ŽEŇ OBJEVŮ 2019 (LIV.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

4.4. Zábleskové zdroje záření gama

V červnu 2008 vypustila NASA mezinárodní (USA, Francie, SRN, Itálie, Japonsko, Švédsko) družici Fermi (původně GLAST = Gamma-ray Large Area Space Telescope) na nízkou kruhovou oběžnou dráhu ve výšce 550 km a se sklonem 28,5° k rovníku. Na její palubě se nacházejí dva přístroje pro studium vesmíru v pásmu fotonů záření γ: širokoúhlá (4 125 □°) kamera LAT (Large Area Telescope; energetické pásmo 0,02÷300 GeV) a celooblohový monitor GBM (Gamma-ray Burst Monitor; 14 scintilačních detektorů pro pásmo energií 0,008÷1 MeV a dva krystalové detektory Bi-Ge pro pásmo 0,15÷30 MeV). Od té doby zaznamenávala kamera LAT za rok průměrně 14 GRB v energetickém pásmu od několika MeV do 100 GeV. Typicky se nejprve objeví signál v pásmu keV ̶ MeV, a s mírným zpožděním se pak rozšíří do pásma MeV ̶ 100 GeV. Během prvních 50 s zaznamenala kamera LAT silný signál v pásmu energií 10 keV 100 GeV. V případě vzplanutí GRB 190114C však od počátku zaznamenala kamera LAT silný signál v pásmu 10 keV ̶ 40 MeV. Souběžně však GRB zaznamenaly další družice Swift, AGILE, INTEGRAL, Insight a Konus-Wind. M. Ravasio aj. využili poplachu aparatury Swift pro navazující sledování světelné křivky tohoto GRB pomocí pozemního detektoru observatoře MAGIC (La Palma, +29° s. š.; 2,2 km n. m.; 2 zrcadla ø 17 m; stereo 85 m od sebe; sběrná plocha 240 m²), která zaznamenala počátkem ledna 2019 extrémně dlouhý záblesk GRB 190114C velmi vysokých energií 0,2÷1 TeV. Tak vysoké energie byly sice teoreticky předpokládány, ale až dosud se je nedařilo experimentálně ověřit. Tento záblesk však dosáhl po minutě od vzplanutí energie 1 TeV na úrovni signálu až 50σ během 20 minut od začátku úkazu. Družice Fermi registrovala 90 % energie signálu během 116 s a družice Swift po dobu 362 s. Brzy potom se objevil širokopásmový dosvit ve frekvenčním pásmu od 1,3 GHz (vlnová délka 231 mm) až po energie 23 GeV (frekvence 13 mm). Z červeného posuvu z = 0,4245 vyplývá vzdálenost mateřské galaxie 2,4 Gpc. Celková vyzářená energie vzplanutí dosáhla 3 ×10⁴⁶J. Podle P. Verese a týmu MAGIC je zřejmé, že za tyto spektakulární úkazy mohou gravitační kolapsy hmotných hvězd, které se hroutí na hvězdné černé díry. Přebytečný moment hybnosti odnáší úzký výtrysk o vrcholovém úhlu kolem 5°, takže jenom vzácně směřuje k Zemi. Tentokrát se výtrysk do Země trefil. Proto se poprvé podařilo ověřit, že teoretické výpočty o extrémně vysokých energiích byly tímto úkazem GRB potvrzeny. Dosvit pak umožnil sledovat vývoj jevu v neuvěřitelném energetickém rozpětí vlnových délek v poměru 1:10¹⁷! Záblesk gama o vysoké energii je důkazem synchrotronového záření v širokém spektru vlnových délek. Dosvit je však přednostně vyvolán inversním Comptonovým rozptylem.

K témuž výsledku o mechanismu dlouhých GRB dospěli také H. Abdalla aj., kteří sledovali GRB 180720B pomocí Čerenkovových teleskopů H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; Namibie; 4 teleskopy ø12 m a jeden ø28 m; 23° j. š.; 1,8 km n. m.). Autoři pozorovali GRB 180720B a jeho dosvit v čase 10 h po jeho vzplanutí, kdy podíl rentgenových paprsků klesl již o 4 řády. Pozorování dosvitu ukázalo, že za dosvit je odpovědný inversní Comptonův rozptyl. Bing Zhang uvedl, že tyto jevy poukazují na nejmohutnější známé vesmírné exploze, neboť při nich se během jediné sekundy vyzáří stejná energie (10⁴⁴ J), jakou vyzáří Slunce za celý zářivý život cca 10 mld. let! Teoretici mohou být rovněž spokojeni, protože znají tři mechanismy, které mohou fungovat během dosvitu. Je to především synchrotronové záření elektronů urychlených rázovou vlnou, jež vzniká nárazy materiálu vyvrženého explozí na okolní interstelární plyn. Tento mechanismus má své energetické omezení Lorentzovým faktorem řádu stovek. Druhý mechanismus je synchrotronové záření protonů urychlených vnější rázovou vlnou výbuchu. Tento mechanismus je slabý vinou nízké aktivity protonů. Zato inversní Comptonův jev, kdy urychlené elektrony emitují synchrotronové fotony s energiemi >100 GeV způsobuje vznik fotonů v energetickém pásmu γ.

To, že potvrzení teoretických modelů pozorováním trvalo dlouho, je dáno mnoha okolnostmi. Především tyto úkazy lze pozorovat jen za jasných nocí, a zdroj musí být dost blízko, aby byl dostatečně jasný. Od r. 2015 pracuje naplno americko-mexická observatoř HAWC (High Altitude Water Cherenkov) na plošině mezi mexickými sopkami Sierra Negra a Pico de Orizaba v nadmořské výšce 4,1 km na 19° s. š. Observatoř tvoří 300 válcových vodních nádrží (ø 7,3 m; výška 5 m; obsah 172 tis. litrů destilované vody; sběrná plocha 22,5 tis. m²; v každém válci jsou zapuštěny 4 fotonásobiče jako detektory Čerenkovova záření). První vědecké výsledky byly zveřejněny v r. 2017 a ukazují na znamenitý potenciál při sledování GRB, protože observatoř pracuje ve dne i v noci s účinností přes 90 % času. Nyní se buduje nová observatoř CTA (Cherenkov Telescope Array) na ostrově La Palma a obří čínská observatoř LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory) v provincii Sičuan (29° s. š.; 4 410 m n. m.), která bude schopna registrovat i částice s energiemi až 10¹⁷ eV.

S. Klose aj. připomněli, že první případ, kdy výbuchu supernovy předcházel ve stejném směru dlouhý záblesk GRB 980425, se podařilo pozorovat den před výbuchem supernovy SN1998bw třídy Ic. Od té doby se podařilo zlepšenými metodami sledování pozorovat už více než tisíc dlouhých GRB s velmi přesnou polohou, ale jen asi u 50 úkazů byla posléze pozorována supernova Ic. Autoři proto využili nové kamery GROND (Gamma-ray Burst Optical/Near-infrared Detector), jenž se nachází v ohnisku 2,2m teleskopu MPG/ESO na observatoři La Silla (29° j. š.; 2,4 km n. m.) a pracuje v pásmu vlnových délek 0,45÷2,1 μm, což umožňuje díky kosmologickému červenému posuvu pozorovat v infračerveném oboru obrazy galaxií, jež byly v době pozorování od nás vzdáleny až 13 mld. světelných let. Autoři pomocí této aparatury, jež pracuje už 10 let, našli 4 další případy dlouhých GRB, po nichž vzápětí přesně ve stejné poloze následně vybuchla supernova. Nejbližší z nich vzplanula ve vzdálenosti 2,2 Gpc a nejvzdálenější ve vzdálenosti 5,1 Gpc. To však prakticky znamená, že většina z té tisícovky dlouhých GRB je od nás tak daleko, že výbuch supernovy se odehrál za hranicí viditelnosti od nás. Supernovy totiž nabíhají do maximálního jasu v průměru dva týdny, a i tehdy nemají tu rasanci jako dlouhá GRB. Pomocí 8,2m teleskopů VLT ESO na Paranalu se podařilo u dvou supernov změřit rychlost rozpínání plynného obalu v maximální jasnosti 20 tis. a 40 tis. km/s. U supernovy 2012eb, která byla z té čtveřice nejblíž, se dokonce podařilo zjistit, že spektrální křivka jasnosti odpovídá záření černého tělesa, shodně s těmi supernovami Ic, které byly pozorovány blíže. To znamená, že mechanismus výbuchů hvězd s koncovou hmotností 9÷20 M_ʘ se během vývoje vesmíru nemění.

D. Kann aj. pozorovali pomocí kamery GROND jeden z nejdelších GRB111209A (trvání 6,9 h), jenž předcházel výbuch supernovy SN 2011kl. Šlo o zatím nejzářivější supernovu, které předcházel GRB. Díky tomu se vyznačovala modrým maximem svého spektra a byla klasifikována jako typ SLSN („podsvítivá“ supersvítivá supernova). I když nedosáhla supersvítivého minima, přece jen se více podobala průběhem světelné křivky supersvítivým supernovám, které jsou živeny centrálním magnetickým polem, spíše než světelným křivkám supernov, kterým předcházel výbuch GRB.

Y. Wangovi aj. se podařilo předpovědět na základě pozorování dlouhých GRB výbuchy dvou supernov. V prvním případě šlo o GRB130427A, kdy během 20 s po vzplanutí GRB se neutronová hvězda dostala do maxima energetického pásma 100 GeV. Následně autoři předpověděli s předstihem 11 dnů, že v témž směru vybuchne supernova, což se potvrdilo výbuchem SN 2018fip. Z červeného posuvu 0,314 vyplývá že objekt byl poměrně blízko k nám (1,67 Gpc). Energie výbuchu supernovy přesáhla 10⁴⁷ J. Šlo o splynutí neutronové hvězdy s průvodcem o velké hmotnosti, takže vznikla hvězdná černá díra, protože oběžná doba neutronové hvězdy klesla před splynutím pod 5 minut, díky čemuž neutronová hvězda dokázala nabrat dostatečné množství materiálu pro zhroucení na černou díru. Tak se zrodila hypernova třídy I. Pokud však neutronová hvězda nedostane akrecí dost materiálu, vznikne splynutím tlustší neutronová hvězda, což ji klasifikuje jako hypernovu třídy II. Následně koncem července 2018 vzplanul GRB 180728A objevený aparaturou BAT na družici Swift a o dvě sekundy později i družící Fermi. Opět šlo o slabší předzvěst, která započala 1,6 s před nulovým bodem a skončila 1,2 s po něm. V čase 8,7 se objevil jasný puls, který vrcholil v 11,5 s a skončil ve 22,5 s. Po třech dnech se podařil změřit červený posuv a odtud vyplynula vzdálenost 548 Mpc. Následně autoři odhadli že k výbuchu supernovy dojde za (14,7 ±2,9) dnů a ve skutečnosti k němu došlo za 18 dnů. Podle předpokladu šlo o hypernovu třídy Ic a vzniklý pulsar měl indukci magnetického pole až 1 gigatesla a rotační periodu 2,5 milisekundy. Její vyzářená energie však byla na úrovni 10⁴⁴ J během 10 s, tedy o 3 řády nižší než u hypernovy z r. 2013.

N. Fraija modelovali v širokém rozsahu elektromagnetického spektra GRB 180720B, neboť jeho dlouhé trvání umožnilo zapojit do sledování celou baterii detektorů. Sledování v tomto širokém spektrálním rozsahu začalo ihned po vzplanutí a užitečné údaje se mohly získávat více než měsíc. Do sledování průběhu vzplanutí a následného dosvitu se zapojilo asi tucet kosmických i pozemních observatoří. Tato podrobná a širokopásmová pozorování dle autorů prokázala, že hlavním zdrojem záření dlouhých GRB je vnější rázová vlna v homogenním prostředí kolem kolabující hmotné hvězdy. Rentgenovou složku záření lze vysvětlit modelem zpětné rázové vlny, jež má podobu tenké slupky. Optické a rádiové záření vzniká díky standardnímu dopřednému Comptonovu synchrotronovému záření.

C. Ashall aj. nalezli a analyzovali pozorování GRB 161219B ve vzdálenosti 705 Mpc, po němž vzápětí vybuchla supernova 2016jca. Vyzářená energie supernovy dosáhla hodnoty 1,6×10⁴³ J. Dosvit prokázal neuvěřitelně široký vrcholový úhel výtrysku 42°. Optické spektrum ukázalo, že produkty exploze se rozpínají rychlostí 0,25c! Supernova vybuchla už 3,7 dne po GRB. Kinetická energie výbuchu dosáhla hodnoty 4×10⁴⁵ J. Rozptýlená vyvržená hmotnost materiálu supernovy činí 6,5 M_ʘ, což je relativně málo. Při výbuchu se uvolnilo 0,27 M_ʘ radioaktivního nuklidu ⁵⁶Ni, jenž vznikal při rychlostech 3× vyšších, než je běžné. Z toho vyplývá, že výbuch byl silně asymetrický s osou mířící čelně k Zemi a zdrojem energie v kompaktním zbytku po výbuchu. Tím se také prokázalo, že u supernov, jímž předchází dlouhý výbuch GRB, se většina kinetické energie spotřebuje na rozpínání produktů exploze.

N. Lloydová-Ronningová aj. vyšli z předpokladu, že GRB jsou projevem Blandfordova-Znajekova výtrysku (extrakce energie) z rychle rotující černé díry. V tom případě lze vypočítat rozsah indukce magnetického pole pro černé díry až na hodnoty 10¹³ tesla pro nejlehčí černé díry (~2,6 M_ʘ), což není příliš realistické. Pro rychle rotující černé díry s hmotnostmi 10 M_ʘ klesá indukce magnetického pole na 5×10¹¹ tesla, což už je nejspíš možné. Pro krátké GRB klesají indukce magnetických polí, ale i hmotnosti černých děr, pod spodní mez pro spontánní vznik černých děr, takže zde model nejspíše nefunguje.

4.5. Hvězdné černé díry a mikrokvasary

J. Miller-Jones aj. se zabývali doprovodnými jevy při výbuchu mikrokvasaru V404 Cyg v polovině června 2015. Mikrokvasarem je hvězdná černá díra o hmotnosti 9 M_ʘ a průvodcem oranžový obr (11÷19 mag; sp. K3 III; 0,7 M_ʘ; 6,0 R_ʘ; 10,2 L_ʘ; 4,8 kK; vzdálenost 2,4 kpc), který obíhá kolem společného těžiště soustavy v periodě 6,5 dne. Proměnnost soustavy byla objevena už v r. 1938 a od té doby vzplanula opakovaně v r. 1956, 1989 a 2015. V době vrcholné aktivity mikrokvasaru v trvání dvou týdnů se spojili radioastronomové z 8 států světa (celkem ze 22 institucí) k monitorování úkazu pomocí celosvětové sítě velkých radioteleskopů v programu VLBA (Very Large Baseline Array), kdy dosáhli úhlového rozlišení 5 miliarcsec, což odpovídá lineárnímu rozlišení 12 au v cíli pozorování. Z bezprostředního okolí černé díry se vystřelovaly kolimované výtrysky podléhající však precesi, což je logický důsledek situace, že rotační osa černé díry není souosá s osou oběžné roviny oranžového podobra. Navíc se však ukázalo, že dochází ke změně směru točivého momentu výtrysku během hodin, ale i minut. Autoři konstatovali, že změny směru výtrysků lze vysvětlit jako Lenseovu-Thirringovu precesi podél až několika set gravitačních poloměrů černé díry. Podobný efekt se může snadno odehrávat i v podobných případech mikrokvasarů doprovázených nesouladem mezi osami rotace černé díry a obíhající průvodní hvězdy.

