ŽEŇ OBJEVŮ 2014 (XLIX.) - DÍL F
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

5.3. Jádro Galaxie

Několik prací se soustředilo na záhadné chování prachoplynového oblaku G2, jenž prošel pericentrem (perinigriconem) své dráhy ve vzdálenosti jen 1,5 tis. Schwarzschildových poloměrů (0,7 světelného dne!) černé veledíry Sgr A^* v polovině března 2014, aniž by se ho to viditelně dotklo. Přitom ještě v září 2014 uveřejnili F. Da Colle aj. výsledky počítačových simulací, které vedly k závěru, že oblak G2 o úhrnné hmotnosti 10^-5 M_☉ je produktem hvězdného větru ("kometární bublina"), jež se bude slapově deformovat a nabalovat na veledíru tempem 10^-7 M_☉/r a jeho vzhled se obnoví až několik let po průchodu. J. Guillochon aj. se naopak domnívali, že oblak G2 je ve skutečnosti zbytkem obří hvězdy, jež byla slapově otrhána při předešlých průletech v blízkosti veledíry. Snad nejblíže pravdě však budou G. Witzel aj., kteří pozorovali hladký průchod G2 pomocí Keckova teleskopu II vybaveném adaptivní optikou na vlnových délkách 2,1 a 3,8 μm. Autoři proto usoudili, že uvnitř oblaku G2 se nachází nedávno splynuvší dvojhvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 2 M_☉ o poloměru 2,1 R_☉ a svítivosti 30 Lo, jež ohřívá zevnitř zbytky společné prachoplynové obálky o průměru 2,6 au ohřívané také černou veledírou na teplotu 10 kK. K obdobnému závěru dospěla také A. Ghezová aj., jež soudí, že splynuvší dvojhvězda vykáže nakonec spektrální třídu B a připojí se k ostatním hvězdám centrální hvězdokupy tvořené hvězdami typu S.

C. Carlisleová uvedla, že za existenci dvou obřích bublin záření gama o energiích fotonů 2 – 5 keV a průměru 15 kpc, jež se rozprostírají až do úhlů ±50° od hlavní roviny Galaxie, je odpovědná dávná aktivita černé veledíry v centru Galaxie. Bubliny totiž obsahují extrémně relativistické elektrony, které se pohybují rychlostí jen o 5.10^-11 nižší než je rychlost světla ve vakuu. Kromě toho víme díky měření družice WMAP, že táž oblast je vyplněna mikrovlnnou "mlhou" na frekvenci 23 GHz (vlnová délka 13 mm). Nejpravděpodobnější vysvětlení existence bublin proto směřuje na mimořádnou akreční aktivitu centrální veledíry v době před několika málo miliony let.

O. Pfuhl aj. zkoumali v blízkosti (<0,2 pc) centra Galaxie pomocí infračervené kamery a spektrografu VLT ESO po dobu 10 let tři hmotné těsné dvojhvězdy: IRS 16NE, IRS 16SW a E60, jež patří do centrální mladé hvězdokupy. Velmi hmotnou dvojhvězdu IRS 16NE objevili a určili její základní parametry. Primární složka dvojhvězdy sp. třídy Ofpe má hmotnost ≈50 M_☉ a sekundární složka sp. třídy WN9 hmotnost >30 M_☉. Není dokonce vyloučeno, že má hmotnost srovnatelnou s primární složkou. Hvězdy obíhají kolem barycentra soustavy po eliptické dráze s výstředností 0,3 v periodě 224 d. Již dříve objevená zákrytová dvojhvězda IRS 16SW má oběžnou dobu 19,4 d a k ní přibyla nově objevená zákrytová dvojhvězda E60 s oběžnou dobou jen 2,3 d. Autoři odhadli hmotnosti složek na 20 M_☉ a 10 M_☉ a poloměr kruhové dráhy na 16 mil. km. Tato dvojhvězda vyniká vysokou prostorovou rychlostí 460 km/s, jež je patrně o něco vyšší než úniková rychlost z centra Galaxie. Autoři usoudili, že jde fakticky o dvojici hvězd Wolfových-Rayetových sp. třídy WN7.

To znamená, že v bezprostřední blízkosti černé veledíry Sgr A^* se nacházejí minimálně tři velmi hmotné dvojhvězdy, které vznikly v mladé centrální hvězdokupě před méně než 6 mil. lety. Podíl spektroskopických dvojhvězd 27 % je přitom týž jako u ostatních mladých hvězdokup kdekoliv v Galaxii a podobně je tomu i s podílem zákrytových dvojhvězd ve hvězdokupách OB (≈1 %).

Zlepšené přístrojové možnosti dalekohledů VLT umožní v blízké budoucnosti doplnit tyto údaje tak, aby bylo možné zejména zpřesnit vzdálenost Slunce od centra Galaxie, jež se v současnosti nejčastěji pohybuje kolem hodnoty 8,4 kpc. M. Habibiová aj. zjistili, že v centru Galaxie se nalézá více než stovka patrně osamělých hmotných hvězd třídy OB a hvězd Wolfových-Rayetových. Asi třetina z nich nepatří do centrální hvězdokupy, což lze vysvětlit jejich rychlým driftováním z místa svého zrodu. Podle modelových simulací se hvězdy o hmotnosti ≈100 M_☉ dokáží během svého krátkého života vzdálit až do vzdáleností 60 pc od místa svého vzniku v husté hvězdokupě.

Další lehce kacířské hodnoty vzdálenosti Slunce od centra Galaxie zveřejnili C. Francis a E. Anderson na základě polohy těžiště soustavy kulových hvězdokup. Tak dostali hodnotu (7,4 ±0,4) kpc. Měření rozložení červených hvězd v galaktickém poli na základě poloh získaných družicemi HIPPARCOS a 2MASS, pak dostali prakticky shodnou vzdálenost (7,5 ±0,3) kpc.

F. Marin aj. upozornili, že geometrické poměry v centru Galaxie známe jen zcela povrchně. Ke zlepšení neuspokojivého stavu by byla vhodná polarimetrická rentgenová měření v energetickém pásmu 8 – 35 keV a v okruhu 100 pc od jádra. Objekty v centrální části galaktického disku jeví nepatrnou polarizaci, zatímco molekulová mračna Sgr B2 a Sgr C vykazují stupeň polarizace 48 – 66 %. To by umožnilo získat dobrou představu o trojrozměrné struktuře jádra Galaxie.

Podle G. Bowyera aj. se však technický pokrok v úhlové rozlišovací schopnosti radiointerferometrie na velmi dlouhých základnách (VLBA) může vbrzku postarat o výrazné zlepšení našich údajů o bezprostředním okolí černé veledíry Sgr A^*, protože autorům se podařilo odhalit přibližný tvar akrečních disku a směr kolimovaných výtrysků plynu z okolí veledíry. Měření na vlnové délce 7 mm (frekvence 43 GHz) ukázala, že disk je zploštělý a má vnější osy o rozměrech 35 R_S x 13 R_S, kde R_S je Schwarzschildův poloměr veledíry (≈12 mil. km), přičemž rotační osa míří přibližně k východu (95°). Zatímco infračervené a rentgenové družice zaznamenaly několik zjasnění, v rádiovém pásmu se nic takového ani neobjevilo. To znamená, že příčinou zjasnění nemohla být zvýšená akrece hmoty na veledíru, ale spíše excitace elektronů v magnetických polích.

5.4. Místní soustava galaxií

B. Leavens aj. objevili pomocí přehlídkového teleskopu Pan-STARRS 1 dosud nejvzdálenější kulovou hvězdokupu naší Galaxie v poloze 1136-1052 (Crt; poloměr 50 pc; hmotnost 10 kM_☉; stáří 7,5 Gr; 0,02 % sluneční metalicity). Její vzdálenost 145 kpc určili díky 2,2 teleskopu MPG/ESO na La Silla, takže její absolutní hvězdná velikost dosahuje -4,3 Mag (4,5 kL_☉). Objev ukazuje, jak slabě je dosud prozkoumáno nejbližší okolí naší Galaxie.

V. Belokurov aj. využili nové pětibarevné optické přehlídky pomocí 2,6m teleskopu VST ESO na Paranalu k důkazu, že v souhvězdí Poháru (Crt) se nachází další trpasličí satelit naší Galaxie. Jeho těžiště je od centra Galaxie vzdáleno 170 kpc, jeho poloměr dosahuje 30 pc a absolutní hvězdná velikost -5,5 Mag (14 kL_☉). Obsahuje jak staré hvězdy s nízkou metalicitou, tak mladé hvězdy o stáří <400 mil. let. V úhlové vzdálenosti 10° od satelitu Crt I se nacházejí další satelity Leo IV a Leo V.

D. Graczyk aj. využili v rámci projektu Araucaria pro Malé Magellanovo mračno (SMC) přesných fyzikálním a geometrických parametrů čtyř zákrytových dvojhvězd pozdních spektrálních tříd s oddělenými složkami k nezávislému změření střední vzdálenosti SMC od nás. Dvojhvězdy byly objeveny v průběhu obří přehlídky OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a autoři odtud určili modul vzdálenosti SMC 18,99 mag, čemuž odpovídá vzdálenost (62 ± 2) kpc.

B. Williams aj. snímkovali pomocí kamer ACS a WFC3 HST celkem 117 milionů hvězd v galaxii M31 v pěti ultrafialových, vizuálních a infračervených pásmech a zpřístupnili údaje o jejich polohách, jasnostech a barevných indexech na internetu. Jelikož jsou hvězdy této galaxie pro nás v prvním přiblížení všechny stejně daleko, jde o vynikající pomůcku pro studium vývoje hvězd a srovnání jejich fyzikálních i geometrických parametrů

B. Draine aj se zabývali rozložením prachu v galaxii M31 (And) od jejího centra až do vzdálenosti 25 kpc. Použili k tomu měření kosmickými dalekohledy SST a HST a odhadli hmotnost prachu na 54 kM_☉, tj. 8 promile hmotnosti celé galaxie. Prach tvoří vnitřní prsten o poloměru necelých 6 kpc a jeho hustota dosahuje maxima v 11 kpc. Další vnější prsten začíná na 15 kpc a končí v 25 kpc. Poměr prach/plyn dosahuje maxima v centru (2,6 %) a klesá na 0,3 % na periférii soustavy. Podobně klesá v poměru zhruba 1:10 také metalicita prachu. Těžiště M31 se nalézá ve vzdálenosti 744 kpc (2,4 mil. sv. l.) od naší Galaxie v galaktických souřadnicích l = 121°; b = -22°. Hlavní roviny obou galaxií svírají úhel 78°.

Zdá se, že M31 je ještě větší obr než naše Galaxie. Jak uvedl M. Rich, obě galaxie mají souhrnné hmotnosti >1 TM_☉, ale M31 je asi 2,5krát svítivější (30 GL_☉) než Galaxie. Poloměr galaktického disku M31 dosahuje 46 kpc, kdežto u naší Galaxie jen 28 kpc. Podobné rozdíly se týkají i kulových hal: pro M31 činí poloměr hala 150 kpc, kdežto Galaxie jen 90 kpc. V M31 byla objevena kulová hvězdokupa G1, která má svém centru intermediální černou díru o hmotnosti 20 kM_☉. Nic takového v Galaxii nemáme. V M31 už astronomové nalezli celkem 500 kulových hvězdokup, kdežto Galaxie jich má zatím jen 160. V M31 se nachází asi 500 mld. hvězd, kdežto v Galaxii jen 250 mld, ale zato má ve svém centru dvě kompaktní hvězdokupy Arches a Quintuplet. Také tempo tvorby hvězd v naší Galaxii (2 M_☉/r) je dvakrát vyšší než v M31. Nová měření radiálních rychlostí a vlastních pohybů potvrzují, že obě obří galaxie se k sobě blíží úctyhodnou rychlostí 300 km/s, takže k jejich prolnutí dojde během 3 – 5 mld. let. Ke srážkám hvězd sice nedojde, ale srazí se plyn a prach a také gravitační potenciály, takže obě galaxie se výrazně zdeformují do vzhledu známé dvojice zvané Tykadla (NGC 4038/4039; vzdálenost 14 Mpc) v souhvězdí Havrana (Cor).

