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

5.4. Místní soustava galaxií

R. van der Marel aj. použili data DR2 družice Gaia k určení vlastních pohybů galaxií M31 a M33. Členské hvězdy obou galaxií autoři vybrali na základě paralax, vlastního pohybu, diagramu barva-svítivost a lokální hvězdné hustoty. Data ukazují odpovídají rotačním křivkám (−206 ±86) km/s pro M31, tj. proti směru hodinových ručiček, a (80 ±52) km/s pro M33. Hodnoty vlastního pohybu centra obou galaxií proti hvězdnému pozadí mají chybu ~±16 km/s a v rámci ≤ 1 σ jsou v souladu s hodnotami na základě měření HST a VLBI. Z těchto hodnot plyne zásadní důsledek: rychlost pohybu M31 vůči Mléčné dráze má výraznou tangenciální složku 57³⁵₋₃₁ km/s (hodnota radiální složky stále činí ~110 km/s). To jednak znamená, že M33 pravděpodobně nedokončila ani první oblet kolem M31 a stále na ní spíše padá, než ji obíhá, druhak to znamená, že k prvnímu kontaktu M31 s Galaxií dojde později (4,5 Gr namísto dosud předpokládaných 3,9 Gr) a bude se jednat spíš o vzájemné škrtnutí a rozhodně ne o přímé splynutí.

D. Mackey aj. v M31 potvrdili existenci dvou jasně rozlišených populací kulových hvězdokup. Jedna skupina je rovnoměrně rozprostřená v celé halové složce, druhá skupina tvoří ve vzdálenostech ≥ 25 kpc od centra viditelné substruktury a osa rotace celé skupiny je navíc vůči první skupině kolmá. Osa rotace první skupiny je přibližně shodná s osou oběhu většiny trpasličích galaxií kolem M31. Autoři interpretují získaná data tak, že jde o výsledky dvou akrečních vln, navzájem oddělených několika miliardami let. Hvězdokupy z první vlny se již stihly rovnoměrně rozptýlit, zatímco druhá vlna stále ještě obsahuje struktury vzešlé z rozložení hvězd při zachycení hvězdokup primární galaxií.

S. Wang aj. potvrdili dvě populace hvězdokup pomocí spektroskopické analýzy z archivů GALEX, SDSS, BATC (Beijing-Arizona-Taiwan-Connecticut sky survey) a 2MASS. Bimodalita se projevuje jak v rozdělení jasností hvězdokup, tak v jejich metalicitě; populace jsou však výrazně více patrné v galaktickém halu. Zatímco halová složka galaxie obsahuje dvě skupiny hvězdokup s rozhraním metalicit [Fe/H] ~−1,5 dex, disková složka obsahuje hvězdokupy s téměř rovnoměrným rozděleným metalicit, včetně vysokých hodnot. Ve srovnání s Galaxií má M31 ~3× více kulových hvězdokup, disková složka jich však obsahuje až ~6× víc. Vše dohromady ukazuje na významně vyšší počet srážek v minulosti M31.

G. Pietrzyński aj. z dat katalogu OGLE a archivu spektrografů a zobrazovačů MIKE, HARPS, UVES a SOFI Evropské jižní observatoře zpracovali dostupná data pečlivě vybraných plně oddělených zákrytových dvojhvězd, nacházejících se uvnitř Velkého Magellanova mračna (LMC) a zároveň spalujících hélium 3ɑ procesem. Cílem bylo zpřesnit vzdálenost Galaxie od LMC, která tvoří první příčku pomyslného žebříku vzdáleností ve vesmíru; současná kalibrace vztahu Leavittové mezi periodou a svítivostí klasických cefeid se nedostala na přesnost lepší než ~2 %. Autorům se podařilo dosáhnout chyby ~0,8 % s hodnotou vzdálenosti (49,59 ±0,09 stat. ±0,54 syst.) kpc.

S. Chakrabartiová aj. použili před rokem objevenou trpasličí galaxii Antlia 2 (Vývěva; nejnižší povrchová jasnost ze všech difúzních galaxií; vzdálenost ~130 kpc) ve své numerické simulaci pohybu galaxií v Místní soustavě. Současný vlastní pohyb Ant 2 ukazuje, že v době před ~500 Mr procházela pericentrem dráhy ve vzdálenosti jen asi 10÷15 kpc od centra Mléčné dráhy. Již před 10 lety autoři ve svých numerických simulacích ukázali, že průchod galaxie s vysokým zastoupením skryté látky vyvolá ve vnějším plynném disku Galaxie právě takové zvrásnění a zvlnění, jaké ve skutečnosti pozorujeme. Autoři také tehdy ukázali, že interakce s trpasličí galaxií ve Střelci není původcem vrásek, nepodařilo se jim však najít jinou vhodnou galaxii Místní soustavy. V. Belokurov oponuje, že ani tentokrát se nemusí jednat o jasný důkaz: odhad hmotnosti Ant 2 na základě dat DR2 se jeví příliš nízký, aby v modelu vyvolal potřebné zvlnění galaktického disku. Spor by měla rozhodnout přesnější data z nadcházející datové sady Gaia.

Na Mléčnou dráhu se obvykle nahlíží jako na vzorovou spirální galaxii. Pokrok v numerickém modelování v posledních letech ukazuje, že ve skutečnosti je spíše podprůměrná – černá veledíra v jejím centru má relativně nízkou hmotnost, halová složka má také nižší než průměrnou hmotnost a hvězdy v halu mají velmi nízkou metalicitu. Navíc se v těsné blízkosti (měřeno galaktickými měřítky) nachází nadprůměrně velká a hmotná satelitní galaxie – LMC. M. Cautun aj. využili simulační software EAGLE a s použitím nejpřesnějších dostupných parametrů všech známých členů Místní soustavy modelovali srážku Mléčné dráhy s LMC. Výsledky úplného splynutí zvýší hmotnost centrální veledíry přibližně 8×, halová složka získá v důsledku poruch drah hvězd z obou galaktických disků ~5× vyšší hmotnost a průměrná hodnota metalicity [Fe/H] se zvýší na ~−0,5 dex, přičemž většinu hvězd hala nakonec budou tvořit hvězdy z původního LMC. Svým způsobem se dá říci, že teprve po splynutí obou galaxií se z Mléčné dráhy stane skutečně typická spirální galaxie.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

Obří spirální galaxie jsou nejhmotnější hvězdné ostrovy ve vesmíru. P. Ogle aj. zpracovali křivky rotačních rychlostí pro 23 nejhmotnějších: rozmezí rychlostí vychází na 240÷570 km/s, což odpovídá dynamickým hmotnostem 0,6÷4×10¹² M_⊙. Pro galaxie s hmotností log M_★/M_⊙ ≥ 11,5 již neplatí Tullyho-Fischerův vztah, resp. pro rotační rychlosti ≥ ~340 km/s se láme jeho mocninná část. Hmotnost hvězdné složky obřích spirálních galaxií se zdá mít limit na hodnotě 10^11,8 M_⊙; celková hmotnost galaxie může dále růst, ale jakmile hmotnost halové složky přesáhne 10^12,7 M_⊙, gravitace skryté látky v halu znemožní dynamické ochlazování a pravidelné kolabování plynu v disku. Nejhmotnější pozorované galaxie mají hmotnost halové složky ~10^13,6 M_⊙ – v těch už mohou vznikat hvězdy jen setrvačností z chladného plynu, který galaxie nachytala (a neohřála) ještě před dosažením kritické hmotnosti svého hala.

Objev mimořádně difúzní galaxie v okolí NGC 1052 přilákal velkou pozornost kvůli absenci obvyklého množství skryté látky (viz P. van Dokkum aj. v loňské Žni). J. Fensch aj. na mlhavou skvrnku NGC 1052–DF2 zaměřili zobrazovač MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) na VLT a provedli spektroskopickou analýzu rozlišitelných hvězd a sedmi kulových hvězdokup. Stáří polních hvězd i hvězdokup je ~8,9 Gr, metalicita polních hvězd je nízká [M/H] ~−1,07 dex (metalicita hvězdokup je ještě nižší ~−1,63 dex) a nejsou patrné žádné hvězdné populace. Autoři nalezli 3 planetární mlhoviny a nepodařilo se jim určit, která diskutovaná vzdálenost difúzní trpasličí galaxie (~13 vs. ~20 Mpc) je pravděpodobnější.

P. van Dokkum aj. oznámili objev další velmi slabé trpasličí galaxie v okolí NGC 1052 v datech spektrografu LRIS (Low Resolution Imaging Spectrograph) na teleskopu Keck I (Mauna Kea, Havaj, USA; 4,1 km n.m., ⌀ 10 m). Mimořádně difúzní galaxie NGC 1052–DF4 se nachází ve srovnatelné vzdálenosti (19,9 ±2,8) Mpc a radiální rychlost galaxie na základě kulových hvězdokup identifikovaných do ≤ 7 kpc od jejího centra činí 1 445 km/s, což se od ostatních okolních galaxií liší jen o ~6 km/s. DF2 tedy podle autorů není solitér, ale první zástupce skupiny objektů.

M. Monelli a I. Trujillo se na vzdálenost DF4 podívali pomocí vrcholku větve červených obrů. Autoři použili stejná data z HST jako P. van Dokkum aj., nezávislé zpracování přineslo určení vzdálenosti na (14,2 ±0,7) Mpc. To situaci pochopitelně příliš nezpřehledňuje, proto se autoři pokusili nalézt možné vysvětlení. V zorném poli HST se podle nich ve směru NGC 1052, jejíž vzdálenost od nás je skutečně ≥ 19 Mpc, nachází ještě jedna skupina galaxií, kam patří zejména NGC 1042 a NGC 1035, jejichž vzdálenost je však pouze ~13,5 Mpc. Pokud přijmeme předpoklad, že se DF2 i DF4 nacházejí blíže k nám, jejich halové složky mají stejné vlastnosti jako u trpasličích galaxií v Místní soustavě.

Hypotéz, na co se vlastně díváme, je již více než desítka – od chyb měření přes zmíněné promítnutí dvou skupin galaxií až po zavržení kosmologických modelů. M. Haslbauer aj. statisticky zpracovali pravděpodobnosti vzniku difúzní galaxie typu DF2 či DF4 v kosmologickém modelu ΛCDM. Pravděpodobnost vzniku pro vzdálenost DF2 ~11,5 Mpc je ≤ 10⁻⁴, zatímco pro vzdálenost ~20 Mpc je ≤ 4,8×10⁻⁷. Z toho se zdá jako výrazně pravděpodobnější vysvětlení bližší vzdálenosti, problém je s výrazným vlastním pohybem DF2 vůči mikrovlnnému pozadí – žádný model nedovede dobře vysvětlit zároveň polohu a současně rychlost trpasličí galaxie vůči Místní soustavě. Obě hodnoty vzdálenosti tak vlastně – statisticky vzato – odporují standardní kosmologii: pro DF2 je nižší hodnota v nesouladu 2,6 σ, vyšší v nesouladu 4,1 σ; pokud do výpočtů zahrneme i DF4, nesouhlas vyšší vzdálenosti obou galaxií stoupne až na 5,8 σ.

Pokud se zmíněné difúzní galaxie nacházejí dále od nás, jako nejméně nepravděpodobná se jeví hypotéza, že DF2 a DF4 přišly jak o hvězdotvorný plyn, tak o halovou skrytou látku při nějaké neobvyklé kolizi s jinou galaxií ve své soustavě. To samozřejmě vyvolává další otázky: proč takových oholených galaxií nevidíme víc? Jak mimořádný proces funguje? A kam se ztracená skrytá látka poděla? Zajímavá věda na obzoru!

W. Cramer aj. zpracovali data HST pro okolí galaxie D100 v kupě galaxií ve Vlasech Bereniky od UV až po IR oblast spektra. D100 je spirální galaxie s podivuhodně dlouhým (~60 kpc) a úzkým (~1,5 kpc) plynným ohonem, který pravděpodobně vznikl náporovým vyfukováním (představte si válec s otvorem ve dně a ve válci píst, který stlačujete rychlostí zvuku nebo vyšší). Porovnání různých částí spektra odhalilo, že v ohonu vznikají samostatné hvězdy a shluky hvězd s průměrem 50÷100 pc, které se během 1÷50 Mr rozptýlí. Celková míra tvorby hvězd je spíše nízká – ve shlucích ~6×10⁻³ M_⊙/r, mimo shluky 6×10⁻¹² M_⊙/r; svítivost ohonu v čáře Hɑ je však až 7× vyšší, než odpovídá tempu tvorby nových hvězd. Pozoruhodné jsou vlastnosti okrajů a zejména úplného konce ohonu – tvoří je totiž souvislá obálka, která nedovoluje proudu plynu, aby se rozplynul v okolí. Udržuje ji pravděpodobně magnetické pole, které jednak brání plynu, aby chladnul rozpínáním, druhak zabraňuje vzniku turbulencí, které by urychlily tvorbu hvězd.

J. H. Lee aj. oznámili objev korelace mezi směrem otáčení galaxií a převažujícím směrem pohybu jejich sousedů do vzdálenosti ≤ 1 Mpc. Autoři původní výzkum na datech katalogu CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area) rozšířili na Sloanův atlas galaxií, z něhož zpracovali vlastní pohyby okolních galaxií až do vzdálenosti 15 Mpc. Rozšíření potvrzuje pracovní hypotézu a vychází z něj lineární koeficient mezi vzdáleností (do ≤ 6 Mpc) a průměrnou obvodovou rychlostí (30,6 ±10,9) km/s. Pravděpodobnost, že se stále jedná o náhodné uspořádání rotačních os, je méně než 2,8 σ. Pro různě vybrané menší vzorky galaxií se korelace projevuje ještě silněji. V tak velkém rozměru je možným vysvětlením stejného směru rotace dlouhodobý pohyb celé soustavy galaxií; opět se vnucuje otázka, proč jev nepozorujeme všude.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Z. Li aj. z rozdělení spektrálních energií 58 galaxií, jež před 100÷800 Mr prošly překotnou tvorbou hvězd, odvodili rozložení jejich prachové složky. Mezi časem, který uběhl od konce tvorby hvězd, a relativní hmotností prachu v galaxii je zřejmý exponenciální pokles. Extrapolace pro starší galaxie ukazuje, že po ~1 Gr po ukončení tvorby hvězd hmotnost prachové složky klesne pod detekovatelnou úroveň. Poločas rozpadu má hodnotu 205⁺⁵⁸₋₃₇ Mr, což je v souladu s pozorováním poklesu plynné složky těchto galaxií. Pokles je příliš rychlý, aby se dal vysvětlit zbytkovou tvorbou hvězd, která spadne na úroveň pouze 10⁻¹¹ M_⊙/r. Ztráta prachu a plynu je tedy pravděpodobně způsobena aktivitou jádra galaxie nebo nějakou další dosud neznámou cestou.

G. Miniutti aj. oznámili objev kvaziperiodických rentgenových vzplanutí Seyfertovy galaxie GSN 069 (z = 0,018). Galaxie byla dlouhá desetiletí v rentgenovém oboru klidná a slabá, v r. 2010 družice XMM–Newton zaznamenala silné zjasnění, které postupně kleslo a rentgenový jas galaxie se vrátil téměř na původní hodnotu. Spektrum je měkké a odpovídá modelu akrečního disku se svítivostí úměrnou čtvrté mocnině teploty disku. V prosinci 2018 autoři opět pomocí družice XMM–Newton zaznamenali skoro pravidelná vzplanutí s intenzitou přibližně o 2 řády nižší než velké zjasnění r. 2010. Pozorování následně potvrdila i družice Chandra. Maják se rozsvěcuje přibližně na 1 h se zhruba 8h rozestupy. Zjasnění se časově shodují s přechody ve spektru, které odpovídají vznikům a zánikům tepelně vyzařující koróny v okolí vnitřní hrany akrečního disku. Černá díra uprostřed GSN 069 má hmotnost ~4×10⁵ M_⊙ a pokud se stejný jev uplatňuje u hmotnějších jader aktivních galaxií, můžeme očekávat podobnou proměnnost v optické až rentgenové oblasti s typickými intervaly v měsících až letech. Je nutné upozornit, že příčinu jevu zatím neznáme, ale také jsme zatím jasnější aktivní galaxie až na výjimky nesledovali dostatečně systematicky vzhledem k očekávaným periodám.

