Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 16. januára 2012
Přehlídka OGLE určená primárně pro hledání gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) se nyní začala neméně úspěšně využívat pro statistické studie vlastností jednotlivých tříd proměnných hvězd. I. Soszynski aj. uveřejnili katalog proměnných hvězd typu RR Lyrae, objevených jednak v poli OGLE II (40 čtv. stupňů ve VMM; sledováno 32 mil. hvězd v intervalu od července 2001 do března 2008) a dále v poli OGLE III (pole 0,4 čtv. stupně; světelná křivka každé hvězdy obsahuje 400 fotometrických měření ve filtru I s integrační dobou 3 min.). Katalog obsahuje bezmála 25 tis. hvězd tohoto typu, což je trojnásobek dosud známého počtu. Autoři ukázali, že proměnné RR Lyr nejsou ve VMM rozprostřeny rovnoměrně; kupí se podél příčky v jádře VMM a jde vesměs o staré hvězdy s periodami v rozmezí 0,3 – 0,6 d. Cílem autorů je tak postupně zmapovat i rozložení ostatních tříd proměnných hvězd v nejbližší sousední galaxii.
E. Costa aj. využili 2,5m duPontova teleskopu v Las Campanas k proměřování vlastních pohybů obou Magellanových mračen v intervalu 6 let. Pohyby byly vztaženy k polohám vzdálených kvasarů. Odtud vyplývá, že VMM se od naší Galaxie vzdaluje radiální rychlostí 86 km/s a jeho tangenciální rychlost dosahuje 315 km/s. VMM se vůči MMM pohybuje rychlostí 84 km/s, což spíše naznačuje, že obě mračna jsou vůči sobě gravitačně vázána. Chyby měření však jsou až dosud příliš vysoké, než abychom mohli tuto vazbu jednoznačně potvrdit. Podle G. Shattowové a A. Loeba je kruhová rotační rychlost v naší Galaxii ve vzdálenosti Slunce od centra až o 15 % vyšší než dosud přijímaná hodnota 220 km/s. V tom případě by bylo VMM gravitačně slabě vázáno i vůči naší Galaxii.
J. Koerwer odvodil vzdálenost VMM z infračervených pozorování vlastností polních červených hvězd. Dostal tak hodnotu 51,1 kpc. G. Pietrzynski aj. změřili vzdálenost dvojčárové spektroskopické a současně zákrytové dvojhvězdy v poloze 0510-6858 skládající se ze dvou trpaslíků hlavní posloupnosti třídy G4, která se nachází ve VMM a byla objevena během kampaně OGLE (hledání gravitačních mikročoček). Výsledná hodnota 50,1 kpc má chybu jen ±3 % a autoři sami tvrdí, že pokud se podaří nalézt více takových dvojhvězd ve VMM, klesne relativní i absolutní chyba v určení vzdálenosti Mračna na ±1 %, což zásadně zvýší přesnost celého kosmologického žebříku vzdáleností ve vesmíru. V rámci téhož projektu ARAUCARIA změřili O. Szewczyk aj. vzdálenost MMM 62,2 kpc. Využili přitom 34 krátkoperiodických proměnných typu RR Lyrae objevených rovněž v kampani OGLE a podrobně sledovaných aparaturou SOFI na NTT ESO (La Silla). Tatáž metoda pro VMM dává ovšem hodnotu 52,0 kpc.
E. Sabbi aj. využili kamery ACS HST k průzkumu šesti nesouvisejících oblastí MMM s cílem porovnat změny tempa tvorby hvězd během existence Mračna. Zjistili, že první hvězdy v MMM se tvořily již před 12 mld. let. K obohacování mezihvězdného prachu a plynu kovy docházelo nejprve v centrálních partiích Mračna; na jeho periférii bylo po dlouhou dobu zastoupení kovů velmi nízké. Hvězdy se po celou dobu existence Mračna tvořily plynule, ale tato aktivita ustala před 2,5 mld. let. Po přestávce začala před 0,5 mld. let mladých hvězd opět opět přibývat, a to zejména v galaktické příčce a křídlech MMM. Naproti tomu T. Tsujimoto a K. Bekki zjistili z chemického složení hvězd MMM, že před 7,5 mld. let došlo ke splývání Mračna z více tehdejších trpasličích galaxií bohatých na mezihvězdný plyn. Projevilo se to skokem v metalicitě tehdy vznikajících hvězd. Zmíněné splývání se odehrálo v době, kdy bylo hnízdo trpasličích galaxií velmi daleko od naší Galaxie.
D. Sand aj. odvodili z pozorování satelitu naší Galaxie Hercules (SDSS 1631+1247) vzdáleného 133 kpc, že je starý alespoň 12 mld. roků a má protáhlý tvar o délce 460 pc. Hvězdy v něm pozorované mají metalicitu o dva řády nižší, než je sluneční, a absolutní hvězdná velikost satelitu činí jen -6,2 mag, tj. zhruba 20 kL☉. Satelit se od naší Galaxie vzdaluje úctyhodnou rychlostí 145 km/s, což naznačuje, že má velmi protáhlou eliptickou dráhu vůči centru Galaxie.
A. Maccio aj. upozornili na velký rozsah zářivých výkonů (svítivostí) satelitů naší Galaxie, které mají typické rozměry 600 pc a srovnatelné hmotnosti řádu 10 MM☉; navzdory tomu se jejich svítivosti navzájem liší až o 4 řády. V. Belokurov aj. objevili v poloze 0219+2010 malý satelit naší Galaxie, označený jako Segue 2 (SEGUE = Sloan Extension for Galactic UndErstanding) v galaktické délce l = 149° a šířce b = -38° s pozorovanou jasností 17,7 mag. Odtud vyplývá jeho vizuální absolutní hvězdná velikost -2,5 mag a průměr jen 70 pc.