R. Hines aj. se zabývali monitorováním rentgenového záření mikrokvasaru V404 Cyg pomocí družice INTEGRAL během jeho aktivity v r. 2015 a optického záření na 4,2m teleskopu W. Herschela na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,3 km n. m.). Autoři ukázali, že optická světelná křivka kopírovala většinou s prodlevou 4÷10 sekund křivku rentgenového záření kupodivu nejpřesněji vůči tvrdé složce rentgenového záření. J. Casares aj. sledovali optickou světelnou křivku během pekuliární nebulární fáze a následného návratu do klidového stavu. Ze studia čar Balmerovy série vodíku odvodili hmotnost rozpínajícího se větru na 4 ×10^-6 M_ʘ a porovnali průběh optické světelné křivky s předchozí křivkou při výbuchu v r. 1989. Našli v tom porovnávání shodu ve velkém poklesu jasnosti kolem 10. dne po rtg. výbuchu a přechodu do následné nebulární fáze. Na druhé straně došlo v r. 2015 k odlišnému průběhu v časové škále pro změny profilu H-α, když se akreční disk rychle scvrkl. Poslední velká super-Eddingtonova erupce se odehrála 25. června 2015. Byla evidentně vyvolána rentgenovým vzplanutím na povrchu mikrokvasaru.

S. Oates aj. studovali rentgenovou světelnou křivku V404 Cygni pomocí kamery XRT (pásmo 0,2÷10 keV) na Neilově Gehrelsově kosmické observatoři Swift. Ta je totiž vybavena i kamerou UVOT pro ultrafialový a optický obor, takže porovnání obou záznamů dává přídavnou hodnotu pro interpretaci výbuchů. Porovnání rentgenových a optických křivek poukázalo na opožďování viditelného záření o 15÷35 s. Rentgenové záření vzniká ve vnitřním akrečním disku kolem černé díry, kdežto obojí záření se prolíná v kolimovaném výtrysku.

V. Lipunov aj. sledovali mikrokvasar V404 Cyg pomocí soustavy 16 robotických dalekohledů MASTER Global Robotic Network na osmi stanovištích v Rusku, Španělsku, Argentině a Jižní Africe. Každá kamera má ø 0,4 m; f/2,5 a zorné pole ø 4°. MASTER byl první aparaturou, která zachytila výbuch 15. 6. 2015 a pokračovala v měřeních světelných křivek i polarizace až do konce roku 2015 v čtyřbarevné fotometrii až do blízké infračervené oblasti. Poslední výbuch byl zaznamenán 23. 12. 2015 a trval až do konce r. 2015, kdy se V404 Cyg zjasnila až na 14,4 mag (v klidu bývá 19 mag). V porovnání se světelnou křivkou ve tvrdém pásmu rtg. záření se optické křivky opožďují minimálně o 1 min, ale i stovky sekund. V anomálních případech dosahuje zpoždění 25÷30 min! Tato zpoždění nekorelují s oběžnou fází. Autoři celkem zpracovali přes 2 tis. pozorování světelných křivek a polarizačních měření pro tento unikátní úkaz. Silnou polarizaci vykazují oba protilehlé výtrysky kolimované magnetickým polem a napájené synchrotronovým mechanismem. Jejich zářivý výkon dosahuje 4×10²⁷ W. Anomálně dlouhá zpoždění optické křivky za rentgenovou lze objasnit tím, že charakteristické oscilace v akrečním disku mají trvání desítek minut, což dobře souhlasí s pozorovaným zpožděním. Naopak dlouhá zpoždění nelze vysvětlit Lenseovým-Thirringovým efektem, neboť LT efekt může docílit zpoždění nanejvýš 5 s.

Jifeng Liu aj. konstatovali, že dosud všechny binární hvězdné černé díry byly rozpoznány díky rentgenovému záření, které vzniká přenosem materiálu z hvězdného průvodce do akrečního disku kolem černé díry. Dosud objevené hvězdné černé díry mají hmotnosti ≤ 30 M_ʘ. Z teorie však vyplývá, že daleko více binárních hvězdných černých děr se nachází v soustavách, kde jejich průvodce žádný materiál nedodává, protože jde o oddělené soustavy s velkou vzdáleností mezi oběma složkami. V takovém případě se však může černá díra objevit z parametrů oběžné dráhy dobře viditelného průvodce docela jednoduše v případě, že rovina oběžné dráhy průvodce prochází Zemí nebo blízko Země. Pomocí obřího spektroskopického teleskopu LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; Sing-long; 40° s. š.; 960 n. m.; primár ø 4 m; sekundár ø 6 m; zorné pole 5°; vláknová optika pro 4 tis. vláken v ohnisku) se autorům podařilo objevit binární hvězdnou černou díru pomocí měření radiálních rychlostí během dvou let a s pomocí vzdálenosti určenou družicí Gaia díky jejímu viditelnému průvodci LB-1, kterým je podobr sp. třídy B (11,5 mag; 18 kK; 8 M_ʘ; 9R_ʘ; oběžná doba 79 d; kruhová dráha; stáří 35 Mr; vzdálenost 4,2 kpc). Odtud vyplývá, že neviditelná černá díra má hmotnost (68 +11/-13) M_ʘ. Autoři ještě zjišťovali, zda hvězda LB-1 nezískává hmotu akrecí, což by se projevilo jejím rentgenovým zářením, ale žádné měřitelné záření nenašli.

Zhao Er-gang aj. studovali dráhové parametry dotykové dvojhvězdy V593 Cen, které pořídili sami a doplnili je o data z veřejného souboru ASAS (All Sky Automated Survey). Data zpracovali pomocí programu Wilson-Devinney a zjistili, že jde vskutku o těsnou dvojhvězdu se složkami spektrální třídy B, které vyplňují Rocheovy laloky z více než 45 %. Méně hmotná složka má vyšší teplotu než složka hmotnější, což svědčí o tom, že dvojice nedávno prodělala zpětný přechod materiálu v rámci hesla „pes požírá psa“. To znamená, že právě nyní má nejkratší oběžnou periodu (0,755 d) a nejhlubší vnoření do Rocheových laloků. Z programu W-D vycházejí prakticky stejné hodnoty pro teplotu složek (15,5 kK) i poměr jejich hmotnosti (1,05). Hmotnost současného primáru určili na 5.9 M_ʘ a současného sekundáru na 6,2 M_ʘ. Jejich současné stáří odhadli na 110 mil. let. Nová měření však objevila v datech další cyklickou periodu 50,9 r s amplitudou 0,057 d. To znamená, že jde o gravitační triplet. Autoři odvodili minimální hmotnost třetí složky na (4,3 ±0,3) M_ʘ. V tom případě by byla třetí složka snadno viditelná, což však není. Autoři odtud usuzují, že tou třetí složkou je hvězdná černá díra, která je od dvojhvězdy velmi vzdálena, takže nemá možnost ji okrádat o hmotu, která by při pohlcování černou dírou svítila v rentgenovém oboru spektra.

M. Torres aj. snesli pozorovací důkazy ve prospěch domněnky, že přechodný optický zdroj MAXI J1820+070, jenž vzplanul 6. 3. 2018 v uvedené poloze a byl zařazen do katalogu ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) jako položka 18ey, je žhavým kandidátem na binární černou díru. V maximu dosáhl optické jasnosti 11 mag a k němu byl přiřazen rentgenový zdroj z monitoru MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image), jehož rentgenový zářivý výkon dosáhl v maximu hodnoty 4×Krab! Ve spektru se během vzplanutí objevily široké emisní čáry typické pro rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotnosti kompaktní složky (LMXB) a oběžnou dobou 16,9 h. V r. 2019 však výbuch odezněl a jasnost zdroje klesla na téměř 18 mag v červené části spektra. V nízkém stavu byl objekt pozorován dalekohledem GTC (Gran Telescopio Canarias) a 4,2m teleskopem WHT (William Herschel Telescope) spektroskopicky. Oba dalekohledy pracují na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,4 km n. m.). Společná pozorování oběma dalekohledy umožnila určit oběžnou periodu hvězdy obíhající kolem černé díry na 0,685 dne a poloamplitudu oběžné rychlosti 418 km/s. Odtud se podařilo odvodit funkci hmotnosti 5,2 M_ʘ. Hvězda třídy K4 musí nutně vyplnit Rocheův lalok. Odtud se pak dá odvodit také hmotnost neviditelné černé díry v rozmezí 6,3÷6,9 M_ʘ. Jde už o 19. galaktickou černou díru, jež byla takto dynamicky potvrzena. Liší se od předešlých binárních černých děr vysokou pekuliární rychlostí ~80 km/s. Družice Gaia zjistila její vzdálenost 3,2 kpc od Slunce. Také J. Paice aj. se věnovali důkazu, že zdroj MAXI J1820 je skutečně černou dírou díky rychlé simultánní pětibarevné světelné křivce od UV do IR oblasti spektra, pořízené kamerou HiPERCAM/GTC s frekvencí snímků přes100 Hz. Souběžně využili i kamery NICER (Neutron star Interior Composition ExploRer) instalované na ISS, jež pořizovala rentgenové snímky s časovým rozlišením až 10 milisekund. Tak se podařilo pozorovat záření akrečního disku a se zpožděním +165 ms optický signál. Zpoždění roste pro frekvence rádiového spektra.

I. El Melah aj. připomněli, že zdroje ULXs (ULtraluminous X-ray sources) vykazují tak vysoké rentgenové svítivosti, které podle většinového úsudku byly možné jen v interakci s intermediálními černými děrami. Nyní se však zjistilo, že ULX jeví periodické modulace a koherentní pulsace, jež pozorujeme u neutronových hvězd, které akreují plyn v superEddingtonově režimu. Patrně jde tedy o obdobu binárních veleobřích rentgenových hvězd, kde silný hvězdný vítr dárcové hvězdy je usměrněn na černou díru. Jelikož dárce nevyplňuje celý Rocheův lalok, je situace docela stabilní i pro masivní přesuny hvězdného materiálu. Účinnost transferu je přitom podstatně vyšší než u klasické formule Bondiho-Hoylea-Lyttletona. Příkladem je zdroj ULX-1 v galaxii M101 („Větrník“; UMa; vzdálenost 6,4 Mpc) a zdroj P13 v čočkovité galaxii NGC 7793 (Scl; vzdálenost 3,9 Mpc).

V r. 2019 došlo i na klasiku v podobě vůbec prvního objeveného mikrokvasaru SS 433 = V1343 Aql (katalog Stephenson - Sanduleak). První zmínky o tomto objektu pocházejí z r. 1977, ale zájem o tento objekt se silnými emisními čarami rychle vzrůstal, v r. 1980 už bylo o něm napsáno 73 prací a o rok později dokonce 122. To už se pochopitelně vědělo, že objekt lze sledovat nejenom opticky, ale také v rádiovém a rentgenovém oboru spektra. V současné době má podle I. Waisberga aj. stále výjimečné postavení, protože jde o jediný známý nadkritický akreční objekt v naší Galaxii. Vysílá dva protisměrné kolimované relativistické výtrysky, je běžně pozorovatelný v rádiovém oboru spektra a vykazuje cirkumbinární disk pozorovatelný pomocí optického spektra. Úhlová vzdálenost mezi oběma složkami je nepatrná, menší než 0,1 miliarcsec, takže k rozlišení je potřebí interferometrie. Autoři využili tří nocí v červenci 2017 během testování systému VLTI a GRAVITY u 8,2m teleskopů ESO na Paranalu. Stacionární čára Brackett-γ odpovídá 5 au ve vzdálenosti objektu (5,5 kpc) od Slunce. Moment hybnosti se z hvězdy přenáší do cirkumbinárního disku odstředivou silou. Kromě toho v čáře Br-γ se do vzdálenosti 30 au vyskytuje vítr, jenž zalévá celou soustavu opticky tenkou obálkou.

Autoři se v další práci věnovali přednostně relativistickým baryonickým kolimovaným precesním výtryskům, jež se jim poprvé podařilo zobrazit pomocí emisních čar vodíku a hélia. Zmíněné čáry vykazují velké Dopplerovy posuvy. Optické kulky ve výtryscích slouží jako informace o usměrněném záření ve vnitřních oblastech struktury, jež není viditelná ze Země. Díky pozorování v módu VLTI/GRAVITY se konečně podařilo prostorově rozlišit optické výtrysky. Aparatura GRAVITY dosáhla úhlového rozlišení ve výtrysku až ≲1÷10 miliarcsec. Z těchto měření vychází, že tepelný mechanismus ohřívá podélný výtrysk téměř po celé jeho délce. Jde o fotoionizaci usměrněného záření. Ionizující záření ohřívá výtrysky nejvíce v UV části spektra, kde čelně pozorovaný zářivý výkon dosahuje 10³⁴ W. K zobrazení optických kulek autoři použili spektrograf X-shooter, jenž pracuje v pásmu 0,3÷2,5 μm. Tyto kulky mají průměry 10÷100 km a jsou docela husté: 10¹³ částic/cm³. Kinetický zářivý výkon optických výtrysků se pohybuje v rozmezí 2÷20×10³¹ W, zatímco cirkumstelární extinkce ve výtryscích dosahuje 6,7 mag. Pro pozorovatele, který by mohl sledovat SS 433 čelně, by se objekt jevil jako extrémně jasný ultrafialový zdroj s isotropní svítivostí 7÷20×10³³ W.

A. Cherepaschuk aj. revidovali hmotnost mikrokvasaru SS 433 na základě výše uvedených měření pomocí VLTI/GRAVITY a X-shooteru. Když k těmto datům přidali 30 let pozorování stálosti oběžné periody dvojhvězdy a relativní poměr hmotností obou složek q ≥ 0,6, mohli z odhadu hmotnosti viditelné složky (8÷15 M_ʘ) určit spodní mez hmotnosti černé díry 5÷9 M_ʘ. K. Rasul aj. využili 9 let sledování SS 433 aparaturou LAT družice Fermi k detekci tohoto zdroje v pásmu 200÷500 MeV. Našli v tomto pásmu horkou skvrnu ve zmíněném pásmu rentgenového záření, která moduluje emisi záření gama v závislosti na fázi precesní periody relativistických výtrysků. Z těchto měření vyplynulo, že aspoň část emise záření gama pochází z disku kolem černé díry spíše než ze základen relativistických výtrysků.

P. Gandhi aj. využili databáze DR2 astrometrické družice Gaia ke zpřesnění údajů o 11 případech binárních soustav s hvězdnými černými dírami (BHXRB) z celkového počtu 24 známých soustav. Škálová vzdálenost pro tyto soustavy vyšla na (2,2 ±0,1) kpc. Problémem se jeví vzdálenost dvojhvězdy s černou dírou BW Cir, kde pozorování průvodce černé díry vyžaduje nerealistickou vzdálenost soustavy ≳25 kpc. Podrobná analýza databáze DR2 však nabízí podstatně menší vzdálenost zdroje, takže by po revizi měla být vzdálenost zdroje redukována na jeden z nejbližších terčů zdrojů XRB! Ale ani tento výsledek není příliš zaručen. V každém případě se však tento objekt pohybuje značnou pekuliární rychlostí 115 km/s. Nejnižší pekuliární rychlost vykazuje binární černá díra Cyg X-1 (23 km/s); nejvyšší zdroj XTE J1118+480 (166 km/s).

