Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2015
S. Banejree aj. zjistili, že velmi hmotná (>150 M☉) hvězda VFTS 682 poblíž mlhoviny 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) byla téměř určitě vypuzena z asociace velmi mladých hmotných hvězd R136 v centru mlhoviny, ale nyní se nalézá už 30 pc severovýchodně od centra, od něhož se vzdaluje rychlostí 40 km/s. Podobný osud potkal také hvězdy 30 Dor O16 o hmotnosti 90 M☉, která se od centra vzdaluje rychlostí 85 km/s.
P. Prada Moroni aj. určili parametry zákrytové dvojhvězdy CEP 0227 ve VMM, jejíž obě složky jsou současně klasickými cefeidami, což dalo mimořádnou příležitost zlepšit nulový bod vztahu Leavittové (perioda vs. svítivost cefeid). Obě složky mají po řadě hmotnosti (4,14 + 4,15) M☉; poloměry (32 + 45) R☉ a efektivní teploty (5,9 + 5,1) K. Jsou staré 150 mil. roků, chudé na kovy (Z = -0,33) a od nás vzdáleny 50,8 kpc.
A. Monsonovi aj. vyšla z přehlídky infračervených světelných křivek 37 cefeid s rozsahem period 4 – 70 d pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST) v pásmech 3,6 a 4,5 μm vzdálenost VMM 49,6 kpc. Naproti tomu J. Storm aj. obdrželi z kalibrace infračervených světelných křivek 111 cefeid v Galaxii a obou Magellanových mračnech vzdálenosti 49,0 kpc pro VMM a 60,8 kpc pro MMM.
R. Haschke aj. využili obsáhlého katalogu OGLE III k určení individuálního zčervenání 1,8 tis. cefeid a 17 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr k určování vzdáleností hvězd ve VMM a MMM. Pro VMM jim vyšla mediální vzdálenost (53,9 ±1,8) kpc pro cefeidy a (53,1 ±3,2) kpc pro hvězdy RR Lyr. Radiální hloubka cefeid ve VMM dosahuje (1,7 ±0,2) kpc a celé mračno je vůči nám skloněno šikmo pod úhlem 32° V MMM měli k dispozici údaje o 2,5 tis. cefeid a 1,5 tis. hvězd RR Lyr a odtud odvodili mediány (63,1 ±3,0) kpc pro cefeidy a (61,5 ±3,4) kpc pro RR Lyr. Radiální hloubka MMM dosahuje (2,7 ±0,3) kpc pro cefeidy a (2,0 ±0,4) kpc pro RR Lyr. Sklony obou populací proměnných hvězd se v tomto případě drasticky liší. Pro cefeidy činí 74°, kdežto pro RR Lyr jen 7°. Z toho plyne, že cefeidy se koncentrují podél příčky MMM, kdežto hvězdy RR Lyr jsou v galaxii rozloženy rovnoměrně.
D. Graczyk aj. využili dlouhoperiodickou oddělenou zákrytovou dvoučárovou dvojhvězdu OGLE SMC113.3 4007 k mimořádně přesnému stanovení jejích geometrických i fyzikálních parametrů. Obě složky dvojhvězdy s nízkou metalicitou (Z = -0,5) jsou stejně jasné (V = 16,8 mag) a mají po řadě hmotnosti (3,50 + 3,56) M☉; poloměry (46 + 48) R☉; svítivosti (1,00 + 1,13) L☉; spektrální třídy G8 II-III a efektivní teploty 4,8 kK. Obíhají kolem společného těžiště po eliptické dráze o velké poloose 1,9 au a výstřednosti e = 0,2 v periodě 372 d. Odtud pak vyplývá její vzdálenost 59,7 kpc, v dobré shodě s výsledkem J. Storma aj. Nízkou metalicitu mezihvězdného materiálu (Z = -0,6) v MMM potvrdili J. Howk aj. v absorpčních čarách nuklidu 7Li ve spektru hvězdy Sk 143, které pořídili spektrografem UVES VLT ESO na Paranalu.
Jak uvedli S. Turonová aj., neuspokojivé výsledky dalo určení vzdálenosti obou Mračen pomocí družice HIPPARCOS, protože jen 30 tis. hvězd má změřenou trigonometrickou vzdálenost s přesností lepší než 10 %. Extrapolací pak vycházejí vzdálenosti pro VMM 48 kpc a MMM jen 54 kpc. Zlepšení lze v tomto směru lze očekávat až od družice Gaia, jež bude měřit s přesností nejméně o 2 řády vyšší.
R. van den Marel aj. se zabývali zpřesněním vzájemného sekulárního pohybu naší Galaxie a velké spirální galaxie M31 (And). Ve vztahu vůči centru naší Galaxie dosahuje radiální složka rychlosti hodnoty -109 km/s a tangenciální jen 17 km/s. To povede k téměř čelní srážce obou velkých galaxií. První dotek bližších okrajů galaxií se uskuteční za 3,9 mld. let a jádra obou galaxií se k sobě přiblíží na minimální vzdálenost 31 kpc za 5,9 mld. let od současnosti. Odtud též vyplývá vyšší hmotnost místní soustavy galaxií 4,9 TM☉, než se dosud uvádí (3,2 TM☉).
Autoři dále ukázali, že známá galaxie M33 (Tri) je těsně gravitačně vázána k M31 a jejich vnější okraje se dotknou již za 850 mil. let, zatímco jádra se nejvíce přiblíží za 3,7 mld. let na minimální vzdálenost 176 kpc. Tyto dlouhodobé pohyby způsobí, že Slunce se dostane na velmi protáhlou dráhu vůči centru Galaxie a za 5 mld. let od současnosti odpluje do vzdálenosti >50 kpc od centra Galaxie. Za 10 mld. let se přiblíží k centru galaxie M33 na pouhých 10 kpc! Tento gravitační karambol se vskutku podobá šťouchu na gigantickém kulečníku, kde dvě koule mají přibližně stejnou hmotnost, zatímco M33 je výrazně slabší s hmotností o řád nižší, než oba hlavní soupeři.
Vzdálenost M31 se dá podle A. Conna aj. zlepšit souběžným měřením jasností špičky větve červených obrů, jak v této velké galaxii, tak v jejich 26 satelitech, včetně již zmíněné M33. Výhodou je rychlost měření - nemusí se jako u cefeid měřit stovky dnů, ale stačí jediná expozice pro každý satelit. Odtud jim vyšla vzdálenost galaxie M31 780 kpc (2,5 mil sv. l.). F. Lockman aj. potvrdili, že mezi galaxiemi M31 a M33 existuje nesouvislé propojení jakýmsi mostem, který pozorovali obřím 100m radioteleskopem GBT v čáře H I na vlnové délce 211 mm. To je přímý důkaz jejich silné slapové interakce.
Rozsáhlá přehlídka SDSS poskytla dle A. Bonacaové aj. důkazy o slapových proudech také mezi naší Galaxií a galaxií M33. Halo naší Galaxie sahá až do vzdáleností 40 kpc od centra Mléčné dráhy. Ve směru gal. délky 133° a gal. šířky +33° se vyskytuje ve vzdálenosti 26 kpc slapový proud o šířce 75 pc a délce 5,5 kpc starý asi 12 mld. let s velmi nízkou metalicitou materiálu (Z – -1,0).
V souhvězdí Trojúhelníku v galaxii NGC 604 (vzdálenost 840 kpc) se podle J. Martíneze-Galarza aj. nachází druhá nejhmotnější hvězdná kolébka v celé Místní soustavě galaxií (vůbec nejhmotnější kolébka obklopuje hvězdu 30 Dor v naší Galaxii). Oblast v NGC 604 má průměr asi 200 pc a obsahuje řadu mračen o rozměrech 5 – 29 pc a hmotnostech 80 – 740 kM☉. Protože je celá oblast zahalena prachem, posloužily k jejímu zkoumání infračervené teleskopy SST a Herschel, ale též rentgenová družice Chandra. Družice Herschel odhalila již zářící velmi mladé (4 mil. let) hvězdy o úhrnné hmotnosti 160 tis. M☉. Asi 8 % z celkové hmoty hvězd představují objekty, které se právě v současnosti mění na hvězdy. Je tedy zřejmé, že proces vzniku hvězd není plynulý; spíše jde o časově oddělené epizody rychlé tvorby nových hvězd často velmi vysokých hmotností a sp. tříd O a B.
A. Abramowski a velký kolektiv spoluautorů z mezinárodního projektu H.E.S.S. zveřejnili podrobnou studii o galaxii NGC 253 (Scl, vzdálenost 3,5 Mpc), jež vyniká překotnou tvorbou hvězd. Stala se předmětem soustavného pozorování Čerenkovovými teleskopy v Namibii, protože se očekávalo, že bude silným zdroje energetického záření gama. To se vskutku potvrdilo měřením v pásmu 100 MeV - 100 GeV a také >100 GeV. Autoři tuto práci věnovali památce předčasně zesnulého českého fyzika Dalibora Nedbala (1980 -2012), jenž právě této galaxii věnoval největší pozornost v rámci své účasti ve zmíněném projektu.
