ŽEŇ OBJEVŮ 2020 (LV.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

5. Galaxie a kvasary

5.1. Interstelární látka

V posledních asi 150 letech si astrofyzikové nejbližší mezihvězdné prostředí představovali jako rozpínající se prstenec plynu, prachu a mladých hvězd se sklonem ~20° k rovině Galaxie, známý jako Gouldův pás. Přesnost měření vzdálenosti plynných oblaků nebyla dostatečná, aby bylo možné sestavit 3D mapu celé oblasti, což se díky astrometrickým družicím a rozsáhlým přehlídkám oblohy mění. J. Alves aj. zpracovali dostupná data a objevili podlouhlou strukturu hustého plynu, která obsahuje většinu mračen, doposud považovaných za prstenec. Obří zhustek má délku ~2,7 kpc, poměr velikosti stran asi 1:20 a obsahuje ~3 MM_⊙ plynu. Skutečný tvar struktury připomíná stlačenou sinusovku s periodou ~2 kpc a amplitudou ~160 pc, proto ji bylo možné považovat za kruhový prstenec.

Než se začalo tvořit Slunce a Sluneční soustava, musel v okolí existovat dostatek zárodečného materiálu - plynu a prachu. P. Heck aj. analyzovali izotopy neonu v prachových zrnech meteoritu Murchison CM2, aby mohli odpovědět na otázku, jak dlouho takový prach vydrží v mezihvězdném prostředí, než se vlivem kosmického počasí rozpadne. Autoři vybrali 40 velkých zrn tvořených SiC a měřili zastoupení stabilního izotopu ²¹Ne. Rozložení věku, resp. doba působení kosmického záření před vznikem Sluneční soustavy se značně liší; ~60 % zrn vykazuje stáří ≤ 300 Mr, zatímco ~8 % je naopak starší ≥ 1 Gr. Celkový rozsah stáří je (3,9 ± 1,6) Mr až (~3 ±2) Gr přes vznikem Slunce, přičemž střední hodnota „přežití“ prachových zrn se pohybuje kolem 300 Mr, ovšem větší zrna dle očekávání vydrží déle. Skupina starších zrn patrně pochází z vlny zvýšené tvorby hvězd před ~7 Gr a jejich původní velikost byla ~30× větší než současná.

J. McKinney aj. pátrali po záření plynu ve spektrální čáře C II v 6 vzdálených galaxiích (z ~6). Čára C II (vlnová délka ~158 µm) představuje hlavní chladič, kterým mohou plynná oblaka ohřívaná UV zářením horkých mladých hvězd v ztrácet tepelnou energii. Pozorování mikrovlnnou observatoří ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, poušť Atacama, Chile; 5 km n. m.) a kosmickým teleskopem Spitzer (Spitzer Space Telescope, NASA, VIII 2003-I 2020, librační bod L2) přinesla chabé výsledky - záření v čáře je dobře viditelné jen u jedné galaxie z šesti; u druhé je signál velmi slabý, u zbytku není vidět vůbec. Všechny galaxie mají jasnost v UV oblasti (po opravě o červený posuv) vyšší, než odpovídá změřené míře ochlazování plynu. Zjevně tedy existují nějaký další způsob, kterým se plyn v mladých galaxiích chladí - autoři navrhují měřit emisi v čarách kyslíku. Anebo se od okolních horkých hvězd plyn (tolik) neohřívá - pak je třeba vysvětlit, co stojí za nižším účinným průřezem plynu v těchto galaxiích.

Y. Qiu aj. se pomocí numerických simulací podívali na podobnou situaci ve větším měřítku, tedy na mezigalaktický plyn v galaktických kupách. V některých případech pozorujeme horký plyn, zářící až v rentgenové oblasti, zatímco v jiných kupách vidíme chladný plyn dokonce i v oblastech okolo středu ve vláknech, dlouhých až desítky kpc. Musí existovat způsob, jakým se plyn v těchto kupách účinně zbavuje získané tepelné energie, protože také obsahují aktivní galaktická jádra. Modelování odhalilo, že možné vysvětlení spočívá v kombinaci zářivého ochlazování s náporovým vyfukováním (angl. ram pressure) vhodnou rychlostí - rázová vlna při srážce (= prostupování) galaxií vytlačí vlákno plynu z centra kupy, ale v mezigalaktickém prostředí plyn vyzáří teplo za kratší dobu, než trvá vznik celého vlákna.

L. Chuová aj. zpracovali IR spektra desítky mladých hvězdných objektů, v nichž hledali poměrná zastoupení různých ledů - H₂O, CH₃OH (metanol) a CO. Data z teleskopu IRTF (InfraRed Telescope Facility, ⌀ 3 m; NASA, Mauna Kea, Havaj, USA; 4,2 km n. m.) ukázala, že mezi jednotlivými mladými hvězdami existují významné rozdíly: v některých směrech není možné organické molekuly ve spektrech detekovat, zatímco v jiných se poměr molekul CH₃OH:CO pohybuje od ~0,55 do ~0,73. Většina CO se vyskytuje v plynné formě (jen ≤ 15 % tvoří led), zatímco organické molekuly jsou většinou vymrzlé na povrchu krystalků jiných ledů. Vyšší zastoupení CH₃OH se vyskytuje u starších a méně hmotných hvězd - autoři odhadují, že díky vymrzání metanolu je pravděpodobný vznik složitých organických molekul ještě v protostelárním mračnu i bez interakcí s energetickými částicemi kosmického záření.

S. M. Benincasaová aj. modelovali vývoj obřích molekulárních mračen pomocí FIRE-2, tedy numerických simulací pro vývoj galaxií typu Mléčné dráhy při vysokém prostorovém, hmotnostním i časovém rozlišení. Modelovaná mračna s hmotnostmi ≥ 10⁵ M_⊙ se obvykle rozpadla během 5÷7 Mr, jen ~2 % byla schopna přežít déle než 20 Mr. Doba udržení mračen se snižovala s rostoucí viriálovou hmotností a mírně zvyšovala se vzdáleností od centra galaxie. Autoři naopak nezjistili přímou závislost délky života mračna na jeho počáteční hmotnosti nebo rychlosti tvorby hvězd v něm.

5.2. Hvězdokupy

5.2.1. Otevřené hvězdokupy

Metalicita hvězd v otevřených hvězdokupách ve slunečním okolí poněkud překvapivě dosahuje slunečních hodnot, s nedostatkem mladých kovovějších hvězd. Zatímco panuje shoda, že Hyády (Caldwell 41, Tau, d ~47 pc) mají střední metalicitu mírně vyšší než Slunce, v případě hvězdokupy M44 (Praesepe, Jesličky, Cnc, d ~160÷187 pc) je situace nejasná. V. D'Oraziová aj. na M44 využili spolupráce GIARPS (GIAno & haRPS, IR a vizuální ešeletové spektrografy) na italském teleskopu TNG (Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Kanáry, 2,37 km n. m.) a pořídili detailní spektra jak hvězd M44, tak samotného Slunce a hvězdy HD 28099 (sluneční analogon v Hyádách). Zpracování spekter odhalilo, že hvězdy v M44 mají o ~0,05 dex vyšší metalicitu než v Hyádách při střední hodnotě [Fe/H] = (0,21 ±0,01) dex. To vylučuje hypotézu o společném vzniku obou hvězdokup a z Jesliček dělá nejkovovější otevřenou hvězdokupu v našem nejbližším okolí.

X.-S. Fang aj. zpracovali dlouhodobá spektrální měření mladých hvězd z M45 (Plejády, Tau, d ~136 pc), M44 a Hyád z teleskopu LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope, efekt. ⌀ 4 m; observatoř Šing-long, Cang-čou, Čína, 960 m n. m.). Měření v okolí čar TiO (vln. délka ~705 nm) potvrdila, že časové variace spekter v rozmezí od jednotek dnů až po roky. Aktivní, mladší a rychleji rotující hvězdy vykazují vyšší proměnnost, u některých chladnějších hvězd je možné najít korelace mezi změnami spekter a celkovou jasností. Změny lze vysvětlit kombinací povrchových skvrn a variacemi záření chromosfér hvězd, autoři ani u jedné z hvězd neobjevili žádnou periodicitu změn. Všechny hvězdy jsou mladší ≤ 700 Mr.

S. Oh a N.W. Evans využili dostupná data DR2 astrometrické družice Gaia pro Hyády a vytvořili přesný model interních pohybů hvězd. Jejich cílem bylo určit rozdělení rychlostí, zjistit, zda za sebou hvězdokupa táhne nějaký proud hvězd, a případně určit její celkový pohyb - otáčení, prodlužování apod. Autoři vzali v potaz hvězdy do vzdálenosti 10 pc od centra hvězdokupy. Proudy existují dva s rychlostí kroucení ~16,9 m/s/pc a s náklonem vůči směru k centru Galaxie, zatímco samotná hvězdokupa je prodloužená ve směru azimutálním a vertikálním (opět vůči centru Galaxie). Rozdělení rychlostí hvězd uvnitř hvězdokupy je izotropní. Dvakrát větší rozptyl rychlostí kolem střední hodnoty oproti viriálovému modelu znamená, že hvězdokupa se slapově ohřívá a rozpadá - autoři odhadují, že jí jako celku zbývá posledních ≤ 30 Mr života.

N. Sánchez aj. vylepšili svou již dříve publikovanou metodu určování poloměru hvězdokup na základě dat DR2 Gaia . Použití metody na hvězdokupách s nezávisle určenými poloměry přineslo katalog čítající 401 položku se zdánlivými poloměry v rozmezí (1,4 ±0,1)′ (hvězdokupa FSR1651) až (25,5 ±3,5)′ (NGC2437). Lineární rozměry mají lognormální rozdělení se střední hodnotou ~3,7 pc a ohonem sledujícím mocninnou závislost ~R_c^−3,11. Počet členů hvězdokup je možné vyjádřit empirickým vztahem ~R_c^(1,2±0,1)⋅T_C^{(−1,9>±0,4)} – čím je hvězdokupa mladší a prostorově větší, tím více má členů. Statistická metoda není citlivá na nepravidelnosti hustoty nebo prostorového rozdělení hvězd v hvězdokupách, je proto vhodná pro odhady velikosti hvězdokup s předem neznámým počtem členů.

J. Lee Curtis aj. zpracovali dostupná data mise K2 družice Kepler a archivu přehlídky PTF (Palomar Transient Factory, Samuel Oschin Telescope, ⌀ 1,2 m; Mt. Palomar, Kalifornie; 1,7 km n. m.) pro trpasličí členy hvězdokupy Ruprecht 147. 39 trpasličích hvězd splňuje podmínku, aby nebyly složkami krátkoperiodické dvojhvězdy nebo dvojhvězdy se shodnou hmotností složek – jejich střední rotační doba je (22 ±2) d. Autoři získali srovnávací sadu pomalu rotujících hvězd se stářím ~2,5 Gr a hmotností klesající až na hodnotu ~0,55 M_⊙. Data jsou dalším potvrzením, že v průběhu stárnutí málo hmotných hvězd se na určitou dobu zastaví zpomalování jejich rotace. To už se pozorovalo dříve u hvězdokup Jesličky, NGC6811 a NGC742. V případě trpaslíků z Ruprecht 147 výpočty stáří ukazují na přerušení po dobu až 1,3 Gr (pro nejméně hmotné hvězdy). Zastavení zpomalování možná způsobuje interakce mezi vývojem hvězd a obálkou celé hvězdokupy, dočasný pokles účinnosti magnetického brzdění nebo jiný jev, v každém případě je nutné je brát v potaz při určování stáří celých hvězdokup. G. Torres aj. využili kombinaci fotometrie K2 a přesná měření křivky radiálních rychlostí zákrytové dvojhvězdy EPIC 219552514 k určení hmotností jejich složek (M₁ = 1,509 ±0,063 M_⊙, M₂ = 0,649 ±0,015 M_⊙) a dalších fyzických parametrů (R₁ = ~2,5 R_⊙, R₂ = 0,652 R_⊙, T₁ ~6,2 kK, T₂ ~4 kK). Systém je ve skutečnosti hierarchická trojhvězda, s vnější neviditelnou složkou v podobě trpaslíka s nízkou hmotností na oběžné dráze s periodou ~463 d. Odvozené stáří systému je 2,67^+0,39_−0,55 Gr, což je ve výborném souhlasu s určením stáří dříve nalezených dvojhvězd EPIC 219394517 a EPIC 219568666 – hvězdokupa Ruprecht 147, v níž se všechny tři systémy nacházejí, je tudíž dobrou referenční hvězdokupou pro studium dlouhodobého vývoje.

M. D. Sizovová aj. vzali polohy a vlastní pohyby 100 otevřených hvězdokup v okolí Sluneční soustavy a spočítali jejich zpětné dráhy v posledních 5 Mr. Zatímco většina hvězdokup se ke Slunci přiblíží ≥ 60 pc, Hyády proletěly před ~0,9 Mr jen ~24,8 pc od nás. Účinek přiblížení celé hvězdokupy může být větší než vliv přiblížení jednotlivých hvězd na menší vzdálenost. Autoři proto porovnali dráhy dlouhoperiodických komet s polohou „radiantu“ hvězdokup – v několika případech je shoda pozoruhodná, např. u Plejád a komety C/1984 W2 nebo hvězdokupy Mamajek 3 a mezihvězdného tělesa 1I/2017 U1 ʻOumuamua. Autoři odhadli, že blízké setkání (≤ 25 pc) Sluneční soustavy s nějakou otevřenou hvězdokupou nastává přibližně 20× za 1 Gr.

T.  Jørgensen a R. Church simulovali vývoj drah mnoha těles hvězdokupy podobné M67 (nejstarší známá otevřená hvězdokupa ~4,6 Gr) v realistickém gravitačním poli Galaxie. Modelové hvězdokupy rozdělili do tří skupin podle kinematické teploty – horké s výraznou složkou rychlosti kolmé na galaktický disk, chladné s interakcemi s molekulárními mračny v disku a chladné bez interakcí. Ze všech tří skupin hvězdokup v modelech unikají hvězdy na dráhy kinematicky podobné sluneční dráze: u horkých je skupina nejmenší (~0,06 %), u chladných srážejících se s plynem největší (~6,61 %). Je to vlastně odvážná myšlenka: že by Slunce vzniklo v M67?

5.2.2. Kulové hvězdokupy

Kulová trpasličí galaxie v Peci (Fornax Dwarf Spheroidal, FdSph) je satelitní galaxie Mléčné dráhy, která obsahuje nadbytek kulových hvězdokup na vzdálených drahách. Takový jev zatím nabízel vysvětlení jen v podobě neobvyklého rozložení skryté látky. G. Leungová aj. přišli s modelem, který dovede současný vzhled FdSph vysvětlit díky započtení „tření“ kulových hvězdokup o sebe navzájem a předpokladu, že galaxie vznikla splynutím původních trpasličích galaxií. Splynutí trpasličích galaxií s hmotnostmi pětiny až poloviny současné FdSph dokáže vystřelit existující kulové hvězdokupy na vzdálenější dráhy, kde zmíněné tření zapříčiní vznik dalších hvězdokup. Hypotézu podporuje chemické složení běžných hvězd FdSph, které odpovídá trpasličím galaxiím s ~⅓ hmotností. Autoři odhadují, že ke splynutí došlo před ~10 Gr.

