větší erozi a další fragmentaci v něm způsobují.

D. Götz a M. Falanga publikovali přehled současného stavu poznání záblesků gama záření (GRB). Zatímco o vlastnostech samotného záření toho již víme vcelku mnoho, o jeho zdrojích ani po čtyřech desetiletích výzkumu ne. Je jisté, že zdroje GRB se nacházejí v kosmologických vzdálenostech. U dlouhých GRB předpokládáme, že jde o konečnou fázi hvězd s hmotnostmi ≥ 30÷50 M_⊙, ale ani tak není jasné, jaký mechanismus gama záření generuje – může jít o odhození vrchní vrstvy hvězdy nebo naopak rázovou vlnu uvnitř hvězdy nebo o skokové uvolnění magnetické energie v rozsáhlé turbulentní oblasti.

P. Petitjean aj. analyzovali využití GRB z hlediska vývoje vesmíru a kosmologie. GRB je možné využít jako standardní svíčky podobně jako supernovy typu Ia; na rozdíl od supernov mají tu výhodu, že jsou pozorovatelné na podstatně větší vzdálenosti, a tu nevýhodu, že dobře nerozumíme, jak vznikají; neumíme tedy dobře odhadnout, které konkrétní záblesky můžeme použít jako jednotky jasnosti. Také je známa korelace mezi počtem GRB a rychlostí tvorby hvězd v různých stářích vesmíru, i zde ovšem narážíme na neznalost fyziky gama záblesků a korelace neznamená příčinnou souvislost.

4. Mezihvězdná látka

A. Cummings aj. zkoumali energetické spektrum interstelárního prostředí v nejbližším okolí Slunce díky okolnosti, že kosmická sonda Voyager 1 se od srpna 2012 pohybuje vně heliopouzdra, tj. ve vzdálenosti >121 au. Sonda od té doby měří průměrnou energii atomových jader v kosmickém zá­ření 3 MeV/nukleon a průměrnou energii elektronů 2,7 MeV. Poměr jader H/He činí 12 ±1 a v po­rovnání se situací ve vzdálenosti 1 au od Slunce je intenzita jader vodíku 15× vyšší. Tempo ionizace atomů vodíku je více než o řád nižší než v difuzních mezihvězdných mračnech, takže je zřejmé, že částice kosmického záření o nižších energiích jsou v prostoru rozložené výrazně nerovnoměrně. Pod­le J. Richardsona aj. vstoupila sonda Voyager 2 do heliopouzdra v r. 2007. V něm probíhá rychlá re­konexe topologie heliomagnetického pole. Sonda protínala jednotlivé magnetické sektory tempem, jež bylo v souladu s očekáváním. Rozměry magnetických sektorů se však s časem mění. Tak na­příklad v letech 2008 ̶ 2009 bylo geometrické rozdělení sektorů docela rovnoměrné a Voyager 1 ne­procházel rozhraními mezi nimi příliš často. Podobně v letech 2011 ̶ 2012 střídaly sondy V 1 a V 2 sektory s opačnými znaménky magnetického pole méně často proti předpovědi, a také přechodů přes roz­hraní mezi sektory proti očekávání ubylo.

J. Cernicharo aj. uvedli, že na zmrzlém povrchu komety 67P/Čurjumov-Gerasimenková se nacháze­ly četné komplexní organické molekuly. Zejména byly zastoupeny molekuly methyl-izokyanátu (CH₃NCO), jehož laboratorní spektrum obsahuje téměř 1,3 tis. spektrálních čar. Minimálně 400 čar se podařilo najít v mračnech v mlhovinách v souhvězdí Orionu. Methyl-izokyanát má v mlhovinách v Orionu zhruba 10 % zastoupení vůči molekulám HNCO (kyselina izokyanatá) a CH3CN (methylkyanid). V komách komet se pozoruje podobné zastoupení zmíněných organických molekul, jaké pozorujeme v horkých plynných mračnech v naší Galaxii. Naproti tomu v chladných mračnech v mlhovinách v Orionu je zmíněných molekul daleko více než na zmrzlém povrchu komety.

Cílem objevování dalších organických molekul v kometárním materiálu je přirozeně porovnání s jejich obsahem ve hvězdných kolébkách, protože jde vesměs o prekurzory prebiotických molekul. Nejkvalitnější výsledky podle A. Coutense aj. získává pochopitelné špičková mikrovlnná aparatura ALMA v Chile, která pracuje jak v milimetrovém, tak submilimetrovém pásmu elektromagnetického záření. Autoři sledovali na této observatoři pár prahvězd IRAS 16293-2422 (mračno ρ Oph; vzdá­lenost 120 pc). Objevili v jejich okolí jak deuterované molekuly formamidu (NH₂CHO), tak kyseliny izokyanaté (HCNO) i její deuterované verze (DCNO).

T. Suzuki aj. hledali prostřednictvím 45m radioteleskopu (pásmo 3 mm) a 10m submilimetrového (pásmo 0,83 mm) radioteleskopu na observatoři Nobeyama v Japonsku prekurzor glycinu methylenimin (CH₂NH). Zaměřili se na 12 oblastí s intenzivní tvorbou velmi hmotných hvězd i na další dvě oblasti s tvorbou hvězd o nízké hmotnosti. Nejvyšší koncentraci methyleniminu objevili ve známé Kleinmannově-Loweově hvězdné kolébce (KL Ori). Celkem se jim podařilo najít prekurzor glycinu v osmi kolébkách s koncentracemi >10 % vůči prototypu KL Ori.

B. Croiset aj. použili letecké observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astro­nomy) k podrobnému mapování zastoupení polycyklických aromatických uhlovodíků (molekuly PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) v populární reflexní mlhovině NGC 7023 (Cep; Kosatec; vzdálenost 400 pc; průměr 1,8 pc). Hvězda uvnitř prachového mračna má nízký zářivý výkon, takže nedokáže mračno ionizovat, ale její světlo se na prachových částicích velmi dobře rozptyluje, tudíž mlhovina má totožné spektrum jako hvězda v ní zabalená. Autoři pozorovali mlhovinu v infračer­vených spektrálních pásmech 3,3 a 11,2 µm. Zastoupení těchto molekul bylo relativně nízké, emisní spektra odpovídala fotovypařování velmi malých zrníček prachu, jak už ukázala předešlá spektra po­řízená kosmickým teleskopem SST v pásmu 8 µm. Molekuly PAH se podařilo identifikovat jedině v oblastech s většími zrnky v severozápadním a jižním směru od hvězdy. Zato se podařilo najít důkazy o vzniku obřích molekul uhlíku (C₆₀ ̶ fullereny).

Už od 30. let minulého století astronomové dokázali měřit difuzní světlo vznikající rozptylem fotonů na interstelárním prachu a plynu. Rekordní citlivost a spektrální rozsah současných přehlídkových aparatur umožnila M.-A. Mivilleovi-Deschénesovi aj. studovat galaktický cirrus a jeho intenzitu až do úhlového rozlišení 1″. Sledovali tak variace jasnosti pomocí kamery MegaCam u 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea ve spektrálním pásmu g ve vysoké galaktické šířce 32°. Tato měření zkombi­novali s pozorováním družic Planck a WISE. Následně tak zjistili, že změny jasnosti galaktického cirru lze popsat jedinou funkcí s exponentem -2,9 ±0,1 v rozsahu rozměrů 0,01÷50 pc. Velikost ex­ponentu na všech délkových stupnicích je v souladu s očekáváním pro tepelně bistabilní a turbulentní rozložení neutrálního vodíku za předpokladu, že hustota cirrových mračen je vyšší, než se dosud pro chladný neutrální plyn soudilo.

L. Zychová a S. Ehlerová se zabývaly interstelárními bublinami v naší Galaxii, což jsou struktury mezihvězdného prostředí o rozměrech řádu desítek parseků. Vznikají působením hvězdných větrů, intenzivním zářením velmi hmotných a tedy krátkožijících hvězd a zejména pak výbuchy supernov. Autorky využily atlasů galaktických bublin v čarách H I (pokrytí hlavní roviny Galaxie) a v čarách CO (Galaktický prstenec), odkud určily jejich kinematické vzdálenosti, rozměry, stáří a rychlosti rozpínání bublin, počáteční hustoty mateřského oblaku i energii vloženou do bublin. Objevily tak dvě soustavy bublin, jednu vzdálenou a druhou bližší. Navzájem se však sobě podobají tím, že vznikly srážkou dvou obřích bublin s poloměry 20÷30 pc, jež se srazily před několika miliony let. Bližší menší (ø 4 pc) infračervená bublina o stáří <1 Mr leží v průsečíku srážky bližších velkých bublin. Podle názorů autorek výskyt mladých infračervených bublin v obou soustavách je spojen s dávnější­mi srážkami obřích bublin. Srážky pak mají za následek zvýšení pravděpodobnosti zrodu nového pokolení hvězd.