J. S. Bridgeová aj. zkombinovali data WFC3 s pozorováním Spitzerova teleskopu a archivními daty přehlídky BoRG (Brightest of Reionizing Galaxies) a potvrdili tři a objevili tři nové galaxie s červeným posuvem 7,1 ≤ z ≤ 8. Z jasnosti galaxií autoři odvodili průměrnou hmotnost hvězd na ~10¹⁰ M_⊙. Podobná čísla získali M. Stefanon aj. pro 16 velmi jasných galaxií se z ≳ 8 v přehlídkách COSMOS/UltraVISTA (dalekohled VISTA [= „vyhlídka“, Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy], ESO, Cerro Paranal, 2,6 km n.m.; ⌀ 4 m, FOV 1,65°, 67 Mpx). Průměrná hvězdná hmotnost galaxií jejich vzorku vychází ~10^9,1 M_⊙, míra tvorby hvězd ~32 M_⊙/r a stáří hvězd ~1÷90 Mr. Odhad celkové absolutní magnitudy jednotlivých galaxií dává ~−21 mag, což je o 0,5÷1 mag jasnější než byl dřívější rekord v přehlídce CANDELS (Cosmic Assembly Near-Infrared Deep Extragalactic Legacy Survey).

A. Borlaff aj. zveřejnili vylepšený kód pro zpracování obrazových dat, v nichž se nacházejí nejvzdálenější galaxie s červeným posuvem z ~ 7–8. Na modelových datech Hubbleova ultrahlubokého pole (HUDF) z kamery WFC3 ukázali, že snaha o zachování oblastí s nízkým jasem nese ovoce, zpracování dat umožňuje detekovat objekty s plošnou jasností až 32,5 mag/″². Kód ABYSS je připraven ke zpracování dalších hlubokých snímků vesmíru z HST i z chystaných kosmických teleskopů Jamese Webbam, Euclid aj. R. Bouwens aj. zpracovali statistiku galaxií s nejvyššími hodnotami z v dosud dobře zpracovaných polích přehlídky CANDELS, jež doplnili o 3 nové kandidáty a jednu galaxii se z = 8,683 potvrdili. Statistika udává, že jedna galaxie s z ≥ 9 se nachází na ploše 47 □′ oblohy, tj. asi v 10 zorných polích kamery WFC3 na HST.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

E. Bañados aj. identifikovali ve spektru kvasaru P183+05 (červený posuv z = 6,4386) absorpční čáry, které patří Lymanově sérii vodíku. Rozšíření křídel čar ukazuje na přítomnost mezigalaktické látky, která pohlcuje 5–38 % záření kvasaru. Potřebná sloupcová hustota vodíku je 10^20,68 cm⁻² a metalicita mateřské galaxie [O/H] vychází jen (−2,92 ±0,32) dex. Mezi galaxiemi ve srovnatelné vzdálenosti (díváme se do času ~850 Mr po velkém třesku) se jedná o tu nejchudší na kovy, což odpovídá představě, že je tvořená nejstarší hvězdnou populací III – jenže vzájemné poměry prvků odpovídají spíše situaci, kdy již stihla vzniknout a zaniknout i následná populace II.

B. P. Venemans aj. zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA na kvasar J0305–3150, extragalaktický zdroj s červeným posuvem z ≈ 6,6, v jehož centru se nachází černá veledíra s hmotností ~1 GM_⊙. Míra tvorby hvězd v mateřské galaxii dosahuje 1 500 M_⊙/r, celková svítivost přesahuje 10¹² L_⊙ a odhad hmotnosti plynu v galaxii je 2,5–18×10¹⁰ M_⊙. ALMA umožnila dříve nedosažitelné úhlové rozlišení 0,076″, ve vzdálenosti zdroje odpovídající lineárnímu rozlišení ~410 pc. S ním jsou patrné struktury a proluky v centrálním akrečním disku o poloměru 3 kpc. Velikost proluk ~0,5 kpc vylučuje, aby je způsobily supernovy; buď je disk složitě zkroucený, nebo díry vytvořily interakce se satelitními galaxiemi, anebo se jedná o důsledek aktivity jádra – v každém případě proces neměl vliv na tvorbu hvězd, což je možné nejsnáze vysvětlit existencí galaktických souputníků; u systému 800 Mr po velkém třesku je však taková soustava nečekaná.

S. Campitiello aj. prozkoumali vlastnosti center tří nejvzdálenějších známých kvasarů (ULASJ1342+0928 – z = 7,54, ULASJ1120+0641 – z = 7,08 a DELSJ0038-1527 – z = 7,02). Autoři simulovali pozorované spektrální charakteristiky dvěma nezávislými výpočetními modely KERRBB a SLIMBH, jejichž pomocí hledali vhodnou kombinaci hmotnosti centrální černé veledíry a jejího spinu, míry akrece v disku a zorný úhel. Odhady hmotnosti černých veleděr jsou ve všech třech případech ~10⁹÷10¹⁰ M_⊙ (přesná hodnota záleží na spinu a orientaci akrečního disku vůči nám), v souladu s odhady viriálových hmotností na základě hvězdné složky mateřské galaxie. To zároveň vylučuje řešení s vysokým spinem centrální veledíry, což má zase ten důsledek, že všechny tři veledíry se krmí pomaleji, než je jejich Eddingtonův limit. Autoři následně provedli sérii vývojových simulací – za předpokladu, že zárodečné černé díry měly hmotnost 10²÷10⁴ M_⊙ a vznikly v čase odpovídajícím z ≈ 10–20, musely se prvních 0,7 Gr krmit na Eddingtonově limitu, aby stihly získat pozorované hmotnosti.

E. Altamura aj. šťastnou náhodou objevili dvojitý kvasar GQ 1114+1549(A+B) pomocí zobrazovače OSIRIS na GTC (Gran Telescopio Canarias, La Palma, Španělsko; 2,27 km n.m., ⌀ 10,4 m). Červený posuv obou kvasarů činí (1,76 ±0,01), vzájemná úhlová vzdálenost (8,76 ±0,11)″ odpovídá lineární vzdálenosti (76 ±1) kpc. Rozdílná spektra obou kvasarů vylučují, že se jedná o dva gravitačně čočkované obrazy téhož zdroje. Jde o druhou dvojici s tak malou lineární vzdáleností obou jader (první byla také nalezena šťastnou náhodou); skutečnou početnost populace dvojkvasarů tedy nejspíš dobře neznáme. T. Connor aj. nalezli u kvasaru PSO J308–21 (z = 6,23) druhý zdroj tvrdého UV a rentgenového záření 2″ západním směrem. Protože druhý zdroj není v delších vlnových délkách spektra patrný, je zřejmě zakrytý opticky neprůhledným prostředím. Spektrální charakteristika a stejná hodnota z naznačuje, že jde patrně o další dvojkvasar, v tomto případě již asi uvnitř splývajících mateřských galaxií.

G. Risaliti a E. Lussová se pokusili využít kvasary k ověření kosmologickému modelu ΛCDM na vzdálenostech, kde již není možné využít standardní svíčky v podobě supernov typu Ia. Kvasary se obecně jako etalon svítivosti použít nedají. Autoři proto pečlivě vybrali z dat přehlídky SDSS a archivů družic XMM–Newton, Chandra a Swift takové, u nichž je rentgenové záření plynné koróny a UV záření samotného akrečního disku v okolí centrální veledíry zakryto plynem či prachem, anebo ovlivněno relativistickými jevy v okolí silného výtrysku. Pro takové kvasary je možné stanovit vztah mezi vyzářenými výkony v UV a rentgenovém oboru spektra, z něhož lze odvodit absolutní svítivost. Kvasary do vzdálenosti odpovídající z ≲ 1,4 dávají výsledky v souladu se supernovami a standardní kosmologií. Pro vyšší hodnoty se ΛCDM začne odchylovat, a to s významností 4 σ. Oba modely je možné uvést do souladu, pokud připustíme, že Λ, resp. skrytá energie nemá v čase konstantní hustotu, ale že se stářím vesmíru postupně roste. Chyba také může být v předpokladu, že se v čase nemění vztah mezi zářivým výkonem kvasarů v různých oblastech spektra – to musí rozhodnout další pozorování, nejlépe na větším počtu a vzdálenějších kvasarech.

5.8. Kupy a nadkupy galaxií, proluky

Y. Harikane aj. zpracovali data pozorování hlubokého vesmíru z observatoří Keck a Gemini a vytvořili trojrozměrnou mapu dvou oblastí 200×200×80 Mpc ve dvou vzdálenostech, odpovídajících červeným posuvům z = 5,7 a z = 6,6. Mapy obou oblastí vykazují vláknitou strukturu, v každé se nachází jeden významný shluk galaxií se spektroskopicky potvrzenými ≥ 10 jednotlivými galaxiemi. Autoři porovnali prostorové rozdělení se submilimetrovými mapami oblohy pro z ≈ 4–6, což v pozorovaných oblastech potvrdilo existenci zaprášených hvězdných porodnic. Míra tvorby nových hvězd je ve shlucích ≳ 10× vyšší, než odpovídá průměrné galaxie při daném z – stáří vesmíru je v dané chvíli ≤ 1 Gr. Porovnání s numerickými simulacemi ukazuje, že každý shluk je zárodkem dnešní galaktické nadkupy s hmotností ~10¹⁴ M_⊙.

J. Einasto aj. provedli velký počet numerických simulací vzniku galaktických kup a nadkup v modelu ΛCDM. Autoři použili postupně se zjemňující výpočty s krychlemi o hraně 1024, 512, 256, atd. Mpc/h a vybrali takové modely, kde ve vývojových fázích odpovídajících čtyřem z = 10, 3, 1 a 0 vznikla vláknitá struktura připomínající skutečnou kosmickou pavučinu. V modelech pak autoři nechali struktury vyvíjet, přičemž sledovali, jak se mění parametry velikosti kup a proluk. Ukázalo se, že průměrná velikost – jak shluků látky, tak prázdných bublin – má minimum při určité prahové hustotě látky; kolem tohoto minima se tato průměrná velikost v čase mění jen velmi pomalu. Počet největších shluků má maximum, které je pro všechny epochy téměř stejné, naopak velikost největších shluků s časem klesá a nejmenších roste. Velikost nadkup a proluk mezi nimi je tedy dobrou charakteristikou kosmické pavučiny v dané epoše, navíc se zdá, že v čase poměrně stabilní.

G. Schellenberger aj. zaměřili družici Chandra na vznikající nadkupu galaxií Abell 1758. Jedná se o dvě (nejméně) dvojice splývajících kup, severní a jižní, ve vzdálenosti ~1 Gpc od nás; vzájemná vzdálenost obou kup je ~730 kpc. Přestože hmotnosti všech galaxií jsou dostatečné, aby srážky vyvolaly šokové rentgenové záření, zatím se žádné nepodařilo pozorovat. Výsledná nadkupa galaxií, která jednou vznikne, bude přitom nejhmotnějším známým objektem na obloze. Pečlivé zpracování gradientů jasnosti odhalilo slabé rázové vlny v severní kupě a odraz netepelného záření v kupě jižní. Mezi oběma dvojicemi kup se nenachází žádný ohřátý plyn. Vzájemné rychlosti kup dosahují hodnot 2 100 km/s a k vytvoření jedné nadkupy dojde za ~200÷400 Mr; výsledná hmotnost bude činit ~3×10¹⁵ M_⊙.

M. Bradačová aj. publikovali katalog objektů v posledních dvou Hubbleových hraničních polích (Hubble Frontier Fields, HFF), což jsou nadkupy Abell 370 a RCX J2248−4431. Autoři zpracovali data pomocí kódu ASTRODEEP, který umožňuje zahrnout také data z přístrojů VLT a SST, jsou-li k dispozici. Kromě prvotního zpracování surových dat autoři provedli rychlou analýzu objektů s červeným posuvem z ≳ 6, z nichž vyplývá, že pozorování v krátkovlnných oblastech spektra je nutné pečlivě kalibrovat ve vyšších vlnových délkách – na vzdálené nadkupy se v až 30–45 % případů promítají zaprášené galaxie s nižším z. Pro vícenásobné obrazy z gravitačních čoček je také třeba pečlivá spektroskopická analýza jednotlivých červených posuvů. Katalog celkově ukazuje, že HFF obsahují při z ~ 6 pozorování galaxií s dolní hranicí hmotnosti ≳ 10⁷ M_⊙ a mírou tvorby hvězd jen 0,1–1 M_⊙/r.

A.M. Bykov aj. v úvodníku čísla Space Science Reviews, věnovaného kupám a nadkupám galaxií, shrnuli současný stav poznání největších hmotných těles ve vesmíru. Vývojové modely vzniku (nad)kup slouží jako testy kosmologických modelů a odvozování jejich hmotností určuje okrajové podmínky hierarchických modelů kosmické pavučiny. V rentgenovém oboru stále dominuje pozorování tepelného vyzařování, ale technologický rozvoj poskytuje stále lepší rozlišení spekter, která následně umožňují pozorování relativistických a turbulentních fyzikálních procesů na velkých měřítkách. Mikrovlnná oblast naopak umožňuje pozorování teplých a horkých oblastí, jako jsou pozůstatky po rázových vlnách, měření hustot prachu a plynu a vliv Sunyaevova–Zeldovičova efektu na sloupcový tlak v mezigalaktickém prostředí. Rádiová pozorování na nízkých frekvencích jsou příslibem rychlých a rozsáhlých přehlídek oblohy (LoFAR [Low-Frequency ARray] je první vlaštovkou), u nichž se očekává osvětlení vlastností magnetických polí a urychlování kosmických částic. Teoretické práce v oblastech jako ochlazování mezigalaktického plynu, pohyb plynu uvnitř kup, akrece látky uvnitř vláken kosmické pavučiny, chemické složení plynu, magnetické urychlování částic atd. umožňují postupné zpřesňování dílčích modelů jednotlivých jevů. Drobné posuny malými krůčky pomáhají budovat celkový obraz: kosmická pavučina baryonové látky stále lépe odpovídá pozorovanému vesmíru v největších měřítkách.

5.9. Černé díry a veledíry, slapové katastrofy

E. Karaová aj. použili techniku mapování ozvěn (reverberation mapping) k analýze variací jasnosti černé díry MAXI J1820+070. Mapování ozvěn funguje na principu měření časové prodlevy mezi přímým pozorováním změny jasnosti v horké koróně kolem černé díry a zpoždění odraženého obrazu téže změny od vnitřní strany akrečního disku; u galaktických veleděr s vnitřním poloměrem akrečního disku ~10 R_S trvá takové zpoždění ~50 s. Autoři využili stejnou techniku díky vysokému časovému rozlišení rentgenového spektrografu NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) na palubě ISS. Časové zpoždění signálu v tomto případě činí jen zlomky až jednotky milisekund a v různých frekvencích je různé. To znamená, že zářící oblast se v průběhu jevu proměňuje – začíná ve větší vzdálenosti od černé díry a postupně se k díře přibližuje. Hodnoty zpoždění jsou při předpokládané hmotnosti MAXI J1820+070 kolem ~10 M_⊙ asi 6–20× poměrově nižší než u černých veleděr. Zda jde o důsledek různého měřítka hmotnosti černých děr, anebo se jedná o zcela různé jevy, nelze zatím z jediného pozorování usuzovat.

J. H. Wise aj. zkoumali možnost vzniku primárních černých veleděr přímým kolapsem ze hyperobřích hmotných hvězd s počátečními hmotnostmi ~10 kM_⊙. Autoři provedli mnoho hydrodynamických simulací formující se galaxie s různými parametry; ukázalo se, že obří kulové oblaky látky se skutečně v hvězdných kolébkách mohou zformovat, pokud vhodný impuls nastartuje v zárodečném mračnu intenzivní tvorbu a zároveň se ve vzdálenosti ~20 kpc nachází soustava mladých galaxií, jejichž ionizující záření působí na mračno intenzivním větrem částic a spolu s gravitací v něm vytváří vlákna a zhustky. Působení okolních galaxií se v modelech jeví jako stejně důležitý parametr jako nastartovaná tvorba hvězd; vznik superobřích hmotných hvězd pak v modelech dobře funguje v oblastech s hustotou počtu zárodků černých veleděr až 10⁻³ Mpc⁻³.

J. R. M. de Nova aj. použili Boseho-Einsteinův kondenzát atomů ⁸⁷Rb k vytvoření laboratorního analogu horizontu událostí malé černé díry. Cílem autorů bylo prozkoumat vlastnosti Hawkingova záření a potvrdit nebo vyvrátit jeho teplotní charakter. Analogem virtuálních párů části byly zvukové vlny generované laserem na rozhraní nadzvukového a podzvukového proudění podchlazených atomů. Pozorování potvrdilo, že částice–zvuková vlna v podzvukovém proudění (tedy pod horizontem událostí) nese zápornou energii a prostředí ji pohltí. Co víc: všechny vlny pozorované v tomto prostředí mají zápornou energii. Jde o první experimentální potvrzení existence Hawkingovy teploty. Uspořádání experimentu navíc do budoucna slibuje možnost ověření dalších hypotetických kvantových jevů v okolí horizontu událostí.