V jeho blízkosti se nacházejí další miniaturní satelity Segue 1, Boo II a Com, což znamená, že jde o subsatelity jiných hmotnějších satelitů! Autoři se domnívají, že subsatelity vznikaly obecně již v raném vesmíru, tj. v první půlmiliardě let po velkém třesku, a představují pozůstatky po epoše reionizace vesmíru. Jak napsal N. Gnedin, "galaxie podobně jako sloni mají sloní paměť", takže subsatelity nejsou přímo stavebními kameny pro tvorbu "řádných" galaxií; spíše jde o chaotickou změť zbytků, které odpadly od stavebních kamenů, protože mají řádově jen tisíce hvězd, kdežto skutečné satelity až stovky milionů hvězd a velké galaxie typu Mléčné dráhy nebo galaxie M31 dokonce stovky miliard hvězd. Protože se jednotlivé galaxie k sobě dosti často přibližují na vzdálenosti menší než jejich slapové poloměry, mnoho hvězd je při takovém manévru odchýleno z drah a doslova vytrženo z mateřské galaxie. Do každé galaxie se tak dostávají vetřelci s úplně odlišnými kinematickými parametry a chemických složením, takže po 12 miliardách let existence obřích galaxií jde o velmi neuspořádané propletence, doslova neuklizený nepořádek.
A. McConnachie aj. zjistili na základě prohlídky 3,6m reflektorem CFHT na Havaji, že u galaxie M31 (And) byla dosud objevena nanejvýš čtvrtina těchto subsatelitů. Ukázali, že slapové síly mění měřitelně trajektorie hvězd i ve vzdálenostech o dva řády větších, než je rozměr disku velké spirální galaxie, v němž se nachází až 100 mld. hvězd. To postihlo dokonce i miliony hvězd galaxie M33 (Tri), která se před 2,5 mld. let přiblížila k M31 na minimální vzdálenost 40 kpc.
S tím také podle M. Putmana aj. souhlasí rádiové pozorování rozložení H I v M33. Vodíkové mračno o hmotnosti 1,4 GM☉, které se nachází pod diskem galaxie, v němž se tvoří hvězdy, vykazuje zřetelné záhyby vinou slapů od galaxie M31 z doby před 2 mld. let. Dále odhadují, že za několik málo miliard let tvorba hvězd v M33 ustane, popřípadě zbylý plyn poslouží k iniciaci tvorby hvězd v obří galaxii M31. Autoři tak připodobňují vzájemné působení mezi galaxiemi M33 a M31 ke vztahu mezi Magellanovými mračny a naší Galaxií. V. Uová aj. využili modrých veleobrů v galaxii M33 k nezávislému určení vzdálenosti M33 od nás jednak pomocí Keckova teleskopu a jednak kamerou ACS HST. Výsledná hodnota vzdálenosti 970 kpc velmi dobře souhlasí s hodnotami, získanými dalšími pěti metodami určování vzdáleností galaxií v Místní soustavě.
M. Kim aj. změřili pomocí polohy špičky výskytu červených obrů v galaxii IC 10 modul vzdálenosti této galaxie, jež má o řád nižší zastoupení kovů než naše Galaxie. Odvozená vzdálenost 715 kpc ukazuje, že i tato galaxie patří do Místní soustavy galaxií.
F. Acero aj. zjistili pomocí aparatury HESS, že spirální galaxie NGC 253 (Scl; vzdálenost 3,5 Mpc) je zdrojem záření gama v pásmu nad 220 GeV. Jde o stálý zdroj pozorovaný v letech 2005, 2007 a 2008 během 119 h expoziční doby. Galaxie se vyznačuje epizodami překotné tvorby hvězd ve svém centru, a tak právě tam lze očekávat nejen vznik energetických fotonů záření gama, ale též kosmického záření o vysokých (TeV) energiích. Podobně tým aparatury VERITAS odhalil zdroj záření gama s energiemi nad 700 GeV v jádře galaxie M82 (UMa; 3,7 Mpc). I tato galaxie obsahuje právě ve svém jádře oblasti překotné tvorby hvězd a je tedy téměř určitě zdrojem vysoce energetického kosmického záření.
C. Siopis aj. změřili rozborem kinematiky mezihvězdných vodních maserů nezávisle hmotnost černé veledíry (38 M☉) v jádře blízké (7,3 Mpc) galaxie NGC 4258. Tato hodnota dobře souhlasí se starším údajem, který byl odvozen ze vztahu mezi svítivostí výdutí galaxií a hmotností příslušné veledíry (33 M☉). Nejnovější revizi zmíněného stavu ohlásili K. Bandara aj. na základě přehlídky SLACS, při níž našli 43 galaxií s dobře definovanou celkovou hmotností Mtot i hmotností příslušné černé veledíry Mbh. Pak podle autorů platí v rozsahu dvou řádů hmotností černých veleděr jednoduchý empirický vztah:
log Mbh = 8,2 + 1,55(log Mtot - 13,0), což svědčí o genetické provázanosti mezi černou veledírou a halem příslušné galaxie.