N. Sridhar aj. využili indickou družici AstroSat vypuštěnou na nízkou rovníkovou dráhu koncem září 2015 (optické pásmo: 320 ÷530 nm; blízké UV: 180 ÷300 nm; tvrdé UV: 130 ÷180 nm; měkké rtg.: 0,3 ÷ 8 keV a 2 ÷10 keV; tvrdé rtg.: 3 ÷ 80 keV a 10 ÷150 keV) ke sledování vzplanutí binární černé díry MAXI J1535-571 počátkem září 2017. Celý úkaz sledovali v měkkém i tvrdém rentgenovém záření, protože zjistili, že pouhé sledování v měkkém oboru nestačí k pochopení, jak vzplanutí probíhá. Autorům se na základě systematického sledování podařilo určit spin černé díry: (0,67 +0,16/-0,04) a detekovat tenký relativistický disk. Hmotnost černé díry činí (10,4 +0,6/-0,6) M_ʘ a vzdálenost úkazu od nás (5,4 +1,8/-1,1) kpc. Během října 2019 se odehrávaly změny v poměru měkkého rentgenového záření ve prospěch tvrdé složky rentgenového záření a další vývoj tohoto zdroje pokračuje. Jak zdůraznili ve své studii J.-R. Shang aj., je objekt zajímavý tím, že jeho evoluce, tj. střídání převahy měkkého a tvrdého rentgenového záření probíhá rychleji než u dosud studovaných mikrokvasarů.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Interstelární látka

L. Voľvach aj. sledovali pomocí radioteleskopu na Krymu (ø 22 m; Simeiz), HartRAO (ø 26 m; 26° j. š.; Hartebeesthoek; JAR) a polského (ø 26 m; Toruň) galaktický maser IRAS 18316-0602. Používali přitom k detekci čáru molekul vody na frekvenci 22,235 GHz. V Simeizu sledovali tento maser příležitostně již od r. 2000 a soustavně od r. 2017. Tehdy totiž se projevila mohutná aktivita maseru ve dvojitém vzplanutí od září 2017 do února 2018. Tehdy se k pozorování připojily zmíněné radioteleskopy v Polsku a v Jižní Africe. V maximu dosáhl rádiový tok maseru vrcholné hodnoty 1,3×10⁵ Jy. Jde o dosud nejsilnější výbuch v historii jeho pozorování. Ani v maximu však maser nedosáhl nasycení, o čemž svědčí i poměrně nízká úroveň polarizace signálu (≈ 30 %). Jelikož vzdálenost maseru od nás je velmi přesná (12,5 kpc), vyplývá odtud, že jde o nejvýkonnější známý maser v naší Galaxii. Příčinou výbuchu byla zřejmě silná gravitační interakce mezi centrální supermasivní hvězdou a průvodcem s vysokou hmotností v době průchodu průvodce periastrem eliptické dráhy.

C. Pabst aj. poukázali na bratrovražedné případy, kdy velmi hmotné hvězdy rozsévají zkázu v mezihvězdných mračnech ve svém okolí. Svou mechanickou i zářivou energií promíchávají mezihvězdná mračna, ohřívají plyn v mračnech, tvoří nová oblaka a mezioblakové fáze v interstelárním prostředí a drobí okolní molekulová mračna. Hvězdný vítr, výbuchy supernov a ionizace ultrafialovým zářením se podílejí na zkrácení životnosti molekulových mračen. Teorie sice soudí, že hlavním ničitelem je předávání momentu hybnosti mezihvězdnému prostředí, ale není jisté, že to je hlavní faktor. Autoři studie si vybrali v Orionově molekulovém mračnu čtverec o straně 1°, což odpovídá lineární straně 7 pc v molekulovém jádře mlhoviny, což je vůči Zemi vůbec nejbližší objekt, v němž probíhá masivní tvorba hvězd. Autoři studovali tuto oblast s úhlovým rozlišením 16" (= lineární rozlišení 0,03 pc) pomocí čáry [C II] 158 μm (1,9 THz). Ukázali, že ničitelem je hvězda θ¹ Ori C, jež vymetla „bublinu“ o průměru 4 pc a hmotnosti 2,6 tis. M_ʘ, která se rozpíná tempem 13 km/s. Z toho je patrné, že mechanická energie hvězdného větru se může s vysokou účinností změnit na kinetickou energii slupky, a tím hvězda nadělala v molekulovém jádru mlhoviny v Orionu víc, než co by dokázala fotoionizace a vypaření při příštím výbuchu supernovy.

M. Bartels vyvinul pozoruhodnou techniku pro zobrazování tzv. superbublin o obrovských rozměrech, které vyplňují jinak celkem téměř prázdný prostor Mléčné dráhy. Začal pochopitelně v mlhovině M42 v Orionu a pak si začal klást náročnější úkoly. Postupně se přesunul do souhvězdí Eridanus, kde našel obrovské a docela syté superbubliny. Používá samozřejmě vhodné filtry, aby zlepšil kontrast mezi jemnou kresbou superbubliny a pozadím. K zobrazování struktur používá 0,15m dalekohled se světelností f/2,8 a zorným polem o průměru 4,3° a pro slabší partie 0,33m dalekohled se světelností f/3,0 a zorným polem ø 1,8°. Kromě toho má k dispozici ještě třetí stroj o průměru 0,27m; f/2,7 a ø 2,5°. Kromě superbublin autor zobrazuje také mlhoviny, jež jsou pozůstatky po supernovách. Bartels se živí jako šéf softwarové firmy a všechny tři dalekohledy si sám zhotovil.

Qing-Zeng Yan aj. využili měření v databázi DR2 vzdáleností družicí Gaia (ESA) k určení vzdáleností molekulových mračen ve vyšších galaktických šířkách |b| >10°. Metodu měření ověřili na blízkých molekulových mračnech (Orion, Taurus, Cepheus a Perseus), jejichž vzdálenosti jsou dobře známy z klasických metod. Systematické chyby v určování vzdáleností mračen pomocí údajů z DR2 se pohybují kolem 5 %. Celkem tak určili vzdálenosti 52 molekulových mračen. Vzdálenosti 13 z nich nebyly předtím známy. Nejbližší mračna jsou od nás vzdálena 100 pc a nejvzdálenější 1,5 kpc. Ke zpřesnění vzdáleností mračen přispěly také údaje družice Planck na frekvenci 857 GHz (vln. délka 0,35 mm).

T. Pino aj. zkoumali, za jakých podmínek vznikají v interstelárním prostředí překvapivě velké molekuly jako jsou polycyklické aromatické uhlovodíky PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) a fullereny. Z mnoha dřívějších pozorování vychází, že tyto velké molekuly se tvoří díky kosmickému záření, které ozařují zrnka kosmického prachu. Autoři se proto pokusili napodobit tento proces laboratorně. Analogy kosmického uhlíkatého prachu získávali v plameni etylénu. Vzniklé nanočástice sazí pak ozařovali rychlými těžkými ionty a monitorovali hmotnostní spektra ionizovaných a neutrálních fragmentů molekul těsně po ozáření. Skutečné pozorovali fragmenty molekul složených z několika desítek atomů uhlíku a také ionizovaných fullerenů. I když absolutní hodnoty účinnosti těchto procesů se nepodařilo získat, je zřejmé, že energetické částice kosmického záření dokáží v interakci s kosmickým prachem vytvářet obří molekuly PAH i fullerenů.

Ya-Wen Tang aj. zkoumali vzájemnou interakci magnetických polí, gravitace a turbulence v procesu fragmentace ve vláknitém infračerveném temném mračnu G34.43+00.24 (vzdálenost 3,6 kpc). Využili detektoru SHARP (System for High-Angular Resolutio Pictures) s rozlišením 10" (= 0,18 pc) na vlnové délce 0,35 mm na CSO (Caltech Submillimeter Observatory, 20° s. š.; Mauna Kea 4,1 km n. m., přesná parabola 10,4 m; frekvence 230, 353, 857 GHz; vln. délky 0,35; 0,85; 1,3 mm). Vláknitá struktura je obecně důsledkem protínání proudů interstelární látky. Autoři zjistili, že nejdelší vlákno mračna G34 dosahuje délky 8 pc. Vlákno má celkem 9 hustších jader, jež se liší svým stářím a velikostí. V prvních třech jádrech už probíhá tvorba nových pokolení hvězd. Celková účinnost tvorby dosahuje 7 % materiálu. Obecně se v jádrech tvoří nejprve hvězdy nízkých hmotností a teprve později vznikají i hvězdy s vyššími hmotnostmi. Polarizační měření prvních tří jader dávají medián polarizace 1,8 %. První mračno je nejvíce ovlivňováno gravitací a mírně indukcí magnetických polí a turbulencemi. Druhé mračno je mírně více ovlivňováno indukcí magnetických polí než gravitací a nejméně turbulencemi a třetí mračno se silně vyvíjí pod vlivem gravitace, zatímco turbulencemi a magnetickými poli mírněji. Jelikož zmíněná jádra nejsou stejně veliká, vyplývá odtud pravděpodobný závěr, že podíl tří zmíněných faktorů se mění s velikostí jádra.

P. Jáchym aj. zmapovali s vysokým úhlovým rozlišením 1" (~350 pc) rozložení chladného molekulového plynu pomocí spektrální čáry CO (2-1) v otrhaném rázovém chvostu galaxie ESO 137-001 (v kupě galaxií A3627; hmotnost 10¹⁵ M_ʘ) v souhvězdí Pravítka (Norma). Galaxie se nachází 270 kpc od centra kupy. Je to jedna z nejbližších (71 Mpc) galaxií typu medúza, které se vyznačují plápolavými a vícesložkovými chvosty. Autoři našli bohatou paletu kompaktních oblastí CO, jež se táhnou do vzdáleností 60 kpc od galaxie v šířce chvostu až 25 kpc. Celková hmotnost molekulového plynu dosahuje řádu 10⁹ M_ʘ. Ostrůvky CO se vyskytují obvykle na čele malých (1,5 kpc) ohnivých koulí s lineárními proudy mladých hvězd směřujících k mateřské galaxii. Kromě toho se však podařilo identifikovat ohnivé superkoule s typickým rozměrem 8 kpc a také dvoustranné ohnivé koule, jež mají oboustranné výběžky hvězd jak směrem ke galaxii, tak také v protisměru. Životnost ohnivých koulí odhadli autoři na 10 mil. let a superkoulí na 50 mil. let.

F. Santos aj. studovali nejbližší hvězdnou kolébku ρ Ophiuchi A vzdálenou od Slunce 137 pc. Využili k tomu nové aparatury HAWC+ (High-resolution Airborne Wideband Camera+) pro střední i dalekou infračervenou oblast v rozmezí 40 ÷300 μm, jež navíc může měřit i stupeň polarizace infračerveného záření. Aparatura byla uvedena do rutinního provozu v r. 2018 na letecké observatoři SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; upravený B-747; v boční stěně trupu je otevřená díra o hraně 3 m a v ní zrcadlový teleskop o průměru 2,5 m). Ke studiu hvězdné kolébky použili autoři data z filtrů C (89 μm) a D (154 μm) jakož i doplňkových měření infračervené družice Herschel. Všeobecně se připouští, že magnetické pole prostupující interstelární prostor hraje důležitou roli při vzniku hvězd a planet. Pole je zamrzlé v částečně ionizovaném interstelárním plynu, kde jeho hustota energie je menší než kinetická energie interstelární látky, takže dynamika plynu ovlivňuje strukturu magnetického pole. Poprvé to zjistili v r. 1998 C. Heiles aj. a postupně se dařilo studovat strukturu magnetických polí pomocí polarizace zrnek mezihvězdného prachu. Nejchladnější struktury molekulových mračen mají teplotu zrnek v rozmezí 10÷15 K. Zrnka mají submilimetrové až milimetrové rozměry; průměrná velikost zrnek činí ≈ 0,3 mm. Hvězda ρ Oph je vizuální dvojhvězda (4,6 mag) se složkami A a B, jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 2,4 tis. let po dráze s velkou výstředností téměř 0,7. Obě složky jsou zhruba stejně staré, jejich spektrální třídy B2 V a B2/B3 V, takže jejich hmotnosti se pohybují kolem 8 M_ʘ, poloměry 5 R_ʘ a efektivní teploty kolem 20 kK. Dvojhvězda vznikla asi před 5 mil. let. Autoři se soustředili na nejhustší okolí zmíněné dvojhvězdy ρ Ophiuchi A, kde prachová zrnka měla teploty v rozmezí 20÷45 K.

R. Güsten aj. využili letecké infračervené observatoře SOFIA k objevu molekuly HeH+, která zřejmě byla vůbec první molekulou, jež mohla vzniknout poté, co průměrná teplota kosmického prostoru klesla pod 4 kK; tj. v čase asi 100 tis. let po Velkém třesku. Nejsilnější čára této molekuly má vlnovou délku 0,149 mm (frekvence 2,01 THz). Jde o infračervenou čáru, která je blokována na povrchu Země vodní párou. Proto autoři využili unikátních možností letadla SOFIA, které může operovat ve výšce až 13,7 km, kde už vodní pára nevadí. Molekuly HeH+ autoři nalezli ve spektru planetární mlhoviny NGC 7027 (Cyg, vzdálenost 920 pc, stáří mlhoviny pouze 600 let; je proto mezi planetárními mlhovinami vůbec nejmenší – jen 1/10 světelného roku).

5.2. Hvězdokupy

5.2.1. Otevřené hvězdokupy

N. Lodieu aj. zveřejnili 3D mapu nejbližší otevřené hvězdokupy Hyády, když využili pozemních paralax pro substelární členy hvězdokupy, fotometrie z velkoplošných přehlídek a astrometrie DR2 družice Gaia. Pozemní paralaxy byly získány pomocí robotického 2m teleskopu Liverpool v infračerveném pásmu spektra jak pro substelární, tak i stelární složky hvězdokupy. Jednotlivé členy hvězdokupy nacházeli v okruhu o poloměru 70°. Celkem tak identifikovali 1 764 objektů, jejichž kinematické parametry odpovídaly kinematice kupy. Nakonec se však omezili na vzdálenost o poloměru 30 pc od těžiště kupy ve vzdálenosti 47,0 pc od Slunce. V této oblasti nakonec odhalili 710 věrohodných členů hvězdokupy, z nichž 85 se nacházelo v jádře kupy a 385 ve slapovém poloměru kolem jádra. Nalezli tak funkce zářivého výkonu a hmotnosti v rozsahu 0,04÷2,5 M_ʘ. V jádře hvězdokupy pozorovali deficit hnědých trpaslíků. Díky bílým trpaslíkům ve hvězdokupě odvodili stáří hvězdokupy na (640 -49/+67) mil. let.