Metalicita kulových hvězdokup směrem do minulosti klesá, což odpovídá představě, že dřívější galaxie byly obecně méně hmotné než současné galaxie v našem okolí. Je pravděpodobné, že existovalo období, v němž byly galaxie tak malé a málo hmotné, že v nich kulové hvězdokupy současného druhu vůbec nemohly vznikat - teoretická hranice odpovídající metalicity je 0,3 % hodnoty Slunce, což odpovídá počtu hvězd v galaxii ~10⁵. Pokud v takových malých galaxiích kulové hvězdokupy vznikly, musely být nutně menší než současné galaktické, a v průběhu času je slapové síly roztrhaly. Z. Wan aj. využili data přehlídky S⁵ (Southern Stellar Streams Spectroscopic Survey) a analyzovali spektra 11 hvězd z hvězdného proudu Fénix, vlákna hvězd ve vzdálenosti 19 kpc od centra Mléčné dráhy v jejím halu. Vlákno má délku 2,5÷4 kpc, tloušťku jen ~50 pc a celkovou hmotnost 30 kM_⊙. Průzkum hvězdných spekter ukázal, že jejich metalicita je jen [Fe/H] ~−2,7 dex (0,2 % sluneční hodnoty, mezi jednotlivými hvězdami jsou menší rozdíly než hodnota chyby průměru). Proud ve Fénixovi představuje pozůstatek po dosud nejméně kovové známé kulové hvězdokupě, což nasvědčuje hypotéze, že malé kulové hvězdokupy existovaly, ale byly při vývoji galaxií roztrhány.

A. Piatti a J. Caballo–Bello se na hvězdné proudy z kulových hvězdokup podívali souhrnně - z katalogů známých poloh a rychlostí vybrali 53 zástupce, pro něž je dobře zmapovaná jejich vnější struktura. Ty rozdělili do skupin podle výskytu či absenci hvězdných proudů, případně jejich dalších vlastností. Průzkum stadia vývoje a galaktických drah odhalil, že hvězdokupy na drahách s vyšší excentricitou a/nebo sklonem vůči rovině disku Mléčné dráhy přišly o větší množství hvězd v důsledku slapových sil. Velký sklon dráhy také vedl k relativně rychlejšímu hvězdnému vývoji v hvězdokupách. Všechny změny jsou však patrné i u hvězdokup, které s sebou žádné hvězdné proudy netáhnou; nelze tak jednoduše podle jejich (ne)přítomnosti, tvaru či (a)symetrie usuzovat na vlastnosti samotné hvězdokupy.

T. Cantat–Gaudin aj. zpracovali data zhruba 2 tisícovek kandidátů na kulové hvězdokupy v datech DR2 Gaia. Autoři chtěli pomocí nových dat zmapovat jejich rozložení v disku Mléčné dráhy a získat nové informace o její historii. Spolehlivé parametry se podařilo určit pro 1 867 kulových hvězdokup. Autoři použili metodu strojového učení, pro kterou jako vzorová data posloužily existující údaje 347 historicky dobře prozkoumaných objektů. Katalog až na několik výjimek potvrzuje nedostatek starých hvězdokup v oblasti vnitřního disku, velmi staré hvězdokupy dobře kopírují prohnutí galaktického disku na okrajích. Vzorek potvrzuje stoupající výšku (vzdálenost od roviny disku) hvězdokup s rostoucím stářím, nelze z něj však odvodit jednoznačný vztah mezi stářím a oběžnou rychlostí. Autoři upozorňují, že v dostupných datech zcela chybí vnější spirální rameno Galaxie, což naznačuje, že sčítání stále není úplné.

Pátrání po středně hmotných černých dírách (tj. ČĎ s hmotností srovnatelnou s hvězdami, ne galaktickými jádry) v kulových hvězdokupách je stále v plenkách, neboť tato stvoření lze spatřit jen obtížně. N. C. Weatherford aj. zkombinovali vývojové modely hvězdokup s takovými ČĎ s množinou 50 skutečných kulových hvězdokup. Využili schopnost modelů odhadnout nepřímou úměru mezi počtem hvězdných ČĎ v hvězdokupě podle míry rozdělení hmotnosti jejích jednotlivých hvězd; ČĎ v hvězdokupě totiž fungují jako promíchávače, které účinně brání vzniku velkých hustotních rozdílů zárodečných protostelárních mračen. Výsledky odhalily, že z 50 zkoumaných hvězdokup jich nejméně pět (NGC2808, NGC5927, NGC5986, NGC6101 a NGC6205) obsahuje početnou populaci ČĎ – pro každou hvězdokupu je jejich celková hmota ≥ 10 kM_⊙. Máme tedy další nepřímý důkaz, že „tam jsou“; důkaz přímý stále chybí.

Jaderné kulové hvězdokupy, tedy hvězdokupy nacházející se v blízkosti jádra mateřské galaxie, jsou slabé objekty, které není snadné v záření galaxie pozorovat. E. Johnstonová aj. zaměřili na 12 trpasličích galaxií v kupě galaxií v Peci zobrazovač MUSE (Multi-unit spectroscopic explorer, Yepun = UT4) na VLT (Very Large Telescope, Cerro Paranal, Chile; 2,6 km n. m.) a objevili důkazy, že tvorba hvězd v těchto hvězdokupách probíhala v několika vlnách. To ukazuje, že hmotnost (a počet hvězd) každé hvězdokupy narostla postupně, přičemž průměrná metalicita hvězdokup je nižší než metalicita jejich mateřských galaxií. To lze vysvětlit srážkami hvězdokup, které podobně jako u srážek galaxií představují spíš vzájemné prostoupení a splynutí původních dvou (či více) objektů do jednoho. Při migraci směrem k centru galaxie se hvězdokupy nabalují na sebe a výsledná hvězdokupa obsahuje rodiny hvězd různého stáří, které však pocházejí z různých míst galaxie s látkou jen málo obohacenou těžšími prvky supernov. Přísun plynu do již existující hvězdokupy a jím buzená tvorba hvězd hraje v těchto objektech jen druhotnou roli.

5.3. Naše Galaxie

Zkroucení okrajů Mléčné dráhy není žhavou novinkou, nějaký rok už o něm víme. E. Poggiová aj. zpracovali rychlosti 12 milionů obřích hvězd v disku Galaxie a odvodili míru precese zkroucení celého disku. Získali hodnotu (10,86 ±0,03 stat. ±3,2 sys.) km/s/kpc ve směru rotace Galaxie. To znamená, že ve vzdálenosti Slunce činí precese zkroucení téměř ⅓ kruhové rychlosti Slunce a ve vzdálenosti 52÷61 kpc má precese periodu 600÷700 Mr. Změřená rychlost je oproti modelům vysoká, což autoři vysvětlují jako příznak, že se jedná o důsledek nedávné interakce Galaxie s některou trpasličí galaxií (v podezření je i z jiných důvodů trpasličí galaxie ve Střelci) spíš než o projev dávné historie samotné Mléčné dráhy.

Ž. Chrobáková aj. použili data DR2 družice Gaia ke statistické analýze tvaru vnějšího disku Mléčné dráhy pomocí analýzy hustoty hvězd. Autoři vzali v potaz nejrůznější chyby (paralaxy, svítivosti atd.), které jsou pro měření Gaia známé, a převedli známé počty hvězd ≤ 10 mag (ve filtru G) do vzdálenosti 20 kpc od centra Galaxie na plošnou hustotu hvězd. Tyto hodnoty pak použili pro modelování odpovídajícího tvaru disku. Ten je jednoduše zkroucený do tvaru písmene S (viděno z boku), přičemž není dokonale symetrický – severní větev je o ~25 % více vzdálená od roviny vnitřního disku. Není zcela jasné, zda je pozorovaná asymetrie skutečná, nebo se jedná o důsledek různé extinkce záření v různých směrech. Samostatná analýza velmi jasných hvězd (≤ −2 mag), které obecně představují mladší populaci, ukázala podobné výsledky, přičemž amplituda obou zkrutů je o ~20–30 % větší a severojižní asymetrie je patrná také.

I. Ablimit aj. spojili data přehlídek OGLE, ASAS-SN, Gaia, WISE a ZTF, z nichž vybrali polohy a vlastní pohyby 3 500 klasických cefeid, z nichž odvodili křivku rychlostí Mléčné dráhy. Také v těchto datech je zkroucení disku jasně patrné. Pro celou Galaxii vychází gradient kruhové rychlosti na (−1,33 ±0,1) km/s/kpc, z čehož pro Slunce plyne poněkud vyšší než obvyklá rotační rychlost (232,5 ±0,83) km/s, viriálová hmotnost celé Mléčné dráhy (0,822 ±0,052)×10¹² M_⊙ a hustota skryté látky (0,33 ±0,03) GeV/cm³.

M. Cautun aj. vzali v potaz zpětné působení baryonové látky Galaxie na skrytou látku uzavřenou v objemu její halové složky - gravitační síla viditelné látky smršťuje látku skrytou. Když autoři do hydrodynamických simulací zahrnuli opravy o toto smršťování pro model Navarro–Frenk–White, získali celkovou hmotnost Galaxie (do ≤ 200 kpc) 1,08^+0,2_−0,14×10¹² M_⊙, přičemž na hvězdy připadá 5,04^+0,43_−0,52×10¹⁰ M_⊙. Odvozená hustota skryté látky činí (0,33 ±0,02) GeV/cm³, což je v perfektním souhlasu s předchozí prací. Zároveň autoři přiznávají, že vhodnou kombinací vlastností skryté látky a parametrů hvězd je možné získat odpovídající křivku rychlostí i bez smršťování skryté látky; model pak vyžaduje o ~20 % vyšší hmotnost hvězdné složky. Který model je správnější, by měla rozhodnout příští datová sada DR3 družice Gaia.

Další nezávislý odhad hmotnosti Galaxie přinesli D. Zaritsky aj. Ti použili vznikající katalog přehlídky H3 (Hectochelle in the Halo at High Resolution: Spectroscopic Survey) k přesným výpočtům drah několika desítek hvězd halové složky se vzdáleností ≤ 60 kpc od centra Galaxie. Pomocí argumentu časování (teoretický výpočet hmotnosti na základě ideální dráhy tělesa v gravitačním potenciálu po celou dobu trvání vesmíru) odvodili, že celková hmotnost Galaxie do vzdálenosti ≤ 200 kpc je ≥ 910 GM_⊙ s pravděpodobností ≥ 90 %. Jak autoři zvyšovali počet analyzovaných drah, objevili, že hmotnost Galaxie roste – odhadují, že nejpravděpodobnější hodnota je 1 400 GM_⊙; protože je přehlídka H3 zatím neúplná, nelze to zatím tvrdit s rozumnou jistotou.

Ještě jeden příspěvek k určení hmotnosti Mléčné dráhy publikovali T. K. Fritz aj., kteří použili astrometrická data DR2 Gaia pro 45 satelitních galaxií naší Galaxie. Potíž metody spočívá v tom, že není snadné rozhodnout, která blízká satelitní galaxie obíhá Mléčnou dráhu a která Velké Magellanovo mračno (LMC). Autoři se s problémem vypořádali statisticky, nalezli minimum radiální hustoty galaxií navzájem mezi sebou a porovnali získaný gravitační potenciál s kosmologickými simulacemi galaxií podobných Mléčné dráze. Opakovaným modelováním s malými změnami ve vstupních datech sledovali, jak se mění odhad hmotnosti, dokud nezískali robustní výsledky. Z nich vychází, že hmotnost látky v objemu ≤ 64 kpc činí ~580 GM_⊙ a v objemu ≤ 273 kpc (což je odhadovaný maximální poloměr halové složky Galaxie) ~1 430 GM_⊙; viriálová hmotnost celé Mléčné dráhy vychází na 1,51^+0,45_−0,4×10¹² M_⊙.

Proudy hvězd ze zachycených hvězdokup a/nebo trpasličích galaxií zůstávají v Mléčné dráze dlouho rozeznatelné díky podobnosti dráhových parametrů. To platí dokonce i po rozpadu původně kompaktních struktur a poklesu průměrné hustoty hvězd na okolní hodnoty. N. W. Borsato, S. L. Martellová a J. D. Simpson zkusili strojově identifikovat členy takových skupin v množině ~31 tis. hvězd z katalogu DR2 Gaia, pro něž jsou k dispozici nejpřesnější 6D data (3 souřadnice polohy + 3 složky vlastního pohybu). Technika dolování dat (angl. data mining) pomocí statistických metod objevila pět spolehlivě rozlišitelných hvězdných proudů, z nichž jeden byl dosud neznámý. Následná analýza fyzických vlastností ukázala, že jde o staré populace s nízkou metalicitou. Jeden z proudů hvězd má parametry velmi podobné pozůstatku po trpasličí galaxii Gaia–Enceladus, autoři spekulují, že může jít o skupinu hvězd vytvořenou při pohlcení této galaxie Mléčnou dráhou z jejího zárodečného plynu. Význam statistických metod hledání různých (v tomto případě rozpuštěných) skupin hvězd s přesností velkých katalogů poroste.

Halová složka galaxií obsahuje kromě hvězd také horký plyn, ohřátý rázovými vlnami, které v prostředí tvoří nadzvukové tryskové proudění z aktivního jádra. P. Predehl aj. oznámili objev bublin takového plynu přístrojem eROSITA na palubě německo-ruské družice Spektr-RG. Bubliny nad a pod rovinou disku Galaxie sahají do vzdálenosti ~14 kpc a obsahují struktury podobné severní polární ostruze (rádiově aktivní oblouk plynu, vypínající se nad rovinu Galaxie v souhvězdí Herkula). Bubliny září v měkké rentgenové oblasti spektra (0,3÷2,3 keV) a autoři odhadují, že energie, potřebná k vytvoření pozorovaných struktur, je ~10⁴⁹ J. To ukazuje, že spíš než o důsledek vzplanutí jedné nebo více supernov se jedná o strukturu vytvořenou stejným způsobem jako mnohem větší Fermiho bubliny (ty září v oblasti γ paprsků), tedy aktivitou centrální černé veledíry (ČVĎ).

E. Griv aj. použili data archivu OGLE pro hvězdy typu RR Lyrae, rozeseté v galaktické výduti, pro odvození vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Získaná hodnota představuje (8,28 ±0,14) kpc. Celkem přes 16 tisíc hvězd také umožnilo stanovit velikost a tvar samotné výdutě. Ta má tvar symetrického trojosého elipsoidu s nejdelší osou mířící téměř ke Slunci a kratšími osami přibližně stejně dlouhými v celkovém poměru 1:0,7:0,7 a délkou os 3 kpc, resp. 2 kpc. Zajímavé je, že staré hvězdy typu RR Lyr jsou kinematicky „horké“, tj. mají vysoké vzájemné rychlosti, a jejich rozložení nekopíruje silnou příčku, která se ve výduti nachází ve vzdálenosti ≥ 1 kpc od centra v populaci mladších hvězd.