J. Madrid studoval časovou proměnnost ultrafialové jasnosti uzlíku HST-1 ve známém optickém výtrysku z centra obří galaxie M87 v období od května 1999 do prosince 2006. Zjistil tak, že koncem r. 2002 se uzlík zjasnil proti počáteční jasnosti 15krát. V letech 2003-04 jeho jasnost dramaticky kolísala, aby pak dosáhla vrcholu v květnu 2005 na úrovni 0,5 mJy, takže uzlík byl 4x jasnější než samotné jádro výtrysku, přičemž souběžně stoupala i jeho rentgenová jasnost, která však dosáhla maxima padesátinásobek klidové hodnoty o měsíc dříve. Od maxima pak jasnost uzlíku klesala zrcadlově souměrně k předešlému růstu, ale v listopadu 2006 byl zaznamenán další velký výbuch, kdy se uzlík opět zjasnil proti klidovému stavu téměř o dva řády. Uzlík se přitom nachází poměrně daleko od černé veledíry ve vzdálenosti 65 pc.
Podobný průběh měly i změny toku záření gama, které zaznamenala aparatura HESS v Namibii, byť s horší úhlovou rozlišovací schopností. V únoru 2008 však podle R. Wagnera aj. došlo k novému výbuchu, jenž byl koordinovaně sledován jak pomocí rádiové interferometrie VLBA, tak i aparaturami VERITAS, MAGIC a HESS v oboru záření gama. Díky VLBA se podařilo ukázat, že výbuch započal ve vzdálenosti jen 2 tis. AU od černé veledíry. Z těchto nesmírně pozoruhodných pozorování lze vyvodit, že šlo o zvýšení emise synchrotronového záření ze základny výtrysku, ale směr výtrysku nemíří přímo na pozorovatele; úhel mezi zorným paprskem a osou výtrysku dosahuje 28°. Černá veledíra v jádře M87 je extrémně hmotná, neboť obsahuje 6 mld. M☉. Jde tedy o unikátní kosmickou laboratoř v příznivé vzdálenosti a to zajisté přinese i v budoucnosti další pozoruhodné výsledky pro celou astrofyziku.
B. Brandl aj. využili Spitzerova dalekohledu k určení zářivého výkonu nejbližší (22 Mpc) interagující dvojice galaxií "Tykadla" (NGC 4038/4039) v souhvězdí Havrana. Pro pásmo vlnových délek 5 – 38 μm tak dostali hodnotu 4.1010 L☉ a pro současné tempo tvorby hvězd v nich 6,6 M☉/r, což na tak silně interagující systém je vlastně docela málo. Ostatně A. Robaina aj. zjistili pomocí simulací, že při srážkách galaxií se tempo tvorby hvězd zvyšuje proti klidovém stavu jen 1,8krát a zvýšení netrvá kosmologicky vzato dlouho. Pouze 8 % hvězd ve vzdálenostech 1 – 2 Gpc od naší Galaxie vzniklo pod vlivem probíhajících srážek galaxií. Navíc A. van der Wel aj. ukázali z rozboru parametrů >17 tisíc sféroidálních galaxií v přehlídce SDSS, že když splynou galaxie podobných rozměrů, tvorba hvězd se tím dokonce potlačí.
K. Gültekin aj. odvodili ze snímků kamery WFPC2 HST hmotnosti černých veleděr u galaxií NGC 3585 (Hya; typ S0; 340 MM☉; vzdálenost 21 Mpc), 3607 (Leo; eliptická; 120 MM☉; 20 Mpc), 4026 (UMa; typ S0; 210 MM☉; 16 Mpc) a 5576 (Vir; rádiová galaxie typu E3; 180 MM☉; 27 Mpc). D. Krajnović aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu Gemini-N k určení hmotnosti centrálních černých veleděr v galaxiích NGC 524 (Psc; 830 MM☉) a 2549 (Lyn; 14 MM☉), vzdálených od nás 40 Mpc, resp. 12 Mpc.
S. Farrellová aj. objevili intermediální černou díru s hmotností přes 500 M☉ v galaxii ESO 243-49 v podobě svítivého a proměnného rentgenového zdroje HLX-1 v poloze 0110-4604, který se nachází v úhlové vzdálenosti 8″ od centra galaxie, vzdálené od nás 90 Mpc. Průměrná bolometrická svítivost zdroje přesahuje 1035 W a odtud právě vyplývá vysoké hmotnost černé díry ukryté uvnitř svítícího obalu. C. Rodriguez aj. nalezli na rádiové frekvenci 1,3 GHz binární černou veledíru v rádiogalaxii 0402+379 díky interferometrii VLBI. Úhrnná hmotnost páru je určitě vyšší než 700 MM☉ a rovina jejich oběžné dráhy je skloněna o 66° vůči zornému paprsku. Veledíry obíhají kolem společného těžiště po kruhové dráze o poloměru 7 pc, takže jde o nejkompaktnější známý pár vůbec vzdálený od nás zhruba 230 Mpc.
V r. 2007 spustila skupina astronomů z britských (Oxford, Nottingham, Portsmouth) a amerických (Yale, Johns Hopkins) universit pozoruhodný projekt Galaxy Zoo (www.galaxyzoo.org), v němž nabídla dobrovolníkům z celého světa účast v morfologické klasifikaci snímků zhruba 1 milionu galaxií ve velké přehlídce SDSS. Autory projektu příjemně překvapilo, když se k účasti na projektu během jediného roku přihlásilo na 150 tisíc zájemců z celého světa, kteří dodávali klasifikace tempem až 70 tis. klasifikací za hodinu (!). Celkem tak dostali za rok 50 milionů klasifikací, tj. v průměru 50 nezávislých vizuálních klasifikací každé galaxie, přičemž se ukázalo, že člověk dokáže vystihnout zařazení galaxie k určitému typu daleko lépe než sebedůmyslnější počítačový program. Vzápětí se projekt proto rozšířil na další přehlídky, zejména na snímky pořizované HST, ale také dalšími pozemními dalekohledy (INT, WHT, Gemini-S, WYIN), radioteleskopy a přístroji na družicích Swift a GALEX. V letech 2008-2009 umožnily výsledky projektu publikovat 10 prací v recenzovaných časopisech, které obsahovaly závažné výsledky o vývoji galaxií, ale i o kuriozních objektech, o nichž předtím nikdo neměl tušení.