D. R. Pasham aj. zpracovali archivní data družic Chandra, Swift a XMM–Newton pro zjasnění ASASSN-14li, k němuž došlo v listopadu 2014. V rentgenovém záření autoři objevili pravidelné pulsy s periodou 131 s, které byly pozorovatelné po 450 d (!). Pravděpodobné vysvětlení spočívá ve slapovém roztrhání hvězdy v blízkosti černé veledíry o hmotnosti 10^5,8÷10^7,1 M_⊙. Krátká perioda pulsů je důkazem, že k zdroj obíhá velice blízko horizontu událostí a že veledíra rychle rotuje – hodnota spinu ≳ 0,7.

M. Štolc a V. Karas teoreticky ukázali, jak se pozůstatek po slapově roztrhané hvězdě projeví ve spektrálních čarách černé díry. Látka původní hvězdy velmi rychle vytvoří kruhový prstenec, který se v důsledku viskozity pomalu rozšiřuje směrem od černé díry. Autoři použili velmi zjednodušený model, který i přesto ukazuje výraznou proměnu hypotetické spektrální čáry. Započtení realistických okrajových podmínek slibuje teoretické možnosti odvodit z budoucích detekovaných spektrálních profilů fyzické vlastnosti akrečního disku (sklon, viskozitu) i černé díry (spin).

Tým projektu EHT (Event Horizon Telescope, 348 spoluautorů, 13 institucí) zveřejnil v šesti pracích výsledky prvního přímého pozorování černé veledíry v centru obří eliptické galaxie M87. Záření akrečního disku v kompaktním zdroji M87* ukazuje asymetrický prstenec s průměrem (42 ±3) µas s centrální temnou oblastí s kontrastem ≳ 1:10; obrázek odpovídá teoretickému zobrazení Kerrovy (rotující) černé veledíry. Autoři porovnali zpracovaná data s numerickými simulacemi vytvořenými obrazy černých veleděr, z nichž pro vzdálenost zdroje 16,8^+0,8_−0,7 Mpc nejlépe odpovídá objekt s hmotností (6,5 ±0,2 stat. ±0,7 syst.)×10⁹ M_⊙. V rozlišení 1″ více než polovina záření pochází z oblasti těsně při horizontu událostí. Ten má průměr ~277 au. Akreční disk sahá do vzdálenosti ~25 kau a dosahuje zářivé teploty ~55 GK při míře akrece 0,1 M_⊙/r.

EHT je celoplanetárním interferometrem, jehož jednotlivé „antény“ tvoří radioobservatoře v Severní a Jižní Americe, Evropě, Africe, Antarktidě a na Havaji. Pracuje na vlnové délce 1,3 mm (230 GHz). Jednotlivé radioobservatoře – pozorování M87* se jich účastnilo 8 – musely synchronizovat čas na přesnost frekvence vodíkového maseru (10 MHz). Pozorovací kampaň trvala dva týdny, získáno bylo 5 d záznamů M87* (observatoř pořídila také pozorování černé veledíry v centru Galaxie, u níž se zpracování dat ukázalo náročnější). Největší vzdálenost mezi stanicemi (Jižní pól vs. Arizona, Havaj či Španělsko) dosáhla téměř 14 000 km.

Za účelem uložení dat musela každá observatoř vytvořit signálový řetězec, schopný zpracovat datový tok 64 Gbps, ukládaný na 128 zrcadlených harddisků s kapacitou 6–10 TB. Do 1 PB datového úložiště se v průměru vešlo 6 pozorovacích dní dané observatoře. Většina observatoří prošla modernizací alespoň části signálového řetězce, některé byly kompletně rekonstruovány. Přesun dat proběhl fyzicky – harddisky byly odpojeny a naskládány do přepravek; to způsobilo několikaměsíční odklad, neboť se čekalo na přepravu disků z Jižního pólu. Zpracování dat proběhlo na dvou superpočítačích – na observatoři ve Westfordu (Massachusetts, USA) a v Max Planck Institutu v Bonnu. Zpracování dat probíhalo v několika fázích nejprve ve čtyřech, posléze dvou nezávislých týmech. Celkem prvotní zpracování dat zabralo bezmála 2 r a spotřebovalo ≳ 45 milionů hodin procesorového času.

EHT se průběžně rozšiřuje o další radioobservatoře od Grónska přes francouzské Alpy až po Namibii a v budoucnu i Austrálii. Úhlové rozlišení pomůže zlepšit také pozorování v submilimetrových vlnových délkách. Zásadní zlepšení pozorování přinese přesun interferometru do vesmíru – návrh Event Horizon Imager již členové týmu EHT podali.

Týmy gravitačních observatoří LIGO a Virgo zveřejnily (B. P. Abbott aj., celkem 1 139 spoluautorů) prvotní statistiku ze dvou pozorovacích kampaní obou detektorů gravitačních vln. Hmotnostní funkce černých dvojděr je mocninná s exponentem ~1,3; ≤ 1 % černých děr má hmotnost ≳ 45 M_⊙ – minimální hmotnost 11 M_⊙ měla jedna z dvojice GW170608, největší hmotnost 51 M_⊙ měla GW170729. S rostoucím z pravděpodobnost události splynutí dvojdíry neklesá (s pravděpodobností ~93 % nejspíš roste). Odhad míry splynutí černých dvojděr je ~53 Gpc⁻³r⁻¹.

5.10. Gravitační čočky a mikročočky

T. Rivera–Thorsen aj. využili HST k pozorování gravitačně čočkované galaxie PSZ1-ARC G311–18 k určení míry úniku ionizujíciho UV záření z kompaktní oblasti s intenzivní tvorbou hvězd. Díky několika obrazům systému je možné určit, že ionizujíci záření uniká úzkým kanálem z opticky neprůhledného plynu. Mezigalaktický neutrální vodík absorbuje záření v měřítku ~330 pc, s velkou pravděpodobností ≲ 100 pc. Přesné hodnoty záleží na rozsáhlosti zdroje UV záření – jde-li o několik velmi hmotných hvězd, může jít teoreticky i o jednotky pc. Mateřská galaxie je mladší (z = 2,37) než éra reionizace; míra úniku ionizujíciho záření z mateřské galaxie je nicméně důležitá pro určení rychlosti reionizace.

X. Fan aj. oznámili objev nejvzdálenějšího gravitačně zesíleného kvasaru J0439+1634 s červeným posuvem z = 6,51 (tento objekt pozorujeme na konci éry reionizace). Data HST ukazují tři obrazy kvasaru s úhlovým rozestupem ~0,2″ a zvětšením ~50×, způsobenými blízkou galaxií (z ~ 0,7) s nízkou svítivostí, jejíž záření nicméně kontaminuje spektra všech obrazů. To naznačuje, že takových gravitačně čočkovaných kvasarů může existovat výrazně víc, jen jsme je zatím v přehlídkách neuměli rozpoznat.

Y. Tsapras aj. zpracovali pozorování ze 13 rozdílných teleskopů pro přechodné zjasnění gravitační mikročočkou OGLE-2015-BLG-0060. Anomální část světelné křivky se podařilo získat díky automatickému sledování sítí robotických dalekohledů Las Cumbres Observatory (sedm observatoří, ⌀ dalekohledů 0,4÷2 m). Kombinace dobré světelné křivky a velké základny pro určení paralaxy umožnila odvodit vlastnosti gravitační čočky: jde o dvojitý systém s hmotnostmi složek (0,87 ±0,12) M_⊙ a (0,77 ±0,11) M_⊙, nacházející se ve vzdálenosti (6,41 ±0,14) kpc od nás; projektovaná vzdálenost obou složek činí (13,85 ±0,16) au.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

M. Ajello s týmem Fermi-LAT Coll. (cca 150 spoluautorů) využili desetileté úspěšné činnosti družice Fermi, která pracuje v pásmu rentgenového a gama záření (energie fotonů 8 keV÷300 GeV) k jedinečnému pozorování interakce tohoto tvrdého záření se zářením hvězd v různých epochách vývoje vesmíru. Hvězdy hlavní posloupnosti, jež představují konstantně asi 90 % všech hvězd, vysílají většinu svého záření v pásmech UV, optickém a IČ, což dohromady tvoří nízkoenergetické záření světelného pozadí EBL (Extragalactic Background Light). Když se paprsky gama prodírají tímto pozadím, jsou interakcemi s fotony EBL oslabeny tím více, čím více hvězd v příslušné epoše vesmíru zářilo. Z pozorování oslabení signálu gama autoři zjistili, že nejvíce hvězd hlavní posloupnosti svítilo před 10 mld. let, tj. asi v době první čtvrtiny dosavadního stáří vesmíru. Od té doby počet hvězd hlavní posloupnosti opět klesá. V současné době vzniká o řád méně hvězd hlavní posloupnosti než v době pozorovaného maxima. Autoři sledovali po 9 let celkem 739 blazarů, jejichž výtrysky záření gama směřují přibližně k Zemi. Nejbližší blazary v tomto souboru jsou od nás vzdáleny jen 200 mil. sv. let a nejvzdálenější 11,6 mld. sv. let. Tato pozorování pokrývají celých 90 % současného stáří vesmíru od Velkého třesku.

D. Castelvecchi se v přehledovém článku v Nature č. 7769 zabýval otázkou, co se ve vesmíru odehrávalo od času 380 tis. let po Velkém třesku, což představuje třicetinu současného stáří vesmíru. Vesmír byl tehdy celkově velmi žhavý a doklady o tom máme dnes v podobě velmi vychladlého záření kosmického pozadí. Stále málo vědomostí máme o období mezi zmíněným horkým zářením a koncem první miliardy let po Velkém třesku. V této epoše šerověku lze pozorovat jen málo mimořádně svítivých galaxií. Nevíme, kdy a jak vznikaly první generace hvězd a jak vůbec vypadaly. Obecně se ví jen to, že mohly vznikat pouze z vodíku a hélia (hvězdy I. generace). Pravděpodobně byly velmi hmotné, až v řádu stovek hmotností Slunce. Proto se však musely vyvíjet a zanikat velmi rychle. Patrně snadno mohly skončit jako masivní černé díry. Kromě toho hrála v té době významnou roli ve vývoji vesmíru skrytá látka (dark matter), jejíž zastoupení asi pětkrát převyšovalo hmotnost zářící látky vesmíru.

V r. 2018 se do bádání o šerověku vesmíru vložily radioteleskopy. Neutrální vodík, který je stále zdaleka nejvýznamnější složkou zářivé látky vesmíru, se dá dobře pozorovat pomocí rádiové čáry neutrálního vodíku, jež má v klidové soustavě vlnovou délku 0,21 m. Rozpínání vesmíru však tuto hodnotu pro pozemského pozorovatele neustále prodlužuje. Fotony rádiového spektra podléhají kosmologickému červenému posuvu v intervalu 1,5÷20 m (frekvence 200÷15 MHz). Toto pásmo je však využíváno pro šíření rádiových signálů krátkovlnných stanic a vydávají ho i svíčky spalovacích motorů. Na druhé straně existují poměrně levné součástky pro počítačové hry a mobilní telefony, které se dají využít v moderních radioteleskopech k zachycení velmi slabých rádiových signálů z vesmíru. A první výsledky se už dostavily.

V čase 5 mil. let po Velkém třesku se atomy vodíku natolik ochladily, že pohlcovaly více záření, než vysílaly. To se projevilo důlkem na křivce rádiového záření. Dalším mezníkem byl čas 200 mil. let po Velkém třesku, kdy zhustky vodíku dosáhly mezí pro vznik I. generace hvězd a tvorbu galaxií. Nastalo kosmické svítání díky růstu ultrafialového záření pozadí, což vedlo k dalšímu důlku na křivce rádiového záření na kratších vlnových délkách (vyšších frekvencích rádiového záření). Půl miliardy let po Velkém třesku došlo k nejvýznamnější změně na křivce rádiového záření. Ultrafialové záření vysílané rostoucím počtem hvězd a galaxií vedlo k fluorescenci vodíkových atomů. Vodíkové atomy ztrácely volné elektrony, takže přibývalo ionizovaného vodíku. Pozvolna se tak vyplňuje křivka vývoje vesmíru na stupnici tempa jeho rozpínání. E. Chapmanová poznamenala, že další měření vyplní spojitě křivku vývoje vesmíru v podobě kosmického filmu. Také se podaří zjistit, jakou roli ve vývoji raného vesmíru hrají černé díry a veledíry. Tyto objekty vysílají ze svého okolí energetické výtrysky, jež jsou kolimovány do úzkých svazků, takže přispívají k vláknité struktuře vesmíru. Podle A. Bonaldiové se tím podaří rozluštit otázku, zda skrytá látka je „chladná“, nebo „horká“. V současné době se připravují nebo už probíhají rádiová měření, která mají ukázat, jak probíhá epocha reionizace. Klíčovou roli hraje evropská rádiová síť LOFAR (LOw FrequencyARray) s centrem v Holandsku, ale antény pokrývají velkou část evropského kontinentu (Německo, Velká Británie, Francie, Švédsko, Polsko, Irsko, Lotyšsko, Itálie). Mezitím se k projektu připojila aparatura MWA (Murchison Widefield Array) v poušti Západní Austrálie. V blízké budoucnosti bude uvedena do provozu aparatura HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) v severní části Jihoafrické republiky tvořená 300 parabolami o průměrech 14 m.

Většina odborníků se přiklání k potřebě pořídit úplnou 3D mapu vodíku pomocí mnoha rádiových aparatur. Jak uvedl M. Tegmark, vinou rozpínání vesmíru se neobyčejně zvětšila prostorová slupka této klíčové etapy vesmíru od času 380 tis. let do 1 mld. let po Velkém třesku, která nyní vyplňuje 80 % objemu prostoru. Dosavadní měření v této slupce pokrývají jen necelé 1 % jejího objemu. Tento stav však výzkum v současné dekádě může výrazně zlepšit. Detekce rozložení vodíku a jeho energetického stavu ve zmíněné epoše poskytne podle A. Loeba nejrozsáhlejší a nenahraditelné údaje o vývoji vesmíru v jeho klíčové fázi.

V současně nejúspěšnější teorii vzniku vesmíru ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) se přepokládá, že prvotní vodík se sbalil do plochých lívanců a ty se následně svinuly do jemných vláken. Tak vznikla kosmické pavučina - struktura vesmíru, v níž v průsečících vláken vznikají černé veledíry, kupy i nadkupy galaxií, zatímco většina okolního prostoru vesmíru je téměř prázdná. Podporu pro existenci kosmické pavučiny se postupně podařilo získat díky instalaci COS (Cosmic Origin Spectrograph) na HST a následně pokročilými širokoúhlými spektrografy MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) na 8,2m VLT teleskopu ESO v Chile a KCWI (Keck Cosmic Web Imager) na 10m Keckově teleskopu na Mauna Kea (Havaj). Kromě toho se pomocí spektrografu pro daleké ultrafialové pásmo FIREBall-2 (Faint Intergalactic Redshifted Emission Balloon) vyneseného na výškovém balónu nad ozónovou vrstvu podařilo pozorovat slabé difúzní struktury v okolí bližších galaxií. S. Cantalupo aj. pozorovali fluoreskující vodíkový plyn v okolí rádiově tichého kvasaru UM 287 (vzdálenost 1,7 Gpc; stáří 2,9 mld. let od VT) o hmotnosti ~10¹² M_ʘ pomocí spektrografu KCWI. H. Umehata aj. se zabývali pozorováním rozložení plynného vodíku v hlubokém vesmíru pomocí špičkového spektrografu MUSEzárodek kupy galaxií SSA22 (vzdálenost 3,5 Gpc; stáří 2,2 mld let) a potvrdili tak pavučinový model struktury vesmíru zejména v čase do 1 mld. let po Velkém třesku.

K. Duncan aj. se zabývali otázkou, jakou roli při pokračujícím vývoji vesmíru sehrálo splývání galaxií během prvních tří miliard let po Velkém třesku. K tomu cíli použili údajů z přehlídky HST CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey). Pro splývání galaxií si položili podmínku, že efekt splynutí galaxií znamenal, že méně hmotná galaxie v páru měla hmotnost větší než ¼ hmotnosti druhé galaxie a projekční vzdálenost mezi galaxiemi se pohybovala v rozmezí 5÷30 kpc. Pro galaxie mladší než než 6 mld. let po Velkém třesku dochází v průměru ke splývání jen jednou za 70 mil. let, kdežto pro galaxie staré jen 950 mil. let stoupá četnost splývání přibližně o řád.