G. Torres aj. se věnovali hvězdě HD 28363 v Hyádách, o níž se již více než století ví, že jde o vizuální dvojhvězdu s oběžnou periodou 40 let. Sekundár byl odhalen jako spektroskopická dvojhvězda s krátkou periodou 21 d. Autorům se podařilo proměřit spektrální čáry třetí složky této typické hierarchické trojhvězdy. Když k tom přidali astrometrické informace o této soustavě, získané družicemi Hipparcos a Gaia, mohli poprvé určit dynamicky hmotnosti všech tří složek tripletu. Primární hvězda má hmotnost 1,34 M_ʘ s chybou ± 2%. Těsná spektroskopická dvojhvězda má hmotnost primární složky 1,21 M_ʘ a sekundární složky 0,78 M_ʘ. Pro obě složky platí, že hmotnosti mají chybu <2%. V Hyádách bylo už dříve objeveno šest dvojhvězd, takže i u nich jsou známy jejich dynamické hmotnosti. Empirický vztah hmota – svítivost se opírá o data, která jsou v souladu se současnými modely hvězdného vývoje pro dané stáří a chemické složení Hyád.

S. Douglas aj. využili náhradního programu K2 družice NASA Kepler k monitorování světelných křivek hvězd ve hvězdokupách Hyády a Praesepe. Pro Hyády jim vyšlo stáří 700 mil. roků. Počet hvězd se známou rotační periodou stoupl o 93, takže nyní mají astronomové k dispozici celkem 232 period hvězd s typickou hmotností v rozmezí 0,1 M_ʘ÷1 M_ʘ. Následně našli podobnou sekvenci hmotností v Praesepe, takže mohli pro tuto hvězdokupu odvodit koeficient zčervenání A_V=0,035. Hvězdy v Hyádách rotují v průměru o 0,4 d pomaleji než hvězdy v Praesepe, z čehož vyplývá, že Hyády jsou o 57 mil. let starší.

Když v r. 1997 byl zveřejněn katalog vzdáleností hvězd na základě trigonometrických měření družice HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite), nastalo mezi odborníky na astrometrii nelíčené zděšení kvůli hvězdokupě Plejády (M45), neboť pro vzdálenost Plejád z měření družice se ustálila hodnota (120,2±1,5) pc. Z tehdejších pozemních optických měření však vycházela vzdálenost (133,5± 1,2) pc a z rádiointerferometrie (136±1,2) pc. Od té doby se nikomu nepodařilo ten nečekaný rozdíl daleko přes udávané hranice chyb vysvětlit. Naštěstí to nyní vyřešila databáze DR2 družice Gaia. Xin-hua Gao využil strojového učení k identifikaci hvězd příslušejících do hvězdokupy. Prozkoumal paralaxy téměř 32 tis. hvězd v kruhu o poloměru 6,5° příslušejících potenciálně k Plejádám. Pomocí strojového učení identifikoval téměř 1,5 tis. hvězd, jež do hvězdokupy téměř určitě patří. Obdržel téměř přesně rádiointerferometrickou vzdálenost (136,0 ±0,1) pc. Určil také 3D složky vlastního pohybu hvězdokupy vůči lokálnímu klidovému standardu, efektivní poloměr hvězdokupy (12,3 ±0,5) pc a souhrnnou hmotnost hvězdokupy (721 ±93) M_ʘ. Zatím ovšem není zcela jasné, co je příčinou tak velké chyby vzdálenosti Plejád v katalogu družice HIPPARCOS.

J. Krełowski aj. se však o vysvětlení pokusili. Studiem interstelární čáry Ca II zjistili, že nejjasnější hvězdy v Plejádách („7 sester“) nepatří do centra hvězdokupy, ale nacházejí se opravdu výrazně blíž k nám. Potvrzují to individuální spektroskopické paralaxy pro tyto hvězdy získané družicí Gaia. Jasné hvězdy v Plejádách jsou známé svými prašnými „šedými“ závoji, jež se skládají z velkých zrn. V současné době se jasné hvězdy v Plejádách nacházejí před minimálně dvěma prašnými oblaky chladné interstelární látky. Jasné hvězdy se rovněž liší velikostí radiálních rychlostí od hvězd v centru hvězdokupy.

M. Guarcello aj. využili programu kampaně 4 programu K2 družice Kepler pro optická pozorování supererupcí na hvězdách v Plejádách simultánně s rentgenovou družicí Newton. Jak známo, erupce na Slunci probíhají často společně s koronálními výrony hmoty (CME) ̶ nejvýraznějšími produkty magnetických zkratů, jež pak vyvolávají celé kaskády navzájem propojených jevů v různých pásmech elektromagnetického spektra. Zejména optické emise ukotvené ve fotosféře ohřívají její horní partie pomocí magnetických smyček. Souběžně probíhá ohřev plazmatu v koróně pomocí měkkého rentgenového záření a jeho následné ochlazování. Na Slunci se erupce a CME pozorují v širokém oboru elektromagnetického záření, ale na hvězdách jsou integrální pozorování velmi vzácná. Autoři proto využili příležitosti, že Plejády byly terčem pozorovací kampaně v náhradním programu K2 družice Kepler a získali pozorovací čas souběžně na rentgenové družici Newton. Plejády byly v zorném poli kampaně č. 4 od února do dubna 2015 celkem po 71 dnů. Autoři vybrali pro sledování erupcí 12 nejjasnějších hvězd v Plejádách (10 hvězd sp. tříd K-M a po jedné hvězdě třídy F9 a G8). Jde o mladé hvězdy o podobném stáří 125 mil. let. Je známo, že právě mladé hvězdy pozdních spektrálních tříd jsou zdrojem nejsilnějších optických erupcí. Autoři analýzou souběžných optických a rentgenových pozorování zjistili, že podobně jako u Slunce je více energie vyzářeno v optickém pásmu, ale u Plejád je podíl energie uvolněné v měkkém RTG vyšší než u Slunce. Rychle rotující hvězdy (perioda <0,5 d) mají supererupce kratší. Většina supererupcí obsahuje jen jednu magnetickou smyčku. Trvání erupcí v obou pásmech vykazuje výraznou korelaci.

W. Elsanhoury a M. Nouh se věnovali morfologii nejbližších otevřených hvězdokup Hyád (Melotte 25) a Plejád (Melotte 22). Kombinovali přitom údaje z obsáhlého katalogu S. Roeser aj.: PPMXL (Positions and Proper Motions on the eXtra Large) on the ICRS (International Celestial Reference Frame), katalogu 2MASS (Two Micron All Sky Survey) a DR2 (Gaia). Autoři si dali velkou práci, aby v souborech dat o obou hvězdokupách byly jen bezpečně identifikované hvězdy. Metodou izochron dostali pro Hyády metalicitu Z = 0,024, stáří soustavy 795 mil. let, hmotnost (513 ±22) mil. M_ʘ, heliocentrickou vzdálenost (48 ±2) pc, zatímco pro Plejády Z = 0,019, 158 mil. let, 662 ±25 M_ʘ, (135 ±4) pc. Kinematické vlastnosti obou hvězdokup svědčí o tom, že jsou dynamicky volné.

S. Röser a E. Schilbachová se věnovali studiu slapových chvostů otevřené hvězdokupy Praesepe (NGC 2632; vzdálenost 187 pc). Už v r. 2009 N. Kharchenko aj. a v r. 2011 A. Ernst aj. vyslovili domněnku, že otevřené hvězdokupy mohou vytvářet slapové chvosty. Tato hypotéza se nyní potvrzuje díky přesným údajům družice Gaia v databázi DR2. Autoři našli dva slapové chvosty sahající do vzdálenosti až 165 pc od centra hvězdokupy. Identifikovali 1 393 hvězd, jejichž úhrnná hmotnost dosahuje 794 M_ʘ. Slapový poloměr jádra hvězdokupy dosahuje 10,8 pc a obsahuje hmotnost 483 M_ʘ. Ve slapových chvostech vně 2 slapových poloměrů autoři napočítali 389 hvězd. Ve chvostech se podařilo najít 3 bílé trpaslíky. Tento soubor může být kontaminován polními hvězdami z 3,6 ÷7,2 %. Statistika je omezena na hvězdy jasnější než 12 mag, což odpovídá v dané vzdálenosti od nás hvězdám s minimální hmotností ≥0,25 M_ʘ.

Xin-hua Gao se zabýval identifikací hvězd patřících k hvězdokupě Praesepe a dalších astrofyzikálních parametrů hvězdokupy, jež se daří odvodit z databáze DR2 družice Gaia. Dal se do identifikace více než 54 tis. hvězd v okruhu 5,5° kolem těžiště hvězdokupy. Podařilo se mu přiřadit s pomocí strojového učení k hvězdokupě 1111 vysoce pravděpodobných (p >0,8) členů na základě 11 kriterií pro každou hvězdu. Mezi nimi našel 13 bílých trpaslíků. Přesná data o členských hvězdách pak posloužila ke zlepšení našich vědomostí o celé otevřené hvězdokupě. Autor objevil těsnou korelaci mezi vzdáleností hvězd a vlastních pohybů pro členské hvězdy. Vzdálenost centra kupy od Slunce činí (187,0 ±0,2) pc, dále změřil všechny tři složky prostorové rychlosti kupy s přesností na jednotky promile. Jádro hvězdokupy je omezeno poloměrem 1,6 pc a celá hvězdokupy má průměr 22,6 pc. Hmotnost kupy činí 568 M_ʘ s chybou ±18 %.

N. Lodieu aj. se zabývali revizí hvězd, které jsou skutečnými členy tří blízkých hvězdokup: Plejád (M45; 135 pc; prostorová rychlost 32,7 km/s; stáří 112 mil. r.; slapový poloměr 11,6 pc), α Per (Melotte 20; 178 pc; 60 mil. r.; 28,7 km/s; 9,5 pc) a Praesepe (M44; 187 pc; 625 mil. r.; 49,2 km/s; 10,7 pc). U každé hvězdy testovali pět parametrů: 2 ekvatoriální souřadnice, paralaxa, vlastní pohyby ve dvou směrech (μ_α cos δ, μ_δ) odvozených z údajů databáze Gaia DR2. Údaje pak konfrontovali s obsáhlými pozemními přehlídkami zejména v blízkém infračerveném oboru. Autoři tak identifikovali 1248 členů v Plejádách, 517 v α Per a 721 v Praesepe. Funkce hmotnosti pro hvězdokupy α Per a Praesepe byla konstantní v rozsahu hmotností hvězd 0,3÷1,0 M_ʘ. Plejády měly dva vrcholy četnosti hvězd v okolí 0,5 M_ʘ a 0,2 M_ʘ. V databázi DR2 nebyly uvedeny binární systémy; tento údaj přibude až v databázi DR3. Plejády a Praesepe mají slapové chvosty, což v budoucnu povede k jejich rozpadu. Dvě zkoumané hvězdokupy obsahují bílé trpaslíky. Plejády však mají jen jednoho: LB 1497, který je starý 132 mil. let. Podezření na 14 bílých trpaslíků v Melotte 20 se nepotvrdily. Zato autoři potvrdili příslušnost 11 bílých trpaslíků k hvězdokupě Praesepe. Podařilo se také zpřesnit údaje o vzdálenostech a kinematice tří otevřených hvězdokup. Barevné diagramy umožnily zobrazit hvězdy s rozpětí jejich stáří 90÷600 mil. let. Plejády doprovází hvězdný proud sahající do vzdálenosti až 40 pc od centra hvězdokupy.

Díky U. Bastianovi přibyla do seznamu otevřených hvězdokup v r. 2019 pozoruhodná soustava v okolí jasné trojhvězdy β Lyrae A (3,5 mag; B7 II+B; 15 R_ʘ+6R_ʘ; 3,0 M_ʘ+13 M_ʘ; 13 kK+ 30kK; 6,5 kL_ʘ+26 kL_ʘ; 290 pc; spektroskopická dvojhvězda, oběžná doba 12,9 d) a třetí vzdálené složky β Lyrae B (úhlová vzdálenost od A: 0,54"; 7,2 mag; B7 V; vzdálenost 333 pc). Vzhledem k tomu že β Lyr je v maximu 10× jasnější než horní mez jasnosti pro družici Gaia, autor použil údaje získané méně citlivější kamerou HIPPARCOS pro správnou hodnotu vzdálenosti hvězdy. Autor následně zjistil, že dvojhvězda β Lyrae A se nachází v těžišti nové hvězdokupy a vlastní pohyb celé hvězdokupy je identický s pohybem β Lyrae A rychlostí -19 km/s. Autorovi se podařil přiřadit s vysokou mírou pravděpodobnosti do této nově odhalené hvězdokupy celkem 100 hvězd. Další zpřesnění nastane po publikaci databáze DR3 v první polovině r. 2022. Jelikož objevování a potvrzování nových otevřených hvězdokup je v současné době téměř vždy možné díky skvělé astrometrické přesnosti družice Gaia, ujímá se nová zvyklost, že tyto hvězdokupy dostávají jméno Gaia doplněné o pořadové číslo objevu. Hvězdokupa β Lyrae proto dostala jméno Gaia 8.

J. Olivares aj. se věnovali otevřené hvězdokupě číslo 147 (= NGC 6774; Sgr) z katalogu českého astronoma Jaroslava Ruprechta (1931–2011). Jde totiž o nejstarší otevřenou hvězdokupu (≥ 2,5 mld. let), která je ke Slunci nejblíže (300 pc). Autorům se podařilo identifikovat 259 hvězd této hvězdokupy, z toho 58 nových případů. Jelikož se hvězdokupa promítá do souhvězdí Střelce, je její okolí poseto hvězdami z centra Galaxie, takže identifikace členů hvězdokupy je obtížná. Proto autoři doplnili identifikaci členů kupy z databáze DR2 kódem DANCe (Dynamic Analysis of Nearby Clusters), jež zahrnuje údaje o zářivém výkonu, hmotnosti a prostorové poloze ve hvězdokupě. Hvězdy, které autoři klasifikovali jako členy hvězdokupy, mají ve filtru G jasnost ≳ 6÷21 mag. Vzhledem k blízkosti ke Slunci lze v rozložení hvězd podle jasnosti rozpoznat mnohé detaily. Z nich je nejvýznamnější propad četnosti u hmotnosti hvězd 0,4 M_ʘ, přičemž citlivost přehlídky končí u objektů s hmotností 0,1 M_ʘ.

Také Fu Chi Yeh aj. zkoumali dynamický stav hvězdokupy Ruprecht 147. Objevili tak silný dopředný, ale současně též zpožďující se chvost na trase hvězdokupy, což ukazuje, že hvězdokupa ztrácí hvězdy rychlým tempem. Autoři změřili úhlový poloměr jádra 33,3' a slapový poloměr chvostů 137,5'. Hvězdokupa je navíc obklopena korónou, která nesouhlasí s přijatými modely korón otevřených hvězdokup. Autoři spočítali současnou hmotnost hvězdokupy (234 ±52) M_ʘ, ale dokázali též odhadnout, jakou měla hvězdokupa hmotnost v době, když před více než 2,5 mld. lety vznikla: (50 ±6,5) kM_ʘ. O tak relativně rychlý úbytek původní hmotnosti se zasloužily slapové vlivy naší Galaxie.