C. Lintott aj. popsali vlastnosti obrovitého modrozeleného útvaru jižně od spirální galaxie IC 2497 (LMi; abs. hv. velikost -22 mag) ve vzdálenosti 220 Mpc, na nějž během účasti na projektu Galaxy Zoo v r. 2007 upozornila tehdy čtyřiadvacetiletá holandská středoškolská učitelka biologie Hanny van Arkelová. Záhadný objekt proto dostal název Hanny's Voorwerp ("voorwerp" je holandský název pro objekt). Zatím se zdá, že Voorwerp vzdálený od mateřské galaxie 14 – 21 kpc je ozařován světlem kvasaru, který byl v nitru zmíněné galaxie v činnosti před stovkami tisíc let, ale někdy před 50 tis. lety uhasl. Zředěný plyn Voorwerp je vysoce ionizován a svítí zejména v zakázané čáře [O III] na vlnové délce 500,7 nm. Pro svou velkou rozlehlost může Voorwerp sloužit k rekonstrukci dávné světelné křivky hasnoucího kvasaru, který byl tehdy vůbec nejbližším aktivním kvasarem vůči Slunci.
O dalším významném objevu projektu Galaxy Zoo pojednává sdělení C. Cardamoneové aj. o objevu nové třídy kompaktních zelených galaxií s překotnou tvorbou hvězd řádu 10 M☉/rok v přehlídce SDSS. Dobrovolníci našli celkem 251 případů nerozlišených kompaktních galaxií, které se prozradily silně rozšířenou (100 nm!) čarou [O III] a nízkou metalicitou a jejichž hmotnosti se pohybují v intervalu 0,3 – 10 GM☉. Každých několik set milionů let se počet hvězd v těchto galaxiích zdvojnásobuje. (Mimochodem, naši zájemci o projekt Galaxy Zoo se mohou obrátit na český koordinační tým na webové adrese: www.galaxyzoo.org/?lang=cz). Vzápětí ukázali S. Toft aj., že čím kompaktnější jsou galaxie ve vzdálenostech 2,8 – 3,4 Gpc, tím intenzivnější je v nich tvorba hvězd.
W. Wu ukázal, že existuje jednoznačná závislost mezi zářivým výkonem bližších galaxií s červeným posuvem do z = 0,1 (vzdálenost <400 Mpc) v blízké infračervené oblasti a rozměrem rezonančních prstenů v rozložení hvězd u prstencových galaxií, jichž je do této vzdálenosti od nás známo přes tisíc. To dává možnost využít těchto galaxií jako standardních svíček pro odvození lokální hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru nezávisle na jiných indikátorech vzdáleností, přičemž střední chyba této hodnoty činí zhruba 10 %.
M. Dotti aj. nalezli v kvasaru SDSS J0927+2944 (vzdálenost 1,9 Gpc) známky přítomnosti těsného páru černých veleděr, které kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 0,3 pc v periodě 370 let. Primární veledíra má úctyhodnou hmotnost 2 GM☉, zatímco sekundární "jen" 600 MM☉. Relativní rychlost sekundární veledíry vůči těžišti soustavy dosahuje neméně úctyhodné rychlosti 2 650 km/s. Celá soustava je zanořena do cirkumbinárního plynného disku. Odtud též vyplývá, že obě veledíry splynou během 3 mld. let.
M. Ouchi aj. objevili pomocí Spitzerova teleskopu záhadné mračno Himiko (Cet) svítící v čáře Ly-α s vysokým červeným posuvem z = 6,6, tj. v čase 800 mil. let po velkém třesku. Odtud též spočítali lineární rozměry mračna >17 kpc, jeho vysokou hmotnost ≈40 GM☉, zářivý výkon v čáře Ly-α 4.1036 W a vysoké tempo tvorby hvězd >30 M☉/r.
T. Tanaka aj. zjistili díky přehlídce SDSS, že již v čase 1 mld. let po velkém třesku se ve vesmíru vyskytují černé veledíry s hmotnostmi kolem 1 GM☉, takže vzniká otázka, jak se hvězdné černé díry s hmotnostmi nanejvýš 100 M☉ dokáží tak rychle vykrmit akrecí. Podle názoru autorů začínají z hmotných hvězd I. generace (populace III) vznikat hvězdné černé díry o relativně vysoké hmotnosti již v čase 100 mil. let po velkém třesku a pak musí po větší část své existence pilně nabírat další hmotu akrecí. E. Dalla Bontá aj. ukázali na základě snímků a spekter kup galaxií A1836, A2052 a A3565 pomocí WFPC, ACS a STIS HST, že horní mez pro hmotnosti černých veleděr uvnitř obřích galaxií určitě přesahuje 4 mld. M☉. Daleko vyšší a zřejmě realističtější horní mez však uvádějí C. Carilli aj. - plných 20 GM☉. Nicméně koncem r. 2009 ohlásili G. Ghiselliniová aj, že blazar S5 0014+813 vzdálený od nás 3,6 Gpc skrývá ve svém nitru černou veledíru s obludnou hmotností 40 GM☉!