M. McTierová aj. nechali propočítat sérii modelů pohybu pro náhodně vybrané hvězdy v galaktické výduti po dlouhou dobu (100 Mr). Z těchto dílčích modelů sestavili velký model pro ~1 milion hvězd, v němž sledovali interakce hvězd mezi sebou – cílem bylo spočítat pravděpodobnost různě blízkých setkání. Četnost setkání závisí na vzdálenosti od centra Galaxie (pochopitelně, čím blíž k centru, tím častější setkání), ale nikoli na hmotnosti hvězd. 80 % hvězd čeká setkání s některou kolegyní každý Gr ve vzdálenosti ~1 000 au; polovinu hvězd za stejnou dobu čeká ≥ 35 takových setkání. Pro menší přiblížení hodnoty klesají, ~90 % hvězd výdutě za celou dobu existence Galaxie prošlo alespoň jedním blízkým setkáním. Typický poloměr protoplanetárního disku má hodnotu 100 au, je proto zřejmé, že častá setkání budou mít významný vliv na tvorbu a přežití planet kolem hvězd výdutě.

S. E. Koposov aj. šťastnou náhodou objevili zatím nejrychleji se pohybující hvězdu (high-velocity star, HVS) v datech přehlídky S⁵. S5–HVS1 má vůči Galaxii rychlost (1 755 ±50) km/s, přičemž neprojevuje žádné změny rychlosti. Zpětné trasování ukázalo, že hvězda vyletěla z centra Mléčné dráhy, odkud byla před ~4,8 Mr vymrštěna rychlostí ≥ 1 800 km/s. Hvězda je spektrálního typu A, má hmotnost ~2,35 M_⊙ a momentálně se nachází asi 9 kpc od nás. Rovina dráhy je podobná rovině prstence mladých hvězd kolem středu Galaxie, stáří hvězdy také přibližně odpovídá. Autoři z dráhy hvězdy vypočetli pravděpodobnostní model polohy a rychlosti Slunce, fakticky jde o omezující podmínky, abychom mohli S5–HVS1 pozorovat – z modelu vycházejí hodnoty vzdálenosti od centra Mléčné dráhy (8,12 ±0,23) kpc a rychlosti (246,1 ±5,3) km/s.

Ústřední oblast Galaxie v poloměru ≤ 0,1 pc obsahuje centrální černou veledíru, skupinu mladých hmotných hvězd (S-hvězdy) a nejrůznější plynné struktury. A. Ciurlová aj. zkoumali pohyb dvou nedávno objevených podivných útvarů, prozatím označených G1 a G2. Tělesa nemají jasně ohraničený tvar, jsou velká asi 100 au (kromě průletu pericentrem dráhy, kdy je slapové síly výrazně protáhnou podél dráhy) a vykazují znaky jak tepelného záření prachu, tak čárové spektrum ionizovaného plynu. Od jednoznačného určení obou těles coby prachoplynných mračen odrazuje jejich kinematické chování – zdá se, že mají hvězdnou hmotnost. Autoři objevili čtyři další tělesa stejného typu, která se nacházejí ve vzdálenosti ≤ 0,04 pc od ČVĎ. Navzájem zcela různé dráhy naznačují, že všechna tělesa vznikla nezávisle na sobě.

Tým zobrazovače GRAVITY (interferometrický IR zobrazovač na VLTI) zveřejnil (R. Abuter aj., 55 spoluautorů) výsledky sledování hvězdy S2 při průchodu pericentrem své dráhy mezi lety 2017–2019. Pozorování polohy hvězdy téměř tři dekády pomocí přístrojů SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared), NACO (NAOS–CONICA, Nasmyth Adaptive Optics System–COude Near Infrared CAmera) a nakonec GRAVITY na VLTI umožnil poprvé přímým měřením prokázat Schwarzschildovu precesi (relativistické stáčení přímky apsid) v okolí centrální černé veledíry Mléčné dráhy. Z měření vychází hmotnost ČVĎ na ~4,26 MM_⊙, velká poloosa dráhy S2 ~125 mas (tisícin ″), excentricita 0,88 a oběžná doba 16,05 r. Hodnota Schwarzschildovy precese činí 12′ na jeden oběh! Kromě dalšího potvrzení platnosti Einsteinovy obecné relativity měření odhalila, že uvnitř dráhy S2 se nenachází žádné další těleso s hmotností ≥ 0,1 % hmotnosti centrální veledíry, resp. pokud se tam nachází další kompaktní objekt, musí mít hmotnost ≤ 1 kM_⊙.

F. Peißker, A. Eckart a M. Parsa sledovali dráhu hvězdy S62 pomocí Keckova dalekohledu (W. M. Keck Observatory, Mauna Kea, USA, Havaj; ⌀ 2×10 m, 4,1 km n. m.) po průchodu hvězdy S2 jejím pericentrem dráhy. V archivech zobrazovačů NACO a SINFONI dohledali dřívější pozorování mezi lety 2002–2018 a z dat odvodili oběžnou dobu ~9,9 r. Ze skupiny S–hvězd v okolí centrální veledíry Galaxie šlo o nejkratší známou stabilní dráhu. Při průletu pericentrem se S62 pohybuje rychlostí ~10 % c! Z dráhového řešení autorům vyšla hmotnost ČVĎ (4,15 ±0,6)×10⁶ M_⊙.

Stejný tým (F. Peißker aj., členem týmu je i M. Zajaček) následně zveřejnil pozorování jedné z nově objevených hvězd skupiny S–hvězd s označením S4711, která má oběžnou dobu jen ~7,6 r a pericentrum dráhy vzdálené pouze 144 au od centrální veledíry. Odhad hmotnosti S4711 vychází na ~2,2 M_⊙. Objev dalších hvězd (S4712–S4715) v úhlové vzdálenosti ≤ 120 mas a značně excentrickými drahami (e ≳ 0,95) od centra ukazuje, že ve skupině pravděpodobně existuje větší množství slabých hvězd s krátkými oběžnými dobami. Zlepšující se možnosti pozorování těsného okolí centra Galaxie ze skupiny činí vynikající gravitační laboratoř.

L. Iorio na zjištěné parametry drah hvězd S62, S4711 a S4714 aplikoval předpovědi efektu Lenseovy–Thirringovy precese (relativistické stáčení délky vzestupného uzlu dráhy). Výsledky ukázaly, že ze známých hodnot vychází v numerickém modelu správné hodnoty pouze tehdy, pokud je orientace momentu hybnosti centrální černé veledíry přesně shodná se směrem našeho pohledu. To je podezřelé, proto autor propočítal model pro různé orientace rotace ČVĎ a zjistil možné rozsahy relativistických poruch drah hvězd. Kromě stáčení délky vzestupného uzlu rotující ČVĎ ovlivňuje také sklon dráhy a argument pericentra, jde vlastně o jakousi analogii precese pro celou dráhu hvězdy – představte si prostorovou variantu oblíbené obkreslovací kratochvíle Inspiro. Hodnoty relativistických změn v modelech se pohybují v rozmezí 0,3÷14″/r; čím menší je hmotnost hvězdy, tím silnější efekt. Současné přesnosti určení hmotností zatím nejsou dostatečné, aby bylo možné určit, která orientace osy momentu hybnosti ČVĎ je nejpravděpodobnější. Výhoda je, že oběžné doby hvězd jsou krátké, takže už za několik let bychom mohli získat lepší představu.

G. Fragione a A. Loeb se z orientace dříve známých a nově objevených S–hvězd pokusili odvodit spin centrální černé veledíry. Za předpokladu, že celá skupina S–hvězd se na svých drahách nachází kratší dobu, než aby unášení prostoročasu v okolí ČVĎ ovlivnilo rozložení jejich momentu hybnosti, autorům vychází hodnota spinu ≲ 0,1. Předpoklad je rozumný, odhad stáří S–hvězd je 10÷100 Mr a za tuto dobu unášení prostoročasu dokáže ovlivnit momenty hybnosti jen u těch nejbližších hvězd.

B. Ali aj. zpracovali všechny známé dráhy S–hvězd (39 ks) a všechny známé vlastní pohyby S–hvězd (73 ks). Kdyby se jednalo o náhodný shluk hvězd, měly by mít parametry jejich drah rozložení blízké normálnímu. Tomu se skutečné rozložení parametrů vůbec nepřibližuje: dráhy S–hvězd jsou z velké většiny soustředěny ve dvou tenkých discích, které jsou vůči nám natočené téměř přesně hranou. Disky mají sklon ±45°, přičemž v jednom hvězdy obíhají proti směru hodinových ručiček (vektor momentu setrvačnosti míří do galaktické severní polokoule), zatímco ve druhém obráceně. Autoři navrhují hypotézu, že se jedná o důsledek dráhové rezonance vyvolané vlnou tvorby hvězd před 6 Mr, při níž vznikly mladé horké trpasličí hvězdy. Druhé možné vysvětlení je, že se jedná o pastýřský jev způsobený kompaktní hvězdokupou IRS 13.

M. Zajaček aj. přišli s možným vysvětlením zcela abnormálního rozložení spektrálních typů S–hvězd – ve skupině se vyskytuje nadbytek mladých horkých hvězd typu O a/nebo B a Wolfových–Rayetových hvězd. Obří hvězdy pozdních typů (červení obři, veleobři, hvězdy asymptotické větve) ovšem zcela nechybí, jejich poměrné zastoupení odpovídá průměru v oblasti širšího centra Galaxie. Autoři proto přišli s nápadem, jak mohou pozdní typy hvězd v okolí centrální černé veledíry omládnout. Relativistický výtrysk, který je aktivní poslední ≥ 1 Mr, totiž na atmosféry pozdních obřích hvězd působí jako pískovací tryska, pokud se jí připletou do cesty. Autoři odhadli, že výtrysk je schopen ve vzdálenosti ≤ 0,04 pc z vláčné atmosféry obří hvězdy obrušovat látku s výkonem ~10³⁴÷10³⁷ W; ve větších vzdálenostech se zase uplatňuje tření s mezihvězdnou látkou a svrchní vrstvy hvězd ještě při průletech pericentry cuchají slapové síly. Vše dohromady dokáže po několika tisícovkách průletů hvězdy výtryskem snížit její absolutní magnitudu o ~2÷3 mag.

5.4. Místní soustava galaxií

G. Pietrzyński aj. zveřejnili výstupy projektu Araucaria, který po dobu 20 let přístroji observatoře Evropské jižní observatoře na La Silla (ESO; Chile, 2,4 km n. m.) sledoval 20 pečlivě vybraných zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu (LMC). Cílem bylo co nejpřesnější určení vzdáleností jednotlivých dvojhvězd. Autoři odvodili empirický vztah 9,298 4×R(R_⊙)/𝜑(mas), kde poloměry složek lze odvodit z modelů radiálních rychlostí a světelných křivek a úhlový průměr 𝜑 lze pro vhodné spektrální typy hvězd získat ze vztahů svítivost–barva. Vzdálenost celé skupiny dvojhvězd (a střední vzdálenost LMC) autoři určili s přesností ≤ 1 %. Metoda je použitelná pro příslušné spektrální typy složek do vzdálenosti ≲ 1 Mpc od nás a autoři doufají, že přispěje k lepší kalibraci jednotlivých příček kosmického žebříku vzdáleností a vyjasnění problému s určením Hubbleovy konstanty H₀ (viz kap. Hubble trouble loňské Žně objevů LIV.).

D. Graczyk aj. provedli podobný výzkum u zákrytových dvojhvězd Malého Magellanova mračna (SMC) v archivních datech přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). V tomto případě se podařilo dosáhnout přesnosti určení vzdálenosti SMC kolem 2 % – vzdálenost jádra galaxie od nás je (62,44 ±0,47 stat. ±0,81 sys.) kpc, přičemž největší rozdíl vzdáleností mezi dvojhvězdami navzájem je ~10 kpc. Vedlejším výsledkem práce je potvrzení existence kulového jádra galaxie, které obsahuje do vzdálenosti ≤ 1,5 kpc od centra ≥ 40 % mladých a středně starých hvězd.

A. M. Jacyszyn-Dobrzeniecka aj. ve dvou publikacích zveřejnili analýzu vzdáleností dvou skupin hvězd v tzv. Magellanově mostu, proudu hvězd mezi oběma trpasličími galaxiemi. První skupinou byly cefeidy (10 klasických a 13 atypických), druhou skupinou hvězdy typu RR Lyrae. Prostorové rozložení cefeid ukazuje, že se pohybují pryč od obou galaxií; jejich stáří ≤ 300 Mr potvrzuje hypotézu, že se utvořily až v Magellanově mostu po posledním blízkém přiblížení obou mračen. Atypické cefeidy jsou rozprchlé dále od sebe a naznačují, že za mostem se nachází ještě jeden, který přes první nevidíme. U hvězd typu RR Lyr je situace ještě komplikovanější. Jejich rozložení v prostoru ještě méně odpovídá představě prostého proudu hvězd mezi oběma galaxiemi. Spíš se jedná o dvě skupiny, které se částečně prolínají. Autoři vycházeli z dat přehlídky OGLE, základní zpracování měření ze sady DR2 družice Gaia jejich výsledky potvrzují.

D. Erkal a V. A. Belokurov modelovali pohyby trpasličích galaxií v okolí obou Magellanových mračen. Pro všechny trpasličí galaxie nejsou k dispozici dobře určené radiální rychlosti, není proto snadné rozhodnout, kolem které galaxie v Místní soustavě skutečně obíhají. Autoři proto provedli pravděpodobnostní výpočty; SMC je satelitem Velkého Magellanova mračna s jistotou. Z nich jednak plyne spodní limit hmotnosti LMC s hodnotou 1,24×10¹¹ M_⊙. Dále se ukázalo, že přítomnost LMC v modelech významně ovlivňuje dráhy trpasličích galaktických oběžnic Mléčné dráhy. Výpočty dále přinesly spodní odhady pravděpodobností, že některé z trpasličích galaxií s přesně neurčenou dráhou jsou satelity LMC. A konečně se ukázalo, že satelitní galaxie LMC jsou při stejné jasnosti o něco menší než satelity Galaxie.

E. Patelová aj. použili data DR2 družice Gaia k modelování drah 18 trpasličích a velmi slabých galaxií v okolí Mléčné dráhy a LMC a SMC. Výpočty v potenciálovém poli všech tří galaxií ukázaly, že oběžnice se dělí do čtyř skupin. První skupinu tvoří stabilní satelity Magellanových mračen, které oběhly ≥ 2× – jde o galaxie Carina 2, Carina 3, Horologium 1 a Hydrus 1. Druhou skupinu tvoří nedávno (před ≤ 1 Gr) zachycené trpasličí galaxie – Reticulum 2 a Phoenix 2. Třetí skupinu tvoří oběžnice Galaxie, které Magellanova mračna vychýlila z dráhy - Sculptor 1, Tucana 3 a Segue 1. Poslední skupinu tvoří stabilní satelity Mléčné dráhy. Na rozdíl od předchozích prací výpočty nepotvrdily gravitační pouto trpasličích galaxií Carina a Fornax k LMC a SMC.