J. Greco aj. využili momentálně největšího binokuláru světa (LBT 2x8,4 m) na Mt. Grahamu v Arizoně k určení základních parametrů známé galaxie M82 (UMa, vzdálenost 3,6 Mpc; úhel 1″ odpovídá lineární délce 18 pc). Jak známo, tuto galaxii vidíme téměř z profilu pod úhlem 80°. Její zářivý výkon odpovídá 60 GL☉ a její dynamická hmotnost odvozená z rotační křivky pro radiální vzdálenosti 1 – 4 kpc činí 10 GM☉. Do vzdálenosti 500 pc od těžiště se nachází <2 GM☉.
Jak uvedli S. Chakraborti aj., podařilo se dobrovolníkům sdruženým v projektu Galaxy Zoo objevit v r. 2009 nový typ galaxií nazvaný podle jejich vzhledu "zelené hrášky" (green peas). Vyznačují se malými lineárními rozměry (<5 kpc) a extrémně širokými (až 100 nm!) zakázanými emisními čarami [O III]. Radioteleskopy GMRT a VLA odhalily i jejich silné rádiové záření. Přestože hmotnost hrášků je nízká (0,3 – 10 GM☉), vyznačují se intenzivní tvorbou hvězd tempem >10 M☉/r. Hmotnost hvězd v zelených hrášcích se zdvojnásobuje každých 100 mil. roků, zatímco v běžných galaxiích to zabere 10 mld. let! Jejich magnetické pole je silnější než v naší Galaxii a to je nejspíš hlavním trumfem zelených hrášků v souboji s ostatními typy galaxií o nejrychlejší nárůst hmotností hvězd.
Prvním známým výsledkem projektu Galaxy Zoo byl objev holandské učitelky hudby Hanny van Arkelové z r. 2007. Dobrovolná spolupracovnice projektu našla podivný roztřepený zelený objekt poblíž spirální galaxie IC 2497 (LMi; vzdálenost 200 Mpc), který od té doby nese jméno Hanny's Voorwerp. W. Keel aj. využili nyní kamery WFC3 a spektrografu STIS HST k podrobnému snímkování zmíněné galaxie a objevili tak slabou aktivitu podobnou Seyfertovým galaxiím typu 2. Na straně galaxie protilehlé vůči Voorwerpu nalezli v lineární vzdálenosti 500 pc od ní prsten ionizovaného vodíku (H II). Z těchto pozorování vyplývá, že v blízkosti černé veledíry v jádře galaxie došlo v minulosti k akreci většího množství hmoty, jež vyvolalo ultrafialové vzplanutí, které se zpožděním minimálně 1,6 tis. let dospělo jak k Voorwerpu, tak ke zmíněnému prstenu.
C. Conroy a P. van Dokkum zdůraznili, co už ostatně většina odborníků tušila, že největší část úhrnné hmotnosti hvězd v každé galaxii tvoří hvězdy s nejmenšími možnými hmotnostmi <0,4 M☉!Jejich pozorování je totiž obtížné, protože přispívají k celkové bolometrické svítivosti dané galaxie méně než 1 %. Dodnes fakticky neumíme spolehlivě určit průběh funkce hmotnosti hvězd pro kritické rozmezí 0,08 – 0,10 M☉ a velký rozsah stáří 3 – 13,5 mld. let. Ďábel se jako obvykle skrývá v maličkostech.
I. Ferreras aj. studovali rozložení 787 oblastí překotné tvorby hvězd v galaxii NGC 4321 (M100; Com; vzdálenost 17 Mpc; průměr 37 kpc) pomocí pozemních i kosmických teleskopů s cílem určit jejich polohu vůči spirálním ramenům, kterými se tato galaxie právem honosí. Rozložení ramen však vůbec neodpovídá klasické teorii hustotních vln, podle níž by úhlová rychlost pohybu ramen měla být stálá. Pozorování ukázala, že ramena se pohybují tak rychle jako hvězdy a plyn v ramenech, takže ve skutečnosti trvají docela krátce a s hustotními vlnami nemají nic společného. Teoretikům tedy nezbude, než se s vysvětlením spirální struktury galaxií vrátit na začátek.
L. Bradley aj. využili citlivé kamery WFC3 HST jako okuláru ve virtuálním teleskopu, jehož objektivem byla gravitační čočka vytvářená kupou galaxií A1703 vzdálená od nás 1,0 Gpc. Pomocí obří čočky se daří zesílit obrazy vzdálenějších galaxií v hlubokém vesmíru 3 – 40krát! Autorům se tak podařilo zobrazit v blízké infračervené oblasti (1,6 μm) celkem 7 galaxií s kosmologickými červenými posuvy z v rozmezí 6,4 – 8,8, tj. ve vzdálenostech 3,9 – 4,0 Gpc.
Nejjasnější z nich označená zD1 by měla bez zesílení jasnost 26,4 mag, ale na snímku se díky mezilehlé gravitační čočce jeví jako objekt 24,0 mag a její kosmologická vzdálenost činí 3,96 Gpc, což odpovídá stáří 900 mil. let po velkém třesku. Hmotnosti zmíněných vzdálených galaxií dosahují řádu 1 GM☉ a jejich lineární rozměry <4 kpc, což jsou hodnoty výrazně nižší, než je tomu u galaxií současných. Probíhá v nich však poměrně rychlá tvorba hvězd tempem ≈8 M☉/r. Již vzniklé hvězdy patří vesměs mezi velmi mladé, protože jejich stáří se pohybuje v mezích 5 – 180 mil. roků.
D. Holz a S. Perlmutter určili shodné rekordní hmotnosti ≈4 PM☉ dvou kup galaxií (A370 a A2163) vzdálených od nás 816 Mpc. Taková měření jsou podstatná pro ověřování platnosti standardního kosmologického modelu zahrnujícího zářící i skrytou látku.
P. Eisenhardt aj. nalezli v datech infračervená družice WISE první nadsvítivou infračervenou galaxii v poloze J1814+3412 s červeným posuvem z = 2,45 (vzdálenost 3,4 Gpc; stáří 2,7 mld. let po velkém třesku). Galaxie je silně zaprášená, ale její bolometrický zářivý výkon je vskutku mimořádný (40 TL☉). Vyniká také překotnou tvorbou hvězd tempem 300 M☉/r. WISE již nalezla mimo hlavní rovinu naší Galaxie přes 1 tisíc silně zaprášených galaxií, které jsou pozorovatelné jedině ve středních infračervených pásmech 12 – 22 μm. Jejich bolometrický zářivý výkon přesahuje svítivost naší Galaxie o plné tři řády. To znamená, že prach v těchto galaxiích - více než tisíckrát vzácnějších než galaxií s aktivními jádry (AGB) - je silně ohřát na teploty 60 – 120 K. Autoři silně zaprášené galaxie pojmenovali hot DOGs (hot Dust-Obscured Galaxies). Následkem toho jen pouhých 10 % záření infračervených galaxií obstarávají hvězdy.
Všechno nasvědčuje tomu, že právě tyto vzácné galaxie představují předstupeň ve vývoji galaxií, kdy epizody akrece látky na vznikající černou veledíru trvají jen ≈1 mil. roků, ale zato proběhnou rychleji a mohutněji než vznik prvních hvězd. Mocné záření z překotné akrece na centrální černou veledíru dokonce vznik prvních hvězd brzdí a odkládá na pozdější dobu. Zmíněné procesy se týkají galaxií ve stáří 2,1 – 3,3 mld. let po velkém třesku. K podobnému závěru dospěli nezávisle také X. Zhang aj., kteří ukázali, že akrece na černé veledíry v galaxiích zdvojnásobuje hmotnosti galaxií v čase od 3 do 6 mld. let po velkém třesku.
L. X. Li modeloval průběh akrece na černou veledíru v čase zhruba 1 mld. let po velkém třesku. Dospěl tak k závěru, že v té době mohou veledíry snadno dospět k hmotnostem řádu 1 GM☉ při splývání zárodků galaxií, kdy do centrální oblasti v okolí veledíry proudí dostatečné množství velmi chladného plynu. To umožňuje superkritickou Eddingtonovu akreci, která se sice záhy utlumí, ale srážka s další protogalaxií celý proces znovu oživí.
Jak ukázali N. Seymour aj. na základě pozorování galaxie Pavučina (Hya; MRC 1138-262; vzdálenost 3,25 Gpc) pomocí infračervených kosmických teleskopů SST a Herschel i bolometru LABOCA u mikrovlnného teleskopu ACT v poušti Atacama, probíhá v této soustavě splývajících galaxií dvoustupňový proces překotné tvorby hvězd a vzniku aktivního jádra galaxie. V pásmu vlnových délek 8 – 1 000 μm dosahuje zářivý výkon celé soustavy 20 TL☉, z toho AGN vydává 12 TL☉ a hvězdy 8 TL☉. Překotná tvorba hvězd probíhá rekordním tempem 1,4 kM☉/r! Takové tempo se udrží ještě desítky milionů let, a další srážka radiogalaxií v Pavučině prodlouží epizodu na stovky milionů let. Snyderova studie je prvním závažným výsledkem projektu, který má zahrnout celkem 71 rádiových galaxií pozorovaných kosmickým teleskopem Herschel ve vzdálenostech 2,4 – 3,9 Gpc.