M. Aravena s týmem využili údajů v HUDF (Hubble Ultra Deep Field) o 16 galaxiích, jež se vyznačují vysokým zastoupením CO. Použili také údajů získaných spektrografem MUSE VLT ESO. Zobrazili tyto galaxie pomocí mikrovlnné aparatury ALMA a dospěli tak k závěru, že nejvydatnějším zdrojem mezihvězdného CO se vyznačují galaxie hlavní posloupnosti v intervalu stáří 2,4 ÷3,5 Gr po Velkém třesku. Také G. Popping s týmem studovali pomocí ALMA zastoupení mezihvězdných molekul v týchž galaxiích a zjistili, že modelové výpočty simulace Illustris TNG (The Next Generation) podceňují zastoupení molekul H₂ v témž souboru galaxií (2÷3)× pro galaxie vzdálenější než 3,5 Gpc. R. Decarli s týmem ukázali pomocí týchž podkladů, že hustota interstelárního molekulového plynu H₂ dosahuje maxima pro galaxie vzdálené 1,3 Gpc, kdežto pro menší vzdálenosti výrazně klesá. J. González-López s týmem pozorovali pomocí ALMA celkem dobře identifikovaných 16 čar CO. Na vlnové délce 3 mm našli u šesti galaxií spojité spektrum v tomto pásmu. Kontinuum je dokonce viditelné i na vlnové délce 1,2 mm. Teplota interstelárního prachu dosahuje 35 K a průměrná vzdálenost těchto galaxií se pohybuje kolem 3,4 Gpc. L. Boogard a tým využili zejména spektrografu MUSE na VLT ESO k hledání spektrálních pásů CO pro různé přechody: 10 případů pro přechod (2-1); 5 (3-2); 1 (4-3). K souboru ještě přidali 2 případy přechodu (2-1) objevené spektrografem MUSE. Pole HUDF snímkovala také rentgenová družice Chandra. Autorům se zdařilo ukázat, že s rostoucí vzdáleností galaxií třídy AGN s hvězdnou hmotností >3×10¹⁰ M_ʘ roste v intervalu vzdáleností 2,8 ÷3,4 Gpc výskyt CO z 20 % na 60 %. Autoři potvrdili, že nejkvalitnější údaje o výskytu mezihvězdné látky v galaxiích poskytuje součinnost aparatur ALMA a MUSE.

V dubnu r. 2015 byly zveřejněny výsledky rozsáhlého mezinárodního projektu ILLUSTRIS, jehož cílem bylo na základě komplexního kódu simulovat realisticky vývoj vesmíru v čase od 40 milionů let po Velkém třesku až do současnosti. V době publikace však už bylo zřejmé, že souhlas simulace s pozorováním současného stavu vesmíru je jen částečný. Hlavní rysy vývoje vesmíru byly sice přibližně vystiženy, ale detaily nesouhlasily. Na vině je podobně jako v předvídání počasí deterministický chaos. Od té doby však výrazně pokročily metody kódování využívající strojového učení, takže v současné době se kontakt simulace s realitou dosti výrazně zlepšuje. Projekt Illustris TNG je nyní předmětem řady nových zajímavých prací.

M. Habouzitová a tým zkoumali vztahy mezi galaxiemi AGN a běžnými polními galaxiemi. Daří se simulovat počet AGN, ale je překvapivé, že ve tvrdém rentgenovém oboru velký počet galaxií AGN dosahuje zářivého výkonu stěží 10³⁷ W. Ve skutečnosti je četnost AGN galaxií s hmotnostmi >10⁹ M_ʘ vyšší než model, což naznačuje že účinnost vzniku gigantických veleděr je lepší, než se čekalo. P. Torrey aj. se věnovali odvozování poměru mezi plynnou a metalickou fází vývoje galaxií. Pro lokální galaxie až 85 % kovů se nachází jinde než v interstelárním prostoru. Tato nekorelace není příliš závislá na stáří galaxie a vzdálenosti galaxie. G. Kaufmannová aj. srovnávali výsledky původních simulací z r. 2015 se současnou nadstavbou TNG. Pro lokální pole hustota plynu a profil teplot do vzdáleností až 100 kpc výrazně korelovaly s hmotností plynu v disku galaxie, kdežto u verze TNG to neplatí. Zde se totiž více projevuje třetí rozměr vertikální vůči disku, což je realističtější příběh. S. Tacchela aj. studovali rozdíly mezi oběma verzemi v oblasti morfologie a tvorby hvězd v centru galaxií s hmotnostmi 10⁹÷10^11.5 M_ʘ. Jako hlavní morfologický ukazatel zvolili poměr rozměru sféroidu k celkovému vertikálnímu rozměru galaxie. Zjistili, že masivní i chudokrevné galaxie se vyznačují náhodnými pohyby hvězd uvnitř soustavy. Pouze standardní galaxie s rozsahem hvězdných hmotnosti 10¹⁰÷10^10,5 M_ʘ se vyznačují ustálenou rotací hvězd kolem centra (černé veledíry). Kromě toho zvláštním případem jsou splývající galaxie s úhrnnou hmotností >10¹¹ M_ʘ. A. Barreira aj. studovali vliv fyzikální baryonových procesů na simulaci TNG a zjistili, že jejich vliv je v prvním přiblížení zanedbatelný.

Dandan Xu aj. se věnovali 260 galaxiím z přehlídky CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area). Jde o lokální galaxie, jež se vyznačují kruhovými drahami hvězd kolem centrální černé veledíry. Jejich hvězdná složka hmotnosti se pohybuje v rozmezí 10^9,7÷10^11,4 M_ʘ. Použití simulace TNG100 zlepšilo souhlas oběžných drah v závislosti na hmotnostech hvězd s pozorováním. Čím vyšší je hmotnost hvězdy, tím kinematicky teplejší je její dráha. Dokonce pro galaxie s úhrnnou hmotností hvězd v intervalu (1÷2)×10¹⁰ M_ʘ se daří reprodukovat pozorované vrcholy a důlky drah. Obecně platí, že pro nižší hmotnosti hvězd se pozorují kinematicky chladné (retrográdní) dráhy s větším vzájemným rozptylem. Pro neutrální a kinematicky teplé a horké dráhy se pozorují menší odchylky ≲10 % pro hmotnosti hvězdné složky galaxie odchylné od kanonické hodnoty 6×10¹⁰ M_ʘ.

A. Pillepichova aj. využili nejnovější a poslední verze simulace TNG50, jež v objemu 50 Mpc sleduje vývoj 2×2160³ částic skryté látky a buněk plynu. V každém elementu dosahuje hmotnost baryonů 8,5×10⁴ M_ʘ. Každá buňka má rozměry v rozmezí 70÷140 pc. Souběžně simulace TNG50 vzorkuje vesmír pomocí 700 až 6 500 galaxií s hmotnostmi 10¹⁰ M_ʘ až 10⁸ M_ʘ ve vzdálenosti 2,4 Gpc. Rekordní rozlišení simulace a plynová kinematika ukázaly, že velká většina galaxií s hmotnostmi 10⁹÷10^11,5 M_ʘ má po téměř celou dobu své existence tvar rotujícího disku s rozlišením lepším než 1 kpc a tloušťkou ≲300 pc. Podobně D. Nelson aj. využili poslední simulace TNG50 s výše uvedenými vstupními hodnotami pro simulace vývoje ~20 tis. galaxií s hmotnostmi hvězdné složky ≳10⁷ M_ʘ v boxu o hraně 50 Mpc. Simulace zahrnuje i činnost centrální černé veledíry, jež se podílí nezanedbatelnou měrou na vývoji dané galaxie.

S. Bose aj. využili kombinace makroskopických verzí TNG100 (Mpc) a TNG300 (Mpc) pro magnetohydrodynamické simulace hlavních těles galaxií a jejich hal. Spodní mez hmotnosti uvažovaných trpasličích galaxií se pohybovala v rozmezí (1,9 ÷3,5)×10⁹ M_ʘ. Autoři pak propočítali proces pohlcení trpasličí galaxie obří galaxií s hmotností hvězdné složky 10¹¹ M_ʘ. Tak se podařilo poprvé srovnávat simulace pohlcování trpasličích galaxií a růst hmotnosti centrální galaxie a souhlas výpočtu s reálným pozorováním je již docela uspokojující. Yunchong Wang aj. studovali vývoj raných galaxií pomocí simulace TNG v rozsahu vzdáleností od lokálních raných galaxií až po vzdálenost 3,7 Gpc. Sklon hustotního profilu je nejpříkřejší pro nejvzdálenější mladé galaxie až k těm vzdáleným 3,2 Gpc. Pak se začíná sklon profilu zmírňovat a přejde do minima pro vzdálenosti 2,4 Gpc. Pro lokální objekty se sklon lehce zvedá, ale rozložení hmoty je velmi blízké izotermálnímu.

A. Chakraborty aj. využili modernizace radiové soustavy GMRT (upgraded Giant Metrewave Radio Telescope) poblíž Pune (19° s. š.; 30 parabol; ø 45 m; sběrná plocha 48 tis. m².) v Indii k pozorování čáry vodíku posunuté červeným posuvem do metrové oblasti rádiového spektra. Na ploše 1,8 □° se jim zobrazilo 2 528 rádiových zdrojů s tokem >100 μJy v pásmu vlnových délek 0,6÷1 m (500÷300 MHz).

6.2. Hubble trouble (H₀)

Laureát Nobelovy ceny Adam Riess byl asi první, koho znepokojily různé výsledky měření Hubbleovy-Lemaîtreovy konstanty tempa rozpínání vesmíru. Dnes je k dispozici asi tak půl tuctu nejpřesnějších metod k měření této konstanty a větší počet metod druhé jakosti. Háček je v tom, že na rozdíl od očekávání se výsledky různých metod kupí kolem dvou dosti vzdálených výsledků téměř na hranici pověstné chyby 5σ. Fyzikové dlouho považovali za dostatečně malou střední chybu 3σ, ale už vícekrát se spálili, takže nyní se měří důležité hodnoty s horší přesností 5σ. Do tohoto většího rozmezí se totiž vejdou nejenom celkem neškodné chyby náhodné, ale daleko záludnější chyby systematické, které se hůře odhalují. Přesně to se přihodilo posvátné hodnotě tempa rozpínání vesmíru H₀, která budí čím dal tím větší rozpaky. Na jedné straně barikády se cituje hodnota, kterou získala mikrovlnná družice Planck, jež H₀ odvodila z fluktuací reliktního záření. Na druhé straně však existují výsledky, které jsou rovněž velmi přesné, ale posunuty k vyšší hodnotě právě o 5σ. Přitom převrácená hodnota konstanty 1/H₀ určuje stáří vesmíru od Velkého třesku. Původní hodnoty naměřené Lemaîtrem v r. 1927 a Hubblem v r. 1929 byly hrubě chybné právě vinou kalibrační chyby v určování vzdáleností galaxií.

K výraznému pokroku došlo až po vypuštění Hubbleova kosmického dalekohledu a o „téměř přesnou“ hodnotu se tak zasloužila W. Freedmanová soustavnými měřeními na HST. Výsledek publikovala s týmem 30 spolupracovníků v r. 2001. Výsledná hodnota byla H₀ = (72 ±8) km/s/Mpc. Výsledek byl z hlavní části založen na pozorování proměnných hvězd cefeid, pro něž už v r. 1912 odvodila klíčový vztah americká astronomka Henrietta Leavittová. Následně vstoupily do hry dva týmy vedené Saulem Perlmutterem a dvojicí Brian Schmidt a Adam Riess, které se zaměřili na supernovy třídy Ia, jež se dají považovat rovněž za „standardní svíčky“. V r. 2011 získali tito astrofyzikové Nobelovu cenu za objev skryté energie (dark energy), která představuje téměř 70 % hmoty vesmíru. Adam Riess vsadil dál na supernovy a podařilo se mu určit H₀ = (74 ±1,4). Jenže špičková družice Planck dala v r. 2018 H₀ = (67,8 ±0,77). V r. 2019 se na téma napětí mezi oběma hodnotami H₀ publikovalo ve více než 30 studiích a na stejné téma se konaly i mezinárodní konference, jež zatím rozpor kloudně nevyřešily a nikdo neví, jak to dopadne.

6.3. Problém skryté hmoty (látky a energie)

H. Niikura aj. testovali domněnku, že skrytá látka se skládá z prvotních miniaturních černých děr o hmotnostech 10^-14÷10^-9 M_ʘ. Využili k tomu kamery HSC (Hyper Suprime-Camera) japonského 8,4 m reflektoru Subaru na sopce Mauna Kea. V zorném poli kamery exponovali po dobu 7 h hustou partii v galaxii M31. Pokud by jejich domněnka byla správná, očekávali větší počet zjasnění hvězd vlivem jejich zákrytu gravitačními mikročočkami. Jenom jediná pozorovaná gravitační mikročočka ukázala, že domněnka neplatí.

P. Marchegiani aj. hledali stopy skryté látky v kupě galaxií Abell 520, protože gravitační čočkování a rentgenová pozorování ukázala, že v kupě je baryonová látka od skryté látky prostorově oddělena. Autoři se domnívají, že difúzní rádiové záření kupy je výsledkem anihilace skryté látky, neboť těsně sousedí se subhalem skryté látky, kde je rentgenové záření naopak zcela marginální. Porovnání s přehlídkami v jiných kupách galaxií naznačilo, že rádiové spektrum v severovýchodní části kupy se dá objasnit jako záření z anihilace bb^- v magnetickém poli o indukci 5 nT a výsledné neutralino by mělo mít hmotnost 43GeV/c².

P. Salucci aj. konstatovali, že rozložení nesvítící látky v galaxiích s různými zářivými výkony a různými typy v Hubbleově klasifikaci představují ještě významnější informaci než jen potvrzení, že ve vesmíru se nacházejí částice skryté látky. Vztahy mezi temnými haly galaxií a baryonovými haly jsou velmi pestré. Proplétání baryonové a skryté látky vesmíru je důkazem, že částice skryté látky interagují s částicemi standardního modelu během kosmologického vývoje vesmíru. Je sice možné, že zářící a skrytá látka spolu neinteragují, ale rozhodně lze rozpoznat, jak skrytá látka působí na strukturu galaxií.

Nositel Nobelovy ceny za fyziku v r. 1976 čínsko-americký fyzik Samuel Ting (*1936) prosadil v r. 2011 instalaci detektoru AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer; hmotnost 8,5 t) na ISS (International Space Station). Na projektu v ceně 2 mld. se podílí 500 odborníků z 56 institucí z 16 států. Cílem projektu je studovat zastoupení částic antihmoty, odhalit původ skryté látky (dark matter) a vlastnosti kosmického záření. Jak uvedl vědecký komentátor vědeckého týdeníku Science, oznámil Ting, že AMS odhalil přebytek pozitronů nad určitou energií, jenž se údajně dá objasnit srážkami částic skryté látky a jejich anihilaci na páry pozitron-elektron. V r. 2019 se přitom objem těchto údajů se proti předešlé statistice ztrojnásobil. Dále se ukázalo, že existuje o něco vyšší hranice energií, při níž zmíněný přebytek pozitronů končí. Experiment poběží až do r. 2024, ale ani v tom případě nebude dosaženo hranice 5σ nad pozadím. Je tedy již teď téměř jisté, že Ting se stane obětí efektu Járy Cimrmana, jenž byl – jak známo – mistrem v couvání ze slepých uliček.

Weiwei Xu shrnul dosavadní výsledky AMS týkající se toku pozitronů a elektronů. Pokud jde o pozitrony, jejich spektrum tvrdne od energie 20 GeV, ale zcela ostře končí u energie ~300 GeV. Spektrum elektronů probíhá zcela jinak. K tvrdnutí spektra dochází při energii 30 GeV a jeho další průběh lze popsat jediným mocninným exponentem v pásmu energií 55 GeV – 1 TeV a dále pokračuje. Není tam patrné, kde končí. Je docela dobře možné, že pozitrony jsou projevem anihilace skryté látky, anebo dokladem existence silného pozitronového zdroje ve vesmíru.

C. Smorra aj. vyšli ze známé skutečnosti, že hmotnost baryonů ve vesmíru je pětkrát nižší než hmotnost skryté neznámé látky. Kromě toho se pozastavují nad skutečností, že ve vesmíru lehce převažují baryony nad antibaryony, což je vlastně velká záhada, která však umožnila naši existenci. Vsadili ve svých laboratorních experimentech BASE (Baryon Antibaryon Symmetry Experiment) v CERN na hypotetickou částici skryté látky – axion a docílili o pět řádů vyšší přesnosti měření v porovnání s astrofyzikálními testy. Konkrétně šlo o interakci mezi axionem a antiprotonem. Pro hmotnost axionu obdrželi rozmezí 10^-23 eV÷4×10^-17 eV. Nicméně cesta k důkazu, že za částicemi skryté látky jsou skryté axiony, bude ještě velmi dlouhá a možná i tento výzkum skončí ve slepé uličce.

