Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 17. februára 2014
L. Townsleyová aj. shrnuli současné vědomosti o největším a nejhmotnějším komplexu vznikání hvězd v Galaxii, tj. o mlhovině Carina (= NGC 3372; spirální rameno Sgr-Car; vzdálenost 2,3 kpc) v souhvězdí Lodního kýlu, které vyniká tvorbou zejména mimořádně hmotných a tudíž krátkožijících hvězd. Využili k tomu nádherných snímků pořízených zejména HST, ale též obřími pozemními dalekohledy a zejména pak mozaiky 20 polí mlhoviny v rentgenovém pásmu pomocí kamery ACIS družice Chandra, z nichž každé bylo exponováno po dobu 16,7 h. Na snímcích nalezli 14 tis. rentgenových zdrojů, z nichž téměř 10 tis. má své optické a infračervené protějšky. Na ploše 1,4 čtv. stupně oblohy napočítali více než 10 tis. jasných a tedy velmi mladých hvězd ve věku 1 – 6 milionů hvězd. V mlhovině se nachází minimálně 65 mimořádně svítivých žhavých hvězd rané sp. třídy O a nejméně tři Wolfovy-Rayetovy hvězd obřích hmotností v čele s modrou svítivou proměnnou a těsnou dvojhvězdou éta Car.
T. Oberst aj. využili antarktického submilimetrového teleskopu AST/RO a interferometru SPIFI jakož o přehlídky ISO LWS ke studiu mlhoviny Carina v pásmech 63 – 205 μm k porovnání jejího vývojového stádia vůči jiným známým kolébkách hvězd. Ukázali, že vývojově nejbližší je jí mlhovina 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu, kde vzplanula v r. 1987 známá očima pozorovatelná supernova 1987A. Obě tyto mlhoviny pokročily ve svém vývoji dále než např. známá mlhovina M42 v Orionu, protože všechny rodičovské molekuly již byly ionizovány působením žhavých hvězd třídy O a hvězd Wolfových-Rayetových. Jejich ultrafialové záření totiž více než o dva řády převyšuje zářivý výkon žhavých hvězd v Orionu.
Samotná η Car patří mezi nejsvítivější hvězdy, které známe, protože její zářivý výkon činí téměř 5 ML☉. O vskutku převratném významu mlhoviny Carina ostatně svědčí okolnost, že novým pozorováním tohoto komplexu i jejich teoretickému výkladu bylo v r. 2011 věnováno celé číslo prestižního časopisu Astrophysical Journal Supplement. Z těchto časově velmi náročných výzkumů se tak postupně skládá obraz o vývoji obřích molekulových mračen, neboť zde v poměrně malé vzdálenosti od nás sledujeme vývoj hvězd takříkajíc v přímém přenosu.
M. Saul aj. zkoumali nejproslulejší temnou mlhovinu "Uhelný pytel" v souhvězdí Jižního kříže (souřadnice 1250-62; vzdálenost 180 pc) anténní soustavou ATCA poblíž Narrabri v Austrálii, která pracuje v pásmu milimetrových vln. Měření na frekvenci 115 GHz (2,6 mm) ukázala, že mlhovina obsahuje 7 předhvězdných kondenzačních jader s hmotnostmi 0,4 – 2,4 M☉, která však paradoxně nejsou zatím dostatečně hustá na to, aby se začala spontánně smršťovat vlastní gravitací. Přesto se však při zatím nejvyšším úhlovém rozlišení podařilo autorům prokázat, že v jádrech probíhají dostředivé pohyby, což by za přítomnosti silnějšího magnetické pole dokázalo hroucení vlastní gravitací možná vyvolat. Zatím se však ani touto špičkovou technikou nepodařilo prokázat akreci na jádra v podobě akrečních disků.
Uhelný pytel proměřovali H. Beuther aj. pomocí aparatury APEX v poušti Atacama v Chile. Objevili tak v daném směru pomocí čar molekuly CO v pásmu 210 – 220 GHz (≈1,4 mm) vzdálené rozsáhlé (2,7 – 3,1 kpc) temné mračno o hmotnosti 2,6 kM☉, skládající se z velké řady zhuštěnin o hloubce 73 pc. Předtím zmíněný původní Uhelný pytel tak představuje jakýsi okrajový výběžek obřího komplexu. Tepelné pohyby v Uhelném pytli jsou velmi pomalé, takže nemohou vybudit zvýšenou tvorbu hvězd, protože zde téměř nedochází ani k turbulenci. Ostatně onen nejbližší výběžek dosahuje hmotnosti jen několika málo M☉.
P. Bergman aj. nalezli emise peroxidu vodíku (HOOH) v nejhustší části temných mračen v okolí hvězdy ρ Oph. Využili k tomu mikrovlnného radioteleskopu APEX ve frekvenčních pásmech 219 – 670 GHz (1,4 – 0,45 mm). V hustém oblaku SM1 dosahuje zastoupení HOOH ovšem jen nepatrné hodnoty řádu 10-10 vůči zastoupení molekulárního vodíku při rotační teplotě 22 K.
S. Kwok a Y. Zhang se zabývali stále nevyřešenou záhadou výskytu infračervených emisí v pásmu 3 – 20 μm, jež jsou pozorovány jak v okolí řady hvězd, tak i ve volném interstelárním prostoru, pro něž nemáme žádné laboratorní identifikace, přestože se v mezihvězdném prostoru podařilo již najít na 160 molekul, převážně organických. Autoři si však všimli, že mnohé neidentifikované čáry se podobají spektrálnímu obrazu některých typů meteoritů, takže je pravděpodobné, že meteority obsahují alespoň zčásti také interstelární materiál. V tom případě lze usoudit, že podobně jako v meteoritech se v mezihvězdném prostoru vyskytuje tuhý prach s vysokým zastoupením amorfních organických tuhých látek včetně proslulých polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH).
N. Murray využil údajů o 13 nejsvítivějších obřích molekulových mračnech v naší Galaxii, které při přehlídkách mikrovlnného záření pořídila družice WMAP, k odhadům, s jakou účinností vznikají v mračnech nová pokolení hvězd. Srovnal totiž tyto údaje s klasickými přehlídkami mračen ve viditelném oboru spektra, kde jsou dobře vidět komplexy vzniku hvězd (hvězdné kolébky) a tak poznal, že ze 40 nejzřetelnějších komplexů se plných 32 nachází právě v těch nejsvítivějších partiích v pásmu mikrovln.
Z rozměrů a hmotností mračen se dá spočítat výtěžnost vzniku nových hvězd během intervalu volného pádu materiálu do centra mračna, které se z nějakého důvodu počne smršťovat. Vyšla mu docela nízká a silně kolísající účinnost v rozsahu 0,2 – 20 % hmotnosti mračna, jehož průměrná životnost dosahuje jen 27 milionů let, tj. zhruba trojnásobek zmíněného intervalu volného pádu. Důvodem je okolnost, že během epizody smršťování vznikají hvězdokupy, které svým zářením i gravitací zabrání značné části plynu a prachu původního mračna, aby se rovněž zkoncentroval na hvězdy a tak tento materiál zčásti popadá na již vzniklé hvězdy a zčásti rozplyne. Nejvyšší účinnost vzniku hvězd vykazují přirozeně ta mračna, která se dožívají nejvyššího stáří, čili která jsou nejřidší a nejméně koncentrována.
Prakticky k týmž závěrům dospěli také C. Dobbs aj., kteří si všimli, že obří molekulová mračna mají během klidné fáze svého života zanedbatelnou gravitační vazbu, ale pro své velké rozměry (≈100 pc) a hmotnost (>100 kM☉) se čas od času navzájem srážejí, a to vede ke zvýšení hustoty, která způsobí gravitační hroucení a tím vznik silné gravitační vazby, potřebné k zahájení procesu vzniku hvězd. Autorům tak vyšla účinnost tvorby hvězd v takových komplexech <10 % a relaxační čas (doba volného pádu) milióny let. Během té doby nově vznikající hvězdy začnou svou existenci brzdit vznik dalších hvězd zcela ve shodě s výsledky Murrayových výpočtů.