M. Diericx aj. zjistili, že trpasličí eliptická galaxie M32 (And; 8 mag) prošla diskem obří spirální galaxie M31 před 800 mil. lety. Propočítali totiž simulacemi jejich pohyby za poslední 2 mld. let a ukázali, že zhruba před 800 mil. let se těžiště obou galaxií k sobě přiblížila na pouhých 10 kpc. Proto má dnes M31 kolem sebe prsten, v němž překotně vznikají hvězdy, a naopak M32 velmi kompaktní vzhled. Zmíněné těsné přiblížení také způsobilo, že značnou část skryté látky M32 si přisvojila M31. Ze vztahu mezi potenciální gravitační energií a kinetickou energií galaxie se odvozuje tzv. viriálová hmotnost za předpokladu, že jde o stabilní soustavy. Pro galaxii M31 tak autoři obdrželi hmotnost 1,6 TM_☉, kdežto její průvodce M32 má pouze 80 GM_☉. Liší se přirozeně také svými viriálovými poloměry 185 kpc a 67 kpc a hmotnostmi galaktických disků: 80 GM_☉ a 800 M_☉. Jejich výdutě pak obsahu 20 GM_☉, resp. 800 MM_☉, což potvrzuje kompaktní povahu M32.

Ačkoliv jde o blízké okolí místní soustavy, tak vzdálenosti obou soustav od naší Galaxie nejsou příliš přesné. Na rozdíl od Drainovy hodnoty totiž Diericxův tým uvádí pro M31 vzdálenost od naší Galaxie 780 kpc a pro M32 udává hodnotu o 100 kpc menší, než se dosud soudilo. Z toho navíc plyne, že by M32 mohla být ke Galaxii asi o 80 kpc blíže než M31. V centru obou galaxií se nacházejí černé veledíry o neurčitých hmotnostech. Pro M31 se uvádějí hodnoty kolem 100 MM_☉, kdežto pro M32 2,5 MM_☉. R. Gonzáles aj. odhadli z nejnovějších měření příčného vlastního pohybu, radiální rychlosti a vzdálenosti galaxie M31 celkovou hmotnost hala M31 a hala naší Galaxie 2,4 TM_☉, ale i hmotnost skryté látky 4,2 TM_☉ do vzdálenosti 1 Mpc od barycentra Místní soustavy .

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

Nejbližší pár sousedních "místních soustav galaxií" se nachází v okolí galaxií IC 342 (=Caldwell 5; Cam; 9 mag; vzdálenost 3,45 Mpc) a Maffei 1 (Cas; 11 mag; vzdálenost 3,37 Mpc). Obě soustavy byly navzdory své blízkosti objeveny poměrně pozdě (1895 a 1967), protože z pohledu od Slunce se nacházejí v tzv. opomíjeném pásmu v hlavní rovině naší Galaxie, kde je nejvyšší interstelární extinkce. P. Wu aj. využili kamer ACS a zejména WFC3 HST ke zlepšení hodnot vzdáleností obou hlavních galaxií a navíc určili i vzdálenost galaxie Maffei 2 (3,52 Mpc), čímž se zdařilo potvrdit, že jde skutečně o pár místních soustav, jež společně s naší Místní soustavou se nacházejí na periférii nadkupy galaxií kolem její královny - galaxie M87.

K. Asada aj. studovali pomocí radiointerferometrie VLBA proslulý kolimovaný výtrysk z galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16,7 Mpc). Používali k tomu v letech 2007-2009 evropských radioteleskopů na frekvencích 15 GHz (vlnová délka 20 mm) a 43 GHz (7 mm). Začali výtrysk sledovat v úhlové vzdálenosti 0,16″ (lineární vzdálenost ≈1 milion R_S černé veledíry) od centra galaxie. Centrální černá veledíra má hmotnost ≈6 GM_☉, takže její R_S dosahuje ≈130 au, tj. úhlově 8 obloukových mikrovteřin. Materiál výtrysku se u své paty pohybuje výrazně nízkou subrelativistickou rychlostí 0,27 c, ale se vzdáleností od paty rychlost výrazně narůstá, takže ve vzdálenosti 1″ (≈80 pc) od centra galaxie už nabývá superluminálních hodnot až 6 c. Nejde ovšem o skutečné překročení rychlosti světla, ale o geometrický efekt, vyplývající se šikmého směru pohybu výtrysku do poloprostoru přivráceného ke Slunci.

K. Sakamoto aj. zkoumali geometrické fyzikální poměry v blízké (35 Mpc) infračervené interagující galaxii NGC 3256 pomocí aparatury ALMA. Jak to u prostupujících se galaxií bývá pravidlem, slapové síly vytvarovaly dlouhá vlákna (chvosty) hvězd a neutrálního interstelárního vodíku. Hustá jádra obou prostupujících se galaxií jsou od sebe vzdálena 0,8 kpc. Severní jádro pozorujeme čelně, zatímco jižní z profilu. Z jader vytékají mocné proudy molekulového plynu rychlostí >750 km/s tempem >60 M_☉/r pro severní jádro a ≈2 tis. km/s tempem >50 M_☉/r pro jižní jádro. Tempo tvorby hvězd v každé složce komplexu se odhaduje na >50 M_☉/r a souhrnný bolometrický zářivý výkon dosahuje 1,5.10³⁸ W (400 GL_☉).

Během přehlídky lokálních ultrasvítivých infračervených galaxií (ULIRG) pomocí kosmického teleskopu Herschel zjistili A. Efstathiou aj., že galaxie IRAS 08572+3915 je od nás vzdálena 240 Mpc. Odtud vyplývá, že jde patrně o vůbec nejsvítivější galaxii v lokálním okolí naší Galaxie. Jde totiž současně o galaxii s aktivním jádrem, které dodává 90 % zářivého výkonu celé galaxie, takže výsledný bolometrický zářivý výkon je opravdu ohromující: 4,2.10³⁹ W (11 TL_☉)!

S tímto objevem nepřímo souvisí i pozorování jiné relativně blízké (860 Mpc) galaxie SDSS J0921+4509, jež podle S. Borthakura aj. ukázalo, že v její centrální oblasti o průměru 100 pc probíhá překotná tvorba hvězd tempem 50 M_☉/r. V tak kompaktním centru galaxie vznikly během desítek milionů let hvězdy s úhrnnou hmotností řádu miliard M_☉. Z jejich měření vyplývá, že extrémně mocný hvězdný vítr vytvořil v okolí centrální oblasti mezery v hustotě chladného neutrálního plynu, jimiž pak snadno uniká asi 20 % vznikajícího ionizujícího záření mimo galaxii a neutrální i ionizovaný plyn opouští galaxii rychlostmi >1 tis. km/s. Spektrum galaxie pořízené spektrografem COS HST, že v Lymanově kontinuu záření galaxie v pásmu 91 nm (měřeno v klidové soustavě spjaté s galaxií) dosahuje její zářivý výkon fantastické hodnoty 9.10³⁵ W (2,3 GL_☉).

J. Geach aj. objevili v galaxii SDSS J0905+57 (vzdálenost 2 Gpc) podobnou centrální oblasti rovněž o průměru 100 pc, v niž probíhá překotná tvorba hvězd. Také v tomto případě pozorovali silný proud ionizovaného plynu z centra, ale též mocný výtok chladného molekulového plynu rychlostmi až 1 tis. km/s, který se rozprostírá až do vzdálenosti 10 kpc od centra galaxie. Jelikož však tento chladný plyn představuje základní stavební hmotu pro vznik hvězd, jeho rozptyl znamená, že se tempo vzniku nových hvězd v centrální oblasti nutně snižuje. Tak se nyní ukazuje, že vznik hvězd v galaxiích je brzděn prvotním úspěchem, kdy z hustého centrálního oblaku vznikají hvězdy překotně.

Připomíná to Eddingtonův objev z 30. let minulého století, že hmotnost vznikajících hvězd je omezena tím, že příliš hmotné hvězdy tlakem záření rozmetají stavební materiál čerstvě se rodící hvězdy. Eddington tak objevil po něm pojmenovanou mez hmotnosti vzniku stabilních hvězd. Nyní se ukazuje, že to platí nejenom pro jednotlivé hvězdy, ale též pro celkovou hmotnost hvězd vzniklých v oblacích molekulového plynu. Zřejmě se tak podařilo najít fyzikální příčinu, proč jen zlomek (několik procent) materiálu v galaxiích vytváří jejich hvězdnou složku.

K podobnému výsledku dospěli také P. Hopkins aj. na základě počítačových simulací pro hmotnosti hal galaxií 10⁸ – 10¹³ M_☉ a souhrnné hmotnosti vzniklých hvězd v intervalu 10⁴ – 10¹¹ M_☉. Simulace zprvu naznačovaly, že hmotnost hvězd v trpasličích galaxiích i v naší Galaxii by měla zpočátku růst velmi rychle, ale pozorování ukazují na příkrý rozpor. U méně hmotných galaxií se vznik podstatné části souhrnné hmotnosti hvězd odkládá do nedávné minulosti až současnosti. Autoři ukázali, že na vině jsou velmi hmotné hvězdy I. generace (populace III), které svým mocným zářením zředí hustotu chladného plynu, jenž by byl vhodným stavebním materiálem pro pokračující výstavbu, ale při snižující se hustotě chladného plynu to přestává fungovat. Pouze velmi hmotné galaxie typu M87 a vyšších dokázaly vyrobit mnoho hvězd poměrně rychle v prvních dvou miliardách věku vesmíru, protože obří hmotné soustavy mají tak silnou gravitaci, aby ředění chladného plynu zabránily. Jedině v těchto případech jejich výstavba v podstatě skončí v prvních miliardách let věku vesmíru. V soustavách jako je Galaxie a zejména trpasličí galaxie se proto střídají epizody výstavby s epizodami jejího brzdění vinou vysoké destruktivní aktivity již vzniklých hmotných hvězd. Paradoxně právě ve zcela nedávné minulosti, resp. současnosti, vidíme, jak tyto soustavy teprve nyní vytvářejí značné množství hvězd.

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

Podrobná pozorování vznikání a vývoje hvězd v lokálním vesmíru jsou pak přirozenou inspirací i pro studium rané historie hvězdného vývoje v hlubokém vesmíru, kde jsme omezeni podstatně horší rozlišovací schopností našich aparatur kvůli gigantickým vzdálenostem objektů výzkumu. A. Lapi aj. uvedli, že pro vzdálenosti >3 Gpc, tj. stáří objektů >10 mld. let, hrají klíčovou roli pro vývoj galaxií a hvězd velmi hmotné galaxie zářící převážně v daleké infračervené oblasti spektra, a to hned ze dvou důvodů. Především se maximum zářivého toku přesouvá k delším vlnovým délkám vinou rozpínání vesmíru, a za druhé jsou tyto galaxie silně zaprášené, takže krátkovlnnější záření se v zrníčcích prachu pohlcuje, čímž zrnka ohřívá, takže prachem rozptýlené záření má nutně větší vlnové délky. Podobně se chovají také galaxie s aktivními jádry (AGN), k nimž patří zejména kvasary a blazary, i když jejich aktivita je mírně omezena v čase na <1 mld. let.

V polovině 60. let minulého století přišli E. Salpeter, J. Zeldovič a I. Novikov na příčinu silného vyzařování z okolí černých děr a veleděr. Díky gravitaci černé díry vznikají kolem nich akreční disky tvořené prachem i slapy roztrhanými zbytky větších těles (planetek, planet, hvězd,..), z jejichž vnitřních okrajů nakonec padá materiál do černých děr rychlostmi blízkými rychlosti světla. Takový materiál silně září (účinnost přeměny hmoty na záření dosahuje desítek procent; podstatně více, než při klasické termonukleární reakci v nitru hvězd, kde je účinnost v nejlepším případě 0,7 %).

Podrobným výzkumem velkého souboru takto vzdálených galaxií kvasarů dospěli autoři k závěru, že v období reionizace vesmíru (0,5 – 1,0 mld. let po Velkém třesku = VT) je tempo tvorby hvězd ve velkých a hmotných galaxiích téměř stálé. Po konci 1. mld. let však dochází k prudkému útlumu tempa vzniku hvězd, protože výrazná část interstelárního materiálu ztrácí moment hybnosti a klesá do centra soustavy, kde už na něj číhá černá veledíra a akreční mechanismus. Okolí černé díry začíná silně zářit dokonce nad zmíněnou Eddingtonovou mezí, což znamená, že silný vítr z okolí černé díry rozptyluje stavební materiál pro budoucí hvězdy, takže tvorba hvězd prudce klesá. To se potvrdilo zejména od roku 1995, když se ukázalo, že existují těsné nelineární vztahy úměrností mezi hmotností centrální veledíry a souhrnné hmotnosti hvězd v příslušných galaktických výdutích, v discích galaxií i v celých galaxiích.

