Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 04. marca 2013
G. Pietrzynski aj. nalezli v letech 2003-2005 v rámci projektu ARACAURIA celkem 17 cefeid v hloučku blízkých galaxií v souhvězdí Sochaře. Odtud určili pomocí vztahu Leavittové vzdálenost 1,9 Mpc pro galaxie NGC 55 a NGC 300 a 3,4 Mpc pro spirální galaxie NGC 247 a NGC 7793. Z těchto měření je zřejmé, že hlouček galaxií je protáhlý ve směru k naší Galaxii.
P. Crowther aj. dokázali, že rentgenový zdroj NGC 300 X-1 souvisí s hvězdnou černou dírou, která je členem soustavy těsné dvojhvězdy, kde druhou složkou je Wolfova-Rayetova hvězda o hmotnosti 15 – 26 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 32 h, což pak znamená, že černá díra má hmotnost 14,5 – 20 M☉. Naše znalosti o hvězdných černých děrách v sousedních galaxiích jsou dosud kusé, ale tento případ je výjimečný tím, že jde o jednu z nejhmotnějších hvězdných černých děr dosud objevených. Podobně A. Patruno a L. Zampieri našli hvězdnou černou díru ve dvojhvězdném rentgenovém zdroji X-2 v blízké galaxii NGC 1313 (Ret; vzdálenost 4 Mpc). Jejím průvodcem je hmotná hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 12 – 15 M☉, jež kolem černé díry o hmotnosti 50 – 100 M☉ (!) obíhá v periodě 6,1 d. Rentgenový zdroj má průměrný zářivý výkon řádu 1032 W, ale občas se zjasní až o řád. Autoři odhadují, že dvojice je stará ≈20 mil. let.
Neúnavná družice Fermi odhalila stálý tok energetické záření gama v blízkých galaxiích s překotnou tvorbou hvězd M82 (=NGC 3034; UMa; vzdálenost 3,5 Mpc) a NGC 253 (Scl; 3,5 Mpc), které nejspíš vzniká srážkami částic energetického kosmického záření s jádry atomů hustého mezihvězdného plynu v kolébkách rodících se hvězd. Autoři odhadli, že intenzita kosmického záření o vysokých energiích v galaxii M82 převyšuje touž intenzitu naší Galaxie asi 500krát, což je dáno častými výbuchy supernov a silnými magnetickými poli ve zmíněných kolébkách.
M. Lee aj. využili přehlídky SDSS k objevu kulových hvězdokup v obří kupě galaxií v souhvězdí Panny (vzdálenost kupy 16,5 Mpc). Tyto hvězdokupy obsahující minimálně tisíce hvězd však nejsou vázány na jednotlivé galaxie, protože se vyskytují v intergalaktickém prostoru, a to až do vzdálenosti 1,5 Mpc od těžiště kupy poblíž známé galaxie M87. Hvězdokupy se dokonce vyskytují v menších hnízdech vně galaxií a mohou tak sloužit jako dobré indikátory rozložení skryté látky v celé kupě galaxií.
N. Inogamov a R. Sjunjajev ukázali, že obří černá veledíra v jádře galaxie M87 o hmotnosti 3 – 6 GM☉ a Schwarzschildově poloměru řádu 1013 m je obklopena žhavým plynem zářícím v rentgenovém pásmu spektra, protože dochází k jeho akreci na veledíru. Kuriózní shodou okolností je úhlový průměr Schwarzchildova poloměru (přibližně 6 μ.s) týž jako úhlový průměr daleko menšího Schwarzchildova poloměru černé veledíry v jádře naší Galaxie, takže studium obou interakcí je technicky stejně snadné, či spíše stejně náročné. Je naprosto záhadné, proč akrece na veledíru v galaxii M87 dává rentgenový zářivý výkon 7.1033 W, zatímco u naší Galaxie je tento výkon o 8 řádů nižší; lze ji dokonce označit za spící Růženku mezi veleděrami v jádrech spirálních galaxií.
J. Irwin aj. nalezli přesvědčivé důkazy o tom, že v extrémně svítivém rentgenovém zdroji CXO J0338-35 v eliptické galaxii NGC 1399 (For; vzdálenost 20 Mpc) se nejspíš nachází intermediální černá díra o hmotnosti >1 kM☉. Svědčí o tom jak výskyt zakázaných čar [O III] a [N II] v optickém spektru, tak i pohyby rychlostí 70 km/s kolem centra objektu, pozorované obřím 6,5m teleskopem Magellan na observatoři Las Campanas v Chile. Zářivý výkon v každé čáře dosahuje neuvěřitelných 1029 W, tj. je téměř o tři řády vyšší než bolometrický zářivý výkon Slunce. Jelikož rentgenový zdroj souhlasí svou polohou s centrem kulové hvězdokupy, autoři soudí, že jsme svědky slapového trhání a požírání bílého trpaslíka intermediální černou dírou.
S. Karl aj. modelovali dráhový vývoj k nám nejbližších aktuálně interagujících galaxií Tykadla (NGC 4038/4039; Crv; 22 Mpc). Galaxie evidentně kolem sebe obíhají v dosti těsném sevření, což vede k úžasným ohňostrojům překotné tvorby hvězd a výrazným morfologických deformacím obou objektů, takže jde nepochybně, o doslova učebnicový příklad toho, co se děje před splynutím dvou galaxií. Autoři zjistili, že tato gigantická tělesa se podruhé setkala před 40 mil. lety a k jejich konečnému splynutí dojde za 50 mil. let.