6.4. Magnetická pole

H. Katz aj. se věnovali problému, kde se v raném vesmíru vzala magnetická pole, neboť už v prvních etapách vývoje vesmíru evidentně existovala. Autoři sestavili algoritmus generace magnetických polí v éře kosmologické inflace a následně jejich zesílení díky kompaktním astrofyzikálním objektům, jež postupně vznikaly. Vytvořili soubor kosmologických magnetohydrodynamických simulací RAMSES, jež odpovídají různým mechanismům vznikání magnetických polí. Kromě prvotních magnetických polí simulace počítá s injekcí magnetických polí při výbuších supernov. Simulace neovlivňují tempo tvorby nových pokolení hvězd, takže jde o teprve první krok na cestě ke komplexnímu vyhodnocení tvorby všech mechanismů tvorby magnetických polí v průběhu dosavadní existence vesmíru.

A. Shukurov aj. popsali vytvoření modelu velkorozměrového magnetického pole, jež se dá použít jak pro naši Galaxii, ale i pro cizí galaxie. Je to základní opora při interpretaci polarizačních měření v submilimetrovém a rádiovém oboru. Model se pak upravuje podle dostupných pozorovacích údajů.

A. Fletcher a Sui Ann Mao pojednali v přehledovém článku o nových perspektivách studia magnetismu v naší Galaxii. Rozvíjí se širokopásmová rádiová polarimetrie, zlepšují se výrazně možnosti numerických simulací a pokračuje stavba nových radioteleskopů a rádiových soustav. Začíná se rozvíjet Faradayova tomografie zejména díky kanadské aparatuře CHIME, která navíc poskytuje větší počet identifikovaných zdrojů rychlých rádiových záblesků (FRB), což přináší nové možnosti studia jevů ve vzdáleném vesmíru.

C. Sobey aj. měřili Faradayovu rotaci 137 pulsarů severní polokoule pomocí aparatury LOFAR ve frekvenčním pásmu 110 ÷190 MHz (1,58÷2,73 m). Jde o výrazný pokrok zejména při změření škálové výšky magnetickém poli v galaktickém halu: (2,0 ±0,3 kpc). Současně všechna měřeni poskytují užitečné informace o 3D rozložení magnetických polí v naší Galaxii.

D. Shulyak aj. připomněli, že červení trpaslíci jsou schopni generovat mimořádně silná magnetická pole, čímž se výrazně prosazují mezi hvězdami hlavní posloupnosti s konvektivní obálkou. Používají přitom kvalitní výpočetní kód pro přenos záření, jenž testovali na vzorku 29 aktivních červených trpaslíků. Pořizovali vysokodisperzní spektra v blízkém infračerveném pásmu pomocí spektrografu CARMENES (Calar Alto high- Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs) a měřili Zeemanovo magnetické rozšíření spektrálních čar. U 16 hvězd nalezli silná povrchová magnetická pole řádu 0,1 T zejména u trpaslíků s rotační periodou <4 d. Autorům se zdařilo výrazně zpřesnit a rozšířit seznam červených trpaslíků s přesně měřenými indukcemi magnetických polí a jejich interakci s dynamem uvnitř hvězdy.

N. Scepi aj. studovali magnetismus trpasličích nov a rentgenových dvojhvězd, jejichž výbuchy se interpretovaly jako teplotně viskózní nestability v rovníkovém akrečním disku hvězd. Nedávno se však ukázalo, že turbulentní přenos energie vyvolaný magneticko-rotační nestabilitou nestačí na vysvětlení, protože tomu neodpovídají tvary světelných křivek trpasličích nov. Autoři zjistili, že klíčovým zdrojem energie výbuchů je nadzvuková akrece větru, která se rozhodujícím způsobem podílí na tvaru světelných křivek trpasličích nov a rentgenových dvojhvězd.

6.5. Kosmické záření (KZ)

Kolektiv 16 autorů zveřejnil v červnu 2019 v publikaci Frontiers in Astronomy and Space Science obsáhlou studii nazvanou „Otevřené otázky ve výzkumu KZ ultravysokých energií“. Jde o výsledek série porad s názvem Vysoko energetický vesmír: paprsky gama, neutrina a astronomie kosmického záření, jež se uskutečnily v r. 2018. K hlavním tématům diskusí patřily otevřené otázky o původu většiny částic ultravysokých energií KZ, hmotnostním složení atomových jader, přechodu od galaktických k extragalaktickým zdrojům KZ, efektech magnetických polí na trajektorie UHE KZ, pozorované anizotropie v příchodu KZ pro specifické astrofyzikální scénáře, hadronické interakce, vyhlídky na objevy neutrálních částic a možné nové fyziky pro ultravysoké energie a obecně, co je třeba pro tato témata udělat v teorii i v pozorování.

Také L. Dorman si položil otázku, proč vůbec je ve vesmíru tak všudypřítomným jevem kosmické záření (ve skutečnosti jde převážně o částice, ale zvyk je železná košile!). Pokud jde o produkci KZ na Slunci, začíná se sice používat věcně správný termín sluneční energetické částice, což však nic nemění na tom, že také částice generované v magnetosférách planet sluneční soustavy, v meziplanetárním prostoru, v atmosférách hvězd mají stejnou podstatu jako galaktické a intergalaktické KZ. Jejich zrod je vždy fyzikálně podmíněn Maxwellovým-Boltzmannovým rozložením energie plazmového pozadí, z něhož unikají. Společným jmenovatelem vzniku KZ je totiž přímý přenos energie makroskopických objektů a makroskopických procesů do mikrosvěta v podobě elektricky nabitých částic. Tyto částice jsou zamrzlé v magnetických polích, jež vyplňují celý vesmír. Děje se tak při výbuších supernov, pozůstatcích po supernovách, záření hvězd, hvězdném větru, planetárních magnetosférách atd.

A. Bykov aj. vyšli z pozorování, že při výbuších supernov v kompaktních galaktických hvězdokupách mohou energetické vlny výbuchu interagovat s hvězdným větrem nejbližších okolních hmotných hvězd a generovat tak energie KZ až 10¹⁷ eV. Jelikož počet kompaktních galaktických hvězdokup vysoký a zdroje interaktivního KZ trvají řádově miliony let, což odpovídá životnosti hmotných hvězd, jde o trvalý významný příspěvek k celkovému podílu 100 PeV KZ v naší galaxii.

E. Owenová aj. studovali zpětnou vazbu v tvorbě nových pokolení hvězd v nejvzdálenějších pozorovaných protogalaxiích. Poukázali na pozorování, která propojují překotnou tvorbu hvězd s výskytem vysoce energetického KZ. To má nejprve za následek tempo tvorby nových hmotných hvězd díky dodávce energie při častých hadronových procesech vyvolaných srážkami s částicemi KZ. Jenže překotná tvorba nových hmotných hvězd vede k jejich krátké životnosti končící výbuchy supernov. Nakonec se výbuchy supernov v protogalaxii odehrávají v neskutečně vysoké frekvenci 1 supernova/10 let. Tím se překotná tvorba hvězd rychle uhasí díky produktům supernov. Rentgenový zářivý výkon protogalaxie stoupne nad 10³⁴ W u protogalaxiích starých ~800 mil. let. Autoři sledovali, jak u 16 protogalaxií starých 550 ÷ 800 mil. let bylo silně potlačeno tempo tvorby nových pokolení hvězd kombinací interakcí energetického KZ a silného rentgenového záření uvnitř protogalaxií.

D. Boncioliová aj. ukázali, že v okolí tzv. kotníku (5 ×10¹⁸ eV) energetického diagramu jsou hlavním zdrojem UHKZ nízkoenergetické výtrysky záření gama a s nimi je koordinována i křivka difuzního toku neutrin nejvyšších energií. Díky těmto datům autoři vyzývají k pokračování výzkumu GRB jako jediné homogenní populace.

M. Aartsen a tým IceCube Coll. sledovali variace toku KZ ve směru od Měsíce a Slunce v letech 2010-2015. Na počátku sledování pracovalo 79 kabelů s fotonásobiči zamrzlých v ledu pod povrchem v hloubkách 1,5÷2,5 km, ale od května 2011 přibylo dalších 7 kabelů. Stíny Měsíce i Slunce byly detekovány s významnou přesností (>10 σ) během každého roku. Stín Měsíce je během každého roku týž, což svědčí o vysoké stabilitě aparatury. Stín Slunce byl naproti tomu pozorován ve zmíněném období poprvé. To v budoucnu umožní sledovat trajektorie KZ v blízkosti slunečního disku.

F. Samuelsson aj. upozornili na stále nevyřešený problém mechanismu urychlování UHE KZ na energie 10¹⁹÷10²⁰ eV. Nové výpočty totiž ukázaly, že žádný známý mechanismus neumí urychlit protony na energie 10¹⁹ eV, a podobně je to s jádry železa, které ani v případě, že nemají žádný elektronový obal, nemohou docílit energie 10²⁰ eV. Pokud by zcela obnažená jádra Fe byla schopna energie 10²⁰ eV dosáhnout, muselo by to být provázeno silným optickým zábleskem. V poslední době řada autorů dokázala, ze výrazně relativistické rázové vlny nejsou zdrojem částic s rekordními energiemi. J. Matthews aj. proto hledají možný zdroj ultraenergetického KZ v rázových vlnách v lalocích nejzářivějších rádiových galaxií. Podle svých hydrodynamických výpočtů a obecných fyzikálních jevů mohou rekordní energie řádu 10²⁰ eV být docíleny difuzním rázovým urychlováním částic UHE KZ v materiálu, jenž zpětně padá do obřích laloků. Rychlosti těchto částic nemusí být zdaleka, anebo jen mírně relativistické, pokud se pohybují v lalocích v rázových vlnách o rozměrech 1÷10 kpc. Zhruba 10 % výsledné energie se získá během návratu částic do laloků při nadzvukové rychlosti M >3. Další energii získávají pak částice již výše zmíněným difuzním rázovým urychlováním, které je stále velmi účinné. Zejména pro částice hmotnější, než proton mohou nabírat energii vícenásobnými průlety rázovými vlnami. I když se zdá, že je jen málo rádiových galaxií s dostatečně velkými laloky ve vzdálenosti menší, než je horní mez vzdálenosti daná limitem GZK (degradace energie KZ ze vzdáleností >50 Mpc), autoři se domnívají, že řada rádiových galaxií má své laloky skryté. Pozorované anizotropie ve směru příchodu UHE KZ to nepřímo naznačuje. Hlavními „podezřelými“ z již odhalené anizotropie UHE KZ jsou galaxie Centaurus A (vzdálenost 4 Mpc) a Fornax A (19 Mpc).

Také A. Bell aj. soudí, že laloky v rádiových galaxiích poskytují vhodné fyzikální podmínky pro generaci UHE KZ právě proto, že se do nich vracejí obloukem částice, které nedokázaly dosáhnout únikové rychlosti z dané galaxie. Autoři soudí, že Fermiho urychlování I. druhu dokáže pomocí mnoha opakování poměrně slabých rázových vln urychlit částice na stejné energie jako Fermiho urychlování II. druhu v silně turbulentním prostředí.

O. Kobzar aj. se domnívají, že velmi pravděpodobným zdrojem UHE KZ je obří galaxie M87 (Virgo A) v souhvězdí Panny. Tuto galaxii mohou sledovat obě observatoře pro UHE KZ, tj. Pierre Auger Observatory (35° j. š.) na jižní polokouli a TA (Telescope Array, Utah; 39° s. š.) na polokouli severní. Galaxie se tedy přímo nabízí pro vzájemnou kalibraci měření z obou observatoří. Navíc se pohodlně vejde do limitu GZK, protože je od nás vzdálená jen 16,4 Mpc. Je to také vůbec první galaxie v níž r. 1918 H. Curtis objevil kolimovaný výtrysk vycházející přesně z centra galaxie. Je zcela jisté, že ve výtrysku panují velmi dobré fyzikální podmínky pro generaci UHE KZ. Navíc se v této galaxii zřejmě odehrál před 10 ÷12 mil. let v jejím centru obří jaderný výbuch.

F. Capelová a D. Mortlock zveřejnili hierarchický model energetického spektra UHE KZ, jež lze srovnávat s astrofyzikálními pozorováními v té části vesmíru, která se nachází uvnitř pomyslné koule s poloměrem limitu GZK. Autoři pro srovnání použili údaje observatoře Pierra Augera, kde je v katalogu registrováno 231 událostí UHE KZ a porovnávali je s údaji v katalozích Fermi-LAT, seznamu vybuchujících galaxií a v katalogu družice Swift-BAT pro zdroje tvrdého rtg. záření. Po řadě našli korelace 9,5 %; 23 % a 23 %.

XA. Guillén aj. úspěšně využili hluboké neuronové sítě k odhadu velikosti podílu mionů ve sprškách UHE KZ zaznamenaných na zemském povrchu. Autoři to vyzkoušeli na pozorovacím materiálu Čerenkovových vodních detektorů pro registraci spršek na observatoři Pierra Augera. Trénovací množina obsahovala různé kombinace simulovaných spršek světla a intermediálních i těžkých jader. Když pak byly pozorované údaje vystaveny výpočtům neuronových sítí, ukázalo se, že správnost řešení dosáhla 95 %. Relativní chyby v počtech mionů nedosáhla 10 % a nejsou závislé na energii mionů, zenitovém úhlu, celkovém rozsahu signálu, vzdálenosti spršky anebo použitém hadronickém modelu.

N. Globus aj. se věnovali výkladu ~7 % dipólové anizotropie v plošném zobrazení směrů příchodů částic UHE KZ s energiemi >8 EeV. Když autoři použili jako referenční energii medián 11,5 EeV z celého souboru dat, dostali dokonce vyšší amplitudu dipólové anizotropie 10 %. Autoři však také zjistili, že do hry vstupuje také magnetické pole naší Galaxie a tím se výsledky pozorování směru dipólu ze severní observatoře začínají blížit směru dipólu z pozorování observatoře Pierra Augera.

S. Knurenko a I. Petrov referovali o měřeních KZ Jakutské observatoře, jež využívá ke studiu UHE KZ detekci Čerenkovova záření registrované pozemními detektory. Měření započala v r. 1974 a trvala až do r. 2014. Pracovala v rozsahu energií primárních částic UHE KZ (10¹⁶÷5,7×10¹⁹) eV. Studovala také hmotnostní rozložení částic UHE KZ. G. Krymsky aj. oznámili, že 21. 1. 2009 observatoř zaznamenala ve 23:40 h UTC částici primárního kosmického záření s energií 36 EeV a následně 22. 1. v 10:52 UTC další částici s energií 35,5 EeV. Oba paprsky přišly z podobného směru (α: 356° a 333°; δ: 66° a 62°), Týž den večer ve 22:54 h zaznamenala americká observatoř TA v Utahu třetí částici v čase 22:54 v poloze α = 311°; δ = 51° s energií 58 EeV. Je třeba mít na paměti, že kosmické paprsky nesou elektrický náboj, takže jejich směr letu podléhá směru a indukci interstelárních magnetických polí, čili tato tři pozorování mají téměř určitě společného jmenovatele, jenž se ovšem vinou těch křivých drah těžko podaří dohledat.

P. Picozza a L. Marelliová shrnuli výsledky družice PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics), která pracovala na kvazipolární eliptické (350 ÷610 km) dráze se sklonem 70° k rovníku od června 2006 do února 2016. Hlavním přístrojem byl magnetický spektrometr. Během činnosti družice se dařilo získávat data o tocích protonů, hélia a elektronů, odkud se daly odvodit mechanismy tvorby, urychlování a šíření KZ v naší galaxii. Spektrometr však také poskytoval objevná data o tocích kosmických antiprotonů a pozitronů. Tím, že i pozorovala změny sluneční aktivity a modulace kosmického záření po téměř celý cyklus sluneční činnosti, přinesla údaje, které povedou k dalším výzkumům na oběžné dráze budoucích družic tohoto typu.

W. Carvalho aj. Alvarez-Muñiz informovali o přímém určování hmotnosti částic UHE KZ zapojením rádiové detekce jednotlivých primárních částic ve frekvenčním pásmu řádu MHz. Rádiová měření dávají nejpřesnější výsledky o hmotnosti KZ pro trajektorie signálu u šikmých spršek. Čím větší odklon spršky od zenitu, tím spolehlivější údaj o hmotnosti konkrétní spršky autoři dostávají. Nejlepší výsledky v určování hmotnosti autoři získávají pro spršky odkloněné od vertikály ≳60°. Otvírá se tak nová možnost rozšířit parametry spršek právě u silně odkloněných spršek, které se dosud interpretovaly jen obtížně.