E. Nelsonová aj. nalezli v poli GOODS-N (Great Observatories Origins Deep Survey; pole podrobně zkoumané HST a dalšími velkými kosmickými i pozemními aparaturami) galaxii č. 774 ve vzdálenosti 3,3 Gpc (2,9 mld. let po VT). V poloměru 1,0 kpc od jejího centra se nachází gigantická hmotnost 100 GM_☉ a hvězdy tam vznikají tempem 90 M_☉/rok. Autoři soudí, že jsme svědky zrodu budoucí obří eliptické galaxie.

A. Barger aj. využili bolometru SCUBA-2 (Submillimetre Common-User Bolometer Array; pásma 0,45 a 0,85 mm) u radioteleskopu JCMT (průměr antény 15m; Mauna Kea; 4,1 km n.m.; 20° s.š.) ke sledování galaxií v severním poli GOODS, jež vynikají překotnou tvorbou hvězd. Sestavili tak katalog 49 galaxií, jejichž submilimetrový rádiový tok je >2 mJy a jsou od nás vzdáleny v rozmezí 2,9 – 3,9 Gpc (stáří vesmíru 1,2 – 4,3 mld. let po VT). Našli tak řadu galaxií s překotnou tvorbou hvězd >2 000 M_☉/r, výjimečně až 6 000 M_☉/r. V průměru nejvyšší tempa tvorby hvězd dosahují galaxie v čase 2,5 mld. let po VT. Vzápětí D. Fischer aj. stanovili tempo tvorby hvězd pro galaxii Himiko (vzdálenost 4 Gpc; stáří 840 Mr po VT) v rozmezí 30 – 100 M_☉/r. Galaxie chudá na tzv. kovy má jejich zastoupení asi 40x nižší než Slunce a následkem toho i velmi málo prachu, neboť poměr jeho hmotnosti vůči hmotnosti interstelárního plynu dosahuje pouze 10^-6.

Stejnou aparaturou radioteleskopu JCMT pozorovala S. Jonesová aj. oblasti kolem 10 infračervených svítivých a současně velmi vzdálených galaxií, jež objevila infračervená družice WISE, která pracovala na vlnových délkách 12 a 22 μm. Žádná z těchto galaxií nebyla spatřena v blízké infračervené oblasti spektra do vlnové délky 4,6 μ. Z červených posuvů známe přitom dobře jejich vzdálenosti v rozmezí 3,0 – 3,8 Gpc. Odtud vyplývají jejich obrovské zářivé výkony řádu 10 TL_☉; v jednom případě dokonce >100 TL_☉. Je tedy zřejmé, že jde obří horkým prachem vyplněné galaxie s aktivními jádry obklopené velkým množstvím satelitů. Proto se jim začalo říkat Hot DOGs (Hot, Dust-Obscured Galaxies).

P. Oesch aj. se pokusili protáhnout stupnici vzdáleností pozorovaných galaxií do ještě ranějšího období vývoje vesmíru. Pomocí kamery WFC3 HST snímkovali pole GOODS-N v blízké infračervené oblasti spektra 1,6 a 3,6 μm, a navíc snímali pole také infračerveným kosmickým teleskopem SST v pásmu 4,5 μm. Objevili tak 4 jasné galaxie s kosmologickými červenými posuvy z v rozmezí 9 - 10, tj. ve vzdálenostech 4,04 – 4,06 Gpc, neboli o stáří 550 – 480 mil. let po VT. Tím byla završena největší přehlídka HST v projektu CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Survey), při níž v poli GOODS HST zobrazilo čtvrt milionu galaxií. Nejvzdálenější galaxie má červený posuv z = 10,2 (vzdálenost 4,07 Gpc; stáří 465 mil. let po VT) a celkovou hmotnost 1 mld. M_☉. Vezmeme-li za základ její tempo tvorby hvězd, tak galaxie ve vzdálenostech 4,00 Gpc (stáří 650 mil. let) mají v porovnání s ní o řád vyšší tempo tvorby hvězd, které s ubíhajícím časem ještě další 1,5 mld. let stále narůstá.

Jak uvedla S. Faberová aj., projekt CANDELS zabral během tří let celkem 600 h pozorování a pokryl na obloze plochu 60x větší než program Hlubokého pole (HUDF = Hubble Ultra-Deep Field; souhvězdí Pece; galaktické souřadnice l = 223°; b = -55°; zobrazená plocha 2,4′ x 2,4′; dosah 4,0 Gpc) za cenu menšího dosahu (27 mag proti 30 mag HUDF). Na rozdíl od obvyklé politiky, že data HST jsou k dispozici astronomické veřejnosti až po roce od pozorování uskutečněného navrhovateli, jsou data CANDELS k dispozici okamžitě po základním zpracování. Není divu, že se na analýze údajů podílí na 150 astronomů ze 45 různých vědeckých institucí ve 12 státech.

Z těchto pozorování se podařilo autorům za pomocí doplňkových pozorování v rádiovém a rentgenovém oboru elektromagnetického spektra rozlišit eliptické a spirální galaxie v hlubokém vesmíru a populace hvězd různého stáří, jež jsou navíc promíchány následkem blízkých přiblížení a případně i splynutí mnohých galaxií. Tím, že se některé oblasti skryté látky při rozpínání vesmíru "zdržely", vznikla postupně proslulá kosmická pavučina s obrovskými prolukami a poměrně tenkými vlákny zářící látky vesmíru. Jedna z nejvzdálenějších galaxií s označením y8 GND 5296 se nachází ve vzdálenosti 4,0 Gpc (stáří 700 mil. let po VT; hmotnost <10 % hmotnosti naší Galaxie) a podle snímku Keckovým dalekohledem tam probíhá tvorba hvězd tempem o dva řády vyšším než v naší Galaxii. Z měření dále vyplývá, že v intervalu 3 – 4 mld. let po VT dosáhlo průměrné tempo vzniku hvězd maxima (o řád vyšší než dnes).

E. Di Teodoro a F. Fraternali se postavili proti rozšířenému názoru, že splývání, prostupování a kanibalismus galaxií vede k překotné tvorbě hvězd. Na vzorku 148 spirálních galaxií ukázali, že 101 z nich nemá žádného průvodce a jen 15 mělo hmotného průvodce, 26 trpasličí satelity a jen 6 hmotného průvodce i trpasličí satelity. Tempo tvorby plynu 0,3M_☉/r v posledních dvou skupinách je pětkrát nižší, než by bylo potřebí ke zvýšení tempa tvorby nových hvězd. Je ovšem pravda, že pohlcené trpasličí satelity přinášejí do společné mísy své hvězdy jako věno. Podobně G. Barro aj. a E. Nelsonová aj. zjistili při studiu kompaktních zárodků budoucích obřích eliptických galaxií z období před 10 – 11 Gr, že epizody překotné tvorby hvězd nikdy nevydrží více než pár stovek milionů let. Také X. F. Deng aj. ukázali, že v bohaté statistice přehlídky SDSS DR7 bývá tempo tvorby hvězd pro osamělé galaxie vyšší než pro galaxie, které tvoří těsnější páry, nebo se prostupují.

V protikladu k těmto statistickým výsledkům publikovali H. Messias aj. obsáhlou studií prostupujících se galaxií H1429-0028 z katalogu infračervené družice Herschel. Získali totiž komplexní údaje o této soustavě díky gravitační čočce v podobě diskové galaxie pozorované z profilu a vzdálené od nás 0,8 Gpc. Díky čočce byly obrazy prostupujících galaxií vzdálených od nás 2,4 Gpc zesíleny o řád a zobrazeny jako téměř úplný Einsteinův prsten v širokém pásmu vlnových délek. Autoři k tomu využili aparatur ALMA, VLA a teleskopů HST a Keck, což poskytlo možnost zkoumat objekty ve stáří 6 mld. let po VT s výjimečně dobrým rozlišením. Soustava připomíná proslulé blízké prostupující se galaxie Tykadla (Cor; NGC4038/4039; vzdálenost 14 Mpc), neboť se skládá z těsného páru kompaktních složek a dlouhých "tykadel" slapových výběžků. Soustava má souhrnnou hmotnost řádu 100 GM_☉ a velkou zásobu dosud nespotřebovaného interstelárního plynu 50 GM_☉ pro tvorbu dalších hvězd. Tehdejší tempo tvorby hvězd přitom činilo úctyhodných 400 M_☉/r a mohlo trvat dalších ≈100 mil. let. To však opět ukazuje, že jde o poměrně krátkou epizodu překotné tvorby hvězd.

Díky spolupráci HST, jež má od r. 2009 instalovánu skvělou kameru WFC3 a infračerveného kosmického teleskopu SST se podle G. Illingworthe aj. zdařilo nalézt objevit už asi tisíc galaxií z období 1 – 1,5 mld. let, dále pak 700 galaxií z období 800 – 950 mil. let a dalších 700 nejstarších z období 650 – 800 mil. let po VT.

Autoři dokonce našli čtyři ještě mladší galaxie z období 500 mil. let po VT, které jsou však kupodivu až 20x jasnější, než by měly být s ohledem na krátký čas pro svou výstavbu. Mají totiž přibližně stejnou hmotnost řádu 1 GM_☉ jako galaxie, které patří do pozdější etapy vývoje vesmíru. To znamená, že galaxie vznikají již v prvních dvou až třech stovkách milionů let po VT. Jsou to relativně málo hmotné a nevelké galaxie typu Magellanových mračen.

Naproti tomu A. Alavi aj. objevili 58 slabých galaxií z období kolem 2,8 – 3,7 mld. let po VT, které jsou poměrně malé (řádu 10 kpc) a málo svítivé. K jejich zobrazení využili kamery UVIS/WFC3 (pásma 275 a 336 nm), přičemž jejich pozorované jasnosti zvyšuje až o dva řády mezilehlá obří kupa galaxií Abel 1689 (Vir; vzdálenost 750 Mpc; úhrnná hmotnost ≈1 PM_☉!) sloužící jako gravitační čočka. Velký počet takto nově objevených trpasličích galaxií zřejmě obsahuje asi 70 % úhrnné hmotnosti hvězd v pozorovaném vesmíru. Na velké galaxie jako je třeba obří galaxie M87 v kupě v Panně, připadá tedy jen necelá třetina hmotnosti hvězd v pozorovaném vesmíru.

Rovněž Y. Shi aj. poukázali na skutečnost, že prvotní galaxie prakticky neobsahovaly kovy (=prvky s protonovými čísly >5) potřebné k chlazení interstelárního plynu. Hvězdy vznikaly pouze z vodíku a hélia, což vyžadovalo akumulaci obrovských hmotností řádu 100 M_☉. Jakmile v nich započala termonukleární reakce, jejich zářivý výkon prudce stoupal a ohříval interstelární plyn do velké vzdálenosti, takže jeho ochlazení na stavební kostky pro další hvězdy nepřipadalo v úvahu. Autoři to doložili pozorováním dvou trpasličích galaxií Sex A (12 mag; vzdálenost 1,4 Mpc) a ESO 146-G14 (poloha 2213-6204; vzdálenost 22,5 Mpc ) v dalekém infračerveném oboru spektra pomocí družice Herschel. Obě galaxie mají o řád nižší obsah kovů než Slunce a tvorba hvězd tam probíhá o více než řád pomaleji než v naší Galaxii, kde se ovšem zpočátku tvořily hvězdy také mnohem obtížněji než dnes.

Dosud největší katalog SDSS-DR9 fotometrických červených posuvů 123 milionů galaxií zveřejnili M. Brescia aj. V katalogu jsou údaje o posuvech s chybou v určení hodnoty z jen ±0,03 pro 95 % galaxií. Fotometrické červené posuvy se určují z pětibarevné fotometrie v úzkých spektrálních oborech a jsou nejlepší náhražkou spektroskopických hodnot z, pokud se dobře okalibrují. To znamená, že nejméně pro 166 milionů galaxií známe nyní jejich vzdálenosti s chybou, která téměř nezávisí na vzdálenosti galaxie od pozorovatele.

R. Tully aj. popsali vzhled lokální nadkupy galaxií, do níž patříme. Využili k tomu údajů o vzdálenostech 8,1 tis. galaxií a jejich pekuliárních rychlostech řádu stovek km/s, tj. rychlostech oproštěných od kosmologického červeného posuvu (rychlosti řádově tisíce km/s). Pekuliární rychlosti jsou důsledkem gravitačních poruch a tím se dá zmapovat příslušnost k lokální nadkupě. V oblasti o průměru 150 Mpc se nachází 150 tis. velkých galaxií a její těžiště (Velký poutač ve směru souhvězdí Cen, Nor a Hya) je od nás vzdáleno 50 Mpc. Do těžiště se stékají vlákna kosmické pavučiny a na periférii jednoho z nich se nachází naše Galaxie. Pro lokální nadkupu navrhli autoři kombinaci havajských názvů (lani = nebe) a (akea = nezměrný), tedy Laniakea. Její hmotnost je vskutku obrovská: ≈100 PM_☉! Autoři dále přibližně identifikovali nejbližší sousední nadkupu galaxií Shapley (=SCI 124; Cen) ve vzdálenosti 200 Mpc, k níž Laniakea míří.