B. McArthurová aj. změřili úspěšně trigonometrickou paralaxu sedmi hvězd v centru otevřené hvězdokupy Hyády pomocí pointeru FGS3 HST. Dostali tak jejich střední vzdálenost 47,5 pc s relativní chybou 0,3 %, což je mimořádně důležité, protože Hyády slouží jako základní příčka v kosmologickém žebříku vzdáleností. Průměrný poloměr celé hvězdokupy je ovšem 16 pc, takže není divu, že vzdálenost z trigonometrie družice HIPPARCOS vychází o něco menší (46,5 pc s chybou 0,6 %).
Prostorovou konfigurací Hyád se velmi podrobně zabývali S. Röser aj., kteří proměřili všechny hvězdy s hmotnostmi >0,25 M☉ do lineární vzdálenosti 30 pc od jádra hvězdokupy. Našli tak celkem 724 soustav, které se pohybují v prostoru týmž směrem a odtud odvodili, že poloměr jádra hvězdokupy je 3,1 pc a do poloměru 4,1 pc se nachází polovina hmotnosti hvězd celé hvězdokupy. Slapový poloměr hvězdokupy činí 9 pc a v něm se nalézá 364 soustav o souhrnné hmotnosti 275 M☉. V rozmezí 9 – 18 pc od centra hvězdokupy je dalších 100 M☉ a na periférii 18 – 30 pc stále ještě 60 M☉, takže celková hmotnost hvězd v Hyádách dosahuje 435 M☉.
A. Geller a R. Mathieu studovali modré loudaly (blue stragglers) v otevřené hvězdokupě NGC 188 (Cep; vzdálenost 1,7 kpc), která dosud drží pohromadě vlastní gravitací, přestože je stará již 7 mld let. Loudalové jsou obecně poměrně hmotné hvězdy, které by se už dávno měly smrštit na bílé trpaslíky. Jelikož tak nečiní a jsou přitom stejně staré jako ostatní hvězdy hlavní posloupnosti v dané hvězdokupě, představují nerozlousknutý oříšek pro hvězdnou astrofyziku. Většinou se se vyskytují v jádrech hvězdokup, takže teoretikové se přiklánějí k názoru, že ve skutečnosti šlo původně o dvě různé hvězdy, které se posléze v hustém jádře hvězdokupy navzájem srazily, takže se tímto způsobem omladily.
Zmínění autoři však zjistili, že nejméně 16 ze zkoumaných 21 loudalů ve zmíněné hvězdokupě jsou těsné dvojhvězdy, jejichž sekundární složky představují bílí trpaslíci s hmotností >0,5 M☉. Z toho plyne, že tyto dvojhvězdy prodělaly výrazný přenos hmoty, protože na to měly spoustu času; původně hmotnější složka se zhroutila na bílého trpaslíka a sekundární složka, jež od něho před zhroucením nabrala hmotu, se tím omladila a přezářila původní primár.
L. Bukowiecki zpracoval statistiku otevřených hvězdokup v naší Galaxii na základě homogenního souboru údajů z infračervené družice WISE. Ze souboru bezmála 850 zaznamenaných hvězdokup vybral více než 750 případů, pro něž šlo odvodit údaje o jejich stáří, zčervenání, úhlovém rozměru a průběhu hustoty ve směru od centra hvězdokupy k její periférii. Naprostá většina pozorovaných hvězdokup se nachází ve vzdálenostech <3 kpc od Slunce a 6 – 12 kpc od centra Galaxie, což jsou zajisté výběrové efekty.
Nejméně otevřených hvězdokup připadá na galaktické délky 140 – 200° (spirální rameno Perseus) a většina se vyskytuje poblíž hlavní roviny Galaxie, od níž jsou vesměs vzdáleny nanejvýš 400 pc. Otevřené hvězdokupy se vyznačují velkými rozdíly ve stáří: 7 milionů až 10 miliard let. Podle očekávání mají mladé hvězdokupy (stáří <500 mil. roků) škálovou výšku (exponenciální pokles četnosti od roviny Galaxie) jen 71 pc, kdežto ty starší 238 pc. Zastoupení starších hvězdokup roste se vzdáleností od centra Galaxie, takže průměrná vzdálenost mladých hvězdokup od centra činí 9 kpc, kdežto u starých 10 kpc.
N. Lützgendorf aj. nalezli kinematický důkaz o výskytu intermediální černé díry o hmotnosti 17 kM☉ v centru kulové hvězdokupy NGC 6388 (Sco; gal. šířka -7°; vzdálenost 11,6 kpc; stáří 11,5 mld. let), která má průměrné spektrum G2, absolutní hvězdnou velikost -9,4 mag a třetinovou metalicitu ve srovnání se Sluncem.
A. Abramowski aj. ohlásili objev vysoce energetického (>440 GeV) plošného zdroje záření gama v kulové hvězdokupě Terzan 5 (poloha 1747-248; vzdálenost 5,9 kpc) pomocí Čerenkovového teleskopu HESS v Namíbii. Také družice Fermi vidí hvězdokupu jako zdroj záření gama v pásmu jednotek GeV. Protože tato družice objevila ve hvězdokupě již 33 milisekundových pulsarů, nabízí se vysvětlení, že HESS pozoruje kolektivní výsledek záření milisekundových pulsarů v této neobvyklé kulové hvězdokupě. Ostatně je otázka, zda lze objekt Terzan 5 vůbec za kulovou hvězdokupu považovat, nebo L. Iriglia aj. zjistili na základě studia chemického zastoupení železa ve spektrech 33 červených obrů, že se v systému vyskytují dvě populace hvězd s odlišným zastoupením železa, kterého je v obou populacích výrazně více než ve Slunci. Žádná jiná kulová hvězdokupa v Galaxii nic takového nezná. Autoři proto soudí, že Terzan 5 představuje ojedinělou komplexní soustavu, v níž se dosud hvězdy teprve tvoří.
Obří bubliny záření gama v pásmu 1 – 100 GeV objevené družicí Fermi koncem r. 2010 sahají podle dosud zpracovaných výsledků do výšky téměř 10 kpc od hlavní roviny Galaxie, tj. ve směrech k souhvězdí Panny až po souhvězdí Jeřábu. K. Zubovas aj. přišli s domněnkou, že za jejich existenci vděčíme silnému krátkému akrečnímu úkazu na černou veledíru v centru Galaxie, který se odehrál před 6 mil. lety. Podle počítačové simulace na to mohla stačit akrece 2 kM☉ plynu na veledíru. Z dalších 2 kM☉ pak vznikly mladé hvězdy v bezprostředním okolí (<0,5 pc) veledíry, takže účinnost vzniku hvězd zde dosáhla právě 50 %.
Akreci plynu pak doprovázely zpětné rázové vlny, které byly v disku Galaxie zastaveny, ale mimo galaktickou rovinu ve výduti Galaxie interagovaly do velkých vzdáleností s řidším interstelárním prostředím, čímž vznikly pozorované Fermiho bubliny souměrné vůči hlavní rovině Galaxie. Autoři se domnívají, že bubliny obsahují i relativisticky urychlené protony a jádra těžších prvků, čili že jde o zdroj difúzního kosmického záření vysokých (PeV) energií.
K podobnému výsledku dospěli také K. S. Cheng aj., kteří upozornili, že bubliny jsou viditelné i v rentgenovém pásmu spektra, jak ukázala archivní data z družice ROSAT, a dokonce i v pásmu mikrovln v údajích družice WMAP. Podle jejich výpočtů stačí, aby průměrně každých 30 tis. let shltla černá veledíra jednu hmotnou hvězdu. Tím se vyzáří energie 3.1045 J, která ohřívá mezihvězdné plazma na teplotu 100 MK a to vede k ohřevu hala kolem veledíry na teplotu 10 MK, takže vzniká tepelné rentgenové záření.