J. Heinze aj. využili údajů o hmotnostním spektru UHE KZ rekordních energií, které publikoval mezinárodní tým Observatoře Pierra Augera v r. 2017. Z těchto údajů vyplývá, že při růstu energie částic UHE KZ se mění hmotnostní složení směrem k vyšším hodnotám hmotnosti. Snižuje se podíl urychlených protonů, zatímco se zvyšují podíly jader těžších prvků až po jádra železa. Odtud lze odhadnout, jaké toky energie nesou kosmogenní neutrina.

R. Mbarek a D. Capriolli připomněli, že odborná veřejnost podporuje teorii , že rekordní energie UHE KZ řádu 10²⁰ eV mohou docilovat částice v relativistických výtryscích záření gama v galaxiích s aktivními jádry (AGN). Zkusili teorii podpořit 3D magnetohydrodynamickými simulacemi fyzikálním poměrů v ultrarelativistických výtryscích. Zjistili, že asi 10 % z nich skutečně obsahuje částice s rekordními energiemi UHE KZ. Dokonce k tomu stačí i mírné hodnoty Lorentzova faktoru energie. Jde tedy o další zdroj UHE KZ, který nesouvisí s blazary. Tím se pak dají vysvětlit jak spektra UHE KZ, tak i chemické složení a směry příchodu částic s tak rekordními energiemi.

T. Smith aj. studovali kosmogenní nuklidy v 56 železných meteoritech, jež dopadly na Zemi v současnosti (6 případů) a ve starších dopadech až po minulost 560 tis. let. Expozice kovových meteoroidů v kosmickém prostoru se pohybovala v rozmezí 4,3÷652 mil. let. Vysoká kvalita měření expozice vedla autory k pozoruhodnému závěru, že po celou dobu zmíněného časového období byla galaktická intenzita KZ pozoruhodně stálá, což odporuje domněnce, že by údajné kolísání intenzity kosmického záření mohl být příčinou nástupu periodických klimatických změn na Zemi.

V dubnu 2019 uvedla Čína do provozu observatoř LHAASSO (Large High Altitude Air Shower Observatory) v Sečuanu v nadmořské výšce 4,4 km na 30° s. š. Na ploše 1 km² je rozmístěno více než 5 tis. detektorů optických spršek produkovaných energetickými paprsky záření gama. Pod povrchem je pak instalováno 1 tis. mionových detektorů, jež slouží jako filtr pro detekci kosmického záření. Aparatura za první rok činnosti zaznamenala 530 fotonů záření gama s energiemi >0,1 PeV, což jsou o dva řády vyšší energie, než které dociluje urychlovač LHC v CERNu. Na rozdíl od elektricky nabitých částic kosmického záření studium záření gama má přednost proto, že na rozdíl od kosmického záření se fotony záření gama pohybují přímo, což podstatně usnadňuje jejich detekci.

Od srpna 2019 se pozorují spršky kosmického záření na ISS. Záblesky v atmosféře Země se pozorují shora, a protože zorné pole je rozsáhlé, očekává se větší statistika než u pozemních aparatur Pierre Auger (Argentina) a Telescope Array (Utah). Monitorování z paluby ISS probíhá v rámci projektu Mini-EUSO (Mini-Extreme Universe Space Observatory). Dalekohled bude rovněž zaznamenávat blesky a meteory svítící při průletu zemskou atmosférou.

G. Abdellaoui aj. v rámci projektu JEM (Joint Experiment Missions) EUSO uveřejnili další informace o pokusech pozorovat UHE KZ z ISS. K tomu cíli zhotovili UV fluorescenční teleskop pro registraci spršek „shora“ z paluby ISS. K testování principu umístili teleskop do gondoly výškového balónu. V srpnu 2014 se uskutečnil v Kanadě 8h stratosférický let. Autoři pak zpracovali 2,5 h záznamu, kdy byl balón v maximální výšce a prolétal poháněn větrem. Během letu registroval difúzní světlo (airglow) na ploše 780 km². Později přelétal osvětlená místa jako letiště, těžní věže a továrny. S tím bude třeba počítat i při ostrém provozu EUSO na ISS.

S. Ostapchenko začal nově generovat hadronické interakce vedoucí k vyzáření UHE KZ a ověřovat jejich platnost pomocí experimentů na urychlovači LHC. Problémem je ovšem okolnost, že maximální energie urychlených protonů v LHC činí jen zlomek (10^-7) energií UHE KZ. Lze tak spíše simulovat hadronické interakce při rozvíjení spršek UHE KZ v zemské atmosféře.

6.6. Nukleogeneze

Redakce britského vědeckého týdeníku Nature č. 7741 (31. 1. 2019) připravila obsáhlou rekapitulaci historie vzniku tabulky chemických prvků vrcholící publikací Dmitriho Mendělejeva (1834-1907) v r. 1869 před 150 lety. Na počest této události vyhlásila OSN Mezinárodní rok periodické tabulky chemických prvků. Ve skutečnosti sahá historie vzniku tabulky do ještě vzdálenější minulosti. Prvním badatelem, který si všiml periodicity tehdy ještě dosti děravé tabulky chemických prvků, byl francouzský geolog A.-É. Béguer de Chancourtois (1820-1886) jenž v r. 1862 seřadil tehdy známé chemické prvky podle rostoucích atomových hmotností a jejich periodicitu pomocí šroubovice na vnější straně válce. Po něm takové tabulky s náznaky periodicity publikovali německý přírodovědec J. L. Meyer (1830-1895) rovněž v r. 1862 a anglický chemik J. Newlands (1837-1898) v r. 1863. Mendělejev však ve své tabulce předpověděl vlastnosti tří tehdy ještě neobjevených prvků gallia, scandia a germania a tím dal tabulce prediktivní význam, protože vědci mohli předpovídat vlastnosti budoucích objevovaných prvků, včetně těch, které se dají připravit pouze násilím, protože jsou výrazně nestabilní. Do r. 2019 byla dokončena laboratorní syntéza prvků až po protonové číslo 118 (oganesson). Tím byl uzavřen sedmý řádek periodické tabulky prvků a potenciálně předpokládané prvky s protonovými čísly 119 a 120 založí po očekávané syntéze osmý řádek. Dnes je zmíněná periodicita prvků zdůvodněna díky kvantové fyzice, což dále zvyšuje velikost Mendělejevova průlomu. Od osmého řádku se však očekává, že možná se tam dosud opakovaná periodicita odchýlí a patrně se ukáže, že uměle vyráběné prvky v osmém řádku definitivně skončí.

Také americký vědecký týdeník Science věnoval v č. 6426 (1. 2. 2019) vzniku periodické tabulky chemických prvků mimořádnou pozornost dokonce pěti příspěvky autorů P. Szuromi, S. Kean, M. Gordin, J. A. Johnsonová a dvojice T. Cheisson a E. Scheiter. Před 100 lety byla založena Mezinárodní unie pro čistou i aplikovanou chemii. Unie konstatovala, že Mendělejevův objev periodicity prvků lze považovat za jeden z nejvýznamnějších objevů v přírodních vědách, a to nejenom v chemii, ale i ve fyzice a biologii. Mendělejev se nejvíce proslavil právě tím, že postřehl periodicitu ve vlastnostech chemických prvků a nechal proto volná místa pro řadu tehdy ještě zcela neznámých prvků, které se postupně objevovaly a jejichž vlastnosti přesně souhlasily s Mendělejevovými předpověďmi. Astrofyzika ukázala, že kromě vodíku a hélia vděčíme za dalších 90 prvků přítomných ve vesmíru hvězdám. Většina hvězd umí během svého života zrodit nová pokolení prvků počínaje Li, Be, B, ale hlavně pak uhlíkem až železem, kobaltem a niklem. Mnohem těžší je doplnit Mendělejevovu tabulku prvky počínaje mědí a konče uranem. Tyto prvky jsou dodnes ve vesmíru vzácné. K jejich tvorbě jsou potřebné vzácné hvězdné katastrofy v podobě výbuchů supernov, srážek neutronových hvězd a dalších exotických astrofyzikálních procesů. Jelikož aktivní doby produkce těchto prvků v různých objektech se dramaticky liší, celkové průměrné chemické složení vesmíru se dlouhodobě liší. Za uranem se pak nacházejí prvky, které jsou vesměs radioaktivní a vyrábějí se uměle v urychlovačích částic, v čemž dlouho vévodilo Rusko, ale nyní převzaly štafetu americké a německé laboratoře.

Na závěr této historie připojuji otázku, proč Mendělejev, který zemřel v r. 1907, nedostal za svůj epochální objev Nobelovu cenu za chemii. Přitom Nobelovy ceny se poprvé udělovaly už v r. 1901. Tehdy však komitét přednostně uděloval ceny za objevy předešlého roku. Toto pravidlo se brzy opustilo, takže Mendělejev byl dvakrát nominován, v letech 1905 a 1906. Přesto neuspěl, i když sám komitét pro chemii podpořil jeho nominaci v poměru 4:1. Tuto volbu však Akademie zrušila. Opakovanou druhou volbu nařídil prominentní švédský fyzik Svante Arrhenius, který najmenoval do komitétu další 4 členy a tak zvrátil první volbu. Mendělejev prohrál v poměru 5:4. Mendělejev měl u Arrhenia vroubek, protože kritizoval Arrheniovu teorii disociace elektrolytů ve vodě...

D. Siegel aj. publikovali práci, v níž se odvolávají na pozorování splynutí dvou neutronových hvězd doprovázené jednak gravitačními vlnami (GW170817), ale také dlouhým dosvitem v širokém pásmu elektromagnetického spektra. Spektra prozradila, že splynutí bylo doprovázeno procesem rychlého zachycování neutronů v disku, který obklopil černou díru. V disku tak mohly vznikat chemické prvky za hranou ⁵⁸Ni. Navzdory tomu autoři soudí, že hlavními dodavateli těžkých chemických prvků jsou kolapsary, tj. hmotné hvězdy s konečnou hmotností >9 M_ʘ, jež se zhroutí do černé díry. Přestože jde o vzácnější úkazy než splynutí dvou neutronových hvězd, nedávná pozorování trpasličí galaxie Reticulum II a také chemické obohacování naší Galaxie těžkými prvky svědčí o tom, že hmotné hvězdy s nízkou metalicitou, jež žijí krátkou dobou, a pak se hroutí gravitací jako kolapsary, vytvářejí během hroucení dobré podmínky pro masivní průběh procesu r. Autoři proto obhajují domněnku, že >80 % zastoupení těžkých prvků ve vesmíru pochází navzdory vzácnosti hmotných hvězd (v porovnání s četností splývání neutronových hvězd), přece jen z hroutících se kolapsarů během závěrečné fáze jejich existence.

O. Novotný aj. studovali okolnosti vzniku první generace hvězd (= hvězdy populace III), kdy stavebním materiálem pro vznik hvězd byly pouze vodík a helium. Autoři napodobili toto složení vesmíru v kryogenním iontovém úložném prstenci ozařovaném svazkem elektronů, jež poskytly potřebné údaje o rozbíjení molekulových iontů hydridů hélia (HeH⁺) s nejnižšími rotačními stavy. Zjistili, že molekuly s nízkými rotačními stavy viditelně odolávají rozbíjení, což v důsledku znamená, že právě tato primitivní molekula se může snadno udržet ve hře při vzniku hvězd a galaxií, daleko snáze, než udávají chemické databáze. Silně kyselá molekula HeH⁺ byla objevena laboratorně už v r. 1925. Astronomové správně odhadli, že tato jednoduchá molekula se v raném vesmíru nacházela ve hvězdných kolébkách. Teprve v r. 2019 však byla molekula nalezena v horkém plynu planetární mlhoviny NGC 7027 (Cyg, vzdálenost 920 pc; hmotnost bílého trpaslíka 0,7 M_ʘ; zářivý výkon 7 700 L_ʘ). Kryogenní laboratorní měření při teplotě 10 K pak prokázala, že hydrid hélia mohl vznikat a existovat už v čase 400 tis. let po Velkém třesku.

6.7. Astročásticová fyzika

Nedořešeným problémem částicové fyziky je hodnota poločasu rozpadu volných neutronů v klidové souřadnicové soustavě. Před 15 lety se ukázalo, že poločas rozpadu volných neutronů dává pro jednu metodu měření hodnotu 14 min 39 s, ale jiná metoda dává soustavně delší čas 14 min 47 s. Rozdíl výsledků je vyšší než udávaná střední chyba měření. Je však naděje, že nové aparatury budou měřit poločas rozpadu s chybou řádu ±1 s, což by mělo záhadu dvou odlišných hodnot poločasu rozpadu vyřešit.

J. Suhonen referoval o experimentu XENON (italská laboratoř Gran Sasso National Laboratory), jenž využívá radionuklidu ¹²⁴Xe s nadbytkem 70 neutronů, takže radionuklid se rozpadá díky jadernému rozpadu β. Naproti tomu ¹²⁴I se rozpadá pomocí záchytu elektronu, takže jeden proton jádra se změní v neutron a atom vyšle neutrino. Poločas rozpadu ¹²⁴I na ¹²⁴Te je krátký – jen 4,2 dne. ¹²⁴Xe se však nemůže rozpadnout elektronovým rozpadem kvůli zákonu zachování energie, ale může zachytit dva elektrony z elektronového obalu jádra, takže dva protony se změní na neutrony a z jádra vyletí dvě neutrina. Tento proces se nazývá dvojný elektronový záchyt. Mezinárodní tým XENON změřil poločas rozpadu ¹²⁴Xe =>¹²⁴Te na neuvěřitelnou hodnotu 1,8 ×10²² let (!) – řádově biliónnásobek, dosavadního stáří vesmíru.

T. Skwarnicki s týmem ukázali, že nedávno objevené částice považované za pentakvarky jsou ve skutečnosti baryony složené ze tří kvarků (d, u, c) a dvou mezonů (u + anti c). To znamená že jde o „molekuly“. Vzájemné vazby mezi nimi obstarávají gluony. Hmotnosti těchto „molekul“ dosahují 4 312÷4 457 MeV. Autoři však nevylučují, že se nakonec podaří objevit i skutečné pentakvarky.

V r. 2010 použili částicoví fyzikové třetí metodu pro přesné určení poloměru protonu. Místo očekávaného zpřesnění dostali hodnotu poloměru, která se od hodnoty poloměru odvozeného dvěma dřívějšími metodami významně lišila o plných 5σ. Tento nesoulad přiměl tým W. Xionga aj., aby se vrátili ke zpřesnění nejstarší metody, kdy se měří elastický elektronově-protonový rozptyl s cílem odstranit rozdílná data o poloměru protonu. Autoři dostali pro poloměr protonu o 5 % nižší hodnotu r_p = (0,831 ±0,007 stat. ±0,012 syst.) fm. Tím se přiblížili hodnotě r_p = 0,841 84, jež pochází z měření mionového atomu vodíku. Navíc se tím zlepšila správnost hodnoty pro Rydbergovu konstantu, jež patří mezi nejpřesněji měřené fyzikální konstanty. Konstanta se uplatňuje ve spektroskopii i částicové fyzice hmoty.

T. Humensky a tým VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; 32° s. š.; úbočí Mt. Hopkins; 1,3 tis m n. m.; 4 Čerenkovova zrcadla; ø 12 m; energie záření γ: (85 GeV – 30 TeV) studovali pomocí Čerenkovova optického záření objekty vzdáleného vesmíru, jež vysílají energetické paprsky v pásmu záření γ, často v podobě úzkých energetických výtrysků. V r. 2019 pozorovali záření γ z pozůstatků po supernovách Cas A (1680 ?; vzdálenost 3,4 kpc) a IC 433 (Gem, stáří 3 ÷ 30 000 tis. let; vzdálenost 1,5 kpc). V r. 2017 sledovali průchod složek dvojhvězdy VER J2032+4127 periastrem oběžné dráhy. Jedna složka je pulsar J2032+4127 a druhá složka MT91 213 patří mezi hvězdy sp. třídy Be. Na příští průchod hvězd periastrem si budou muset naši následovníci počkat do r. 2067.

A. Anker aj. začali v Antarktidě s pozorováním neutrin ultravysokých energií až 10¹⁶ eV pomocí aparatury ARIANNA (Antarctic Ross Ice-Shelf Antenna Neutrino Array). Energii rádiovým detektorům dodává větrná a solární elektrárna. V současné době se nachází v Rossově ledovém šelfu a na jižním pólu 12 přijímačů. Dipólové antény jsou umístěny v hloubce až 15 m pod ledem v různých směrech. Kromě neutrin mohou také registrovat spršky UHE KZ až do energií 10¹⁹ eV.

