ŽEŇ OBJEVŮ 2013 (XLVIII.) - DÍL G
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

3.7. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

M. Muccino aj. ukázali, že GRB 090227B představuje spojovací článek mezi krátkými (SGRB) a dlouhými (LGRB) vzplanutími záření gama. Energetické spektrum úkazu získané družicí Fermi totiž prokázalo, že v prvních 96 milisekundách vzplanutí se skládalo z krátkodobé tepelné složky (≈500 keV, tj. 50 GK !) a z netepelné složky, která pak přetrvala až do optického dosvitu zdroje. Autoři odhadli vzdálenost úkazu na ≈3,0 Gpc, čemuž pak odpovídá celková vyzářená energie v pásmu gama 3.10⁴⁶ J (!) během vlastního času 0,35 s. Odtud autoři usoudili, že za celý úkaz bylo odpovědné splynutí dvou neutronových hvězd o shodné hmotnosti 1,34 M_☉ a shodných poloměrech 12,2 km, přičemž tuhá kůra obou hvězd měla tloušťku 0,5 km.

A. Penacchioni aj. popsali kuriózní průběh vzplanutí GRB 110709B, které se skládalo ze dvou oddělených epizod zjasnění. První epizoda trvala 140 s a druhá začala po 10 minutové pauze klidu a trvala 135 s. Podle autorů probíhala podobně i již dříve pozorovaná vzplanutí GRB 970828, GRB 090618 a GRB 101023. Společným jmenovatelem těchto úkazů jsou zřejmě těsné dvojhvězdy, kde jedna složka je už dříve vzniklou neutronovou hvězdou, a druhá složka hvězdou na konci své termonukleární kariéry, jež vybuchne jako supernova a vymrští část svých rozpínajících se plynných obalů směrem k neutronové hvězdě. Tuto část obalu neutronová hvězda spolkne, a následkem překročení kritické hmoty se z ní stane černá díra. Izotropně vyzářená energie první epizody dosáhla hodnoty přes 10⁴⁷ J a druhá epizoda spojená s kolapsem neutronové hvězdy na černou díru uvolnila energii 2,4.10⁴⁵ J. Setkáváme se tedy podobně jako v několika předešlých případech s podnícením druhého vzplanutí tím prvním. Komplexní data o tomto nejnovějším GRB však byla natolik komplexní, že umožnila definitivně prokázat, že dvojitá vzplanutí mají svou společnou příčinu.

F. Virgili aj. ukázali na základě pozorování družic Konus-Wind, Swift a Fermi, že GRB 091024A trval 22 minut, takže ho v té době stihly už pozorovat i četné robotické dalekohledy a dokonce i obří teleskopy s průměry zrcadel 8 – 10 m. Z optického protějšku se podařilo určit červený posuv z = 1,1, tj. vzdálenost 2,5 Gpc. Průběh světelných křivek v pásmu gama a optickém je dobře korelován, takže během aktivní fáze docházelo k dopředným i zpětným rázovým vlnám v silně magnetických výtryscích. Autoři proto soudí, že kromě dosud definovaných krátkých (SGRB; trvání <2 s) a dlouhých (LGRB; 2 – 100 s) bude patrně potřebí přidat novou třídu extrémně dlouhých GRB.

C. Mundell aj. oznámili, že se jim podařilo pozorovat vysokou optickou polarizaci v optickém dosvitu dlouhého (≈100 s) GRB 120308A díky polarimetru RINGO2 na 2m robotickém teleskopu Liverpool, jenž sledoval dosvit od 4. do 14. min. po vzplanutí gama, přičemž získal 5,6 tis. polarimetrických měření. Během té doby klesl stupeň lineární polarizace z 28 % na 16 % a směr polarizačního úhlu se mohl změnit nanejvýš o 15°. V další hodinách a dnech pak polarizace klesla na ≈4 %. Tato měření potvrzují základní představu o průběhu vzplanutí GRB, tj. ihned po výbuchu na povrchu degenerované hvězdy se do okolí rychle šíří zplodiny výbuchu a srážejí se s částicemi cirkumstelárního prostředí. Tím vznikají dopředné rázové vlny, kdežto do protilehlých usměrněných výtrysků směřují zpětné rázové vlny. Optické záření zpětného rázu bude lineárně polarizováno a směr polarizace se zachová v případě, že výtrysky jsou silně magnetické, což se nyní potvrdilo. V předešlých pozorovaných případech GRB nepřekročila lineární polarizace 10 %.

M. Ackermann aj. zveřejnili údaje o průběhu vzplanutí GRB 110731A, které bylo pozorováno řadou kosmických i pozemních aparatur (družice Swift a Fermi; optické přehlídky MOA - Microlensing Observations in Astrophysics na Novém Zélandu a GROND (Gamma-Ray burst Optical/Near infrareD survey) na La Silla v Chile. Vzplanutí v pásmu gama trvalo neobvykle dlouho (>13 min) a celý úkaz byl rovněž sledován v infračerveném a optickém oboru spektra. V oboru gama se s velkým zpožděním vyskytly fotony s energiemi >100 MeV a světelné křivky ve všech sledovaných pásmech podléhaly rychlým fluktuacím s velkou amplitudou. Autoři odtud odvodili extrémně vysoké Lorentzovy faktory až 550, čili celý úkaz probíhal superrelativisticky.

B. Gendre aj. a G. Stratta aj. zkoumali průběh ještě daleko delšího GRB 111209A (poloha 0057-4648), které trvalo plných 7 h (!). Vzplanutí nejprve zaznamenala družice Swift, ale pak se přidaly aparatury na družicích Konus-Wind a Newton, a také pozemní optické dalekohledy. Při vzdálenosti 1,9 Gpc tomu odpovídá izotropně vyzářená energie 6.10⁴⁶ J, což je o tři řády více, než u běžných GRB. Autoři postupně vyloučili uvolnění energie roztrháním objektu slapy, anebo výbuchem klasické supernovy. Nakonec dospěli k závěru, že příčinou mocného výbuchu bylo gravitační zhroucení velmi hmotného modrého veleobra s nízkou metalicitou (populace III). Optické zjasnění bylo vůči sekundárnímu vzplanutí v pásmu gama (půl hodiny po prvním maximu) opožděno o 7 minut, což autoři vysvětlují absorpcí optického záření na oblacích prachu. Další podružné optické zjasnění nastalo až po 1,1 dnu od počátku úkazu. Velmi pravděpodobně hrálo roli, že modrý veleobr měl průvodce se stejnou nebo menší hmotností. Je zřejmé, že v raném vesmíru bylo takových veleobrů s mimořádně vysokými hmotnostmi více, takže lze očekávat postupné objevování extrémně dlouhých GRB, jejichž příčinou jsou kolapsy veleobrů nejstarší hvězdné generace. Ke stejném závěru dospěli D. Nakauchi aj., kteří za tuto novou třídu vzniku GRB považují všechny úkazy, které v oboru gama zářily po dobu delší 2,75 h.

G. Ghirlanda aj. ukázali, že pro určení energetické mohutnosti konkrétního GRB jsou rozhodující dva parametry, a to vrcholový úhel výtrysku záření gama a Lorentzův faktor, který rychle roste na hodnoty větší než 1, pokud se rychlost relativistických částic ve výtrysku přibližuje k rychlosti světla ve vakuu. Naneštěstí je spolehlivé určení obou parametrů pozorovatelsky nesnadné. Je potřebí znát vzdálenost zdroje od nás a pokrýt podrobně světelnou křivku vzplanutí v mnoha oborech elektromagnetického spektra. Přestože družice Vela, Compton, INTEGRAL, Swift, Fermi aj. zaznamenaly již na 4 tisíce GRB, dobré údaje o zmíněných parametrech se podařilo získat jen o 30 z nich. Z rozboru těchto vzácných údajů vyplývá, že maximální energie uvolněná během konkrétního vzplanutí GRB nikdy nepřesahuje 10⁴⁴ J. Podle očekávání je maximální výkon GRB tím vyšší, čím užší je vrcholový úhel výtrysku. Jevy GRB předcházejí jen 0,3 % lokálně pozorovaných supernov tříd Ib a Ic a 4,3 % lokálních hypernov (supernovy tříd Ib/Ic se širokými spektrálními čarami).

C. Kanaan a J. de Freitas Pacheco, že medián vyzářené energie dlouhých GRB (LGRB) se mění v závislosti na jejich vzdálenostech od nás. Medián se pohybuje kolem střední hodnoty 3.10⁴² J a odpovídá energii odvozené z pozorování optických dosvitů. Odtud pak plyne, že předchůdci LGRB mohou být obézní hvězdy s původními hmotnosti >90 M_☉ (!). Po LGRB následně v <9 % případů dojde k výbuchu supernovy třídy Ib/Ic.

Souvislost GRB a extrémně svítivých supernov však provází řada neobjasněných problémů, jak zjistili R. Scherbakov aj., když prostudovali průběhu exploze blízkého (150 Mpc) GRB 060218 a následné supernovy 2006aj. Nakonec dospěli k poměrně nečekanému závěru, že před výbuchem šlo o bizarní pár intermediální černé díry o hmotnosti řádu 10 kM_☉ a bílého trpaslíka, který byl slapy černé díry roztrhán a následkem toho vybuchl jako supernova.

Největším překvapením roku se však stal GRB 130427A objevený družicí Fermi, protože významně překonal rekord v trvání vzplanutí gama (1 den !) v pásmu energií >100 MeV. To také umožnilo snadno pořídit souběžné světelné křivky vzplanutí v optickém, infračerveném i rádiovém oboru spektra. Byl též průběžně pozorován dalšími šesti družicemi pracujícími v pásmu gama a řadou robotických dalekohledů, které zaznamenaly klesající jasnost jeho optického protějšku. R. Liu aj. zjistili, že v pásmu energií >10 GeV objekt zářil plných 8 minut a osamělý foton o energii 95 GeV (!) dorazil 4 minuty po začátku vzplanutí. Podle Y. Z. Fana přišlo od objektů celkem 5 extrémně energetických fotonů v pásmu >32 GeV; poslední v čase 9,5 h (!) po začátku vzplanutí. V průběhu vzplanutí se údajně překrývaly různé mechanismy vzniku energetického záření gama. V pásmu 100 MeV - 1 GeV šlo o dopředný ráz synchrotronového záření, zatímco v pásmu >1 GeV o inverzní Comptonův jev.