E. Ilinová aj. vyšli z předpokladu, že existuje vazba mezi hmotností hvězdokup a jejích stáří, z níž se dá odvodit, zda bude mít magnetické pole, jež se projeví vzplanutími na hvězdách. Ke statistickému rozboru závislosti zvolili tři otevřené hvězdokupy M45 (Plejády, stáří 125 mil. let), M44 (Praesepe, 630 mil. let) a M67 (Cnc; 4,3 mld. let). Podklady o vzplanutích hvězd autoři získali z údajů družice Kepler v programu K2, kdy družice driftovala v ekliptice a mohla tedy postupně proměřovat zmíněné tři hvězdokupy s dobře známým rozdílným stářím. V souboru 1,76 tis. hvězd sp. tříd pozdních K a až do středních podtypů M nalezli celkem 751 vzplanutí v rozpětí energií 4 ×10²⁵ J ÷ 6×10²⁷ J. Nejvíce erupcí (596) patřilo nejmladším Plejádám, méně (155) starším Praesepe a v nejstarší hvězdokupě M67 nenašli ani jednu. Z pozorování plyne, že erupce jsou závislé na efektivní teplotě hvězdy a výrazně na stáří. Autoři rozebírali fyzikální podmínky a vliv metalicity a podvojnosti hvězd na četnost erupcí.

N. Sindhu aj. využili této nejstarší otevřené hvězdokupy k hledání modrých loudalů (blue stragglers), což jsou dvojhvězdy, které si přetahují hmotu a původně hmotnější složka dvojhvězdy se stane sekundární. Její nyní menší hmotnost způsobí výrazné zpomalení tempa jejího vývoje, což může v některých případech změnit hmotnost složky původně sekundární složky natolik, že to urychlí její vývoj, a nakonec předežene původní primární složku v hmotnosti, zatímco původní primár se za urychlenou složkou vývojově vyloženě loudá. Jelikož jde o velmi starou hvězdokupu, je pravděpodobnost výskytu modrých loudalů poměrně vysoká. V r. 1998 W. Landsman aj. identifikovali 11 loudalů. Autorům se podařilo najít v hvězdokupě bílého trpaslíka, jenž je průvodcem modrého loudala. Využili přitom UVIT kamery na indické družici ASTROSAT, jež má výkonnější kameru než GALEX (GALaxy Evolution eXplorer). Použili však i data z GALEX a družice IUE (International Ultraviolet Explorer). Modrý loudal 1007 má T_eff = 7 750 K, zářivý výkon 25 L_ʘ a poloměr 2,96 R_ʘ a bílý trpaslík 13,5 kK, 0,26 L_ʘ a 0,095 R_ʘ. Héliový bílý trpaslík o hmotnosti 0,18M_ʘ obíhá kolem společného těžiště v periodě 4,2 d.

K. Mužićová aj. zkoumali fyzikální vlastnosti otevřené hvězdokupy NGC 2244 (Mon; 9 mag, poloměr 20 pc; vzdálenost 1,6 kpc; stáří 2 mil. r.), jež se nachází uvnitř mlhoviny Rosetta. Mlhovinu i hvězdokupu objevil v r. 1690 první královský astronom J. Flamsteed (1646–1719). Používali kameru Flamingos-2 pro blízkou infračervenou oblast na 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile; 2,7 km n. m.; 30° j. š.). Autoři se zaměřili na mnohopásmové zobrazování centrální části hvězdokupy o plošné výměře 2,4 pc². Hmotnosti hvězd a hodnoty extinkce v centrální části umožnily určit první funkci hmotnosti i pro velmi malé hmotnosti substelárních objektů do hmotnosti 0,02 M_ʘ. Vrchol funkce hmotnosti kolem 7 M_ʘ rychle klesá s exponentem 2,1 až k hodnotě 0,4 M_ʘ. Další pokles funkce hmotnosti je mnohem mírnější s exponentem 1,0. Pravděpodobně je možné, že v hvězdokupě se tvořili i hnědí trpaslíci, ale nebylo to ani fotovypařováním, ani fragmentací dostředivých vláken. Existence hmotných hvězd sp. tříd OB patrně vzniku hnědých trpaslíků nijak nepřekážela. Ve většině případů se počet hnědých trpaslíků v hvězdokupách pohybuje mezi dvojnásobkem až pětinásobkem počtu hvězd nejnižších hmotností.

Beomdu Lim aj. zjistili, že hvězdy v otevřených hvězdokupách nevznikají naráz v několika vlnách. V poslední době se ukázalo, že zejména mladé hvězdokupy mají pro hvězdy hlavní posloupnosti různé barvy, což svědčí o jejich stáří rozptýleném v čase. Obecně se jeví, že žádná generace hvězd ve hvězdokupách nevznikla naráz, ale s rozptylem stáří 100÷200 mil. let. Autoři si vybrali otevřenou hvězdokupu M11 (Sct; úhrnná hmotnost 11 kM_ʘ; vzdálenost 1,9 kpc; stáří 316 mil. let) a zkusili změřit rozptyl stáří hvězd pomocí rotační periody hvězd, jenže to je velmi nesnadný úkol pro přesná měření. Nakonec se ukázalo i u projekce rotační rychlosti hvězd, že nejrychlejší hvězdy zejména sp. tříd Be jsou červenější než hvězdy s pomalou projekční rotací. Navíc je pravděpodobné, že hvězdy ve hvězdokupách mají souosé rotace. Čím rychleji hvězda rotuje, tím lépe se promíchává vodík v jejich nitru a teprve když se vyčerpá, hvězda zčervená a opustí hlavní posloupnost diagramu HR. Proto rychle rotující hvězdy setrvají na hlavní posloupnosti o 16 ÷62 % času déle než hvězdy rotující pomalu. Rovníkový průměr se zvětší, čímž se hvězda ochladí, a proto zčervená, přestože dosud dlí na hlavní posloupnosti.

Jing Zhong aj. se věnovali zmapování dvojité otevřené hvězdokupy h a χ Persei (NGC 869 a NGC 884; vzdálenost 2,3 kpc). Díky databázi DR2 se podstatně usnadnil úkol hledat všechny členy dané hvězdokupy, protože nyní dobře známe jejich vlastní pohyby, paralaxy, a barevnou fotometrii. Autoři hledali jednotlivé členy obou hvězdokup až do poloměru 7,5° od jader obou hvězdokup. Celkem identifikovali 2 186 členů obou kup. Kromě toho objevili i hala a v nich filamentární substruktury obou kup sahající až do vzdálenosti šesti- až osmi-násobku poloměru jejich jader, tj. až do 200 pc od středů jader. Z velikosti tangenciálních rychlostí hvězd v halech autoři usoudili, že nejde o slapové chvosty, ale spíše o zbytky původní struktury hvězdokupy. Chengyuan Li aj. objevili v obou hvězdokupách prodlouženou odbočku v diagramu HR pro hvězdy s hmotností <1.3 M_ʘ. Pod tímto bodem se funkce hmotnosti hvězd výrazně zužuje. Jelikož stáří dvojité hvězdokupy činí jen 14 mil. let, nemůže být barevný rozptyl funkce hmotnosti způsoben výraznými změnami rotační rychlosti hvězd, ale jde spíše o rozptyl hodnot vyvolaný proměnností jasnosti hvězd, výskytem dvojhvězd a jen zcela mírně rychlostí rotace.

T. Cantat-Gaudin aj. kritizovali názor, že počet otevřených hvězdokup do vzdálenosti 1,8 pc od Slunce je úplný. Díky družici Gaia ukázali, že to ani zdaleka není pravda. Ve směru hvězdokup h a χ Persei totiž objevili 41 nových bližších hvězdokup včetně hvězdokupy NGC 886, která se donedávna považovala za asterism, tj. náhodný, ale nápadný útvar. Tímto odhalením se celkový počet známých otevřených hvězdokup zvýšil o 20 %, takže i v blízkém okolí bude mnoho dosud neobjevených objektů a ve větších vzdálenostech od Slunce to budou ještě méně reprezentativní počty.

D. Bossini aj. určili stáří 269 otevřených hvězdokup rozlišených díky přesné astrometrii a fotometrii na družici Gaia. K identifikaci hvězdokup používali program BASE-9 publikovaný T. von Hippelem aj. v r. 2009. Součástí programu je i velká knihovna hvězdných izochron, která usnadňuje hledání objektů stejného stáří, modulu vzdálenosti a extinkce. Autoři tak nalezli otevřené hvězdokupy v intervalu stáří 10 mil. roků až 10 mld. roků. Medián stáří hvězdokup činí 158 mil. let. Metoda izochron však není vhodná pro hvězdokupy se stářím <10 mil. let.

5.2.2. Kulové hvězdokupy

R. Gratton aj. si položili zdánlivě triviální otázku, co to jsou kulové hvězdokupy. Obyčejně se uvádí, že to jsou velké a na hvězdy husté komplexy, jež na rozdíl od menších hvězdokup vykazují známky jistého chemického vývoje. Zcela jistě jde o útvary větší než otevřené hvězdokupy, a na druhé straně menší a méně početné než centrální hvězdokupy v kompaktních galaxiích. Zatímco mnohé parametry kulových hvězdokup jsou přijatelné, objevují se objekty, jež se vymykají dosavadním ukazatelům, takže rozšiřující se soubor členů odolává pokusům interpretovat soubor pomocí jednotného scénáře. Chemický vývoj v kulových hvězdokupách je důsledkem velikosti původní hmotnosti kup vyladěním v závislosti na metalicitě, což pak ovlivňuje specifické vlastnosti procesů nukleosyntézy; dále však závisí na prostředí, v němž se daná hvězdokupa nachází, což pak určuje možnosti nezávislého chemického vývoje fragmentů nebo průvodců původní hvězdokupy. Další roli hraje četnost dvojhvězd v různých chemických kombinacích. K tomu se též váže funkce hmotnosti a poměru mezi hvězdami kulové hvězdokupy a hvězdami pozadí. Úspěšný model by měl být schopný pokrýt všechny pozorované anomálie.

H. Ernandes aj. se věnovali kulové hvězdokupě Terzan 9 (Sgr, vzdálenost 7 kpc; vzdálenost od centra Galaxie 1,1 kpc), kterou objevil A. Terzan v r. 1971 na francouzské observatoři Haute Provence (44° s. š.; 650 m n. m.) pomocí kamery v ohnisku 1,93m dalekohledu. Hvězdy v této hvězdokupě se vyznačují nízkou metalicitou (-2,0 <[Fe/H] < -1,0), což znamená že obsahují velmi staré hvězdy. Terzan 9 se promítá do místa vzdáleného jen 4° od centra Galaxie. Autoři využili velmi pokročilého zobrazování kamery MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer; mezní hvězdná magnituda R = 28 mag; hmotnost 8 t!), jež je instalována na 8,2 teleskopu VLT UT4 (Yepun). Kamera umožňuje pořizovat naráz více hvězdných spekter, která pak dovolila určit radiální rychlosti hvězd, heliocentrickou radiální rychlost hvězdokupy (58 km/s) a střední metalicitu [Fe/H] = (-1,10 ±0,15).

C. Grillmair využil údajů o fotometrii a vlastních pohybech z databáze Gaia DR2 k objevu 50° dlouhého procesí 70 hvězd, jež má základnu v halu kulové hvězdokupy M5 (= NGC 5904; Serpens; objev manželé G. a M. Kirchovi v r. 1702; vzdálenost 8 kpc; hmotnost 857 kM_ʘ; ø 50 pc; stáří 13 mld. let?). Slapový chvost směřuje západním směrem od těžiště hvězdokupy. Příslušnost hvězd do chvostu se dá testovat podobnými údaji o vzdálenostech, vlastních pohybech, vztahem mezi barvou a jasností hvězd i příslušností k řídící trajektorii. Autor se domnívá, že existují indicie, že chvost pokračuje až do úhlové odchylky 85°, jenže tam už je příliš narušen polními hvězdami. Nerovnoměrné rozložení hvězd podél chvostu je zřejmě důsledkem slapových poruch.

R. Barbá aj. objevili další objekt na pomezí mezi trpasličí galaxií a obří kulovou hvězdokupou FSR 1758 (IČ přehlídka hvězdokup pro gal. šířky |b| <20°; leden 2007: Froebrich, Scholz, Raftery) ve výduti naší Galaxie. Objev se podařil díky kombinaci optické databáze DR2 družice Gaia, pětibarevné přehlídky DECam Plane Survey (observatoř Cerro Tololo; 30° j. š.; 2,2 km n. m.) a na Paranalu pomocí přehlídky VISTA Variables in the Via Láctea Extended Survey. Pro jednotlivé hvězdy autoři získali údaje o polohách, vzdálenostech, zčervenání vinou interstelární extinkce, rozměrech, metalicitě, absolutních hvězdných velikostech a vlastních pohybech. Autoři zjistili, že objekt FSR 1758 je možná dokonce větší než hvězdokupa ω Cen. FSR 1758 se vyznačuje slapovými pozůstatky, takže je docela možné, že z něho vznikne nová trpasličí galaxie. Ukazuje se, že v silně zaprášené výduti naší Galaxie se mohou najít další takové soustavy na hranici mezi obří kulovou hvězdokupou a vznikající novou trpasličí galaxií.

J.D. Simpson objevil opět na základě databáze DR2, že nedávno objevená kulová hvězdokupa FSR 1758 má vysokou radiální rychlost 227 km/s s chybou jen ±1 km/s. Navíc našli slapově vymrštěné hvězdy, které hvězdokupa poztrácela do okruhu 1°. Když se to propojí s údaji o vlastním pohybu hvězdokupy, změřeným družicí Gaia, tak je zřejmé, že FSR1758 se nachází na retrográdní dráze vůči centru Galaxie s pericentrem 3,8 kpc a apocentrem 16,0 kpc čili s dráhovou výstředností e = 0,62. V současné době se hvězdokupa nachází v pericentru své galaktické dráhy, tj. na vnějším okraji galaktické výduti. Retrográdní pohyb poukazuje na příchozí kulovou hvězdokupu, která unikla z anonymní trpasličí galaxie doprovázející naši Galaxii. Dalším příznakem je vyšší koncentrace dlouhoperiodických hvězd typu RR Lyr, než je běžné v galaktických kulových hvězdokupách.

M. Yepez aj. uskutečnili obsáhlou vizuální a infračervenou fotometrii hvězd v rekordně vzdálené kulové hvězdokupě Palomar 13 (Peg; halo Galaxie: galaktická šířka -43°; vzdálenost od centra Galaxie 25 kpc; hmotnost 1,3 kM_ʘ; metalicita [Fe/H] = -1,65; stáří 12 mil. let). Pozorování probíhala mezi říjnem 2011 a říjnem 2014, celkem 133 pozorování ve filtru V a 158 ve filtru I na 2,0m teleskopu Indické astronomické observatoře v Hanle (Ladakh; 4,5 km. n. m.; 33° s. š.) a následně od července do srpna 2018 na 0,84m teleskopu Observatorio Astronómico Nacional (Sierra San Pedro Mártír; Baja California; 2,8 km n. m.; 31° s. š.) ve filtru V (443 měření). Tato data pak propojili s astrometrickými a spektrálnímí parametry hvězd Palomar 13 v databázi DR2. V této velmi chudé hvězdokupě objevili hvězdy s různými metalicitami, což svědčí o proměnách chemického složení hvězd v různých fázích života hvězdokupy. Odtud následně odvodili vzdálenost hvězdokupy od Slunce 23,7 kpc. Nepatrný počet proměnných hvězd objevených v hvězdokupě přiměl autory k hledání dalších. Celkem našli 4 hvězdy třídy RR Lyr, které se na diagramu HR nacházejí na vodorovné větvi nestability, a jednoho červeného obra. Oběžná dráha Palomar 13 je silně excentrická. Pericentrem dráhy prošla hvězdokupa před 61 mil. lety. V současné době se nachází poblíž apocentra, takže rozptyl rychlostí jednotlivých hvězd je značný, což vede k silné ztrátě hvězd této hvězdokupy právě při dlouhém prodlévání poblíž apocentra.