D. Meier aj. studovali strukturu spirální galaxie s příčkou IRAS 04296+2923 (Tau; vzdálenost 29 Mpc), která vyniká nápadným přebytkem infračerveného záření, takže je v tomto oboru jasnější než zmíněná Tykadla, nebo galaxie M82. Ukázali, že přímo v jádře galaxie probíhá epizoda překotné tvorby hvězd ve dvou hvězdokupách navzájem vzdálených jen 50 pc. Každá z nich má hmotnost kolem 10 MM☉ a hvězdy se v nich tvoří tempem 12 M☉/rok. Už teď obsahují dohromady řádově sto tisíc mladých hmotných hvězd spektrálních tříd ranějších než O7. V celé galaxii přibývají každý rok hvězdy o souhrnné hmotnosti 25 M☉. Jde totiž o galaxii v relativně blízkém okolí naší Galaxie, jež vyniká nejvyšším podílem plynu na její úhrnné hmotnosti, takže stavebního materiálu pro hvězdy je nadbytek. Autoři se domnívají, že pozorujeme počátek epizody vzniku ultrasvítivé infračervené galaxie, která bude trvat přibližně 100 mil. let. Během té doby vzniknou uvnitř galaxie hvězdy o celkové hmotnosti 6 GM☉.
L. Tacconi aj. si položili otázku, co je příčinou nižšího a vyššího tempa tvorby hvězd v galaxiích různého stáří. Porovnali tak údaje o výskytu chladných (10 – 100 K) molekulových mračen v galaxiích blízkých (současných) a skupin galaxií s červenými posuvy kolem z = 1,2 a 2,3, tj. pro stáří 40 % (5,5 mld. let po velkém třesku) a 24 % (3,3 mld. let po velkém třesku). Z infračervených a mikrovlnných měření tak zjistili, že v naší Galaxii vzniká za rok jen několik málo násobků M☉ nových hvězd proto, že Galaxie má 3krát méně plynu než středně staré galaxie a dokonce o řád méně plynu než relativně mladé galaxie, pozorované v kosmologických vzdálenostech. Mladé galaxie však měly jen 1/4 počtu hvězd a středně staré asi polovinu počtu hvězd v porovnání se současným stavem naší Galaxie. Pokles tempa tvorby hvězd je tedy zákonitým důsledkem spotřeby mezihvězdného plynu při předešlé rychlé tvorbě hvězd.
Podobně R. Delgado Serrano aj. ukázali ze srovnání morfologie 148 galaxií z přehlídky GOODS a 116 lokálních galaxií, že před 6 miliardami let byla četnost pekuliárních galaxií nepravidelných tvarů pětkrát vyšší než je dnes a naopak pravidelných spirálních galaxií bylo tehdy 2,3krát méně než dnes. To prakticky znamená, že z řady pekuliárních galaxií se vyvinuly současné spirální galaxie při vzájemných srážkách pekuliárních galaxií v čase, kdy byly dostatečně bohaté na mezihvězdný plyn. To je též důvod, proč Hubble zavedl morfologickou klasifikaci, podle níž rozčlenil galaxie na eliptické, spirální, čočkovité a pekuliární.
S. Iguchi aj. zjistili z rádiových pozorování radioteleskopy v Nobeyamě a IRAM na Plateau de Bure a interferometrem VLBA, že obří eliptická rádiová galaxie 3C 66B (vzdálenost 90 Mpc) skrývá ve svém centru těsný pár černých veleděr o hmotnostech 1,2 GM☉ a 0,7 GM☉, jež kolem sebe obíhají v periodě něco málo přes 1 rok v průměrné vzdálenosti asi 50 Schwarzschildových poloměrů. Odtud vyplývá, že obě veledíry splynou vinou silného vyzařování gravitačních vln v dohledné budoucnosti přibližně 500 let. Obří galaxie se navíc honosí dvěma protilehlými kolimovanými výtrysky o délce 100 kpc.
L. Caramete a P. Biermann se pokusili určit průběh funkce hmotnosti pro černé veledíry v lokálním vesmíru do vzdálenosti 100 Mpc od Slunce. Použili k tomu údaje z infračerveného katalogu 2MASS a vztahu mezi hmotností galaktické výdutě a hmotností příslušné černé veledíry. Z téměř 6 tisíc kandidátů vybrali necelé 3 tisíce těch, které mají spolehlivé údaje a hmotnosti >3 MM☉. V přepočtu na celou oblohu pak vychází že v lokálním vesmíru se nachází asi 24 tis. černých veleděr s hmotnostmi >10 MM☉, tj. na čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru 0,6 černé veledíry.
L. Mayer aj. však ukázali na základě numerických simulací srážek hmotných galaxií, že většina černých veleděr vznikla v raných fázích vývoje vesmíru, tj. zhruba v prvních dvou pětinách dosavadního věku vesmíru, často již ke konci první miliardy let po velkém třesku. Podle B. Kellyho aj. vrcholí četnost výskytu veleděr ve vesmíru v čase 3,3 mld. let po velkém třesku. Nejhmotnější černé veledíry mohou dosáhnout hmotností až 30 GM☉. Nicméně jejich pozorovatelná aktivita vyvolaná akrecí hvězd a mezihvězdného plynu pomalu slábne, až s rostoucím stářím vesmíru zcela ustává. S. Sethi aj. ukázal, že pokud je prvotní plyn dostatečně horký (>10 kK), může se přímo řítit na narůstající černou veledíru, aniž by musel před svým vsáknutím do ní prodlévat v akrečním disku. Stačí k tomu slaboučké magnetické pole v okolí veledíry na úrovni >0,4 pT. Právě tak lze vysvětlit rychlý nárůst hmotnosti černých veleděr v době, kdy stáří vesmíru ještě nedosahovalo ani 1 mld. let.