N. Altobelli aj. zjistili pomocí prachového analyzátoru na kosmické sondě Cassini, že přístroj zachy­til celkem 36 zrnek interstelárního prachu. Autoři mohli stanovit pomocí hmotového spektrometru zastoupení jednotlivých prvků. Jejich mineralogické složení je pozoruhodné. Většinou šlo o si­likátová zrnka bohatá na Mg, resp. o oxidy s inkluzemi Fe. Tyto prvky společně s Ca mají klasické zastoupení charakteristické pro nejbližší interstelární okolí. Naproti tomu zastoupení C a S jeví vý­razný deficit. Zmíněný soubor je chemicky velmi homogenní, což je důsledek procesů homogenizace již v interstelárním prostoru.

A. Fox aj. se zabývali původem a stupněm metalicity vysokorychlostního plynného mračna HVC Smith, jež stále ještě nabírá plyn akrecí. Nachází se necelé 3 kpc pod hlavní rovinou Galaxie. Jeho vzdálenost od nás (12,4 kpc) je známa s chybou 10 % a současně má také dobře změřenou prosto­rovou rychlost téměř 300 km/s. Mračno má neobvykle vysokou hmotnost >1 MM_ʘ, takže kdyby zářilo ve viditelné oblasti, zabíralo by na naší obloze oblast o úhlovém průměru 15º. Autoři se sna­žili odhalit jeho původ pomocí UV spektroskopie kamerou COS HST a také sledováním spektra H I na vlnové délce 211 mm 100m radioteleskopem GBT v Green Banku v Západní Virginii. Z rozboru rádiového a UV spekter vyplynulo, že má jen 53 % sluneční metalicity, takže asi nejde o pozůstatek nějaké kanibalizované trpasličí galaxie, ale ani o intergalaktické mračno. Záhadou je vysoká hmotnost mračna a prográdní prostorový pohyb vůči centru Galaxie. Jak metalicitu, tak vysokou hmotnost lze však podle autorů objasnit původem mračna ve vnějším disku Galaxie, kde nabíralo chladný plyn padající z koróny naší Galaxie.

R. Giovanelli a M. Haynesová se zaměřili na rozložení oblastí neutrálního vodíku v cizích galaxi­ích. Využili přitom rádiových přehlídek na severní (Arecibo Legacy Fast ALFA) a jižní (H I Parkes All Sky Survey). Dosud nejrozsáhlejší přehlídky v rádiovém oboru porovnali s optickými údaji, což by mělo pomoci rozřešit rozpor mezi teorií a pozorováním týkající se nízké hmotnosti H I v halech galaxií. K tomu bude potřeba přehlídek, jež buď už probíhají, nebo se uskuteční v blízké budoucnosti.

M. Gerinová shrnula poznatky o interstelárních hydridech, což jsou molekuly, které obsahují jeden atom těžkého prvku a jeden či více atomů vodíku. Jsou to totiž první molekuly, které vznikají v mezihvězdném prostoru z původně jednoatomových plynů. Přímá a snadná cesta k jejich vzniku po­skytuje významné údaje o interstelárním prostředí v nejranějším období vývoje vesmíru. O rychlý pokrok v posledních letech se zasloužila zejména infračervená družice Herschel (ESA), která v le­tech 2009 – 2013 pozorovala mj. hydridy v daleké infračervené oblasti a submilimetrovém pásmu spektra.

Jednou ze zajímavých záhad vzniku života na Zemi je skutečnost, že všechny živé organismy vesměs využívají vždy jen jeden mód chirálních molekul. Jde o molekuly, které se liší pravým a levým op­tickým stáčením polarizovaného světla, i když jinak jsou chemicky téměř zcela totožné. Tak na­příklad v živých organismech najdeme jen levotočivé módy aminokyselin, a naopak pravotočivé módy cukrů. Jak upozornili B. McGuire aj., podobná anomálie se pozoruje u některých typů meteo­ritů. Zmínění autoři nyní objevili první chirální molekulu propylenoxid (CH3CHCH2O) v plynném skupenství. Molekula se nachází v chladné molekulové slupce obklopující velmi hmotné protoste­lární kupy v oblasti tvorby hvězd Sgr B2 v centru naší Galaxie. Oblak Sgr B2 je téměř doslova zla­tonosným rýžovištěm všemožných organických molekul, jejichž čáry i pásy spadají převážně do střední a daleké infračervené oblasti spektra.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy

T. David aj. sledovali pomocí spektrografu HIRES 10m Keckova teleskopu radiální rychlosti dvou zá­krytových dvojhvězd objevených družicí Kepler během programu K2 a dále další dvě již dříve obje­vené zákrytové dvojhvězdy v Plejádách. Z těchto křivek radiálních rychlostí a fotometrie se jim po­dařilo určit hmotnosti složek s přesností <2,5 % a poloměry s přesností <4,5 %. Tak obdrželi ne­závislou hodnotu vzdáleností Plejád: (132 ±5) pc. Podobně T. Mädler aj. určili individuální pa­ralaxy 15 hvězd sp. tříd F, G a K, jež jsou složkami dvojhvězd. Odtud obdrželi střední vzdálenost hvězdokupy (134,8 ±1,7) pc. To je v dobré shodě s předběžnou hodnotou trigonometrické paralaxy pomocí družice Gaia (136,2 ±1,2) pc. Je tedy již zcela zřejmé, že údaj z družice HIPPARCOS (120 ±1,5) pc je chybný, ale příčina této chyby je stále nejasná. Následně autoři zjistili, že zákrytový sys­tém objevený v projektu K2 v otevřené hvězdokupě Hyády sestává z hvězdy, kolem níž obíhá exoplaneta o rozměru Neptunu s horní mezí hmotnosti <1.2 M_J.

Týž pozorovací materiál programu K2 pro Plejády využili L. Rebullová aj. ke studiu rotačních rych­lostí více než 500 hvězd v Plejádách (stáří této hvězdokupy se odhaduje na 125 Mr). Asi čtvrtina hvězd vykazuje vícenásobné periody patrně vinou tmavých skvrn na površích hvězd a diferenciální rotace. To se týká hlavně pomalu rotujících hvězd, zatímco hvězdy s výraznou jedinou periodou rotu­jí jako tuhá tělesa. Podle J. Stauffera aj. je ve zmíněném souboru téměř třetina pomalu rotujících hvězd. Naproti tomu hvězdy spektrálních tříd F, G a K, jež většinou vykazují podvojnost, rotují ob­vykle rychle. Plně konvektivní pozdní červení trpaslíci mají stabilní rotační křivky, takže na jejich povrchu se zřejmě větší skvrny nevyskytují. Hvězdy s hmotnostmi ~ 0,3 M_ʘ ztratily během svého života asi polovinu momentu hybnosti a vznikaly pravděpodobně jako osamělé objekty.

G. Gonzales aj. využili 5. kampaně projektu K2 k měření rotačních rychlostí 98 hvězd hlavní po­sloupnosti v otevřené hvězdokupě M67 (Cnc; vzdálenost 850 pc; ø 3 pc) ke zpřesnění jejího stáří na (5,4 ±0,2) Gr. Jenže S. Barnes aj. obdrželi stejnou metodou a z téhož pozorovacího materiálu nižší stáří (4,2 ±0,2) Gr, takže je patrné, že obě skupiny silně podcenily velikost systematických chyb v určení skutečného stáří hvězdokupy.