Periodické dodávky horkého plazmatu pak vyvolávají rázové vlny a urychlují elektrony na energie řádu TeV, což stačí na vznik rádiového záření synchrotronovým mechanismem a dále na vznik záření gama inverzním Comptonovým jevem pomocí rozptylu elektronů na fotonech reliktního záření. Střední energie fotonů ve Fermiho bublinách tak dosahuje 50 GeV a jejich střední únikovou dobu z bublin odhadli na 15 mil. let.
O. Titov aj využili radiointerferometrie na dlouhé základně (VLBI) k soustavnému měření přesných poloh 555 bodových extragalaktických rádiových zdrojů opakovaně pozorovaných během let 1990-2010. Objevili tak sekulární dipolární aberační posuv jejich poloh vyvolaný oběhem barycentra Sluneční soustavy kolem centra (těžiště) Galaxie o velikosti 6,4 obloukových mikrovteřin (!) ročně. Osa vektoru příslušného dipólu by měla směřovat do centra Galaxie, tj. do polohy α = 17 h 44 min; δ = - 29°. Autoři naměřili α = 17 h 32 min; δ = -20°. Objev má závažný význam pro základní referenční systém astronomických souřadnic, ověřování efektů obecné teorie relativity i měření absolutních vlastních pohybů objektů v Galaxii. Další zpřesnění směru vektoru aberačního dipólu lze očekávat od družice Gaia, což by ve svém důsledku zlepšilo přesnost parametrů referenční kosmologické inerciální vztažné soustavy.
N. Kaib aj. ukázali pomocí numerických simulací, že radiální vzdálenost Slunce od centra Galaxie se výrazně měnila. Slunce patrně vzniklo ve vzdálenosti 5 – 6 kpc od těžiště Mléčné dráhy a postupně migrovalo do dnešní vzdálenosti 8 kpc. Autoři zjistili, že Oortův oblak na tuto migraci výrazně reagoval vinou slapového působení centra Galaxie (to bylo původně až čtyřikrát větší než nyní) a dále během těsných přiblížení Slunce k cizím hvězdám.
Tím se měnila i vzdálenost vnitřního okraje Oortova oblaku od Slunce, což dokládá podivná dráha transneptunského tělesa (90377) Sedna, objeveného v r. 2003. Jeho neobvyklé dráhové parametry (a = 519 AU; e = 0,85; q = 76 AU; Q = 937 AU; i = 12°; oběžná doba ≈11,4 tis. let) lze totiž vysvětlit právě proměnnou vzdáleností vnitřního okraje Oortova oblaku od Slunce. Kombinace původně silnějších galaktických slapů a sluneční migrace, jež zvyšuje četnost blízkých setkání s cizími hvězdami, vedla pak k tomu, že ve vnější části Oortova oblaku (vzdálenost od Slunce >20 tis. AU) se nachází velmi málo kometárních jader, takže tím vznikají problémy s vysvětlením, odkud vlastně přilétají panenské dlouhoperiodické komety Sluneční soustavy.
M. Fuji a S. Portegies Zwart odvodili z počítačových simulací gravitačních interakcí mezi hvězdami a dvojhvězdami v centrálních oblastech otevřených hvězdokup, že tyto silné interakce nakonec způsobí, že asi 20 % hmotných hvězd sp. tříd O a B se pohybuje vůči centru Galaxie vysokými rychlostmi blízkými rychlosti únikové. Paradoxně se velmi hmotné hvězdy rodí většinou jen ve hvězdokupách, jejichž celková hmotnost nedosahuje 10 kM☉.
F. Vincent aj. přinesli pozorovací důkazy o existenci horké skvrny, jež obíhá na poslední (nejbližší) stabilní dráze kolem černé veledíry (Sgr A*) v centru naší Galaxie. Měli totiž možnost jako jedni z prvních využít nového interferometru GRAVITY na základně dlouhé přes 140 m komplexu 4 teleskopů VLT ESO na hoře Paranal. Interferometr pracoval ve vlnovém rozsahu 1,9 – 2,5 μm s rozlišením 0,004″. Pozorování dává dobrou vyhlídku na podrobnější sledování dějů, jež probíhají těsně nad obzorem černé veledíry.
R. Crocker aj. poukázali na vysokou četnost výbuchů supernov v jádře Galaxie, tj. řádově v intervalech kolem 1 tis. roků. To musí mít za následek trvalý mohutný příliv nízkoenergetického (TeV) kosmického a netepelného rádiového záření i silný galaktický vítr ovlivňovaný indukcí magnetického pole až 40 nT. Kosmické záření pak ohřívá obří molekulová mračna; urychlené elektrony jsou pozorovány izotropně až do vzdálenosti 150 pc od jádra Galaxie, kdežto urychlené protony až do 10 kpc od centra, jak zjistila družce WMAP. Pozorování jádra Galaxie v dosud málo prozkoumaném pásmu mikrovln může tedy přinést v dohledné době (po dokončení obří aparatury ALMA) mimořádně závažné výsledky.
N. Matsunaga aj. hledali v letech 2001-2008 v blízkém infračerveném pásmu ve vzdálenostech do 40 pc kolem jádra Galaxie cefeidy. Nebylo to nijak snadné, protože za celou tu dobu objevili pouze tři cefeidy vesměs s periodami světelných křivek kolem 20 d. To odpovídá jejich stáří přibližně 25 mil. roků, kdy zřejmě tempo vzniku nových hvězd v centrální oblasti Galaxie výrazně vzrostlo proti předešlé epoše 30 – 70 mil. let před současností. Zmíněné cefeidy mají vesměs galaktickou šířku -0,05° a nacházejí se ve vzdálenosti 7,9 kpc od Slunce. Naproti tomu z proměřování přibližně Keplerových drah hvězd S vychází vzdálenost černé veledíry v těžišti Galaxie na (8,3 ±0,3) kpc. Oblast centrální výduti sahá až do vzdálenosti 20 pc od jádra a obsahuje velké množství hvězd rozdílných stáří, od několika milionů let až těsně nad 1 mld. roků.
A, Bonanos aj. zjišťovali parametry zákrytové dvojhvězdy LMC-SC1-105 ve hvězdné asociaci LH 81 ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Jde o oddělenou soustavu s velmi hmotnými složkami (31 + 13 M☉; poloměry 15 + 12 R☉; efektivní teploty 35 + 32 kK) spektrálních tříd O, které kolem sebe obíhají v periodě 4,25 d. Odtud se podařilo určit vzdálenost dvojhvězdy od nás (50,6 ±1,6) kpc. Dosud nejlepší střední vzdálenost VMM máme z pozorování HST. (50,1 ±2,4) kpc. V blízké budoucnosti lze očekávat, že se zdaří i pozorování dalších zákrytových dvojhvězd v této galaxii, což povede ke zvýšení přesnosti v určení vzdálenosti VMM a zejména i jeho struktury ve směru zorného paprsku, takže budeme znát i radiální "tloušťku" VMM.
J. Darling aj. objevili pomocí 100m radioteleskopu GBT (Green Bank, Západní Virginie) prvním pět vodních maserů v molekulových mračnech spirální galaxie M31 v Andromedě identifikovaných ve středním infračerveném pásmu 24 μm. To dává naději, že soustavnými měřeními posuvů spektrálních čar v rádiovém pásmu se zdaří určit jak prostorovou rychlost pohybu mračen, tak i jejich vzdálenost od nás, čímž dostaneme spolehlivé údaje o vzdálenosti i trojrozměrné struktuře galaxie M31.
A. Shafter aj. objevili v letech 2006-2007 pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) celkem 10 nov v galaxii M31. Jde o první infračervenou přehlídku této soustavy, jíž lze považovat za dvojníka naší Galaxie. Jelikož M31 pozorujeme "zvnějšku", můžeme tak lépe než v naší Galaxii objevovat novy a zjišťovat tak četnost jejich výskytu. Infračervené přehlídky mohou navíc lépe než vizuální odhalovat novy v oblastech zastíněných chladným plynem a prachem. Spoluautorem této práce je i český astronom K. Hornoch, který má bohaté zkušenosti s hledáním nov v cizích galaxiích.