F. Renaud aj. simulovali pomocí zjednodušeného modelu N těles srážkový vývoj proslulého Stephanova kvintetu (Peg; vzdálenost cca 92 Mpc), objeveného M. Stephanem již v r. 1877. Ve skutečnosti nejjasnější složka kvintetu NGC 7320 k ostatním členům kvintetu fyzicky nepatří; pouze se do tohoto směru promítá a je fakticky k nám podstatně blíž (11 Mpc). Do "kvintetu" patří největší galaxie NGC 7319 (91,6 Mpc), dále NGC 7317 (92,1 Mpc), NGC 7320c (92,1 Mpc); 7318a (92,9 Mpc) a NGC 7318b (80,8 Mpc), z nichž většina je navzájem propojena slapovými chvosty z předešlých těsných průletů či dokonce srážek. Podle zmíněné simulace došlo k prvnímu těsnému průletu galaxie 7320c v těsné blízkosti 7319 před 260 mil. let.; před 80 mil. let se k tomuto páru přiblížila 7318a a k této trojici následně velkou rychlostí 7318b. V budoucnosti se k takto propojené čtveřici připojí i 7317. Průběh simulace tak dosti dobře odpovídá současnému vzhledu celé pětic s řadou výběžků a chvostů, ale přesnější scénář bude muset zahrnout kromě gravitace také magnetohydrodynamiku.
P. Jonker aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenový zdroj CXO J1225+1445 v úhlové vzdálenosti 3,6″ (lineární odlehlost 3,2 kpc) od centra bezejmenné galaxie v poloze 122518+144548 z přehlídky SDSS DR7 s červeným posuvem z = 0,045 (vzdálenost 180 Mpc). Jeho zářivý výkon v pásmu energií 0,3 – 8 keV dosahuje hodnoty 2.1034 W. Na archivních snímcích HST z června 2003 autoři našli optický protějšek zdroje o jasnosti 26,5 mag, tj. s absolutní hvězdnou velikostí -10 mag. Autoři se domnívají, že buď šlo o velmi modrou supernovu třídy IIn, nebo o extrémně opticky a rentgenově jasný útvar, v němž právě nyní vznikají hvězdy, popřípadě o černou veledíru, vymrštěnou z centra dvou splývajících galaxií následkem srážky jejich mateřských (méně hmotných) černých veleděr.
J. Comerfordová aj. začali soustavně hledat galaxie obsahující ve svém centru binární černé veledíry, protože jde o neklamný důkaz toho, že takové galaxie vznikly splynutím dvou samostatných soustav. Využili k tomu přehlídky DEEP2 uskutečněné pomocí spektrografu DEIMOS u 10m teleskopu Keck II na Mauna Kea. V přehlídce obsahující na 50 tis. galaxií odhalili 32 galaxií s binárními černými veleděrami v rozpětí hmotností 1 MM☉ až 20 GM☉ ve vzdálenostech 1,2 – 2,1 Gpc od nás, tj. ve stáří 10 – 7 mld. let po velkém třesku. Ve všech případech obíhají složky binární veledíry kolem společného těžiště rychlostmi řádu stovek km/s ve vzájemné vzdálenosti řádu 1 kpc. Odtud plyne, že velmi mnoho galaxií prodělalo či prodělává vzájemná prostoupení a nakonec splynutí. To se projevuje anomální morfologií splývající galaxie v podobě slapových chvostů plynu, prachu i hvězdných proudů a jak se nyní ukazuje i výskytem binární soustavy černých veleděr, které nakonec vinou gravitačního záření buď splynou, anebo jsou při splynutí vymrštěny z centra galaxie vysokou rychlostí.
R. Dalyová aj. se pokusili určit spin černých veleděr v aktivních jádrech galaxií na základě znalosti jejich hmotnosti a zářivého výkonu v protilehlých výtryscích. Změřili tak spiny veleděr pro 55 galaxií AGN, jež jsou současně rádiovými zdroji a ukázali, že rozptyl hodnot spinů je neuvěřitelně velký, v rozmezí 1 – 100 % kritické rotace. Nejrychleji (spiny 100 %) rotují nejvzdálenější černé veledíry staré více než 10 mld. let, zatímco mladší a nejmladší veledíry mají spiny v rozmezí 80 – 10 %. Za snižování rychlosti rotace veleděr může očividně postupné nabírání okolního plynu, které se nejsnáze uskuteční, když k akreci dochází u plynu, který na povrch veledíry dopadá v protisměru její rotace.
M. Negrello aj. zveřejnili první výsledky submilimetrové (frekvence řádu THz) přehlídky galaxií pomocí Herschelova kosmického teleskopu v pásmu 0,1 – 0,5 mm. První fáze přehlídky dokončená do listopadu 2009 pokryla plochu 14,4 čtv. stupně se středem v souřadnicích 0905+0030 a obsahuje na 6,6 tis. zdrojů, z nichž řada je zesílena a zvětšena efektem gravitační čočky. Tyto čočky se nalézají ve vzdálenostech 0,7 – 2,2 Gpc a čočkami zesílené submilimetrové galaxie ve vzdálenostech 2,2 – 3,5 Gpc. Celá přehlídka má zahrnout plochu 550 čtv. stupňů, takže lze očekávat že zahrne na 250 tis. galaxií, z nichž většina je bohatých na plyn i prach a proto i mimořádně jasná. Podle H. Engela aj. je už teď zřejmé, že jasné submilimetrové galaxie jsou vesměs produkty velkých srážek či splývání galaxií. Zejména to platí pro galaxie se zářivým výkonem >5 TL☉ v infračerveném oboru spektra.