L. Brewerová aj. využili okolnosti, že ve starší (2,5 mld. let) otevřené hvězdokupě NGC 6819 (Cyg) v poli družice Kepler byla objevena oddělená zákrytová dvojhvězda WOCS 24009 (složky B a C) s krátkou oběžnou periodou 3,6 d. Spektroskopie však prozradila, že kolem barycentra těsné dvojhvězdy obíhá ještě vzdálená třetí hvězda (složka A), která má vliv na kolísání oběžné periody těsné dvojhvězdy. Navíc se ukázalo, že méně jasná složka těsné dvojhvězdy vykazuje krátký totální zákryt, což umožnilo velmi přesně spočítat parametry celé trojice. Nezákrytová složka A právě opouští hlavní posloupnost s hmotností 1,25 M_ʘ. Složky B a C mají po řadě hmotnosti 1,09 M_ʘ a 1,08 M_ʘ a poloměry 1,10 R_ʘ a 1,07 R_ʘ. Již dříve byly v této hvězdokupě objeveny další dvě zákry­tové dvojhvězdy, a díky tomu se autorům podařilo zpřesnit vzdálenost hvězdokupy na 3,0 kpc s chybou ±2 % a její stáří na 2,4 Gr. E. Bavarsad aj. určili velmi přesně oběžnou dobu (4,64 d s relativní chybou 2.10^-6) oddělené zákrytové dvojhvězdy KV 29 v otevřené hvězdokupě M11 (Sct; 1,9 kpc; ø 60 pc). Odtud pak odvodili hmotnosti složek 3,6 M_ʘ a 1,8 M_ʘ i jejich poloměry 5,4 R_ʘ a 1,7 R_ʘ. Z těchto přesných parametrů pak určili stáří hvězdokupy na (222 ±15) Mr.

T. Husser aj. pořídili díky skvělému spektrografu MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) u dale­kohledu VLT ESO spektra více než 12 tisíc hvězd v kulové hvězdokupě NGC 6397 (Ara, 2,4 kpc; ø 20 pc; hmotnost 45 k M_ʘ; stáří 13,4 Gr). To jim umožnilo sestrojit diagram H-R od hlavní posloup­nosti až po vrchol větve červených obrů a současně zpřesnit průměrnou hodnotu metalicity na 0,9 ‰ ʘ. Kom­binací s fotometrií hvězdokupy pomocí HST také určili efektivní teploty hvězd a tíhové zrychlení na jejich povrchu. Jde zatím o vůbec nejpřesnější diagram pro kulovou hvězdokupu.

C. Li aj. zjistili pomocí barevných diagramů pro vybrané kulové hvězdokupy v Magellanových mračnech (VMM a MMM) zobrazené HST, že navzdory jejich stáří 12÷13 mld. let v nich proběhlo více epizod zvýšené tvorby hvězd. Nejpřesvědčivěji se to ukázalo na mladé kulové hvězdokupě NGC 1783 (stáří 2 mld. let; VMM), kde se potvrdilo, že před 1,4; 0,9 a 0,45 mld. let vznikala nová pokolení hvězd, jež ovšem představují jen zlomek hmotnosti hvězdokupy v rozmezí 0,2÷2 %. V menší míře se to podařilo potvrdit také pro hvězdokupu NGC 1696 (VMM) a NGC 411 (MMM). Au­toři se domnívají, že se to týká především kulových hvězdokup, které vznikly před více než 10 mld. let a jejichž hmotnost dosáhla aspoň 1 MM_ʘ. Jak uvedly A. Notaová a C. Charbonelová, první po­chybnosti o jednotném stáří hvězd v kulových hvězdokupách se objevily v r. 2004, když se pomocí vícebarevné fotometrie HST podařilo odhalit více hvězdných populací různého stáří v patrně nej­hmotnější kulové hvězdokupě ω Centauri v naší Galaxii. Zatím není jasné, jak k těmto následným epizodám vzniku hvězdných populací dochází. Nejspíš jde o dílo středně hmotných nejstarších hvězd ve hvězdokupách, které se ke konci své existence ocitnou na asymptotické větvi obrů (Asymptotic Giant Branch = AGB), kdy se zbavují hmoty mocnými hvězdnými větry nebo i výbušnými výrony hmoty. Tento materiál různých hvězd obsahuje i atomy těžších prvků vzniklých v jejich nitru při termonukleárních reakcích. Takto obohacený produkt pak slouží jako stavební materiál nových pokolení hvězd. Autorky však varují, že jejich scénář má své slabiny, protože další pokolení hvězd by měla mít shodnou metalicitu s pů­vodní metalicitou hvězdokupy, zatímco mateřská galaxie svou metalicitu průběžně zvyšuje.

P. Zhang aj. uvedli, že ve 3. katalogu družice Fermi, která studuje vesmír v pásmu energií až přes 300 GeV (záření gama), se nachází také 16 kulových hvězdokup, jež jsou zdroji energetického zá­ření gama. V nejnovějších měřeních družice však autoři nalezli dalších pět kulových hvězdokup včetně velmi známé hvězdokupy M15 (Peg; 10 kpc; ø 50 pc; stáří 12 Gr; metalicita 4 ‰ ʘ). Jak v této kompaktní hvězdokupě, tak i ve dvou dalších se nacházejí četné milisekundové rádiové i rentgenové pulsary, takže je velmi pravděpodobné, že právě tyto objekty jsou kolektivním zdrojem vysoce energetického záření gama.

Počítačové simulace vývoje kulových hvězdokup jsou obtížné, protože potřebný strojový čas roste s třetí mocninou počtu hvězd, má-li se pokrýt vývoj kulové hvězdokupy za 12 mld. let. Přitom v naší Galaxii známe přes 150 kulových hvězdokup a v galaxii M31 jich je kolem 500. Dosud nejú­spěšnější program AMUSE ( Astrophysical Multipurpose Software Environment) napsal S. Portegeis Zwart. Do programu se dají vkládat další moduly jako do stavebnice LEGO. Nejnovější program Dragon zveřejnili v únoru 2016 Long Wang aj. Představuje modely vývoje kulových hvězdokup během 12 mld. let. Modely obsahují 1 mil. hvězd a 5 % prvotních dvojhvězd. Program počítá dynamický vývoj hvězdokupy i hvězdný vývoj jednotlivých hvězd a dvojhvězd, odhaduje počet a dobu vzniku neutronových hvězd a hvězdných černých děr a uvažuje i vliv slapových sil. Během první miliardy let se vytvoří vnitřní jádro hvězdokupy, kde dominují hvězdné černé díry, jež se postupně slévají na intermediální černou díru. Naproti tomu vnější jádro se nehroutí a postupně se rozpíná. Když se počáteční funkce hmotnosti hvězd změní, mění se vý­znamně výsledek vývoje hvězdokupy, tj. výsledná funkce hustoty hvězd, raná ztráta hmoty hvězdokupy i relativní zastoupení hvězdných černých děr.

5.2. Naše Galaxie

J. Bland-Hawtorn a O. Gerhard v obsáhlém přehledovém článku o naší Galaxii zdůraznili, že jde o referenční etalon pro studium diskových spirálních galaxií, protože je to jediná soustava, v níž pozorujeme jak slabě svítící trpasličí hvězdy, tak extrémně svítivé veleobry. Nejstarší hvězdy našeho hvězdného ostrova poskytují informace o tom, jak takové soustavy vznikají, a mladší hvězdy jsou dokladem vývoje Galaxie během mnoha miliard let. Galaxie představuje svítivou spirálu s centrální příčkou ve tvaru burského oříšku, s dominujícím hvězdnými diskem a difuzním hvězdným halem. Velká část soudobé astrofyziky je závislá na důkladném průzkumu tohoto našeho kosmického domova.

S. Sharma aj. zveřejnili teoretický koncept nazvaný Galaxia, jenž má modelovat stavbu a vývoj naší Galaxie na základě pozorovacích údajů o jednotlivých populacích hvězd z již dokončených velkých přehlídek. Ukázali přitom na významnou pomoc při zpřesnění modelů díky asteroseismologii pod­statně zlepšených zásluhou jedinečné družice Kepler. První předběžné výsledky ukazují na dobrý souhlas modelů s pozorovanou fotometrií i průměrnými asteroseismologickými parametry. V blízké bu­doucnosti bude možné porovnávat výpočty modelů s rozloženími hmotnosti jednotlivých složek po­pulací, z nichž je Galaxie utvořena i jejich vývojem během 13 mld. let existence našeho kosmického domova.