Podobně se R. Maiolino aj. zabývali nitrem kvasaru 1148+5251 (vzdálenost 3,9 Gpc; stáří 860 mil. let po velkém třesku) z přehlídky SDSS. Rádiovým interferometrem IRAM na Plateau de Bure objevili široké emisní čáry C II (klidová vlnová délka 0,158 mm), které se vlivem červeného posuvu daly pozorovat v pásmu 1,14 mm). Šířka čar odpovídá rychlostem pohybu až 2 tis. km/s v blízkém okolí černé veledíry. Z toho vyplývá ztráta hmoty z centra tempem 3 500 Mo/r! Kinetický výkon výtoku hmoty řízený tlakem záření pak dosahuje 2.1038 W. (Tlak záření ovlivňuje pouze řídké molekulové mračno v okolí černé veledíry. Nemá vliv na pohyby hvězd ani na skrytou látku!). Autoři odhadli, že ve zmíněné galaxii se původně nacházelo na 20 GM☉ molekulového plynu, který se při pozorovaném tempu ztráty hmoty mohl zcela odfouknout během pouhých 6 mil. let.
F. Walter aj. pozorovali v Hubbleově hlubokém poli v prachem zaprášeném okolí galaxie HDF 850.1 s přebytkem zářivé energie v submilimetrovém pásmu spektra. Využili k tomu radiointerferometru IRAM na observatoři Plateau de Bure v pásmu vlnových délek ≈3 mm (frekvence 80 – 115 GHz) a zjistili, že se v tom směru nachází nadbytek galaxií s velmi podobným červeným posuvem z ≈ 5,2 (stáří ≈ 1,1 mld. let po velkém třesku). V rádiovém spektru galaxie HDF 850.1 objevili mikrovlnné čáry CO (klidová frekvence 93,2 a 111,8 GHz) a C II (307 GHz) s červeným posuvem z = 5,18. Odtud se jim podařilo odvodit, že tato galaxie obsahuje 130 GM☉ v podobě molekulového plynu a jeví překotnou tvorbu hvězd udivujícím tempem 850 M☉/r. Přitom v optickém oboru zůstává galaxie kvůli absorpci v prachu zcela neviditelná. Zmíněné údaje svědčí o tom, že zde pozorujeme zatím nejstarší rodící se kupu galaxií.
R. Simcoe aj. pořídili pomocí 6,5m Baadeho teleskopu na Las Campanas v Chile spektra velmi rané galaxie IRAS J1120+064 s červeným posuvem z = 7,04 (vzdálenost 4,0 Gpc; stáří 770 mil. let po velkém třesku). Zatímco dosud se metalicity (zastoupení prvků s protonovými čísly Z>5) pohybovaly v různých oblastech vesmíru v rozmezí 0,001 – 2,0 Z☉, tak pro zmíněnou galaxii autoři obdrželi rekordně nízkou hodnotu <0,000 1 Z☉! To by mohlo znamenat, že v této galaxii bychom mohli budoucími obřími dalekohledy pozorovat hvězdy III. populace tvořené pouze H a He, které ovšem v mezidobí dávno zanikly.
Jak uvedli W. Zheng aj., díky citlivé kameře WFC3 HST a efektu gravitačního čočkování známe už zhruba 100 galaxií, které pozorujeme ve věku 650 – 850 mil. let po velkém třesku. Jako gravitační čočky posloužilo HST tucet bližších kup galaxií. Vůbec nejvzdálenější a tedy i nejstarší galaxie MACS 1149-JD o hmotnosti 150 MM☉ má z = 9,6; tj. věk 490 mil. let po velkém třesku a hvězdy v ní vznikaly už <300 mil. po velkém třesku. Její obraz je zesílen zhruba 15krát gravitační čočkou - kupou galaxií MACS 1149+2223 (z = 0,544; vzdálenost 1,7 Gpc) o hmotnosti 2,5 PM☉.
K. Gougouliatos a M. Lyutikov poukázali na úlohu dutin o nízké hustotě plazmatu vytvářených v galaxiích AGN relativistickými výtrysky z okolí černé veledíry v centru galaxie. Dutiny jsou mimořádně stabilní, protože jsou zvenčí stlačovány hustším plazmatem, ale tato síla je v rovnováze s tlakem relativistického výtrysku. V dutinách vznikají rozsáhlé plochy elektromagnetického pole, v nichž probíhají výbuchy magnetické rekonexe (náhlé přestavby magnetických polí), během nichž se elektricky nabité částice urychlují na rekordní energie kosmického záření. Autoři to dokládají pozorováním nejbližší galaxie AGN (Cen A = NGC 5128; vzdálenost ≈3,8 Mpc), kde zdrojem energetických kosmických paprsků jsou právě zmíněné dutiny.
V téže galaxii objevili G. Harrisová aj. pomocí 6,5m teleskopu Magellan na observatoří Las Campanas v Chile dalších 800 kandidátů na kulové hvězdokupy. Dosud jich tam astronomové pozorovali jen 600. Radioteleskop ALMA dovolil díky pozorování čar CO na vlnových délkách 1,3 mm poprvé spolehlivě určit hmotnost černé veledíry v centru Cen A na 100 MM☉. Odtud také plyne, že současný vzhled rádiové galaxie je výsledkem srážky obří eliptické s menší spirální galaxií.
E. Aliu aj. oznámili na základě soustavného sledování obří eliptické galaxie M87 (= NGC 4486 = Vir A; vzdálenost 16,5 Gpc; hmotnost 2,7 TM☉) čerenkovovou aparaturou VERITAS (Mt. Hopkins, Arizona) monitorující energetické (100 GeV – 10 TeV) paprsky gama, že tam od r. 2008 pozorují četné erupce v pásmu energií >350 GeV, které trvají celé dny a mění svou jasnost během necelého dne. Zatím největší výbuch pozorovali v dubnu 2010. A. Abramowski aj. využili aparatur H.E.S.S. v Namibii, MAGIC na Kanárských ostrovech a VERITAS k určení hmotnosti černé veledíry v jádře galaxie M87 v rozmezí 3 – 6 GM☉. I toto konzorcium mnoha výzkumných týmů sledovalo proměnnost záření gama z M87 již od r. 2006 a potvrdilo ho též v pásmech rentgenového (Chandra) a optického (HST) záření i v širokém rozsahu rádiových vln (e-VLBI, VLBA, VLA aj.).
Jak připomněli G. Privon aj, mezi nejjasnější rádiové zdroje blízkého vesmíru patří proslulá galaxie AGN Cyg A (= 3C-405; vzdálenost 185 Mpc). K jejímu sledování v rádiových vlnách pomocí radioteleskopů VLA i VLB se v posledních letech přidal i infračervený Spitzerův kosmický teleskop (SST), jenž pozoroval ohřátý prach až do vzdálenosti 130 pc od centrální černé veledíry o hmotnosti 2,5 GM☉. Radiové interferometry pak dokázaly rozlišit oba protilehlé výtrysky z okolí veledíry, jež se ve větší vzdálenosti změní v široké rádiové laloky a horkou skvrnu v centru galaxie. Odtud také vyplývá, že v rádiově hlučné galaxii probíhá překotná tvorba hvězd tempem 70 M☉/r. Celková hmotnost galaxie činí zhruba 1 TM☉.
I. Agudo aj. se v letech 1995-2011 věnovali sledování blazaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc) pomocí radiointerferometru VLBA na vlnové délce 7 mm (43 GHz). Jeho kvaziperiodickou optickou proměnnost předtím prokázaly fotografické snímky pořizované již 120 let. Tak se podařilo ukázat, že i rádiový signál ze zdroje výrazně kolísá v čase. V letech 2004-2006 se dokonce zcela změnil směr vnějších relativistických výtrysků o plných 100°. Také vnitřní výtrysky změnily během té doby směr o 40°. Autoři odtud odvodili virtuální superluminální rychlost šíření výtrysků rychlostí až 19krát větší než je rychlost světla ve vakuu.
Kromě toho se ukázalo, že v centru objektu se nachází pár černých veleděr, jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 12 let a to vyvolává pozorovaná kolísání směru výtrysků. M. Valtonen aj. zpracovali údaje o optickém zjasnění blazaru v dubnu a listopadu 2005 a odtud zpřesnili hmotnosti černých veleděr, které kolem společného těžiště obíhají v periodě 12 let po protáhlé eliptické dráze o velké poloose 9,3 tis. au s výstředností 0,66 a poměrně velkou precesí dráhy. Z pozorování v okolí pericentra v r. 2005 tak dostali pro primární veledíru hmotnost 18 GM☉ a pro sekundární 140 MM☉, což odpovídá předchozímu splynutí dvou nestejně hmotných galaxií.
R. Valianteová aj. modelovali vlastnosti kvasaru SDSS J1148+5251 se z = 6,4 (vzdálenost 3,9 Gpc; stáří 870 mil. let po v. třesku) a potvrdili tak významnou zpětnou vazbu mezi akrecí hmoty černou veledírou a vývojem celé galaxie. Z okolí veledíry totiž v rané epoše vývoje vyvěrá extrémně mocný galaktický vítr tempem 35 tis. M☉/r (!). Vítr vymetá z galaxie zředěný interstelární plyn a tím se výrazně snižuje tempo tvorby hvězd už v čase >650 mil. let po velkém třesku. Souběžně s tím ubývá také výbuchů supernov.
F. Tombesi aj. zkoumali rychlost rotace výdutí 42 galaxií AGN pomocí rentgenové družice Newton. Ve dvou pětinách případů objevili rychlý (až 0,14.c) výtok plazmatu z okolí černé veledíry do výdutě (UFO = Ultra-Fast Outflow). Jev UFO má dva zajímavé důsledky. Především se tak roztáčí celá galaktická výduť na vyšší rychlost rotování kolem veledíry, a současně se tak snižují tempo akrece na černou veledíru a vznikání hvězd v okolí černé veledíry, čímž se zpomaluje stárnutí celé galaxie.