Poněkud paradoxně však dosud nejsvítivější submilimetrovou galaxii objevili šťastnou shodou okolností J. Lestrade aj. pomocí 30m teleskopu IRAM v pásmu milimetrových vln. Galaxie MM1842+5938 (Dra) není přitom vůbec vidět v optickém pásmu, ačkoliv v daleké infračervené oblasti je zesílena efektem gravitační čočky na virtuální zářivý výkon 500 TL☉ a podobně je nadhodnocena i hmotnost prachu na 6 GM☉ a molekulového vodíku na řádově 100 GM☉. V galaxii probíhá rekordně překotná tvorba hvězd tempem řádu desítek tisíc M☉/r. Jak patrno, poslední donedávna nepřístupné okno elektromagnetického záření důmyslně skrývalo nejspíš nejpodstatnější informace o povaze hvězdného vesmíru.
S. Andreon aj. využili kombinace snímků družice Chandra, infračervených teleskopů SST a UKIRT i optického dalekohledu CFHT k identifikaci kupy galaxií JKCS 041 v zatím rekordní vzdálenosti 3,3 Gpc, takže ji pozorujeme ve stáří 3,5 mld. let po velkém třesku. Kupa o hmotnosti 300 TM☉ se skládá minimálně ze 16 galaxií jasnějších než 20,7 mag v infračerveném pásmu K na ploše o průměru 750 kpc. V jejím vnitřní části o průměru 300 kpc svítí v rentgenovém pásmu horký (70 MK) intergalaktický plyn.
B. a D. Elmegreenovi popsali výskyt 66 galaktických pulců v Hubbleově ultrahlubokém poli (HUDF), snímkovaném kamerou WFC3. Hlavičky pulců o průměru <0,2 kpc mají hmotnosti 10 – 100 MM☉, ale ocásky jsou ještě o něco hmotnější. Stáří pulců odhadli na 100 mil. let; pro objekty vzdálené přes 3 Gpc (stáří <3,3 mld. let po velkém třesku) vychází stáří o něco vyšší. Jejich původ je však velmi různorodý; mohou to být splývající útvary, ale také objekty zhuštěné vnějším silami, popřípadě diskovité objekty pozorované z profilu.
M. Lehnert aj. potvrdili díky spektroskopii fotometrický červený posuv 8,6 (vzdálenost 4,01 Gpc; stáří 590 mil. let po velkém třesku) pro galaxii v poli HUDF HST označenou jako UDFy-38135539. Využili k tomu cíli spektrografu SINFONI VLT ESO, jenž exponoval spektrum galaxie po dobu téměř 15 h (!) a tak našli čáru Ly-α posunutou do infračerveného pásmu k vlnové délce 1,16 μm. Odtud vyplývá, že zářivý výkon galaxie dosahuje pouze 5,5.1035 W a hvězdné populace v ní jsou staré jen asi 100 mil. let. Tempo tvorby hvězd se pohybuje kolem 2 M☉/r a okolí galaxie je ionizováno až do vzdálenosti 1 Mpc.
R. Bouwen aj. snímali pomocí nejcitlivější kamery WFC3 na HST část pole HUDF a dosáhli tak mezní hvězdné velikosti 28,8 mag; tj. dostali se o 1,5 mag hlouběji než donedávna rekordní přehlídka hlubokého vesmíru, pořízená kamerou ACS HST. Na snímku nalezli pět galaxií s červeným posuvem z >8 (stáří <650 mil. let po velkém třesku). Liší se od méně vzdálených galaxií nepatrnou metalicitou a z toho důvodu jsou prakticky bezprašné. Znamená to ovšem, že už tehdy byly ve vesmíru zralé galaxie, byť většinou mnohem méně hmotné a menších rozměrů než ty současné.
G. Illingworth aj. využili téže kamery ke snímkování pěti galaxií ve stáří kolem 600 mil. let po velkém třesku. O tom, že jde opravdu o velmi rané galaxie, svědčí okolnost, že jejich geometrické rozměry jsou 20krát menší než u naší Galaxie, a jejich hmotnost dosahuje pouhé 1 % její hmotnosti. V těchto doslova zárodečných galaxiích jsou vidět hvězdy, které vznikly ještě o 300 mil.let dříve. K všeobecnému překvapení se mezi nimi vyskytují nejenom hvězdy II., ale dokonce i I. populace, čili takové, v nich už podruhé probíhá obohacení chemického složení prvky těžšími než H a He. To prakticky znamená, že dosud hypotetické hvězdy populace III, složené výhradně z těchto prvních dvou prvků, musely být mimořádně hmotné (nadhvězdy), aby jejich životní cyklus byl dostatečně krátký a do mezihvězdném prostředí se dostaly zplodiny jejich termonukleárních reakcí.
V. Gonzáles aj. nalezli kombinací snímků z kamer ACS a NICMOS HST se záběry kamery IRAC SST celkem 11 galaxií v průměrné vzdálenosti 4 Gpc (ve stáří 750 mil. let po velkém třesku). Zjistili, že hvězdy v těchto galaxiích vznikly o 20 – 425 mil. let dříve; jejich průměrné stáří pak činí 300 mil. roků a jejich celková hmotnost v dané galaxii se pohybuje v rozmezí 0,1 – 12 mld. M☉. Z toho tedy plyne, že tempo tvorby hvězd v raných galaxiích je docela vysoké, 5 – 20 M☉/r, a že mnoho většinou velmi hmotných hvězd vzniká v intervalu 480 – 650 mil. let po velkém třesku. Navzdory tomu však souhrnné záření těchto extrémně mladých hvězd nestačilo plně reionizovat vesmír ani v době 750 mil. let po velkém třesku. Výpočty ukazují, že éra šerověku vesmíru započala nejpozději 390 mil. let a éra jeho reionizace skončila až 950 mil. roků po velkém třesku.