T. Lauerovi aj. se podařilo pomocí citlivé kamery ACS HST (úhlové rozlišení 0,03″; tj. lineárně 0,1 pc!) fialovém a modrém filtru pozorovat v okolí černé veledíry v centru galaxie M31 hvězdokupu mladých modrých hvězd, jež obíhají kolem centrální veledíry o hmotnosti 100 MM☉, podobně jako modré hvězdy S kolem veledíry v naší Galaxii. Jde dokonce o podvojnou hvězdokupu s hvězdami starými nanejvýš 200 mil. let.
A. Riess aj. se věnovali pozorování světelných křivek 68 klasických cefeid (rozsah period 10 – 78 d) v M31, vybraných z přehlídky pořízené již dříve teleskopem CFHT na Mauna Kea. Získali totiž pozorovací čas na nejcitlivější kameře WFC3 HST a proměřovali světelné křivky v blízkých infračervených pásmech, kde mají pozorovaná data daleko nejmenší rozptyl (±0,12 mag). To jim umožnilo zpřesnit vzdálenost galaxie v Andromedě na hodnotu (752 ±27) kpc, jež dobře souhlasí se vzdáleností určovanou pomocí zákrytových dvojhvězd.
Výzkum galaxie M31 se v posledních letech patnácti letech výrazně prohloubil, což nepřímo dává nahlédnout také do vývojové kuchyně naší Mléčné dráhy. V galaxii M31 tak astronomové prozkoumali jak její plochý hvězdný disk, tak i vnější okolí do větších vzdáleností od centra než kdykoliv dříve, jakož i galaktické halo. Galaxie obsahuje desítky hvězdných proudů, jež nasvědčují výraznému kanibalismu trpasličích galaxií grandiózní hvězdnou soustavou M31. Skrytá látka v galaxii představuje minimálně 80 % její úhrnné hmotnosti. V jižním halu rozpoznali postupně R. Ibata aj. a M. Fardal aj. velký hvězdný proud směřující do centra galaxie a další štěpící se hvězdný proud, jenž je pozůstatkem satelitní trpasličí galaxie, jež se k centru M31 přiblížila již před 700 mil. lety. Úhrnná hmotnost velkého jižního proudu se odhaduje na 3 GM☉.
A. McConnachie aj. ukázali, že původní satelitní galaxie se v některých hvězdných proudech už dočista rozpustily. Přitažlivost M31 je tak mocná, že dokonce vysává pomocí zmíněných hvězdných proudů i >200 kpc vzdálenou galaxii M33 (Tri). Halo galaxie sahá podle P. Guhathakurta aj. pětkrát dál od centra, než se dosud myslelo a obsahuje podobně jako halo naší Galaxie velmi staré hvězdy z epochy vzniku obou obřích soustav před 13 mld. let. Autoři též uvedli, že vývoj M31 probíhal mnohem dramatičtěji než vývoj naší Galaxie.
T. Davidge a T. Puzia využili kamery MegaCam u 3,6m teleskopu CFHT k podrobnému snímkování galaxie M33 (Tri; typ Sc; vzdálenost 835 kpc) na ploše 4,5 čtv. stupňů s cílem zjistit, jakým tempem vznikaly hvězdy v disku galaxie v posledních 250 mil.let. Měření ukázala, že uvnitř plochého disku do vzdálenosti 8 kpc se tempo tvorby hvězd v uvedeném časovém intervalu neměnilo, ale vně tohoto poloměru klesalo. Nejvíce mladých hvězd se vyskytuje v prstenci o poloměru onoho rozhraní. Autoři z toho usoudili, že za pokles tempa tvorby hvězd za hranicí 8 kpc jsou odpovědné slapy od obří galaxie M31 (And), avšak centrální oblasti M33 nebyly v posledních 500 mil. let slapovými interakcemi s galaxií M31 vůbec dotčeny.
I. Steer uveřejnil historickou studii o tom jak probíhal výzkum galaxií od chvíle, kdy H. Leavittová objevila v letech 1908-1912 v Magellanových mračnech cefeidy a odtud odvodila vztah mezi periodou světelných křivek cefeid a jejich zářivým výkonem. V r. 1911 si F. Very uvědomil na základě pozorování nov v bílých mlhovinách, že tyto mlhoviny představují samostatné hvězdné ostrovy rovnocenné naší Mléčné dráze. E. Hertzsprung a H. Russell v r. 1913 úspěšně kalibrovali nulový bod vztahu Leavittové (perioda - zářivý výkon) studiem cefeid v naší Galaxii a mohli tak sestrojit slavný diagram HR.
O zpřesnění vzdáleností spirálních mlhovin se pak v r. 1917 zasloužil H. Curtis. V r. 1920 se podařilo odhadnout vzdálenost spirální mlhoviny M31 v Andromedě na 0,7 Mpc (dnešní hodnota se příliš neliší: 0,77 Mpc). Pro Velké Magellanovo mračno dostal v r. 1922 H. Shapley pomocí pozorování kulových hvězdokup v naší Galaxii vzdálenost 35 kpc (současná hodnota však činí 50 kpc). V r. 1924 kalibroval K. Lundmark vzdálenosti 44 spirálních mlhovin a přitom si všiml jako první, že vzdálenější vykazují vyšší červený posuv v integrálním hvězdném světle. a z toho usoudil, že se vesmír rozpíná.
Všichni přitom využívali údajů o červených posuvech ve spektrech spirálních mlhovin, které trpělivě získával ve Flagstaffu ředitel Lowellovy observatoře V. Slipher. Ten již od r. 1903 využíval tamějšího 0,6m refraktoru k pořizování spekter planet. Každé spektrum představovalo expoziční časy 14 – 21 h (!). Pak se mu podařilo zvýšit výkon spektrografu 200krát (!) a v září 1912 pořídil první spektrum spirální mlhoviny M31 během 7h expozice. Zjistil z modrého posuvu spektrálních čar, že se tato mlhovina k nám přibližuje rychlostí 300 km/s. Pustil se pak do získávání spekter dalších "bílých" mlhovin a v r. 1914 jich měl už 25. Jen ve 4 případech našel přibližování mlhovin k nám; v ostatních vesměs vzdalování. Netušil však, že mlhoviny obsahují hvězdy; spíše soudil, že jde o speciální nový typ kosmických objektů.
Právě na základě Slipherových spektrálních měření si E. Hubble uvědomil, že je potřebí nějakým způsobem změřit vzdálenosti mlhovin od nás a to se mu postupně zdařilo díky 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu, objevu cefeid v mlhovinách a kalibraci vztahu Leavittové. V r. 1926 měl E. Hubble pro 48 mlhovin již 97 různých měření vzdáleností. Vztah mezi vzdáleností galaxií a jejich rychlostí vzdalování však jako první uveřejnil v r. 1927 G. Lemaitre francouzsky v belgickém časopise na základě Slipherových a Hubbleových pozorování, které ve své studii citoval. Teprve v r. 1929 dospěl k témuž vztahu nezávisle E. Hubble, takže název Hubbleův vztah pro rozpínání vesmíru není historicky správný také proto, že Hubble ve své práci neuvedl, že naměřené červené posuvy převzal z prací Sliphera. Hubble navíc nikdy neuvěřil, že jde o skutečné rozpínání vesmíru; snažil se vztah vysvětlit zcela nefyzikálně pomocí údajného "stárnutí světla" během dlouhého putování vesmírem...
Tak jako astrofyzikové už delší dobu celkem dosti úspěšně pátrají po hvězdě, která se svými fyzikálními parametry co nejvíce blíže Slunci (je slunečním analogem), hledá se v lokálním vesmíru galaxie co nejvíce podobná naší Galaxii. V současné době je takovým galaktickým analogem spirální galaxie NGC 6744 snímkovaná ve čtyřech barevných filtrech v r. 2011 2,2m teleskopem MPI na La Silla. Vidíme ji téměř čelně v souhvězdí Páva jako objekt ve vzdálenosti 9,5 Mpc. Má ovšem průměr asi 60 kpc, tedy téměř dvakrát větší než naše hvězdná soustava a je také velmi svítivá - kolem 60 GM☉ v porovnání s 23 GM☉ pro naši Galaxii.