A. Jindal aj. využili databáze DR2 (Gaia; ESA) k podrobnému studiu vnitřní struktury nejbližších 11 kulových hvězdokup (M4 – 2,2 kpc; NGC 6397 – 2,4 kpc; 47 Tuc – 4,0 kpc; NGC 6752 – 4,0 kpc; ω Cen – 4,8 kpc; M13 – 6,8 kpc; M5 – 7,5 kpc; M22 – 7,5 kpc; NGC 2808 – 9,6 kpc; M15 – 10,0 kpc; M3 – 10,4 kpc) pomocí proměřování interní kinematiky s důrazem na dosud nedostatečně zkoumané periférie. Autoři si dali velmi záležet, aby se vyhnuli kontaminaci dat vinou polních hvězd, což právě na perifériích hvězdokup je složitý úkol, jenž vyžaduje využít aspoň pět různých měřitelných parametrů pro každou hvězdu kvůli pokud možno bezchybné identifikaci příslušnosti dané hvězdy ke konkrétní hvězdokupě. U sedmi kulových hvězdokup byla odhalena v centrálních partiích rotace hvězd kolem těžiště hvězdokupy, jejíž rychlost se však snižuje s rostoucí vzdáleností hvězd od jádra hvězdokupy. Rotační křivky pro ω Cen, 47 Tuc, M5, M22, NGC 6752 se podařilo protáhnout daleko dál od centra než dosud. Většina hvězdokup se vyznačuje izotropními jádry, ale dále od centra jsou radiálně anizotropní a na perifériích opět izotropní. Pro M22 se podařilo objevit radiální anizotropii navazující na izotropní jádro. Autoři zjistili, že obecně lze kulové hvězdokupy s pozorovanou radiální anizotropií považovat za dynamicky mladé, zatímco hvězdokupy, jež jsou primárně izotropní, za dynamicky staré.

E. Vasiliev nepochybně uvítal zveřejnění databáze DR2 družice Gaia a jako snad tisíce astronomů si našel v tomto precizním datovém souboru své téma: určoval vlastní pohyby a dynamiku téměř úplného souboru 150 galaktických kulových hvězdokup. Přesnost vlastních pohybů činí ±0,05 milivteřin/r. Když k tomu připočetl přesné vzdálenosti a radiální rychlosti, dostal velmi perspektivní obraz o komplexu kulových hvězdokup v naší Galaxii. Autor zjistil, že pro vzdálenosti hvězdokup vzdálených do 10 kpc od centra platí, že obíhají kolem centra Galaxie prográdně rychlostmi 50÷80 km/s, zatímco ve větších vzdálenostech od centra jsou jejich dráhy radiálně anizotropní. Hvězdokupy NGC 3201 a NGC 6101 však obíhají Galaxii retrográdně, což je nejspíš důsledek jejich zrodu v okolních trpasličích galaxiích, jež byly pohlceny Galaxií v protisměru. Zajímavé jsou také páry kulových hvězdokup na téměř identických dráhách. Celkem 6 hvězdokup souvisí s proudem hvězd ve Střelci. Mnoho hvězdokup se nachází na periférii Galaxie. Dynamické chování hvězdokup lze pro vzdálenosti 8÷50 kpc popsat kruhovými oběžnými rychlostmi 210÷240 km/s. Podle odhadu autora do vzdálenosti 50 kpc od centra Galaxie dosahuje úhrnná hmotnost kulových hvězdokup 540 GM_ʘ a do vzdálenosti 100 kpc se tato hodnota ještě zvýší na 850 GM_ʘ. Pokud do toho počtu zahrnul ještě kulové hvězdokupy v souhvězdí Střelce, stoupne tato hodnota až na 1,3 TM_ʘ.

A. Bajkova a V. Bobylev objevili vzájemnou interakci mezi kulovými a otevřenými hvězdokupami, která vzniká díky průchodům masivních kulových hvězdokup diskem Galaxie. Autoři navrhli hypotézu, že průchody tak hmotných objektů v hustém prostředí galaktického disku mohou podnítit hvězdy v disku k vytvoření otevřených hvězdokup. K ověření vybrali 150 kulových hvězdokup a 232 otevřených hvězdokup a propočítali jejich galaktické dráhy do minulosti až do -100 mil. let. Galaxii modelovali třísložkově (disk, výduť, halo). Nejnovější odhad četnosti průchodů kulových hvězdokup počítá s frekvencí 4 průchodů nějaké kulové hvězdokupy diskem Galaxie během 1 mil. let. Autoři propočítali, že během posledních 100 mil. let došlo k devíti průchodům kulových hvězdokup diskem, při nichž se potkaly s otevřenými hvězdokupami v různých stádiích vývoje ve vzdálenosti ≤1 kpc. Nejproduktivnější hybateli se staly kulové hvězdokupy NGC 104 (3 přiblížení) a NGC 5139 (2 přiblížení). Na straně indukovaných otevřených hvězdokup má navrch otevřená hvězdokupa Ruprecht 127 se dvěma přiblíženími.

Zhengyi Shaho a Lu Li vytvořili smíšený model pro kvalitní určování paralax kulových hvězdokup tím, že řeší chyby vzniklé kontaminací hvězdami, které k dané hvězdokupě nepatří. Opět šlo o rigorózní individuální paralaxy hvězd z databáze DR2. Autoři testovali svou metodu na simulacích 120 paralax reálných kulových hvězdokup včetně 75 hvězdokup z projektu Gaia Collaboration. Systematická chyba paralax dosáhla hodnoty (-27,6 ±1,7) μas při rozptylu výsledků (22,8 ±1,3) μas. Špičkově přesné výsledky vzdáleností získali autoři pro nejbližší hvězdokupy.

5.3. Naše Galaxie

L. Watkinsová aj. využili vlastní pohyby kulových hvězdokup halové složky Mléčné dráhy do vzdálenosti ≤ 21,1 kpc od centra k dalšímu nezávislému odvození hmotnosti Galaxie. Přesná astrometrie DR2 (zase ta Gaia) ukazuje na hodnotu hmotnosti uvnitř koule se zmíněným poloměrem 0,21^+0,04_−0,03×10¹² M_⊙, což pro 21,1 kpc odpovídá kruhové rychlosti 206⁺¹⁹₋₁₆ km/s. Z těchto hodnot odvozená viriálová hmotnost vychází na 1,28^+0,97_−0,48×10¹² M_⊙. Autoři použili též rozšíření datové sady na měření vlastních pohybů kulových hvězdokup z HST až do vzdálenosti 39,5 kpc od centra Galaxie – z těchto údajů vychází hodnoty hmotnosti 0,42^+0,07_−0,06×10¹² M_⊙, resp. viriálová 1,54^+0,75_−0,44×10¹² M_⊙. Jde o další příspěvek k potvrzení představy, že celková hmotnost Mléčné dráhy je s největší pravděpodobností uprostřed mezi spodním odhadem ≤ 10¹² M_⊙ a horním odhadem 2×10¹² M_⊙.

T. Callingham aj. využili numerické simulace k výpočtu pravděpodobné hmotnosti Galaxie na základě rozložení a dynamiky satelitních galaxií. Autoři nechali proběhnout sérii výpočtů s různými distribučními funkcemi hmotností a momentů hybnosti galaxií v hydrodynamickém modelu a vybírali taková uspořádání, která se podobala skutečné Mléčné dráze a jejím oběžnicím. Pro ty nejpodobnější pak nechali proběhnout podrobnější simulace s vyšším časovým i prostorovým rozlišením. Porovnáním se simulací pohybu 10 skutečných satelitních galaxií následně odvodili střední hmotnost celé Mléčné dráhy 1,17^+0,21_−0,15×10¹² M_⊙ a poměr hmotnosti vnitřní skryté látky ~0,12 (do vzdálenosti ≤ 20 kpc od středu).

A. Deasonová aj. z dat DR2 vypreparovali hvězdy větve červených obrů (RGB, Red Giant Branch) a z nich podle vlastních pohybů vybrali ty, které patří do halové složky Galaxie. Celkový zářivý výkon obrů RGB v galaktickém halu do vzdálenosti ≤ 100 kpc činí (7,9 ±2,0)×10⁸ L_⊙, resp. (9,4 ±2,4)×10⁸ L_⊙ – druhá hodnota zahrnuje i trpasličí galaxii ve Střelci. Odvodit z celkového zářivého výkonu hmotnost obrů je možné pouze odhadem; pro Kroupovu počáteční funkci hmotnosti a průměrnou metalicitu [Fe/H] ~−1,5 autorům vychází celková hmotnost hvězd halové složky (1,4 ±0,4)×10⁹ M_⊙. Tato hodnota je vyšší než donedávna předpokládaná, což spolu s uvedenou metalicitou naznačuje, že velká část hvězd halové složky pochází ze splynutí Mléčné dráhy s trpasličí galaxií před ~10 Gr.

D. Skowronová aj. ve dvou pracích zmapovali prostorové rozložení klasických cefeid v Mléčné dráze. Autoři využili jak data z dřívějších dostupných katalogů a přehlídek, tak nově zpracovaná data přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment, Varšavský dalekohled, ⌀ 1,3 m, Las Campanas, Chile). Měření poloh a vzdáleností 2 431 cefeid potvrdila dřívější pozorování, že galaktický disk je na okrajích zkroucený kolmo k rovině otáčení – na jedné straně směrem k severnímu galaktickému pólu, na opačné straně k jižnímu. Zkroucení disku je patrnější u mladších hvězd, starší hvězdy jsou více rozptýlené ve větším prostoru nad a pod rovinou otáčení galaktického disku. Zhuštěniny mladých hvězd tvoří substruktury na okrajích disku, jejichž stáří autoři odhadují na ~64 Mr, ~113 Mr a ~175 Mr. Severní ohyb je o ~10 % vyšší než jižní, stejně jako je vyšší průměrná vertikální rychlost cefeid severně od roviny disku směrem k severnímu galaktickému pólu. M. Romero-Gómez aj. potvrdili záhyby i v datech DR2 pro mladé obry (hvězdy typu OB) a červené obry RGB. Také v tomto případě je zkroucení disku patrnější pro staré hvězdy – záhyb dosahuje 0,2 kpc nad rovinu disku pro hvězdy tříd OB a ~1 kpc pro červené obry; začíná se zvedat ve vzdálenosti ~11÷13 kpc od centra Galaxie a maximum má ve vzdálenosti ~14 kpc. Pro hvězdy RGB je navíc na okraji záhybu patrné zvlnění s amplitudou ~250 pc.

P. Mróz aj. využili obdobná data cefeid z experimentu OGLE a DR2 k určení rotační křivky Mléčné dráhy. Plochá rotační křivka cizích spirálních galaxií je obvykle prokázáním přítomnosti skryté látky; rotační křivku naší vlastní Galaxie je však obtížné určit. Kvůli poloze Slunce máme špatný rozhled. Autoři použili polohy a rychlosti 773 cefeid do vzdálenosti ~20 kpc od středu Mléčné dráhy. S použitím oběžné rychlosti Slunce (233,6 ±2,8) km/s a jeho vzdálenosti od centra (8,122 ±0,031) kpc vychází rotační křivka Galaxie mezi poloměry ≥ 4 a ≤ 20 kpc téměř plochá s mírným klesáním (−1,34 ±0,21) km/s/kpc. Autoři upozorňují, že pro vzdálenosti ≥ 12 kpc jde o zatím nejpřesněji určené hodnoty rotačních rychlostí.

A.–C. Eilersová aj. použili pro stanovení rotační křivky polohy a rychlosti ~23 tis. jasných červených hvězd, pro něž zkombinovali astrometrická, fotometrická a spektroskopická data DR2 a přehlídek APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment, Nové Mexiko, USA, ⌀ 2,5 m), 2MASS (Two Micron All-Sky Survey, Mount Hopkins a Cerro Tololo, ⌀ 1,3 m) a WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer, 490 km n.m., Země). Pro vzdálenosti ≥ 5 kpc a ≤ 25 kpc od centra Galaxie autorům vychází klesání rotační křivky o málo prudší (−1,7 ±0,1) km/s/kpc; odhadují ovšem systematickou chybu ~5× větší než statistickou, tj. v rámci chyby ve shodě s předchozí prací. Kruhová rychlost Slunce jim vychází (229 ±0,2) km/s a hmotnost skryté látky halové složky Galaxie (7,25 ±0,26)×10¹¹ M_⊙; hustota skryté látky v okolí Slunce činí (0,3 ±0,03) GeV/cm³.

M. Kounkelová a K. Covey využili astrometrii a vlastní pohyby všech okolních hvězd do vzdálenosti ≤ 1 kpc a identifikovali mezi nimi zatím neznámé skupiny a asociace. Z 20 milionů hvězd jich asi ~1,5 % patří do nějaké skupiny, z nichž přibližně polovinu tvoří dosud neidentifikované protáhlé útvary, „řetízky“. Jejich průměrná délka je ~200 pc, tloušťka ~10 pc a značná část z nich je stará jen ~100 Mr. V prostorovém uspořádání řetízků převažuje směr kolmý na rovinu disku Galaxie a svůj tvar patrně udrží jen po několik Gr. Nejstarší z nich jsou možná pozůstatky spirálních ramen, resp. zbytky po zvýšené tvorbě hvězd v hustších ramenech vyvolané. Druhou zhruba polovinu skupin tvoří spíše kulovité útvary, které nejspíš udrží svůj tvar po delší dobu – to je pravděpodobné vysvětlení, proč mezi staršími skupinami hvězd řetízkové útvary neznáme.

R. Lallement aj. zpracovali data DR2 nezvyklým způsobem – fotometrii družice Gaia porovnali s daty katalogu 2MASS a pro hvězdy s dostatečně přesnou paralaxou použili hodnoty extinkčních koeficientů k inverznímu modelování rozložení mezihvězdného prachu. Vznikl prostorový model v kvádru 6×6×0,8 kpc³ v okolí Slunce. Rozložení prachu víceméně koreluje s tvarem a orientací spirálních ramen, ačkoli nad a pod rovinou galaktického disku se vyskytují různé struktury, které se mezi rameny významně liší. Hustota prachu ve vertikálním směru kolísá a na několika místech jsou v ní patrné vlny. Naopak není vidět žádná jednoduchá souvislost mezi hustými oblaky prachu na jedné straně a molekulárními mračny, oblastmi H II anebo mladými hvězdami na straně druhé.