J. de Freitas Pacheco aj. vypracovali gravitační model výtrysků z černých veleděr v centru AGN. Ukázali, že výtrysk urychlovaný na hranici ergosféry rotující veledíry směřuje od ní v úzkém (kolimovaném) směru až do vzdálenosti 140 kpc od ergosféry, kde obsahuje elektrony urychlené na energie kolem 9,4 GeV a protony urychlené na rekordní energie řádu stovek EeV!
G. Ghisellini se zabýval otázkou, z čeho se vlastně skládají kolimované výtrysky v blazarech a radiogalaxiích hlučících v pásmu záření gama. Soudí, že jejích hlavní složkou mohou být páry pozitron-elektron, zejména ve vnitřní složce výtrysků, kde Lorentzův faktor je ještě nízký a zářivý výkon paprsků gama o energiích ≈1 MeV překračuje hodnotu 1037 W.
A. Retter a S. Heller upozornili, že samotný velký třesk, jímž se zrodil náš vesmír, je projevem existence bílé díry jako protějšku děr černých. To vypadá jako logicky přesné tvrzení, ale autoři jdou ještě dál, když se snaží některé extrémní úkazy jako např. mimořádně vysoké zářivé výkony některých zábleskových zdrojů záření gama vysvětlit jako exploze menších bílých děr...
Pomiňme další spekulace o bílých dírách a vraťme se k černým dírám, o jejichž existenci není dnes už žádných pochyb.
C. Liu aj. zkoumali možnosti extrakce energie z rotující černé díry mechanismem, který navrhl R. Penrose již v r. 1971. Oblast, odkud se dá vydolovat energie rotující černé díry, se nazývá ergosféra a autoři ukázali, že účinnost Penroseova procesu vzrůstá, pokud je ergosféra třeba jen slabě deformována. Zatímco extrémně rotující Kerrova díra poskytuje účinnost Penroseova procesu jen 21 % (pro srovnání účinnost nejvydatnější termonukleární reakce H ==> He dosahuje účinnosti jen 0,7 %), deformovaná metrika ji může zvýšit až na 60 %!
S. Gezari aj. popsali jiný vzácný jev, který byl však teoreticky už dlouho předvídán, totiž slapové roztrhání hvězdy v těsné blízkosti černé veledíry. Z nedávné minulosti se už vědělo o dvou případech, kdy černá veledíra v centru galaxie pravděpodobně slapově roztrhala hvězdu ve své blízkosti. Navenek se to projevilo nápadným zjasněním v rádiovém oboru spektra, resp. relativistickým výtryskem. Teoretické výpočty však naznačovaly, že v dané galaxii se takový úkaz odehraje v průměru jednou za 10 tis. let. Autoři však nyní získali jasný důkaz, že k slapovému roztrhání hvězdy došlo, díky pozorování robotické aparatury PanSTARRS1, která 31. 5. 2010 zpozorovala v centru anonymní galaxie (hmotnost hvězd 3,6 GM☉; stáří hvězdných populací 1,4 – 5,0 Gr; absolutní hvězdná velikost galaxie R = -18,7 mag) v poloze 1609+5340 vzdálené 816 Mpc rychlé zjasnění bodového objektu PSI-10jh ve čtyřech barevných filtrech na maximum, které nastalo 12. 7. téhož roku a pak sláblo do 1. 9. 2011.
V centru zmíněné galaxie se totiž nachází černá veledíra o hmotnosti 2 MM☉ a průběh světelné křivky výborně odpovídal vypočtenému slapovému trhání hvězdy pod slapovým poloměrem Rs černé veledíry, jenž je dán výrazem: Rs ≈ R*.(Mčd/M*)1/3, kde symbol * označuje poloměr a hmotnost hvězdy a Mčd je hmotnost černé veledíry. Autoři ukázali, že předchůdce roztrhané hvězdy měl ve fázi hlavní posloupnosti hmotnost >1 M☉, aby během 5 mld let stihl opustit hlavní posloupnost, projít větvi červených obrů a zbavit se díky druhé složce dvojhvězdy vnějších obalů, takže z něj zůstalo jen obnažené jádro o hmotnosti 0,23 M☉, poloměru 0,33 R☉ a efektivní teplotě 29 K tvořené téměř výhradně héliem.
V maximu jasnosti zářilo trhající se jádro hvězdy bolometrickým výkonem >2.1037 W (zhruba stejným jako naše Galaxie!) a celkem za celou dobu této závěrečné epizody své existence vyzářilo energii >2.1044 J (zhruba tolik jako naše Galaxie za rok!). Z těchto údajů jednoznačně plyne, že gravitační trhání materiálu na hranici 6 Schwarzschildových poloměrů představuje podstatně vyšší procento energie utajené v hmotě, než jsou i ty nejúčinnější termonukleární reakce.
G. Chorunže aj. shromáždili údaje o rentgenovém záření 68 galaxií AGN ve vzdálenosti do 65 Mpc od Slunce a dále měření infračervených jasností v přehlídce 2MASS k určení jejich zářivého výkonu (bolometrické svítivosti) v porovnání s kritickou Eddingtonovou svítivostí Ledd pro dané hmotnosti černých veleděr. Ukázali, že bolometrické svítivosti kolísají v rozmezí 1 – 140 % Ledd. Extrémní hodnoty příslušejí galaxiím NGC 1365 a AGN 1H 0323+342. Autoři tak odvodili empirický vztah mezi Ledd a hmotností veledíry: Ledd = 1,3.1039.(Mv/108) W, kde Mv je hmotnost černé veledíry v jednotkách M☉. Vztah platí v intervalu 0,1 – 3 900 MM☉ hmotností veleděr Mv.
L. Treister aj. uvedli, že svítivosti galaxií AGN od těch nejbližších až po vzdálenost 3,5 Gpc se pohybují v řádech 1036 – 1039 W, tj. zhruba 2,5.(109 – 1012) L☉. Velikost jejich zářivého výkonu je úměrná počtu slévání galaxií v mezidobí, protože přinejmenším polovina hmotnosti centrálních černých veleděr se získává splynutím galaxií. Epizody splynutí trvají desítky až stovky milionů let a právě tehdy hmotnosti centrálních veleděr rychle vzrůstají, protože se k nim dostává hodně chladného plynu. Tento proces však během času slábne, protože volného plynu v galaxiích průběžně ubývá a také počet nově vznikajících hvězd se snižuje.
S. Doeleman aj. využili pásma 1,3 mm (231 GHz) radiointerferometru VLBI na základnách od Arizony po Havajské ostrovy ke zpřesnění hmotnosti černé veledíry v ústřední galaxii M87 (vzdálenost 16,7 Mpc) kupy v Panně. Obdrželi tak její hmotnost 6 GM☉ a nalezli řadu rotujících malých zdrojů (relativistických výtrysků) v akrečním disku těsně (5,5 Schwarzschildových poloměrů Rs; v tomto případě Rs ≈ 2.1010 km, čili úhlově 7 mikrovteřin) nad jejím obzorem událostí. Disk rotuje v témže směru jako veledíra.
R. Reis aj. objevili pomocí družice Swift kvaziperiodické oscilace rentgenového záření v pásmu 15 – 150 kpc s periodou 200 s u anonymní galaxie v poloze 1644+57 vzdálené od nás 1,2 Gpc. Ke zvláště velkému rentgenovému zjasnění pak došlo 28. 3. 2011, kdy rentgenový zářivý výkon zdroje dosáhl hodnoty >1041 W, přičemž teoreticky maximální (Eddingtonova) svítivost činila v tom případě "jen" 6.1037 W! Lineární rozměr zdroje odhadli na 0,2 au.
Autoři se pokusili vysvětlit pozorované oscilace jejich vznikem v akrečním disku kolem černé veledíry o hmotnosti několika milionů M☉. Zatímco akreční disk rotuje nad hranicí Schwarzschildova poloměru, kolimované výtrysky plazmatu s relativistickými rychlostmi se mohou projevit zmíněnými oscilacemi. Oscilovat však může i samotné magnetické pole disku, stejně jako rozhraní mezi diskem a výtrysky. Oscilace by nám tak mohly poskytnout jedinečné údaje o platnosti obecné teorie relativity v silném gravitačním poli.
E. Berger aj. sledovali změny toku rádiového záření po dobu sedmi měsíců od zmíněného rentgenového vzplanutí pomocí celé řady radiointerferometrů. Dostali tak úhrnnou vyzářenou energii vzplanutí z konce března 2011: 2,4.1044 J v poloměru do 1,2 pc od veledíry a z toho usoudili, že stopy výbuchu budou pozemními aparaturami pozorovatelné ještě desítky roků. Brzy potom přišli A. Socrates aj. s přijatelnější domněnkou, že celý úkaz byl vyvolán slapovým trháním a následnou rychlou akrecí zbytků hvězdy černou veledírou. Tím se dá totiž velmi jednoduše vysvětlit zmíněná superkritická Eddingtonova svítivost pozorovaná koncem března 2011.