K. Hada aj. využili rádiové interferometrie VLBA na základně dlouhé od Panenských ostrovů po Havaj k podrobnému proměření morfologie známého výtrysku z centra galaxie M87 v Panně. Dosáhli přitom úhlového rozlišení 0,1 obloukové milivteřiny (≈1,8 kAU), o dva řády lepšího, než kolik opticky dociluje HST. Zjistili, že jádro výtrysku se v rádiovém pásmu 43 GHz nachází ve vzdálenosti ≈20 Schwarzschildových poloměrů od černé veledíry v centru galaxie. Odtamutud výtrysk vyvěrá v radiálním směru jako vějíř, ale postupně se změní na váleček, který zůstává úzký až do vzdálenosti 100 tis. Schw. poloměrů (1 Rs ≈ 130 AU ≈ 20 mld. km) díky silnému šroubovicovému magnetickému poli. To je zatím nejlepší rozlišení v okolí černé veledíry dosažené. Výsledek měření poukazuje na poměrně nízkou schopnost veledíry pohlcovat materiál, který na ni dopadá. Velký zlomek dopadajícího materiálu zůstane rozházen v okolí černé veledíry a nakonec je vtažen do zmíněného výtrysku ovládaného magnetickým polem.
K. Gebhardt aj. určovali pomocí spektrometru NIFS a adaptivní optiky 8,1m teleskopu Gemini-N rychlost oběhu hvězd v úhlové vzdálenosti do 2″ (lineární rozteč do 170 pc) od centrální černé veledíry v jádře galaxie M87 (=NGC 4486; Vir; vzdálenost 17,9 Mpc). V úhlové vzdálenosti 0,2″ (lineární 17 pc) od veledíry stoupla oběžná rychlost na 480 km/s. Odtud jim pak vyšla hmotnost centrální černé díry na 6,6 GM☉, čemuž odpovídá poloměr horizontu událostí 132 AU, zhruba čtyřnásobek vzdálenosti Neptunu od Slunce.
Podobně J. Murphy aj. proměřovali rozložení zářící i skryté látky v téže galaxii pomocí prototypu spektrografu VIRUS u 2,7m Smithova teleskopu McDonaldovy observatoře v Texasu. Z kinematiky hvězd do úhlové vzdálenosti 238″ (20 kpc) a kinematiky kulových hvězdokup do 540″ (47 kpc) od centra M87 tak odvodili i rozložení skryté látky v závislosti na lineární vzdálenosti od centra galaxie. Do vzdálenosti 100″ (8,7 kpc) od centra se nachází 17 % skryté látky; do 200″ (17,3 kpc) 49 % a do 47 kpc již 85 % skryté látky, jež tak vytváří rozměrné halo kolem centra galaxie, jejíž černá veledíra má podle těchto měření hmotnost 6,4 GM☉. Celková hmotnost zářící i skryté látky obří galaxie činí 5,7 TM☉. Ve škálovém poloměru skryté látky (36 kpc) dosahuje kruhová oběžná rychlost hvězd hodnoty 800 km/s. Jde tedy nepochybně o největší a nejhmotnější galaxii v naší nadkupě galaxií, v níž naše Místní soustava leží prakticky na její periférii.
Podle S. Birda aj., kteří sledovali vnitřní halo galaxie M87 pomocí kamery ACS HST, lze tam pozorovat červené obry s absolutní hvězdnou velikostí jasnější než -2 mag ve spektrálních pásmech V a I. Odtud se pak podařilo odvodit modul vzdálenosti galaxie 31,12 mag, což odpovídá vzdálenosti 16,7 Mpc. Protože obě předešlé zmíněné práce počítají se vzdáleností o 7 % vyšší, znamená to, že pokud tato nižší vzdálenost je správná, bude třeba v nich odvozené hodnoty snížit lineárně o 7 % a pro kvadratické závislosti o 15 %., což ale stále poukazuje na výjimečné postavení galaxie M87 v místním vesmíru.
Neméně výjimečnou galaxií v místním vesmíru je však dle S. Davise aj. také spirální galaxie ESO 243-49 (poloha 0107-4650; z = 0,022; vzdálenost 95 Mpc), v níž se nalézá patrně vůbec nejsvítivější zdroj tvrdého rentgenového záření v místním vesmíru HLX-1 o bolometrickém zářivém výkonu >1035 W. Pravděpodobně se jedná o intermediální černou díru o hmotnosti 3 – 100 kM☉. J. Lasota aj. objevili, že rentgenová jasnost zdroje výrazně kolísá na časové stupnici stovek dnů. Podobně B. Binder aj. využili družice Chandra k určení zářivého výkonu osamělé čočkové galaxie NGC 404 (And; vzdálenost 3,1 Mpc) v měkkém rentgenovém spektru o teplotě 6,7 MK. Jelikož tento výkon řádu 1030 W je více než o řád nižší než Eddingtonova svítivost, usoudili, že v jádře galaxie se nachází intermediální černé díra o hmotnosti 30 – 300 kM☉.
N. McConnell aj. ohlásili objev dvou extrémně hmotných černých veleděr v jádrech eliptických galaxií NGC 4889 (kupa galaxií Com = A 1656, vzdálenost 103 Mpc) a NGC 3842 (kupa galaxií A 1367; vzdálenost 98 Mpc). Jejich hmotnosti určili z rozložení rychlosti hvězd v centrálních částech obou galaxií pomocí teleskopů HST, Gemini-N a Keck. Veledíra v galaxii NGC 4889 kupy Com má minimální hmotnost 10 GM☉, zatímco v NGC 3842 9,7 GM☉.
C. Müller aj. pozorovali rádiogalaxii Cen A (vzdálenost 3,8 Mpc) pomocí interkontinentální interferometrie VLBI na frekvencích 8,4 GHz (36 mm) a 22,3 GHz (13 mm). Docílili tak úhlového rozlišení lepšího než 0,5 obl. milivteřiny, což odpovídá lineárnímu rozlišení 2,7 kAU. Tak lze zkoumat podrobnosti ve struktuře výtrysku z okolí černé veledíry a určovat zdroje záření s energiemi až řádu TeV. Podle V. Beckmanna aj. má výtrysk teplotu >2 MK. A. Gnerucci aj. určili pomocí infračervené kamery a spektrometru ISSAC VLT ESO hmotnost černé veledíry v této galaxii: 96 MM☉.
C. Fabbiano aj. nalezli v jádře galaxie NGC 3393 (Hya; vzdálenost 50 Mpc) pár černých veleděr ve vzájemné vzdálenosti jen 150 pc. Jejich hmotnosti se blíží 1 MM☉ a rentgenový zářivý výkon dosahuje 1035 W. Protože takových párů veleděr se vzájemnými vzdálenostmi 2 – 90 kpc je už více, znamená to, že v astronomicky dohledné budoucnosti mnohé z nich splynou. Splývání je zřejmě poměrně častý jev, jímž se splývající galaxie změní na eliptické, v nichž tvorba nových pokolení hvězd ustane.
J. Guedes aj. počítali, co se stane, když pár černých veleděr splývá v galaxii bohaté na interstelární plyn. Jelikož jejich náraz bude téměř vždy asymetrický vůči těžišti galaxie, vznikne tím gravitační impuls, který odsune splynuvší veledíry z těžiště splývajících galaxií počáteční rychlostí až 1 200 km/s. Brzdění v plynu však nedovolí takto vzniklé veledíře dostat se od těžiště soustavy dále než na vzdálenost 1 kpc, takže prakticky nikdy nedosáhne únikové rychlosti z dané galaxie. Během splynutí dochází k silnému vyzařování gravitačních vln s nízkou frekvencí řádu mHz. Autoři uvedli, že v současnosti známe již na 30 případů galaxií s duálními černým veleděrami, jež jsou od nás vzdáleny 1,2 – 2,1 Gpc.