Stále rozsáhlejší podklady o galaxiích hlubokého vesmíru umožňují zlepšit i počítačové simulace o jejich vývoji, jak ukázali S. Genel aj. v zatím nejsložitějším výpočetním programu Illustris. Jde o neuvěřitelně komplexní dílo výpočetní techniky, jak ukazují jeho technické parametry. Hydrodynamický model obsahuje 2.1820³ prvků s rozlišením (106,5 Mpc)³. Do projektu se zapojily počítače Curie ve Francii a SuperMUC v Německu. Výpočty zabraly 19 milionů hodin CPU na 8192 jádrech CPU. Program Illustris počítá vývoj vesmíru od počátečních kosmologických podmínek po současnost tak, aby výsledek co nejlépe odpovídal dnešnímu stavu vesmíru. Podařilo se tak velmi dobře reprodukovat tvorbu galaxií a funkci hmotnosti pro vznikající hvězdy, i vztah mezi hmotnostmi hvězd a hal galaxií v čase od 770 mil. let po VT do současnosti.

Podobně souhlasí i výpočet hustoty satelitních galaxií kole centrálních hmotných galaxií pro období od 1,6 mld. let po VT do současnosti a zastoupení plynu i baryonů v galaxiích a jejich halech. Dalším souhlasným výsledkem je určení tempa vznikání hvězd od času 650 mil. po VT. Dobře souhlasí i modelové morfologie galaxií s pozorováními těchto objektů HST v čase od 1,2 mld po VT. Přesto ještě řada nesouhlasů modelových výpočtů s pozorováním přetrvává. Autoři naznačují cestu, kterou by se mělo budoucí modelování s výkonnějšími superpočítači vydat. Mimochodem, od r. 1995, kdy komplexní modelování začalo, se daří zdvojnásobovat počet prvků každých 16,2 měsíců (obdoba Mooreova zákona pro výkony počítačů).

E. Kuminski aj. vyzvedli inspirativní projekt Galaxy ZOO, jenž rozšířil možnosti zkoumání morfologie galaxií nebývalým způsobem díky dobrovolníkům, kteří se na klasifikaci tvarů galaxií podílejí metodou sdíleného počítání. Nyní však přibývá pozorovacích dat takovým tempem, že to už ani tato iniciativa nemůže zvládat. Proto podle názoru autorů je nutné vytvořit samoučící programy, jež se natrénují na těch výsledcích projektu Galaxy ZOO, kde dobrovolníci dosáhli mezi sebou dobré shody.

Pro rozvoj výzkumu stavby a vývoje galaxií sehrál mimořádnou úlohu úspěšný provoz infračerveného teleskopu Herschel (ESA

a NASA; náklady 1,1 G euro) pro prakticky neprobádanou oblast vlnových délek 55 – 672 μm (frekvence 0,4 – 5,5 THz). Byl vybaven dosud nejrozměrnějším primárním zrcadlem o průměru 3,5 m a opisoval svou drahou Lissajousovy obrazce v okolí bodu L₂ soustavy Slunce - Země. Jeho infračervená čidla byla trvale chlazena kapalným héliem na teplotu <2 K. Zásoba hélia měla zaručit provoz teleskopu po dobu 3,5 let, ale nakonec teleskop měřil po dobu téměř 4 let. Testování teleskopu v bodě L₂ započalo v červnu 2009; vědecký provoz koncem července 2009 a trval do konce dubna 2013

Už před vypuštěním teleskopu Herschel se vědělo, že v daleké infračervené oblasti lze pozorovat nejstarší a také nejzaprášenější galaxie, a že v tomto pásmu lze sledovat i prvotní zárodky galaxií. Úspěšný provoz teleskopu však povýšil naše znalosti doslova o patro výš. Není divu, že v r. 2014, kdy byla významná část pozorovacího materiálu předběžně zpracována, se objevila řada přehledových článků, které nové poznatky shrnuly a utřídily.

J. Conseliceová konstatovala, že máme nyní představu o vývoji galaxií v intervalu od 1 mld. let po VT do současnosti. Vycházíme především ze změn v morfologii galaxií, jež je charakterizována stupně koncentrace hmoty galaxie k jejímu centru, dále pak nesouměrností obrysu jejího obrazu a stupněm shlukování její struktury. Dalšími vodítky pro klasifikaci jsou lineární rozměry, tempo tvorby hvězd a případné známky prostupování či prolínání se satelity nebo i druhou složkou páru větších galaxií. Tak se ukázalo, že galaxie začínají jako malé velmi kompaktní struktury o souhrnné hmotnosti hvězd ≈1 GM_☉. Případné prolínání galaxií podobných hmotností jsme schopni sledovat od času 2 mld. po VT. V té době už lze také rozlišit základní Hubbleovu posloupnost spirálních a eliptických galaxií jakož i jejich vnitřní strukturu, tj. jádro, výduť, příčku, plochý disk, spirální ramena a halo. V té době už zřetelně vidíme, které galaxie jeví aktivitu svého jádra (AGN) a pro galaxie mladší než 6 mld. let po VT také shlukování hvězd do hvězdokup a asociací. Z přehlídek je také patrný silný trend ke zvětšování rozměrů galaxií s časem na dvojnásobek až pětinásobek původní velikosti. Tyto údaje nám pak dávají jednak možnost odhadnout přesněji dosud neznámé charakteristiky protogalaxií jakož i budoucí vývoj v příštích několika miliardách let.

Také D. Lutz ve svém přehledu zdůraznil, jak výrazně naše názory o vývoji galaxií teleskop Herschel ovlivnil, zejména pokud jde o vlastnosti vzdálených exotických galaxií vykazujících zejména vysokou akreci materiálu na centrální černé veledíry a epizody překotné tvorby hvězd. G. De Lucianová aj. uvedli, že na pracovním setkání čtyř desítek odborníků v r. 2013 se přítomní vědci na čtyřech klíčových otázkách:

1. Dostáváme se k mezím možností určovat podíl hmotnosti hvězd a tempo jejich vzniku v každé galaxii?
2. Jak probíhá vznik hvězd a jaké je tempo vznikání hvězd pro galaxie mladší než 1 Gr po VT?
3. Jsme při rozlišování mezi centrální hmotnou galaxií a jejími početnými menšími a málo hmotnými satelity na správné cestě, když chceme pochopit, jak se galaxie vyvíjejí v čase?
4. Máme poměrně jasné představy o tom, které procesy nejvíce ovlivňují vývoj galaxií v různých epochách vesmíru. Co když záleží na dosud neprozkoumaných podrobnostech ve strukturách galaxií, navíc proměnných v čase?

Na další otevřený problém týkající se opakované tvorby hvězd v galaxiích narazil tým vedený J. Tumlisonem, jenž zpracovává spektra galaxií pořizovaná spektrografem COS HST. Dosud se mělo za to, že mladé původně namodralé galaxie jsou obklopeny rozsáhlými kulovými haly prvotního vodíku a hélia, která mají poloměry až dvacetkrát větší než prvotní galaxie. Jelikož se halo nachází v gravitačním poli příslušné galaxie, tak chladnoucí plyn postupně padá dovnitř a slouží jako stavební materiál pro vznik nových pokolení hvězd. Když hvězdy vzniknou a vyvíjejí se až ke svému zániku, tak se plyn odvane a je postupně nahrazen další dodávkou ochlazeného plynu z původního hala. Tyto cykly se opakuji ovšem jen tak dlouho, dokud se zásoba chladnoucího plynu z hala nevyčerpá. Tehdy galaxie spotřebuje poslední dodávku a tím ztratí možnost, aby v ní vznikala další pokolení hvězd, takže začne červenat. Vzniká tak galaktický hřbitov. Z pozorování hlubokého vesmíru tak vyplynulo, že asi polovina existujících galaxií je už mrtvá.

Nová pozorování spektrografu COS však odhalila, že v okolí mrtvých červených galaxií je stále ještě dost čerstvého chladnoucího plynu, který však do centra zřejmě nemůže spadnout, a neví se, proč. C. Steidel a jeho tým se už 30 let pokouší přijít té záhadě na kobylku. Zkoumali během té doby více než tisíc kosmologicky vzdálených modrých galaxií s překotnou tvorbou hvězd a zjistili, že z nich vyvěrá horký (10 kK) galaktický vítr rychlostí ≈800 km/s. Zdá se, že problém je už v samotném počátku vzniku galaxií. Buď se z nich zrodí spirální soustavy, jako je naše Galaxie nebo M31, v nichž se tvoří v opakovaných cyklech hvězdy, anebo jde o eliptické galaxie, které plyn rychle spotřebují a končí jako gigantické hvězdné hřbitovy.

Ke stejnému výsledku dospěl nyní také C. Martin aj. pro více než polovinu z 200 galaxií ve středních kosmologických vzdálenostech. Celková bilance tedy není podle Steidela nijak povzbudivá: nejstarší galaxie obsahovaly při svém vzniku před 11 mld. let zhruba polovinu hmoty v podobě chladného "stavebního plynu", kdežto v naší Galaxii ho v současnosti zbývá už jen 10 % hmoty Galaxie. Za posledních 8 mld. let se hmotnost mrtvých červených galaxií zdvojnásobila. Tento trend bude nutně v budoucnu stále sílit. Pokud jde o vyřešení záhady, jak se z živé modré galaxie stane mrtvá červená, budou určitě potřebné kosmické i obří pozemní dalekohledy příští generace, tj. JWST, a pozemní teleskopy třídy 30 m.

5.7. Gravitační mikročočky a čočky

Y. Tsapras aj. pozorovali po dobu 150 dnů v široké mezinárodní spolupráci 10 observatoří a 63 institucí (programy RoboNet; MiNDSTEp; OGLE; PLANET; μFUN; MOA) světelnou křivku gravitační mikročočky OGLE-2012-BLG-0406L (duben, 2012; poloha 1753-3028; vzdálenost 5 kpc;), během nichž se čočka zjasnila z klidové hodnoty 16,1 mag na maximum 15,5 mag a opět vrátila k původní jasnosti. Na vzestupné větší křivky autoři pozorovali počátkem července) mohutný "zoubek" až 14,8 mag svědčící o výskytu exoplanety o hmotnosti 2,7 M_j, obíhající kolem raného červeného trpaslíka o hmotnosti 0,4 M_☉ v periodě 6 let a ve střední vzdálenosti >3,5 au. Protože sněžná čára soustavy se nachází ve vzdálenosti ≈1,3 au, je zřejmé, že jde o mimořádný případ obří planety daleko za sněžnou čarou. (Ve Sluneční soustavě leží Jupiter zhruba na hranici sněžné čáry.). Samotný program OGLE-IV dává nyní ročně až 2 tisíce gravitačních mikročoček (!) a současně jedinou úspěšnou metodu pro hledání obřích planet ve větších vzdálenostech od mateřských hvězd.

P. Muirhead aj. ukázali, že objekt KOI-256 pozorovaný družicí Kepler v původním poli K1 je zákrytovou těsnou dvojhvězdou (15 mag; 560 pc) složenou z chladného (7 kK) bílého trpaslíka o poloměru 9,4 tis. km a hmotnosti 0,6 M_☉, a z aktivního červeného trpaslíka (sp. M3; 3,4 kK; 0,5 R_☉; 0,5 M_☉), jež kolem sebe obíhají v periodě 1,4 d po téměř kruhové dráze o poloměru 3,75 mil. km. Díky vysokému gravitačním zrychlení na povrchu bílého trpaslíka dochází během jeho tranzitu k efektu gravitační čočky, tj. světlo zakrývaného červeného trpaslíka je zhruba o 15 % zesíleno proti čistě geometrickému zástinu! Vysoká přesnost měření jasnosti činí ze systému kalibrační objekt pro zkoumání bílých i červených trpaslíků.