T. Ruiz–Lara aj. modelovali vztahy barva–hvězdná velikost pro hvězdy v okolí Slunce (vzdálenost ≤ 2 kpc) na základě dat DR2 družice Gaia. Modely ukazují tři výrazné a vzájemně ostře oddělené epizody zvýšené tvorby hvězd před 5,7 Gr, 1,9 Gr a 1 Gr. Všechny tři vlny korelují s průlety trpasličí galaxie Sgr pericentrem své dráhy kolem Galaxie – že šlo o průlety pericentrem dokazují jak dráhové simulace, tak pozorované struktury (v podstatě hustotní vlny) v disku Mléčné dráhy i samotné trpasličí galaxii. Zjištění naznačují, že blízké průlety satelitních galaxiích neovlivňují jen vznik spirálních ramen a míchání látky v galaktickém disku, ale také přímo podněcují tvorbu hvězd.

Mléčná dráha a galaxie v Andromedě (M31) jsou nejhmotnější členky Místní soustavy galaxií. Dráhové simulace téměř bez výjimky potvrzují, že galaxie se navzájem obíhají a za několik Gr splynou. R. Schiavi aj. podrobněji propočítali modely splývajících galaxií, v nichž vzali v potaz také chování centrálních černých veleděr obou hvězdných ostrovů. Modely souhlasí s odhadem, že k nejbližšímu přiblížení obou galaxií dojde za ~4,3 Gr. K jejich splynutí ovšem dojde později, než ukazovala většina dosavadních modelů - až v následujících asi 10 Gr. Přesný čas splynutí je velmi citlivý na mnoho parametrů, což je možná důvod, proč předchozí modely udávaly kratší dobu. Zajímavé je, že jakmile se obě galaxie spojí do „Mléčnomedy“ (po vzoru angl. Milkomeda), černé veledíry se navzájem rychle vyčenichají a během ≤ 16 Mr splynou do jedné.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

Chemické složení galaxií může napovědět o jejich historii jako celku. Např. vysoké zastoupení kulových hvězdokup s nízkou metalicitou ve vnitřním halu galaxie naznačuje, že galaxie obsahuje materiál z jiných galaxií, který se promíchal s již přetvořenou látkou mladších populací hvězd. A. Villaumeová aj. zaměřili pozornost několika přístrojů na galaxii M87 a získali gradienty metalicity jak pro populace polních hvězd (tj. jednotlivých hvězd ve viditelném disku galaxie), tak pro 322 rozlišitelných kulových hvězdokup. Rozložení chemického složení polních hvězd koreluje s vlastnostmi hvězdokup s vyšší metalicitou, vnitřní halo obsahuje málo metalické hvězdokupy, které však pravděpodobně vznikly přímo v M87. Vnější halo má nadbytek málo metalických hvězdokup, který svědčí o nedávném pohlcení trpasličích galaxií. Raná málo kovová látka s mírným nadbytkem hélia má ve skutečné M87 převahu proti simulacím; to může být nepřesnost vývojových simulací, anebo pozůstatek dávného pohlcení satelitních galaxií. Potřebujeme zlepšit výpočty i napozorovat chemická složení dalších srovnatelných galaxií.

L. Titarčuk aj. si všimli korelace mezi strmostí rentgenového spektra a rychlostí akrece látky aktivního galaktického jádra u galaxií 3C 454.3 a M87. Autoři použili archivní data družic Chandra, Swift, Suzaku, BeppoSAX, ASCA a RXTE a vytvořili semianalytický model závislosti sklonu spektra na rychlosti krmení centrální veledíry. Kalibrace na dalších aktivních galaxiích s nezávisle odvozenými hmotnostmi ČVĎ umožnila odhadnout hmotnosti center i u zkoumaných dvou galaxií. Centrální ČVĎ galaxie 3C 454.3 má hmotnost ~3,4 GM_⊙. V případě M87 vychází hmotnost na ~56 MM_⊙, což je o ≥ 2 řády nižší odhad, než plyne z pozorování celoplanetárním interferometrem Event Horizon Telescope. Proč, zatím není jasné.

W. Kollatschny aj. zaměřili pozornost na aktivní jádro galaxie NGC 6240, které bylo už delší dobu v podezření, že v něm obíhají dvě černé veledíry. Důmyslné zkombinování archivních dat, rádiové interferometrie z VLBA (Very Long Baseline Array, 10 radioteleskopů v USA + Havaj) a MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network, Velká Británie; 7 radioteleskopů, nejdelší základna 217 km, rozsah frekvencí 0,151÷24 GHz) a zobrazovače MUSE (VLT) přineslo objev, že aktivní jádra jsou ve skutečnosti tři v oblasti ≤ 1 kpc. Jižní jádro tvoří dvě ČVĎ, vzdálené jen ~198 pc od sebe. Severní ČVĎ má hmotnost ~360 MM_⊙, jižní dvojice ~710 MM_⊙ a ≥ 90 MM_⊙. Všechny tři veledíry splynou v jednu během následujících několika stovkách milionů let. Systém je v blízkém vesmíru velmi vzácný a patrně je výsledkem neobvyklého splynutí tří galaxií v jednu.

NGC 4993 je čočková galaxie, která obsahuje několik soustředných obálek hvězd a prachu ve vzdálenostech po několika pc od centra. Také jde o hostitelskou galaxii, v níž došlo ke splynutí dvou neutronových hvězd, které jsme poprvé v historii zaznamenali jak pomocí elektromagnetického záření, tak gravitačním vlněním (GW170817). Obálky jsou pravděpodobně důsledkem nedávného splynutí NGC 4993 s menší galaxií. I. Ebrová aj. zpracovali archivní data z HST a modelovali vývoj obálek v gravitačním potenciálu galaxie. Z modelů plyne, že ke splynutí došlo nejpozději před 200 Mr a nejdříve před 600 Mr; nejpravděpodobnější je hodnota ~400 Mr. Tento čas klade spodní omezení na stáří neutronové dvojhvězdy – splynutí galaxií zastaví tvorbu nových hvězd, a kompaktní dvojice tedy musela vzniknout dříve. Autoři odhadují pravděpodobnost, že neutronová dvojhvězda pocházela ze spolknuté galaxie, je ~30 %.

S. Mondal aj. zpracovali data družic Chandra a XMM–Newton pro velejasný rentgenový zdroj NGC 5055 X–1, jehož zářivý výkon dosahuje ~2,32×10³³ W. Nejvíce energie zdroj vyzařuje v oblasti 0,3÷3 keV. Autoři modelovali systém jako černou díru střední hmotnosti s tenkým akrečním diskem a hledali vhodnou kombinaci parametrů. Světelné křivky zdroje nejeví žádnou podstatnou proměnnost, stejně tak se v čase nemění tvrdost nebo sklon spektra. Modely upřednostňují tenký akreční disk, který zásobuje centrální ČĎ přítokem látky rychlostí nad Eddingtonovou hranicí, přičemž teplota disku směrem ke středu klesá. Rentgenové záření je pravděpodobně kolimováno opticky tlustou látkou ve výtrysku.

Splynutí mladých prachových galaxií vede k překotné tvorbě hvězd v nově ustavené galaxii, a to jak v oblasti centra, tak v disku. T. Michiyama aj. spojili možnosti mikrovlnné observatoře ALMA s vynikajícími vlastnostmi zobrazovače MUSE a zaměřili se na galaxii NGC 3256, která je nedávno vytvořeným slepencem (nejméně) dvou původních galaxií. Vizuální, resp. blízká IR pozorování odhalila silnou tvorbu hvězd v disku, zatímco pozorování v čáře H40ɑ (99,02 GHz) ukázala totéž v jádru galaxie. Kombinací měření autoři odvodili míru rychlosti tvorby hvězd na (49 ±2) M_⊙/r, přičemž jádro zodpovídá za ~34 % a disk za ~66 %. Zevrubná analýza snímků disku ukazuje, že se plynem v něm šíří rázové vlny, což pravděpodobně znamená, že za vybuzení tvorby hvězd v disku není zodpovědné přímo splynutí galaxií, ale až jím vyvolané šokové hustotní vlny.

Jednou z příček kosmického žebříku vzdáleností je určení špičky větve červených obrů v H–R diagramu hvězd dané galaxie. W. L. Freedmanová aj. získali kalibrační data pro červené obry v LMC a SMC, jejichž vzdálenost je spolehlivě určena jinými metodami (viz předchozí kap.). Autoři do kalibrací započetli vliv extinkce a červenání, jež porovnávali se stejnými jevy pro kulové hvězdokupy Mléčné dráhy. Přesnost měření musí být co největší, neboť se stanovuje délkový etalon, s nímž se budou porovnávat vzdálenosti dalších galaxií. Autoři z kalibrace vyvodili vlastní hodnotu Hubbleovy konstanty H₀ = (69,9 ±0,8 stat. ±1,7 sys.) km/s/Mpc.

R. Bouwens aj. zamířili mikrovlnnou observatoř ALMA na Hubbleovo ultrahluboké pole (UDF), kde se nachází 1 362 identifikovaných galaxií v rozmezí červeného posuvu z ~1,5–10. Autoři zjistili, že ALMA dokáže galaxie detekovat pravděpodobněji s rostoucí hmotností hvězd - galaxii o hmotnosti 1 GM_⊙ v UDF nevidí vůbec, galaxií s hmotností ≥ 10 GM_⊙ vidí ~85 %. Pomocí skládání expozic přes sebe je možné vytvořit celkový slabý obraz pozadí málo hmotných galaxií, z něhož autoři odvodili, že míra tvorby hvězd v těchto galaxiích musí být ≤ 0,6 M_⊙/r. Hmotnější (≥ 10^9,5 M_⊙) galaxie s nadbytkem záření v IR oblasti splňují známý empirický vztah mezi mírou tvorby hvězd a hmotnostní hvězdné složky galaxie a míra tvorby hvězd v nich dosahuje ~7÷28 M_⊙/r.

O. G. Kašibadzeová aj. použili 1 537 galaxií z kupy v Panně s radiálními rychlostmi ≤ 2,6 Mm/s v oblasti ≤ 20° (resp. 30°) kolem M87, z nichž vybrali 398 uzavřených v kouli o průměru ~17 Mpc. Cílem bylo z hustotních profilů a rozptylu radiálních rychlostí odvodit viriálovou hmotnost celé kupy. Model ukázal nejrychlejší padání galaxií podél jižního výběžku (Virgo Southern Extension), který je jakousi galaktickou obdobou proudů hvězd, které známe z Mléčné dráhy. Odvozená viriálová hmotnost činí (6,3 ±0,9)×10¹⁴ M_⊙, což souhlasí s odhady na základě kinematických pohybů vzdálených galaxií v kupě. Autoři upozorňují, že okrajové oblasti kupy neobsahují podstatné množství skryté látky.

N. Neumayerová aj.shrnuli současné poznatky o centrálních galaktických hvězdokupách – obdobách skupiny S–hvězd v jádru Galaxie. Vlastnosti centrálních hvězdokup podstatně závisí na vlastnostech mateřské galaxie; klíčovým parametrem se jeví její hmotnost. Charakter centrálních hvězdokup se láme na hmotnosti galaxie ~1 GM_⊙. U galaxií s menší hmotností jsou centrální hvězdokupy vytvořené primárně z kulových hvězdokup, které třením dospirálovaly do jádra galaxie. U galaxií s větší hmotností tvoří většinu v centrální hvězdokupě hvězdy, které se vytvořily přímo na místě z neustále přitékajícího materiálu. Zajímavé jsou interakce centrálních hvězdokup s černými veleděrami, které způsobují spektakulární jevy jako slapové trhání hvězd, vystřelování hvězd velkými rychlostmi do prostoru a splývání kompaktních objektů. Autoři také podporují hypotézu, že nemalá část centrálních hvězdokup končí po splynutí původní mateřské galaxie s podstatně hmotnější galaxií v halu nově vytvořeného slepence.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Dlouho se předpokládalo, že hmotné diskové galaxie (jako je Mléčná dráha) se ve vesmíru začaly tvořit až v pozdním období. Nedávné pokroky numerických simulací přinesly odhalení, že pokud se někde nachází dostatečné množství chladné látky, může velká disková galaxie vzniknout postupnou akrecí této látky a splýváním menších galaxií do větších. M. Neeleman aj. objevili emisní čáry na vlnové délce 158 µm, která odpovídá ionizovanému uhlíku, v galaxii s červeným posuvem z ~ 4,26. Pozorování na všech vlnových délkách ukázala, že záření plynu přichází z oblasti chladného a prašného disku, rotujícího rychlostí ~272 km/s. Odhad hmotnosti plynu v disku autorům vyšel na ~72 GM_⊙. Jde o první potvrzení chladného hmotného galaktického disku v době, kdy byl vesmír jen ~1,4 Gr starý. Zda disk vznikl akrecí plynu nebo splynutím více menších galaxií, není jasné; poněkud záhadná je vysoká rotační rychlost, se kterou se numerické simulace autorů nedokázaly popasovat.

Tvorba hvězd v galaxiích dosáhla maxima v období ~2,5÷4,5 Gr po vzniku vesmíru a pak následoval pokles rychlosti nejméně o řád. Ačkoli se v posledních desetiletích objevily různé hypotézy, skutečnou příčinu stále neznáme. A. Chowdhury aj. zamířili jednu z největších současných radioobservatoří GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope, Pune, Indie; 30× ⌀ 45 m, nejdelší základna 25 km, rozsah frekvencí 50÷1 500 MHz) na ~7,5 tis. galaxií, jejichž vzdálenost od nás je známá díky měření červeného posuvu a v nichž probíhá tvorba hvězd. Záření v čáře H I (vln. délka 21 cm) z vybraných galaxií vyletělo v období 4,4÷7,1 Gr po velkém třesku (z ≈ 1–3). Autoři dokázali odvodit průměrnou hmotnost atomárního plynu v galaxiích a určit poměry hmotností mezi plynem a hvězdnou složkou. Ukázalo se, že tehdejší galaxie obsahovaly ~2,5× víc plynu než současné galaxie v našem okolí. Jde o další potvrzení hypotézy, že za poklesem tvorby hvězd stojí nedostatečný přísun atomárního plynu z mezigalaktického prostředí - tvorba hvězd po zastavení přítoku ještě nějakou dobu (~1 Gr) probíhá, ale nakonec se výrazně zpomalí.

T. Yuan aj. zkoumali prstencovou galaxii s červeným posuvem z ≈ 2,19. Prstencové galaxie vznikají při přímých srážkách galaxií, kdy srážka v disku prolnuvších se galaxií vyvolává hustotní vlny, šířící se paprskovitě od centra. V blízkém vesmíru jsou prstencové galaxie poměrně vzácné a ve vzdáleném vesmíru ještě vzácnější, alespoň co se týče pozorování. Autoři u galaxie R5519 zjistili hmotnost srovnatelnou s Mléčnou dráhou, poloměr hvězdné složky má však 1,5–2,2× větší a hvězdy se v ní tvoří 50× rychleji než v Galaxii. Autoři soudí, že před ~10,8 Gr byly prstencové galaxie přibližně stejně četné jako nyní a že jich vidíme méně, je výběrový efekt. Je totiž možné, že co u některých raných galaxií považujeme za mohutnou příčku, je ve skutečnosti jiný projev přímé srážky dvou galaxií.