C. Kouveliotouvá aj. však posléze analyzovali data z nové rentgenové družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope ARray; start 13. 6.2012), jež pokrývá pásmo energií 3 – 79 keV, a pozorovala GRB 130427A v době 1,5 – 5 d po začátku vzplanutí. Autoři tak mohli zpracovat všechny světelné křivky od optických až po tvrdé záření gama a na základě toho zjistili, že ve skutečnosti celý multispektrální úkaz lze popsat jako synchrotronové záření. Pouze údaje z pásma >10 GeV vyžadují korekce relativistické teorie rázových vln, protože zmíněné velmi energetické fotony přišly s tak obrovským zpožděním. Navíc D. Xu aj. ukázali, že na místě GRB vzplanula posléze supernova 2013cq třídy Ic se širokými spektrálními čarami, která dosáhla maxima 17. den po vzplanutí gama, čili 12. den ve vlastním čase zdroje GRB. Anonymní mateřská galaxie má hmotnost 1 GM_☉ s relativně nízkou tvorbou hvězd tempem 2 M_☉/r. Optický dosvit dosáhl jasnosti 7,4 mag v pásmu R, jelikož galaxie je poměrně blízko ve vzdálenosti 1,2 Gpc. Díky známé vzdálenosti pak autoři odvodili, že celková vyzářená energie byla nepochybně rekordní na úrovni 10⁴⁷ J. Supernova určitě vznikla zhroucením velmi hmotné hvězdy (kolapsaru).

Jak ukázali W. Atwood aj., tak družice Fermi za 4,5 roku provozu zaznamenala již čtyři GRB, které byly zdrojem opožděných vysoce energetických (>10 GeV) fotonů záření gama. Snad vůbec nejpodivuhodnější z nich je velmi vzdálený GRB 080916C, který vzplanul ve vzdálenosti 3,8 Gpc, tedy před 12,3 mld. let. Odtamtud přiletěl foton s kosmologicky červeně posunutou energií 27 GeV, což však odpovídá klidové energii ve vztažné soustavě zdroje 147 GeV.

Z. P. Jin aj. využili spektrografu pro blízkou infračervenou oblast instalovaného na HST ke sledování dosvitu krátkého (0,18 s) SGRB 130603B, jenž byl objeven družicí Swift, a určili tak jeho vzdálenost 1,2 Gpc. Díky tomu mohli odvodit jeho zářivý výkon, který byl v optickém oboru o tři řády vyšší než u nov, ale o 2 řády slabší než u supernov. Těmto objektům se začalo říkat kilonovy. Podle domněnky astronomů Li a Paczynského jde o následky splynutí dvou neutronových hvězd, popřípadě neutronové hvězdy a hvězdné černé díry. K témuž závěru dospěli také A. Cucchiara aj., kteří určili pomocí 8,1m teleskopu Gemini-S na Cerro Pachon v Chile polohu optického protějšku, který měl 8,5h o začátku vzplanutí GRB jasnost 21,5 mag a nacházel se ve vzdálenosti >5 kpc od centra anonymní galaxie. Ze spektra galaxie pak zjistili, že galaxie má sluneční metalicitu podobná naší Galaxii a podobné tempo tvorby hvězd (1,8 M_☉/r). Rovněž tito autoři soudí, že příčinou vzplanutí bylo splynutí dvou neutronových hvězd.

K. Hotokezaka aj. a N. Tanvir aj. ukázali, že v radioaktivních zplodinách gigantického výbuchu bohatých na neutrony se jejich následným rozpadem uvolní energie charakteristická právě pro kilonovy. Pozorovaná energie se mohla uvolnit splynutím dvou neutronových hvězd, pokud je stavová rovnice měkká, anebo splynutím neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou, pokud je stavová rovnice neutronových hvězd tuhá. V obou případech tak mohou vznikat silné gravitační vlny, které se šíří izotropně a bylo by možné je zachytit vylepšenými interferometry typu LIGO. Podle D. Kasena a J. Bergerové poslední fáze před jejich splynutím byla nesmírně dramatická, protože tato dvě tělesa o průměru kolem 30 km, obíhala kolem sebe v periodě 1 milisekundy a odstředivou silou z nich odlétala jádra atomů těžkých kovů jako zlato a platina. Tyto prvky se posléze dostaly do sluneční pramlhoviny a dnes je těžíme na Zemi!

4. Mezihvězdná látka

Jedním z letitých nerozřešených problémů astronomie je tajemná povaha rychle se pohybujících mezihvězdných mračen neutrálního vodíku (HVC - High Velocity Clouds) objevených v r. 1963. Y. Faermanovi aj. se nyní podařilo objasnit povahu kompaktních HVC díky přehlídce ALFALFA (Arecibo Legacy Fast Alfa) na frekvenci čáry H I (1,42 GHz; 211 mm). Autoři ukázali, že kompaktní HVC představují mračna vodíku o teplotě 10 kK a typickém rozměru 700 pc, která se nacházejí ve vzdálenostech 0,3 – 2,0 Mpc od Slunce. Jedno z mračen (Leo T) se podařilo ztotožnit s trpasličí galaxií (satelitu) naší Galaxie ve vzdálenosti 420 kpc, která má hmotnost 8 MM_☉. Z toho nejspíš vyplývá, že HVC jsou indikátory polohy opticky slabých trpasličích galaxií v Místní soustavě, což souběžně řeší i další dlouholetý problém kosmologických simulací, z nichž vyplývá, že trpasličích galaxií v Místní soustavě by mělo být o řád více, než se pozoruje.

V. Moss aj. zveřejnili katalog HVC na jižní polokouli získaný 64m radioteleskopem v Parkesu v Austrálii, jenž obsahuje 1,7 tis. položek. Z toho 65 % objektů má kladnou rychlost, tj. vzdaluje se od nás, zbytek pak se pak k nám naopak přibližuje. Medián rozptylu rychlostí činí jen 19 km/s, ale téměř 800 HVC vykazuje větší anomální rychlosti. HVC byly též objeveny v dalších větších galaxiích místní soustavy M31 a NGC 205 (And), M33 (Tri) a M101 (UMa).

L. Ben-Jaffel aj. připomněli, že již v 70. letech minulého století se řadě autorů podařilo pozorovat interstelární H I v blízkosti Země pomocí jeho interakce s anizotropním a proměnným slunečním větrem. Na tomto výzkumu se podílejí zejména některé kosmické sondy (Voyager 1 a 2, SOHO, Ulysses, IBEX). Z jejich měření vyplývá indukce magnetického pole v lokálním interstelárním prostředí 0,2 – 0,3 nT (vzdálenost ≈84 au od Slunce) ve směru galaktických délek (56 ±6)° v letech 2001-2005 a (36 ±6)° v letech 2006-2008. Díky pohybu Slunce vůči tomuto poli by se měla někde za heliopauzou vyskytovat oblouková rázová vlna rychlého větru interstelárního neutrálního vodíku.

B. Gaczkowski aj. využili kosmického infračerveného teleskopu Herschel k úplnému zobrazení komplexu mlhoviny Carina v daleké infračervené oblasti spektra. Snímky pokryly oblast o ploše 8,7 čtv. stupňů. Jde jednoznačně o nejaktivnější a nejrozsáhlejší kolébku hvězd v naší Galaxii. Autoři našli na snímcích přes 600 objektů, které představují hvězdy ve stavu zrodu, a nejsou dosud pozorovatelné ani v optické, ani ve střední infračervené oblasti spektra. Plné 3/4 z nich tvoří prahvězdy, které se vyvinou v masivní hvězdy spektrální třídy O. V současné fázi vývoje však jejich bolometrický zářivý výkon se pohybuje pod hranicí 5 kL_☉ a tempo tvorby nových hvězd nepřesahuje 10 M_☉/r.

Podobně M. Robberto aj. využili různých kamer HST (ACS, WFPC2 a NICMOS) k hluboké (mezní hvězdná velikost až 25,5 mag) přehlídce komplexu mlhovin v Orionu (M42) v 11 barevných filtrech od UV po blízký infračervený obor na ploše 600 čtv. minut. Získali tak údaje o více než 3 tis. hvězd ve stavu zrodu. Všechna naměřená data jsou nyní veřejně přístupná pro další výzkum.

M. Indebetouw aj. se zaměřili na nejaktivnější hvězdnou kolébku Tarantule (30 Dor) ve Velkém Magellanově mračnu, vzdálenou od nás 49 kpc. Pomocí obří mikrovlnné aparatury ALMA v náhorní poušti Atacama v Chile pracující na vlnové délce 1,3 mm (230 GHz) s lineárním rozlišením 0,4 x 0,6 pc² pozorovali molekulové mračno na sever od hvězdokupy R136 v pásech CO, H30-alfa a H₂CO (formaldehyd). Objevili tak četné "sloupy stvoření" a shluky chuchvalců mezihvězdné látky o typických rozměrech ≈1 pc a hmotnostech ≈1 kM_☉.

E. Doran aj. dokončili velkou přehlídku mladých hvězd v komplexu Tarantule. V jejím centru se nachází hvězdokupa NGC 2070, jež obsahuje kompaktní koncentraci velmi mladých a hmotných hvězd R136, jež je odpovědná za největší část záření celého komplexu. Kdyby se komplex nacházel ve vzdálenosti Velké mlhoviny v Orionu (M42; vzdálenost 400 pc), tak by v noci od jeho světla vrhali lidé stíny. Pomocí aparatury FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) VLT ESO na Paranalu v Chile proměřili hvězdy v zorném poli o průměru 10′, což odpovídá lineárnímu průměru 150 pc. Celkem tak v komplexu rozlišili přes 1,1 tis. svítivých horkých hvězd a pro 500 z nich získali dobrá spektroskopická data. Pouze 31 hvězd klasifikovali jako hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy, popř. hvězdy sp. třídy Of/WN, ale tato početně malá skupina je odpovědná za téměř polovinu ionizace plynu v komplexu. Zejména hvězdy WN mají totiž hmotnosti >100 M_☉ (!) a samy stačí pokrýt asi čtvrtinu energetického elektromagnetického záření celé oblasti. Poměrně nečekané je však zjištění, že v současné době probíhá v komplexu tvorba nových hvězd nízkým tempem jen 0,07 M_☉/rok. Přesto celkový zářivý výkon Tarantule závislý převážně na zmíněných nejhmotnějších hvězdách je ještě 2krát vyšší, a výkon pocházející z hvězdných větrů těchto hvězd dokonce 9krát vyšší, než se dosud soudilo.