C. C. Cheung aj. objevili pomocí družice Fermi, že blazar B0218+357 (vzdálenost 2,3 Gpc) zobrazovaný mezilehlou gravitační čočkou (vzdálenost 1,9 Gpc) jako dvojitý zdroj (rozteč obrazů činí jen 0,34″) jeví typické zpoždění signálu vinou nestejně dlouhých drah paprsků v okolí gravitační čočky také pro paprsky gama. Od června 2012 totiž blazar zvýšil v pásmu gama svůj zářivý výkon v řadě záblesků až na padesátinásobek klidového stavu a uklidnil se až po půl roce. Zpoždění signálů dosáhlo 11,5 dne. Objev má velký význam i pro jiné vysokoenergetické blazary, které mohou být rovněž čočkovány. V tom případě budoucí měření zpoždění signálů se projeví i nezávislým určením Hubbleovy konstanty.

W. Zheng aj. nalezli celkem 24 galaxií ve vzdálenostech 4,0 – 4,1 Gpc, tj. ve stáří od 450 mil. let po VT. Podařilo se jim to díky gravitační čočce v podobě kupy galaxií Abel 2744 (vzdálenost 1,1 Gpc) v jednom z polí HFF (HST Frontier Fields), která se úmyslně vybírají tak, aby obrazy nejstarších galaxií na hranici dohlednosti byly silnou mezilehlou gravitační čočkou řádově zesíleny.

Zmíněné galaxie zobrazil také kosmický infračervený teleskop SST a dodatečně se nalezly i v archivu kamery ACS HST. Nejstarší galaxie mají hmotnosti řádu 1 GM_☉ a jsou asi 30krát menší než naše Galaxie. Tempo tvorby hvězd v nich je naopak o řád vyšší než v současné době v naší Galaxii. Autoři odhadují, že z pozorování vyplývá čas počátku tvorby prvních galaxií ≈200 mil. let po VT. V zorném poli se za zmíněnou kupou nachází celkem na 3 tis. galaxií, jejichž jasnost je čočkou zvýšena až 20krát. Také D. Lam aj. využili přesného zmapování gravitačního potenciálu kupy Abel 2744 ke určení parametrů 21 galaxií v intervalu vzdáleností 2,8 – 4,1 Gpc, tj. až do času 490 mil. let po VT. Infračervené filtry instalované na kameře WFC3 dovolují teoreticky zobrazit i objekty ve stáří 395 mil. let od VT.

Jde o opravdu důmyslné využití obřích gravitačních čoček v podobě přiměřeně vzdálených kup galaxií, které pak slouží jako objektiv "přístroje" s ohniskovou vzdáleností řádově 1 Gpc,, takže zrcadlo HST pracuje jako jeho "okulár". Tím se dá podstatně zvýšit výkon univerzální kamery WFC3, jež byla instalována na HST při poslední údržbě v r. 2009. Jak ukázali T. Johnson aj., kteří využili dat z jedinečného archivu B. Mikulské (senátorka kongresu USA v letech 1977-2017, jež intenzivně podporovala astronomický kosmický výzkum) rozličných obřích dalekohledů včetně HST a SST, aby zmapovali co nejpřesnější tvar zmíněných obřích gravitačních čoček, což se pak dá využít pro podrobné zmapování těch nejvzdálenějších galaxií v šesti různých polích HFF. Program začal díky ředitelské iniciativě Ústavu pro kosmický teleskop v r. 2014 a předpokládá, že každou kupu galaxií bude kamera WFC3 snímkovat po dobu 140 oběhů HST. Tak se relativně velmi levně posune minimálně o řád schopnost HST při zkoumání nejhlubšího vesmíru. Dosah teleskopu se tím v polích HFF zvyšuje až o 1,7 mag, takže se daří zobrazit galaxie s optickou jasností 30 mag. Tím se posune spodní mez funkce svítivosti galaxií až do času 650 mil. let po VT a příležitostně se podaří zaznamenat i galaxie z období 480 mil. let po VT.

M. Maturi aj. využili širokého zorného pole 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea a vícebarevného archivu snímků CFHT Legacy Survey pokrývající plochu 37 čtv. stupňů oblohy k objevu celkem 90 obřích svítících oblouků vznikajících díky gravitačním čočkám. Většina oblouků je od nás vzdálena zhruba kolem 2,4 Gpc, protože vhodné mezilehlé gravitační čočky mívají průměrnou vzdálenost kolem 1 Gpc. Pro objevování oblouků jsou zatím nejúspěšnější pozorovatelé, kteří pečlivě prohlížejí pořízené snímky mikroskopem. Dosavadní automatické metody strojového objevování silně pokulhávají - i ty nejdůmyslnější programy objevily jen 24 oblouků.

5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

V letech 1960 - 1963 objevili australští, britští a američtí astronomové první kvasary (QUasi-Stellar Radio Sources). Díky holandskému astronomovi M. Schmidtovi se podařilo vzápětí změřit jejich kosmologické červené posuvy a tehdy i naprosto neuvěřitelné vzdálenosti objektů 3C-48 (Tri; vzdálenost 3 Gpc) a 3C-273 (Vir; vzdálenost 630 Mpc). Odtud pak vyplývaly rekordní zářivé výkony, navíc vyzářené z velmi malých oblastí o rozměrech řádu světelných měsíců.

Světová astronomická obec byla tak vzrušena, že již v prosinci 1963 byla do Dallasu v Texasu svolána mezinárodní konference, na níž se špičky tehdejší astronomie pokoušely objasnit, jaká je fyzikální povaha těchto podivuhodných objektů. Od té doby až dosud se konají tyto "texaské konference" každý lichý rok pokaždé v jiné zemi, ale v r. 2013 se 27. Texas konal po půl století opět v Dallasu za účasti současných světových kapacit. Výzkum kvasarů se v mezidobí nesmírně rozrostl; v katalozích máme údaje o statisících kvasarů, a jejich výzkum probíhá v širokém spektrálním rozsahu od rádiových vln až po záření rentgenové a gama.

Především se podle R. Blandforda podařilo mimo jakoukoliv pochybnost prokázat, že zdrojem extrémně mocných zářivých výkonů kvasarů je akrece plynu a prachu z rozsáhlých plochých akrečních disků na černé veledíry. Účinnost těchto zářivých procesů je zhruba 60krát vyšší než u nejúčinnější termonukleární reakce přeměny vodíku na hélium. Přebytečný moment hybnosti se přitom odnáší v podobě dvou protilehlých kolimovaných úzkých výtrysků relativistických částic, ve směru normály k rovině akrečního disku. Výtrysky jsou kolimovány až do vzdáleností ≈1 Mpc od černé veledíry, což svědčí o jejich usměrňování silným spirálovým magnetickým polem, a některé údajně vyzařují až 3krát více energie, než by odpovídalo jejich hmotnosti, kdyby anihilovala! To potvrdila studie G. Ghiselliniho aj., v níž autoři odhadli, kolik energie může do výtrysků dodat rychlost rotace (spin) černé veledíry a extrémně silné magnetické pole těsně nad obzorem událostí. Ke srovnání se skutečnými zářivými výkony se nejlépe hodí blazary, jejichž jeden výtrysk míří přímo k Zemi. Když se měří zářivý výkon výtrysku v oboru záření gama, dosáhne se souhlasu s výpočtem jedině za předpokladu, že indukce magnetického pole obklopující obzor událostí příslušné veledíry má nejvyšší možnou hodnotu, kterou může snést materiál padající do veledíry.

U prototypu kvasarů 3C-273 byl hned v r. 1963 objeven bodový (kvazi-hvězdný) optický protějšek a kvalitnější pozdější snímky ukázaly, že z tohoto bodu vybíhá úzký svítící výtrysk, nápadně podobný výtrysku z obří galaxie M87 v souhvězdí Panny. Současná pozorovací technika umožnila zkoumat i detaily výtrysku ze zdroje 3C-273, jak ukázali E. Kundu a N. Gupta. Jasné uzlíky ve výtrysku se od centra vzdalují superluminální rychlostí, což souvisí s tím že výtrysk směřuje k pozorovateli šikmo, takže úkaz není v rozporu s teorií relativity. Souběžná multispektrální pozorování uzlíků ve všech oborech elektromagnetického spektra prozradila, že relativisticky urychlené protony září synchrotronovým mechanismem v extrémně silném spirálově kolimovaném magnetickém poli. Střední doba úniku urychlených protonů z uzlíků je pravděpodobně kratší než čas ztráty energie urychlených protonů a doba trvání samotného výtrysku. Zářivý výkon celého výtrysku pak odhadli na 10³⁸ W, tj. 20násobek bolometrického zářivého výkonu naší Galaxie.

J. Fan aj. fotometrovali v letech 1998-2008 nejjasnější kvasar 3C-273 (12,8 mag; zářivý výkon 4,9 TL_☉ !) a v letech 2002 - 2012 druhý nejjasnější kvasar Palomar-Haro-Luyten 1811 (Cap, 13,9 mag; vzdálenost 745 Mpc; 3,3 TL_☉) pomocí 0,7m reflektoru observatoře Abastumani v Gruzii. Jasnosti obou objektů během jednotlivých dnů kolísaly až o 0,6 mag pro 3C-273 a až o 0,1 mag pro PHL 1811. Dlouhodobé variace jasnosti měly pro PHL 1811 kvaziperiodu 5,8 let a pro 3C-273, kde máme historická data za více než jedno století, šest kvaziperiod v intervalu od 0,7 r do 21 let.

Jednu z nejjasnějších a nejkrásnějších Seyfertových galaxií NGC 1566 (Dor; 10 mag; 12 Mpc; 37 GL_☉) pozorovali F. Combesová aj. pomocí aparatury ALMA s lineárním rozlišením 25 pc. V jádře galaxie se nachází příčka o délce 1,7 kpc a spirální struktura, která vychází z konců příčky a směřuje k centrální černé veledíře. Je to první důkaz o vysávání galaktického materiálu centrální veledírou. Mimochodem zorné pole ALMA má v této vzdálenosti lineární průměr jen 900 pc, takže galaxie se musela sledovat po částech jako mozaika.

S. Hönig aj. poukázali na nejistou vzdálenost Seyfertovy galaxie NGC 4151 (CVn; 11,5 mag) odhadovanou v rozmezí 4 – 29 Mpc, což má nepříznivé důsledky pro určení hmotnosti černé veledíry v jejím centru. Přitom vzhledem k relativní blízkosti galaxie jde o jeden ze dvou případů, kdy lze tuto hmotnost ověřovat více metodami. Autoři proto využili okolnosti, že v galaxii se vyskytují větší oblaka horkého prachu, jejichž úhlové rozměry lze v infračervené oblasti měřit Keckovým 10m teleskopem s přesností 0,5 tisícin obl. vteřiny, tj. o dva řády přesněji než by to dokázal HST. Potřebný převod na lineární hodnoty pak uskutečnili využitím japonského projektu MAGNUM a odvodili tak přesnější vzdálenost galaxie (19,0 ±2,5) Mpc. Odtud vyplynula hmotnost centrální černé veledíry (38 ±1) MM_☉ v dobré shodě s měřeními C. Onkena aj. získanými nezávislou metodou pomocí spektrografu NIFS u 8,2m teleskopu Gemini-N na Mauna Kea.

R. Falomo aj. shrnuli současné poznatky o objektech typu BL Lacertae, což jsou kvasary v jádrech obřích eliptických galaxií, jejichž relativistické výtrysky směřují téměř přímo k pozorovateli vlivem relativistického geometrického efektu. Pro naprosto přesné slícování směru se zorným paprskem se užívá též termínu blazar.Takový objekt jeví víceméně spojité spektrum bez čar, takže jeho vzdálenost se určuje obtížně. Autoři zdůrazňují, že jde bezpochyby o vůbec nejzářivější vesmírné mašiny, k jejichž charakteristice potřebujeme především kvalitní údaje v optické části elektromagnetického spektra. Jsou totiž klíčem k rozluštění otázek, jak vůbec vznikají objekty zahrnované pod společný název galaxií s aktivními jádry (AGN), jak se dále vyvíjejí a rozrůzňují, a jaká je interakce mezi akrečními disky jejich černých veleděr a kolimovanými relativistickými výtrysky. Výtrysky totiž odnášejí obrovské energie momentů hybnosti základních složek těchto gigantických soustav a významně tak ovlivňují celé galaxie.

F. Harrisonová a C. Reynolds uvedli, že v jádře blízké (17 Mpc) spirální galaxie s příčkou NGC 1365 (For; 10 mag) se podle měření rentgenové družice NuSTAR nachází černá veledíra s hmotností 2 MM_☉, která rotuje kritickou rychlostí rovnou téměř rychlosti světla, takže ohrožuje stabilitu celé galaxie! Znovu se probírala otázka, jak veledíry o hmotnostech řádu GM_☉ mohly vzniknout během pouhých 800 mil. let po velkém třesku. A. Loeb soudí, že se slévaly objekty s hmotnostmi většími než hvězdy za významné pomoci silných magnetických polí. Slibné jsou možnosti aparatury ALMA, která dokáže s vysokým úhlovým rozlišením zmapovat nejbližší okolí černé veledíry v centru naší Galaxie, kde se zřejmě nachází větší počet standardních hvězdných černých děr a kompaktních neutronových hvězd. Navíc z polarizace rádiového záření lze odvodit i průběh magnetických siločar a indukci centrálního magnetického pole.