Během prvních miliard let vesmíru byly čerstvě narozené galaxie něco jako stroje na výrobu hvězd - z prvotního plynu tvořily hvězdy někdy až neuvěřitelným tempem. B. Forrest aj. objevili galaxii XMM–2599 s červeným posuvem z ≈ 3,5, jejíž světlo k nám letělo ~11,6 Gr. XMM–2599 má hmotnost 3,1^+0,1_−0,2×10¹¹ M_⊙, ale netvoří se v ní žádné nové hvězdy. Aby bylo podle vývojových kosmologických modelů takovou galaxii vytvořit, musela vzniknout během nějakých ~500 Mr šíleným tempem ≥ 1 kM_⊙/r. Potíž s vývojovými modely je, že nedovedou přestat s tvorbou hvězd. Pokud se v případě XMM–2599 jedná o ojedinělý výskyt, pravděpodobné vysvětlení bude, že se vyčerpal okolní plyn a tvorba ustala. Pokud se takových mladých, hmotných, ale neproduktivních galaxií najde víc, budeme muset pátrat po způsobu, který překotnou tvorbu hvězd uhasí (odpovídající anglický termín je galaxy quenching).

F. Leclercq aj. použili zobrazovač MUSE (VLT) k identifikaci halových složek šesti galaxií z Hubbleova ultrahlubokého pole (UDF) v Lymanově čáře ɑ a porovnali je s profily též čáry v jádrech 19 jiných galaxií. Tvar čar halových složek se od jaderných složek galaxií liší, ačkoliv celá spektra jsou si velmi podobná. Šířka čáry Ly–ɑ také koreluje s jasností halové složky galaxie a čím více galaxie září v UV oboru, tím méně symetrická a užší její Ly–ɑ je. Jednotlivé vzorky se mezi sebou příliš liší, aby bylo možné určit příčinu záření – autoři nabízejí výběr z rozptylu na mezigalaktické látce a/nebo fluorescence chladného plynu vytékajícího z galaktického disku.

Rádiové pozůstatky jsou rozsáhlé difúzní zdroje synchrotronového záření, které vznikají (s největší pravděpodobností) v rázových vlnách v mezigalaktickém prostředí po srážkách galaxií. K. Rajpurohit aj. použili inovovanou radioobservatoř GMRT spolu s observatoří VLA (Karl Guthe Jansky Very Large Array, Socorro, Mexiko, 2,1 km n. m.; 21× ⌀ 25 m, nejdelší základna 21 km, rozsah frekvencí 0,074÷50 GHz) a podívali se na rádiový pozůstatek v kupě galaxií 1RXS J0603.3+4214, který má přezdívku „Kartáček na zuby“ (Toothbrush – protože tak opravdu vypadá). Autoři proměřili sklony spektra v rozmezí frekvencí 0,15÷3 GHz a spektrum je přesně mocninné; stejný spektrální index mají i jednotlivé podoblasti Kartáčku na zuby. V druhé práci stejný tým použil radioteleskopy v Effelbergu a na Sardínii a došel ke stejným výsledkům. Také v pásmech 14,25 a 18,6 GHz je sklon spektra stejný a spektrální index má hodnotu (−1,16 ±0,03). Záření na vyšších frekvencích je mírně polarizované, zatímco frekvence ≤ 8 GHz jsou zcela depolarizované. Záření směrem k nám prochází mezigalaktickým prostředím s turbulentním magnetickým polem, které polarizaci účinně potlačuje (Faradayova depolarizace).

F. de Gasperin aj. na Kartáček na zuby použili soustavu LOFAR (Low-Frequency Array, Exloo, Nizozemí + síť radioteleskopů v Evropě od Litvy po UK a od Švédska po Itálii) na frekvenci 58 MHz. Měření ukázala, že rádiově zářící oblast sahá do vzdáleností až 800 kpc od současné polohy rázové vlny. To je vzhledem k rychlosti rázové vlny delší, než odpovídá střednímu času ochlazení elektronů. Geometrie soustavy navíc ukazuje, že rázová vznikla ještě ≤ 300 kpc před samotnou srážkou galaxií. To je podle autorů možné vysvětlit opakovaným urychlováním elektronů v turbulencích, vytvořených v mezigalaktickém prostředí.

H. Suh aj. se podívali na poměry hmotností centrálních černých veleděr a jejich mateřských galaxií v průběhu posledních ~10,5 Gr. Použili k tomu středně jasné aktivní galaxie, zářící v rentgenovém oboru z katalogu družice Chandra a projektu COSMOS (COSMic evOlution Survey; 2 □° rovníkové oblohy, pokryté archivy mnoha pozemských i kosmických teleskopů ve všech spektrálních oborech; obsahuje ≥ 2 mil. detekovaných galaxií). Hmotnosti galaxií jsou v rozsahu 10¹⁰–10¹² M_⊙, hmotnosti ČVĎ jsou v rozmezí 10⁷–10^9,5 M_⊙. Kombinace nově určených hmotností s dříve známými hmotnostmi aktivních galaxií i jejich ČVĎ ukázala, že v průběhu času se poměr hmotností ČVĎ / galaxie výrazně neměnil a dá se vyjádřit hodnotou ~0,3 % při všech zkoumaných hodnotách z ≤ 2,5.

M. Aravena aj. publikovali výsledky průzkumu 35 prašných galaxií, detekovaných v datech mikrovlnné observatoře ALMA v rámci přehlídky ASPECS (ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field). Autoři přidali data dalších 26 galaxií ze svých dřívějších pozorování a vytvořili základní statistiku slabých dávných galaxií. Medián hmotnosti má hodnotu 48 GM_⊙ a míry tvorby hvězd ~30 M_⊙/r. Prostřední kvartily mají rozsah hmotností 24÷117 GM_⊙ a míru tvorby hvězd 20÷50 M_⊙/r. 59 % galaxií má metalicitu odpovídající míře tvorby hvězd (±0,4 dex), 6 % má metalicitu vyšší a 34 % nižší. Směrem do minulosti, tj. s rostoucím z v galaxiích stoupá poměr plynu a hvězdné složky, ale platí to jen pro ty, u nichž míra tvorby hvězd koreluje s hmotností plynné složky. Galaxie s nedostatkem plynu jsou v rozsahu z ≈ 1–3 nedostatečně prozkoumaným druhem, z aktuálních dat se zdá, že se jejich vlastnosti v průběhu času téměř nemění.

J. Ren aj. vybrali z dat přehlídky COSMOS 461 splývajících galaxií s hmotností ≥ 10^9,5 M_⊙ ve vzdálenostech odpovídajících z ≈ 0,2–1, u nichž se vyskytuje dlouhý slapový ohon. Ohon je proud hvězd, případně i mezihvězdné látky, vytržený z některé ze splývajících galaxií – Magellanův most je malou verzí takového ohonu. Dlouhé slapové ohony ve vzorku autoři rozdělili do tří skupin: rovné (~41 %), zahnuté (~47 %) a chocholy (~12 %). Většina galaxií už je v pokročilém stupni splývání, jen ~31 % má projektovanou vzájemnou vzdálenost ≥ 20 kpc. Autoři upozorňují, že relativně velký počet rovných ohonů je podezřelý; jistě jsou některé ve skutečnosti zahnuté a rovné se pouze zdají, ale i tak je procento vysoké. Autoři identifikovali 156 formujících se slapových trpasličích galaxií (TDG, tidal dwarf galaxy), tzn. že ~36 % splynutí galaxií vytvoří TDG. TDG vznikne tak, že se ohon opožďuje za vznikajícím slepencem původních galaxií a svinuje se do samostatné trpasličí galaxie. Ta je stále chycená v gravitačním poli slepence a nakonec s ním také splyne. Hmotnosti pozorovaných TDG jsou v rozsahu 10^7,5÷10^9,5 M_⊙ a obecně pro ně platí, že mají malou plošnou jasnost. Autoři odhadují, že ~5 % trpasličích galaxií pozorovaných v blízkém okolí má původ ve slapovém ohonu.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

Nedaleká rádiová galaxie Centaurus A patří mezi aktivní galaxie, které jsou velmi jasné v rádiovém oboru. Většina těchto galaxií má kolimované relativistické výtrysky, které sahají vysoko nad a pod rovinu galaxie a které jsou poháněné akrecí látky na centrální černou veledíru. Některá z těchto aktivních jader září kromě rádiové také v rentgenové oblasti spektra a o původu rentgenového záření se stále vedou spory. Tým projektu H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System, Namibie; 4× ⌀ 12 m + 1× ⌀ 28 m, 1,8 km n. m.) publikoval práci (H. Abdalla aj., 225 spoluautorů), v níž oznámil pozorování výtrysku Cen A v oblasti TeV energií kosmických částic. Rentgenové záření pozorované intenzity může vznikat dvěma způsoby: buď inverzním Comptonovým rozptylem (IC) na fotonech mikrovlnného záření kosmického pozadí, anebo synchrotronovým zářením. Vysvětlení pomocí IC vyžaduje, aby výtrysk Cen A zůstával do velkých vzdáleností (≥ 1 Mpc) relativistický a úzce kolimovaný (navíc velmi blízko směru k nám). Vysvětlení pomocí synchrotronového jevu zase potřebuje, aby elektrony měly ukrutně relativistické energie ≳ 50 TeV. Protože se takové energie dosud nikomu nedařilo detekovat, resp. nebylo možné v takových energiích „pozorovat“ výtrysk Cen A, převládal názor, že za rentgenové záření je v tomto případě zodpovědný IC. Objev proto autoři interpretují jako klíčový argument pro synchrotronové záření. Uvidíme, co přinesou další pozorování, zastánci IC se jistě snadno nevzdají.

22. září 2017 zaznamenala neutrinová observatoř IceCube (IceCube Neutrino Observatory, 5 160 digitálních fotonásobičů na 86 strunách, hloubka ≥ 1,45 km pod povrchem, objem ≥ 1 km³; Amundsenova–Scottova stanice, Jižní pól, Antarktida) neutrino s vysokou energií, které přiletělo z oblasti obsahující blazar TXS 0506+056, jenž ve stejné době mohutně zjasněl v rádiové oblasti. E. Ros aj. se na blazar zaměřili 2 a 8 měsíců po události s využitím interferometrické observatoře VLBA na frekvenci 43 GHz. Zdroj vykazuje dobře rozlišitelné jádro a zpočátku úzce kolimovaný výtrysk, který se v úhlové vzdálenosti ~0,5 mas (projektovaných ~35÷70 pc) začíná rozšiřovat. Blazar po celou dobu sledování zjasňoval, zvyšoval se nejen tok záření, ale i jeho hustota. Jádro se během půl roku zvětšilo, takže teplota záření přes zvýšení jasu poklesla. Výtrysk v nejbližší ~1 mas vykazoval známky zpomalování a vznik bublin a pouzdrových struktur.

N. Fraija aj. prošli archivy neutrinových observatoří a zjistili, že TXS 0506+056 zvýšilo neutrinový tok již v období září 2014–březen 2015. Přísun neutrin tehdy ovšem nedoprovázelo zvýšení aktivity v elektromagnetickém záření. To představuje problém pro dosavadní modely, jak blazary produkují záření o vysokých energiích zároveň s nadbytkem neutrin. Autoři hledali možné vysvětlení a přišli s hypotézou, že za zvýšením toku neutrin stojí anihilace elektron–pozitronových párů, z níž pozorujeme nikoli vytvořené záření (to odejde náhodným jiným směrem než k nám), ale důsledek interakce tohoto odlétajícího záření s protony, které letí relativistickými rychlostmi ve výtrysku. Model interakce vytváří neutrina s energiemi ~10÷20 TeV v souhlasu s pozorováním a také generuje slabé záření γ. Autoři odhadují, že plánované družice pro pozorování v γ oboru by mohly být schopny toto záření zachytit.

Problému s chybějícím elektromagnetickým zářením při zvýšení neutrinové aktivity TXS 0506+056 se věnovali také O. de Bruijn aj., kteří nabídli vysvětlení v podobě dvojice černých veleděr, které (ještě) nejsou v režimu spirálování do závěrečné srážky, ale každá z nich zásobuje okolní rozsáhlý oblak (mezi)hvězdné látky relativistickým výtryskem, který kvůli precesi opisuje povrch kužele. Když jsou ČĎ různě hmotné a orientace precesního kužele hmotnější hvězdy vhodně situovaná vůči směru k nám, lze pozorovaný opakovaný signál vysvětlit prostřednictvím geometrického uspořádání - výtrysk generuje vždy neutrina i elektromagnetické záření, ale protože záření je úzce směrované, zatímco tok neutrin všesměrový, v konkrétních případech vidíme pouze zvýšení toku neutrin. Autoři zdůrazňují, že platnost hypotézy by měla být schopna prověřit již příští generace detektorů gravitačních vln (Laser Interferometer Space Antenna).

P. Giommi aj. oznámili pravděpodobnou identifikaci směru příletu velmi energetického neutrina IceCube 200107A s rentgenovým zdrojem 3HSP J095507.9+355101. Klasický blazar se nachází ve vzdálenosti odpovídající červenému posuvu z ≈ ~0,56. Charakter rentgenového záření se liší od TXS 0506+056 - je proměnné a má velmi tvrdé spektrum. Autoři předpokládají, že neutrina vznikají fotopionovým procesem (pπ). Ten ve skutečnosti vyžaduje velmi přesné vyladění parametrů, mj. relativistické protony ve výtrysku blazaru musejí mít energii ≥ 150 PeV (!) a při jejich vzniku by se mělo vytvářet také záření γ s energií ~39 GeV (které nevidíme). Nelze vyloučit, že jde o náhodu; abychom mohli potvrdit nebo vyloučit některou z hypotéz, jak neutrina v blazarech vznikají, potřebujeme buď citlivější aparatury, anebo delší souvislou dobu pozorování.

V. M. Larionov aj. mezi lety 2008–2018 pozorovali blazar 3C 279 v celém rozsahu elektromagnetického spektra od záření γ po rádiové vlny. Autoři zkompilovali data z programu WEBT (Whole Earth Blazar Telescope, konsorcium výzkumníků aktivních galaktických jader), družic Fermi a Swift a radioobservatoře VLBA. Zjasnění v rentgenovém oboru se zpožděním ≤ 3 h kopíruje změny jasnosti v záření γ, což potvrzuje, že oba druhy záření vznikají ve stejné oblasti. Směrem do větších vlnových délek se zpoždění variací postupně zvětšuje a světelná křivka je v různých rádiových pásmech odlišná. To naznačuje, že záření s nižšími frekvencemi vzniká v odlišných místech relativistického výtrysku. Polarizace rádiového záření ukazuje, že přichází z oblasti s magnetickým polem ve tvaru rozšiřující se šroubovice.

D.–W. Kim aj. zpracovali pozorovací data z různých spektrálních oborů pro blazar 3C 273, pořízená mezi lety 2015–2019. Zdroj vytvořil dva záblesky záření γ v letech 2016 a 2017, které byly doprovázené zpožděným zjasněním v milimetrové oblasti. Zpoždění mezi světelnými křivkami v energetické části spektra (rentgen, γ) a rádiovým oborem činilo 105÷112 d. Snímky na frekvenci 43 GHz v době obou záblesků γ potvrdily šířící se turbulence v relativistickém výtrysku. S. Fernandes aj. se témuž blazaru věnovali také a v archivních datech objevili, že světelné křivky v optickém oboru (filtr V) a rádiovém pásmu 15 GHz byly po období 2009–2012 přesně v protifázi, což autoři interpretují jako materiál vnitřního okraje akrečního disku padající do černé díry, následovaný vyvržením do výtrysku.