S. Giodini aj. zkoumali, jak se mění podíl hvězd v závislosti na celkové hmotnosti 118 kup galaxií, vzdálených od nás 0,4 – 2,3 Gpc. Jednotlivé kupy mají hmotnosti v rozmezí 10 –1 000 TM☉ a s růstem hmotnosti klesá podíl hvězd na jejich úhrnné hmotnosti, zatímco hmotnost volného plynu stoupá vždy o 25 % na každý růst hmotnosti kupy o řád. Zastoupení baryonů v kupách je vždy nižší, než jak vyplývá z měření reliktního záření družicí WMAP. Teprve pro hmotnosti kup >700 TM☉ se začínají obě nezávislá určení zastoupení baryonů sbližovat.
J. Regan a M. Haehnet tvrdí, že rychlý růst hmotnosti hvězdných černých děr může probíhat v halech skryté látky o teplotě 15 tis. K, které vykazují velmi nízkou metalicitu a v nichž je potlačeno ochlazování molekulového vodíku. V centru hala tak vznikají podmínky pro vznik nadhvězd, jež se kosmologicky bleskurychle změní ve hmotné hvězdné díry, které v hustém centru hala nabírají hmotu akrecí tempem 1 M☉/r. Dosáhnou tak hmotnosti 1 MM☉ za pouhý milion let, ale tehdy se další akrece materiálu na vzniklou veledíru zastaví. Splýváním veleděr v centru hala pak vznikají obří veledíry o hmotnostech řádu miliardy M☉. Zatím neexistují žádné pozorovací důkazy o tom, že hvězdy I. generace mohly už tak brzo opravdu vzniknout, ale vyloučené to není, protože dosavadní aparatury nedokáží proniknout do takového mládí vesmíru; to čeká na novou generaci přístojů jako JWST a ALMA.
C. Carilli a D. Riechers zkoumali galaxie různého stáří až do času pouhé 1 mld. let po velkém třesku pomocí rádiointerferometrie soustavami VLA a Plateau de Bure. Zjistili, že nejstarší galaxie mají poměr hmotnosti černé veledíry ku hmotnosti celé galaxie jen 1:30, zatímco mladší galaxie až 1:700. Z toho vyvozují, že galaxie vznikají ze zárodku, jímž je černá veledíra, která pak na sebe nabaluje intergalaktický materiál až do stádia zralosti 4 – 5 miliard let po velkém třesku.
A. Feoli a L. Mancini se pokusili roztřídit galaxie podle jejich vztahu mezi hmotností centrální černé veledíry a průměrné kinetické energie náhodných pohybů hvězd v dané galaxii. Dostali tak jakousi obdobu Hertzsprungova-Russellova diagramu pro hvězdy. Různé morfologické typy galaxií zaujímají navzájem odlišné části příslušného diagramu. Nejvýše se nacházejí obří eliptické galaxie, uprostřed diagramu galaxie čočkové a v dolní části pozdní spirály.
P. van Dokkum aj. srovnávali rozměry velmi svítivých eliptických galaxií současnosti s rozměry jejich protějšků před 10 – 11 mld. let, objevených pomocí NICMOS HST. Jejich spektra pořídili pomocí dlouhých expozic infračervenou kamerou teleskopu Gemini-N a dostali tak pro zmíněné staré galaxie vysokou disperzi radiálních rychlostí přes 500 km/s. Odtud vyplývá, že tehdejší hmotné galaxie byly mnohem menší a hustší, takže se během následujících ≈10 mld. let zvětšily až pětkrát.
A. Dekel aj. objevili úzké studené proudy plynu, které pronikají přes ohřáté halo skryté látky dovnitř mladých galaxií. Toto proudění ve svém důsledku zvyšuje tempo tvorby hvězd v galaxiích starých nanejvýš 3 mld. let po velkém třesku až na hodnoty kolem 200 M☉/r. Proces je velmi účinný pro vznik hmotných galaxií, jako je naše Mléčná dráha. Splýváním malých trpasličích galaxií vznikají galaxie zářící silně v submilimetrovém pásmu spektra, v nichž se pak rovněž překotně tvoří hvězdy. K. Chiboucasová aj. upozornili též na skutečnost, že mnohé klasické galaxie včetně naší Mléčné dráhy mají v porovnání s teorií příliš málo satelitních trpasličích galaxií. Dobře je to patrné u blízké galaxie M81 (UMa; vzdálenost 3,6 Mpc), která je obklopena pouhými 12 satelity.
M. Devlin aj. zveřejnili výsledky přehlídky BLAST, kdy na stratosférickém balónu vypouštěném v Antarktidě na základně McMurdo do výšky 40 km byly v ohnisku 2m reflektoru umístěny detektory submilimetrového záření v pásmech 0,25; 0,35 a 0,50 mm. Autoři zjistili, že v těchto pásmech září dvacetkrát více galaxií, než se dosud soudilo. Rozlišovací schopnost aparatury není sice dostatečná pro jejich zobrazení, ale lze odtud odvodit, že v submilimetrových galaxiích probíhá v časech 1,5 – 5 mld. let po velkém třesku překotná tvorba hvězd tempem až o dva řády vyšším než v naší Galaxii. Submilimetrové galaxie jsou silně zaprášené vlažným (30 K) prachem, který pro blízké galaxie nejvíce září v pásmu 0,1 mm, ale pro vzdálenější galaxie se maximum následkem kosmologického červeného posuvu posouvá až k 0,5 mm. Zářivý výkon submilimetrových galaxií dosahuje hodnot řádu až 10 TL☉ a výsledkem jejich vývoje jsou známé obří galaxie o hmotnostech více než o řád vyšších, než je hmotnost naší Galaxie. Tato měření zároveň naznačují, jak velkou příležitostí pro budoucí výzkum galaxií se stane dokončovaná aparatura ALMA ESO v poušti Atacama v Chile.