M. Kino aj. zobrazili známý výtrysk z obří galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16,7 Mpc) pomocí transkontinentálního radiointerferometru VLBA, jenž pracoval na vlnové délce 7 mm (frekvence 43 GHz). Z polarizace rádiového záření odvodili změny indukce magnetického podél poloosy výtrysku 0,10 – 1,5 mT. Zářivý výkon výtrysku obstarávají dosahuje hodnoty 10³⁷ W, takže je shodný s bolometrickým zářivým výkonem naší Galaxie! Přičiňují se o něj relativisticky urychlené elektrony, zda na to stačí kinetická energie elektronů, anebo zda se více uplatňují magnetohydrodynamické efekty. Hmotnost černé veledíry v jádře zmíněné galaxie se odhaduje na 3 – 6 GM_☉, přičemž soustava VLBA dosahuje lineárního rozlišení 90 – 180 mld. km (30 – 60 R_S). Kdyby se použilo vyšších frekvencí (86 GHz, resp. 230 GHz), tak se už pravděpodobně zobrazí pata výtrysku. Rádiové jádro výtrysku má průměr 15 – 28 R_S.

J. Aleksic aj. v široké mezinárodní spolupráci více než 160 spoluautorů sledovali od začátku května po dobu jednoho měsíce blazar 1ES 1727+502 (vzdálenost 230 Mpc) pomocí stereoskopického teleskopu MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov; La Palma) se dvěma parabolami o průměrech 17 v pásmu energetického záření gama (>150 GeV). Blazar v tomto pásmu září konstantně na úrovni 2 % Kraba díky synchrotronovému ultrarelativistickému efektu inverzního Comptonova záření (urychlené izotropně zářící fotony rádiového spektra jsou anizotropně urychleny na energie záření rentgenového a gama). Průběh celého energetického spektra blazaru pomohly odvodit kamery UVOT a XRT na družici Swift a též další přístroje na družicích Fermi a INTEGRAL.

Týž autorský tým však následně zjistil pomocí téže aparatury MAGIC, že jádro rádiogalaxie IC 310 (vzdálenost 80 Mpc) září nejenom v pásmu fotonů s energiemi GeV, jak ukázala družice Fermi, ale také v pásmech 0,1 – 8 TeV. V pásmu >500 GeV kolísá zářivý výkon galaxie během jediného dne v poměru až 1:7. Další údaje v letech 2003-2011 získaly družice Newton, Swift a Chandra. Autoři z jejich komplexního rozboru usoudili, že jde o blazar, který jedním kolimovaným výtryskem míří ke Slunci. Výtrysk začíná ve vzdálenosti <80 R_S od černé veledíry o hmotnosti ≈200 MM_☉. Jde o extrémní případ blazaru, jehož zářivý výkon je o dva řády nižší než u dosud známých blazarů.

J. Aleksic aj. objevili záření gama také u proslulé rádiové galaxie NGC 1275 (=Per A; 12 mag; 73 Mpc; hmotnost černé veledíry v centru 340 MM_☉) klasifikované jako Seyfertova galaxie třídy 1,5 (galaxie vyznačující se silnými emisními čarami ve spektru a aktivními jádry příbuzné kvasarům). Galaxie sice není blazarem, ale teleskop MAGIC ji pozoroval v pásmu energií fotonů gama >100 GeV během dvou zjasnění v letech 2009-2011. Galaxii v oboru měkkého záření gama sledovala družice Fermi a v pásmu rentgenovém družice Chandra. Optická zjasnění autoři pozorovali pomocí 0,6m teleskopu KVA na ostrově La Palma a rádiové záření sledovali pomocí radiointerferometru MOJAVE (Monitoring Of Jets in Agns with Vlba Experiment), jenž se skládá z 10 radioteleskopů o průměru parabol 25 m, rozmístěných od Havaje po Panenské ostrovy na základně dlouhé 8,6 tis. km.

S. Muller aj. využili úžasných vlastností mikrovlnné observatoře ALMA k chemickému rozboru čočkovaného blazaru PKS 1830-211 (2,0 Gpc), který již předtím posloužil k ověření vyšší teploty reliktního záření v čase 6,4 mld. let po VT. Naměřená hodnota (5,08 ±0,10) K velmi dobře souhlasí s kosmologickým modelem chladnutí reliktního záření, jenž pro uvedené stáří dává teplotu 5,14 K. Mikrovlnná měření probíhala v pásmech 100, 250, 290 a 300 GHz (1 – 3 mm) a vedla k objevu 42 různých prvků a molekul, od H a C až po tři molekuly se 7 atomy (CH₃NH₂; CH₃C₂H; CH₃CHO). Poprvé byly identifikovány 4 různé molekuly u cizí galaxie.

W. M. Yi aj. objevili díky přehlídce SDSS pomocí teleskopů 2,4m Lijiang na observatoři Yunnan v jihozápadní Číně (25° s.š.; 2,0 km n.m.) a 6,5m Magellan v Chile mimořádně jasný a rádiově hlučný kvasar J0312-0321 v rekordní vzdálenosti 3,9 Gpc. V tak velkých vzdálenostech se dosud rádiově hlučné kvasary téměř nevyskytují, takže jde o unikátní případ s poměrem jasnosti rádiové a optické složky 100:1. Navzdory velké vzdálenosti dosahuje jasnost kvasaru v blízké infračervené oblasti hodnoty 18,5 mag a rádiový tok 33 mJy. Bolometrický zářivý výkony kvasaru činí 1,1.10⁴¹ W, tj. 286 TL_☉ (4,5krát více než pro dosud známé kvasary a ≈24 tisícinásobek zářivého výkonu naší Galaxie!). Není divu, že centrální černá veledíra má hmotnost 2,7 GM_☉. Je vysoce pravděpodobné, že tento kvasar má větší zářivý výkon než činí příslušná Eddingtonova mez.

D. Mortlock aj.objevili nejvzdálenější kvasar (UKIRT 3,8m; Large Area Survey; Mauna Kea) ULAS J1120+0641 (Leo; 4,0 Gpc; stáří 770 mil. let po VT), který je přitom rádiově tichý. Jeho kosmologický červený posuv se jim podařilo změřit pomocí 8,2 m teleskopu Gemini-N rovněž na Mauna Kea. Má přitom neuvěřitelný zářivý výkon 63 TL_☉ (zářivý výkon naší Galaxie činí asi 23 GL_☉) a černá veledíra v jeho nitru dosahuje hmotnosti 2 GM_☉! Je dosti záhadné, jak mohl zmíněný kvasar o rozměru ≈ 10 mld. km vyrůst na tak gigantický zdroj energie za pouhou půl miliardu let. M. Page aj. změřili zářivý výkon kvasaru v pásmu 2 – 10 keV pomocí družice Chandra a získali tak hodnotu 2.10³⁸ W. O 15 měsíců však A. Moretti aj. naměřili pomocí družice Newton v pásmu (0,3 – 10 keV) jen 7.10³⁷ W.

I. Parisová aj. zveřejnili úplnou databázi projektu SDSS (Sloan Digital Sky Survey; DR10), která se uskutečňuje pomocí 2,5m teleskopu na observatoři Apache Point (33° s.š.; 2,8 km n.m.) v Novém Mexiku. Přehlídka začala už v r. 1998 jako vícebarevná fotometrie a spektroskopie na 35 % oblohy. Původní vláknový spektrograf se 640 vlákny byl posléze nahrazen zařízením s 1 tisícem vláken. Proto jsou dnes astronomům k dispozici údaje o cca 500 milionech objektů do 22 mag v optickém pásmu a do 20,5 mag v blízké infračervené oblasti a současně pro více než 3 milionech objektů máme i spektra. Přehlídka DR10 zahrnuje také nový projekt BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), který běží 2,5 roku a zahrnuje na ploše 6,4 tis. čtv. stupňů oblohy mj. přes 166 tis. kvasarů s absolutní hvězdnou velikostí < -20,5 MAG., z toho je přes 74 tis. nových. Přitom 70 % z celkového počtu kvasarů v katalogu je vzdáleno >3,1 Gpc, tj. jsou mladší než 3 mld. let po VT.

U 20 tisíc kvasarů známe hmotnost černých veleděr v jejich centru a protože hmotnost a rychlost rotace popisují černé veledíry zcela jednoznačně, usoudili Y. Shen a L. C. Ho, že pestrost vzezření jednotlivých kvasarů se dá tímto způsobem uvést na společného jmenovatele. Zářivý výkon kvasarů je pak totiž shora omezen Eddingtonovým konceptem vyrovnání gravitace s tlakem záření. Rozšíření spektrálních čar v akrečních discích veleděr je odrazem rychlosti rotace veledíry a ovšem též nesnadno zjistitelného sklonu rotační osy veledíry vůči zornému paprsku. Jelikož však akreční disk musí být kolmý k ose rotace, lze z jeho sklonu k zornému paprsku i tento důležitý parametr poměrně přesně změřit. Tak se téměř přesně půl století po objevu kvasarů podařilo ukázat, že jde vlastně o astronomicky vzato jednoduché objekty, jež se dají popsat malým počtem proměnných faktorů.

V. Vardanyan aj. využili přehlídky oblohy infračervenou družicí WISE a našli tak pro 10 tisíc kvasarů z rozsáhlé přehlídky SDSS jejich infračervené toky na vlnové délce 8 μm. Pro interval 1 – 3 mld. let po VT kvasarů nepřibývá a jejich zářivé výkony stagnují na hodnotě ≈10⁴⁰ W. Vlivem velkého kosmologického červeného posuvu mají kvasary v klidové soustavě maximum zářivého toku v ultrafialové oblasti, zatímco pro pozorovatele se toto maximum přesouvá do zmíněné infračervené oblasti. Autoři si všimli, že nejvyšší zářivé výkony zde vykazují ty kvasary, jež jsou málo zaprášené. Ze zmíněné studie vyplývá, že ve velmi raném vesmíru vznikají kvasary dříve než standardní galaxie, a pak už se jim přestává dařit. Ostatně epizoda kvasarů trvá v konkrétních případech obvykle jen 1 – 100 milionů let.

S. Galleraniová aj. využili rádiointerferometru IRAM (soustava 6 parabol o průměru 15 m na observatoři Plateau de Bure v Alpách; 2,25 km n.m.; pásmo milimetrových vln) k nečekané detekci rádiové čáry CO (přeskok mezi energetickými hladinami 17-16; klidová frekvence 1,96 THz; pozorovaná frekvence 263,6 GHz; tj. vlnová délka 1,1 mm) u kvasaru SDSS J1148+5251, kosmologický červený posuv z = 6,42; vzdálenost 3,9 Gpc; 860 Mr po VT). Z jasnosti kvasaru v blízké infračervené oblasti spektra vyplývá, že centrální černá veledíra má vysokou hmotnost 3 GM_☉, takže jde o další důkaz, že v rané epoše vývoje vesmíru roste hmotnost veleděr neobyčejně rychle. Objev zmíněné čáry CO pak ukazuje, že i navzdory silnému zaprášení raného kvasaru, jež znemožňuje pozorovat oblast centra soustavy v optickém a rentgenovém spektru, umožňuje pozorování rádiové čáry CO proniknout pozorovatelům skrz prachovou clonu do samotného centra soustavy. To dává výrazné naděje pro pozorování raného vývoje vesmíru v pásmu milimetrových vln.

G. Rosaová aj. zveřejnili výsledky měření optických a krátkovlnných infračervených spekter pro čtyři kvasary, jež byly objeveny přehlídkami na jižní obloze a následně pozorovány spektrografy u obřích dalekohledů třídy 6 – 10 m. Všechny objekty mají kosmologický červený posuv z > 6,5 (vzdálenosti >4 Gpc ; stáří <850 Mr po VT) a hmotnosti jejich černých veleděr se pohybují v řádu 1 GM_☉. V jejich spektru se přitom nacházejí ionizované čáry C, Si, Mg a Fe v podobném zastoupení jako pro pozdnější kvasary o stáří 1,6 mld. let po VT. Odtud podle autorů plyne, že už ve velmi raném vesmíru se látka vesmíru rychle obohacuje o těžší prvky díky termonukleárním reakcím v nitrech velmi hmotných a tedy krátkožijících hvězd populace III.