S. Jeram aj. oznámili objev mimořádně jasného kvasaru 2MASS J13260399+7023462 s červeným posuvem z = 2,889. Objev je dílčím výsledkem kombinace dat družic Gaia a WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer, NASA, start XII 2009, ~490 km n. m., slunečně synchronní polární dráha) za účelem identifikace jasných kvasarů se z ≥ 2. Zdroje s takovým červeným posuvem z mají tu výhodu, že Lymanův les spektrálních čar je dostupný pozemským přístrojům. Objevený kvasar je 16. nejjasnějším vzdáleným objektem a autoři odhadují hmotnost centrální černé veledíry na (2,7 ±0,4)×10¹⁰ M_⊙. Následná pozorování pomocí HST potvrdila, že záření zdroje není zesílené gravitačním čočkováním.

F. J. Selman aj. šťastnou náhodou při ověřování hvězdy WD 0308–565 coby spektrofotometrického standardu pro zobrazovač MUSE objevili kvasar s červeným posuvem z = 3,68. Bolometrický zářivý výkon zdroje je 1,57×10⁴⁰ W a hmotnost černé veledíry autoři odhadují na 2,5 GM_⊙. Poloha kvasaru blízko standardní kalibrační hvězdy je cenná, protože v následujících letech získá opakovaná pozorování z mnoha optických a IR přístrojů.

G. A. Chorunžev aj. publikovali následná pozorování, která ověřila, že dva nejvzdálenější rentgenové zdroje, které objevil teleskop eROSITA na palubě družice Spektr–RG, jsou kvasary s červeným posuvem z = 3,878 a 4,116. Oba zdroje jsou v pásmu 2÷10 keV mimořádně jasné - zářivý výkon odpovídá ~10³⁸ W. eROSITA identifikovala hned v první přehlídce ~7 tis. rentgenových zdrojů, očekávejme další rekordy.

M. Mignoli aj. zamířili zobrazovač MUSE na VLT na kvasar SDSS J1030+0524 s červeným posuvem z = 6,31. Aktivní galaktické jádro obsahuje černou veledíru o hmotnosti ~1 GM_⊙. Autoři potvrdili, že v okolí zdroje existuje spektroskopicky rozlišitelná struktura, která má projektovanou vzdálenost 5÷15 Mpc. Autoři odhadují, že kontrast hustoty v dané oblasti má hodnotu 1,5–2. Kontrast hustoty je poměr gradientu hustoty a hustoty v daném místě, občas se pro něj používá termín „přehuštění“ (angl. overdensity). Struktura obsahuje nejméně 6 galaxií, jejichž spektrální profil odpovídá typickým galaxiím v této vzdálenosti. Jde o první případ zaznamenané skupiny galaxií během první miliardy let vesmíru. Mohlo by jít o příznak, že hmotné galaxie s rozsáhlými halovými složkami skryté látky v raném vesmíru existovaly a že jsme je dosud nepozorovali, byl jen výběrový efekt.

Q. Ni aj. zaznamenali prudké zvýšení jasu kvasaru SDSS J1539+3954 v rentgenové oblasti spektra. Zdroj má červený posuv ~1,94 a v září 2019 se jeho jasnost v měkkém pásmu družice Chandra (0,5÷2 keV) zvýšila ≥ 12×, v tvrdém pásmu (2÷8 keV) ≥ 6×. Spektrum kvasaru před zjasněním vykazovalo slabší rentgenové záření proti kvasarům se stejným UV spektrem. Autoři na objekt zamířili dalekohled HET (Hobby–Eberly Telescope, McDonald Observatory, Texas, USA; ⌀ 10 m, 2 km n. m.) s UV spektrografem LRS-2 (Low-Resolution Spectrograph-2), ale ke zjasnění v UV oboru nedošlo. Jako pravděpodobné autoři nabízejí vysvětlení v podobě tlustého akrečního disku, který nám zakrývá přímý pohled na centrální rentgenový zdroj. Kromě výhledu tlustý disk brání také energetickým fotonům v ionizaci atomů plynu v okolí, a proto jsou ve spektru patrné pouze slabé emisní čáry C IV. Proměnnost v rentgenovém oboru pak souvisí se změnami tloušťky disku, kdy i jeho mírné zeslabení může vést k pozorovanému zjasnění. Alternativní vysvětlení může být zesilování záření gravitačním ohybem paprsků, ale tato hypotéza vyžaduje speciální konfiguraci zdroje a disku vůči směru k nám.

Blazar OJ 287 obsahuje v centru dvojici černých veleděr, z nichž menší vyvolává u větší opakovaná zjasnění velmi energetického záření. Teoretická předpověď dalšího vzplanutí na 31. července 2019 vedla k přípravám na přímé sledování, které získalo přízvisko „Eddingtonův záblesk“ při příležitosti stého výročí Eddingtonova pozorování úplného slunečního zatmění na ostrově Príncipe. S. Laine aj. zpracovali data kosmického teleskopu Spitzer z léta 2019 (a začátku téhož roku pro srovnání). Ukázalo se, že oproti předchozímu vzplanutí v r. 2007 je celkový zářivý tok blazaru o něco vyšší (i v klidovém období), ale tvar světelné křivky záblesku je stejný. Nástup zjasnění začal o 4 h později, než udávaly předpovědi. Autoři odhadují, že dvojice černých veleděr vytváří gravitační vlnění s frekvencí v řádu nHz.

J. Won Lee aj. pozorovali OJ 287 v rádiovém oboru s pomocí korejské interferometrické sítě IMOGABA (Interferometric Monitoring of Gamma-ray Bright Active galactic nuclei, Korean VLBI Network, 3× ⌀ 21 m, nejdelší základna 500 km, Jižní Korea) mezi lety 2013–2016. Současná pozorování v pásmech 15, 22, 43, 86, 129 a 255 GHz vynesla objev tří zjasnění trvajících ~50 d a jednoho s přibližně dvojnásobnou délkou. Zjasnění v nižších frekvencích přišlo později než ve vyšších, mezi oběma krajními pásmy činilo zpoždění 7–30 d. Z frekvenční analýzy autoři odhadují sílu magnetického pole zdroje v rozsahu ~0,95÷1,93 mG. Relativistický výtrysk patrně obsahuje víc energie v částicích než v záření.

K. Nilsson aj. se snažili získat obraz mateřské galaxie OJ 287, kterou se doposud nepodařilo spolehlivě rozlišit. Autoři pozorovali v IR filtrech i a K z dalekohledu GTC (Gran Telescopio Canarias, La Palma, Kanárské ostrovy; ⌀ 10,4 m, 2,26 km n. m.) v klidovém období a skutečně se jim podařilo mateřskou galaxii zachytit - data jsou v souladu s představou slabé rané galaxie s magnitudou M_R = −22,5 ve vzdálenosti odpovídající červenému posuvu 0,306. Projektovaný průměr galaxie vychází na (5 ±2) kpc v i, resp. (4 ±3) kpc v K filtru. Primární složka dvojice černých veleděr má na takovou galaxii nadprůměrnou hmotnost ~10^10,3 M_⊙, galaxie samotná se jeví jako průměrná zástupkyně typu BL Lac.

K. Tisanić aj. v rámci příprav pro pozorování budoucí generace radioobservatoří, jako je již vznikající pole SKA (Square Kilometre Array, Jihoafrická republika + Austrálie, plánovaná plocha ≥ 1 km²), vytvořili model rádiového spektra typického aktivního galaktického jádra. Pro rádiové galaxie obecně platí jednoduché pravidlo, že spektrum lze popsat jako mocninné s konstantním sklonem (spektrální index ~0,7). Samozřejmě se jednotlivé zdroje od tohoto průměru liší, ať už sklonem spektra nebo jiným tvarem, ale pro prvotní rozlišení měřených zdrojů taková statistika stačí. Autoři přišli s nápadem vytvořit takové průměrné spektrum pro AGN. Použili pozorování radioobservatoří VLA a GMRT pro zdroje z přehlídky COSMOS a vybrali ty galaxie, které vykazují nadbytek rádiového záření na úrovni ≥ 3 σ oproti modelovému příspěvku tvorby hvězd v galaxii odpovídající velikosti. Data v rozsahu 0,325÷30 GHz pro galaxie se z ≤ 4 ukázala, že typické spektrum AGN je lomené se zlomem na frekvenci (4,1 ±0,2) GHz a spektrálními indexy (0,28 ±0,03) pod bodem zlomu, resp. (1,16 ±0,04) nad ním. Oba indexy mírně rostou s velikostí mateřské galaxie a index pod bodem zlomu je navíc mírně přímo úměrný červenému posuvu z.

K. Nylandová aj. propátrali archiv radioobservatoře VLA s cílem najít nahé kvasary či skrytá aktivní galaktická jádra, které v posledních dvou dekádách zjasnily v rádiové oblasti. Takových zdrojů, které byly klasifikovány jako „rádiově tiché“ v přehlídce FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty–cm, VLA, 1993–2011), ale v současnosti mají rádiový zářivý výkon v hodnotách 10³⁴–10³⁶ W, autoři objevili 14. Proměnnost těchto AGN v pásmu 1,5 GHz se pohybuje od ~100 % po ≥ 2 500 %, ale zářivý výkon v pásmu 3 GHz se příliš nemění. To nejspíš znamená, že změny souvisejí s proměnností samotného zdroje a nejsou vyvolány šířením poruch v okolním prostředí. Autoři upozorňují, že je třeba opustit představu, že „rádiová hlasitost“ AGN je vlastnost, která se během lidského života nemění. Zda byly v raném vesmíru krátkodobé epizody rádiové aktivity galaktických jader běžné, ukáže další průzkum. Zatím lze jen spekulovat, že za takovou krátkodobou proměnností AGN stojí přerušovaná interakce výtrysku centrální černé díry horní střední velikosti s mezihvězdným prostředím.

P. Kroupa aj. modelovali vznik a raný vývoj hmotné černé veledíry v centrální hvězdokupě galaxie v raném vesmíru. Hmotné mladé hvězdy centrální hvězdokupy rychle zemřou a jimi rozmetaný obohacený materiál zvyšuje přítok látky do akrečního disku centrální černé díry hvězdné velikosti. Látky je takové množství, že celá oblast buď přímo zkolabuje do černé díry střední hmotnosti, nebo vznikne druhá černá díra, která s první splyne. Zárodek veledíry vznikne během prvních ~100 Mr. Model dobře reprodukuje rychlý vznik centrální ČVĎ až do hmotnosti hvězdokupy ≥ 10^9,6 M_⊙; když hmotnost centrálního sféroidu klesne pod tuto hranici, kompaktní bumbrlíček se nevytvoří. To představuje problém, neboť v raném vesmíru hmotné ČVĎ pozorujeme i v galaxiích, v nichž rychlost tvorby hvězd nedosahuje parametrů potřebných, aby se podle modelů mohly ČVĎ vytvořit.

M. A. Latif a S. Khochfar modelovali vývoj hvězd populace III, tedy prvotních hvězd vzniklých ze zárodečného materiálu po velkém třesku, a populace II, druhé generace hvězd vzniklých z přetvořeného materiálu. Autoři do modelu zahrnuli kromě působení supernov populace III také rentgenové záření z černé díry střední velikosti (~100 kM_⊙) v galaxii s halem o celkové hmotnosti 2 GM_⊙. Model odhalil, že rentgenové záření na jedné straně na ~12 Mr zastaví tvorbu hvězd populace III, na druhou stranu urychluje vznik molekul H₂, které po uplynuté pauze způsobí populační explozi, v níž vznikne centrální hvězdokupa populace III s hmotností ~500 M_⊙. Zatímco hvězdy populace III vznikají nárazovitě v místech místních zhuštěnin zárodečné látky, hvězdy populace II už se tvoří průběžně. Model končí v čase odpovídajícím z ≈ 16 s galaxií s hvězdnou složkou o hmotnosti 20 MM_⊙ a mírou tvorby hvězd ~0,1÷1 M_⊙/r. Centrální díra během 120 Mr naroste do hmotnosti 1,5 MM_⊙ s průměrnou rychlostí akrece ~0,01 M_⊙/r.

5.8. Kupy a nadkupy galaxií, proluky

Pochopení vlastností a způsobu vzniku interních struktur kup a nadkup galaxií, tj. stěn, vláken a uzlů, jsou klíčové pro porozumění, jak vznikla pavučinová struktura vesmíru. I. Santiagová–Bautistová aj. zpracovali rozložení galaktických kup do vzdálenosti odpovídající z ≈ 0,15 z přehlídky SDSS–DR13 (Sloan Digital Sky Survey, datová sada 13; Apache Point Observatory, Nové Mexiko, USA, 2,8 km n. m.; optický teleskop ⌀ 2,5 m). Vzorek 46 nadkup rozložili do pravidelné krychlové sítě a na data pustili různé algoritmy pro detekci galaxií. Získali ~2,7 tis. systémů (kup a skupin), z nichž 159 je nově objevených, a 144 vláken. Vlákna mají kontrast hustoty ≥ 3, poloměr ~2,5 Mpc a délku 9÷130 Mpc. Galaxie blízko „kostře“, tj. nedaleko středu skupiny nebo osy vlákna, mají o ~25 % větší hmotnost než galaxie na okraji. 70 % galaxií ve vláknech představují rané typy a množství aktivních galaxií (jak aktivních jader, tak galaxií s překotnou tvorbou hvězd) směrem k vláknům klesá. Zdá se tedy, že mezigalaktické prostředí ve velkém měřítku ovlivňuje vývoj galaxií.

H. Tanimura aj. z dat přehlídky SDSS vzali údaje o ~24,5 tis. vláken s délkou 30÷100 Mpc a přeložili je přes mapu Comptonova záření γ z dat družice Planck. Autoři pečlivě odstranili vliv nadkup galaxií s hmotností ≥ 3×10¹³ M_⊙ a podařilo se jim ve vláknech potvrdit zesílení záření (tepelný Sunyaevův–Zeldovičův jev) na úrovni 4,4 σ (odpovídající pravděpodobnost 99,81 %). Použití stejné techniky na mikrovlnné záření kosmického pozadí prokázalo zesílení záření ve vláknech dokonce na úrovni 8,8 σ (≥ 99,9999999 %). Autoři za předpokladu, že viditelná látka (plyn) následuje skrytou látku, odvozují průměrný poloměr vláken na 1,5^+1,8_−0,7 Mpc, kontrast hustoty 19,0^+27,3_−12,1 a elektronovou teplotu v plynu na (1,4 ±0,4) MK. Množství baryonové látky ve vláknech autoři odhadují na 0,080^+0,116_−0,051×Ω_B.