Počítačové simulace kosmologického vývoje galaxií poukazují na hierarchickou strukturu sou­stav galaxií, kde by velké a hmotné galaxie, jako je ta naše měly být obklopeny stovkami trpasličích galaxií. Donedávna se zdálo, že naše Galaxie se této hierarchii vymyká, protože až dosud seznam sa­telitních trpasličích galaxií obsahoval jen pár desítek objektů. G. Torrealba aj. však nyní objevili ve veřejně přístupné přehlídce ATLAS, založené na datech z 2,6m přehlídkového teleskopu VST (ESO) výraznou trpasličí galaxii Crater 2 (vzdálenost 120 kpc), jež je čtvrtou největší trpasličí galaxií v okolí naší Galaxie. Byla objevena teprve nyní, protože její plošná jasnost je velmi nízká. Tím se po­tvrdilo, že právě nízká plošná jasnost trpasličích galaxií je příčinou, proč jich v okolí naší Galaxie vidíme tak málo. Jako již mnohokrát astronomy opět zaskočil výběrový efekt. Od chvíle, kdy začaly podobné hluboké přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a DES (Dark Energy Survey), se tempo objevů satelitních galaxií začalo zvyšovat.

Y. Huang aj. protáhli rotační křivku galaktických objektů až do vzdálenosti 100 kpc od centra Galaxie. Díky mnohovláknovému spektrometru LAMOST (Large sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; Xinglong, Čína; primární zrcadlo Schmidtovy komory ø 4 m; simultánní spektroskopie 4 tis. objektů pomocí roboticky nastavované vláknové optiky) pořídili spektra 16 tis. červených obrů ve shluku na větvi obrů v diagramu HR. Jde tedy o obry ve směru anticentra Galaxie, kteří mají efektivní teplotu 5 kK; absolutní hvězdnou velikost +0,5 MAG a prodělali heliový záblesk, takže zdrojem jejich zářivé energie je termonukleární přeměna helia na jádra těžších chemických prvků. K tomu přidali 5,7 tisíce obrů spektrální třídy K pozorovaných v halu Galaxie v pře­hlídkách SDSS/SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration). Odtud ob­drželi kruhovou oběžnou rychlost pro hvězdy ve vzdálenosti Slunce (8,1 kpc) od centra Galaxie: (240 ±6) km/s. Vůči tomuto standardu se ovšem Slunce pohybuje rychlostí (12 ±7) km/s. S rostoucí vzdáleností od centra se tato hodnota nemění až do vzdálenosti 25 kpc od centra Galaxie. Teprve pak začíná rotační křivka klesat, takže ve vzdálenosti 100 kpc od centra Galaxie se sníží na 150 km/s. Plynulý pokles křivky pro shluk červených obrů je však dvakrát narušen propadem rotační rychlosti ve vzdálenostech 11 a 19 kpc. Z celkového obrazu o rotačních rychlostech pak vychází viriálová hmotnost hala skryté látky (900 ±75) GM_ʘ.

M. Nessová aj. proměřili v projektu APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Ex­periment; 300 spekter naráz) spektra 70 tis. červených obrů až do vzdálenosti 15 kpc. Protože z toho­to kvalitního pozorovacího materiálu chtěli autoři získat představu o rozložení různě starých hvězd na­příč naší Galaxií, využili navíc světelných křivek červených obrů pořízených fotometrickými druži­cemi Kepler (NASA) a CoRoT (CNES/ESA). Kombinací obou zdrojů dat pak mohli určit hmotnost hvězd v celém souboru. Potvrdili tak domněnku, že nejstarší hvězdy se nacházejí v okolí centra Galaxie, zatímco mladší hvězdy převažují ve vnějších partiích galaktického disku. J. Johnson aj. zdů­raznili, že spektroskopické přehlídky, rotační periody hvězd a jejich asteroseismické parametry změřené družici Kepler v původním i náhradním projektu K2 zlepšily a rozšířily údaje o efektivních teplotách hvězd, což nakonec umožňuje určit i stáří jednotlivých hvězd i celých hvězdných populací. Tak se například ukázalo, že hvězdy ve vzdálenosti Slunce od centra Galaxie mají velmi rozdílné metalicity. Ve slunečním okolí byly dokonce identifikovány hvězdy, které souvisejí s tzv. modrými loudaly (blue stragglers) – hvězdami původně v těsných dvojhvězdách, které se omladily intenzivním přeno­sem hmoty mezi složkami. Tak se postupně rozvíjí nová velmi perspektivní disciplína – galaktická archeologie.

Ye Xu aj. podstatně zlepšili představu o spirálních ramenech v naší Galaxii na základě radiointerfe­rometrie VLBI. Autoři tak prokázali, že tzv. Orionova ostruha je ve skutečnosti lokálním spirálním ramenem v galaktické struktuře, protože zlepšená měření vzdálenosti do něj přeřadila oblasti tvorby hvězd dříve chybně zařazených do Perseova ramena. Právě oblasti tvorby hvězd jsou nejpřesnějším indikátorem, kudy jednotlivá spirální ramena vedou. Lokální rameno je dlouhé 6 kpc a dotýká se na svém vnějším konci Perseova ramena. Z Lokálního ramene vybíhá ostruha také do ramena ve Střelci. Díky vodním a methanolovým maserům v interstelárních mračnech se podařilo na frekvencích 22 GHz (14 mm) a 6,7 GHz (45 mm) výrazně zpřesnit vzdálenosti v Galaxii, takže oblast příč­ky Galaxie zabírá 4 kpc kolem centra a Slunce je od centra vzdáleno 8,1 kpc. Spirální struktura není tedy zdaleka tak čistá, jak vyplývalo z Linovy teorie hustotních vln. Budoucí teorie bude zřejmě daleko složitější. V. Bobylev a A. Bajková studovali strukturu Galaxie ve směru kolmém k hlavní rovině. Vertikální škálová výška poklesu hustoty hmoty dosahuje 40 pc, ale pro rozložení hvězdných asociací autoři dostali škálovou výšku 48 pc a pro cefeidy dokonce 66 pc. Slunce se nachází ve ver­tikální vzdálenosti 16 pc pod hlavní rovinou galaktického disku. Autoři dále odhadli, že v Galaxii se nyní nalézá na 5 tis. hvězdných asociací typu OB. V další práci A. Bajková a V. Bobylev stanovili z průběhu rotační křivky pro Galaxii její hmotnost v oblasti o poloměru 50 kpc: 400 GM_ʘ; v oblasti o poloměru 200 kpc dokonce 710 GM_ʘ.

I. Dékány aj. zveřejnili výsledky přehlídky Vía Láctea pomocí 4,1m přehlídkového teleskopu VIS­TA (Cerro Paranal, ESO), z nichž vyplývá, že naše Galaxie vznikla zhroucením zárodečného chuchvalce plynu do souvislého disku, v němž začaly vznikat první hvězdy. Jejich vznik zavdal pří­činu k nestabilitám jejich drah, takže řada hvězd se dostala na dráhy šikmo skloněné k hlavní rovině disku, takže postupně vytvořily výduť v centrální části vznikající galaxie. Většina hvězd ve výduti jsou tedy nejstarší hvězdy Galaxie, ale výduť neustále omlazují nově vznikající hvězdy z disku. E. Valentiová aj. odvodili z dat téže přehlídky, že úhrnná hmotnost hvězd ve výduti dosahuje 20 GM_ʘ, což je podstatně vyšší hodnota, než se dosud udávala.

E. Mussoux aj. sledovali kolísání aktivity zdroje Sgr A* od února do dubna 2014 v různých spekt­rálních oborech v době, kdy se k černé veledíře rekordně přiblížil podivuhodný mlhavý objekt G2. Během sledování zdroje zaznamenali autoři celkem 7 vzplanutí, z toho u tří pozorovali i zvýšení toku rentgenového záření. Vzplanutí v rentgenovém pásmu pozorovali pomocí družice Newton, v blízké infračervené oblasti díky kamerám WFC3/HST a SINFONI/VLT a rádiová měření probíhala na ob­servatořích VLA (Very Large Array; Socorro, N.M.) a CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy; Owens Valley; Kalifornie). V průběhu pozorovací kampaně nic nena­svědčovalo tomu, že by pozorovaná vzplanutí měla nějakou fyzikální souvislost s průletem objektu G2 perinigriconem dráhy kolem černé díry ve vzdálenosti 144 au.