Důležité údaje o průběhu reionizace vesmíru získali G. Becker aj. na základě studia spekter 61 kvasarů s emisním červenými posuvy v rozmezí 2,1 – 5,8 (stáří vesmíru 1,2 – 3,2 mld. let po velkém třesku). Ukázali, že reionizace vesmíru začala stoupat díky ionizaci helia v čase před 1,4 mld. let po velkém třesku a tato epocha dominovala průměrnou teplotou intergalaktického plynu 12 kK v čase 2,4 mld. let po velkém třesku, přičemž helium bylo plně ionizováno již o 200 mil. let dříve. J. Bowman a A. Rogers ukázali, že vodík se ionizoval velmi pomalu, jak vyplývá z měření čáry H I pro stáří vesmíru pod 950 mil. let po velkém třesku.
Kuriózní zjasnění kvasaru J004457+4123 popsali H. Meusinger aj. na základě studia archivních snímků z 15 širokoúhlých teleskopů za dobu více než jedno století. Kvasar se totiž nachází hluboko ve vesmíru, ale promítá se do disku galaxie v Andromedě v úhlové vzdálenosti 26′ od jejího centra, takže jeho zjasnění bylo původně ohlášeno jako vzplanutí novy v M31 v r. 1996 (Šarov 21). Teprve optické spektrum "novy" pořízené autory v r. 2007 prokázalo, že jde o výbuch kvasaru (z = 2,1; vzdálenost 3,2 Gpc), jenž se v maximu koncem roku 1992 zjasnil proti klidovému stavu (B = 20,5 mag) asi 20krát. Světelná křivka vzplanutí jevila prudký krátký nárůst a po maximu povlovný pokles. Historicky jeho jasnost kolísala nanejvýš o 0,2 mag. Ze vzdálenosti kvasaru pak vyplývá, že v maximu jasnosti byl jeho zářivý výkon ve skutečnosti asi o 3 řády (!) vyšší než u běžných supernov. Autoři si dali velkou práci s různými variantami vysvětlení tak bizarního úkazu. Nakonec dospěli k závěru, že v nitru kvasaru se nachází černá veledíra o hmotnosti <500 MM☉, jež během zmíněného vzplanutí ničila svými slapy obří hvězdu o hmotnosti kolem 10 M☉.
A. Abdo aj. se od počátku provozu družice Fermi zaměřili na prototyp kvasarů 3C-273 (Vir), jenž je stále opticky nejjasnějším kvasarem, ale i jedním z nejbližších. Tak objevili jeho první velké zjasnění v pásmu gama, jež se odehrálo během 10 dnů na přelomu srpna a září 2009 a dosáhlo v maximu asi 30krát vyšší jasnosti než v klidovém stavu. Další dvě erupce následovaly ještě v polovině a v poslední dekádě září téhož roku. Všechny tyto úkazy jsou nápadné rychlým náběhem a pak zase poklesem vždy v trvání kratším než jeden den.
Tentýž početný autorský tým kolem družice Fermi objevil také silné kolísání jasnosti kvasaru PKS 1510-089 (Lib; vzdálenost 1,2 Gpc) v pásmu záření gama v době od září 2008 do června 2009, které v časových intervalech od 6 h výše a dosáhlo maxima koncem března 2009, kdy výkon kvasaru stoupl na 2.1041 W. Kolísání v oboru gama dobře korelovalo se změnami na světelné křivce v optickém pásmu, ale jen slabě v pásmu ultrafialové a vůbec nesouviselo s fluktuacemi v rentgenovém oboru spektra. Autoři též zjistili, že centrální černá veledíra kvasaru má hmotnost 540 MM☉ a nabírá hmotu ze svého okolí tempem 0,5 M☉/r. Protilehlé výtrysky vybíhají z akrečního disku kolem veledíry a odpovídají energeticky možnostem Kerrových (rotujících) černých děr.
G. Aielli aj. popsali mimořádnou aktivu blazaru Markarjan 421 (UMa; vzdálenost 133 Mpc) v r. 2008. Využili k tomu detektoru AEGO-YBJ umístěném poblíž osady Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4 300 m. Detektor registruje záření gama s energiemi fotonů >0,3 TeV. Blazar dosáhl nejvyšší jasnosti počátkem března a koncem června 2008, ale i během mírného poklesu jasnosti mezi těmito termíny byl v pásmu TeV téměř dvakrát jasnější než Krabí mlhovina v Býku; během obou maxim stoupla jeho jasnost dokonce na šestinásobek Kraba.
A. Abdo aj. sledovali pomocí družice Fermi světelnou křivku v pásmu gama známého blazaru 3C-279 (Vir; vzdálenost 1,6 Gpc), který vyniká silnou proměnností ve všech spektrálních oborech a jehož jeden výtrysk směřuje k pozorovateli s nepatrným odklonem pouze 2°. Koncem listopadu 2008 a znovu na přelomu února a března 2009 pozorovali v pásmu energií fotonů gama >200 MeV nápadné zvýšení jasnosti blazaru zhruba o řád proti průměrné klidové hodnotě. Druhé vzplanutí trvalo 20 dnů a souběžná optická pozorování prokázala během té doby výrazné stáčení polarizační roviny optického záření tempem až 12°/d. Během zmíněného vzplanutí se tak polarizační úhel změnil o plných 208°.
Za to zřejmě může vysoce uspořádané magnetické pole ve vlastním výtrysku, jež dokáže následkem toho urychlovat elektricky nabité částice kosmického záření až na rychlosti velmi blízké rychlosti světla. Opticky se to projevuje pozorovanými superluminálními rychlostmi světelných uzlíků, které fakticky směřují téměř přímo k nám nepatrně podsvětelnou rychlostí. Ve výtrysku dochází ke srážkám relativisticky urychlených elektronů s fotony, čímž vzniká pozorované vzplanutí gama. Měření prokázala, že zdroj vzplanutí gama byl umístěn ve vzdálenosti <1 000 Schwarzschildových poloměrů, tj. <0,1 pc od centrální černé veledíry o hmotnosti 500 MM☉.