Na výzkumu galaxií v hlubokém vesmíru se v současné době podílejí docela významně četní dobrovolníci díky projektu, který započal rozmluvou K. Schawinského s C. Lintottem v jedné britské hospodě v r. 2006. Schawinski totiž v té době měl za sebou vizuální prohlídku obrazů 50 tisíc galaxií z přehlídky SDSS, která však těch obrazů galaxií nashromáždila bratru milion. Schawinski si stěžoval, že obrazy galaxií jsou tak různorodé, že na jejich rozumnou počítačovou klasifikaci se nedá napsat dostatečně kvalitní klasifikační program. Díky vlastní úmorné ruční a oční snaze poznal, že úplné vytěžení veškerého skvělého materiálu z přehlídky takříkajíc manuálně by nestihl za celý svůj život.
Z jejich rozmluvy vyplynul nápad inspirovaný už dlouholetým úspěchem programu SETI@Home, kdy data z rádiových přehlídek radioteleskopu v Arecibu zpracovávají podle dodaného programu dobrovolníci z celého světa při běhu svých osobních počítačů naprázdno. Podobně úspěšný byl projekt Stardust@Home, kdy na 20 tis. dobrovolníků klasifikovalo zrníčka prachu zachycená v aerogelu stejnojmenné kosmické sondy během blízkého průletu u komety Wild 2 v lednu 2004 a navrácená v přistávacím pouzdru sondy v lednu 2006. Do náročného vyhledávání a klasifikace mikroskopických zrníček se totiž velmi úspěšně a rychle zapojili dobrovolníci z celého světa doslova svýma očima a postupně vylepšovanou zkušeností.
Oba autoři nakonec sepsali program pro manuální klasifikaci tvarů a dalších charakteristik galaxií (rozvíjení spirálních ramen ve směru či protisměru hodinových ručiček, stupně koncentrace jasnosti vůči středu galaxie, výskyt temných mračen ap.) a odhadli, že když se do projektu zapojí na 5 tisíc dobrovolníků, stihnou za 3 roky klasifikovat všechny galaxie v programu SDSS, pokud každou galaxii bude klasifikovat nezávisle aspoň 5 osob. Program Galaxy ZOO vystavili na internetu 11. července 2007 a po třech hodinách příslušný server spadl, protože byl zahlcen zájemci o připojení do projektu. Po připojení dalších serverů přišlo během prvních 12 h na 20 tis. klasifikací, po dvou dnech provozu přibývalo klasifikací tempem 60 tis/h a za 10 dnů měli v databázi 8 milionů klasifikací!
Během 9 měsíců vznikla pod vedením D. Darga aj. první publikace projektu Galaxy ZOO na základě klasifikace 1 milionu galaxií, přičemž v té době byla každá galaxie v databázi SDSS klasifikována již 38krát! Díky tak výtečné spolupráci dobrovolníků s profesionály se podařilo mimo jiné nalézt na 3 tisíce galaxií, které se navzájem srážejí. Katalog srážek je homogenní až pro červený posuv 0,1, tj. do vzdálenosti 400 Mpc od nás. Přitom se podařilo objevit řadu do té doby neznámých subtypů galaxií i naprosto anomální případy.
K. Mastersová, která vedla zpracování přívalu dat, tak zjistila, že samotné určení barvy galaxií (spirály jsou modré a eliptické galaxie červené) na řádnou klasifikaci nestačí, že neméně důležitá je právě jejich morfologie. Před astronomy se jakoby kouzlem otevřel neuvěřitelně pestrý svět galaxií, jež spolu navzájem interagují gravitací, slapy, splýváním až kanibalismem i zvýšenou či naopak potlačovanou tvorbou nových pokolení hvězd, na čemž se překvapivě aktivně podílejí geometricky miniaturní černé veledíry s hmotností menší než 1 % úhrnné hmotnosti dané galaxie usazené v centru soustavy.
Podle tvaru drah hvězd v galaxiích se mění morfologie galaxií od krásně rozvinutých spirál přes zestárlé eliptické galaxie, v nichž už hvězdy nevznikají, až po trpasličí galaxie, kompaktní galaxie s překotnou tvorbou hvězd a další speciální případy. Když holandská učitelka hudby Hanny Van Arkelová objevila v rámci projektu Galaxy ZOO v r. 2007 galaxii připomínající zelený hrášek (Hanny's Voorwerp), ukázala tím, že mohou existovat útvary naprosto atypické. (Nyní se soudí, že zelený hrášek je ozářen světlem výtrysku z kvasaru IC 2497, který se už před 200 tis. lety vypnul, ale jeho světlo ještě stále ozařuje 30 kpc dlouhý proud plynu, jenž je už v menší vzdálenosti od kvasaru neviditelný.) Dnes už jsou těch zelených hrášků známy stovky.
Samotní dobrovolníci si totiž zřídili diskusní fórum, v němž si navzájem sdělují své zkušenosti a tak se vytvořilo unikátní společenství, jež svou soustavnou prací výrazně přispívá k pokroku astronomie na velmi náročném poli zkoumání hlubokého vesmíru. Odborníci se shodují, že tato spolupráce profesionálů s dobrovolníky má dobré vyhlídky i do budoucnosti, např. při klasifikaci více než 2 milionů galaxií zobrazených HST v rozpětí 75 % dosavadní věku vesmíru (projekt Hubble Zoo).
Podle S. Chakrabartiho lze popsat vývoj galaxií pomocí jediného parametru, jímž je plošná hustota neutrálního vodíku. Galaxie se totiž vyvíjejí díky vlastní gravitaci, oběžné rychlosti hvězd vůči těžišti soustavy, akreci materiálu ze zárodečného hala, ale také splýváním menších protogalaxií hierarchickou cestou. Tempo tvorby hvězd se řídí zpětnou vazbou mezi gravitačními nestabilitami v halu a disku a výskytem supernov, jež naopak brzdí vznik dalších generací hvězd.
A. Tutukov a A. Fedorova ukázali, že v intergalaktickém prostoru kup galaxií se může nalézat poměrně velké množství hvězd; minimálně 15 % a možná i 50 % z celkového počtu hvězd ve všech galaxiích dané kupy. Vznikají například v proudech intergalaktického plynu, které obtékají klasické diskové galaxie bohaté na plynnou složku, anebo vinou rozpadu sféroidálních galaxií s nízkou celkovou hmotností, v nichž proběhla překotná tvorba hvězd. Uprostřed kup pak zmíněné husté proudy intergalaktického plynu dokáží vymést z málo hmotných rychle se pohybujících diskových galaxií jejich plyn a ten pak slouží jako stavební materiál pro intergalaktické hvězdy. Nejsilnější dodavatelem nových pokolení intergalaktických hvězd jsou však jednak blízké průchody a jednak průniky galaxií bohatých na plyn, takže právě v centrálních partiích kup, kde je největší koncentrace galaxií, vznikají též nejsnadněji intergalaktické hvězdy.
A. Tutukov aj. se zabývali hydrodynamickou simulací následků centrální srážky dvou diskových galaxií v polárním směru. Pokud k rychlosti srážky dojde při vzájemné rychlosti <100 km/s, galaxie se slijí, ale při vyšší rychlosti až 500 km/s se hvězdy prostoupí, zatímco interstelární plyn se ohřeje a zabrzdí. Pokud se ohřátý plyn dokáže rychle ochladit, vznikne tak nová samostatná galaxie. Při rychlostech srážky >500 km/s zůstává zbrzděný interstelární plyn příliš horký a rozptýlí se v intergalaktickém prostoru, který je tím obohacen o těžké prvky, které byly rozmetány do prostoru během průletu galaxií vinou četných výbuchů supernov. Obecně platí, že při srážce diskových galaxií se zvyšuje tempo tvorby hvězd až o dva řády proti hodnotám v osamělých galaxiích téže hmotnosti.
A. Cattano aj. zjišťovali, jakými cestami nabývají dospělé galaxie svou hmotu. V podstatě jde o dva klíčové mechanismy, akreci plynu z okolního intergalaktického prostoru a splývání s trpasličími galaxiemi díky vzájemné gravitační vazbě. Množství akreovaných baryonů závisí na hmotnosti hala galaxie a na stáří galaxie. Baryonová složka galaxií však roste odlišně od hmotnější složky skryté látky, protože rázový ohřev při splývání galaxií a výtrysky z černé veledíry v jádře galaxie potlačují další akreci, jakmile hmotnost hala galaxie přesáhne 1 TM☉.