P. Marzianová a J. Sulentic se zabývali myšlenkou použít kvasary jako "standardní svíčky" v kosmologických vzdálenostech, kde i supernovy jako standardní svíčky selhávají, protože mají i v maximu podstatně nižší zářivý výkon než některé kvasary. Potíž samozřejmě spočívá v tom, že kvasary jeví obrovský rozptyl zářivých výkonů v rozsahu 8 řádů, takže pro kosmologický žebřík se obecně vůbec nehodí. Jelikož však existuje teoretická již zmíněná horní (Eddingtonova) mez jejich zářivých výkonů, lze takové mezní kvasary rozpoznat pomocí výskytu určitých emisních spektrálních čar v jejich spektru. Tím lze protáhnout kosmologický žebřík vzdáleností až do hodnot kosmologického červeného posuvu z = 7 (vzdálenost ≈4 Gpc; stáří 770 mil. let od VT).

5.9. Černé díry a veledíry

M. Reid aj. dokázali pomocí radiointerferometrie VLBA změřit trigonometrickou paralaxu mikrokvasaru GRS 1915+105, což je dvojhvězda obsahující hvězdnou černou díru, jejímž průvodcem je oranžový obr sp. třídy K. Mikrokvasar se nachází ve vzdálenosti (8,6 ±1,8) kpc od nás, což umožnilo mj. zpřesnit i hmotnost černé díry na (12,4 ±2,0) M_☉. Vlastní pohyb mikrokvasaru činí jen (22 ±24) km/s, což prakticky znamená, že vznik černé díry ve dvojhvězdě neprovázel žádný gravitační šťouchanec, jak bývá jindy běžné. Optický výtrysk vycházející z okolí černé díry jeví zdánlivou nadsvětelnou rychlost, ale autorům se podařilo určit jeho sklon vůči zornému paprsku (60 ±5)°, takže pak reálná rychlost ve výtrysku činí jen 0,8 c a ve vzdálenosti >2 kau klesá na 0,65 c. Samotná černá díra rotuje extrémně rychle.

Se zajímavou historickou retrospektivou o roli akrece v astrofyzice přišel T. Maccarone. Již před několika stoletími objevili astronomové Algol (β Per), což je - jak dnes víme - těsná dvojhvězda, kde jedna složka předává přes Lagrangeův bod L₁ vydatně plyn druhé složce. Už v r. 1918 objevil H. Curtis úzký lineární výtrysk z centra galaxie M87 (Vir), což je důsledek akrece materiálu na černou veledíru, přičemž zmíněný výtrysk je živen jednak energií odnášeného momentu hybnosti a jednak extrémně silným magnetickým polem v jejím okolí. V letech 1941-1944 přišli s prvními výpočty podmínek akrece G. Kuiper a následně H. Bondi s F. Hoylem. Tito autoři se soustředili na zmíněnou výměnu hmoty v dotykových dvojhvězdách a také na akreci interstelárního materiálu na hvězdy. V r. 1956 J. Crawford a R. Kraft začali odhalovat souvislost mezi novami, trpasličími a rekurentními novami v podobě periodické akrece vodíku z primární složky dvojhvězdy na bílého trpaslíka, což pokračovalo v syntetických pracích Z. Kopala z r. 1959 a vyvrcholilo objevem, že supernovy třídy Ia vznikají na základě akrece hmoty na bílého trpaslíka od jeho průvodce. Dnes se ručička intenzity akrece posunula opět vzhůru, protože můžeme teoreticky i experimentálně pozorovat následky akrece na černé díry a veledíry.

J. Orosz aj. určili hmotnost složek těsné dvojhvězdy LMC X-3 ve Velkém Magellanově mračnu, která je současně silným zdrojem rentgenového záření. Pomocí ešeletových spekter z 6,5m teleskopu Magellan a 8,2m teleskopu VLT ESO se jim podařilo určit sklon dráhy spektroskopické dvojhvězdy (69°) a odtud pak spočítat i hmotnosti složek. Hlavní složka je hvězdnou černou dírou o hmotnosti 7,0 M_☉ a kolem společného těžiště obíhá v periodě 1,7 d s hvězdou hlavní posloupnosti (sp. B3; hmotnost 3,6 M_☉).

R. Soria aj. pozorovali rentgenově, opticky a rádiově dvojhvězdu MQ1 v blízké spirální galaxii s příčkou M83 (=NGC 5236; Hya; 7,5 mag; 4,6 Mpc), v níž jednou složkou je černá díra o hmotnosti ≈40 M_☉. Zářivý výkon jejího akrečního disku dosahuje hodnoty 3.10³³ W, což překračuje Eddingtonovu mez téměř o řád. Znamená to, že akrece se zúčastní velké množství hustého plynu po dobu minimálně 20 tis. let, takže úhrnná vyzářená energie činí minimálně 10⁴⁵ J, tedy asi o řád více, než kolik vyzáří typická supernova.

D. Donato aj. nalezli v archivu družic EUVE (Extreme UltraViolet Explorer) a Chandra údaje o výskytu svítivého krátkovlnného zdroje v jádře slabě svítící galaxie v kupě Abel 1795 (vzdálenost 260 Mpc).Během šesti let archivních záznamů klesl zářivý výkon vzplanutí v rentgenovém pásmu 0,5 – 7 keV ≈2 300krát! Z porovnání světelných křivek získaných oběma družicemi se podařilo ukázat, že spektrum vzplanutí odpovídá záření černého tělesa o stálé teplotě 1 MK. Autoři proto soudí, že příčinou vzplanutí bylo slapové roztrhání hvězdy a pohlcování cárů černou dírou o hmotnosti ≈300 kM_☉, což znamená, že by mělo jít o dosud spíše hypotetickou intermediální černou díru. Jelikož archivy rentgenových pozorování jsou čím dál tím obsáhlejší, lze tímto způsobem nepřímo odhalovat případné další intermediální díry.

O. Straub aj. využili údajů z rentgenových družic Swift, Newton a Chandra k důkazu, že v čočkové galaxii ESO 243-49 (vzdálenost 95 Mpc) se nachází svítivý objekt HLX-1 v poloze mírně mimo její hlavní rovinu. Propočítali širokou škálu modelů černých děr, jež vyhovují pozorování a zjistili, že při pozorovaném zářivém výkonu 10³⁵ W jde určitě o intermediální černou díru. Pro extrémní případ nerotující díry vychází hmotnost >6 kM_☉ a pro spin a = 0,998 (téměř kritická rychlost rotace) maximálně 191 kM_☉. Hmotnost intermediální díry se v tomto případě pohybuje v rozmezí 17 – 51 kM_☉. Autoři usoudili, že by mohlo jít o centrální černou díru pohlcené trpasličí galaxie.

Podobně V. Baldassareová aj. pozorovaly trpasličí galaxii RGG (Reines, Green, Geha) 118 (=SDSS J1523+1145; vzdálenost 100 Mpc) jednak pomocí 6,5m Clayova teleskopu (Las Campanas, Chile), a dále prostřednictvím rentgenové družice Chandra. Trpasličí galaxie stárnou pomaleji než velké galaxie, takže jejich vývoj během dosavadního věku vesmíru je v prvním přiblížení zanedbatelný. Měření autorek ukázalo, že v centru diskové galaxie o hmotnosti 2 GM_☉ se nachází intermediální černá díra o hmotnosti 50 kM_☉ a zářivý výkon z jejího okolí dosahuje hodnoty jen 4.10³³ W, tedy na úrovni 1 % Eddingtonovy meze. Jde zatím o nejdelší protažení dolního konce vztahu mezi hmotností černé veledíry a rozptylem rychlostí hvězd ve výduti galaxie pro trpasličí objekty, takže je poněkud překvapující, že i pro takto málo hmotné objekty vztah platí.

N. Leigh aj. se zabývali otázkou, proč se intermediální černé díry (hmotnosti 1 – 500 kM_☉) nacházejí jen výjimečně v kulových hvězdokupách. Z počítačových simulací zjistili, že tomu paradoxně brání výskyt hvězdných černých děr ve dvojhvězdách. Když v kulové hvězdokupě vznikne centrální intermediální černá díra, začne později vznikající hvězdné černé díry v těsných dvojhvězdách urychlovat na hyperbolické dráhy, takže je fakticky z hvězdokupy odstraní. Tuto genocidu může přežit nanejvýš jedna, a to nejhmotnější hvězdná černá díra, která se nakonec stane průvodcem intermediální díry, obíhá kolem ní po výstředné spirálové dráze tak dlouho, až vyzařováním gravitačních vln dojde ke splynutí obou děr. Ke splynutí dojde nejpozději za 4 mld. let, a poněvadž kulové hvězdokupy jsou vesměs starší, tak v centru mohou mít po splynutí jenom lehce obézní intermediální černou díru. Autoři proto tvrdí, že pokud dnes najdeme v kterékoliv kulové hvězdokupě dvojhvězdu se složkou v podobě hvězdné černé díry, je tím automaticky zaručeno, že v takové hvězdokupě nemůže být v jejím centru intermediální černá díra.

T. Bogdanovicová aj. analyzovali optický a ultrafialový výbuch objevený 31. 5. 2010 v přehlídce Pan-STARRS1: PS1-10jh v centru anonymní galaxie (1609+5340; vzdálenost 650 Mpc) a sledovaný posléze také rentgenovou družicí Chandra až do února 2011. Uvedli, že podobná vzplanutí jsou pozorována i v jiných galaxiích. V tomto konkrétním případě ukázali, že šlo o slapové roztrhání červeného obra a postupné polykání jeho cárů černou veledírou o hmotnosti ≈1 MM_☉. Podle jejich výpočtů silné slapy nejprve svlékly vnější vodíkovou obálku obří hvězdy, čímž se obnažilo husté héliové jádro hvězdy vodíkovou, jež se postupně po velmi výstředné oběžné dráze spirálově přibližovalo k veledíře. Slapové síly jádro silně ohřívaly a nakonec rozložily, což umožnilo zbytkům jádra, aby byly veledírou pohlceny. To vedlo před překročením obzoru událostí k mocným výbuchům v optické, ultrafialové i rentgenové oblasti spektra.

Další důkaz o slapovém rozervání hvězdy a jejím pohlcování černou veledírou přinesli T. Holoien aj., kteří pomocí přehlídkového teleskopu ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) pozorovali zjasnění ve spirální galaxii SDSS J1108+3405 (hmotnost galaxie 6 GM_☉; vzdálenost 200 Mpc) počínaje 25. 1. 2014. Autoři pak využili k podrobnějšímu sledování průběhu vzplanutí řady pozemních dalekohledů jakož i rentgenové družice Swift. Objekt v centru galaxie měl zprvu 17 mag a postupně slábl. Průběh úkazu se podařilo sledovat po dobu 5 měsíců. Během té doby klesal zářivý výkon zdroje z 22 GL_☉ (8.10³⁶ W) na 800 ML_☉ (3.10³⁵ W), ale efektivní teplota černého tělesa zůstávala konstantní (≈20 kK). Během celé epizody byla vyzářena energie 10⁴³ J. Autoři odhadli, že pozorovaný úkaz vyžadoval akreci hmoty jen ≈10^-2 M_☉, což znamená, že nešlo o slapové pohlcení celé hvězdy, ale patrně jenom vnější obálky červeného obra do černé veledíry o hmotnosti 3 MM_☉. Jde zatím o nejbližší takový úkaz ve vesmíru pozorovaný a autoři odhadují, že podobné případy budou pozorovány minimálně jednou ročně.

A. Seth aj. snímkovali pomocí HST a pořídili i spektra ultrakompaktní trpasličí galaxie M60-UCD1 díky spektrografu 8,2m teleskopu Gemini. Kompaktní galaxie je satelitem eliptické galaxie M60 (vzdálenost od nás 17 Mpc a od mateřské galaxie ≈7 kpc) a vyniká svým zářivým výkonem (41 kL_☉) navzdory miniaturním rozměrům (průměr 50 pc) a nízké hmotnosti 120 MM_☉. V jejím centru se nachází černá veledíra s hmotností 21 MM_☉, což představuje neuvěřitelných 17 % hmotnosti hvězd v trpasličí galaxii. Veledíra se prozradila jako silný rentgenový bodový zdroj se zářivým výkonem řádu 10³¹ W (29 kL_☉). To znamená, že jde o černou veledíru dobře živenou akrecí materiálu z akrečního disku. Vysoký podíl veledíry na hmotnosti trpasličí galaxie autoři vysvětlili tím, že původní galaxie UCD1 měla hmotnost ≈10 GM_☉, ale větší část její hmoty byla otrhána slapovým působením obří eliptické galaxie M60. Zbylo tak jedině kompaktní jádro soudobé trpasličí galaxie. To ovšem znamená, že takových případů bude v lokálním vesmíru daleko více, ale výběrové efekty způsobují, že kompaktní galaxie objevujeme jen výjimečně, a černých veleděr s hmotnostmi řádu 10 MM_☉ bude ve vesmíru zdaleka nejvíce.