Podle A. Younga vysílají galaxie s aktivním jádry (AGN) z okolí centrální černé veledíry více záření, než celá hvězdná soustava, v níž se aktivní jádro nalézá. Zmíněná unikátní měření posilují názor, že zdrojem extrémně energetického kosmického záření s energiemi urychlených elektricky nabitých částic >10 EeV jsou právě výtrysky z jader AGN. V r. 2010 objevili S. Hocuk a P. Barthel jednostranný rádiový výtrysk o rekordní délce 380 kpc (!) u obřího kvasaru 4C 34.47 (Her, B1721+343; 770 Mpc).
Nejzajímavějším blazarem posledních let se však stává objekt 3C-454.3 (Peg; z = 0,86; vzdálenost 2,3 Gpc; 38° pod hlavní rovinou Galaxie), který se mimořádně zjasnil v pásmu gama, jak zjistila družice Fermi. V polovině září 2009 byl dokonce v tomto pásmu jasnější, než standardně nejjasnější objekt oblohy pulsar Vela, který je však k nám miliónkrát blíže. To znamená, že zmíněný blazar byl v té době biliónkrát svítivější! Vděčíme za to opět té šťastné shodě okolností, že jeden z kolimovaných výtrysků blazaru míří přímo na nás. S. Jorstadová aj. ukázali, že již od r. 2005 dochází u tohoto blazaru k četným zjasněním, přičemž optické zjasnění předchází zjasnění v oboru mikrovln o 15 – 50 d a je doprovázeno výrazným stáčením polarizační roviny. V červeném oboru spektra dosáhl blazar neuvěřitelné jasnosti 12 mag; tj. byl v té době skoro o magnitudu jasnější než nejjasnější kvasar 3C-273, který je však vzdálen jen 600 Mpc. Optické výbuchy blazaru se souběžně projevují také v pásmu záření gama i rentgenového. Jde o největší aktivitu blazaru za poslední půlstoletí.
Podle E. Strianiho aj. ukázala měření z družice AGILE, že aktivita blazaru 3C-454.3 zesílila v r. 2007 a v maximu počátkem prosince 2009 dosahovala zářivých výkonů v pásmu 0,1 – 3 GeV až 3.1039 W. Během prosince pak blazar vyzářil úhrnem energii 1049 J. L. Pacciani aj. využili okolnosti, že se blazar znovu zjasnil v polovině září 2009 a zorganizovali od listopadu téhož roku celosvětovou kampaň k jeho průběžnému sledování ve všech technicky přístupných oborech elektromagnetického spektra. Blazar se jim odměnil hned počátkem prosince, kdy dosáhl rekordního zářivého výkonu v pásmu gama a celá epizoda zjasnění zabrala měsíc. M. Ackermann aj. potvrdili díky družici Fermi rekordní zjasnění také v pásmu záření gama s energiemi fotonů >100 MeV s maximem pro energii 20 GeV. Zdroj zjasnění musí mít relativně malé rozměry, protože prudké kolísání jasnosti probíhalo již na časových stupnicích řádu několika hodin. Nejnověji pak znovu vzplanul v dubnu 2010. Z analýzy průběhu všech vzplanutí odhadli G. Bonnoli aj. hmotnost černé veledíry v centru blazaru na 500 MM☉.
O výskytu binárních černých veleděr v centrech blazarů 3C-120, OJ 287, 1308+326 a BL Lac pojednali A. Volvač aj. Všimli si totiž harmonické složky v kolísání toku rádiového záření z těchto zdrojů v periodách jednoho roku až desítek let. Odtud usoudili, že v těchto blazarech se nacházejí páry veleděr s oběžnou rychlostí složek až 4 tis. km/s a ve vzájemné vzdálenosti 0,03 – 0,3 pc. J. Hennawi aj. hledali binární kvasary ve vzdálenostech 3,2 – 3,7 Gpc na základě přehlídky SDSS na ploše 8,1 tis. čtv. stupňů oblohy. Našli tak celkem 27 párů binárních kvasarů, z toho 24 pozorovaných poprvé. Minimální rozteče jejich optických těžišť se pohybují v rozmezí 10 – 650 kpc. Vesměs jde o páry obřích veleděr s hmotnostmi >1 GM☉.
M. Valtonen aj. využili archivních záznamů 9 optických výbuchů blazaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc) v letech 1913 - 2007 k určení parametrů obou černých veleděr v jeho centru, jež kolem sebe obíhají v periodě 11 – 12 let. Nejistota periody souvisí s relativistickými efekty precese normály k oběžné rovině (39°/per) a výstřednosti dráhy (e = 0,7!). Primární veledíra má extrémně vysokou hmotnost 18 GM☉, kdežto sekundární veledíra jen 140 MM☉. Spin sekundární složky je blízký nule, ale spin primární složky dosahuje hodnoty 0,28. Příští průchod sekundární veledíry pericentrem má nastat přibližně v prosinci 2015, kdy však bude blazar úhlově velmi blízko ke Slunci. Proto by bylo potřebí vykonat v té době potřebná měření, která by zmenšila dosavadní nepřesnosti v délce oběžné periody, z kosmického prostoru.
F. Rieger aj. studovali blazar PKS 2155-304 (PsA; vzdálenost 460 Mpc) během výbuchu v r. 2006, kdy velmi rychle (na stupnici pouhých 200 sekund) kolísalo záření gama přicházející z blazaru s energiemi řádu TeV. Zatímco v klidné fázi dosahuje jasnost blazaru pro tak vysoké energie hodnoty jen 0,1 Kraba, v maximu tato jasnost stoupla o více než dva řády. Krátká stupnice změn svědčí podle autorů o tom, že v jádře blazaru se nacházejí dvě černé veledíry s hmotnostmi 500 MM☉ a 10 MM☉, obklopené akrečním diskem a obíhající kolem společného těžiště v periodě několika let. Proměnné tempo akrece plynu na obíhající veledíry ovlivňuje přirozeně i napájení a tedy i svítivost protiběžných výtrysků z disku do vnějšího prostoru galaxie. Rovněž A. Abramowski aj. studovali chování tohoto blazaru aparaturou HESS v Namibii v pásmu energií >200 GeV již od r. 2002. Zatímco v klidu zdroj svítil na úrovní 0,15 Kraba, v maximu výbuchů v červenci 2006 vzrostl tok záření gama na více než padesátinásobek.