N. McConnell aj. určili úspěšně hmotnosti černých veleděr u nejjasnějších galaxií ve čtyřech kupách A1656 (vzdálenost 103 Mpc), A1367 (98 Mpc), A2666 (113 Mpc) a A779 (102 Mpc). Pomocí velkých dalekohledů (Gemini-N, Keck, McDonald) změřili rychlosti rotačního pohybu hvězd v galaxiích NGC 4889, NGC 3842, NGC 7768 a NGC 2832 v závislosti na jejich vzdálenosti od centrální veledíry v rozmezí (<100 pc - desítky kpc). Výsledné hmotnosti jsou udivující - po řadě 20 GM☉; 10 GM☉; 1 GM☉ a <9 GM☉.
Naprosto neuvěřitelně hmotnou černou veledíru nalezli R. van den Bosch aj. v centru čočkovité galaxie NGC 1277 (Per; vzdálenost 67 Mpc). Galaxie má totiž na základě pozorování 9,2m teleskopem HET v Texasu hmotnost 120 GM☉ a na centrální veledíru připadá podle autorů skoro 60 % této hodnoty, což zcela vybočuje ze známého vztahu, že veledíra mívá obvykle 0,1 % hmotnosti výdutě dané galaxie. Velmi pravděpodobně se v tomto výsledku skrývá nějaká koncepční chyba.
E. Bon aj. dokázali po 20 letech sledování spektrálně rozlišit těsný pár černých veleděr v centru Seyfertovy galaxie NGC 4151 (CVn; vzdálenost 19 Mpc) a odtud určili dráhové parametry tohoto páru. Velké poloosy relativních drah jsou po řadě 0,002 a 0,008 pc, výstřednost dosahuje 0,42, oběžná perioda 16 let a hmotnosti obou veleděr jsou přibližně 44 a 12 MM☉. Pokud se parametry potvrdí, plyne odtud, že obě složky nestvůrné dvojice splynou během 108 roků.
S. Doeleman aj. chystají projekt celosvětové sítě přesných radioteleskopů EHT (Event Horizon Telescope), který by měl zkoumat vzhled obzoru událostí černé veledíry v centru Galaxie (Sgr A*) pomocí stínu vrženého veledírou v rádiovém oboru spektra. Z výpočtu plyne, že průměr obzoru událostí Sgr A* je 53 obl. mikrovteřin. Už v r. 2007 se podařilo EHT docílit rozlišení 210 obl. mikrovteřin, takže cíl se zdá být už na dosah. Obecně je poloměr horizontu událostí Rh dán vztahem Rh = 2GM/c2, kde G je gravitační konstanta a M hmotnost černé díry, vše v jednotkách SI.
S. Nayakshin aj. vysvětlili, že černé veledíry v jádrech galaxií se živí chaoticky akreovaným chladným plynem spíše než materiálem z hlavního disku galaxie. Dříve, než materiál doputuje do blízkosti veledíry, uplyne totiž tolik času, že se z disku stihnou vytvořit hvězdy, a ty se už většinou pohltit nezdaří. Proto bývají veledíry v galaxiích s příčkou většinou vychudlé v porovnání s galaxiemi, u nichž se vyvinula klasická galaktická výduť.
S dalším zajímavým nápadem, jak rychle sestavit černou veledíru, přišli T. Hosokawa aj., když ukázali, že z chladného mezihvězdného plynu H a He může při akreci tempem 0,1 –1,0 M☉/rok vzniknout nadhvězda s poloměrem >100 R☉, který roste monotónně s dalším nabíráním hmoty, takže při hmotnosti 1 kM☉ dosáhne poloměru 7 kR☉, tj. 30 au. Jelikož efektivní teplota takového monstra nepřekročí 5 kK, nevysílá příliš mnoho optického záření, protože termonukleární reakce se v ní zažehne až při hmotnosti >100 M☉. Pak se náhle zhroutí na intermediální černou díru, která se už o další přísun hmoty akrecí dokáže postarat tak vydatně, že brzy povýší na veledíru. Jejich práci však vzápětí kritizovali D. Whalen a C. Fryer, kteří tvrdí, že hvězdy III. populace dosahují při svém vzniku hmotnosti nanejvýš 40 M☉, které se nedokáží tak rychle zhroutit a spojit na černou veledíru. Jelikož se zatím nedaří hvězdy III. populace přímo pozorovat, nelze tento spor snadno rozhodnout.
M. MacLeod aj. studovali slapové trhání a akreci hvězd pro černé veledíry a ukázali tak, že kritické hmotnostní rozhraní nastává pro hmotnost veledíry ≈100 MM☉. Nad touto mezí jsou veledíry tak veliké, že slabé slapové síly v blízkosti jejich povrchu dokáží roztrhat už jen velmi vyvinuté obří hvězdy a jejich akrece trvá stovky let. Naproti tomu pod zmíněnou hranicí dokáží "podvyživené" veledíry slapově roztrhat a pozřít i daleko četnější hvězdy hlavní posloupnosti a tak své obéznější kolegyně začnou v hmotnosti dohánět.
S. Vegetti aj. našli pomocí gravitační čočky tmavou satelitní galaxii v Einsteinově prstenci v okolí eliptické galaxie JVAS B1938+666 s červeným posuvem z = 0,881 (hmotnost 25 GM☉; vzdálenost 2,2 Gpc). Téměř dokonale souměrný Einsteinův prsten o úhlovém průměru 0,9″ vytváří kolem ní mnohem vzdálenější anonymní galaxie s červeným posuvem z = 2,059 (vzdálenost 3,2 Gpc). Autoři našli ve zmíněném prstenci pomocí infračervené kamery NIRC2 a adaptivní optiky Keckova 10m teleskopu anomální strukturu, kterou vytvořila satelitní galaxie patřící jako průvodce k eliptické galaxii JVAS. Hmotnost satelitu odhadli na 170 MM☉ a jeho příčný rozměr na >600 pc. Pozorování též potvrdili pomocí spektrografu NICMOS HST v pásmu 2,2 μm. Satelit tedy poněkud připomíná trpasličí galaxii Sgr v naší Galaxii.
M. Bayliss uveřejnil fotometrii a odhady vzdáleností pro 105 obřích svítících oblouků, které jsou projevem kolektivního gravitačního čočkování pomocí bohatých kup galaxií. Oblouky vybral z přehlídek SDSS a II.RSCS. Příslušné gravitační čočky jsou od nás vzdáleny od 750 Mpc do 2,6 Gpc s mediánem vzdáleností 1,8 Gpc. Oblouky samy jsou ze 29 % blíže než 2,4 Gpc, a ze 21 % dále než 3,5 Gpc. Medián jejich vzdáleností činí 3,2 Gpc a jejich jasnosti sahají od 20 mag po 24 mag.
Kuriózním případem se dle S. Hamana aj. stal kvasar B1422+231 vzdálený od nás 3,67 Gpc, jenž je gravitačně čočkován rozpínající se (130 km/s) slupkou pozůstatku po supernově třídy Ia o hmotnosti 25 – 99 M☉ a stáří ≈100 tis. let, která se nachází na témže zorném paprsku ve vzdálenosti 3,65 Gpc a má příčný poloměr 50 – 100 pc. Dva obrazy kvasaru procházejí slupkou jen 8,4 pc od sebe a přesto se je podařilo rozlišit na infračerveném snímku 8,2m reflektoru Subaru na Mauna Kea.
N. Ota aj. využili rentgenové družice Chandra k zobrazení kvasaru SDSS J1029+2623 (vzdálenost 3,3 Gpc; stáří 3,0 mld. let po v. třesku) pomocí gravitační čočky - kupy galaxií ve vzdálenosti 1,7 Gpc. Jde totiž o kvasar, kde úhlová rozteč zobrazení 22,5″ představuje nedostižný rekord.
Konečně M. Wiesner aj. hledali v obsáhlém katalogu SDSS kupy galaxií, které jsou dostatečně kompaktní, aby mohly posloužit jako vynikající gravitační čočky pro účely kosmologie i ověřování obecné teorie relativity. Podařilo se jim najít celkem 10 silně čočkujících kup galaxií ve vzdálenostech 0,94 – 1,7 Gpc s hmotnostmi 0,1 – 3 PM☉, které poskytují poloměry Einsteinových prstýnků 5,4″ - 13″.
V r. 2012 byla dokončena dosud nejrozsáhlejší přehlídka hlubokého vesmíru SDSS DR9 obsahující snímky 200 mil. galaxií a spektra 1,35 mil. galaxií. Podle I. Parise aj. je tak ve veřejně přístupném archivu k dispozici trojrozměrná mapa rozložení 1 mil. galaxií v krychli o hraně 1,2 Gpc. Data z této přehlídky dále obsahují údaje o baryonových oscilacích do vzdálenosti 1,8 Gpc (přehlídka BOSS) a o téměř 1 mil. kvasarů až do vzdálenosti 3,7 Gpc. Červené posuvy z >2,15 ( vzdálenosti >3,3 Gpc; stáří <3 mld. let) se podařilo získat pro téměř 62 tis. kvasarů na 3 275 čtv. stupních oblohy.
Z téže přehlídky získali L. Anderson aj. údaje o shlukování 264 tis. galaxií na ploše 3 275 čtv. stupňů oblohy.ve vzdálenosti 1,4 – 2,0 Gpc. Pro střední hodnotu vzdálenosti 1,7 Gpc tak objevili baryonové oscilace na úrovni poměru signálu k šumu 6,7 σ. Odtud vyplývá v dobré shodě s nezávislým pozorováním supernov, že nejlepším modelem rozpínajícího se vesmíru je plochý vesmír s kosmologickou konstantou, čili standardní model velkého třesku. C. Ahn aj. uvedli, že k úspěchu těchto měření přispěl nový spektrograf, který od prosince 2009 do července 2011 pořídil polohy, jasnosti a červené posuvy ve spektru pro 536 tis. galaxií s mediánem vzdáleností 1,6 Gpc, a dále pro 102 tis. kvasarů s mediánem 3,3 Gpc. Autoři zveřejnili první splátku měření s tím, že druhá bude následovat v létě 2013 a třetí v prosinci 2014.