Přehlídka SDSS umožnila dle G. Richardse aj. odhalit na 8,4 tis. čtv. stupňů oblohy téměř 1,2 mil. kvasarů do infračervené jasnosti 21,3 mag. Když si připomeneme, že v r. 1967 bylo známo jen 100 kvasarů, o 10 let později 1 tisíc a v r. 1998 teprve 10 tisíc, tak je vidět, že tempo rozvoje astronomie hlubokého vesmíru vzrůstá stále ještě zrychleně. J. Souchay aj. zkompilovali velký astrometrický katalog kvasarů LQAC z tuctu dosud publikovaných katalogů těchto objektů. V současné době tak máme spolehlivé údaje o více než 113 tis. kvasarech.
Y. Juarez aj. zjistili s překvapením, že i nejvzdálenější kvasary, které pozorujeme ve věku necelé miliardy let po velkém třesku, mají stejnou metalicitu jako kvasary bližší a tedy pozdnější. Ze spekter 30 kvasarů navíc zjistili, že zastoupení Si, O, i C je dokonce vyšší než zastoupení týchž prvků v daleko pozdnějším Slunci! Když k tomu připočteme skutečnost, že tvorba uhlíku ve hvězdách zabrala celou první miliardu let vývoje vesmíru, sílí tak obava, že něco v našich představách o chemickém vývoji raného vesmíru nehraje.
F. Walter aj. poukázali na malý objem oblasti překotné tvorby hvězd u blízkých galaxií, která obvykle zaujímá prostor o hlavním rozměru <100 pc. Naproti tomu u kvasarů v mladém vesmíru jsou tyto oblasti zvýšené tvorby hvězd nesrovnatelně větší, tj. až 1,5 kpc. V obou případech je však tempo vznikání hvězd srovnatelné, a právě tak vzniká sféroidální složka celé galaxie. Pomocí interferometru IRAM se totiž autorům podařilo zkoumat velmi vzdálený (3,9 kpc) kvasar SDSS J1148+5251 s lineárním rozlišením 1,5 kpc, tj. v čase necelých 900 mil. let po velkém třesku. Infračervený zářivý výkon kvasaru tehdy dosáhl hodnoty 22 TL☉ (!)
J. Comerfordová aj. vyšli z domněnky, že kvasary vznikají splynutím dvou obřích galaxií, což se projeví tím, že pak mají po nějakou dobu ve svém centru dvě černé veledíry, obíhající po spirálové dráze kolem společného těžiště. To se projeví rozštěpením příslušných spektrálních čar, jež vznikají v bezprostředním okolí (akrečním disku) zmíněných veleděr. Využili tak přehlídky galaxií do vzdálenosti 2,5 Gpc od nás a našli tak celkem 107 kandidátů na podvojné veledíry v kvasarech, resp. v AGN. Dalších 35 galaxií má zdroj AGN uložen excentricky, což znamená, že ke splynutí galaxií došlo teprve nedávno. V souboru našli i známky takových podvojných veleděr a ukázali, že ve středním věku vesmíru zažije každá velká galaxie tři blízká setkání s cizí velkou galaxií během 1 mld. let.
T. Boroson a T. Lauer objevili v přehlídce SDSS kvasar J1536+0441 vzdálený od nás 1,2 Gpc, jehož široké emise, odhalené ve spektru ze 4m teleskopu KPNO, mají dvě složky s rozdílnými červenými posuvy, tj. s rychlostí rozdílnou o 3,5 tis. km/s. Odtud a také ze snímků HST odvodili, že v centru kvasaru se nalézá pár černých veleděr ve vzájemné vzdálenosti 0,1 pc, které obíhají kolem společného těžiště v periodě 100 let. Hmotnosti veleděr činí po řadě 20 a 800 mil. M☉. Naproti tomu R. Decarli aj. pořídili infračervený snímek kvasaru pomocí kamery HAWK-1 VLT ESO a zjistili, že ve skutečnosti jde o pár kvasarů ve vzájemné vzdálenosti 5 kpc, které představují jasná jádra galaxií o jasnostech ve filtru K po řadě 14,1 a 15,8 mag. Samotné galaxie mají v témže filtru jasnosti 15,6 a 16,2 mag. Právě tato nová interpretace je nejspíš správná, neboť ji potvrzují rádiová měření J. Wrobela a A. Laora, kteří na snímku aparaturou VLA rozlišili dva pravděpodobně bodové zdroje vzdálené od sebe minimálně 5 kpc. V každém případě jde o jeden z nejbližších párů kvasarů vůbec. S. Tang a J. Grindlay navíc uvedli, že hmotnosti obou černých veleděr se navzájem velmi liší, takže Boroson a Lauer ve skutečnosti měřili široké emise od hmotnější veledíry a k tomu přidali záření rozsáhlého akrečního disku kolem ní. Druhá složka páru má relativně nízkou hmotnost, a tak září jen ve velmi úzkých emisích, které Boroson a Lauer pozorovat nemohli.
G. Foreman aj. našli v přehlídce SDSS celkem 85 párů kvasarů, které nejsou projevem gravitačních čoček, ale skutečně vznikly samostatně v nevelké vzdálenosti od sebe. Statisticky je takových párů velmi málo; představují jen 1 promile ze známých kvasarů. Nejčastěji pozorujeme páry kvasarů se vzájemnou vzdáleností kolem 30 kpc, což odpovídá představě, že takové páry vznikly zhroucením dvou oblaků v zárodečném halu prakticky současně. Problémem je existence jakýchsi chvostů těchto kvasarů, které mají délku až 200 kpc. Jejich původ je dočista záhadný.