E. Schinnerová aj., J. Pety aj., A. Hughes aj. a S. Meidt aj. uveřejnili výsledky rozsáhlé přehlídky PAWS (Plateau de bure interferometer Arcsecond Whirlpool Survey) známé galaxie M51 (CVn; "Vír"; vzdálenost 7,6 Mpc) pomocí radiointerferometru IRAM (6 parabol s průměrem 15 m na Plateau de Bure ve Francii a 30m parabola na Pico Veleta ve Španělsku), během níž zmapovali vzhled 1,5 tisíce obřích molekulových mračen (OMM) v této galaxii, kterou vidíme prakticky čelně. Zjistili, že mračna o typických rozměrech 40 pc jsou ponořena do řídké mlhy neutrálního vodíku o průměru až 1,3 pc a vzájemná interakce obou složek ovlivňuje způsob, jak z mračen vznikají hvězdy. Hmotnost těchto obřích struktur činí v průměru 4 GM_☉. U dobře vyvinutých spirálních galaxií, což je právě případ M51, je zřejmé, že celková struktura a rozložení OMM v nich je silně ovlivněna dynamickým vývojem spirální struktury. Lze tím vysvětlit, proč spotřebovávání interstelárního plynu ve spirálách je mnohem pomalejší, než v galaxiích s aktivním jádry (AGN) a také v trpasličích galaxiích. V porovnání s OMM v galaxii M33 (Tri) a ve Velkém Magellanově mračnu jsou OMM v galaxii M51 větší a jasnější; kromě toho jeví i větší rozptyl rychlostí svého pohybu.

R. Sahai aj. zkoumali aparaturou ALMA v čarách molekuly CO (frekvence ≈115 GHz; ≈2,6 mm) podivuhodnou mlhovinu Boomerang (Cen, poloha 1245-5431; vzdálenost 1,5 kpc), která se vývojově nachází na přechodu od větve obrů do stádia planetární mlhoviny. Mlhovina se už proslavila tím, že v ní byly objeveny kapsy extrémně chladného (≈1 K) plynu. Díky jedinečnému úhlovému rozlišení ALMA se nyní zdařilo zobrazit bipolární laloky ("přesýpací hodiny") studeného plynu, který je nejchladnější v dutinách uvnitř laloků, zatímco na jejich okrajích se už ohřívá fotoelektrickým jevem. V úzkém pasu bipolární mlhoviny o hmotnosti jen 0,07 M_☉ se vyskytují poměrně velká (≈1 mm) studená zrnka mezihvězdného prachu. Studený plyn se uvnitř laloků adiabaticky rozpíná rychlostí 164 m/s , což ho pak ochlazuje pod teplotu reliktního záření (2,7 K), podobně jako na teplotu ≈278 K chladí potraviny naše chladničky. Autoři však objevili i teplejší plyn, jenž se laloků rozpíná rychlostí jen 35 km/s. Mlhovina tak ztrácí hmotu vysokým tempem 1 mM_☉/r a její zářivý výkon dosahuje úctyhodných 300 L_☉.

N. Peretto aj. využili skvělých parametrů aparatury ALMA v pásmu vlnových délek 3,2 mm (94 GHz) k podrobnému snímkování temného mračna SDC333.579-0.272 (vzdálenost 3,2 kpc) z katalogu infračerveného kosmického teleskopu SST, který pracoval v pásmech 3,6 – 8 μm. Autoři měli též díky kosmickému teleskopu Herschel k dispozici zobrazení mračna v submilimetrovém pásmu 350 μm. Mračno vyniká svou vláknitou strukturou. Jeho vlákna se protínají uprostřed mračna, kde se nacházejí dvě infračervené prahvězdy o poloměrech <6 kau a bolometrických zářivých výkonech 20 kL_☉. To znamená, že obě prahvězdy dají v budoucnu vznik mimořádně hmotným hvězdám s hmotnostmi ≈100 M_☉. Autoři tak ukázali, že velmi hmotné hvězdy mohou vznikat rovnou gravitačním zhroucením hmotných temných mračen, která se během kolapsu nestihnou rozpadnout na méně hmotné chuchvalce, protože na snímcích ALMA je dobře vidět, jak zmíněné prahvězdy rychle vysávají prach a plyn ze svého okolí. Životnost takových monster je ovšem astronomicky krátká - řádu jednotek milionů let.

Reflexní McNeilova mlhovina (tmavé mračno L 1630; vzdálenost 400 pc) kolem hvězdy V1647 Ori vzbudila pozornost již v r. 1966, kdy se náhle výrazně zjasnila a opět zeslábla až po několika letech. Další zjasnění astronomové pozorovali v r. 2003, kdy se mlhovina zjasnila o plných 5 mag. J. Ninan aj. nyní popsali průběh dalšího naprosto neočekávaného zjasnění mlhoviny v září 2008, které sledovali pomocí dvou indických 2m teleskopů až do března 2013. Jasnost mlhoviny stoupla nejvíce (25x) ve středním infračerveném pásmu 12 μm a 15x v blízkém infračervené oblasti. Zato v submilimetrovém pásmu žádné zjasnění nepozorovali. Za všechna vzplanutí může mateřské hvězda o efektivní teplotě ≈10 kK, z níž v době vzplanutí vane hvězdný vítr rychlostí 350 km/s.

R. Loomis aj. objevili během přehlídky PRIMOS (Prebiotic Interstellar Molecule Survey; frekvenční pásmo 9 – 50 GHz, tj. vlnové délky 6 – 33 mm) pomocí 100m radioteleskopu v Green Banku v molekulovém mračnu Sgr B2-Sever E-kyanoethanimin (CH₃CHNH), což je organická sloučenina hrající důležitou úlohu při vzniku aminokyseliny alanin. V téže přehlídce se podařilo D. Zaleskemu aj. identifikovat pásy E-kyanomethaniminu (HNCHCN), který umožňuje vznik nukleotidu adeninu. A. Belloche aj. pozorovali totéž mračno pomocí evropského 30m radioteleskopu IRAM na Pico Veleta v pohoří Sierra Nevada ve Španělsku. Objevili tak několik tisíc spektrálních čar v pásmu vlnových délek 3 mm (100 GHz) a z toho se již více než polovinu podařilo ztotožnit s přibližně půl stovkou organickýchj molekul od kyanovodíku až po vinylkyanid, n-propylkyanid, ethylformát a aminoacetonitryl.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy a intermediální černé díry (IMBH)

S. Vereščagin aj. zkoumali směr a velikost vlastních pohybů v nejbližší (47 pc) otevřené hvězdokupě Hyády (= Caldwell 41; Tau; stáří ≈625 Mr) a zjistili, že jednotlivé hvězdy obíhají kolem preferované osy rotace, která je kolmá na apex (směr prostorového vlastního pohybu) hvězdokupy. B. Zuckermann aj. zjistili, že poblíž (≈100 pc) Slunce se nacházejí dvě mladé skupiny či asociace hvězd. První z nich ve směru k souhvězdí Oktantu obsahuje 15 hvězd mladších než 20 mil. let vzdálených od nás 140 pc, jež ale zřejmě vznikly jen ≈70 pc od Slunce, protože se od nás vzdalují tempem 3,6 km/s. Díky družici HIPPARCOS navíc autoři objevili v témž směru dalších 14 hvězd se shodným vektorem rychlostí ve vzdálenostech do 100 pc, jež jsou staré 30 – 200 Mr. Mezi nimi je dokonce dvojhvězda EQ Peg (stáří <100 Mr), která se nyní nalézá pouhých 6 pc od Slunce. Druhou takovou skupinou je pohybová skupina kolem hvězdy Castor (α Gem; vzdálenost 16 pc), tvořená mimo jiné známými jasnými hvězdami: Vega (Lyr), Fomalhaut (PsA), Alderamin (Cep) a Zubenelgenubi (Lib).

J. Curtis aj. využili spekter a snímků nejstarší (≈2,5 mld. roků) blízké (300 pc) otevřené hvězdokupy Ruprecht 147, pořízených 3m reflektorem Lickovy observatoře a 5m Haleovým reflektorem v Kalifornii, jakož i 6,5m reflektorem MMT na Hopkinsově hoře v Arizoně k sečtení všech více než 100 hvězd, jež hvězdokupu tvoří. Pozorovací materiál doplnili také o vícebarevnou fotometrii pomocí 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea a infračervené indexy přehlídky 2MASS. V souboru hvězd tak našli 5 modrých loudalů, 11 červených obrů a 5 dvojčarových spektroskopických dvojhvězd. Odtud odvodili jednak průměrnou metalicitu hvězd o 7 % vyšší než u Slunce, a dále zlepšenou hodnotu stáří soustavy 3 mld. let. Blízkost soustavy a její stáří se tak stává vztažným etalonem pro výzkumy ostatních známých otevřených hvězdokup. M. Jeffries aj. nalezli pomocí 3,5m teleskopu WIYN na Kitt Peaku v Arizoně dvě oddělené zákrytové a současně dvojčarové spektroskopické dvojhvězdy v otevřené hvězdokupě NGC 6819 (Cyg; 2,2 kpc) a odtud odvodili metalicitu o 9 % vyšší než sluneční a stáří hvězdokupy (2,5 – 0,2) mld. let.