M. Walls aj. se pokusili řešit otázku, proč okolí černé veledíry v jádře naší Galaxie svítí velmi slabě – desetmiliardkrát méně než je teoretická Eddingtonova svítivost. Pozorovali proto odlesky rentgenového záření na molekulových mračnech, která jsou od nás vzdálena o stovky až tisíce svě­telných let více než zmíněná veledíra, takže k nám putují se zpožděním a dostáváme tak záznam ak­tivity v okolí černé veledíry před tisíci lety. Zdá se, že v minulosti byla aktivita veledíry významně vyšší než je nyní (ve skutečnosti ̶ jaká byla před nějakými 26 tis. lety!). J. Bland-Hawthorn aj. však už dříve přišli s názorem, že existence tzv. Fermiho bublin a silné vyzařování z Magellanova proudu vzdáleného od naší Galaxie 50 ÷ 100 kpc svědčí o tom, že aktivita veledíry v centru Galaxie byla před milionem let velmi vysoká.

T. Fritz aj. podrobně zmapovali centrální hvězdokupu v naší Galaxii v úhlovém průměru 17′. Vyu­žili k tomu přehlídek z teleskopů VISTA a NACO/VLT jakož i kamery WFC3/IR HST. Zjistili, že hvězdokupa se skládá ze dvou složek, tj. z vnitřního mírně zploštělého kompaktního jádra a vnější cirkumnukleární hvězdné zóny. Poloviční světelný poloměr hvězdokupy činí 180 pc a jeho absolutní hvězdná velikost v infračerveném pásmu K dosahuje -16 MAG. Pomocí kamer NACO a SINFONI (VLT) mohli v centrální oblasti 1 ÷ 4 pc změřit >10 tis. vlastních pohybů hvězd a >2 500 radiálních rychlostí. Odtud obdrželi úhrnnou hmotnost hvězd v oblasti o úhlovém průměru 100″: 6,1 MM_ʘ.

A. Chael aj. pozorovali simultánně centrum naší Galaxie pomocí sítě EHT (Event Horizon Teles­cope) devíti špičkových radioteleskopů rozmístěných od Havaje přes kontinentální USA, Grónsko, Chile až po Francii a Španělsko. Síť pracovala na vlnové délce 1,3 mm (frekvence 231 GHz); navíc v polarimetrickém režimu. Měření v pravotočivé i levotočivé kruhové polarizaci probíhala zkříženě, takže umožnila měřit i lineární polarizaci, jež popisuje průběh a indukci magnetických polí v bezpro­středním okolí černé veledíry o hmotnosti 4,3 MM_ʘ v centru naší Galaxie (vzdálenost 8,1 kpc) s fa­ntastickým úhlovým rozlišením 25 mikrovteřin. Polarimetrický signál na velmi dlouhých základnách byl pro autory překvapením, protože to znamená, že v nejbližším okolí veledíry se vyskytují jak uspořádaná, tak i chaotická magnetická pole. Zároveň zjistili, jak tato pole ovlivňují pozorované úzké relativistické výtrysky plazmatu odnášející z okolí černých veleděr přebytečný moment hybnosti ma­teriálu, který pak na povrch veledíry dopadá. Dalším překvapením je výrazné kolísání indukce magne­tického pole na časové stupnici 15÷30 minut. Lze to vysvětlit silnou turbulencí plynu, jež usnadňuje jeho spolknutí veledírou. V současné době nejeví centrální veledíra žádné výtrysky, na rozdíl od mocných výtrysků veledíry v jádře galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16,4 Mpc; hmotnost veledíry 7 GM_ʘ). Obrovská hmotnost této veledíry znamená také, že lineární rozměr veledíry je 1,7tisíckrát větší než obzor událostí naší veledíry, takže se autoři po dalším zvýšení rozlišovací schopnosti EHT na 15 mikrovteřin chtějí pokusit studovat s podobným výkonem tuto vzdálenou veledíru.

P. Nemeth aj. změřili rychlosti dvou hvězd z přehlídky SDSS, jež evidentně z naší Galaxie prchají, protože jejich prostorová rychlost vůči centru Galaxie je dvakrát vyšší než u Slunce. Odtud odvodili hmotnost hala naší Galaxie: 3 GM_ʘ. E. Hodgesová-Klucková aj. změřili průměr hala 40 kpc jednak z radiálních rychlostí hvězd v čáře O VII, a dále z archivních údajů rentgenové družice New­ton. Oběžná rychlost hvězd v halu činí 183 km/s, zatímco průměrná rychlost hvězd v hlavním disku dosahuje 240 km/s.

L. Šubr a J. Haas simulovali fyzikální příčiny úprku hvězd z naší Galaxie hyperbolickými rychlost­mi modelem tenkého výstředného hvězdného disku, v němž se vyskytují mladé dvojhvězdy a jenž se nachází v centru Galaxie poblíž centrální černé veledíry. Přímou simulací problému N těles prokáza­li, že dráhy těsných dvojhvězd podléhají oscilacím vinou Lidovova-Kozaiova efektu. V důsledku efektu se dvojhvězdy nakonec dostanou do takové blízkosti černé veledíry, kde jejich vzájemnou gravitační vazbu zruší silné slapy od veledíry. Ztráta vazby se projeví prudkým vymrštěním alespoň jedné hvězdné složky na únikovou dráhu z Galaxie, zatímco druhá složka uvízne na protáhlé elip­tické dráze kolem veledíry – tak vznikají dosti početné hvězdy S obíhající centrální veledíry po značně výstředních drahách. Model rovněž vysvětluje okolnost, že pozorované prchající hvězdy se soustřeďují do jednoho privilegovaného směru vůči černé veledíře. K podobnému závěru dospěli ne­závisle také J. VanLandingham aj., kteří v simulacích ukázali, že obdobný mechanismus funguje i v případě přiblížení těsné dvojhvězdy k intermediální černé díře o hmotnosti v rozmezí 1÷10 kM_ʘ. V praxi to ale znamená, že takto vznikají prchající hvězdy vzácně; hlavním producentkou uprchlic se jeví centrální černá veledíra.

5.3. Místní soustava galaxií

A. Hamanowicz aj. využili databáze OGLE-IV ke zmapování prostorové struktury trpasličí sféroidální galaxie Sgr i její kulové hvězdokupy M54 (=NGC 6715). Použili k tomu parametry poloh 174 proměnných hvězd třídy RR Lyr a 4 cefeid. Rozložení proměnných hvězd prozradilo, že trpasličí galaxie podléhá slapovým deformacím vinou naší Galaxie, neboť se k ní přiblížila na vzdálenost 26,7 kpc. To nakonec povede k jejímu pohlcení v naší Galaxii.

Zdá se to skoro neuvěřitelné, že australský astronom amatér M. Sidonio objevil novou trpasličí galaxii poblíž Místní soustavy galaxií. V říjnu 2012 fotografoval pomocí 0,3m reflektoru galaxii NGC 253 (Scl; 8 mag; vzdálenost 3,5 Mpc) digitální kamerou. Při prohlížení snímku si povšiml pro­táhlého obláčku opodál. Následně 8,2m dalekohled Subaru na Mauna Kea podle A. Romanowskyho aj. po­tvrdil, že jde o trpasličí galaxii NGC 253-dw2, která je slapově rozbita zmíněnou velkou spirální galaxií. Její hlavní poloosa je dlouhá 2 kpc a průmět její vzdálenosti od NGC 253 činí jen 50 kpc, což vysvětluje její probíhající rozpad vinou slapů od hlavní galaxie této sousední místní soustavy. Zářivý výkon trpasličí galaxie dosahuje 2 ML_ʘ, tj. absolutní hvězdná velikost činí V= -10,7 MAG. Znovu se potvrzuje, že hmotné galaxie postupně roztrhají a pohltí své menší sourozence. Navíc je zřejmé, že zkušení amatéři i s nevelkými přístroji mohou stále významně přispívat k velkým astronomickým ob­jevům.