Hala galaxií vznikají v důsledku gravitačních nestabilit v prvotních hustotních fluktuacích v raném vesmíru. Hala však přestanou růst, pokud je zbylý okolní plyn příliš horký a hvězdy v halu již vzniklé vyplivují mocným hvězdným větrem plyn zpět do intergalaktického prostoru. Tyto teoretické simulace velmi dobře souhlasí s pozorovanými strukturami vesmíru v přehlídce SDSS. To též znamená, že galaxie s hmotnostmi >100 GM☉ mohou nabírat další hmotu pouze vzájemným splýváním, zatímco pro méně hmotné galaxie převažuje přibírání hmoty akrecí plynu, kdežto splývání jsou vzácná.
R. Bouwens aj. uvedli, že pokrok ve studiu hlubokého vesmíru pokračuje neobyčejně úspěšně, protože zejména díky HST pozorujeme již více než 6 tis. galaxií, které jsou zobrazeny tak, jak vypadaly 0,9 – 2,0 mld. let po velkém třesku (červené posuvy z v intervalu 6 – 3). Zásluhou vytrvale opakovanému snímkování pole HUDF pomocí infračervené kamery WFC3/IR se tak podařilo objevit rekordně vzdálenou galaxii UDFj-39546284 se z = 10,3 (460 mil. let po velkém třesku). Galaxie o hmotnosti jen 1 % hmotnosti naší Galaxie má nepatrnou jasnost 29 mag v infračerveném pásmu 1,6 μ, což znamená, že tempo tvorby hvězd v této epoše bylo o řád nižší, než pro pozdější epochu z = 8 (660 mil. let po v.t.). Prakticky to znamená, že epocha rostoucí tvorby hvězd a galaxií započala zhruba 300 mil. let (z = 14) a stoupala plynule až do plochého maxima (2,7 ±0,4) mld. let od vzniku vesmíru.
Už předtím byla v poli HUDF identifikována galaxie UDFy-38135539 s červeným posuvem 8,6 (vzdálenost 4,05 Gpc; 600 mil. let po velkém třesku), jež má podle P. Dayala a A. Ferrary hmotnost jen ≈850 MM☉ a hvězdy staré jen 50 – 80 mil. roků, jejichž metalicita dosahuje 3 – 12 % metalicity sluneční. Hvězdy tam vznikají tempem až 3,7 M☉/rok.
P. Capak aj. objevili pomocí přehlídky COSMOS (2 čtv. stupně oblohy v poloze 1000+0230 v souhvězdí Sextantu) velmi hmotnou prakupu galaxií s červeným posuvem 5,3 (1,1 mld. let po v.t.; vzdálenost 3,8 Gpc), která má lineární průměr >13 Mpc a minimální hmotnost >400 GM☉. Spektra pořízená pomocí spektrografu DEIMOS 10m Keckova teleskopu ukázala, že prakupa obsahuje 50 GM☉ molekulového plynu a vykazuje rekordně rychlé tempo tvorby hvězd 1,5 kM☉/r (!) v dobré shodě s teoretickými modely vznikání galaxií a hvězd v raném vesmíru.
Podobně R. Gobat aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton již dobře vyvinutou kupu galaxií CL J1449+0856 (Boo). Spektra pořízená pomocí VIMOS VLT ESO, NICMOS HST a Keckova 10m ukázala červený posuv 2,1, tj. vzdálenost kupy 3,2 Gpc a její stáří 3,3 mld. let po velkém třesku. Rentgenový zářivý výkon kupy 7.10 36 W je úctyhodný a hmotnost hala kolem kupy dosahuje až 80 TM☉, což je srovnatelné s naší lokální nadkupou galaxií v Panně. Autoři odtud vyvozují, že již v raném vesmíru byly kupy podobně vyvinuté jako ty daleko mladší.
R. Foley aj. našli pomocí 10m radioteleskopu SPT v Antarktidě během přehlídky na frekvencích 95 GHz (3,2 mm), 150 GHz (2 mm) a 220 GHz (1,4 mm) na 2,5 tis. čtv. stupních jižní oblohy tis. dosud vůbec největší a nejhmotnější kupu galaxií v poloze 2106-5844. Objev pak potvrdili také díky radioteleskopu ACT v poušti Atacama v Chile. Na základě těchto měření se pak podařilo kupu dohledat také v rentgenovém pásmu spektra pomocí družice Chandra, v daleké infračervené oblasti zásluhou Spitzerova kosmického teleskopu a nakonec i opticky pomocí VLT ESO a 6.5m teleskopu Magellan na Las Campanas.
Oba optické dalekohledy umožnily změřit i vzdálenost velekupy (2,5 Gpc), protože se podařilo určit červený posuv 1,13 ve spektrech nejjasnějších galaxií. Odtud též vyplynuly údaje o rentgenovém zářivém výkonu velekupy 1,4.1038 W, teplotě horkého intergalaktického plynu 110 MK (!) a rekordní hmotnosti velekupy 1,3 PM☉ (!). Autoři uvádějí, že tato velekupa pravděpodobně nemá soupeře po celé obloze a jde tedy o největší konglomerát hmoty, která se během vývoje vesmíru gravitačně soustředila z původních obřích hal prachu, plynu a skryté látky vesmíru.
A. Amblard aj. studovali opticky slabé silně zaprášené galaxie v submilimetrových spektrálních pásmech 250 – 500 μm a tak ukázali, že i v nich probíhá překotná tvorba hvězd tempem stovek M☉/r. Jelikož se tyto galaxie shlukují do větších souborů, podařilo se ukázat, že je nacházíme tam, kde se koncentrují hala skryté látky vesmíru.
M. Hayes aj. studovali pomocí nové generace spektrografů VLT ESO obří plynová mračna atomárního vodíku, které objevili C. Steidel aj. v r. 2000. Ukázali, že je vidíme ve fázi asi 2,5 mld. let po velkém třesku díky silné emisi v ultrafialové vodíkové čáře Lyman-α. Proto se označují zkratkou LAB (Lyman Alfa Blobs). Mračna bývají často propojena s jasnými infračervenými nebo ultrafialovými galaxiemi, což je dokladem, že v LAB se překotně tvoří hvězdy. Jsou poměrně vzácná a svým zářivým výkonem soupeří s nejsvítivějšími rádiovými galaxiemi.
Polarizace světla v centrech LAB se blíží nule, ale v radiálním směru postupně stoupá až na 20 % v lineární vzdálenosti 45 kpc od centra. To dělá dojem, že zdrojem emise Lyman-α jsou spíše okolní galaxie, jejichž ultrafialové záření se rozptyluje na horkém plynu H I v LAB. Zdroj ohřevu plynu v LAB není znám; může jím být překotná tvorba hvězd, nebo akrece na černou veledíru v blízké galaxii, ale též ohřev plynu, který je přitahován do rozsáhlých hal skryté látky obklopujících galaxie.
Achillovou patou výzkumu vzdálených galaxií však stále zůstává správné určení jejich vzdáleností. Dosud primární metoda pomocí vztahu Leavittové pro cefeidy selhává jednak proto, že v kosmologických vzdálenostech už cefeidy pro jejich relativně nízký zářivý výkon nevidíme, ale též proto, že - jak uvedli L. Hislop aj. - nejde o dostatečně standardní svíčky, protože jejich zářivý výkon ovlivňují rozdíly v metalicitě, zastoupení hélia a stářích cefeid. Proto se nyní jako dobrá alternativa jeví možnost určovat vzdálenosti galaxií pozorováním špičky populace červených obrů, kde nám pomáhá jak jejich vysoký zářivý výkon, tak také větší počet členů špičky v dané galaxií v porovnání s cefeidami. Autoři využili 1,3m australského teleskopu SMT na observatoři Siding Spring k ověření vhodnosti další metody, a to pomocí vztahu Tullyho a Fischera (závislost šířky čar ve spektru galaxií na absolutní hvězdné velikosti, tj. na zářivém výkonu). Zjistili, že z takto určených vzdáleností vychází hodnota Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru prakticky stejně přesná jako nejlepší výsledky určování vzdáleností pomocí cefeid.