F. Hoyleová aj. nalezli v přehlídce SDDS DR7 v kosmologické pavučině celkem 1054 proluk s poloměry >10 Mpc. V prolukách odhalili na 89 tis. galaxií, takže rozhodně neplatí, že by kosmologické proluky byly prázdné; galaxie v prolukách se ovšem vyskytují vzácněji než ve vláknech a uzlících kosmologické pavučiny.
J. Shull aj. upozornili na palčivý problém, že ve vesmíru nepozorujeme ani zdaleka všechny baryony, které v něm podle všeho jsou. Je přitom už známo, že baryonů během času ubývá, jak vidíme ze snižujícího se zastoupení deuteria před 10 mld. let a dnes. Současná kosmologie prokázala, že baryony se nyní podílejí na celkové hmotě vesmíru necelými 5 %, ale udivující je, že z tohoto nevelkého podílu pozorujeme sotva polovinu. Nejsnáze se pozorují baryony v galaxiích, ale těch je nanejvýš 10 % z celkového současného množství, tj. pouhé 0,5 % celkové hmotnosti vesmíru. Podobně se dalších 10 % nachází v horkém (0,1 –1,0 MK) intergalaktickém plynu, kde je jich tedy stejně jako uvnitř galaxií! Autoři se domnívají, že daleko nejvíc baryonů (30 %) se soustřeďuje v chuchvalcích chladného intergalaktického plynu, kde jsou ovšem téměř neviditelní. Největší deficit baryonů vykazují rozsáhlá hala skryté látky kolem galaxií.
Sílí proto podezření, že rozsáhlý - zdánlivě téměř prázdný - intergalaktický prostor obsahuje přibližně stejné množství hmoty jako relativně drobné galaxie, a právě tam se skrývá mnoho dalších baryonů. Autoři tvrdí, že tyto baryony představující chybějící polovinu jejich souhrnné hmotnosti se ukrývají v oblastech silně zředěného (hustota miliónkrát nižší než běžná hustota intergalaktického plynu) extrémně horkého (≈10 MK) plazmatu. Další pokrok ve sčítání baryonů lze proto očekávat od citlivějších přehlídek v rentgenové a daleké ultrafialové oblasti spektra. Vzápětí zveřejnili A. Guptaová aj. nová rentgenová měření o hmotnosti horkého plynu, jenž obklopuje naši Galaxii do vzdálenosti 100 kpc od centra. Vyšla jim hmotnost 10 – 60 GM☉, v souladu se zmíněnou předpovědí.
Podle C. Parka aj. naznačuje přehlídka SDSS, že velkorozměrová struktura vesmíru je daleko komplexnější, než jsme dosud předpokládali. Už v r. 1989 se M. Gellerové a J. Huchrovi podařilo ze starších přehlídek objevit Velkou zeď - soustředění tří nadkup galaxií v souhvězdích Her, Com a Leo do "zdi" o délce 200 Mpc, šířce 60 Mpc a tloušťce 5 Mpc. Nejbližší část zdi je od nás vzdálena 90 Mpc a prostírá se v radiálním směru až do 170 Mpc.
Nová ještě větší Sloanova Velká zeď (Sloan Great Wall) se vyloupla z dat přehlídky SDSS díky práci J. R. Gotta III aj. Je od nás vzdálena 300 Mpc, dlouhá 420 Mpc, ale vybíhá z ní vlákno dlouhé dalších 200 Mpc. Současně se z téže přehlídky podařilo objevit velký komplex proluk, jež jsou ještě větší než zmíněné velké zdi. C. Park aj. odhadují, že v budoucnu se podaří odhalit zdi ještě dvakrát větší než obě právě zmíněné, ale ani to prý neohrozí předpovědi struktury vesmíru, které vyplývají ze standardního kosmologického modelu velkého třesku.
G. Tammann a B. Reindl shrnuli pokrok v kosmologii od průkopnické práce G. Lemaitra (1894-1966) z r. 1927, kdy propočítal rozličné modely vesmíru s počátkem v čase a poprvé stanovil hodnotu tempa rozpínání vesmíru, byť zatíženou systematickou chybou. V r. 1928 americký fyzik H. P. Robertson (1903-1961) vnuknul E. Hubbleovi (1889-1953) myšlenku o rozpínání vesmíru, která sice Hubblea příliš nezaujala, ale vedla k jeho měření tempa vzdalování galaxií v letech 1929-1936, kdy publikoval svou monografii "Realm of the Nebulae" (Říše mlhovin) a dostal se ke galaxiím s rychlostí vzdalování až 19 tis. km/s. (Hubble však příliš nevěřil ani existenci galaxií mimo naší - proto stále psal o "mlhovinách", ale ani tomu, že naměřený červený posuv je důsledkem kosmologického rozpínání; sázel spíše na "únavu světla" při dlouhé cestě kosmickým prostorem.)
K pokroku v posouvání měření hlubin vesmíru pak významně přispěl M. Humason (1891-1972), jenž díky 5m Palomarskému teleskopu získal v r. 1951 nový rekord vzdalování galaxie rychlostí 61 tis. km/s. V r. 1956 Humason a N. Mayall už měli pohromadě červené posuvy pro 630 galaxií. V té době se začal profilovat jako přední observační kosmolog A. Sandage (1926-2010), který v r. 1961 usoudil, že měření z Palomaru už jsou dost přesná pro rozlišování platnosti různých kosmologických modelů. Průlomem byla jeho společná práce s britským radioastronomem M. Rylem (1918-1984) o prostorovém rozložení galaxií, kterou přednesli na XIII. mezinárodním astronomickém kongresu v Praze v r. 1967. Jak se ukázalo, hlavním problémem tehdejší kosmologie byly systematické chyby v určování vzdáleností galaxií různými metodami, takže kalibrovat správně relativně přesné červené posuvy čar v jejich spektrech naráželo na velké potíže.
Teprve v posledních 20 letech se podařilo tyto nesnáze překonat a kosmologie se stala přesnou vědou. Velmi tomu pomohl objev reliktního záření v r. 1965. Vůči tomuto pozadí se naše Galaxie se pohybuje rychlostí (626 ±30) km/s ve směru apexu o galaktických souřadnicích l = 264°; b = 48°. Barycentrum Místní soustavy galaxií má však rychlost nižší: (495 ±25) km/s. To jsou přirozeně největší rychlosti našeho pohybu, o nichž dnes díky kosmologii víme.
H. Kraghová soudí, že praotcem myšlenky skryté energie (dark energy - tento termín poprvé použili D. Huterer a M. Turner teprve v r. 1999!) byl německý fyzik W. Nernst (1864-1941), který v r. 1916 zveřejnil kvůli řešení problému tzv. tepelné smrti vesmíru myšlenku, kterou bychom mohli označit jako prototyp falešného vakua v současné teorii kosmologické inflace a následně i skryté energie. Nernst ovšem předpokládal (podobně jako Hubble), že vesmír je statický a světlo během času ztrácí energii.
V r. 1917 však už A. Einstein věděl, že kosmologická konstanta v jeho rovnicích pro modely vesmíru musí dávat záporný tlak, ale přesně to spočítal až G. Lemaitre v r. 1934: záporný tlak je úměrný hustotě falešného vakua x (rychlost světla)2. Lemaitre dokonce odhadl i hustotu falešného vakua na 10-24 kg/m3. Mimochodem, Lemaitre také předpokládal, že následkem vzniku vesmíru v konečném čase by měl být vesmír vyplněn chladným fosilním zářením! Domníval se však, že toto záření již bylo objeveno v podobě kosmických paprsků.
Lemaitre si též jako první uvědomil, že hustota falešného vakua a kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích jsou jedno a totéž. V r. 1958 na Solvayově konferenci v Belgii prohlásil, že pro případ budoucího propojení kvantové teorie s obecnou relativitou se zdánlivě nadbytečná kosmologická konstanta stane nepostradatelnou. Tato myšlenka se však prosadila až koncem 60. let minulého století.
S. Garbariová aj. si položili otázku, kolik je asi skryté látky v blízkém okolí Slunce. Z pozorování pohybů 2 tis. blízkých hvězd zjistili, že v disku Galaxie je mnohem více skryté látky, než se dosud myslelo. Podobně J. Bovy a S. Tremaine studovali kinematiku 412 hvězd ve vzdálenostech 1 – 4 kpc od Slunce. Pro hustotu skryté látky pak dostali hodnotu (0,008 ±0,003) M☉/pc3 neboli 300 TeV/m3/c2.
M. Fullana i Alfonso a A. Alfonso-Faus přišli s názorem, že celý vesmír je kvantová černá díra, jejíž kvantové číslo je zhruba 10122 bitů. Tím by se mimo jiné dalo vysvětlit propojení konstant částicové fyziky a kosmologických parametrů standardního modelu. Poloměr pozorovatelného vesmíru dosahuje 1026 m; úhrnná hmotnost 1053 kg a jeho stáří se rovná přibližně 4,3.1017 s. Jde fakticky o pokračování myšlenkového proudu, který sledovali od poloviny XX. stol. P. Dirac (1902-1984), J. Zeldovič (1914-1987) a S. Weinberg (*1933).