J. Kaluzny aj. nalezli v kulové hvězdokupě M4 (= NGC 6121; Sco) tři zákrytové dvojhvězdy s oběžnými periodami 2,3; 8,1 a 48 dnů a tak mohli určit jejich vzdálenost od nás 1,8 kpc. Odtud pak odvodili hmotnost hvězdokupy 70 kM_☉ a její stáří (11,2 – 11,3) Gr. Jde o hodnotu o něco menší, než jaká vyplynula z diagramu vztahu barvy a jasnosti hvězd (>12 Gr), ale v každém případě se tak odstranil dlouhodobý rozpor, že pro některé kulové hvězdokupy dostávali astronomové stáří vyšší než je celkový věk vesmíru. S tímto závěrem také souhlasí výsledek další statistické studie A. Bahramiana aj., kteří zkoumali pravděpodobnost vzniku těsných dvojhvězd v jádrech 124 kulových hvězdokup v naší Galaxii. Při vysoké koncentraci hvězd v jádrech tam velmi často vznikají dvojhvězdné soustavy se silnou interakcí mezi složkami, tj. nejenom klasické polodotykové dvojhvězdy, ale také rentgenové dvojhvězdy a milisekundové rádiové pulsary.

N. Leigh aj. ukázali, že záhada modrých loudalů (blue stragglers) - hvězd, které vypadají mladší než je stáří dotyčné kulové hvězdokupy, se dá řešit statisticky. Objevili totiž přímou úměrnost mezi výskytem modrých loudalů a celkovou hmotností jádra. To znamená, že většina loudalů vzniká přenosem hmoty mezi nestejně hmotnými složkami dvojhvězd, čímž se méně hmotná složka výrazně "omladí", spíše než původně populárnější koncepcí, podle níž při vysoké koncentraci hvězd v jádře hvězdokup dochází k jejich přímým srážkám a tím podstatnému zvýšení hmotnosti a omlazení výsledné splynuvší hvězdy.

B. Hansen aj. porovnávali metalicity hvězdokup, které se nacházejí v galaktické výduti s těmi, které pozorujeme v halu Galaxie. Obecně platí, že hvězdokupy v halu mají nízkou metalicitu (a tedy vysoké stáří) v porovnání s hvězdokupami ve výduti i tlustém disku Galaxie. Typickým příkladem je známá kulová hvězdokupa 47 Tuc (= NGC 104; vzdálenost 4,5 kpc), která je minimálně o 2 mld. let mladší než hvězdokupy v halu Galaxie. Jádro hvězdokupy o úhlovém průměru 40″ je tak husté, že se pozemními dalekohledy nedá rozlišit na hvězdy. Dokázala to teprve kamera WFPC2 na HST. V jádře se nachází neuvěřitelných 46 tis. hvězd hlavní posloupnosti. Autoři zde objevili 11 zákrytových dvojhvězd a 65 proměnných hvězd, z toho třetinu dosud neznámých.

S. Villanova aj. využili spektrografu UVES VLT ESO k rozboru chemického složení atmosfér devíti červených obrů v kulové hvězdokupě Ruprecht 106. Specificky zkoumali zastoupení lehkých prvků (O až Al), prvků vzniklých procesem α (Si, Ca, Ti), železným vrcholem (Sc až Zn) a zachycováním neutronů (Y až Pb). Zjistili, že příslušná zastoupení byla v mezích pozorovacích chyb pro všech devět obrů stejná. Jde zatím o jediný takový případ; ve všech ostatních studovaných hvězdokupách se tato zastoupení pro jednotlivé hvězdy silně liší, což znamená, že už jsou více ovlivněna předešlým pokolením hvězd populace II. Zmíněná hvězdokupa má metalicitu asi 30x nižší než Slunce a její současná úhrnná hmotnost (24 kM_☉) představuje spodní mez pro to, aby v kulové hvězdokupě vůbec mohly vznikat hvězdy populace II. Autoři též odvodili dnešní stáří hvězdokupy na 12 Gr. Obecně lze proto konstatovat, že kulové hvězdokupy musí mít při svém vzniku vyšší hmotnost než zmíněná mez proto, aby v nich hvězdy populace III dokázaly vyrobit dostatečné množství kovů (jader atomů s protonovými čísly >5), které je nutné pro vznik "zašpiněných" hvězd populace II.

K podobnému závěru dospěli také R. Schiavon aj., kteří zkoumali 72 starých kulových hvězdokup v galaxii M31 (And) a našli výraznou závislost mezi zastoupením jader dusíku a hmotností hvězdokupy. To znamená, že čím vyšší je hmotnost hvězdokupy, tím pestřejší jsou následné rozdíly v metalicitě různých hvězd populace II, a to pak vede ke vzniku více generací hvězd v dostatečně staré kulové hvězdokupě.

D. VandenBerg aj. sestrojili na základě pozorování kamerou ACS HST barevné diagramy pro 55 kulových hvězdokup a určili tak jejich individuální stáří v rozmezí 13,0 – 11,0 mld. let. S klesajícím stáří roste metalicita ve shodě se základním paradigmatem chemického vývoje vesmíru. Přesnost určování stáří dosáhla přitom ±0,25 mld. let, ale různé složky dané kulové hvězdokupy jeví rozptyl vzniku ±0,5 mld. let.

A. Feldmeier aj. využili pozemních obřích reflektorů VLT a CTIO v Chile i kamery ACS HST k určení hmotnosti kulové hvězdokupy NGC 5286 (= Caldwell 84; Cen; vzdálenost 8,9 kpc od centra Galaxie; 11 kpc od Slunce), Obdrželi tak úhrnnou hmotnost 440 kM_☉ a nevyloučili, že v centru hvězdokupy se nachází intermediální černá díra s očekávanou hmotností 1,5 kM_☉.

R. D'Souza a H. Rix určovali vlastní pohyby hvězd v obří kulové hvězdokupě ω Cen (= NGC 5139; 3,7 mag; vzdálenost 5,2 kpc) a odtud odvodili zatím nejpřesnější hodnotu její úhrnné hmotnosti 4,6 MM_☉. Tato hvězdokupa se proto často považuje za otrhané jádro trpasličí galaxie. Svou hmotností totiž bezmála o řád převyšuje hmotnosti ostatních kulových hvězdokup v naší Galaxii. D. Haggardová aj. se pokoušeli objevit pomocí dlouhých expozic rentgenové družice Chandra známky výskytu intermediální černé díry v centru hvězdokupy. Nenašli však v centru hvězdokupy žádný bodový zdroj se zářivým výkonem >1,6.10²³ W, zatímco intermediální černá díra o hmotnosti 10 kM_☉ by měla dávat díky akreci materiálu z disku výkon o 12 řádů (!) vyšší.

5.2. Naše Galaxie

P. Polidová aj. využili přehlídky infračervené přehlídky 2MASS (Two Micron Sky Survey; 1,3m teleskopy na Hopkinsově hoře v Arizoně a CTIO v Chile) z let 1997-2001 ve fotometrických pásmech J H K k určení rozměrů hlavních složek Galaxie. Škálová radiální délka tenkého disku dosahuje 2,1 kpc a jeho radiální výška 205 pc; centrální díra v disku má průměr 2 kpc. Tlustý disk o škálové radiální délce 3 kpc má radiální výšku 640 pc. Centrální sféroid má průměr 400 pc. Výhoda infračervené přehlídky spočívá přirozeně v možnosti prozkoumat strukturu zaprášených centrálních partií Galaxie, jež jsou v optickém oboru neprůhledné.

Y. Fujita aj. se zabývali vznikem obřích bublin v pásmu gama, jež obklopují hlavní rovinu Galaxie směrem ke galaktickému halu. Soudí, že jejich vznik souvisí s minulou aktivitou černé veledíry v centru Galaxie. Záhadou jsou ostré vnější okraje bublin a maximum zářivé energie v oblasti řádu TeV, kde jsou bubliny nejrozsáhlejší. Alternativou by mohla být dávná překotná tvorba hvězd v okolí centrální veledíry. V každém případě vzniká v bublinách energetické kosmické záření, a jeho energetický profil by měl nakonec rozhodnout o způsobu, jak bubliny vznikly a jak jsou stabilní v čase. H. Völk a E. Berezhko upozornili, že aparatura LAT (Large Area Telescope) družice Fermi vykazuje přebytek proti modelům vysokoenergetické difúzní složky elektromagnetického spektra Galaxie již od energií několika GeV až do 100 GeV. Tento přebytek zaznamenala již aparatura EGRET (Energetic Gamma Ray Telescope) družice Compton, ale odborníci ho tehdy nebrali vážně, protože jej považovali za nepřesnost měření. Dnes je vidět, že přebytek sahá až k energiím fotonů 10 TeV, kde rozdíl proti modelům už přesahuje celý řád. Autoři se domnívají, že na vině je energetické kosmické záření z neznámých zdrojů.

J. Bland-Hawthorn aj. dávají existenci obřích bublin do souvislosti s Magellanovým proudem vytvořeným chomáčky horkého plynu nad jižním galaktickým pólem ve vzdálenosti 50 – 100 kpc od centra naší Galaxie. Nejjasnější část proudu má tvar kužele s vrcholovým úhlem 50°, jehož špička se nachází přímo nad jižním pólem Galaxie. Stáří proudu i kužele odhadli na 0,6 – 2,9 mil. let. Za existenci proudu je podle autorů odpovědná vysoká aktivita v okolí černé veledíry v centru Galaxie, kterou lze zvnějšku klasifikovat jako Seyfertovu galaxii a jež kulminovala v období před 1 – 3 mil. lety. To nápadně dobře souhlasí s odhadovaným stářím energetických bublin, objevených družicí Fermi.

R. Eatough aj. podali důkaz o silném magnetickém poli v oblasti kolem centra Galaxie. V blízkosti centra Galaxie se totiž nachází rádiový pulsar PSR J1745-2900 (rotační per. 3,8 s), vzdálený od nás 8,3 kpc, ale jen ≈0,2 pc od centrální černé veledíry. Pulsar je soustavně sledován řadou velkých radioteleskopů v širokém pásmu rádiových frekvencí, ale také rentgenovou družicí NuSTAR. Tak se podařilo odhalit rekordně vysokou Faradayovu rotaci rádiových signálů 1,8 tis./cm³.pc, odpovídající magnetické indukci ≈300 nT ve vzdálenosti 300 tis. Schwarzschildových poloměrů od černé veledíry. To přímo svědčí o přítomnosti silných magnetických polí (≈0,01 T) v bezprostředním okolí centrální černé veledíry, což je v souladu s pozorovaným synchrotronovým zářením vycházejícím z jejího akrečního disku.