V červnu 2018 započala měření neutrin na aparatuře KATRIN (Katrin TRItium Neutrino experiment). Cílem projektu je stanovit hmotnosti všech tří vůní neutrin, tj. elektronového, mionového a tauonového. V září 2019 autoři uveřejnili první odhad horní hmotnosti nejlehčího neutrina po 28 dnech měření radioaktivního rozpadu tritia: ≲1,1 eV. Autoři očekávají, že po třech letech měření se tato hodnota sníží na ≲0,2 eV. M. Agostini aj. poukázali na skutečnost, že neutrina jsou Majoranovy fermiony, tj. že mají velmi malou hmotnost, ale jsou totožné se svými antičásticemi. Laboratorní pokus GERDA (GERmanium Detector Array) s 82,4 kg izotopu ⁷⁶Ge obklopeného kapalným argonem poukázaly, že poločas rozpadu neutrin musí být větší než 10²⁶ roků. Odtud lze odhadnout, že neutrina mají hmotnost v rozmezí 0,07÷0,16 eV.

Dosud nejpřesnější horní mez pro hmotnost nejlehčího neutrina zveřejnili A. Loureiro aj., kteří zkombinovali nejpřesnější údaje o velkorozměrové struktuře vesmíru, reliktním záření, supernovách třídy Ia a nukleosyntéze v raném vesmíru. Stanovili tak horní mez hmotnosti nejlehčího neutrina: ≲0,086 eV. To znamená, že nejlehčí neutrino je minimálně 6milionkrát lehčí než elektron. Horní mez součtu hmotností všech tří vůní neutrin ∑m_ν ≲ 0.26 eV (pravděpodobnost 95 %). Když se berou v úvahu výsledky měření oscilací neutrin, vychází pro součet vůní neutrin ještě nižší hodnota ∑m_ν ≲ 0.15 eV (pravděpodobnost 95 %), což však vypadá fyzikálně málo reálné.

Po modernizaci obřího japonsko-amerického detektoru Super-Kamiokande byla aparatura uvedena do zkušebního provozu koncem ledna 2019. Odstávka aparatury proběhla během pouhých osmi měsíců. Mezi červnem 2018 a lednem 2019 bylo vypuštěno 50 tis. tun superčisté vody a pak znovu napuštěno. Rovněž se opravovaly sváry ocelových plátů vnějšího obalu v délce 6 km, kde po dlouhém provozu začala slabě prosakovat voda. Náklady na modernizaci dosáhly 10 mil. $. Hlavním cílem modernizace je zachytit neutrina při výbuších supernov v cizích galaxiích. Vědci odhadují, že díky zvýšené citlivosti aparatury bude možné během roku zaznamenat neutrina ze supernov řádově desetkrát ročně. Šéf projektu M. Nakahata uvedl, že při výbuchu supernovy se vydá do mezihvězdného prostoru 10⁵⁸ neutrin. Odhadl, že v pozorovatelném vesmíru dochází k explozi supernovy každých 2 až 3 sekund, ale naprostá většina těchto úkazů probíhá příliš daleko od nás. Kromě toho se počítá s možností, že by se mohlo podařit určit dlouhý poločas rozpadu protonu. Obnoví se také pozorování neutrin vysílaných z částicového urychlovače. Během zkušebního provozu se počítá s obohacením čisté vody malou příměsí gadolinia (Gd). Díky příměsi Gd lze pak odlišit signál antineutrina od signálu slunečních neutrin. Jde však o velmi náročnou operaci, protože superčistá voda v Super-Kamiokande se plynule zbavuje nečistot, ale neměla by „čistit“ užitečné Gd. I tento problém se však podařilo vyřešit.

Japonští vědci a inženýři však už připravují stavbu ještě monumentálnější aparatury Hyper-Kamiokande, jež plánují postavit během dvou let. Detektor bude obsahovat 260 tis. tun superčisté vody. To určitě zvýší četnost měření neutrin ze supernov. Navíc by se tak mohla objasnit příčina, proč v raném vesmíru hmota nepatrně převažovala nad antihmotou, což byla klíčová podmínka pro vznik hvězd, Země a člověka.

Čím dál zajímavější jsou studie, které se týkají pozorování extrémně energetického neutrina (energie 290 TeV) ze zdroje v galaxii typu blazar TXS 0508+056 (vzdálenost 1,16 Gpc), jež zachytila 22. 9. 2017 aparatura IceCube na jižním pólu pod označením IC-170922A. Také družice Fermi, jež pozoruje oblohu v pásmu záření γ a tvrdém rentgenovém, již delší dobu sleduje poměrně vysoký podíl paprsků gama ve spektru této galaxie. Stereo Čerenkovova aparatura MAGIC na ostrově La Palma (29° s. š.; 2,2 km n. m.; 2 zrcadla ø 17 m; pásmo energií 25 GeV÷30 TeV) má rovněž jasné důkazy o mimořádném podílu částic o vysokých energiích ve spektru. Blazary jsou totiž galaxie, v jejichž centru se nachází černá veledíra a těsně nad ní je ukotvena pata výtrysku, jenž je zúžen působením šroubovicové struktury silného magnetického pole, přičemž osa výtrysku míří přibližně k Zemi. Synchrotronové záření paprsků γ nabírá během první fáze letu k Zemi energii podobně, jako se to děje v pozemních urychlovačích částic, jenže kosmické urychlovače vyhrávají, protože výtrysky jsou dlouhé desítky světelných let i stovky světelných let.

P. Padovani aj. však konstatovali, že ve skutečnosti není zmíněná galaxie blazarem mířícím k Zemi, protože energie ve výtrysku je o dva řády větší, než kdyby výtrysk mířil přímo na nás. Také S. Britzen aj. varují, že zmíněný úkaz se liší od blazarů tím, že je provázen rekordní energií neutrina, nikoliv paprsků gama. Autoři k pochopení existence extrémně energetického neutrina využili rádiového zobrazení výtrysku na frekvenci 15 GHz (20 mm) v letech 2009-2018. Speciálně se zaměřili na termín zvýšené neutrinové aktivity mezi zářím 2014 a březnem 2015 i na období kolem příletu rekordního neutrina v r. 2017. Podrobně studovali kinematiku výtrysku kolem obou termínů. Výtrysk byl v těch intervalech silně zakřiven a podléhal precesnímu pohybu. Dokonce jsou známky, že v té době fungovaly dva výtrysky, které se protínaly! Došlo tak nakonec k výjimečné situaci, kdy průsečík výtrysků v délce jednoho parseku mířil zásluhou precese vskutku přímo k Zemi. Přitom v té době byla aktivita výtrysku v oboru γ poměrně nízká.

Počátkem července 2020 bylo pod patronací CERN ustaveno konsorcium EuCAPT (Eu Consortium for AstroParticle Theory), jež bude koordinovat evropský výzkum v astročásticové fyzice a kosmologii. Jde o společnou iniciativu Francie, Holandska, Itálie, Německa, Portugalska, Španělska, Švédska, Švýcarska a Velké Británie. Prvním ředitelem konsorcia byl jmenován G. Bertone z Centra pro gravitaci a astročásticovou fyziku na univerzitě v Amsterdamu. Podle řady odborníků k řešení makroskopických problémů soudobé kosmologie (skrytá látka, skrytá energie, kosmologická inflace, velkorozměrová struktura vesmíru) bude potřebná těsná spolupráce s částicovou fyzikou.

6.8. Teoretická fyzika

V r. 1919 se odehrála vědecká událost, která zpopularizovala obecnou teorii relativity (OTR) publikovanou Albertem Einsteinem na konci r. 1915. O tento úspěch, jenž z tvůrce teorie učinil vědeckou ikonu XX. století, se zasloužili britští astronomové, kteří v květnu 1919 uspořádali dvě expedice za úplným zatměním Slunce jednak do brazilského Sobralu, a souběžně na Princův ostrov v Atlantiku. Hlavním hrdinou celé akce se stal tehdy sedmatřicetiletý Arthur Eddington, jenž byl vyreklamován k přípravám expedicí, protože mu jako kvakerovi, který odmítal vojenskou službu, hrozilo během války vězení.

Tehdejší zatmění bylo velmi vhodné pro ověření Einsteinovy teorie, protože v době zatmění Slunce procházelo před otevřenou hvězdokupou Hyády, takže byla naděje, že předpovídaný ohyb světla hvězd v gravitačním poli Slunce bude ověřován větším počtem poměrně jasných hvězd v různých úhlových vzdálenostech od slunečního disku. Na obou stanovištích bylo v době zatmění jasno, ale horko, takže k vyvolání fotografií museli astronomové počkat až na noční ochlazení.

V r. 2019 byly publikovány tři knihy autorů P. Colese, D. Kenneficka a R. Cowena, které velmi podrobně a s nadhledem popsali, co se posléze stalo významnou vědeckou událostí XX. století. Na společném zasedání londýnské Královské společnosti a Královské astronomické společnosti v listopadu r. 1919 byl hlavním řečníkem Eddington, jehož se po skončení akce zeptali novináři, zda je pravda, že obecné teorii relativity rozumí jen tři fyzici. Eddington váhal s odpovědí, ale novináři byli netrpěliví. Eddington nakonec řekl, že přemýšlí, kdo je ten třetí... Později Eddington připustil, že expedice za zatměním byla nejskvělejší zkušeností jeho vědecké kariéry. Einstein sám se přidal pochvalou, že původně myslel, že astronomové jsou příliš velcí puntičkáři, ale teď jim musí poděkovat právě za to puntičkářství.

L. Blanchet aj. upozornili na možnost měřit relativistické efekty soustavy hvězdy HD 80606 (UMa; 9 mag, sp. třída G5, vzdálenost 67 pc) a exoplanety b, která kolem hvězdy obíhá po velmi výstředné dráze (e = 0,9330 ±0,0005) v nezvykle dlouhé periodě 111,4 d. Když exoplaneta b prochází periastrem, stoupá její povrchová teplota na 1,5 tis. K. Do soustavy však patří ještě hvězda HD 80607 (9 mag, sp. G5) vzdálená od hvězdy HD 80606 1,2 tis. au. Šťastnou shodou okolností se stalo, že exoplaneta b je vůči své mateřské hvězdě zákrytová pro pozorovatele na Zemi. V r. 2009 byl zcela nečekaně pozorován první zákryt exoplanety b mateřskou hvězdou HD 80606 a ještě v témž roce i její přechod přes disk hvězdy. To umožnilo přesně změřit sklon dráhy exoplanety 89,3°, dále její poloměr R = 0,98 R_J a hmotnost M = 4,1 M_J. Exoplaneta obíhá hvězdu prográdně, ale její dráhu ovlivňuje díky Kozaiově-Lidovově mechanismu i druhá hvězdná složka HD 80607. Bizarní oběžná dráha je v tomto případě výhodou pro změření efektů OTR. Jelikož od doby objevu absolvovala exoplaneta b již 33 oběhů, měla by se opožďovat proti Newtonově teorii již o 3 minuty, což je snadno měřitelné. První údaje získal v r. 2010 infračervený kosmický teleskop SST a od té doby je exoplaneta pod bedlivým dozorem.

K. Burdge aj. upozornili na vyhlídky v detekci gravitačních vln pro těsné dvojhvězdy – bílé trpaslíky. Takových objektů je v Galaxii hodně, ale zatím jen jedna dvojice bílých trpaslíků SDSS J0651+2844 je zákrytová s oběžnou periodou 10,75 minut. Autoři práce však našli binární soustavu ZTF J1539+5027, jež má ještě kratší oběžnou dobu 6,9 minut. Oba bílí trpaslíci by se rozměrem oběžných drah klidně vešli do objemu o velikosti Saturnu. Během jedné periody se jejich vzdálenost měřitelně zmenšuje, což znamená, že se pohybují po spirále a splynou za 210 tis. let. Efektivní teplota primárního trpaslíka dosahuje 49 kK. Pokud bude dodržen termín vypuštění družice LISA v r. 2034, autoři očekávají, že obecná teorie relativity (OTR) bude podrobena dalšímu úspěšnému testu během jediného týdne měření.

Victoria Xu aj. navrhli nové uspořádání atomového gravitačního interferometru, jež v porovnání s klasickým prodlouží měření gravitačního potenciálu až na 20 sekund. Klasický interferometr je věž vysoká 10 m, v níž atomy umístěné na vrcholu věže padají v zemském gravitačním poli na dno věže jen několik sekund. V novém typu gravitačního interferometru se atomy formují do oddělených vlnových paket a vzniklé formace se udrží ve svislém směru v mikrometrových vzdálenostech, což vede ke zvýšení přesnosti měření gravitační potenciální energie. Výsledkem je zpřesněné měření gravitačního potenciálu o tři až čtyři řády, což výrazně zlepšuje možnosti testovat OTR v atomárním měřítku.

Jing-Ping Zhu aj. se věnovali možnosti ověřovat Speciální teorii relativity (STR) během zamýšleného projektu Breakthrough Starshot (Skok ke hvězdám). Jde o návrh poslat k nejbližší hvězdě Proxima Centauri celé mračno gramových čipů a urychlit je pomocí laserů na rychlost 0,2 c. Během letu by řada čipů narazila na překážky, ale aspoň cca 20 % čipů by doletělo k Proximě a některé z nich by Proxima zachytila na oběžné dráze, takže by pomocí minikamer mohly posílat své snímky nebo videa zpět na Zemi. Jde tedy o projekt, jehož ovoce by se sklízelo po 25 letech od vyslání čipů. Zhang a Li přišli s nápadem, že by čipy nesly miniaturní transrelativistické kamerky a mohly by být vysílané libovolnými směry. Jako v klasické nebeské mechanice i v tomto případě by měly teoreticky stačit tři polohy kamerky k určení dráhových parametrů jednotlivých čipů. Porovnaly by se trajektorie v klidové souřadnicové soustavě Země s trajektorií v klidové soustavě kamerky. Pokud by se podařilo změřit dostatečný počet bodů na dráze, mohl by se projevit efekt aberace světla ve STR. Horní mez hmotnosti fotonu by měla být o něco nižší než energie fotonů, tj. ~1 eV.

6.9. Gravitační vlny

Stoleté jubileum OTR přineslo také otázky, jak to bylo s Einsteinovým vztahem k existenci gravitačních vln. Einstein si v r. 1916 poprvé uvědomil, že když se prostoročas zakřivuje působením hmoty, musí se zvlnit, když se hmota urychluje. Bohužel v práci, kterou zveřejnil v r. 1916 se dopustil několika matematických chyb, což napravil až o dva roky později. Jenže ani tato oprava nebyla bez chyby. V r. 1922 zjistil Eddington, že v práci je další matematická chyba a navíc, že některá vlnová řešení připouštějí, že gravitační vlny se mohou pohybovat rychleji než světlo. Ve své kritice Einsteina byl Eddington docela nesmlouvavý, když poznamenal, že takové vlny se mohou pohybovat pouze rychlostí zbožných přání. Eddington dokonce začal pochybovat o samotné existenci gravitačních vln. Na to odpověděli Einstein a jeho asistent N. Rosen v dalších letech tak nešťastně, že problém ještě více zamotali. Trvalo celých 35 let, než britský doktorand F. Pirani správně vysvětlil, jak mohou gravitační vlny ovlivnit materiální částice. Na vyřešení problému se dále podíleli R. Feynman a Piraniho školitel H. Bondi. Na klíčové konferenci pak J. Wheeler a J. Weber konstatovali, že gravitační vlny musí existovat a existuje cesta, jak je pozorovat.

V r. 1974 J. Taylor a jeho doktorand R. Hulse začali pomocí 300m radioteleskopu v Arecibo pozorovat pulsar PSR B1913+16 v souhvězdí Orla ve vzdálenosti 6,4 kpc. Pulsary jsou neutronové hvězdy o nepatrných rozměrech, ale rekordních hustotách. Hmotnost pulsaru byla 1,44 M_ʘ a hmotnost druhé neutronové hvězdy 1,39 M_ʘ, takže obě tělesa obíhala kolem společného těžiště v periodě 7 a ¾ h po protáhlé eliptické dráze s výstředností 0,62. Obě neutronové hvězdy proto podle výpočtu OTR měly vysílat gravitační vlny o výkonu 7×10²⁴ W. Tím soustava ztrácela oběžnou rychlost, což se projevilo postupným zkracováním její oběžné doby. Už v r. 1981 byl efekt zkracování periody zřetelný a v souladu s výpočtem podle OTR. V r. 1993 získali R. Hulse a J. Taylor za tento nepřímý důkaz existence gravitačních vln Nobelovu cenu za fyziku. Od té doby nejprve J. Weber (neúspěšně, ale inspirativně) a následně Kip Thorne a Rainer Weiss s týmem začali pracovat na těžkém projektu přímého pozorování gravitačních vln. Je třeba ocenit trpělivost NSF USA, že dokázala po dlouhých 36 let podporovat drahý projekt, který nakonec vedl k triumfu, jenž už nyní výrazně ovlivňuje bádání o povaze vesmíru. Mezinárodnímu týmu vědců se podařilo měřit vzdálenosti zrcadel na ramenech dlouhých 4 km s přesností 1/200 průměru protonu. Zároveň se podařilo dokázat další tvrzení OTR, že rychlost šíření gravitačních vln je ve vakuu totožná s rychlostí světla s relativní přesností 10^-15.