A. Sánchez aj. zpracovali měření z projektu SDSS-III BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), který zmapoval rozložení svítivých červených galaxií a kvasarů s cílem najít velikost oscilací baryonů vtištěných do zmíněného rozložení v raných fázích vývoje vesmíru. Odvodili tak hmotnostní zastoupení baryonů v současném vesmíru 4,6 %; součet hmotností baryonů a skryté látky (Ωm) 28,5% a konstantu stavové rovnice skryté energie w = (-1,033 ±0,07). Současné tempo rozpínání vesmíru určuje Hubbleova konstanta H☉ = (69,4 ±0,8) km/s/Mpc. Ze zmíněných měření dále vyplývá, že horní mez součtu hmotností všech tří vůní neutrin (elektronového, mionového a tauonového) činí 0,51 eV/c2.
S. Hoová aj. získali z téhož pozorovacího materiálu na 11 tis. čtv. stupních oblohy údaje o červených posuvech, které zkombinovali s pozorováním 600 cefeid pomocí kamery WFC3 HST a ještě s údaji o reliktním záření v databázi WMAP7. Tak odvodili poměry hmotností baryonů 4,5 %; skryté látky 22,5 % a skryté energie 73% jakož i hodnotu parametru w = (-1,07 ±0,08) a H☉ = (71,3 ±1.7) km/s/Mpc. N. Suzuki aj. využili k určení parametru w pozorování 20 supernov třídy Ia ve vzdálenostech 1,8 – 2,8 Gpc a dostali tak hodnotu w = (-1,01 ±0,07) a k tomu zastoupení skryté energie (72,9 ±0,01) % hmotnosti vesmíru.
Pokud by w = -1, znamenalo by to, že skrytá energie představuje kosmologickou konstantu předpokládanou Einsteinem, jejíž hustota se během vývoje vesmíru nemění. To však znamená, že rozpínání vesmíru bude trvale pokračovat a vesmír se rozplyne v nicotu (Velký Zmrzk). Pro hodnoty w < -1 by v daleké budoucnosti převážila skrytá energie i nad všemi gravitačními vazbami a vesmír by se rozpadl na samostatné elementární částice bez kauzálního doteku (Velký Rozprsk). Není divu, že časopis Science uvedl v létě 2012 skrytou energii jako největší záhadu současné astrofyziky; na druhém místě skončila podle očekávání skrytá látka a na třetím chybějící baryony.
B. Granett aj. zpracovali výsledky přehlídky Legacy Survey pomocí širokoúhlé kamery 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea, během níž získali červené posuvy pro 14 tis. galaxií ve vzdálenostech 1,6 – 2,6 Gpc. Odtud dostali hodnotu Ωm = (30 ±6) % pro součet hmotností baryonů a skryté látky. R. Chávez aj. využili blízkých galaxií se silným zastoupením ionizovaného vodíku H II z katalogu SDSS DR7 a následně 23 obřích oblastí H II v 9 blízkých galaxií, kde byly k dispozici vzdálenosti pomocí standardních indikátorů kosmologických vzdáleností, ke zpřesnění lokální hodnoty konstanty H☉. Použili k tomu vysokodisperzních spektrografů u 8m teleskopů Subaru na Mauna Kea a VLT ESO na Cerro Paranal. Dostali tak hodnotu (74,3 ±6) km/s/Mpc v dobrém souhlasu s měřeními H☉ pomocí supernov třídy Ia.
K témuž výsledku dospěli W. Freedmanová aj. pomocí cefeid pozorovaných SST v infračerveném pásmu 3.6 μm. Obdrželi tak pro vzdálenost Velkého Magellanova mračna hodnotu 49,7 kpc a následně pro cefeidy v blízkých galaxiích H☉ = (74,3 ±2,1) km/s/Mpc a pro parametr w = (-1,09 ±0,10). Tyto přístupy pak zkombinovali J. Sorceová aj., kteří pomocí SST sledovali supernovy Ia a současně využívali Tullyho-Fisherova vztahu mezi zářivým výkonem galaxie a velikostí rozšíření emisních spektrálních čar díky její rotaci. Odtud lze totiž ze známé pozorované jasnosti galaxie odvodit nezávisle její vzdálenost od pozorovatele. Autoři tak pozorovali 39 galaxií a 8 kup galaxií, přičemž v každém objektu byla pozorována alespoň jedna supernova. Odtud vyšlo H☉ = (75 ±3) Mpc/km/s.
Podle G. Fiorentina aj. se můžeme v budoucnu porozhlédnout po supersvítivých cefeidách, které se mohou vyskytovat v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Zatímco nejsvítivější standardní cefeidy mají světelné křivky s periodou do 80 dnů, takže je lze rozlišit do vzdáleností asi 33 Mpc, supersvítivé cefeidy mají ve shodě se zákonem Leavittové ještě delší periody, ale zatím je jich známo tak málo, že to na rozšíření škály vzdáleností nestačí.
R. Jansson a G. Farrarová odvodili ze zveřejněné mapy družice WMAP, založené na 7 letech pozorování reliktního záření v pásmu 22 GHz (13,6 mm), průběh magnetického pole Galaxie. Pravidelná složka pole, které je nejsilnější v disku, má své pokračování i mimo galaktickou rovinu.
Y. Chira aj. ukázali, že zdrojem energetického kosmického záření musí být pozůstatky po supernovách (SNR) v naší Galaxii, kde v rázových vlnách ihned po výbuchu supernovy vylétají do okolního prostoru energetické protony s energiemi až 1 PeV, ale pak se zpožděním 1 ± 7 tis. let také elektrony s energiemi až 50 TeV. Jak uvedli E. Berezhko aj., SNR AD 1006 (Lup) vyzářil asi 5 % celkové hydrodynamické energie výbuchu ve formě silně urychlených jader některých prvků. O dodatečné urychlení na rekordní energie se postaralo magnetické pole v okolí supernovy. Obří aparatura H.E.S.S. v Namibii získala přímé pozorovací důkazy, že tento SNR září také v pásmu energetických fotonů gama.
J. Hewitt aj. využili aparatury LAT družice Fermi a rovněž údajů z mikrovlnné družice WMAP až do frekvence 93 GHz (vlnová délka 3,2 mm) k soustavnému sledování SNR Pup A (vzdálenost 2 kpc; stáří ≈3,7 tis. let). Jeho zářivý výkon 2.1027 W v pásmu gama o energiích fotonů 1 – 100 GeV patří k nejnižším mezi všemi zdroji v tomto energetickém pásmu. Přesto odhadli zásob energie kosmického záření elektronů a protonů na 1042 J, což odpovídá energii, kterou Slunce vyzáří během 100 mil. let.
T. Abu-Zayad aj. hledali případnou anizotropii v rozložení příletu extrémně energetických částic kosmického záření v aparatuře Telescope Array v Utahu v datech zaznamenaných od května 2008 do září 2011. Získali tak údaje o 988 částicích s energiemi >1 EeV, ale jen o 27 úkazech s energiemi >57 EeV. Rekordní pozorovaná energie primární částice kosmického záření dosáhla 163 EeV. Všechny statistické testy rozložení směrů příletu částic však dávají izotropní distribuci a neexistuje ani žádná korelace s blízkými galaxiemi s aktivními jádry.
V r. 2012 si odborníci z celého světa připomněli 100. výročí objevu kosmického záření rakouským fyzikem Viktorem Hessem (1883-1964), jenž se dvěma dalšími členy posádky odstartoval 7. srpna 1912 ráno z Ústí n. L. v balónu Böhmen naplněném vodíkem z místní chemičky Schicht. Během více než 6h letu dosáhl výšky přes 5 km nad zemí a měřil elektrickou vodivost vzduchu třemi radiometry při vzestupu i sestupu. Na základě těchto měření publikoval ještě téhož roku práci, v níž vyslovil názor, že za pozorované zvýšení vodivosti vzduchu s rostoucí nadmořskou výškou je odpovědné energetické záření z kosmického prostoru, což se po delších peripetiích nezávisle potvrdilo nejprve v Evropě a později i v sev. Americe.
Mezinárodní laboratoř DESY v Hamburku společně s dalšími institucemi uspořádala v čase výročí třídenní sympozium v lázních Saarow v Braniborách, velmi blízko Pieskowa, kde tehdy Hess přistál (a po vykonání kalibračních měření na místě se týž večer vrátil nočním rychlíkem z Berlína do Vídně...).
U nás se konaly oslavy jednak v Praze-Libuši, kde byl v den výročí vypuštěn na meteorologické stanici bezpilotní balón plněný héliem, jehož sonda vysílala data mj. o elektrické vodivosti vzduchu až do výšky přes 30 km, a jednak v Ústí n. L., kde byla odhalena na památku letu pamětní deska.
Dnes celkem spolehlivě víme, že kosmické záření tvoří ve skutečnosti s velkou převahou částice, tj. asi 89 % připadá na urychlené protony, zbytek jsou urychlená jádra He a ojediněle i jádra těžších prvků, ale také elektrony a pozitrony. Částice s energiemi <10 GeV přicházejí většinou ze Slunce, ale nad touto mezí až do 1 PeV ze vzdálenějších zdrojů v naší Galaxii, zejména z pozůstatků po supernovách (SNR).