A. Broderick aj. ukázali, že současné radiointerferometry na dlouhých základnách (VLBA) mají tak dobré úhlové rozlišení, že mohou studovat děje na obzoru událostí některých černých veleděr. Systém VLBI dosahuje již na vlnových délkách 1,3 mm (230 GHz) a 0,87 mm (345 GHz) úhlových rozlišení 30, resp. 10 obl. mikrovteřin. Černá veledíra v centru naší Galaxie o hmotnosti 4,3 MM_☉ ve vzdálenosti 8,3 kpc má přitom úhlový poloměr obzoru událostí 53 obl. mikrovteřin. Podobně se zdařilo pozorovat děje na obzoru událostí v obří galaxii M87 (Vir), která je od nás vzdálena 16 Mpc, ale její veledíra má hmotnost 7 GM_☉, takže její obzor událostí má poloměr o více než 3 řády větší než u té naší v centru Galaxie.

Kromě hmotnosti je důležitým parametrem charakterizující černé díry také jejich spin a (rotační rychlost). Ten se dá podle R. Dalyové a T. Sprinkleho spolehlivě určit, když je černá díra aktivní, takže kromě hmotnosti dokážeme změřit i zářivý výkon z jejího okolí, ale také indukci magnetického pole nad hranicí obzoru událostí. K tomu se hodí především rádiově hlučné kvasary, ale také veledíry v obřích eliptických galaxiích. Autoři tak dokázali stanovit hodnoty spinů a (v rozmezí a = 0 - bez rotace, až a = 1 - kritická mezní rotace). Pro celkem 130 černých veleděr v aktivních jádrech galaxií tak našli hodnoty a v rozmezí 0,1 – 1,0. Velikost spinu však jen slabě koreluje s hmotností černých veleděr. Starší černé díry však obvykle rotují rychleji, než ty mladší.

Jak uvedli R. Reis aj., lze spin černé veledíry změřit také v případě jejího zobrazení mezilehlou gravitační čočkou. Pomocí rentgenových družic Chandra, Newton, Suzaku a NuSTAR pozorovali 4 složky gravitací rozštěpeného a o řád zesíleného rentgenového obrazu kvasaru 1 RXS 1131-1231 (vzdálenost 1,9 Gpc) procházející gravitační čočkou (eliptickou galaxií) ve vzdálenosti 1,0 Gpc. Z intenzity rentgenové čáry Fe (K-α) autoři určili hmotnost veledíry v centru kvasaru 200 MM_☉ a spin a = (0,87 ±0,1). V současnosti jde o nejvzdálenější veledíru, pro níž známe hodnotu spinu. Jeho velikost svědčí o tom, že černá veledíra získala svou hmotnost díky akreci materiálu ze svého rotujícího akrečního disku, který se vznášel ve vzdálenosti necelého trojnásobku Schwarzschildova poloměru nad veledírou.

C. Van Borm aj. zkoumali možnost přímého vzniku černých děr v raném vesmíru díky gravitačnímu hroucení horkého (teplota >10 kK) prvotního plynu vodíku a hélia nejprve na nadhvězdy o hmotnostech v rozmezí 100 – 100 000 M_☉ a ty se pak bleskově zhroutí na intermediální černé díry během řádově 10⁵ let. Jejich slévání na černé veledíry pak probíhá rovněž velmi rychle.

A. Sadowski aj. napsali program KORAL pro relativistický magnetohydrodynamický výpočet nadkritické akrece hmoty na černé veledíry. Tak ukázali, že v raném vesmíru je tempo akrece až 200krát vyšší než Eddingtonova mez, čímž se dá vysvětlit rychlý nárůst hmoty černých veleděr v prvních stovkách milionů let po VT. Vysoké tempo je totiž důsledkem rychlé rotace (spin a > 0,9) nejstarších veleděr, kdy účinnost uvolňování energie dosahuje zmíněných rekordních hodnot.

Jak uvedli M. Latif aj., v prvních stovkách milionů let po VT se protogalaktická hmotná mračna chladných atomů mohla přímo zhroutit do černé veledíry, protože tomu napomáhala silná magnetická pole, jejichž indukce rostla vlivem četných rázových vln. Sílící magnetické pole mračna pak zabrání jeho fragmentaci a naopak uspíší akreci chladných atomů na černou veledíru tempem až ≈1 M_☉/rok, tj. ≈1 GM_☉/1 mld. let.

S těmito výpočty souhlasí podle G. Drouarta aj. výsledky pozorování 70 rádiových galaxií vzdálených v rozmezí 2,4 – 3,9 Gpc. Autoři je sledovali pomocí aparatur PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) a SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) infračerveného kosmického teleskopu Herschel a také díky fotometru pro střední infračervenou oblast MIPS Spitzerova kosmického teleskopu SST, jakož i bolometrem LABOCA (Large Apex BOlometer CAmera) pozemního mikrovlného teleskopu APEX (Atacama Pathfinder EXperiment; Chajnantor, Chile, 23° j.š.; 5,1 km n.m.) na vlnové délce 870 μm (frekvence 345 GHz). Pro každou galaxii tak pokryli spektra v intervalu vlnových délek 3,6 – 870 μm. Pro nejvzdálenější nadsvítivé galaxie se zářivými výkony 1 – 10 TL_☉ tak získali důkazy o tehdejším tempu tvorby hvězd v rozmezích 100 – 5 000 M_☉/r a tempu akrece plynu na centrální černé veledíry v rozmezí 1 – 100 M_☉/r od času 1,1 mld. let po VT!

Podobně M. Zamaninasab aj. ukázali, pro vzorek 76 rádiových galaxií s aktivními jádry (AGN), že indukce magnetických polí v akrečních discích centrálních veleděr je v intervalu 7 řádů zářivých výkonů přímo úměrná bolometrické svítivosti aktivních jader. Silná magnetická pole zpomalují rotaci akrečních disků a odnášejí přebytečný moment hybnosti do kolimovaných výtrysků, jež jsou šroubovicovým magnetickým polem usměrňovány až do vzdálenosti 1 Mpc od veledíry. Silnými magnetickými poli lze objasnit super-Eddingtonovy zářivé výkony v jádrech těchto galaxií.

R. Deane aj. uvedli, že už známe čtyři případy hierarchických trojitých veleděr, jež připomínají hierarchické trojhvězdy tím, že vždy dvě černé veledíry obíhají v malé vzájemné vzdálenosti od sebe, kdežto třetí veledíra kibicuje zdálky. Využili k tomu multispektrálních přehlídek v optickém (SDSS) a rádiovém (VLBI, VLBA, GMRT a JVLA) pásmu v rozsahu frekvencí 0,61 – 16 GHz (vlnové délky 19 – 500 mm). Nejnovější přírůstek do vskutku podivuhodné konfigurace veleděr se nachází v poloze J1502+1115 (vzdálenost 1,3 Gpc), kde těsná dvojice veleděr kolem sebe obíhá ve vzdálenosti pouhých 140 pc. Příslušné mateřské eliptické galaxie těsného páru mají hmotnosti 170 GM_☉ a 240 GM_☉. Jejich černé veledíry mají přibližně shodné hmotnosti kolem 100 MM_☉, takže jejich gravitační sféry vlivu sahají jen do vzdálenosti 10 pc. Teprve u černých veleděr o hmotnosti ≈1 GM_☉ dosahuje sféra gravitačního vlivu poloměru 100 pc. Třetí veledíra je od zmíněného páru vzdálena minimálně 7,4 kpc. Autoři dále uvedli, že dosud se věnovali jenom šesti případům podezřelých tripletů a ve čtyřech případech se jejich podezření pozorováními potvrdilo. To patrně znamená, že takové soustavy jsou relativně časté, což výrazně ovlivní naše představy o způsobu vzniku obřích galaxií.

V r. 2006 zjistili C. Rodriguez aj., že rádiová galaxie J0402+379 obsahuje dosud nejtěsnější dvojici černých veleděr ve vzájemné vzdálenosti 7 pc. Obě veledíry obíhají kolem barycentra v periodě ≈150 tis. let. Protože jejich hmotnosti mají souhrnnou hmotnost ≈150 MM_☉, ovlivňují se navzájem jejich kolimované výtrysky, což je vlastně prozradilo jako dvojici. Jelikož se v takových případech výtrysky tak nápadně ovlivňují, slouží jako návod, jak takové soustavy objevovat. Autoři zatím studovali pouze 6 podezřelých případů a odhalili takto čtyři hierarchické trojité systémy. Odtud usoudili, že takové konfigurace budou poměrně četné a okolnosti jejich vzniku velmi pikantní.

A. Feoli ukázal, že hmotnost černých veleděr v centrech galaxií je úměrná součinu efektivního poloměru galaxie násobeného třetí mocninou hodnoty disperse rychlostí její výduti. K ověření vztahu využil 57 galaxií různých morfologických typů, které byly sledovány kosmickým teleskopem SST v pásmu 3,6 μm, což autorům umožnilo spolehlivě určit hmotnost jejich veleděr. Zmíněný vztah tedy platí v širokém rozsahu hmotností veleděr, což dává možnost zjišťovat účinnost přeměny hmoty na záření v bezprostředním okolí veledíry, a navíc poskytuje možnost jednoduché klasifikace černých veleděr.

V posledních letech se hojně diskutuje rozpor popisu, co se stane, když astronaut zamíří v kosmické lodi do černé díry. Podle obecná teorie relativity (OTR) nebude astronaut při průletu obzorem událostí pozorovat nic zvláštního, kdežto kvantová mechanika (KM) tvrdí, že bude vypařen v ohnivé stěně těsně pod obzorem událostí. Do debaty nyní zasáhli také A. Almheiri aj., kteří ukázali, že aspoň jedno ze tří základních tvrzení OTR a KM musí být špatně. Podle jejich názoru je právě vypaření astronauta v ohnivé stěně nejlepším řešením, jak z paradoxu vycouvat. Zbývá ovšem otázka, zda bude astronaut souhlasit, že jde vskutku o nejlepší řešení.

5.10. Kupy a nadkupy galaxií

B. Lemaux aj. pozorovali v rámci přehlídky VIMOS UDS (Visual Multi Object Spectrograph; Ultra-Deep Survey; UT3 VLT ESO; spektrální rozsah 360 – 1 000 nm; simultánní spektra až 200 galaxií naráz!) velmi vzdálenou a mimořádně hmotnou kupu galaxií Cl J0227-0421 ve vzdálenosti 3,6 Gpc, tj. ve věku 2 mld. let po VT. Hmotnost hala této kupy činí rekordních 300 TM_☉, jde tedy o hustotní anomálii v raném vesmíru, která v přepočtu na současnost je stejná či dokonce vyšší než u blízké (100 Mpc) kupy v souhvězdí Bereniky (Abel 1659; hmotnost bez skryté látky 70 TM_☉).

K. S. Lee aj. objevili pomocí 4m Mayallova teleskopu (Kitt Peak, Arizona) rozsáhlou strukturu zárodků nadkupy v souhvězdí Pastýře (poloha J1426+3236) ve vzdálenosti 3,7 Gpc, tj. ve stáří 1,7 mld. let po VT. Našli nejprve pět galaxií navzájem vzdálených ≈1 Mpc a pak dalších 70 zárodků v poli o lineárním průměru 14 Mpc. Většina z nich vykazuje silnou emisní čáru Ly-α, což je dvakrát více než bývá pro zárodky kup běžné. Rozložení tvořících se galaxií v tomto objemu je výrazně nerovnoměrné. Autoři objevili, že některé z budoucích kup mohou mít v v současnosti hmotnosti v rozmezí 200 – 1 000 TM_☉. Je navíc pravděpodobné, že struktura je ještě rozsáhlejší, protože nejvíce objektů se nachází na jižním okraji zkoumané oblasti. Objev naznačuje, že naše představy o vzniku kup a nadkup galaxií v raném vesmíru jsou velmi kusé a doznají s pokrokem pozorovací techniky značných změn už v blízké budoucnosti.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLIX. (2014).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 03. septembra 2017