S. Elgueta aj. se zabývali nově objevenou oddělenou zákrytovou dvojhvězdou OGLE-LMC-ECL-25658 ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), jež se skládá ze dvou pozdních obřích hvězd spektrální tří­dy G, které obíhají kolem sebe po výstředné dráze s periodou ~200 d. Primární i sekundární zatmění je totální, což dalo naději na velmi přesné astronomické i fyzikální parametry soustavy. Autoři zkouma­li jak světelnou křivku, tak křivku radiálních rychlostí obou složek, takže určili jednotlivé parametry s přesností 15 %. Obě složky mají stejné hmotnosti 2,23 M_ʘ i stejnou metalicitu 23 % sluneční meta­licity. Autoři odtud odvodili vzdálenost soustavy, a jelikož soustava se nachází poměrně daleko od ba­rycentra VMM, zavedli pro výpočet vzdálenosti těžiště VMM příslušnou korekci vyplývající z mode­lu rozložení hmotnosti v disku galaxie. Výsledná hodnota vzdálenosti VMM (50,3 ±0,5) kpc je ve velmi dobré shodě s dřívějšími měřeními. K téměř shodnému výsledku (50,1 ±0,4) kpc dospěli také L. Musella aj., kteří určili vzdálenosti 24 cefeid ve hvězdokupě NGC 1866 staré 140 Mr.

A. Jacyszyn-Dobrzeniecká aj. uvedli, že v katalogu OGLE-IV (Optical Gravitational Lensing Ex­periment) se nachází 9,4 tis. cefeid v základním pulsním módu, resp. v jeho první harmonice. Pro všechny cefeidy v souboru spočítali jejich vzdálenosti a tím zmapovali tvar a náklon VMM vůči pozorovateli. Východní část VMM je k nám nejblíže a hlavní rovina je vůči naší Galaxie skloněna pod úhlem 24°. Nejvíce pozorovaných cefeid ve VMM vzniklo před 100 mil. let. MMM má tvar protáhlého elipsoidu a funkce stáří cefeid má dva vrcholy: 110 Mr a 220 Mr. Mladší cefeidy se na­cházejí na straně MMM přivrácené k naší Galaxii, zatímco starší cefeidy jsou od nás nejdále. Autoři našli 9 cefeid v přemostění obou galaxií. Jejich polohy jsou doslova rozházené; nejbližší cefeida v mostu je k nám blíž než všechny cefeidy VMM, a nejvzdálenější je ještě dál než všechny cefeidy v MMM. S výjimkou jedné cefeidy jsou všechny cefeidy v mostu mladší než 300 Mr.

A. Bhardwaj aj. vyšli při mapování VMM jak z údajů OGLE, tak také z vlastních infračervených měření jasnosti v pásmech J, H, K, což jim umožnilo využít vztahu mezi periodou a svítivostí cefeid podle Wesenheitova vztahu, jenž je přesnější infračervenou analogií vztahu perioda-svítivost H. Leavittové. Určili tak fotometrické vzdálenosti pro téměř 1,3 tis. cefeid v centrální oblasti VMM. Obdrželi tak střední hodnotu vzdálenosti VMM 49,4 kpc s relativní chybou jen 3,3 %. Týmž postu­pem pak určili i vzdálenost galaxie M31 v Andromedě na základě fotometrických vzdálenosti pro 477 cefeid: 780 kpc s chybou 9,6 %. V závěru práce pak autoři shrnuli i vzdálenosti pro několik dalších členů Místní soustavy galaxií (poslední v tabulce je galaxie v sousední místní soustavě v sou­hvězdí Sochaře):

A. Bhardwaj aj. podobně v další práci určovali z materiálu přehlídky OGLE-III vztah Leavittové v infračervené modifikaci podle Wesenheita pro více než 1,6 tis. cefeid v MMM pulsujících v první harmonice. Obdrželi tak diferenciální modul vzdáleností mezi VMM a MMM a odtud jejich vzá­jemnou vzdálenost 12,53 kpc, takže MMM se nachází ve vzdálenosti 61,9 kpc od centra naší Galaxie.

Na tuto práci navázali V. Ripepi aj., kteří pomocí kamery VIRCAM (hmotnost kamery 3 t!) přehlídkového 4,1m teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy; ESO; Cerro Paranal) sledovali světelné křivky téměř 4,2 tis. klasických cefeid v MMM pulsujících v zá­kladním módu.. Obdrželi tak diferenciální vzdálenost obou Mračen 12,93 kpc a pro vzdálenost tě­žiště MMM od centra Galaxie 63,39 kpc. resp. 64,27 kpc, když vzali navíc v úvahu vzdálenosti ce­feid v MMM, které jsou součástí zákrytových dvojhvězd. Vzdálenost MMM určovali také V. Scowcroftová aj. pomocí kosmického teleskopu SST, jenž pozoroval cefeidy ve středním infračer­veném pásmu. Dostali tak diferenciální vzdálenost obou Mračen 12,47 kpc a vzdálenost Malého mračna od centra Galaxie (62,0 ± 0,3) kpc, tj. relativní přesnost ± 0,5 %. Z měření dále vyplynulo, že disk MMM je vůči nám nakloněn tak, že jeho východní okraj je o 20 kpc blíže než západní okraj. Měření ve středním infračerveném pásmu jsou zřetelně přesnější, než měření v blízkém infračerveném nebo optickém pásmu. V každém případě měření vzdáleností obou Mračen mají klíčový význam pro zlepšení přesnosti a zmenšení systematických chyb v kosmologickém žebříku vzdáleností; proto se zpřesňování těchto měření dvou nejdůležitějších spodních příček věnuje trvalá pozornost.

E. D'Onghiaová a A. Fox v přehledovém článku shrnuli současné poznatky o Magellanově proudu, jenž obepíná naši Galaxii propletenými vlákny na závětrné straně relativního pohybu Mračen vůči Galaxii a společně s návětrným ramenem dosahuje na obloze úhlové délky 200°. Všeobecně se sou­dí, že Proud vznikl díky slapovým silám tří členů kosmického mariáše a vlečnými tlaky (ram pressu­re forces) vyvolanými korónou naší Galaxie. Proud se dá popsat hydrodynamickými simulacemi, jež ukazují, že Galaxie tak akrecí získává plyn z Proudu, který způsobí ke zvýšení tempa vzniku nových hvězd. Autoři se dále zabývají původem, chemickým složením, fyzikálními poměry, dynamikou a budoucím osudem Magellanovy soustavy a průchody obou Mračen v blízkosti naší Galaxie.

J. Salomon aj. využili 40 satelitních trpasličích galaxií v okolí M31 k určení tangenciální rychlosti celého systému. Obdrželi pro východní složku rychlost 111 km/s a pro severní složku 99 km/s, takže výsledná tangenciální rychlost dosahuje 150 km/s, což je překvapivě vysoká hodnota. Radiální rychlost přibližování soustavy satelitů k naší Galaxii opravená o pekuliární rychlost Slunce činí (-87,5 ±13,8) km/s. To je v prvním přiblížení táž hodnota korigované radiální rychlosti přibližování jako pro samotnou M31 (-103,9 ±4,0) km/s. Vzniká tak pochybnost, zda je tzv. Místní soustava gravitačně vázaná, a nejde spíše o Místní oblet? Už v r. 2013 C. Partridge aj. odhadli, že M31 a naše Galaxie se minou v minimální vzdálenosti 550 kpc, což ovšem vyvolá významné slapové poruchy v obou soustavách.

J. Peñarrubia aj. se pokusili zlepšit hodnotu hmotnosti VMM, protože se ukázalo, že dosavadní ne­přesnost se podepisuje na systematicky nižším vyčíslení hmotnosti Místní soustavy galaxií. K tomu cíli změřili vzdálenosti a rychlosti náhodných pohybů všech galaxií až do vzdálenosti 3 Mpc, dále pak relativní rychlost Galaxie vůči galaxii M31 odvozenou z měření HST a jako další parametr uva­žovali hmotnost VMM (250 ±9) GM_ʘ. Tato hodnota naznačuje, že VMM je ponořeno do rozsáhlého hala skryté látky a vyvolává významné poruchy gravitačního potenciálu naší Galaxie. Pak jim vyšly hmotnosti Galaxie (1,04 ±0,25) TM_ʘ; M31 (1,33 ±0,36) TM_ʘ a celé Místní soustavy (2,64 ±0,40) TM_ʘ.