M. Clavelová aj. odhalili díky pozorováním rentgenové družice Chandra v období 2009-2011 krátké odlesky rentgenového záření v čáře Fe Kα (6,4 keV) a v přilehlém kontinuu od různých molekulových mračen úhlově vzdálených 5′ a 20′ od centrální černé veledíry. To znamená, že v minulých stoletích byl zdroj Sgr A* obklopující veledíru krátkodobě i střednědobě velmi aktivní. Nejméně dvakrát během té doby dosahoval jeho zářivý výkon hodnot řádu >10³² W po dobu několika let.

A. Drake aj. zjistili pomocí více než 1,2 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr, jejichž vzdálenosti se podařilo určit díky přehlídce Catalina na observatoři Mt. Lemmon v Arizoně, že z hala naší Galaxie vybíhá slapový proud začínající ve vzdálenosti 100 kpc od jádra naší soustavy, jenž se posléze překrývá s dalším slapovým proudem Sgr. Autoři soudí, že proud je pozůstatkem rozbité soustavy hvězd, jenž propojuje vnější halo s pekuliární kulovou hvězdokupou NGC 2419 (Lyn; průměr 80 pc; hmotnost 0,9 MM_☉; vzdálenost od centra Galaxie 92 kpc a od Slunce 84 kpc; oběžná doba kolem centra Galaxie 3,4 mld. let) obloukem o úhlové délce plných 60°.

S. Sohn změřili během 5 let pomocí HST prostorový pohyb trpasličí galaxie Leo I, která je satelitem navzdory své vzdálenosti 260 kpc od centra naší Galaxie. Její prostorová rychlost vůči naší Galaxii dosahuje 220 km/s, přičemž radiální složka činí 170 km/s a tangenciální 100 km/s. Leo I obíhá kolem naší Galaxie po protáhlé eliptické dráze a prošla pericentrem před 1 mld. let ve vzdálenosti 91 kpc. Byla naší Galaxií gravitačně zachycena již před 2,3 mld. let. Tehdy to vedlo ke zvýšení tempa tvorby hvězd, zatímco v pericentru byla tvorba hvězd potlačena. Podle M. Boylana-Kolchina aj. lze z pohybu Leo I odhadnout viriálovou hmotnost (včetně skryté látky) naší Galaxie na 1,6 TM_☉.

K. Immer aj využili radiointerferometru VLBA k trigonometrickým měřením vzdáleností dvou vznikajících hvězdokup se silnou tvorbou hmotných hvězd ve spirálním ramenu Scutum k opravě vzdáleností tohoto ramene z 3,7 kpc na (2,4 ±0,2) kpc. Tím se posouvá klasifikace hvězd o 1,5 třídy k pozdnějším spektrálním typům. Podobně B. Zhang aj. proměřovali pomocí VLBA přírodní masery na frekvenci 22 GHz (14 mm) v oblastech rané tvorby hvězd v I. kvadrantu spirálního ramene Perseus. Kvadrant je dlouhý 6 kpc a jeho vzdálenost od nás pokrývá rozmezí 10,8 – 11,1 kpc. Ve zmíněných oblastech se však tvoří nové hvězdy poměrně vzácně.

A. Bobylev a A. Bajková zkonstruovali rotační křivku naší Galaxie pomocí trigonometrických měření poloh a kinematiky 73 interstelárních maserů v mračnech neutrálního vodíku. Nová křivka sahá od centra Galaxie až do vzdálenosti 20 kpc. Ve vzdálenosti Slunce (8,0 kpc od centra) jim vyšla kruhová rychlost oběhu kolem centra Galaxie 240 km/s.

T. Fang aj. se věnovali zapeklité otázce chybějící baryonové složky hmoty naší Galaxie. Podle jejich názoru se chybějící baryonové hmota může skrývat v horkém (1 MK) plynu v halu Galaxie. Jeho rozložení se obtížně mapuje, ale autoři předpokládají, že větší část horkého plynu se nachází ve velkém centrálním jádru a zbytek v rozptýleném obalu v halu Galaxie. V tom případě se může v této složce nacházet až 100 GM_☉ horkého plynu.

I. Dékány aj. stanovili zlepšenou hodnotu vzdálenosti Slunce od centra Galaxie na základě parametrů více než 7,6 tis. proměnných hvězd typu RR Lyr, které oscilují v základním módu. Parametry hvězd jsou veřejně přístupné v přehlídce VVV (Variable Via Láctea) ESO uskutečněné přehlídkovým 4,1m teleskopem VISTA na Paranalu. Na rozdíl od špičky větve červených obrů, kteří mají vysokou metalicitu, je metalicita hvězd RR Lyr nízká, takže tyto proměnné patří k nejstarší složce Galaxie. Jejich prostorové rozložení je sféroidální s výraznou centrální koncentrací, takže odtud vychází vzdálenost Slunce od centra Galaxie (8,3 ±0,2) kpc.

Vzdálenosti uvnitř Galaxie jsou stále zatíženy překvapivě velkými chybami, jak vyplývá z práce Z. Malkina, jenž uvádí, že za posledních 20 let bylo zveřejněno 52 údajů o vzdálenosti Slunce od centra Galaxie. Publikované hodnoty pokrývají rozmezí 7,0 – 8,7 kpc. Autor je optimista, protože soudí, že v těchto údajích už nehrají velkou roli systematické, ale jen statistické chyby. Přiklání se k ideální hodnotě 8,0 kpc.

5.3. Jádro Galaxie

Proslulý prachoplynový oblak G2, jenž se pohybuje extrémně blízko k černé veledíře v centru naší Galaxie, nejevil podle S. Gillessena aj. příznaky slapového trhání během roku 2013. Přitom jeho eliptická dráha dosahuje extrémní výstřednosti e = 0,97. Ačkoliv lineární rychlost jeho oběžného pohybu vzrostla v průběhu roku 2013 o plných 400 km/s proti rychlosti z r. 2011, jasnost oblaku se od r. 2008 nezvýšila ani o 10 %. Pozorování v infračerveném pásmu L (3,8 μm) pomocí aparatur NACO a SINFONI vybavených adaptivní optikou a instalovaných na observatoři VLT ESO na Paranalu ukázala, že prach v oblaku je docela teplý (600 K), což je důsledek jeho ohřevu ultrafialovým zářením mladé hvězdokupy poblíž veledíry. Oběžnou periodu oblaku G2 odhadli na 200 let s tím, že pericentrum dráhy by se mělo nacházet ve vzdálenosti 140 au od veledíry.

A. Ghezová aj. využili 10m Keckova dalekohledu ke změření dráhové lineární rychlosti >2 tis. km/s pohybu oblaku v r. 2013 a odhadli čas průletu oblaku pericentrem své dráhy na březen 2014. Současně vyslovili podezření, že uvnitř oblaku se nachází hvězda! Toto podezření posílili K. Phifer aj, kteří ze spektrálních pozorování Keckovým dalekohledem v blízkém infračerveném oboru v letech 2006-2012 určili čas průchodu hvězdy pericentrem na polovinu března 2014 v lineární vzdálenosti jen 130 au, tj. pouhých 1,6 tis. Schwarzschildových poloměrů od veledíry. V té chvíli by měla lineární rychlost dráhového pohybu G2 dosáhnout téměř 28 tis. km/s! Přitažlivost vlastní hvězdy však zabrání oblaku, aby byl slapově roztrhán veledírou, jak vyplývalo z dřívějších simulací. Oblak G2 byl poprvé spatřen v r. 2012 také v rádiovém oboru spektra anténní soustavou VLA v Socorro (Nové Mexiko) a od té doby je plynule sledován. Podle D. Fraila aj. byl však dodatečně nalezen v archivu VLA již v r. 2002! Z těchto pozorování se podařilo odhadnout úhrnnou hmotnost mračna na 3 M_z.

Kromě toho v dubnu 2013 objevil J. Kennea aj. díky družici Swift v blízkosti (vzdálenost 0,12 pc) veledíry magnetar SGR 1745-2900, který je rentgenovým pulsarem s periodou 3,8 s, jak ukázala družice NuSTAR. Vzápětí R. Shannon a S. Johnston oznámili, že se jim podařilo identifikovat pulsar také v rádiovém oboru spektra v rozsahu frekvencí 4,5 – 20 GHz (vlnové délky 15 – 67 mm) pomocí aparatury ATCA (Australian Telescope Compact Array; Narrabri; soustava 6 parabol o průměrech 22 m a s délkou základny až 6 km). To je nesmírně cenný objev, protože tím získáváme téměř ideálně přesné Einsteinovy hodiny v blízkosti veledíry, které umožňují odhalit efekty teorie relativity na eliptickou dráhu pulsaru v silném a proměnném gravitačním poli veledíry.

J. R. Lu aj. ukázali, že v bezprostředním okolí (<0,5 pc) veledíry v jádře Galaxie se nachází mladá (stáří ≈4 mil. let) hvězdokupa se souhrnnou hmotností hvězd 14 – 37 kM_☉. Od mladých hvězdokup v okolí Slunce se liší svou funkcí hmotnosti. Zatímco pro hvězdokupy v okolí Slunce je funkce hmotnosti dosti strmá (četnost hvězd je nepřímo úměrná 2,4. mocnině hmotnosti), centrální hvězdokupa je průběh funkce hmotnosti výrazně povlovnější (exponent jen 1,7).