Patrně nejlépe studovaným párem je kvasar OJ 287 v poloze 0851+202 a vzdálenosti od nás 1,1 Gpc, který podle J. Fana aj. patří k proměnným objektům typu BL Lac s velkou amplitudou vizuální jasnosti 2 mag; ve filtru R dokonce 2,4 mag. Světelná křivka díky archivním snímkům už pokrývá období neuvěřitelných 120 let. Kolísání jasnosti má základní periodu 12 let, což souvisí se skutečností, že kolem centrální černé veledíry o rekordní hmotnosti 18 GM☉ obíhá jako průvodce černá veledíra o hmotnosti 130 MM☉, která se v pericentru prodírá akrečním diskem obří veledíry, a tím se zjasňuje. Podle M. Valtonena aj. se kvasar zjasnil dvakrát a tato vzplanutí lze vysvětlit akrecí materiálu na obří veledíru zesílenou slapy mezi veleděrami.
R. Zimmerman upozornil na důsledek existence párů kvasarů, tj. také párů černých veleděr. Pokud jsou obě jádra od sebe vzdálena kiloparseky, tak se po delší dobu nic zvláštního nestane, protože oběžné periody přesahují stovky tisíc let a systém je dlouhodobě stabilní. Jestliže jsou však obě veledíry vzdáleny méně než 1 pc, nutně se uplatní jednak ztráta energie systému vinou vyzařování gravitačních vln, ale též pohyb veleděr v odporujícím prostředí zejména tehdy, je-li oběžná dráha výrazně eliptická, což je dobře vidět právě na páru OJ 287, kde při oběžné době 12 let a výstřednosti dráhy 0,7 (!) činí velká poloosa dráhy méně hmotné složky jen 0,056 pc. Následkem zmíněných efektů se během jediného oběhu zkrátí oběžná perioda o celý měsíc a obě veledíry splynou během příštích 10 tis. let. J. Centrellaová se zabývala relativistickými výpočty postupného zesilování gravitačních vln a ukázala, že nejprve se "ozvou" hluboké tóny a postupem času přejdou ve vysokofrekvenční pištění s výkonem až o 25 řádů vyšším, než je zářivý výkon Slunce!
Zdá se to být téměř neuvěřitelné, ale stále jsou slyšet a vidět odpůrci kanonické kosmologické vzdálenosti kvasarů úměrné jejich červenému posuvu. Veterán mezi těmito disidenty G. Burbidge společně s W. Napierem ukázali, že řada kvasarů s velkým červeným posuvem z z přehlídky SDSS se promítá do směru blízkých galaxií s malým z. Autoři tvrdí, že plných 4 tis. kvasarů se promítá do úhlové vzdálenosti <2′ od galaxií jasnějších než 18 mag, což nelze svést na zesílení jejich obrazů gravitační čočkou, takže prý jde o důkaz, že zmíněné kvasary jsou vymrštěny velkou rychlostí z blízkých galaxií. Svědčí o značné benevolenci recenzentů, že tyto opravdu těžko přijatelné názory nechávají zveřejnit v prestižních časopisech.
S. Gezari aj. se zabývali otázkou, co se stane, když se standardní hvězda dostane do gravitačního spáru černé veledíry. Autoři odhadli, že k takovému úkazu pro danou veledíru dochází v průměru jednou za 10 tis. roků a výsledek by měl být dramatický, protože hvězda je nejprve rozervána silnými slapy a přibližně polovina její hmotnosti se rozptýlí v okolí veledíry, zatímco druhá polovina se zřítí na veledíru. Pozorovaným důsledkem tohoto dramatu je rentgenový, popřípadě ultrafialový záblesk o bolometrickém zářivém výkonu až 3.1038 W; to odpovídá absolutní hvězdné velikosti až -19 mag, tedy srovnatelné se zářivým výkonem klasických supernov. Paradoxně však černé veledíry s hmotností >100 MM☉ slupnou celou hvězdu naráz a bez viditelného efektu, protože jejich slapové účinky vně obzoru událostí jsou zanedbatelné. Díky družici GALEX se podařilo objevit již tři takto podezřelé záblesky v ultrafialovém a optickém pásmu, které dosáhly v tomto pásmu zářivého výkonu řádu 1036 W, což přibližně odpovídá slapovému roztrhání hvězdy s hmotností ≈1 M☉. Autoři dále odhadli, že nejnovější synoptická přehlídka oblohy PanSTARRS by měla v průměru za rok najít na 30 takových záblesků v kouli o poloměru 800 Mpc.
M. Young aj. uveřejnili 5. katalog kvasarů z přehlídky SDSS, které byly příležitostně pozorovány též rentgenovou družicí Newton. Katalog obsahuje téměř 800 kvasarů s pozorovanými jasnostmi od 15 do 21 mag ve vzdálenostech 0,4 – 3,9 Gpc od nás. Z tohoto souboru plných 87 % kvasarů jeví rentgenový šum, přičemž v 60 % jde o šum dostatečně výrazný (>6 σ) nad úrovní pozadí, zatímco jen 9 % kvasarů je rádiově hlučných.
A. Abdo aj. objevili během prvních 10 měsíců provozu družice Fermi studující záření gama v pásmu energií nad 100 MeV tři extragalaktické zdroje tohoto záření, a to galaxii třídy AGN Cen A (vzdálenost 3,8 Mpc), dále rádiogalaxii Per A (vzdálenost 84 Mpc) a nejnověji též rádiogalaxii M87 (Vir; vzdálenost 17 Mpc). Všechny objekty se vyznačují stálou hodnotou intenzity záření gama v celém sledovaném pásmu. F. Aharonian aj. ukázali, že z měření aparaturou HESS v Namibii v letech 2004-2008 vyplývá, že galaxie Cen A a M87 září také v pásmu energií >120 GeV, a jejich zářivý výkon na úrovni 1032 W je stálý v čase.