A. Kuzmicz aj. objevili rádiový objekt v poloze J1145-0033, jehož červený posuv 2,06 (vzdálenost 3,2 Gpc z něj činí vůbec nejvzdálenější rádiově hlučný kvasar. Vyznačuje se obřími rádiovými laloky o průměru 1,3 Mpc a rádiovým tokem 3,9 mJy. Podařilo se ho dokonce identifikovat opticky jako dvojitý zdroj 20 mag, takže jde fakticky o dvě černé veledíry navzájem vzdálené 1,2 Mpc o hmotnostech 1,9 GM☉, resp. 1,7 GM☉. Sekundární veledíra je však rádiově tichá.
S. Burke-Spolaor prohlédl archivní údaje interkontinentálního interferometru VLBI od r. 1980 do r. 2008 pro více než 3 tis. rádiově hlučných galaxií AGN s cílem objevit páry černých veleděr, které by se snadno rozlišily právě díky rádiovému profilu. Našel však jen jeden takový případ, což znamená, že pokud se vyskytují páry černých veleděr s hmotností >100 MM☉ v lineární rozteči <2,5 kpc, tak se slijí za <500 mil. let po splynutí obou mateřských galaxií.
M. Valtonen aj. ověřovali svůj předpoklad, že v kvasaru OJ 287 se nalézá pár černých veleděr, jež kolem sebe obíhají po silně výstředné dráze (e = 0,7) v periodě 12 let. Poblíž pericentra se pak méně hmotná veledíra prodírá akrečním diskem hmotnější složky a proto dochází k výbuchům dobře pozorovatelným v rádiovém oboru elektromagnetického spektra. Autoři tak dokázali pro období let 1996-2010 správně předpovědět čtyři velké a jeden menší výbuch za předpokladu, že stáčení velké poloosy dráhy činí 39° za oběžnou periodu. A. Beronov a I. Vovk pozorovali proměnný tok zdroje v pásmu záření gama s energiemi >10 GeV na tak krátké časové stupnici, že odtud mohli odvodit souvislost příslušného zdroje záření s méně hmotnou veledírou (130 MM☉). Jde tedy o klasický úzký relativistický výtrysk záření gama z bezprostředního okolí této veledíry. Primární veledíra má vůbec nejvyšší známou hmotnost (18 GM☉), tedy více než v odst. 5.5. zmíněné veledíry v jádrech galaxií NGC 3842 a NGC 4889. A. Graham aj. rozšířili díky novým údajům pro hmotnosti černých veleděr v 64 galaxiích platnost lineárního bilogaritmického vztahu mezi hmotností centrální veledíry a dispersí rychlostí v příslušné galaktické výduti. Pro galaxie s dispersní rychlostí 200 km/s pak vychází hmotnost příslušné veledíry 140 MM☉ a pro dispersi 300 km/s zhruba 1 GM☉.
D. Mortlock aj. studovali vlastnosti velmi jasného kvasaru ULAS J1120+0641 s červeným posuvem 7,1 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří 770 mil. let po velkém třesku na základě jeho objevu 3,8m infračerveným teleskopem UKIRT na Mauna Kea a pozorování spektrografem Gemini-N a FORS2 VLT ESO. Zářivý výkon kvasaru je přitom rekordní (63 TL☉), což lze vysvětlit akrecí plynu na černou veledíru o hmotnosti >2 GM☉. Jelikož jde o pozorování z velmi rané epochy vesmíru, musela zmíněná veledíry růst buď častým splýváním méně hmotných černých děr, anebo přímým zhroucením velmi hmotného protostelárního oblaku rovnou na černou veledíru.
Akrece pak vyžaduje zdvojování hmotnosti veledíry každých 50 mil. roků, takže od velkého třesku mohla veledíra stihnout nanejvýš 15 takových zdvojení, což se zdá být doslova na hranici kosmických možností. To ovšem znamená, že tento kvasar pozorujeme ve fázi reionizace vesmíru, jež začala nejdříve v čase 280 mil. let, vrcholila 880 mil. let a skončila v čase 960 mil. let po velkém třesku.
D. Rafferty aj. prohlédli multispektrální údaje o galaxiích s aktivními jádry (AGN) v hlubokém poli rentgenové družice Chandra (CDF-S) pro objekty ve vzdálenostech 1,0 – 3,6 Gpc. Zjistili tak, že nejsvítivější z nich mají v rentgenovém oboru zářivé výkony >1037 W. Z infračervených měření pak vyplývá úžasné tempo tvorby hvězd až 1 kM☉/rok (!) a zřejmě právě tehdy rostou rychlým tempem i hmotnosti centrálních černých veleděr
J. Skowron aj. zpracovali rozsáhlý pozorovací materiál o jasné (15,6 mag) binární gravitační mikročočce OGLE-09-BLG-020 v poloze (1804-2931), která zjasnila vzdálenou hvězdu po dobu 121 dnů. Díky dlouhému trvání se na sledování světelné křivky celkem 6 mezinárodních týmů a 10 dalekohledů. Protože šlo o starou (10 mld. let) dvojhvězdu s hmotnostmi složek 0,84 a 0,26 M☉, byla soustava fakticky přeurčená, což zvýšilo spolehlivost výsledků. Úhrnná hmotnost dvojhvězdné mikročočky vzdálené od nás 1,1 kpc dosáhla 1,1 M☉ a zesílení jasnosti se týkalo červeného obra v pozadí sp. třídy K s efektivní teplotou 4,6 kK a gravitačním zrychlením na povrchu log g = 2,7. Vlastní příčný pohyb dvojhvězdy probíhá rychlostí 60 km/s v galaktické šířce -4°.
E. Jullo aj. využili kupu galaxií A 1689 (Vir; z = 0,184; vzdálenost 690 Mpc) jako gravitační čočku pro zobrazení 24 vzdálených slabých galaxií se spolehlivě určeným červeným posuvem v intervalu 1 – 5 (vzdálenosti 2,4 – 3,9 Gpc). Odtud dostali dosti přesně celkovou hmotnost zářící i skryté látky ve zmíněné kupě (1,7 PM☉), ale též údaje o zastoupení skryté látky ve vesmíru (25 %.). Z týchž dat jim také vyšla stavová rovnice pro skrytou energii: w. (-0,97 ±0,07), což potvrdilo názor, že hustota skryté energie ve vesmíru se nemění v čase, čili je to přesně Einsteinem kdysi pokusně zaváděná kosmologická konstanta v rovnicích pro rozpínající se vesmír.
Podobně J. Richard aj. objevili pomocí kamer ACS a WFC3 HST a SST jakož i spektrografu DEIMOS Keckova teleskopu velmi starou (900 mil. let po velkém třesku) miniaturní (lineární průměr sotva 1 kpc) galaxii s červeným posuvem 6,03 ( vzdálenost 3,9 Gpc). Její obraz byl gravitačně zesílen o 2,65 mag (zhruba o řád) a rozštěpen na 5 složek mezilehlou kupou galaxií A 383 (poloha 0248-0332; z = 0,19; vzdálenost 710 Mpc). Úhrnná hmotnost hvězd v této velmi rané galaxii dosahuje pouhých 6 GM☉. Autoři soudí, že hvězdy v této galaxii vznikaly již 200 mil. let po velkém třesku.
Oba případy poukazují na velký přínos sledování vzdálených objektů (nejstarších galaxií) pomocí mezilehlých kup galaxií, protože tak v podstatě zdarma získáváme údaje o tak slabých či vzdálených objektech, na které by nestačily ani nejcitlivější pozemské či kosmické dalekohledy. Mimo jiné se tak připravuje půda pro budoucí generaci obřích superteleskopů, které budou mít předem určený seznam cílů v nejhlubších propastech vesmíru.
Dátum poslednej zmeny: 17. februára 2014