V. Krasnov aj. využili 22m radioteleskopu v Puščinu ke dlouhodobému sledování aktivity vodních maserů v hustém molekulovém oblaku Sgr B2 (vzdálenost od černé veledíry 120 pc; rozměr oblaku 45 pc; teploty 40 – 300 K; úhrnná hmotnost 3 MM_☉). Během let 2005-2012 tak pozorovali sedm erupcí s rádiovým tokem >1 kJy (!), které se vyskytly v místech s intenzivní tvorbou hvězd. Nejsilnější výtrysk dosáhl toku 7,3 kJy, což je nový rekord pro vodní masery ve vesmíru. Erupce byly provázeny rozpínáním zasažených struktur rychlostmi 61 – 126 km/s.

F. Antonioni a D. Merritt simulovali vývoj drah mladých hvězd hlavní posloupnosti označovaných písmenem S, které obíhají těsně kolem černé veledíry v centru Galaxie po výstředných drahách. Do výpočtů zahrnuli i dráhové poruchy vyvolané efekty obecné teorie relativity. Životnost hvězd S na hlavní posloupnosti dosahuje nanejvýš 100 mil. let. Podle výsledků simulací se hvězdy S během té doby slapově roztrhají vinou veledíry s pravděpodobností <1 %, což je tedy zanedbatelné riziko.

Přímý důkaz o tom, že v bezprostředním okolí černé veledíry v centru Galaxie hvězdy skutečně vznikají, přinesla podle F. Yusefa-Zadeha aj. první pozorování centra Galaxie během zkušebního provozu anténní soustavy ALMA na náhorní poušti Atacama v Chile. Slapové síly v okolí veledíry by teoreticky měly zabraňovat vzniku nových hvězd, jestliže hustota shluků chladného plynu v jejím okolí není dostatečně vysoká, aby převýšila rušivé slapové síly. Autoři zjistili, že dobrým indikátorem dostatečné hustoty shluků neutrálního plynu mohou být molekuly SiO, které prozrazují výskyt velmi mladých hvězdných objektů YSO (Young Stellar Objects), z nichž vytéká plyn do jejich okolí. Díky vynikajícímu rozlišení ještě nedokončené (12 parabol o průměru 12 m) soustavy ALMA se jim podařilo najít v okolí veledíry celkem 11 shluků ve vzdálenostech do 0,6 pc od veledíry, z nichž vytéká plyn rychlostmi až 150 km/s. To je dobře patrné na profilech čáry SiO (přechod 5-4) o klidové frekvenci 217 GHz (vlnová délka 1,4 mm). Kinetická teplota plynu se přitom pohybuje v rozmezí 100 – 200 K. Z pozorování vyplývá že v překvapivě malé vzdálenosti od veledíry vznikají v posledních 100 tis. letech zárodky velmi hmotných hvězd, což je v souladu s pozorováním tak početných hvězd S. Keckův 10m teleskop ve spojení s adaptivní optikou dokáže sledovat pohyby hvězd S v okolí veledíry již od vzdálenosti ≈40 mil. km (260 au) od ní. Srážky shluků, popřípadě vnější tlak záření od aktivních hmotných hvězd na tyto shluky, tedy stačí na dostatečné zvýšení hustoty shluků, aby je nerozmetaly slapové síly veledíry.

Z. Li aj. přinesli pomocí rentgenové družice Chandra a radiointerferometru VLA důkaz, že černá veledíra v jádře Galaxie je obdařena kolimovaným lineárním výtryskem plynu, jak je pro tyto objekty charakteristické. Zjistili totiž že rádiový objekt G359.944-O.052 v okolí černé veledíry v jádře Galaxie představuje obloukovou rázovou vlnu vzniklou nárazem kolimovaného výtrysku, jenž do vzdálenosti 1 parseku směřuje rovnoběžně s osou rotace celé Galaxie. Kolimované výtrysky totiž odnášejí přebytečný moment hybnosti z akrečních disků černých děr a tím dovolují, aby materiál z disku mohl být pohlcen příslušnou dírou. W. Brown aj. změřili pomocí spektrografu u 10m Keckova teleskopu rychlost pohybu hvězdy HVS17 (sp. B V; hmotnost 4 M_☉; stáří 150 Mr; vzdálenost od centra Galaxie 50 kpc) v inerciální soustavě spojené s jádrem Galaxie. Obdrželi úctyhodnou hodnotu 450 km/s, což znamená, že hvězda, která vznikla poblíž jádra, byly odtamtud posléze vymrštěna vyšší než únikovou rychlostí. Další zpřesnění jejího osudu se nejspíš podaří, jakmile budou zveřejněny výsledky pozorování astrometrické družice Gaia.

Vhodný mechanismus, jak mohou hvězdy z okolí černé veledíry v centru Galaxie uprchnout únikovou rychlostí, navrhli K. Zubovas aj. Vyšli ze skutečnosti, že dosud objevené desítky prchajících hvězd jsou rozloženy vůči galaktickým, souřadnicím anizotropně. Autoři proto soudí, že k únikům dochází tehdy, když v těsné dvojhvězdě ve hvězdném disku o poloměru 1 pc kolem veledíry vybuchne jedna složka jako supernova, čímž se druhá složka doslova utrhne ze řetězu. Odhadli, že k takové ztrátě gravitační vazby ve hmotných dvojhvězdách dochází přibližně jednou za 10 tis. let a interakce přeživší složky s diskem je nutně anizotropní. Dále usoudili, že ve zmíněném hvězdném disku vznikly dnes existující hvězdy v průběhu posledních 100 mil. let, protože hmotné hvězdy nemohou žít déle. Interakce prchajících hvězd s hvězdným diskem většinu z nich zpomalí, takže autorům nakonec vyšlo, že na hyperbolickou únikovou dráhu se za tu dobu dostalo nanejvýš 20 hvězd, což je v uspokojivém souladu s pozorováním.

L. Oskinová aj. zkoumala možnosti vzniku osamělých velmi hmotných hvězd, jež podle dosavadních pozorování nemohou vznikat mimo hustá jádra velmi kompaktních hvězdokup. Díky nové aparatuře SINFONI VLT ESO se jim podařilo objevit v blízkosti centra Galaxie Wolfovu-Rayetovu hvězdu WR 102ka, která je zcela osamělá a určitě neprchla z nějaké husté hvězdokupy, protože nemá kolem sebe typickou obloukovou rázovou vlnu; vznikla tedy takříkajíc na místě. Okolí centra Galaxie je tedy rovněž vhodnou líhní pro hvězdy s hmotnostmi >100 M_☉.

D. An aj. využili pozorování plošného centra Galaxie o rozměrech 250 × 60 pc Spitzerovým kosmickým teleskopem (SST) ve středním infračerveném pásmu 10 – 35 μm k důkazu, že tam plynule vznikají velmi hmotné hvězdy, ale že na rozdíl od galaxií s aktivními jádry (AGN) nejeví naše Galaxie žádné příznaky takové aktivity, takže její veledíra trpí podvýživou - doslova anorektička. To je poměrně překvapující, protože když se spočítá ztráta hmoty velmi hmotných hvězd, tak by jádro naší Galaxie mělo být miliónkrát (!) jasnější než je. Rentgenový snímek centra Galaxie družicí Chandra při expozici dlouhé skoro 35 dnů (!) však podle Q. D. Wanga aj. ukázal, že jen 1 % plynu vyvrhovaného hmotnými hvězdami (10^-5 M_☉/r) nakonec na veledíru dopadá, zatímco 99 % se tomuto osudu vyhne tím, že z vnějších oblastí akrečního disku kolem veledíry unikne a odnáší tak přebytečný moment hybnosti. Podle R. Blandforda aj. za tento únik mohou siločáry silného magnetického pole, které materiál z vnějšího disku vytěsní, čili 1 % plynu se obětuje, aby těch 99 % pokračovalo v koloběhu látky ve vesmíru.

5.4. Místní soustava galaxií

G. Beslaová aj. se podivili tomu, jak účinné jsou projekty OGLE a MACHO při objevování gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Podrobným rozborem dosavadní statistiky zjistili, že v této galaxii existuje disková populace čočkujících hvězd, která se nachází vůči nám o 4 – 10 kpc blíže než hvězdy, které podléhají mikročočkování. Tím se dá dobře vysvětlit, proč většina mikročočkových zjasnění trvá 17 – 71 d. Autoři odtud dovozují, že obě Magellanova mračna se navzájem prolnula před 100 – 300 mil. lety. Vinou slapových sil bylo Malé Magellanovo mračno (MMM) očesáno o málo hmotné hvězdy, které vytvořily spojovací most mezi oběma mračny. V mostě by se tedy měly nacházet početné hvězdy třídy RR Lyr s relativně nízkou metalicitou a pohybující se vůči disku VMM vysokými rychlostmi.

Přímý důkaz o existenci tohoto mostu podali A. Fox a P. Richter, když pozorovali pomocí HST vzdálené kvasary, jejichž světlo zmíněným mostem procházelo. Zjistili tak, že chemické složení hvězd v mostu odpovídá stavu MMM v době před 2 mld. let. Most není kontaminován žádnými hvězdami VMM.

G. Pietrzynski aj. využili osmi dlouhoperiodických zákrytových dvojhvězd ve VMM objevených v rámci projektu sledování gravitačních mikročoček OGLE za posledních 16 let k podstatnému zlepšení přesnosti hodnoty vzdálenosti VMM. Dvojhvězdy patří do skupiny oddělených složek, kde sekundárem jsou pozdní hvězdy ve větvi obrů, což zlepšuje přesnost parametrů drah příslušných dvojhvězd. Na získání spekter se podílely spektrografy u 6,5m Clayova teleskopu Magellan na Las Campanas a dále HARPS u 3,6m reflektoru La Silla ESO v Chile. Infračervená fotometrie dvojhvězd pochází z 3,5m reflektoru NTT. Tak se podařilo zpřesnit průměrnou vzdálenost těchto dvojhvězd na (49,88 ±0,13) kpc a určit i polohu těžiště VMM na 05h 25min 06s, -69°47′00″ a jeho vzdálenost (49,97 ±0,19) kpc. Přesnost ve vzdálenosti dosáhla relativní chyby 0,4 %, což je zatím nejpevnější základní příčka kosmologického žebříku vzdáleností.