A. Bonacaová aj. se podívali na vlastnosti hvězdného proudu GD-1, což byla původně kulová hvězdokupa, z níž před ~3 Gr gravitační porucha začala vytahovat jednotlivé hvězdy. Ty vytvořily proud podobný perlovému náhrdelníku, který se táhne do vzdálenosti ~10 kpc. Astrometrie DR2 odhalila, že náhrdelník je na dvou místech přerušený – v proudu chybí hvězdy. Jedna mezera možná souvisí se vznikem proudu, když gravitační síla začala vysávat hvězdy z hvězdokupy. Vedle druhé mezery se navíc nachází „ostruha“ – výběžek souběžný s hlavním proudem, připomínající kohoutí ostruhu. Autoři numericky simulovali, jaké vlastnosti by musel mít objekt prolétající v těsné blízkosti GD–1, aby vytvořil pozorovaný útvar. Před ~500 Mr by to dokázalo těleso o ⌀ ~18÷40 pc, které by však muselo mít hmotnost 10⁶÷10⁸ M_⊙. Žádná vhodná kulová hvězdokupa, která by mohla mít poruchy na svědomí, se však Galaxií nepotuluje. Autoři argumentují, že jde o první nepřímý důkaz dynamického působení skryté látky (dřívější případ vlákna Palomar 5 se podařilo vysvětlit gravitačním působením příčky Galaxie). Pokud je to skutečně tak, jednalo by se o další podporu teorie chladné skryté látky (CDM, cold dark matter). Na druhou stranu vyvstává otázka, proč v takovém případě podobných proudů hvězd nevidíme víc – v celé Galaxii jich nyní známe asi 40. Y. Huang aj. připojili k datům DR2 měření přehlídky LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope, pozorovací základna Sing-Long, Čína, ⌀ ~4 m) a určili pro jednotlivé hvězdy proudu GD–1 metalicity; průměrná hodnota [Fe/H] celého proudu činí (−1,95 ±0,23).

J. Curtis aj. publikovali analýzu vlastností členských hvězd proudu Ryby–Eridanus (Psc–Eri), který se táhne přes 120° oblohy, ale byl objeven S. Meingastem aj. teprve v datech DR2. Původní odhad stáří proudu byl ~1 Gr, což se autorům zdálo nepravděpodobné. Použili proto data družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) a zaměřili se jednak na hvězdy s nízkou hmotností, jednak na nejhmotnější členy proudu, včetně jasných hvězd λ Tau a HD 1160. U hvězd s nízkou hmotností autoři porovnávali rotační periody s co nejpodobnějšími hvězdami v dobře prozkoumaných otevřených hvězdokupách, u hmotných hvězd srovnali barevné indexy s vývojovými diagramy samostatných hvězd i dvojhvězd. V obou případech se ukázala shoda se stářím Plejád, tj. ~120 Mr. Proud Psc–Eri si do budoucna zaslouží pozornost jak tvůrců vývojových modelů hvězd v hvězdokupách, tak hledačů exoplanet, které lze v okolí mladých hvězd různých typů očekávat.

R. Mor aj. modelovali na základě DR2 vývoj tvorby hvězd v Mléčné dráze. Autoři použili Besançonský model a potvrdili, že tempo tvorby hvězd v Galaxii od maxima před 9÷10 Gr postupně klesala až do doby přes 6÷7 Gr, pak následoval opět mírný vzestup před ~5 Gr, který trval do doby před asi ~1 Gr. Přibližně polovina všech hvězd galaktického disku vznikla v tomto posledním období. Celý tento vývoj se dobře vysvětluje jednoduchým modelem exponenciální indukce tvorby hvězd – pro hmotnější hvězdy > 1,53 M_⊙ strmější, pro hvězdy s hmotnostmi ≥ 0,5 a ≤ 1,53 M_⊙ méně strmou. Před 2÷3 Gr však došlo k dalšímu dočasnému zvýšení tvorby hvězd, které se jednoduše postupným vývojem vysvětlit nedá. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě gravitačního působení mimo disk Mléčné dráhy – pravděpodobně blízký průlet jiné galaxie Místní skupiny; nyní pátrají, která by to mohla být.

R. Barbá aj. spojili data DR2, přehlídky DECaPS (DECam Plane Survey) a VVVX (VISTA Variables in the Vía láctea eXtended survey) pro nedávno objevený shluk hvězd FSR 1758 uvnitř výdutě Galaxie. Objeven byl šťastnou náhodou při vizuální kontrole dat přehlídky DECaPS kvůli jinému objektu v r. 2018. Velikostí (⌀ ~300 pc) i počtem hvězd (~10⁶) se jedná o jednu z největších kulových hvězdokup uvnitř Mléčné dráhy – pokud se jedná o hvězdokupu a nikoli o pozůstatek po pohlcené trpasličí galaxii. Tomu napovídá přítomnost „křídel“, jakási ramena vybíhající ze skupiny na jedné straně; na základě dostupných dat je obtížné určit, do jaké vzdálenosti ve skutečnosti tato křídla sahají, oblast galaktické výdutě je hustě zaplněná hvězdami, které se na FSR 1758 pouze promítají.

F. Vincenzo aj. spočetli sérii modelů chemického vývoje skupiny hvězd Enceladus, přezdívaného „Gaiina klobása“ kvůli charakteristickému protáhlému tvaru v diagramu radiálních a azimutálních rychlostí. Jedná se o pozůstatek po pohlcené trpasličí galaxii, jejímž původním jádrem možná byla kulová hvězdokupa NGC 2808. Autorům se podařilo najít model, schopný zreprodukovat pozorovanou metalicitu hvězd – za předpokladu málo účinné tvorby hvězd v původní galaxii a rychlého splynutí s Mléčnou dráhou lze odvodit průměrné stáří původních hvězd 12,33^+0,92_−1,36 Gr. Původní galaxie měla v době splynutí (z jiné práce Helmiové aj. k němu došlo před ~10 Gr) hmotnost asi 5×10⁹ M_⊙. Modely ukazují, že původní galaxie významně obohatila svým plynem tlustý disk Galaxie, čímž mohla nastartovat výše zmíněné maximum tvorby hvězd.

D. Massari aj. se pokusili roztřídit původ kulových hvězdokup Mléčné dráhy. Celková statistika ukazuje, že asi 40 % hvězdokup vzniklo v Galaxii a podobně velkou skupinu je možné přiřadit ke známým splynutím s galaxiemi, které v minulosti Mléčná dráha pohltila („Gaiina klobása“ ~19 %, trpasličí galaxie ve Střelci ~5 %, předchůdce hvězdných proudů Helmiové ~6 %, trpasličí galaxie „Sekvoj“ ~5 %). Ze zbylých hvězdokup je asi 16 % gravitačně silně vázaných, zatímco zbývající necelou desetina jsou hvězdokupy vázané pouze slabě – tato skupina má zatím nejasný původ.

G. Myeong aj. publikovali modely dynamického i chemického vývoje splynutí Mléčné dráhy s trpasličí galaxií „Sekvoj“. Podobně jako zmíněná „Gaiina klobása“ se pravděpodobně jedná o „srážku“ Galaxie s trpasličí galaxií, která se v našem hvězdném ostrově zcela rozpustila – zůstala po ní ovšem skupina 6 kulových hvězdokup a řada hvězd, obíhajících v Mléčné dráze po retrográdních dráhách. Ke splynutí patrně došlo přibližně ve stejné době jako s „klobásou“, hmotnost Sekvoje však byla nižší ~5×10⁷ M_⊙ a také se jednalo o starší hvězdy s metalicitou nižší o ~0,3 dex.

A. Widmark použil data DR2 ke stanovení dynamické hustoty látky v nejbližším okolí Slunce. Autor vybral osm vzorků po 25 tis. hvězd pouze podle pozorované hvězdné velikosti bez dalších předpokladů, kromě klesající prostorové hustoty směrem kolmo od roviny disku Galaxie. Model rozložení baryonické látky se skrytou látkou v halové složce Mléčné dráhy ukazuje na nadbytek plošné hustoty galaktického disku 5÷9 M_⊙/pc². Poloha Slunce vůči rovině disku vychází (4,26 ±2,27) pc severně a rychlost vzdalování od ní (7,24 ±0,19) km/s. Rozložení hustoty naznačuje, že se v rovině disku do výšky ≤ 60 pc nachází více látky proti dřívějším předpokladům – pravděpodobně jde o chladný atomární plyn.

A. J. Fox aj. na základě pohybu galaktických mračen odvodili míru přítoku a odtoku látky do a z Mléčné dráhy. Určení je komplikované jednak kvůli existenci Fermiho bublin nad a pod rovinou disku Galaxie, jednak kvůli silné interakci mezi Galaxií a Magellanovými mračny. Vypočtené odhady přítoku – (0,53 ±0,23) M_⊙/r na každých 12 kpc poloměru a 0,2 vzdálenosti Slunce od roviny disku – a odtoku – (0,16 ±0,07) ve stejných jednotkách ukazují, že více látky do disku Galaxie přitéká než odtéká. Situace je ale složitější, jakmile se vezme v potaz metalicita přicházející a odcházející látky a také molekulární oblaka se střední a nízkou teplotou a výměna látky mezi diskem a halovou složkou. Přesto se zdá, že Mléčná dráha jako celek v současnosti více látky pohlcuje než vyvrhuje.

M. J. Reid aj. zpracovali data necelých 200 molekulárních maserů, asociovaných s mladými hvězdnými tělesy (MYSOs, massive young stellar objects). Jejich prostorové rozložení potvrzuje, že Galaxie má čtyři spirální ramena, Slunce se nachází ve vzdálenosti (8,15 ±0,15) kpc od centra a obíhá rychlostí (247 ±4) km/s. MYSOs se nacházejí v tenké oblasti pouhých ~19 pc a hodí se k definici roviny galaktického disku – takto určená rovina se od definitorické roviny IAU liší jen o ±0,1°. Slunce se od ní nachází (5,5 ±5,8) pc severním směrem. Autoři zvolený referenční rámec využili k nezávislému určení vzdálenosti Hulseova–Taylorova binárního pulsaru (PSR B1913+16, objev 1974 Arecibo, Nobelova cena 1993 za potvrzení gravitačních vln) ze vzdálenosti (6,54 ±0,24) kpc.

D. Carolloová aj. zkoumali chemické vlastnosti hvězd v okolí Slunce se zaměřením na složku tlustého disku. Podrobná analýza ukázala, že tato složka se skládá ze dvou částečně se překrývajících populací hvězd s různým stářím a metalicitou. Hvězdy nejbohatší na lehké prvky mají ~2× méně kovů a jejich rotační rychlost kolem centra Galaxie je v průměru o ~30 km/s nižší, než je střední rychlost všech hvězd tlustého disku. Vysvětlení se nabízejí dvě: buď se jedná o hvězdy pocházející z dříve pohlcené trpasličí galaxie, nebo jde o nejstarší populaci hvězd Mléčné dráhy, kterou do slunečního okolí zanesly pozdější vlivy vznikajících spirálních ramen a galaktické příčky.

N. Fantin aj. spojili data DR2 a přehlídek Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) a CFIS (Canada France Imaging Survey) pro ≥ 25 tis. bílých trpaslíků. Pro všechny hvězdné pozůstatky odvodili pravděpodobné počáteční vlastnosti mateřských hvězd a vzali v potaz geometrii a vývojový model Mléčné dráhy, resp. jejích jednotlivých složek. Vývojové modely ukazují, že galaktický disk se začal formovat před (11,3 ±0,5) Gr a nejvíce hvězd v něm vznikalo před (9,8 ±0,4) Gr tempem (8,8 ±1,4) M_⊙/r; po několika Gr klesla na současnou konstantní hodnotu. Také data bílých trpaslíků ukazují mírné zvýšení tvorby hvězd před ~3 Gr. Bílých trpaslíků s héliovou atmosférou v okolí Slunce autoři odhadují (21 ±3) %.

M. Kilic aj. pečlivě analyzovali vlastní pohyby 156 tis. bílých trpaslíků, z nichž vybrali 142 těles, která nepatří do galaktického disku. Pro tyto bílé trpaslíky halové složky autoři následně spočetli detailní modely atmosfér a z nich odvodili fyzikální parametry hvězd. Získali tak rozptyl stáří těchto bílých trpaslíků v rozmezí 7 Mr až 10,3 Gr. Při započtení pravděpodobného vývoje hvězdy před fází bílého trpaslíka pak pro halovou složku vychází stáří (10,9 ±0,4) Gr, což je v souladu s měřeními na základě kulových hvězdokup.

E. Griv aj, použili dostupná astrometrická data těles halové složky ke statistickému určení vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Zatímco pro kulové hvězdokupy vychází střední hodnota vzdálenosti ~7,0÷7,3 kpc (podle předpokládané počáteční metalicity složek kulových hvězdokup), pro hvězdy typu RR Lyrae autoři získali hodnotu (8,1 ±0,2), jež v rámci chyby souhlasí s obecně přijímanou hodnotou ostatních měření. Proč výpočet na základě kulových hvězdokup vychází systematicky nižší, není jasné; buď jde o výběrový efekt, kdy nějakou podstatnou část kulových hvězdokup nevidíme, anebo nám uniká nějaká jejich podstatná vývojová vlastnost.

A. Towner aj. se zaměřili na 12 „zelených“ objektů přehlídky GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared MidPlane Survey Extraordinaire), které dostaly své označení kvůli jasné emisi v pásmu 4,5 µm v datech katalogu družice Spitzer. Autoři vybrali tělesa do vzdálenosti ≤ 5 kpc a využili létající IR observatoř SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy) a na základě rozložení energie ve spektru modelovali pravděpodobné vlastnosti těchto MYSOs (Massive Young Stellar Objects). Modely ukazují na průměrný poloměr ~10 R_⊙, povrchovou teplotu ~10³÷10⁴ K a svítivost ~(1÷40)×10³ L_⊙. Střední poměr svítivosti a hmotnosti naznačuje, že se jedná o přechodné objekty mezi klidným a aktivním obdobím v oboru IR. Porovnání s archivními daty v jiných oblastech spektra naznačuje, že objekty, které v záření IR vypadají jako samostatné, jsou ve skutečnosti vícenásobné systémy.

Bratři Raúl a Carlos de la Fuente Marcosovi potvrdili na základě dat DR2 družice Gaia anizotropii v rozložení hvězd s velmi vysokou rychlostí (HVS, hyper-velocity stars) v Mléčné dráze. Autoři zpracovali data hvězd ve vzdálenosti ≥ 30 kpc od nás s rychlostmi ≥ 500 km/s a hledali podporu pro svůj předpoklad, že čím se HVS nachází dál od nás, tím větší je rychlost vůči Galaxii, a tedy tím vyšší pravděpodobnost, že k Mléčné dráze není gravitačně vázaná. Anizotropie je patrná i u nejvzdálenějších a nejrychlejších HVS, ačkoli není tak výrazná jako u bližších rychlých hvězd. Statistické zpracování prokázalo, že určené vlastní rychlosti jsou velmi pravděpodobně spodní odhady skutečných rychlostí v důsledku Eddingtonova-Trumplerova-Weaverova zkreslení (v kostce: v důsledku chyb měření malých hodnot paralax je vypočtená střední hodnota vzdáleností konzervativní, tedy ve ≥ 50 % případů menší než skutečná vzdálenost – v případě zmiňované práce autoři odhadují, že podceněných vzdáleností je dokonce ~80 %). Ze statistiky také plyne, že mezi HVS v Galaxii se nacházejí četné skupiny těles s vlastní rychlostí ~2 000 km/s, která Mléčnou galaxií pouze prolétají.

A. Irrgang aj. objevili HVS spektrální třídy B PG 1610+062 s rychlostí (550 ±40) km/s vyšší než únikovou z disku Galaxie. Jedná se o zvolna pulsující jasnou, pomalu rotující hvězdu s hmotností 4÷5 M_⊙. Hvězda se nachází asi 17,3 kpc od nás a podle všeho byla vymrštěna ze spirálního ramene Carina–Střelec, nikoli z centra Galaxie. Jde o další potvrzení, že musí existovat způsob, jak lze i hvězdy disku urychlit na únikové rychlosti z Mléčné dráhy; v tomto případě se jedná o druhou nejrychlejší hvězdu svého druhu a celkově pátou nejrychlejší hvězdu hlavní posloupnosti. Spektra ukazují, že hvězda má vyšší metalicitu oproti typické hvězdě typu B na hlavní posloupnosti; protože se jedná o teprve druhou HVS se známým chemickým složením, je těžké určit něco víc o způsobu urychlení – potřebujeme více spekter.