Je opravdu dechberoucí, jak rychle se podařilo z průkopnického období prvních detekcí gravitačních vln v letech 2015-2016 vytvořit rovnocenný obor studia v novém pásmu experimentální astrofyziky. Přispělo k tomu několik zlepšení původních aparatur LIGO, ale též vstup italské observatoře Virgo do plného provozu, což umožňuje triangulaci detekcí a následně kvalitní odhad vzdálenosti konkrétního zdroje. Zatímco v první etapě měření se výsledky pozorování zveřejňovaly až po půl roce i déle, dnes je situace právě opačná. Kdokoliv se o gravitační vlny zajímá, může dostávat informace o nových zdrojích téměř okamžitě přímo do svého mobilu a zapojit se do pozorování prostředky mnohopásmové astronomie. Stačí sledovat internetovou adresu gcn.gsfc.nasa.gov.

D. Castelvecchi popsal v Nature č. 7737 zahájení provozu japonského detektoru gravitačních vln KAGRA (KAmioka GRAvitational wave detector). Stavbu finančně podpořila také Jižní Korea a Tajvan. Jde o první hluboce chlazený (20 K) detektor gravitačních vln, jehož pořizovací cena byla jen 148 mil. $. Ramena detektoru se nacházejí ve dvou 3km tunelech pod horou Ikenoyama, kde je seismický šum o dva řády slabší než na povrchu. Oba tunely byly proraženy za necelé dva roky. Japonští fyzikové měli smůlu, když v r. 2001 došlo k těžkému incidentu v detektoru neutrin Super-Kamiokande při rázové vodní vlně, jež zničila fotonásobiče ponořené ve vodě během údržby zařízení. O nápravu se bravurně přičinil japonský fyzik Takasi Kajita a Super-Kamiokande se v následujících letech stal zdrojem významných objevů, za něž byl právě Kajita odměněn v r. 2015 Nobelovou cenou za fyziku. Kajita se ujal dokončit projekt KAGRA, který není pouhou kopií tří funkčních aparatur v USA a Itálii. Obě zmíněné novinky, tj. významné chlazení a odstínění od seismického šumu slibují, že příští detektory budou tohoto zvýšení citlivosti aparatur využívat.

Další gravitační detektor se buduje v Indii s rozpočtem 177 mil. $. Podle plánu by měl být dokončen během r. 2024, ale možná později s ohledem na probíhající koronavirovou pandemii. Modernizací se do r. 2025 zvýší i efektivita původních amerických detektorů za mírnou cenu 35 mil. $. Lze tak očekávat, že v polovině dekády bude četnost signálů gravitačních vln dosahovat tempa 24 signálů/den! O financování se podělí americká NSF (20,4 mil. $) s britskou agenturou pro výzkum a inovace (13,7 mil. $) a zbylou částkou přispěje Austrálie. Ani tím modernizace neskončí. Už se připravuje další modernizace ALIGO+, která zvýší dosah aparatury na dvojnásobek, tj. 1 mld. sv. let. Podobně se zvýší i citlivost aparatury Virgo pomocí techniky kvantového sevření signálu.

6.10. Experimentální fyzika

Dne 20. 5. 2019 (Světový metrologický den) proběhl významný převrat v definicích několika základních fyzikálních jednotek. Byl tak dokončen převrat, který místo materiálních jednotek se využívá fyzikálních konstant, jež lze s vysokou přesností kalibrovat v kterékoliv dobře vybavené fyzikální laboratoři. Například kilogram lze definovat ve vztahu na Planckovu konstantu h, jednotka elektrického proudu (ampér), teploty (kelvin) a mol lze rovněž laboratorně měřit s vysokou přesností. Jednotky soustavy SI jako sekunda, metr a candela byly už dříve definovány podle stejného klíče.

Mezinárodní projekt ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor), jenž by měl být prvním termonukleárním zařízením s kladným výkonem, trpěl zpočátku velkými organizačními i koncepčními potížemi. Začal se stavět v jižní Francii v r. 2013 s plánovaným rozpočtem 18 ÷ 22 mld. €. V r. 2015 nastoupil do funkce generálního ředitele obřího projektu francouzský profesor Bernard Bigot a projekt se rozběhl úspěšně. V lednu 2019 byl proto jednomyslně potvrzen i na druhé pětileté období. První konstrukční fáze byla v té době hotova z 60 %. Plánuje se, že kolem r. 2026 bude v zařízení cirkulovat plasma a o 10 let později by měl být plně v provozu. Jde o zařízení typu tokamak a na jeho výstavbě se podílí velké množství států Evropy, Asie, Severní Ameriky, ale i Austrálie.

D. Castelvecchi referoval v Nature č. 7737 o nových pokusech fyziků, jež naznačují, že se podaří vyvolat a udržet supravodivost v materiálech o pokojové teplotě. R. Hemley aj. oznámili v květnu 2019, že se vyvolali supravodivost v materiálu, v němž se kombinuje vodík s desetinovou příměsí lanthanu, čímž vzniká superhydrid, jenž byl supravodivý při teplotě −13° při tlaku 200 GPa ve vzorku v diamantové kovadlině. V srpnu 2019 se pak konečně dostali do kladné teploty 7°. Teď se autoři pokoušejí udržet kladnou teplotu supravodivosti při snižování obřího tlaku.

Ke stejnému tématu se v Nature č. 7757 vyjádřil J. Hamlin. Supravodivost byla objevena v r. 1914 ve rtuti při teplotě 4 K. Objev ukázal, že supravodivost vhodných materiálů při vyšších teplotách by byla velmi užitečná pro rozvod elektřiny. V r. 2014 se podařilo vyvolat supravodivost H₂S (sirovodík, nyní sulfan) při teplotě 164 K (-109 °C), ale až při stlačení na 2 ×10⁸ Pa, což není příliš praktické. V r. 2018 ohlásily dva výzkumné týmy, že dosáhly supravodivosti LaH10 (superhydrid lanthanu) při teplotě +7° C, ale opět při extrémně vysokém tlaku 10⁸ Pa. V současné době se pomocí počítačových simulací dá předběžně předvídat, jaké podmínky musí být splněny, aby se supravodivost vyskytla u materiálu, který nepotřebuje tak vysoké tlaky; to znamená že končí metoda pokus-omyl a předává žezlo počítačovým simulacím.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

Známý astrofyzik a skvělý popularizátor astronomie a příbuzných oborů Paul Davies (*1946), jenž v současné době působí na Arizonské státní univerzitě v Tempe, publikoval v r. 2019 knihu s poněkud zavádějícím názvem Démon ve stroji. Tématem knihy jsou otázky, jak vznikl život na Zemi, a zda i na jiných kosmických tělesech se vyskytují jevy, jež bychom nazvali životem a popřípadě i životem inteligentním. Davies však není prvním fyzikem, jenž se vědecky zamýšlí nad zázrakem pozemského života, jenž historicky zcela nedávno dospěl k životu inteligentnímu. Má slavného předchůdce Erwina Schrödingera (1887-1961), nositele Nobelovy ceny (1933) za sérii prací z kvantové vlnové mechaniky, jež vyvrcholily sestrojením vlnové rovnice. Přesto ho Univerzita ve Štýrskem Hradci po anšlusu odvolala, protože byl Žid. Následně se Schrödinger po různých peripetiích usadil v bezpečí na Univerzitě v Dublinu. Ve statutu Univerzity měl povinnost pronášet jednou ročně veřejné přednášky na libovolné téma.V r. 1943 měl na dublinské univerzitě sérii přednášek o původu života, které o rok později vydal knižně pod názvem „Co je život?“ Právě tato kniha inspirovala po válce molekulární biology k objevu genetiky a rozluštění genetického kódu. Schrödingerova analýza byla perfektní, takže on sám se už k tomuto tématu po válce nevrátil.

Davies ve své knize rozebírá současnou situace v molekulární genetice, jež se výrazně sblížila s fyzikou jednak metodami studia genetického kódu, ale též díky významnému rozvoji teorie informace. Autor v knize poukazuje na průkopníka teorie informace C. Shannona, koncept Turingova stroje a von Neumannovy replikujícího se stroje. Pokladem pro současnou biologii se stalo sekvenování a z toho pocházející chytré počítání. Z těchto pokroků těží molekulární biologie, epigenetika, integrální teorie o vzniku vědomí i kvantová biologie, jež se týká kvantových efektů ve fotosyntéze, a vysvětlení takových podrobností jako je barva hmyzu nebo navigace ptáků. Zatímco dřívější spekulace o životě na Zemi si pohrávaly s představou, že stavební kameny života dopadaly na Zemi z vesmíru, Davies soudí, že pozemský život vzniklý na místě nyní expanduje do svého okolí díky družicím, kosmickým sondám, a lidem, kteří se dostávají do vesmíru a vezou ve svých útrobách spoustu baktérií i dalších živých organismů, takže pozemský život bude postupně rozeset do vesmíru.

Ve stejném roce vyšel spis S. A. Kauffmana (*1939): Svět za fyzikou: vynoření a vývoj života. Autor je odborníkem na studium komplexních systémů, přičemž tím nejsložitějším komplexním systémem je nepochybně život na Zemi. Na začátku svého působení studoval díla A. Oparina a J. B. S. Haldaneho, kteří se snažili vytvořit hypotézu o přechodu mezi anorganickými materiály a prvními jednobuněčnými živými tvory. V 80. a 90. letech minulého století přispěl do debaty o životě svými studiemi o autokatalytických souborech. Předpokládal, že dostatečně bohatá chemická polymerová polévka projde fázovým přechodem na rozhraní mezi neživým a živým souborem. Autor přitom čerpal z matematických studií sítí P. Erdöse a A. Rényiho. Kauffman však tvrdil stejně jako N. Bohr a P. Jordan, že k objasnění vzniku života na Zemi bude potřebí objevit ještě další, dosud neznámé fyzikální zákony. Po objevu dvoušroubovice DNA však většina odborníků soudí, že současné fyzikální zákony by měly na vysvětlení přechodu od neživého k živému stačit. Klíčové fyzikální zákony potřebné pro objasnění otázky vzniku života se staly právě fyzikální objevy ve 20. let minulého století, zejména právě Schrödingerova vlnová rovnice!

Ostatně v r. 1952 uskutečnil S. Miller velmi pozoruhodný pokus, kdy z anorganických sloučenin za podmínek, které mohly panovat v dávné minulosti Země, vznikly organické látky včetně aminokyselin. V r. 1993 C. Sagan využil průletu sondy Galileo u Země k pořízení spektrálních snímků Země. Na nich byl nápadný intenzivní červený okraj spektra, jenž odpovídá pigmentům vázaných na chlorofyl. Chlorofyl se na Zemi nalézá v kyanobakteriích, řasách, mechu, korálech a listnaté vegetaci, takže může sloužit jako indikátor různých životních forem jak ve Sluneční soustavě, tak i na exoplanetách. Nejnověji od r. 2018 probíhají na McMasterově univerzitě v kanadském Hamiltonu podobné pokusy v Planetárním simulátoru, kde lze podmínky pokusu plynule měnit.

V r. 2019 ohlásili S. Zeng aj., že objevili v interstelárním prostoru glykolonitril (HOCH₂CN), což je prebiotická sloučenina pro vznik ribonukleotidů, odkud je už jen malý krůček k vytvoření nukleových kyselin. Autoři pozorovali prahvězdu slunečního typu IRAS 16293-2422 B, pomocí aparatury ALMA. Objevili tak horké jádro prahvězdy o teplotě 158 K a vnější chladnou obálku o teplotě 24 K. V. Došović aj. uvedli, že pokud jde o život v naší Galaxii, je třeba pozorovat obě protichůdné tendence: rozšiřování ekologických nik a naopak podléhání životů katastrofám. Autoři ukázali, že při dnešní úrovní výpočetní techniky lze simulovat rozmanité situace na výkonných počítačích a pak má smysl hledat vhodné příklady v okolním vesmíru.

E. Schwieterman aj. konstatovali, že pro komplexní život na planetách je nutná kapalná voda na povrchu planety v podobě řek, jezer a oceánů. I když takové podmínky mohou být splněny nejčastěji na exoplanetách obíhajících kolem červených trpaslíků, problémem jsou jedovaté plyny v jejích atmosférách a také četné supererupce na mateřských hvězdách, jež prakticky život na povrchu tamějších planet rychle zničí. Proto patrně není život na exoplanetách hvězdy TRAPPIST-1 nebo Ross-128. Podobně K. Vida aj. doslova odepsali planetu b u nejbližší hvězdy po Slunci. Sledovali pomocí družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) četnost a mohutnost erupcí na povrchu Proximy. Silné erupce tam ruší vznik života vysokou frekvencí 1,5 erupce/d! V erupcích se vyzáří 10²³÷10²⁵ J, ale ve dvou letech pozorování už zaznamenali i erupci o vyzářené energii 10²⁷ J. P. Pinchuk aj. hledali v květnu 2017 stopy technologického života v soustavách TRAPPIST-1 (vzdálenost 12,4 pc) a u exoplanety b hvězdy LHS 1140 (vzdálenost 12,5 pc) ve frekvenčním rádiovém pásmu 1,15÷1,73 GHz (vlnové délky 0,17÷0,26 m) pomocí 100m radioteleskopu GBT. Zaznamenali 3 TB dat, ale žádný technický signál.

Podobně H. Issacson aj. pozorovali optická spektra 3 hvězd ze souboru 234 hvězd, pro něž E. Borra a E.Trottier našli periodické modulace spekter, které mohly být důkazem činnosti technologické civilizace na planetě v ekosféře. s cílem objevit periodické modulace ve spektrech, které by mohly být známkou technologické civilizace na některé z exoplanet. Autoři ani u jedné z hvězd žádné periodické modulace nenašli.

M. Lingam a A. Loeb však přišli s odvážným nápadem, že vhodný potenciál pro existenci života na exoplanetě mohou mít hnědí trpaslíci o efektivních teplotách v rozmezí 250÷350 K, kolem nichž se v tom případě nacházejí velmi rozsáhle ekosféry.

E. Jehin aj. spustili od začátku r. 2019 přehlídku 1 000 jasných (K <12,5 mag), malých (≤ 0,5 R_ʘ) a blízkých (d ≤ 40 pc) hvězd a hnědých trpaslíků. Chtějí tak objevit exoplanety podobné Zemi pro následný podrobný výzkum jejich atmosfér pomocí 39m ELT ESO a 6m JWST.

M. Lingam a A. Loeb přicházejí s odvážným nápadem, že vhodným potenciálem pro existenci života na exoplanetě mohou být hnědí trpaslíci o efektivních teplotách v rozmezí 250÷350 K, kolem nichž se v tom případě nacházejí velmi rozsáhle ekosféry.

J. Varroll-Nellengack aj. se pokusili obejít Fermiho paradox, jenž se diví, proč nás nenavštěvují technicky podstatně vyspělejší civilizace. V Galaxii totiž existuje mnoho hvězd Slunci podobných, ale až o miliardy let starších, takže u mnoha z nich pobývají exoplanety v ekosférách. U některých hvězd se tedy nalézají mnohem starší velmi pokročilé technické civilizace, které by nás mohly snadno navštívit. Při těch počtech starších hvězd sp. tříd F G K by takové návštěvy měly být časté. Autoři paradox řeší tím, že žádné exoplanety nežijí v ekosférách dostatečně dlouho a většina civilizací se v poměrně krátké době sama zahubí. Jinými slovy, v Galaxii sice civilizace stále existují, ale netrvají tak dlouho, aby mohly napříč Galaxii cestovat dostatečně rychle a daleko.

A.P. Wilson aj. se věnovali otázkám, zda mikrometeority mohou přinášet organické látky potřebné pro vznik života. Pokud jde o Zemi, tak vysoká rychlost vstupu do zemské atmosféry organické příměsi spolehlivě ničí vysokou teplotou, protože vstupní rychlost přesahuje minimálně 11,2 km/s. Mars je na tom o něco lépe, protože rychlost vstupu mikrometeoritů činí jen 5 km/s. Pro mikrometeority je 3x příznivější, že organické látky se nerozpustí při průletu, než je tomu při příletu k Zemi. Autoři zjistili, že jen 1 % organických látek v mikrometeoritech není roztavena, kdežto u Marsu přežívá 10 % organických příměsí.

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: 04. septembra 2021