L. Inno aj. odvodili z rozboru infračervených světelných křivek klasických cefeid ve VMM i MMM zatím nejlepší odhady vzdáleností obou našich blízkých sousedů v Místní soustavě. Podařilo se jim pozorovat přes 3,0 tis. ve VMM a přes 4,1 tis. cefeid v MMM. Odtud dostali moduly vzdáleností obou galaxií, tj. (50,8 ±1,8) kpc pro VMM a (63,9 ±2,8) kpc pro MMM.

J. Kalirai aj. zkusili využít potenciálu kamery ACS HST ke snímkování hvězd s nízkou hmotností v MMM a v úhlově nedaleké (2,4°) kulové hvězdokupě naší Galaxie 47 Tuc. Tak se jim podařilo určit funkci hmotnosti pro hvězdy v MMM pro interval hmotností 0,37 – 0,93 M_☉. Nejnižší hmotnost 0,17 M_☉ odpovídá ve vzdálenosti MMM 30,5 mag, k čemuž bylo potřebí kumulativní expozice téměř 8 dnů (!). Vzdálenost MMM je nyní určena dosti dobře na základě sledování 40 zákrytových dvojhvězd: (60,6 ±2,0) kpc, ale tloušťka této galaxie ve směru zorného paprsku je obrovská: 20 kpc, což ji poněkud diskvalifikuje jako druhou příčku kosmologického žebříku vzdáleností. V každém případě je zřejmé, že navzdory velkému počtu zkoumaných cefeid a využití vhodnějších infračervených světelných křivek, jde stále o řád horší výsledek než měření vzdáleností pomocí zákrytových dvojhvězd, která má před sebou perspektivu dalšího zvyšování přesnosti.

M. Yusof aj. upozornili, že obě mračna vynikají také tím, že se v nich tvoří nadhvězdy s hmotnostmi až >300 M_☉. Modelové výpočty prokázaly, že teoreticky tam mohou vznikat nadhvězdy s hmotností až 500 M_☉. To vcelku odpovídá pozorováním, protože v anonymní galaxii v Panně vybuchla supernova 2007bi, která musela mít při svém vzniku hmotnost ≈200 M_☉ a těsně před výbuchem >160 M_☉. Pro VMM tak z pozorování vychází horní mez >300 M_☉ a pro MMM 290 M_☉. Tyto obézní nadhvězdy pak vybuchují vinou párové nestability, tj. materializací párů pozitron-elektron z energetických fotonů záření gama, čímž se prudce snižuje tlak v jádře nadhvězdy, a ta se gravitačně zhroutí.

M. Matsuura aj. zjistili, že hvězdy z asymptotické větve obrů a červení veleobři v MMM souhrnně ztrácejí hmotu tempem jen 0,001 4 M_☉/r. Výbuchy supernov třídy II tam dodávají do mezihvězdného prostoru plyn tempem 0,03 M_☉/r. Tytéž skupiny zdrojů uvolňují také prach tempem 10 μM_☉/r, resp. 1 mM_☉/r. Souhrnná dodávka stavebního materiálu pro nová pokolení hvězd je tedy podstatně nižší než současné tempo tvorby nových hvězd (0,08 M_☉/r). To znamená, že MMM žije z podstaty a tempo tvorby nových hvězd se bude rychle snižovat. Největší záhadou je však vysoký obsah polycyklických aromatických uhlovodíků, který v MMM dosahuje úhrnné hmotnosti 1,8 tis. M_☉, ačkoliv jejich hlavní dodavatelé - uhlíkové hvězdy na asymptotické větvi červených obrů - dokáží během svého života dodat do prostoru jen 100 M_☉ PAH.

R. Ibata aj. objevili díky projektu PAndAS (Pan-Andromeda Archaeological Survey), tj. soustavným snímkováním 400 čtv. stupňů oblohy v okolí spirální galaxie M31 pomocí širokoúhlé kamery 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea celkem 27 trpasličích galaxií. Třináct z nich leží v dobře definované rovině o tloušťce jen 14 kpc ve vzdálenostech 35 – 400 kpc od těžiště M31. V pomyslném prodloužení této roviny kupodivu leží i naše Galaxie ve vzdálenosti 780 kpc, zatímco disk M31 je k ní skloněn pod úhlem 50°. Z měření radiálních rychlostí vyplývá, že satelitní galaxie obíhají kolem M31 ve smyslu její rotace kolem těžiště spirální galaxie. Jde o první úspěšný pokus trojrozměrného mapování prostoru mezi M31 a naší Galaxií, jenž ovšem přinesl naprostou záhadu v podobě existence zmíněné dosti placaté obří roviny. A. Conn aj. však z téhož pozorovacího materiálu zjistili, že zmíněný tenký disk tvořený dokonce 15 satelity má tloušťku jen 12 kpc, a dále, že celkem 20 satelitů leží na straně přivrácené k naší Galaxii.

W. Gieren aj. v rámci velkého projektu určování vzdáleností objektů v Místní soustavě galaxií pozorovali v galaxii M33 infračervené světelné křivky 26 dlouhoperiodických cefeid a odtud odvodili zpřesněnou hodnotu vzdálenosti těžiště této galaxie (840 ±27) kpc.

A. Wolfe aj. potvrdili pozorováním mračen neutrálního vodíku, že existuje most mezi galaxiemi M31 a M33 (Tri) o úhlové délce 15° (lineární délce 215 kpc). Most obsahuje dostatek materiálu pro tvorbu nových pokolení hvězd v obou takto propojených galaxiích.

Nejpodrobněji se problémem vzniku tenkých struktur trpasličích galaxií v Místní soustavě zabývali E. Shaya a R. Tully, kteří poukázali na tři hlavní hráče tohoto velkolepého kosmického kulečníku, tj. galaxii Cen A (= NGC 5128; vzdálenost ≈4 Mpc), M31 a naši Galaxii. Jejich gravitační interakce uspořádává trpasličí galaxie do různých proudů a zmíněných placatých desek. Všechno ještě navíc komplikuje nejbližší lokální kupa galaxií v Panně (vzdálenost ≈16 Mpc), k níž je tažena například naše Galaxie.

M. Fardal aj. se pokusili určit úhrnnou (viriálovou) hmotnost spirální galaxie M31 (= NGC 224; And) na základě jejího slapového působení na jižní proud o hmotnosti 3 GM_☉. Dostali tak úděsnou hodnotu 2 TM_☉ pro viriálový poloměr 200 kpc. S. Phelps aj. získali na základně principu nejmenší akce hmotnost (1,5 – 5,5) TM_☉ a pro naši galaxii (1,5 – 4,5) TM_☉, přičemž za velkou nejistotou stojí neznámý průběh obrysů hal skryté látky. C. Partridge aj. odhadli viriálovou hmotnost celé Místní soustavy galaxií na (4,9 ±1,1) TM_☉ za předpokladu, že stavová rovnice skryté energie w = -1, tj. je obsažena v kosmologické konstantě.

5.5. Galaxie v lokálním vesmíru

K. McQuinnová aj. objevili pomocí radioteleskopu v Arecibu během přehlídky Legacy Fast Alfa relativně velmi blízkou (vzdálenost 1,7 Mpc) trpasličí galaxii Leo P bohatou na interstelární plyn. Nepatří sice do naší Místní soustavy, ale do asociace již dříve objevených čtyř relativně blízkých trpasličích galaxií. Vyniká mezi nimi velmi nízkou metalicitou. Představuje patrně spojovací článek mezi nepravidelnými galaxiemi bohatými na interstelární plyn a sféroidálními trpasličími galaxiemi, kde už je plyn na tvorbu dalšího pokolení hvězd spotřebován.

M. Nikolajuk a R. Walter sledovali v Seyfertově galaxii NGC 4845 (vzdálenost 14,5 Mpc) od počátku r. 2011 silnou rentgenovou erupci zdroje IGR J1258+0134, která nabíhala k maximu několik týdnů a pak pozvolna slábla po dobu celého roku. Průběh erupce odpovídal slapovému trhání tělesa o hmotnosti 30 M_j v gravitačním poli intermediální černé díry s hmotností ≈300 kM_☉. Tvrdé rentgenové záření pocházelo z koróny, jež se vytvořila v blízkosti černé díry kolem akrečního proudu materiálu, jenž na ni padal. Jde o první případ, kdy byla taková koróna skutečně pozorována.

T. Davis aj. konstatovali, že pro pochopení souvislosti mezi vývojem galaxií a vznikem černých veleděr v jejich těžištích je zapotřebí určit hmotnost a případně i spin a veledíry. To je však bohužel obtížné. Přímé měření využívá kinematických vlastností hvězd v raných galaxiích, kinematiky ionizovaného plynu v některých typech spirálních galaxií a velmi vzácně maserové čárové emise v centru příslušné galaxie. Autoři však nyní úspěšně využili kinematiky (rotační rychlosti) molekulového plynu (CO) v rané obří galaxii NGC 4526 (kupa Virgo, lentikulární spirální galaxie s příčkou; vzdálenost 17 Mpc) proměřené radiointerferometrickou aparaturou CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) v Owens Valley v Kalifornii. Celkem 23 parabol o průměrech 3,5; 6,1 a 10,4 m umožnilo stanovit hmotnost veledíry 450 MM_☉, byť se značnou střední chybou ±50 %. Podle názoru autorů však radiointerferometr nové generace ALMA umožní tuto metodu zpřesnit pro galaxie do vzdálenosti až 75 Mpc během nanejvýš 5 h pozorovacího času.

J. Walshová aj. využili spektroskopie galaxie M87 (Vir) pomocí spektrografu STIS HST k revizi hmotnosti černé veledíry z kinematiky ionizovaného plynu do vzdálenosti 40 pc od ní. Podle těchto nových měření má veledíra úctyhodnou hmotnost 3.5 GM_☉, jak se na klíčovou galaxii v kupě v Panně zajisté sluší.