Jak ukázali M. Boylan-Kolchin aj., studium Místní soustavy může výrazně posloužit k poznání vlastností raného vesmíru, neboť její současný rozměr ~2 Mpc odpovídá v raném vesmíru útvaru o průměru ~ 7 Mpc (objemu 350 Mpc³). V raném vesmíru v čase před 13 Gr byla v tomto objemu (včetně skryté látky) soustředěna hmotnost ~ 2 GM_ʘ. Tato oblast je o něco větší než dnešní rozměr Hubbleova Ultrahlubokého pole (HUDF). Proto je současná Místní soustava srovnatelná s tehdejší daleko větší oblastí, jež se od té doby působením vlastní gravitace postupně zmenšuje. Lze tak dnes docela blízko sledovat zejména vznik a zastoupení trpasličích galaxií, a tak se docela lacino prodrat do nejranějších počátků tvorby galaxií v raném vesmíru.

5.4. Galaxie v lokálním vesmíru

M. Membrado a A. Pacheco revidovali hmotnosti nejbližších galaxií (včetně skryté látky) započtením jejich viriálových rozměrů a dostali pro naši Galaxii hodnotu (8,9 ±2,8).10¹¹ M_ʘ a dále pro M31 (12,5 ±2,5).10¹¹M_ʘ; M81 (21,5 ±7,7).10¹¹M_ʘ; Cen A (7,9 ±2,6).10¹¹M_ʘ a IC 324 Maffei (7,9 ± 2,6).10¹¹M_ʘ. Odtud jim vyšlo, že v lokální kouli o poloměru 5 Mpc je hustota vesmírné látky 4,5× vyšší, než je průměr v celém pozorovatelném vesmíru

K. McQuin aj. Využili HST ke zlepšení hodnoty vzdálenosti populární galaxie M104 (Sombrero; NGC 4594). Její unikátní morfologie měla totiž tu nevýhodu, že vzdálenosti určené standardními metodami se dramaticky lišily v rozmezí 6,2 ÷ 21,7 Mpc! Kamery WST a ACS zobrazily 13,5 tis. hvězd asymptotické větve červených obrů ve dvou filtrech a odtud autoři určili špičku diagramu barva-jasnost. Dostali tak pro vzdálenost galaxie dosti přesnou hodnotu 9,55 ± 0,35 Mpc (relativní chyba ±4 %). Podobně zlepšili vzdálenost pro galaxii M51 (CVn; Vír). Obdrželi tak vzdálenost (8,6 ±0,1) Mpc s relativní chybou ±1,2 %. Podobným způsobem chtějí autoři v budoucnosti zpřesnit dosud ne­jisté vzdálenosti dalších relativně blízkých galaxií M63 a M74.

J. Irwin aj. vyšli z poznatku, že v r. 2005 zaznamenaly rentgenové družice dvě podivná vzplanutí zdroje v blízkosti galaxie NGC 4697 (Vir; vzdálenost 12÷15 Mpc) v intervalu 4 let. Rentgenová svě­telná křivka se pokaždé během minuty zjasnila ~ 90×. V maximu dosáhl zářivý výkon vzplanutí hodnoty 10³² W. Prozkoumali proto archivní údaje nejvýkonnějších rentgenových družic Chandra a Newton v okolí 70 relativně blízkých galaxií a uspěli ve dvou případech. Jedno vzplanutí nalezli v blíz­kosti galaxie NGC 4636 Vir; 16 Mpc) a dalších pět vzplanutí v okolí nejbližší galaxie s aktivním jádrem Centaurus A (NGC 5128; vzdálenost ~ 4 Mpc). Udivující byl maximální zářivý výkon vzplanutí 10³⁴ ÷10³⁵ W! To jsou zářivé výkony minimálně o dva řády vyšší, než fyzikální zákony dovolují dosáhnout neutronové hvězdě. Přitom nárůst výkonu je rychlý – proběhne během minuty, kdežto pokles do minima trvá celou hodinu. Pokud by šlo o jedinečné události, tak by se vzplanutí dalo vy­světlit jako zánik mladé hvězdy v podobě mimořádně svítivé supernovy. Jenže zmíněná vzplanutí se odehrávají pouze na perifériích galaxií, kde se nacházejí jen velmi staré hvězdy. Neutronové hvězdy s extrémně silnou indukcí magnetického pole (magnetary), jež se vyskytují v naší Galaxii, dokáží sice při výbuchu i na tu obrovskou dálku ovlivnit stav zemské ionosféry, ale tato vzplanutí trvají jen zlomky sekundy. Neutronové hvězdy, které mají za průvodce běžnou hvězdu, vysávají ze svého prů­vodce vodík, jenž se usazuje na povrchu neutronové hvězdy a po čase vzplane termonukleární reakcí, která však trvá jen pár minut a navíc je v nejlepším případě o dva řády slabší než ona záhadná vzplanutí. Jelikož se zatím pokaždé pozorují až na perifériich jasných galaxií buď v kulových hvězdokupách, anebo dokonce v satelitních trpasličích galaxiích, soudí autoři práce, že za tyto úkazy jsou odpovědné černé díry o intermediálních hmotnostech 100÷1 000 M_ʘ. Pokud je takový bumbrlí­ček doprovázen běžnou hvězdou na silně protáhlé dráze, tak pozorujeme opakovaná vzplanutí, když hvězda prochází perinigriconem své dráhy.

C. Conroy aj. se zaměřili na krátkodobé změny jasnosti obří eliptické galaxie M87 obsahující při­bližně 10¹² hvězd, tj. asi stonásobek počtu hvězd v naší Galaxii. M87 je centrem nadkupy galaxií v souhvězdí Panny, do níž patří i naše Galaxie. Využili k tomu 52 archivních snímků M87 pořízených v průběhu 72 dnů r. 2005 kamerou ACS (Advanced Camera for Surveys) ve dvou filtrech 606 nm a 814 nm, přičemž každá expozice trvala 24 min. V takto obří galaxii s vysokým počtem hvězd očekávali, že jasnost jednotlivých snímaných pixelů (obsahujících ve vzdálenosti 16,4 Mpc desítky ti­síc až desítky milionů hvězd) bude v krátké časové stupnici stovek dnů stálá, protože v tak velkém počtu hvězd ̶ byť i s proměnnou jasností - se v tom počtu náhodné fluktuace vyrovnají. Navíc je většina hvězd v M87 velmi starých (řádově 10 Gr), takže i to by mělo přispět k nulovému výsledku. K pře­kvapení autorů však objevili měřitelné fluktuace u 24 % proměřovaných pixelů z celkového počtu 200 tis. pixelů. Amplitudy změn jasnosti dosahovaly až 1,5 %, což znamená, že v přepočtu na celou galaxii se tam nachází asi 72 tis. dlouhoperiodických proměnných v asymptotické větvi obrů. Hvězdy tohoto typu se vyznačují řádovými změnami své jasnosti v periodách 80 ÷ 1 000 dnů (viz Mira Ceti v naší Galaxii, která má průměrnou periodu změn jasnosti 330 dnů a její jasnost kolísá až o tři řády!). Háček je ovšem v tom, že z těchto měření vychází, že pobyt hvězd na asymptotické větvi obrů je relativně velmi krátký, dokonce o třetinu kratší, než dosud vycházelo z modelů hvězdného vývoje.

T. Holoien aj. pozorovali pomocí přehlídkového systému ASASSN (All-Sky Automated Survey for SuperNovae) a družice Swift nápadné zjasnění v centru galaxie 2MASX J2039-3054 (vzdálenost 216 Mpc). Výrazné zjasnění ASASSN-15oi započalo v červenci 2015 a autoři sledovali jeho rychlý nárůst a povlovný pokles celé 3,5 měsíce. Maximální zářivý výkon dosáhl 1,3.10³⁷ W a během sledování zdroj vyzářil energii 6,6.10⁴³ J. Ve spektru úkazu byly pozorován široké čáry hélia a silné modré spojité spektrum. Teploty ve zdroji stoupaly z 20 kK na dvojnásobek, zatímco zářivý výkon zdroje klesl z maxima během té doby 7×. Příčinou vzplanutí bylo pravděpodobně slapové roztrhání hvězdy v těsné blízkosti cent­rální černé veledíry.