M. R. S. Hawkins hledal vysvětlení velké amplitudy gravitačního mikročočkování, pozorovaného u kvasaru SDSS J1004+4112. Mezi kvasarem (z ≈ 1,734) a námi se nachází nadkupa galaxií (z ≈ 0,68), jejíž viditelná látka leží mimo dráhy světa. Autor proto vyšel z předpokladu, že za zesílení světla je zodpovědná skrytá látka nadkupy. Na rozdíl od dřívějších předpokladů, že skrytá látka je rovnoměrně rozptýlená v okolí viditelné látky, autor propočítal možnost, že jde o kompaktní hmotná tělesa. Série numerických simulací potvrdila, že pro pozorovaný případ lze najít kombinaci parametrů a rozmístění kompaktních objektů, které vytvoří pozorovaný vzor zkroucení a zesílení obrazu vzdáleného kvasaru. Na otázku, co jsou ona kompaktní tělesa, autor nabízí odpověď v podobě primordiálních, tj. prvotních černých děr.

5.9. Černé díry a veledíry, slapové katastrofy

D. Lin aj. oznámili rentgenové vzplanutí zdroje 3XMM J215022.4−055108, nacházejícího se na okraji velké čočkové galaxie s příčkou ve vzdálenosti ~247 Mpc. Povaha vzplanutí nebyla úplně jasná – buď se mohlo jednat o slapové roztrhání hvězdy v blízkosti černí díry střední hmotnosti, anebo o skokové ochlazení neutronové hvězdy v Mléčné dráze, která se na galaxii náhodou promítla. Aby autoři rozhodli, o který případ šlo, zaměřili na galaxii družicové teleskopy XMM–Newton a HST - v pozorování HST se podařilo najít optický protějšek rentgenového záblesku, kterým je hvězdokupa o poloměru ~27 pc a hmotností ~10 MM_⊙. Data z rentgenového teleskopu potvrdila pokles jasnosti v souladu se slapovým roztrháním hvězdy a horkým akrečním diskem s měkkým rentgenovým spektrem. Hmotnost ČĎ střední hmotnosti autoři odhadli na ~50 kM_⊙, zatímco zničená hvězda měla hmotnost asi 0,33 M_⊙.

T. W.–S. Holoien aj. zpracovali pozorování slapové katastrofy ASASSN–18pg, pokrývající 54 d před zjasněním a 441 d následujících po něm. Podařilo se získat fotometrická data z rentgenového, UV i optického oboru, optickou spektroskopii a spektropolarimetrii a rádiová měření. Zdroj objevila automatická přehlídka ASAS–SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae, Ohio State University; 20 dalekohledů na jižní i severní polokouli) v červenci 2018. Zjasnění v UV oboru dosáhlo 14 mag, vzdálenost zdroje se podařilo určit na ~78,6 Mpc - šlo tedy o jednu z nejjasnějších a nejbližších katastrof od nás. Zářivý výkon v maximu dosáhl 2,4×10³⁷ W a pokles jasnosti odpovídal mocninné funkci s exponentem −5/3. Objekt nevytvořil žádné pozorovatelné rentgenové záření, pátrání po výtryscích v rádiovém oboru bylo také neúspěšné. Spektropolarimetrická měření ukázala, že zářící oblast byla mírně asférická s poměrem os elipsoidu ~0,65.

K. Kawana aj. provedli numerické simulace zániku bílého trpaslíka v důsledku působení slapových sil v těsné blízkosti horizontu událostí černé díry. Hmotnost héliového BT činí ~0,2 M_⊙, hmotnost ČĎ ~10^2,5 M_⊙. Hvězdný pozůstatek vzplane nejen v důsledku přímého roztrhání, ale také výbuchu následujícího po stlačení části jaderného materiálu. Modely počítaly jak hydrodynamické a termonukleární procesy, tak vývoj celkové jasnosti a charakter spektra systému. Událost způsobí rychlý nárůst jasnosti v řádu 5–10 d, celkový zářivý výkon zjasnění představuje ~10³⁵ W. Vyvržený materiál má hmotnost ~0,12 M_⊙, z něj asi ¼ tvoří ⁵⁶Ni. Spektra obsahují silné čáry vápníku a železa, naopak jsou výrazně potlačené čáry křemíku. Dopplerův posuv záření může dosahovat ≤ 12 Mm/s v závislosti na pozorovacím úhlu. Model dobře vysvětluje dvě slapové katastrofy z přehlídky DES (Dark Energy Survey, dalekohled V. M. Blanca, Cerro Tololo, Chile), provázené rychlým a slabým zjasněním. Autoři plánují rozšíření modelů - simulace slapových trhání s různými parametry BT i ČĎ by mohly vytvořit katalog, podle něhož bychom některé charakteristické události dokázali rozpoznat.

J. Roland aj. modelovali polohy rádiového záření výtrysků v jádru galaxie 4C31.61 (2201+315) a s překvapením zjistili, že zdroje relativistických výtrysků jsou pravděpodobně tři a nikoli jen dva, jak předpokládali. Rádiová interferometrie observatoře VLBA v rámci projektu MOJAVE (Monitoring Of Jets in ActiVe galactic nuclei Experiment) odhalila, že nejhmotnější černá veledíra se od druhé nejhmotnější nachází v projektované vzdálenosti ~1,3 pc a poměr hmotností mají 2:1. Poměr hmotností nejhmotnější a nejméně hmotné ČVĎ je ~100:1 a všechny tři ČVĎ se od sebe nacházejí ve vzdálenosti ≤ 2,6 pc. Systém leží 1,46 Gpc od nás.

S. Komossa aj. k průzkumu centrální dvojice černých děr blazaru OJ 287 (viz předpředchozí kapitolu) přidali výsledky pozorování družic NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array, NASA, start VI 2012, rovníková dráha, ~600 km n. m.) a XMM–Newton, které objekt pozorovaly v dubnu–červnu 2020. Při zjasnění v rentgenovém, UV i optickém oboru přístroje v pásmu 3÷79 keV zaznamenaly tvrdé spektrum s indexem ~2,4 a měkkou emisi v delších vlnových délkách. Analýza profilu absorpčních čar ukazuje, že zářící látka ve výtrysku se pohybovala rychlostí ~10 % c. Zjasnění z jara 2020 je v souladu s modelem akrečního disku sekundární černé díry, srážejícího se s akrečním diskem primární ČĎ a způsobujícím horečnou aktivitu jejího relativistického výtrysku.

J. Palouš aj. modelovali vývoj obálek supernov rozpínajících se do mezihvězdného prostředí v oblasti centrální hvězdokupy. Vývoj obálky ovlivňuje nejen samotné prostředí, ale také gravitace černé veledíry a celé hvězdokupy. Autory zajímalo, zda a kdy mohou rozpínající se obálky přispívat ke krmení centrální ČVĎ. Ukázalo se, že supernovy vybuchující uvnitř kuželové oblasti kolem rotační osy galaxie skutečně materiál pro ČVĎ dodávají. V závislosti na hustotě prostředí 10³–10⁵ cm⁻³ mohou obálky dodat akrečnímu disku látku o hmotnosti 10–1 000 M_⊙ (také záleží na prostorovém rozmístění supernov). Jednotlivé supernovy vybuchující po ukončení prudké tvorby hvězd mohou dodat látky o 2–3 řády více. Většina látky dodané do jádra skončí v akrečním disku, kde krmí ČVĎ a zásobuje centrální výtrysk.

Ikonický první „snímek“ černé veledíry v jádře M87 z celoplanetární interferometrické radioobservatoře EHT (Event Horizon Telescope) viděli patrně všichni zájemci o astrofyziku. Vnitřní části prstence akrečního disku dominuje záření fotonových prstenců. M. D. Johnson aj. si uvědomili, že tyto prstence by mohly být klíčem k určování vlastností pozorované ČĎ. Fotonové prstence jsou zajímavý projev obecné relativity - jde o fotony, dočasně chycené do gravitační pasti, v níž musejí obíhat kolem horizontu událostí ČĎ. Celý fotonový prstenec je složenina nekonečného množství drah jednotlivých fotonů, které ČĎ oběhly 0,5×, 1×, 1,5×, 2×, … – prstýnky se exponenciálně zužují, ale všechny přispívají k záření celého prstence. Prostorové uspořádání prstence je závislé na unášení prostoročasu v okolí ČĎ, které určuje její hmotnost a spin. Když budeme mít k dispozici interferometr s dostatečně velkou základnou, abychom dokázali rozlišit vnitřní strukturu fotonového prstence, budeme schopni přímo vypočítat hmotnost a spin ČĎ.

F. Tamburini aj. rozpracovali další nezávislou metodu zjišťování parametrů ČĎ. V datech EHT pro černou veledíru M87* pomocí rekonstrukce vlnoploch a fázového posunu určili míru unášení momentu hybnosti, z níž vypočetli míru rotace ČVĎ za předpokladu, že se uplatňuje Kerrova metrika. Spin má s pravděpodobností ~95 % hodnotu (0,9 ±0,05) a osa rotace má sklon (17 ±2)°; možnost, že by M87* nerotovala, je menší než ≤ 0,000 34 %. Autoři odhadují, že energie ukrytá v rotaci ČVĎ má hodnotu ≈ 10⁵⁷ J.

R. Kumar a S. G. Ghosh propočetli modely stínů ČĎ, které by mohly různé typy ČĎ vykazovat. Cílem bylo zjistit, zda by bylo možné pomocí pozorovaných stínů ČĎ určovat jejich parametry. Autoři spočetli simulace pro čtyři typy ČĎ: Kerrova (rotující), Kerrova–Newmanova (rotující s elektrickým nábojem), Bardeenova (sféricky symetrická s magnetickým polem) a rotující nesingulární (pravidelná s Minkowskiho jádrem). Plocha a obvod stínu a míra jeho prohnutí umožňují v konkrétních případech rozlišit, o jaký typ ČĎ se jedná; ve vhodných případech dokonce odvodit spin nebo elektrický náboj. Obecně platí, že čím víc se tvar stínu ČĎ vzdaluje od kruhu, tím více máme šanci něco zjistit o vlastnostech ČĎ.

Y. Chen aj. provedli sérii výpočtů účinnosti trhání a/nebo polykání hvězd v jádrech galaxií jejich centrálními černými veleděrami. Pro hmotnosti ČVĎ v rozmezí 0,1–1 MM_⊙ a ≳ 100 MM_⊙ hraje roli tvar galaxie - čím víc se odchyluje od plochého disku, tím rychleji se ČVĎ může krmit hvězdnou látkou; u hmotnějších galaxií je tento jev výraznější. Průměrná spotřeba hvězd centrální ČVĎ je pro hmotnosti ≲ 10 MM_⊙ nepřímo úměrná její hmotnosti, zatímco nad touto hranicí je úměrnost přímá. Střední hodnota rychlosti přísunu hvězd je ~3×10⁻⁵ r⁻¹Mpc⁻³ pro ČVĎ s hmotnosti 0,1÷100 MM_⊙, pro vyšší hmotnosti ČVĎ je rychlost přísunu ~10⁻⁶ r⁻¹Mpc⁻³. S rostoucím červeným posuvem se míra spotřeby hvězd snižuje, u hmotnějších galaxií je útlum opět výraznější. Drtivá většina slapových katastrof se odehrává v galaxiích s hmotností ≈100 GM_⊙, na ty nejhmotnější připadá jen 1–2 % případů.

J. E. Greeneová aj. v ročním přehledu astronomie a astrofyziky shrnuli současný stav pátrání po černých dírách středních hmotností (~10÷10⁵ M_⊙). Situace je složitá ze dvou stran. Vývojové modely galaxií dobře reprodukují vznik ČĎ s hmotnostmi ≳ 10⁵ M_⊙, ale zatím jsme nenašli žádnou méně hmotnou ČĎ v kulové hvězdokupě. Existuje několik nepřímých důkazů existence ČĎ s hmotnosti 100–1 000 M_⊙. Přehlídky galaxií s nízkými hmotnostmi se shora blíží hranici hmotnosti centrální ČĎ 10⁵ M_⊙, ale spolehlivě určených hmotností galaxií je málo, abychom mohli vyvozovat statistické závěry. Pomoci by mohly přehlídky slabých galaxií s velkými červenými posuvy, anebo pozorování středně hmotných ČĎ mimo jádra galaxií; na obojí zatím čekáme.

K. Inayoshi aj. tamtéž doplnili informací o stavu poznání vývoje prvotních hmotných černých děr. Vývojové modely říkají, že černé veledíry s hmotnostmi ~1 GM_⊙ jsou vzácnou špičkou ledovce, který tvoří ČĎ všech hmotnostní nižších řádů. Hvězdné ČĎ, které pravděpodobně zbyly po hvězdách populace III v minulosti odpovídající červenému posuvu ~30, patrně zůstaly osamocené kvůli příliš mělkému gravitačnímu potenciálu mateřských galaxií. Modely ukazují, že ČĎ mohou rychle vyrůst v prostředí hustého okolí centra mladé, málo kovové galaxie, kde rychlá tvorba hvězd tvoří hustá oblaka plynu, která může ČĎ snadno spolykat akrecí. Vlastnosti prostředí (počet a vzdálenost supernov, hmotnost zárodečného plynu galaxie apod.) všechny ovlivňují výslednou hmotnost ČĎ. Pro budoucí určování, která okolnost hrála významnou roli u dané konkrétní ČĎ, bude nutné kromě její hmotnosti také co nejpřesněji určit vlastnosti jejího okolí. Bude zajímavé pozorovat, co s výzkumem ČĎ udělá spuštění kosmických gravitačních observatoří, které budou mít dostatečnou citlivost k pozorování přímého růstu černých veleděr.

5.10. Gravitační čočky a mikročočky

Chladná skrytá látka tvoří většinu hmoty ve viditelném vesmíru. Gravitační čočky, které vytvářejí galaktické kupy, obsahují skrytou látku v podobě husté kulové složky, která je větší analogií galaktického hala. M. Meneghetti aj. použili pozorování 11 galaktických kup, z nichž každá obsahuje ~1 tis. galaxií k analýze samotných gravitačních čoček. Data z HST ukázala, že v každé kupě je sice většina skryté látky nahromaděná kolem středu, ale zároveň se vyskytuje v podobě shluků, jejichž gravitační působení je o více než 1 řád silnější, než vyplývá z numerických simulací. Představují jakési bubliny v gravitační čočce, jejichž index lomu je vyšší než index lomu celé čočky. Nesoulad teorie a pozorování buď znamená, že jde o dosud neznámý projev skryté látky, jejíž povaze stále nerozumíme, anebo máme špatně numerické simulace.

M. Millon aj. publikovali výsledky 15letého monitorování čočkovaných kvasarů v projektu COSMOGRAIL (COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses, Swiss Leonard Euler Telescope, ⌀ 1,2 m; La Silla, Chile, 2,4 km n. m.). Z 23 čočkovaných systémů se pro 18 z nich podařilo získat rozdíly v časování světelných křivek v různých obrazech, polovina z nich má přesnost lepší ≤ 15 %. Např. pro kvasar SDSS J1226–0006 má střední zpoždění v čočkovaných obrazech proti přímému pozorování hodnotu 35,3^+3,7_−3,5 d. Autoři upozorňují, že metoda není vhodná pro ty systémy, které nevykazují rychlé změny jasnosti, které je možné v rámci jedné pozorovací kampaně zachytit jak v přímém obrazu, tak v gravitačně zborcených vedlejších obrazech. Pro tyto systémy paradoxně není potřeba vyšší kadence pozorování, ale silnější optická soustava a/nebo delší souvislá doba pozorování, kterou je však na velkých přístrojích těžké získat.