M. Neumayer aj. odvodili z infračervených pozorování nejbližší galaxie třídy AGN Cen A (=ΝGC 5128), že hmotnost černé veledíry v jejím centru činí asi 50 MM☉. A. Abdo aj. zjistili pomocí aparatury LAT družice Fermi, že Cen A je obklopen laloky záření gama (0,1 – 1 TeV), které připomínají obří bubliny obklopující naši Galaxii. Obsah energie v obou lalocích dosahuje hodnoty 1,5.1051 J. D. Majaess nalezl v této galaxii dalších 5 cefeid, čímž jejich počet vzrostl na 50 a to mu umožnilo zpřesnit hodnotu vzdálenosti Cen A pomocí vztahu Leavittové. Výsledek 3,8 Mpc ukazuje, že jde skutečně o nejbližší galaxii třídy AGN vůči naší Galaxii, ale autor poukázal na zdroje soustavných chyb vyvolaných proměnnou a velmi silnou extinkcí v různých částech galaxie, takže je klidně možné, že je Cen A ve skutečnosti vzdálena jen 3,5 – 3,1 Mpc, což negativně ovlivňuje všechny další parametry tohoto prototypu aktivních galaxií.
G. Krishna aj. ukázali, že 15 kpc na severovýchod od jádra galaxie Cen A se nachází ve výtrysku plynná slupka obklopující právě se tvořící hvězdy. Jelikož sám výtrysk obsahuje relativistické částice, lze tam nejspíš urychlit částice kosmického záření na rekordní energie >60 EeV, jak je pozoruje aparatura na observatoři Pierra Augera v Argentině.
H. Rampadarath aj. ukázali na základě pozorování britského radiointerferometru MERLIN a VLBI EVN, že proslulý objekt Hanny's Vorwerp, objevený v rámci projektu Galaxy ZOO holandskou učitelkou hudby van Arkelovou, je stále ozařován kuželovým výtryskem z 20 kpc vzdálené spirální galaxie IC 2497 (LMi; 220 Mpc), která před ještě před 65 tis. lety jevila aktivitu typickou pro galaxie AGN, ale dnes má zářivý výkon asi o tři řády nižší. Galaxie stále vyniká překotnou tvorbou hvězd tempem 12 M☉/r a výtrysk z jádra byl dokladem silné akrece na centrální černou veledíru. Je překvapující, že toto pozorování prozrazuje, že kvasar může zhasnout mnohem rychleji, než se dosud myslelo.
Tomu též odpovídá pozoruhodná studie C. Feruglia aj. kteří pomocí radiointerferometru IRAM na Plateau de Bure zkoumali rozložení molekul CO v Seyfertově galaxii Mrk 231 (UMa, 185 Mpc) a tak objevili, že z bezprostředního okolí centrální černé veledíry vyvěrá silný vítr o rychlosti 750 km/s, jež odnáší každoročně hmotnost až 700 M☉ do vnějších partií galaxie. Naproti tomu tempo tvorby hvězd dosahuje v této galaxii "jen" 200 M☉/r. Odtud vyplývá, že černé veledíry připomínají Cimrmanovy sopky, které zasypaly samy sebe. Záření a hmotný vítr vyvolaný akrecí velkého množství plynu na černou veledíru postupně zastaví proces překotné tvorby hvězd v celé galaxii a veledíra tak spáchá zářivou sebevraždu, jelikož už nemá co pohlcovat. Galaxie se tak promění na červenou sféroidální galaxii s obvyklou výdutí.
M. a P. Véronovi publikovali 13. vydání katalogu kvasarů a galaxií AGN, v němž jsou uvedeny polohy, kosmologické červené posuvy, fotometrie UBV a rádiové toky pro 133 tis. objektů, z toho je 1,4 tis. blazarů a 34 tis. galaxií AGN. Zvlášť jsou uvedeny seznamy kvasarů zobrazených gravitačními čočkami a binární kvasary. Od předešlého vydání katalogu v r. 2006 se počet kvasarů a galaxií AGN za pouhé 4 roky téměř zdvojnásobil.
D. Schneider aj. zveřejnili již 7. vydání katalogu kvasarů pozorovaných v rámci přehlídky SDSS. Katalog obsahuje přesné polohy a jasnosti kvasarů v pěti pásmech optického a infračerveného spektra a kosmologické červené posuvy pro 106 tis. kvasarů, z nichž 96 % bylo v přehlídce poprvé pozorováno, na ploše 9,4 tis. čtv. stupňů oblohy. Jejich červené posuvy pokrývají interval 0,065 – 5,46, tj. vzdálenosti 0,26 – 3,9 Gpc od nás. Střední hodnota vzdáleností činí 2,9 Gpc. V katalogu se tedy nacházejí kvasary, jejichž absolutní hvězdná velikost přesahuje -22 mag, tj. svítivost >60 GL☉. Více než 9,2 tis. kvasarů v katalogu je vzdálených více než 3,7 Gpc.