Naproti tomu při pozorování dalších kvasarů v oboru záření gama 0,1 – 300 GeV odhalila družice Fermi, že kvasary často silně září i v tomto energetickém pásmu, ale jejich zářivý výkon kolísá až o řád v intervalu pouhých dnů. Podle A. Abda aj. se podařilo už během prvních tří měsíců pozorování širokoúhlou aparaturou LAT objevit mimo rovinu galaxie na 130 bodových zdrojů záření gama, z nichž 80 % se podařilo identifikovat jako aktivní jádra galaxií; většinou jde o blazary nebo klasické kvasary.
Podobně úspěšná je i pozemní aparatura VERITAS, která podle V. Acciariho aj. objevila záření gama v pásmu TeV u více než 20 galaxií typu AGN, které vesměs pochází z bezprostředního okolí centrálních černých veleděr. Tak například u proslulé galaxie M87 (Vir) přicházejí fotony gama z oblasti vzdálené jen stonásobek (≈0,1 pc) obzoru událostí příslušné veledíry. V tomto energetickém pásmu je však intenzita vyzařování gama silně a krátkodobě proměnná. Podle A. Fabiana jsou tyto energetické úkazy projevem vzniku horkých plynných bublin, které se "vaří" v okolí černých veleděr a tryskají vzhůru; je to zatím málo prozkoumaná, ale určitě až děsivě nádherná fyzika, naštěstí v bezpečné vzdálenosti od nás.
F. Rieger a F. Aharonian tvrdí, že vysoce energetické záření gama u nejbližší galaxie typu AGN Cen A nepřímo dokazuje, že v blízkosti obzoru událostí černé veledíry na vnitřním okraji akrečního disku dosahuje Lorentzův faktor úděsné hodnoty řádu 108, což umožňuje v principu urychlovat elektrony a protony na extrémně vysoké energie, a to podél výtrysků kolimovaných do úzkých svazků šroubovicovým magnetickým polem. Autoři tvrdí, že černá veledíra v Cen A má hmotnost až 100 MM☉, takže její Schwarzschildův poloměr dosahuje hodnot kolem 200 mil. km. Lze prý tak vysvětlit příchod kosmických protonů s energiemi až 50 EeV. K podobně optimistickému závěru dospěl také M. Honda, který tvrdí, že kombinace dějů v okolí obzoru událostí veledíry a následné difúzní urychlování protonů i těžších jader rázovou vlnou ve výtryscích jim může dát energie až 1 ZeV (1021 eV)!
A. De Angelis aj. si všimli překvapivě vysoké úspěšnosti současných teleskopů, které objevují pomocí Čerenkovova záření energetické záření gama nejenom z klasických AGN, ale také z kvasarů, blazarů a dokonce i Seyfertových galaxií. Příval těchto objevů z aparatur HESS, VERITAS a MAGIC lze vysvětlit jedině tak, že hluboký vesmír je pro energetické záření gama podstatně průhlednější, než jak naznačovaly dosavadní modelové výpočty.
Y. Chen aj. se domnívají, že pro pochopení toho, co se děje v AGN, je potřebí zjistit, jak vlastně vznikají hvězdy v oblastech kolem jader AGN. Vybrali z přehlídky SDSS celkem 11 tisíc případů blízkých AGN ve vzdálenostech 130 – 320 Mpc a zkoumali, jak vypadala tvorba hvězd v centrálních 2 kpc během posledních 100 mil. roků. Zjistili, že klíčovou úlohu při tvorbě nových hvězd hrají výbuchy supernov, které umožňují, aby do centrálních oblastí AGN natekl plyn zvnějšku, a tak doplnil zásoby "stavebního materiálu" pro další překotnou tvorbu hvězd.
A. Cattaneo a j. využili archivních údajů o AGN a kvasarech k zamyšlení nad otázkou, co se děje s obrovskou energií, která zásluhou černých veleděr prýští do mateřských galaxií. Alespoň část této energie se totiž v mateřské galaxii absorbuje, čímž se ohřívá zbylý mezihvězdný plyn a rozptýlí do okolí galaxie. To v dané galaxii nutně vede k poklesu či dokonce úplnému zastavení tvorby hvězd. Převážně jsou tak postiženy zejména eliptické galaxie bez spirální struktury.
S tím souvisí pozoruhodné zjištění M. Labity, že průměrná hmotnost černých veleděr závisí na jejich vzdálenosti od nás, tedy na velikosti červeného posuvu z ve spektrech příslušných kvasarů. Autoři proměřili spektra 50 tis. kvasarů z přehlídky SDSS, které se nacházejí ve vzdálenostech 1,2 – 3,3 Gpc od nás a nalezli tak jednoduchou lineární závislost logaritmu podílu hmotnosti černé veledíry a galaktické výdutě M na červeném posuvu z. log M = 0,3.z + 9. V raném vesmíru tedy dorůstaly černé veledíry do vyšších hmotností; později se objevila různá kosmologická omezení růstu černých veleděr a to je příčinou redukce hmotnosti centrálních veleděr s postupujícím věkem vesmíru. Objev má přirozeně závažné důsledky pro určování rekordních vzdáleností ve vesmíru a odtud i pro velikost Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru.
Dátum poslednej zmeny: 16. januára 2012