G. Ponti aj. oznámili objev rentgenových struktur kolmých na rovinu Galaxie v jejím centru s velikostí ~160 pc. Jde o důležité potvrzení propojení mezi laloky v těsné blízkosti galaktické černé veledíry, které byly dlouho pozorovány v rentgenové a rádiové oblasti spektra a které mají rozměry ~15 pc, a Fermiho bublinami viditelnými v záření γ nad a pod rovinou galaktického disku s rozměry ~10 kpc. Tyto rentgenové „komíny“ představují pravděpodobné výfuky horké látky z centra Galaxie – teplota plazmatu ~8 MK však naznačuje, že nejde o přímé pokračování relativistických výtrysků centrální černé veledíry, ale o výrony látky způsobené výbuchy supernov v okolí jádra Mléčné dráhy. Role černé veledíry spočívá pravděpodobně pouze v tom, že povzbuzuje překotnou tvorbu nových masivních hvězd, které rychle končí život jako supernovy. Zatím ale není možné vyloučit ani hypotézu, že „komíny“ jsou důsledkem rychlého slapového roztrhání velkého počtu hvězd v těsné blízkosti černé veledíry.

Černá veledíra uprostřed Galaxie (Sgr A*) má hmotnost ~4×10⁶ M_⊙; vykrmit takovou veledíru během doby života Mléčné dráhy ~10 Gr vyžaduje střední akreční míru ~4×10⁻⁴ M_⊙. Současná pozorování přítoku hmoty jsou však nižší – rentgenová měření ve vzdálenosti ~0,4 pc (tzv. Bondiho poloměr, ~10⁵ R_Sch) od díry ukazují akreci v míře ~3×10⁻⁶ M_⊙/r a polarizační měření v těsné blízkosti horizontu událostí dokonce jen ~10⁻⁸ M_⊙. E. Murchikovová aj. nalezli v datech mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter Array, Chajnantor, Chile) záření ionizovaného plynného disku o teplotě 10⁴ K ve vzdálenosti ~2×10⁴ R_Sch. Dvojitě rozšířená emisní čára vodíku na frekvenci 231,9 GHz ukazuje na oběžnou rychlost ~2,2 tis. km/s v úhlové vzdálenosti 0,11″ – oblast s červeným posuvem se nachází severovýchodně, modře posunutá oblast jihozápadně od centra akrečního disku. Při odhadu průměrné hustoty atomů vodíku 10⁵÷10⁶ cm⁻³ vychází celková hmotnost ionizovaného plynu v akrečním disku 10⁻⁴÷10⁻⁵ M_⊙ – toto by tedy mohlo být chybějící krmivo pro bumbrlíčka.

Tým rádiové observatoře MeerKAT (Karoo Array Telescope, 64× ⌀ 13,5 m, Severní Kapsko, JAR) zveřejnil první významné výsledky (I. Heywood aj., 98 spoluautorů), týkající se okolí Sgr A*. Hned první zaměření na střed Mléčné dráhy objevil existenci dvojice bublin, kolmých na rovinu galaktického disku. Bubliny se pokrývají oblast přes 1°×3° na obloze, což odpovídá lineární velikosti ~140×430 pc. Jedná se o chladnoucí rozpínající se plyn, který vidíme díky synchrotronovému záření. Původ bublin není zatím jasný – může se jednat o pozůstatek překotné tvorby a rychlého zániku velmi hmotných hvězd, stejně tak může jít o výrony látky od centrální černé veledíry. Autoři odhadují, že celková energie potřebná k vytvoření bublin je ~7×10⁴⁵ J a jejich stáří několik Mr. Ať už je vytvořilo cokoli, přispělo to podle autorů ke zvýšení hustoty částic kosmického záření a povzbudilo záření rádiových vláken (filamentů), které v okolí centra Galaxie sporadicky pozorujeme od r. 1984.

Oběh jasných mladých hvězd v bezprostředním okolí Sgr A* slouží jako relativistická laboratoř od doby, kdy můžeme díky velkým přístrojům rozlišit jednotlivá tělesa. T. Do aj., tedy tým držitelky Nobelovy ceny za fyziku 2020 A. Ghezové, zveřejnili měření poloh a spekter hvězdy S2, která pořizovali od r. 1995 na Keckově dalekohledu (Havaj, USA). Do r. 2017 pokryli celou dráhu (P ~16 r), v období březen–září 2018 čekali na další průchod hvězdy pericentrem dráhy ve vzdálenosti pouhých ~120 au. Autoři čekali se zveřejněním na zpracování dat z celého průchodu pericentrem včetně okamžiku, kdy S2 mířila přímo k nám. Einsteinova obecná relativita se dočkala dalšího nezávislého potvrzení; kombinovaný červený posuv způsobený relativistickým příspěvkem ke zrychlení tělesa a také průchod hlubokou gravitační studnou má hodnotu (0,88 ±0,17), což je v souladu s teoretickou hodnotou 1 (v newtonovské fyzice by to měla být 0). Zajímavé je, že autorům vyšla jiná vzdálenost centrální veledíry než v práci R. Abutera aj., kteří navázali na nezávislá pozorování téhož jevu, která publikovali již o rok dříve. Tým R. Genzela (spoludržitel Nobelovy ceny 2020) pomocí přístroje GRAVITY na VLTI odvodil vzdálenost centrální veledíry od Slunce na (8 178 ±22) pc; hodnota týmu A. Ghezové je (7 971 ±59) pc. Příčina nesouhlasu zatím není jasná.

S. Takekawa aj. v datech mikrovlnné observatoře ALMA objevili v blízkosti centrální černé veledíry Mléčné dráhy proudy molekulárního plynu. Tvar a pohyby několika z nich je možné dobře vysvětlit jako dvě eliptické dráhy kolem společného těžiště s hmotností (3,2 ±0,6)×10⁴ M_⊙. Podrobnější průzkum pak na vnitřních stranách těchto cárů látky prokázal ionizaci, která má původ buď v rázové vlně, která prostředím prošla, nebo je důsledkem fotoionizace. Autoři proto nabízejí hypotézu, že kompaktní rychle se pohybující molekulární oblaka v okolí Sgr A* v sobě ve skutečnosti mohou skrývat klidné černé díry středních hmotností.

G. Bower aj. pořídili pomocí ALMA snímky Sgr A* v kontinuu v pásmech 233, 678 a 870 MHz. Spektrum oblasti je ploché a je možné jej dobře popsat jednoduchým synchrotronovým modelem. Z modelu autoři odvodili hodnoty elektronové hustoty (2÷5)×10⁶ cm⁻³, teploty (1÷3)×10¹¹ K a magnetické indukce (0,001÷0,005) T. Další upřesnění by mělo být možné ze souběžného měření v rentgenovém oboru. Ploché spektrum ukazuje, že ohřev elektronů je účinný a oblast je v pásmu 233 MHz opticky tenká. (Sub)milimetrová pozorování centrální oblasti s velkou základnou by tak teoreticky měla „dohlédnout“ až na samotný horizont událostí.

C. Brinkerink aj. spojili pozorování observatoře VLBA (Very Long Baseline Array, Socorro, Nové Mexiko, USA), LMT (Large Millimeter Telescope, Sierra Negra, Mexiko) a GBT (Green Bank Telescope, Západní Virginie, USA) v pásmu 86 GHz (vlnová délka ~3,5 mm). Základna interferometru není dostatečná k podrobnému rozlišení menších struktur kolem Sgr A*. Přesto je i v této vlnové délce patrná mírná západovýchodní asymetrie, již dříve pozorovaná ve vlnových délkách 1 a 7 mm. Vlnová délka ~3,5 mm má proti milimetrovým vlnám výhodu v menším rozptylu na mezihvězdné látce; interferometr se základnou přes celou Zemi (neboli observatoř EHT, jíž se budeme věnovat v příštím pokračování Žně) v pásmu 86 GHz tedy bude mít ještě lepší možnosti „uvidět“ horizont událostí černé veledíry v centru Mléčné dráhy.

S. Issaoun aj. zveřejnili výsledky pokusů o spolupráci mikrovlnné observatoře ALMA s rádiovými interferometry zapojenými do skupiny GMVA (Global Millimeter VLBI Array, 11 radioobservatoří v Evropě, USA, Mexiku a Jižní Koreji). Autorům se podařilo dosáhnout ~2× lepšího úhlového rozlišení ~87 µas (miliontina obloukové vteřiny) v pásmu 86 GHz; Sgr A* lze zobrazit jako elipsoid s největší osou (120 ±34) µas, což odpovídá vzdálenosti (12 ±3,4) R_Sch. Rozlišení zatím není dostatečné, aby bylo možné stanovit, jaký typ akrečního modelu centrální veledíry je správný. Naopak se jedná o potvrzení, že vlnová délka ~3,5 mm trpí menším rozptylem na mezihvězdné látce v okolí Sgr A*.

T. Do aj. také oznámili zvýšení svítivosti Sgr A* v průběhu čtyř pozorovacích nocí v průběhu r. 2019 v IR oblasti spektra. Ve filtru K bylo zjasnění asi dvojnásobné oproti středním hodnotám předchozích ≥ 20 r; ve vlnových délkách 1,6÷2,1 µm byly navíc pozorovatelné rychlé změny jasnosti beze změny barvy zdroje. Odhad pravděpodobnosti, že jde o náhodný výkyv, je pro všechny pozorovací časy jen ~0,05 %. Autoři nabízejí vysvětlení v podobě zvýšené akrece na černou veledíru, buď v důsledku průchodu hvězdy S2 pericentrem v předchozím roce, anebo dokonce jako opožděné reakce na průlet prachového oblaku G2, který se k Sgr A* nejvíce přiblížil v r. 2014.

Z. Chen aj. (taktéž spolupracovníci A. Ghezové) publikovali způsob kalibrace historických měření velkých dalekohledů z doby před přímým rozlišením Sgr A* v oboru IR, k němuž došlo r. 2002. Předtím bylo možné pomocí skvrnkového zobrazování pořídit nerozlišená data, která v sobě nesou informaci o změnách jasnosti centrální veledíry. Autoři použili model natrénovaný na datech z rozmezí let 2006–2016, který extrapolovali do minulosti až do r. 1995. Charakter změn jasnosti Sgr A* zůstává po ≥ 22 r stále stejný, žádný trend se neobjevuje. Poněkud v rozporu s předchozím odstavcem se ukázalo, že po průchodu prachového oblaku G1 pericentrem dráhy v r. 2001 k žádné změně jasnosti v IR nedošlo. To podporuje hypotézu, že G1 bylo ve skutečnosti kompaktní hmotné těleso skryté v prachové obálce; také je možné, že G1 a G2 jsou jiné druhy těles.

V rentgenovém oboru je dlouhodobý obrázek Sgr A* podstatně neklidnější, nad tepelné pozadí zdroje zhruba jednou denně „vystřelí“ silný záblesk. Již nějakou dobu je známo, že tento záblesk je někdy doprovázen současným zvýšením intenzity v oboru IR, ale obráceně to neplatí – zjasnění v IR nemá zřejmou souvislost s rentgenovými záblesky. H. Boyce aj. zpracovali souběžná pozorování Sgr A* družicemi Spitzer a Chandra. Více než 100 h měření potvrdilo, že rentgenový záblesk je v intervalu 10÷20 min následován zesílením záření IR v 68 % případů; průběh změn záření IR neumožňuje stanovit přesnou časovou korelaci zjasnění (existuje nenulová pravděpodobnost, že ke zvýšení intenzity dochází v obou oborech spektra současně). K tomu je třeba více simultánních pozorování v různých oborech spektra, pochopitelně po co nejdelší dobu.

E. Bouffardová aj. publikovali výsledky měření změn rentgenové jasnosti Sgr A* družicí Chandra po průchodu oblaku G2 pericentrem své dráhy. Autoři statisticky zpracovali vlastnosti jednotlivých pozorovaných záblesků před průchodem i po něm – celkem se jednalo o ~4,5 Ms, tj. ~52 d měření. Modelování tvaru jednotlivých záblesků neodhalilo po r. 2014 žádnou statisticky významnou změnu. Změna není patrná ani ve frekvenci záblesků.

Z. Zhu aj. použili ještě obsáhlejší datový soubor měření družice Chandra (~5,6 Ms = ~64,8 d) k analýze, zda se průchod oblaku G2 pericentrem dráhy projevil na jasnosti rentgenového vlákna G359.944-0.052, které bylo identifikováno jako pravděpodobný relativistický výtrysk Sgr A*. Data pokrývající období 1999–2017 stejně jako v předchozím případě neodhalila žádnou změnu, kterou by bylo možné spojit s průletem G2. Mírné zvýšení jasnosti vlákna se objevilo na počátku r. 2001, kdy pericentrem dráhy prošlo těleso G1. Spektrum vlákna je v části blízké Sgr A* velmi tvrdé, směrem od Sgr A* postupně měkne – to lze dobře vysvětlit synchrotronovým ochlazováním relativistických elektronů; právě takové prostorové uspořádání očekáváme u výtrysku hmotné černé díry.

S. Jia aj. zpracovali celkovou statistiku drah S hvězd ve vzdálenosti ≤ 10″ (~0,4 pc) od Sgr A* na základě dat Keckova dalekohledu z let 1995–2017. Celkem se jedná o 1 184 hvězd, jejichž vlastní pohyb je možné určit s přesností lepší než 0,05 mas/r. Autoři v souboru nalezli 24 zrychlujících hvězd, nacházející se jen 4″ (0,16 pc) od černé veledíry. Kromě zpřesnění parametrů drah jednotlivých hvězd autoři také objevili potenciální dvojhvězdu S27.

G. Dremová aj. porovnávali numerické modelů dvou populací hvězd: rychlých HVS a S hvězd v okolí Sgr A*. Autoři pomocí série simulací určili pravděpodobnosti zachycení jedné složky dvojhvězdy v okolí centrální černé veledíry a vymrštění druhé složky vysokou rychlostí pryč. Porovnáním modelů se skutečnými hvězdami v těsném okolí Sgr A* autoři vybrali takové typy původních dvojhvězd, které vedou na pozorované rozložení hmotností a rozdělení velkých poloos drah. Vymrštění průvodci těchto hvězd mají vlastnosti dobře odpovídající HVS, které v Mléčné dráze pozorujeme na cestě od centra.

Pravidelní čtenáři našich výročních přehledů objevů si nejspíš povšimli, že precizní měření poloh i vektorů prostorových rychlostí astrometrickou družicí Gaia (ESA) neobyčejně rozšiřuje texty některé mnohých odstavců i kapitol právě v r. 2019. Zároveň je patrné, že ožívá počet publikací s jediným autorem, jak tomu bývalo ve Žních až do konce 70. let minulého století. Je to zajímavý sociologický trend způsobený tím, že Gaia produkuje tak neuvěřitelně přesná a mnohostranná data, která astronomům přináší na zlatém talíři, čili opět i jeden člověk má šanci objevit v těch datech své zlaté vejce.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIV. (2019).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 10. júla 2021