Přehlídky gravitačních mikročoček již zaznamenaly tisíce těchto jevů, většinu z nich ve směru k výduti Galaxie nebo Magellanovým mračnům. M. S. Medford aj. přišli s předpovědí, kolik mikročočkování by měla zachytit přehlídka ZTF (Zwicky Transient Facility, teleskop Samuela Oschina, Mt. Palomar, Kalifornie, USA; ⌀ 1,2 m, 1,7 km n. m.), která obsáhne ~1 mld. hvězd ve filtrech g a r. Přestože ZTF není přehlídka pro hledání mikročoček, její záběr celé severní oblohy každé ~3 noci má umožnit objev ~1 100 mikročoček během 3 let provozu v okolí roviny Mléčné dráhy (l ≤ 10°) a ~500 ve vnější Galaxii. Autoři očekávají, že po 5 r by jen ze ZTF mělo vzejít kolem 2,4 tis. pozorování mikročoček. Přehlídka má pro jejich detekci připravené algoritmy, kterou bylo možné vyzkoušet na zesílení ZTF18abhxjmj, které začalo 10. května 2018 a trvalo 76,7 d. Přes vzdálenou hvězdu ~4. magnitudy (r) přešla čočka ~10 mag (r); zdrojem pravděpodobně byla hvězda spektrální třídy G s hmotností ~1,04 M_⊙ v kulové hvězdokupě staré ~6,6 Gr a čočkou trpaslík typu M s hmotností 0,39 M_⊙.

Ch. Han aj. zpracovali pozorování mikročočky KMT-2019-BLG-1339, objevené korejskou přehlídkou KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network, 3× ⌀ 2 m – Cerro Tololo + Siding Springs + Sutherland, 24h sledování výdutě Galaxie), jejíž světelná křivka obsahovala zjevnou anomálii - výrazný asymetrický vedlejší vrchol. Pravděpodobné vysvětlení anomálie spočívá v podvojnosti mikročočky. Kolem trpaslíka spektrální třídy M obíhá obří planeta srovnatelná s Jupiterem. Bayesovská statistika nabízí dvě pravděpodobná řešení hmotností soustavy: buď ~0,27 M_⊙ a ~11 M_J, anebo ~0,48 M_⊙ a ~1,3 M_J. Mezi oběma řešeními by mohla rozhodnout následná pozorování trpaslíka, neboť obě varianty vykazují značně rozdílný vlastní pohyb.

D. P. Bennet aj. nalezli ještě podivnější čočkující systém OGLE-2006-BLG-284, který sestává z dvojhvězdy a obří planety. Složky dvojhvězdy mají poměr hmotností ~0,298, poměr hmotnosti planety vůči primáru činí ~1,3×10⁻³. Projektovaná vzdálenost složek je ~2,1 au, projektovaná vzdálenost planety od primáru ~2,2 au. Jestliže má systém stabilní dráhy, musí být jedna ze skutečných vzdáleností mnohem větší než současné projektované. Nevíme ovšem která, planeta tedy může obíhat jak kteroukoli z hvězd, nebo může být cirkumbinární. Bayesovský odhad hmotností všech složek dává hodnoty ~0,35 M_⊙, ~0,1 M_⊙ a ~144 M_Z, pochopitelně s velkými nejistotami. Úhlové oddělení složek se bude zvětšovat přes ≥ 90 mas, mělo by být tedy v budoucnosti možné pomocí kosmických nebo největších pozemských teleskopů zjistit nové polohy všech tří těles.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Lehké prvky vznikaly v prvních minutách po velkém třesku. Mezi těmito lehkými prvky má pro nás velký význam deuterium (těžký vodík), neboť jeho množství je citlivým ukazatelem počátečních parametrů, zejména prvotní hustoty baryonů. Měření zastoupení deuteria v okolním vesmíru v poslední době dosáhlo přesnosti v řádu jednotek %, ale potíž je, že teoretické předpovědi jsou zatížené velkou nepřesností účinného průřezu jaderné reakce D(p,γ)³He. V. Mossa aj. publikovali výsledky měření účinného průřezu reakce, získané v experimentu LUNA (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics) v podzemní laboratoři Gran Sasso (Itálie), kde je zanedbatelný vliv kosmického záření. Bombardování čistého deuteria proudem protonů z 400 kV urychlovače z plynu uvolňuje záření γ, jehož rozptyl umožňuje vypočítat účinný průřez reakce. Data získaná v experimentu velmi dobře odpovídají hodnotám z mikrovlnné záření kosmického pozadí. Střední hodnota poměru D / H získaná z pásma energií 32÷263 keV je (0,022 33 ±0,000 36).

Odvozování parametrů celého vesmíru závisí na přesnosti měření vzdáleností, které se v základu opírá o standardní svíčky v podobě supernov typu Ia. Empirické vztahy mezi vlastnostmi jejich jasností, tvarů světelných křivek, spektrálních charakteristik a např. hmotností hvězdných složek mateřských galaxií umožňují stále zpřesňovat měření rychlosti rozpínání vesmíru. Nedávno se objevilo podezření (práce Y. Kanga aj.), že jasnost supernov Ia klesá směrem do minulosti tempem ~0,05 mag/Gr, což při extrapolaci do vysokých červených posuvů představuje zkreslení ~0,25 mag – to už by stačilo ke zpochybnění předpokládaných hodnot skryté energie. B. M. Rose aj. proto provedli opakované zpracování celého vzorku 34 supernov jiným algoritmem a získali hodnotu ~0,035 mag/Gr. Rozšíření vzorku o 254 supernov s nízkým červeným posuvem z přehlídky Pantheon vede k hodnotě (−0,016 ±0,031) mag/Gr; navíc se ukázalo, že vynecháním SN2003ic z celého vzorku se dostane hodnota (0,008 ±0,030) mag/Gyr. Nejde o to najít vzorek vedoucí k výsledkům, jež se zrovna hodí - otázka je, které jsou vhodné standardní svíčky a proč.

O problémech s určením Hubbleovy–Lemaîtrovy konstanty jsme se zmiňovali v loňské Žni. Pozorování zpoždění signálů gravitačně čočkovaných vzdálených kvasarů se zpřesňuje a podobně jako v předchozím příkladu se supernovami je třeba mít jistotu, že etalony vzdálenosti, které používáme, jsou spolehlivé. M. Millon aj. oznámili první výsledky projektu TDCOSMO, což je záměr využít algoritmy a metody zpracování dat, které používají přehlídky H0LiCOW (H0 Lenses in CosmOgrail's Wellspring), SHARP (Strong–lensing High Angular Resolution Programme) a STRIDES (STRong–lensing Insights into Dark Energy Survey) na skutečných i uměle vyrobených datech, aby se objevily jejich případné systémové nedostatky. Zdroje informací o zkresleních jsou tři: kinematika hvězd, zkreslení podél zorného paprsku a gravitačně působící látka. Hvězdná kinematika hraje nejmenší roli, protože jak autoři vypočetli, systematický posun rozložení rychlostí o ~10 % způsobí změnu pouze ~0,7 % v hodnotě odvozené konstanty H₀. Jevy spojené se zkreslením podél cesty světla hrají zcela zanedbatelný vliv; vzhledem k rozdílnosti směrů k různým čočkujícím systémům by muselo jít o nepředstavitelně nepravděpodobnou náhodu, abychom získali konzistentní výpočet. Jako poslední zbývá možnost proměnnosti samotných gravitačně působících galaxií. Zde autoři pracují se dvěma modely, v nichž se rozložení hmotnosti látky a skryté látky řídí odlišnými profily - ty už na vliv získané konstanty vliv mají. Jak velký, záleží na konkrétní konfiguraci. Pro šest reálných gravitačních čoček použitých k výpočtům dává kompozitní model (hvězdy + halo skryté látky) hodnotu H₀ = (74,0^+1,7_−1,8) km/s/Mpc, logaritmický model dává hodnotu H₀ = (74,2 ±1,6) km/s/Mpc.

Projekt IllustrisTNG je pokračující série kosmologických magnetohydronamických simulací vzniku a vývoje galaxií. Jde o pokračování původního simulačního projektu Illustris a cílem TNG je reprodukovat různé kosmologické jevy od kosmické pavučiny po vlastnosti galaktických jader v závislosti na proměnných vstupních podmínkách. Simulační prostřední má tři konkrétní modely podle obsaženého objemu - TNG50 51,7³ Mpc³, TNG100 110,7³ Mpc³ a TNG300 302,6³ Mpc³. Různé modely se zaměřují na různé vlastnosti simulovaného vesmíru, např. TNG50 používá větší počet částic pro pohyby mnoha těles než TNG100.

B. A. Terrazas aj. v modelu TNG100 zkoumali, jak se mění míra tvorby hvězd v závislosti na hmotnosti hvězdné složky galaxie a hmotnosti centrální černé veledíry. Pro galaxie o hmotnosti hvězdné složky ≳ 10 GM_⊙ platí prosté pravidlo - jakmile kinetická energie větru od ČVĎ při nízkých hodnotách akrece přesáhne vazební energii plynu v galaktickém disku, tvorba hvězd se zastaví. Existuje zlomový bod hmotnosti centrální ČVĎ, od níž dolů právě uvedený vztah neplatí. Podíl mrtvých galaxií (tj. těch s nulovou nebo téměř nulovou tvorbou hvězd) tak závisí jak na hmotnosti galaxie, tak na hmotnosti její ČVĎ - v tom se model shoduje s pozorováním v blízkém vesmíru. Nevýhoda modelu je, že v omezeném objemu nereprodukuje všechny existující typy galaxií, ani jejich pozorované rozdělení.

R.H. Mebane aj. zkoumali vliv 1. generace hvězd (populace III) na celkový signál pozadí vesmíru na vlně 21 cm. Autoři zkombinovali semianalytický model se simulací globálního pozadí a porovnávali výsledky modelů s měřením experimentu EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature, EoR je zkratka pro období reionizace vesmíru). Již prvotní simulace vzniku hvězd populace III přinesly obecnou shodu s pozorovanými daty – míra vzniku prvních hvězd tempem ~10⁻⁴ M_⊙/r/Mpc³ v období z ≈ 15–10 dává lepší výsledky než jakýkoli model bez populace III. Ladění vhodných parametrů pro konkrétní vlastnosti pozorovaného pozadí už vyžaduje mravenčí práci – nejúspěšnější se jeví modely se silným rádiovým a relativně slabým rentgenovým zářením a rozdělení hmotností potřebuje ostrý vrchol okolo hodnoty 140 M_⊙.

G. D. Joshi aj. studovali v modelech TNG50 a TNG100 vývoj galaktických disků v kupách galaxií. Autoři nechali vyvíjet galaxie od zárodečných disků a vybrali kupy s celkovou hmotností 10¹⁴–10^14,6 M_⊙ se satelitními galaxiemi o hmotnosti 10^9,7–10^11,6 M_⊙. Většina disků v kupách byla na konci sledovaného období zcela zkroucená, na rozdíl od kontrolní skupiny (ta se vyvíjela bez vlivu satelitních galaxií), kde si většina disků zachovala diskovitost. Satelitní galaxie ovlivňují významně vývoj disků v časovém intervalu ~0,5÷4 Gr a téměř nezáleží na jejich hmotnosti, pouze platí, že blízké průlety satelitů způsobují větší pokroucení disků než vzdálenější setkání. Průlety způsobují kromě změny morfologie disků také šokové hustotní vlny a okrádají disk o mezihvězdnou látku. Galaxie kontrolní skupiny se v čase mění také, vyvíjejí se přednostně splýváním a působením aktivních galaktických jader.

M. Semczuk aj. hledali zkroucené disky v modelu TNG100 mezi galaxiemi s hmotností hvězdné složky v rozsahu 10÷100 GM_⊙. Přibližně 16 % všech disků - hvězdných i plynných - má charakteristické prohnutí do tvaru S jako Mléčná dráha. Zhruba třetina z nich za prohnutí vděčí interakcemi s okolními galaxiemi a polovina těchto interakcí končí splynutím s narušitelem. Po splynutí vydrží prohnutí ≤ 1 Gr, nejdéle trvající zkroucení tvoří přílet narušitele pod úhlem ~45° vůči původní rovině disku. Příčinou zkroucení jsou z největší části slapové síly, ale přispívá k němu též přísun plynu z padajících galaxií a jím vyvolaná tvorba nových hvězd.

I. Horvath aj. spojili nedávná pozorování velikého shluku záblesků záření γ v oblasti Herkules–Severní Koruna (přezdívaného též „Velká zeď“) s červeným posuvem z ≈ 2 s vývojovými modely vesmíru, v nichž vznikají obří struktury s velikostí 2÷3 Gpc. Autoři se rozhodli prozkoumat hypotézu, že právě Velká zeď je takovou obří strukturou, kterou pozorujeme zevnitř. Statistika záblesků γ zatím není dostatečná, aby bylo možné rozhodnout, zda skutečně pozorujeme kosmologickou strukturu, tedy důsledek prostorového rozložení gravitující látky, anebo zda jde o důsledek astrofyzikálních procesů, tedy postupné tvorby hvězd v prostoru a čase. Záblesky záření γ jsou sondy s největším dosahem, které zatím máme k dispozici, ale protože chybí přesné údaje o jejich vzdálenosti (červený posuv známe jen u zlomku vzplanutí, kde byly nalezeny optické nebo rádiové protějšky), nedokážeme zrekonstruovat 3D mapu celé struktury Herkules–Severní Koruna. Pomoci by mohla už chystaná družice THESEUS (ESA, předběžné datum startu 2032), která by potvrdila, zda se skutečně jedná o největší pozorovanou strukturu ve vesmíru.

Kosmická pavučina tvořená převážně skrytou látkou tvoří lešení, na němž je navěšena struktura baryonové zářící látky, kterou pozorujeme. Většina látky by se podle kosmologických simulací v největších měřítkách měla nacházet ve stavu stále ještě horkého, ale řídkého plynu. H. Tanimura aj. přeložili mapy ≥ 15 tis. vláken kosmické pavučiny z přehlídky SDSS s délkou 30÷100 Mpc a červeným posuvem z = 0,2–0,6 přes pozorování družice ROSAT v rentgenovém oboru. Po odečtení oblastí známých galaktických kup a bodových rentgenových zdrojů se po navrstvení (angl. stacking) jednotlivých pozorování objevil signál odpovídající jednotlivým vláknům v pásmu energií 0,56÷1,21 keV. Statistická významnost signálu 4,2 σ odpovídá jádrovým oblastem vláken, v nichž září plyn o průměrné teplotě 0,9^1,0_−0,6 keV a kontrastem hustoty ~30. Stejný postup použitý na data přístroje eROSITA pro 2 tis. vláken vede k signálu s významností 5 σ i při průměrné teplotě plynu jen ~0,3 keV. Jde o první přímý důkaz, že vlažné až horké mezigalaktické prostředí, předpovídané v kosmologických modelech, skutečně existuje.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LV. (2020).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 06. júla 2022