Nad touto mezí je situace nepřehledná. Energie do 1 EeV mohou mít jak galaktický, tak extragalaktický původ, ale pro vyšší hodnoty musí jít nutně o extragalaktické zdroje, anebo novou fyziku. Původ extrémně energetických částic (>50 EeV) je tedy stále obestřen tajemstvím. První takové částice byly objeveny před půl stoletím a dosud rekordní energii primární kosmické částice (300 EeV) zaznamenala aparatura Muší oko v Utahu v r. 1991. Taková částice se pohybuje rychlostí jen o 5.10-24.c pomaleji než světlo ve vakuu!
Otázky po původu extrémně energetického kosmického záření a také mechanismu tak obrovského urychlování (na hodnoty až stomilionkrát vyšší, než dosáhne urychlovač LHC v Ženevě) neumíme dosud zodpovědět právě proto, že elektricky nabité částice kosmického záření podléhají vlivu intergalaktických a interstelárních magnetických polí, takže směr příletu částice do aparatury neodpovídá směru ke zdroji. Není divu, že problematika energetického kosmického záření se postupně probojovala na 6. místo největších nerozřešených hádanek celé fyziky.
J. Howk aj. studovali obsah nuklidu 7Li v interstelárním prostředí Malého Magellanova mračna pomocí hvězdy Sk 143 (sp. O9.5 Ib) a spektrografu UVES VLT ESO. Absorpční čáry ve spektru zmíněné hvězdy byly totiž nápadně silné. Důvodem pro studii byl rozpor mezi poznatky prvotní nukleogeneze prvků ve velmi raném vesmíru, kdy během pěti minut po velkém třesku mělo kromě většiny vodíku a menšiny He vzniknout též nepatrné (10-12krát nižší) množství jader 7Li. Proti teoretickému výpočtu však stálo pozorování ještě 4x nižšího zastoupení 7Li v atmosférách nejstarších hvězd hala Galaxie. Metalicita Malého Magellanova mračna je v porovnání s naší Galaxií nízká, takže se tam do značné míry zachovává původní chemické složení vesmíru. To také nová měření potvrdila, když autoři zjistili, že zastoupení nuklidu 7Li je téměř totožné s předpověděným prvotním stavem. Jeho nižší zastoupení ve hvězdách naší Galaxie lze objasnit tím, že při teplotách >2,5 MK se lithium ve hvězdách s nízkou metalicitou rychle ničí a opačný proces vzniku lithia v termonukleárních reakcích není znám. Zapeklitý oříšek nízkého zastoupení lithia se patrně podařilo rozlousknout.
Největším hitem roku 2012 v astročásticové fyzice však byl nečekaný výsledek experimentu OPERA, v němž se od r. 2008 vysílala mionová antineutrina o průměrné energii 17 GeV ze zdroje v laboratoři CERN přímou podpovrchovou cestou do italské podzemní laboratoře pod horou Gran Sasso s cílem změřit periodu neutrinových oscilací mezi mionovými a tauonovými neutriny. Vzdálenost 732 km mezi startem a cílem urazila antineutrina za 2,43 ms. Přitom se muselo počítat i s event. kolísáním této vzdálenosti vinou pohybů kontinentálních desek, popřípadě zemětřesení. Odchylka o 1 metr v délce činí totiž 3 ns v čase. Antineutrina se vysílala v krátkých pulsech s trváním 10,5 μs.
Za 2 roky provozu zachytila cílová aparatura o hmotnosti tisíců tun jen 16 tis. antineutrin, ale k překvapení samotných výzkumníků přilétala většinou o 61 ns rychleji, než kdyby letěla rychlosti světla! Na obou koncích aparatury přitom fungovaly synchronizované hodiny navigace GPS a technici pochopitelně prověřovali všechny možné okolnosti pokusu, které by mohly toto předbíhání ovlivnit, ale bez úspěchu. Další záhadou bylo, že velikost předstihu neutrin před fotony nezávisela na energii neutrin, jak by se bylo dalo očekávat v případě, že by šlo o reálný fyzikální jev.
Pracovníci projektu OPERA se proto v září 2011 obrátili na vědeckou veřejnost se sdělením, které obsahovalo podrobný popis projektu a výzvu, aby jim teoretici nebo experimentátoři pomohli záhadu objasnit. Vzápětí se začaly dít věci. Řada teoretiků začala rozpracovávat nové modely pro nadsvětelná neutrina i novou teoretickou fyziku. Během následujícího půl roku bylo problému nadsvětelných neutrin věnováno na 200 prací! Astronomové však zůstávali skeptičtí vědomi si případu supernovy 1987 A, kdy byla v řadě podzemních aparatur pozorována neutrina, která dorazila ze vzdálenosti 160 tis. sv. let s předstihem několika hodin před optickým zjasněním. To se však dalo jednoznačně vysvětlit pomalejším prostupem zářivé vlny hroutící se hvězdou, zatímco hojná neutrina opustila nitro hvězdy prakticky okamžitě po začátku exploze.
V březnu 2012 však problém vyřešili sami pracovníci projektu, když znovu zkontrolovali všechny prvky řetězce měření časových intervalů, a zjistili, že měli uvolněný konektor měřící karty na přijímači signálu GPS v laboratoři Gran Sasso. Odtud vznikla chyba oněch 61 ns. Za chybu draze zaplatili koordinátor projektu D. Auterio a mluvčí A. Ereditato, kteří museli rezignovat na své funkce. Snaha být první bývá riskantní, jak se už mnozí badatelé vícekrát přesvědčili, ale v čím dál tvrdší světové konkurenci je těžké takovému vábení odolat.
Neutrinové oscilace začali však měřit také čínští fyzikové, kteří jako zdrojů neutrin využívají fungujících reaktorů v jaderných elektrárnách. Měření z reaktoru Daya Bay započala v r. 2007 a v březnu 2012 už získali údaje o posledním (třetím) mixážním úhlu pro neutrinové oscilace Θ13 = (8,8 ±0,9)°.
Astrofyzikové se však nevzdávají v souboji s částicovými fyziky v honbě za určením dosud neznámých klidových hmotností neutrin různých vůní, o nichž zatím víme jen to, že jsou patrně větší než nula (a proto se musejí pohybovat o něco pomaleji než fotony!) R. de Putter aj. využili k tomu cíli výsledků často citované přehlídky SDSS-III DR8, jež nyní obsahuje údaje o polohách a jasnostech 900 tis. galaxií, vzdálených 1,45 – 1,85 Gpc na 10 tis. čtv. stupních oblohy, čili v objemu 3 Gpc3. Odtud též za pomocí údajů o velikosti H☉ a fluktuacích reliktního záření z družice WMAP za 7 let provozu autoři odvodili, že elektronové neutrino má hmotnost <2 eV a rozdíly v hmotnostech neutrin jsou po řadě 8.10-5 a 2,5.10-3 eV2. Konečně součet hmotností neutrin všech tří vůní činí <0,38 eV. Tyto horní meze současně ukazují, jak těžké bude změnit je na konkrétní změřené hodnoty.
Samotná neutrina však už delší dobu sleduje unikátní aparatura IceCube v Antarktidě. Jde o soustavu kabelů s citlivými fotonásobiči, které jsou zapuštěny do ledu do hloubek 1,45 – 2,45 km na ploše o straně 1 km, takže jde o krychlový detektor dostatečně odstíněný od vlivu sekundární složky kosmického záření. Prvních 22 kabelů začalo fungovat v červnu 2007 a od dubna 2008 se jejich počet zvýšil na 40. Až do května 2009 se však v detektoru nepodařilo zaznamenat nějaký bodový kosmický zdroj; neutrina přicházejí zcela náhodně ze všech směrů. Celá aparatura byla dokončena v prosinci 2010; na 86 kabelech je zavěšeno 5 160 fotonásobičů. Na povrchu k nim přibyla aparatura IceTop pro měření spršek kosmického záření.
S. Adrián-Martínez aj. referovali o další aparatuře pro výzkum neutrin ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) ve Středozemním moři 40 km od francouzského Toulonu v hloubce 2,5 km a na ploše 0,1 km2. Detektor s 12 kabely začal pracovat naplno v květnu 2008 a jeho hlavním úkolem je monitorovat neutrina s energiemi 10 GeV - 100 TeV dopadající na jižní polokouli Země, protože neutrina jako jediné částice hladce pronikají Zemí, zatímco veškeré jiné záření je tak spolehlivě odfiltrováno. Prohlídka dat za první čtyři roky provozu však bohužel nenašla ani jediný bodový zdroj neutrin na jižní obloze. V budoucnu se počítá se spoluprací s aparaturou H.E.S.S. v Namibii, která měří vysokoenergetické fotony záření gama. Obě metody se mohou podporovat právě proto, že jak fotony, tak neutrina letí od svých zdrojů přímočaře.
K astročásticovému folklóru však už dlouhá desetiletí patří spekulace o tom, že poměr hmotností základních částic běžné hmoty, tj. elektronu a protonu, se může měnit s časem. Podle S. Ellingena aj. to však na nějaké velké změny poměru nevypadá, protože se jim podařilo pomocí australského radioteleskopu ATCA změřit rotační přechody methanolu na frekvenci 12,2 GHz v galaxii PKS B1830-211 vzdálené od nás 7,2 mld. sv. let. Za tu dobu se zmíněný poměr mohl změnit nanejvýš o miliontinu hodnoty naměřené v našich pozemských laboratořích.
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2015