C. Epstein aj. využili jedinečně zesilující (faktorem až 1 300krát !) gravitační mikročočky OGLE-2007-BLG-5148 ke spektroskopické analýze chemického složení žlutého trpaslíka sp. třídy dG (poloha 1758-2731; klidová jasnost I ≈ 21 mag) ve výduti Galaxie (l = 2,6°; b = -1,6°). Spektra pořídili ešeletovým spektrografem MIKE s expozicemi až půl hodiny pomocí Clayova 6,5m teleskopu na Las Campanas v době, kdy trpaslík dosáhl díky mikročočce 13,3 mag. Vyšla jim heliocentrická radiální rychlost hvězdy 160 km/s, její efektivní teplota 5,6 kK a dostali také relativní zastoupení 15 chemických prvků od kyslíku až po baryum.
R. Carrasco aj. objevili pomocí 8m teleskopu Gemini-S v kupě galaxií A3827 vzdálené od nás 400 Mpc patrně nejhmotnější galaxii v blízkém vesmír.. Je klasifikována jako typ cD a její hmotnost činí minimálně 2 TM☉. Jde o silně kanibalistickou galaxii, v jejímž okolí jsou vidět 4 další jádra pohlcovaných obřích galaxií. Unikátní systém má hmotnost až 10 TM☉ a je obklopen rozsáhlým nesouměrným halem horkého plynu o teplotě 70 MK. Autoři identifikovali v kupě celkem 56 galaxií s přibližně shodným červeným posuvem a odhadli její celkovou hmotnost na téměř 1 PM☉. Není divu, že jde o mimořádně silnou gravitační čočku, jak snímky ukázaly, protože v okolí centrálního systému byly rozpoznány svítící oblouky s červenými posuvy z 0,2 a 0,4, odpovídajícími jejich vzdálenostem 740 Mpc a 1,3 Gpc.
A. Swinbank aj. studovali galaxii J2135-0102 (I ≈ 24 mag) vzdálenou od nás 3,3 Gpc a zesílenou více než 30krát mezilehlou gravitační čočkou. Pomocí bolometru APEX LABOCA nalezli i na periférii galaxie kompaktní oblasti překotné tvorby hvězd, jež jsou asi stokrát rozlehlejší, než podobné oblasti v naší Galaxii a vydávají v porovnání s nimi úhrnem o 7 řádů více záření.
K. Knudsenová aj. zkoumali díky zesílení gravitační čočkou - mezilehlou kupou galaxií A2218 (vzdálenost 720 Mpc) - velmi vzdálenou (3,7 Gpc) galaxii SMM J1635+6613 pomocí bolometru SCUBA v pásmu submilimetrového záření 0,85 mm. Zjistili, že jde o silně zaprášenou galaxii s překotnou tvorbou hvězd tempem 230 M☉/r a s úhrnnou hmotností hvězd 16 GM☉. Zářivý výkon galaxie s hvězdami starými až 1,4 mld. let dosahuje 1,3 TL☉. To znamená, že nejstarší hvězdy v této galaxii vznikly již 200 mil. let po velkém třesku.
Ještě vyšší tempo tvorby hvězd 1 kM☉/r objevili F. Courbin aj., když hledali v přehlídce SDSS kvasary, v jejichž spektru jsou emisní čáry s červeným posuvem větším, než je kosmologický červený posuv samotného kvasaru. Prohlédli tak spektra více než 22 tis. kvasarů, aby nakonec našli jeden v poloze J0013+1523 s červeným posuvem 0,12, tj. ve vzdálenosti 470 Mpc od nás. V jeho spektru však byly vidět též emise vodíku a kyslíku s červeným posuvem 0,64, tj. ze vzdálenosti 1,8 Gpc. Snímky Keckovým 10m teleskopem s adaptivní optikou pak ukázaly, že jde ve skutečnosti o kvasarem jako gravitační čočkou rozštěpené obrazy vzdálené galaxie. Navíc se ukázalo, že v úhlové rozteči 3″ od kvasaru se nachází ještě mezilehlá galaxie s červeným posuvem 0,39, tj. ve vzdálenosti 1,3 Gpc od nás. Jde o první známý případ, kdy je gravitační čočkou kvasar, zobrazující vzdálenější plošné objekty; dosud tom bylo vždy naopak: téměř bodové kvasary byly rozštěpeny mezilehlými galaxiemi nebo celými kupami galaxií.
I. McGreer aj. objevili v přehlídce SDSS svítivou červenou galaxii J0946+1835, ale změřili v ní dva naprosto odchylné červené posuvy: 0,39 a 4,8! Při podrobném zkoumání se ukázalo, že zmíněná galaxie vzdálená od nás 1,3 Gpc slouží jako gravitační čočka pro kvasar, jenž je od centra čočky úhlově vzdálen jen 3″, ale ve skutečnosti se nachází ve vzdálenosti 3,8 Gpc od nás, takže se stal nejvzdálenějším kvasarem zobrazeným a zesíleným gravitační čočkou.
J. Richard aj. se vrátili k přezkoumání okolí prvního obřího svítícího oblouku, objeveného již r. 1987, o němž se ví, že se nachází ve vzdálenosti 2,0 Gpc a je zesílen a deformován mezilehlou obří kupou galaxií A370 vzdálenou 1,2 Gpc. K novému zobrazení celé konfigurace použili výkonnou kameru ACS HST a zjistili, že jasnost oblouku je mezilehlou gravitační čočkou zesílena 32krát, ale že celkem 10 takto vzdálených galaxií je vícenásobně zobrazeno mezilehlou kupou A370. Odtud se dalo spočítat, že kupa A370 má extrémní hmotnost 280 TM☉ a její Einsteinův poloměr 39″ je rovněž rekordní. Zřejmě vznikla splynutím dvou stejně velkých a hmotných kup. Autoři ji proto právem považují za nejlepší gravitační čočku pro zobrazování velmi vzdálených objektů ve vesmíru, protože prakticky zdarma efektivně zvětšuje průměr zrcadla HST na 13 m.
Dátum poslednej zmeny: 04. marca 2013