M. Brienza aj. využili evropské anténní soustavy LOFAR (Low-Frequency Array) k objevu rozměrné (ø 700 kpc) radiogalaxie s nízkou plošnou jasností na vlnové délce 2,0 m (150 MHz). Po objevu pak rozšířili rádiová měření až do vlnové délky 1,85 m (162 MHz). Následně pak radiogalaxii pozo­rovali pomocí aperturně syntetické soustavy radioteleskopů v holandském Westerborku (14 parabol ø 25 m na základně o délce 2,7 km) v okolí čáry H I (211 mm; 1,42 GHz) a na vlnové délce 6 mm (4,9 GHz). Tyto údaje pak doplnili z archivu velkých radioteleskopů, takže získali docela jasnou představu o povaze zmíněné radiogalaxie, protože v téže poloze nalezli v infračerveném katalogu 2MASS dvě galaxie v poloze J1828+4914 vzdálené od nás 211 Mpc. Jejich optické jasnosti dosahují v infračerveném pásmu K (2,1 µm) jasností 12,9 a 13,8 mag. Projekce jejich vzájemné vzdálenosti činí 15 kpc a radiogalaxie je zřejmě totožná s jasnější složkou páru, zatímco slabší složka nepo­chybně ovlivnila vývoj své jasnější partnerky. Tak se autorům podařilo ukázat, že objevená radi­ogalaxie má svá nejlepší léta již za sebou, protože její kolimované výtrysky už nejsou pozorovány. Jejich zdroj v centru galaxie v bezprostředním okolí černé veledíry vyhasl před 60 mil. let. Předtím byla galaxie aktivní po dobu asi 15 mil. let. Jde o první pozorovaný případ takového scénáře a je pravděpodobné, že plánované přehlídky na metrových rádiových vlnách přinesou další podobné ob­jevy.

B. Boccardi aj. studovali prototyp galaxií s aktivním jádrem Cygnus A (vzdálenost 249 Mpc), u něhož pozorujeme oba výtrysky – jeden směřující šikmo k nám a druhý šikmo od nás. Díky globální radi­ointerferometrii VLTI na vlnové délce 7 mm (42,8 GHz) docílili úhlového rozlišení 90 µas, tj. line­árně 400 R_{Schwarzschild}, přičemž černá veledíra v centru Cyg A má úctyhodnou hmotnost 2,5 GM_ʘ. Jak čelní, tak i zadní výtrysk mají široké vrcholové úhly 10°, a jejich rychlosti se průběžně zvyšují až do vzdálenosti 10⁴ R_S od veledíry, což dokládá, že jde o urychlování spirálovým magnetickým polem. Podle J. Scharwächtera aj. se ještě hmotnější veledíra nalézá v centru čočkovité galaxie NGC 1277 (vzdálenost 73 Mpc) v kupě galaxií v Perseovi. Autoři snímkovali okolí jádra galaxie milimetrovým interferometrem IRAM (Institut de RAdioastronomie Millimétrique; Plateau de Bure, Francouzské Alpy; 7 parabol; ø 15 m; délka základny až 768 m; úhlové rozlišení 0,9" – 2,9"). Aparatura tak mohla rozlišit strukturu galaxie s lineárním rozlišením až 320 pc. V jádře galaxie se podle údajů o molekule CO nachází 150 MM_ʘ molekulového plynu, jenž obíhá černou veledíru rychlostí 550 km/s. Odtud vyplývá, že veledíra může mít hmotnost až 17 GM_ʘ. Rozhodně však má hmotnost >5 GM_ʘ. Tím se vymyká z průběhu lineárního vztahu mezi hmotností centrální veledíry a hmotností celé galaxie – jde tedy o mimořádně obézní veledíru.

F. Gao aj. dokázali pomocí radiointerferometrie VLBI změřit trigonometricky vzdálenost megamase­rové galaxie NGC 5765b (Vir). Pomocí spektrálních čar vodního megamaseru se jim podařilo zpřesnit vzdálenost galaxie na (126 ±12) Mpc. Jádro galaxie má hmotnost 45 MM_ʘ. Autoři tak mohli odvodit i lokální hodnotu Hubbleovy-Lemaîtrovy konstanty (66,0 ±6,0) km/s/Mpc.

N. Bergvall aj. využili databáze SDSS DR7 k nové rekonstrukci podmínek pro překotnou tvorbu hvězd v lokálním vesmíru (interval vzdáleností 85÷1 300 Mpc). Především se jim podařilo dosáh­nout shody v hodnotách dynamické a fotometrické hmotností galaxií, jež vykazují překotnou tvorbu hvězd pro dvousložkový model (hvězdy a interstelární plyn) v intervalu hmotností 10⁹ ÷10^11,5 M_ʘ. Autoři pak mezi galaxie s překotnou tvorbou hvězd zařadili pouze ty galaxie, které mají v sou­časnosti více než trojnásobek předchozího tempa tvorby hvězd (SFR = Star Formation Rate). V sle­dovaném souboru galaxií tak našli jen 1 % galaxií SFR, jež v lokálním vesmíru produkují 3÷6 % mladých hvězd. Éra SFR však trvá poměrně krátce; medián dosahuje 70 Mr. Pro SFR = 60 však trvání éry SFR klesá na 10 Mr. Autoři nenašli žádné galaxie, v nichž by se éra SFR odehrála před >1 Gr. Fáze po skončení éry SFR trvá minimálně 100 Mr a s hmotností galaxie stoupá až na dvojná­sobek času. Statistika pro vysoce svítivé galaxie, kde už éra skončila, je však negativně ovlivněna vysokým zastoupením prachu. Pravděpodobně je jich dokonce o řád více a éra aktivních jader galaxií (Active Galaxy Nucleus = AGN) následuje až po éře SFR.

Ačkoliv jsou hvězdy v galaxiích běžným zbožím, větší část klasické látky vesmíru se ve skutečnosti nalézá ve zdánlivě prázdném prostoru mezi galaxiemi. Nejlépe to je vidět díky přehlídkám svítící lát­ky, který představuje poměrně řídkou pavučinu s malými uzlíky a mezi vlákny pavučiny je tma. Vývoj vesmíru od Velkého třesku se vlastně po celou dobu týká nejhmotnější složky zářivé látky, tj. jader a atomů vodíku. Jádra vodíku vznikla sice už během prvních tří minut existence vesmíru, ale atomy vodíku až ve věku 375 tis. let po Velkém třesku, když se látka vesmíru dostatečně ochladila, aby se elektrony mohly přidružit k protonům. Tehdy započalo období šerověku (dark ages), které trvalo až do vzniku prvního pokolení hvězd v době kolem 200 milionů let po Velkém třesku. Hvězdy vysílaly do interstelárního prostoru také energetické fotony, které dokázaly ionizovat atomy vodíku, když měly vlnovou délku kratší než 91 nm, tj energie >13,6 eV. Problémem však zůstává, že v okolí hvězd v galaxiích je spousta materiálu, který toto záření pohlcuje, takže se nedostane do intergalak­tického prostoru, čili vesmír se nerozsvítí. Modelové výpočty naznačují, že epocha reionizace inter­galaktického prostoru musela začít nejpozději v čase 400 mil. let po Velkém třesku. Počet dostatečně hmotných galaxií, které by mohly intergalaktický prostor účinně reionizovat, je však výrazně nižší, než aby se reionizace povedla. Drobné velmi vzdálené galaxie nejsme dosud schopni pozorovat.

Naštěstí se Y, Izotovi aj. podařilo pozorovat blízkou málo hmotnou galaxii J0925+1403 (vzdálenost 1,1 Gpc; stáří 10,3 Gr po Velkém třesku), která vyniká překotnou tvorbou hvězd, takže 8 % ionizují­cího záření se prodere skrze galaxii do intergalaktického prostoru. Galaxie patří do nové třídy málo hmotných galaxií, kterým se říká „zelené hrášky“ (green peas). První hrášek (Hanny´s Voorwerp; LMi) objevila v r. 2007 holandská učitelka hudby Hanny Van Arkelová, která se zapojila do meziná­rodního projektu Galaxy Zoo, v němž dobrovolníci klasifikovali galaxie. Když uvážíme, že ve sku­tečnosti bylo malých galaxií určitě i v raném vesmíru mnohem více než těch obřích, tak se zdá, že je oříšek reionizace vesmíru blízký rozlousknutí. Máme totiž dobré důkazy o tom, že v čase 1 Gr po Velkém třesku už byl celý intergalaktický prostor vesmíru plně reionizován, což dokázaly svým kolektivním úsilím právě ty nejdrobnější galaxie.

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: 28. februára 2019