M. Nakamura a K. Asada podrobně prostudovali archivní údaje radiointerferometru VLBI o známém výtrysku z centra galaxie M87 na frekvencích 43 a 86 GHz (vlnové délky 7 a 3,5 mm). Z pozorování v širokém rozsahu úhlových rozlišení od 0,1 obloukové milivteřiny až po 10″ vyplývá, že na všech těchto úhlových stupnicích je struktura výtrysku shodná a jeho zdrojem je oblast vzdálená jen 10 R_s (R_s = Schwarzschildův poloměr černé veledíry v těžišti M87) od veledíry. Výtrysk se chová jako nelineární torzní Alfvénova vlna, která je urychlována silným magnetickým pole zejména ve vzdálenostech 100 – 1 000 R_s, takže od této horní meze dosahuje supersonické rychlosti. K. Hada aj. zkoumali týž výtrysk v rozsahu rádiových frekvencí 2 – 86 GHz (vlnové délky až 150 mm) pomocí interferometru VLBA, a tak rovněž prokázali, že zdroj výtrysku se nachází ve vzdálenosti 10 R_s od veledíry. Jeho kolimační profil je zcela plynulý až do vzdálenosti 4,5 kpc od zdroje výtrysku. Je velmi pravděpodobné, že tyto poznatky lze přenést i na jiné černé veledíry, které jsou příliš daleko na tak podrobný výzkum.

V téže kupě J. Strader aj. objevili trpasličí galaxii M60-UCD1 poblíž velké obří eliptické galaxie M60 (= NGC 4649; vzdálenost 16,8 Mpc0), která je silně koncentrovaná do vnitřní eliptické složky o poloměru 14 pc a vnější kulové složky o poloměru 49 pc. Rentgenová družice Chandra dává její zářivý výkon 10³¹ W a z optických pozorování vychází její metalicita shodná se sluneční. Z těchto a dalších měření vychází její stáří >10 Gr, úhrnná hmotnost 200 MM_☉ a absolutní hvězdná velikost -19 mag (5 GL_☉). Jde tedy o nejhustší známou galaxii vůbec. Autoři se domnívají, že jde o pozůstatek podstatně větší a hmotnější galaxie, která byla vinou slapového působení M60 otrhána o vnější disk a halo, takže zřejmě teď pozorujeme obnažené jádro původní velké galaxie s centrální černou veledírou.

M. Cantiello aj. upozornili na rozpor v určení vzdáleností galaxie NGC 1316 (Fornax A), která patří do druhé největší blízké kupy galaxií hned po kupě Virgo. Její vzdálenost se dá totiž určit několika nezávislými metodami; především pomocí cefeid, ale též z fluktuací povrchové jasnosti galaxie, a také díky supernovám Ia, jež v ní občas vybuchují. Vzdálenosti galaxie určované pomocí cefeid a fluktuací sice navzájem souhlasí (20,8 Mpc), ale vzdálenost odvozená ze supernov třídy Ia vychází o celých 17 % menší, což je velmi mrzuté. Kupa v souhvězdí Chemické pece má přitom poměrně malou tloušťku ve směru zorného paprsku, což zvyšuje její cenu pro kalibraci vzdáleností na blízkých příčkách kosmologického žebříku. Kupa vyniká také tím, že se v ní poměrně často vyskytují supernovy třídy Ia, které jsou velmi vhodné pro nezkreslené (?) měření vzdáleností mateřských galaxií.

R. Eufrasio aj. využili archivů pozorování obří (průměr >150 kpc) spirální galaxie Kondor (= NGC 6872, Pav, vzdálenost 65 Mpc) v širokém rozsahu vlnových délek (UV až IČ) k důkazu, že obří soustava se před 130 mil. lety těsně sblížila s lentikulární galaxií IC 4970 pětkrát menší než Kondor. Sblížení vyvolalo překotnou tvorbu nových hvězd v severovýchodním a jihozápadním ramenu obří spirály ve vzdálenostech kolem 40 kpc od jejího centra. Tehdejší silná slapová interakce obou galaxií způsobila podle všeho vznik trpasličí galaxie ve vzdálenosti 90 kpc od centra spirály, jež obsahuje mladé hvězdy zářící výrazně v ultrafialové oblasti spektra.

Neúnavná rentgenová družice Chandra pořídila se zatím nejdelší expozicí (6,3 d) hluboký snímek centrálních partií obří kupy galaxií A1659 (Com; vzdálenost 100 Mpc), jež se nachází poblíž severního pólu naší Galaxie. Kupa obsahuje velké množství obřích eliptických galaxií a byla důležitým vztažným bodem při prvních měřeních rozpínání vesmíru a také jako první doklad existence skryté látky (dark matter) ve vesmíru. Horké plazma v intergalaktickém prostoru jeví vysokou turbulenci, podílí se asi z 10 % na celkovém vyzařování kupy, a vyskytuje se podél hustých tenkých ramen dlouhých až 150 kpc, což svědčí o jejich stabilitě po dobu řádově stovek milionů let. Za tuto strukturu vděčí centrum kupy zřejmě silným magnetickým polím indukovaným v poslední miliardě let před současností. Kromě toho se uvnitř kupy vyskytují menší koncentrace struktur (podkupy).

5.6. Galaxie v hlubokém vesmíru

K. Willett aj. ve spolupráci s dobrovolníky projektu Galaxy Zoo2 vykonali obří práci při morfologické klasifikaci 300 tis. galaxií jasnějších než 17 mag v databázi přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey; 2,5m zrcadlo na Apache Point v Novém Mexiku). Klasifikace zprvu hrubá (galaxie rané, pozdní a splývající) se postupně díky úsilí mnoha dobrovolníků zjemňovala, takže se klasifikovaly i příčky, výdutě a spirály. Spolehlivost klasifikace přitom přesáhla 90 % při porovnání vzorků s důkladnou profesionální klasifikací.

D. Watson a C. Conroy zjistili ke svému údivu, že mechanismy směřující ke vzniku satelitních galaxií v obřích kupách galaxií a v relativně malých skupinách galaxií se nápadně podobají, přestože v malých skupinách je pro nějaké ovlivňování málo hmoty i času. V obou těchto vývojových celcích hraje významnou roli halo skryté látky, takže i v mladých minisoustavách vzdálených <2,4 Gpc (stáří >6 mld. po Velkém třesku) vznikají satelitní galaxie týmž fyzikálním mechanismem jako v obřích kupách. S. Andreon aj. využili infračervených snímků (pásmo 3,6 μm) z kosmického teleskopu SST k proměření průběhu funkce svítivosti v závislosti na úhrnné hmotnosti hvězd pro 150 galaxií v pěti kupách galaxií v kosmologických vzdálenostech >2,8 Gpc (stáří kup <4,6 Gr po Velkém třesku). Z těchto měření zjistili, že tvorba hvězd v těchto kupách s mediánem vzdáleností 2,9 Gpc skončila dříve, než se uvádělo dosud (3,7 Gr po Velkém třesku). Typická souhrnná hmotnost hvězd v těchto galaxiích (200 GM_☉) se totiž přestala zvětšovat již v čase 2,6 Gr po Velkém třesku, a možná ještě dříve.

H. Fu aj. studovali podrobně splývající dvojici obřích galaxií HXMM01 (J0220-0601) objevenou v submilimetrové přehlídce kosmického teleskopu Herschel v r. 2012 ve vzdálenosti 3,3 Gpc (stáří 2,9 Gr po Velkém třesku). Využili ke snímkování také Keckova 10m a radiointerferometrů VLA a SMA. Ukázali, že v této soustavě probíhá tvorba hvězd závratným tempem 2 kM_☉/r (!), čili o řád rychleji než u běžných galaxií. Odhadli však, že tato epizoda překotné tvorby hvězd skončí během následujících 200 mil. let a vznikne eliptická galaxie s úhrnnou hmotností hvězd kolem 400 GM_☉. Obecně tak platí, že obří eliptické galaxie vznikají ze splývajících galaxií, které se prozradí vysokou svítivostí v submilimetrovém oboru elektromagnetického spektra.

N. Bouché aj. podali důkaz, že velké galaxie získávají další materiál pro tvorbu hvězd akrecí intergalaktického plynu. Pomocí spektrografu SINFONI VLT ESO na Paranalu pozorovali chuchvalce chladného intergalaktického plynu, který obíhá za halem anonymní galaxie vzdálené od nás 3,3 Gpc (stáří 2,8 Gr po Velkém třesku). Využili k tomu šťastné náhody, že v malé úhlové vzdálenosti od obrazu galaxie se v pozadí nalézá kvasar HE 2243-30, jehož emise jsou absorbovány v chladném plynu vzdáleném 26 kpc od centra zmíněné galaxie. Autoři tak prokázali, že chladný plyn je dodáván směrem do centra galaxie a zvyšuje dokonce její moment hybnosti. Tempo akrece tohoto plynu dobře odpovídá tempu vzniku hvězd v této galaxii.

M. Jarvis aj. zveřejnili první výsledky přehlídky VIDEO (VIsta Deep Extragalactic Observations) uskutečňované pomocí zatím největšího 4,1m přehlídkového teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope) ESO na Paranalu v Chile. Obří kamera pracuje v blízkých infračervených pásmech Z (880 nm), Y (1 020 nm), J (1 250 nm), H (1 650 nm) a K (2 200 nm). V přehlídce na ploše 12 čtv. stupňů dosáhla po řadě mezních hvězdných velikostí 25,7; 24,5; 24,4; 24,1 a 23,8 mag. Na takto hlubokých snímcích našli autoři nejstarší galaxie ve vzdálenostech až 3,7 Gpc, tj. ze stáří 1,6 mld. let po Velkém třesku. V té době vrcholila éra reionizace vesmíru díky výskytu galaxií s aktivními jádry (AGN) a maximu tempa tvorby nových hvězd, takže první kupy galaxií dosáhly své zralosti. Data z přehlídky VIDEO jsou veřejně přístupná, což usnadňuje jejich využití pro kosmologické studie.

M. Ouchi a G. Himiko objevili kombinací pozorování HST a mikrovlnné observatoře ALMA anonymní mladou galaxii s nízkou metalicitou i nepatrným zastoupením chladného prachu a horkého plynu, která je od nás vzdálena 4,0 Gpc (stáří 830 mil. let po Velkém třesku). V galaxii se intenzivně tvoří hvězdy tempem 100 M_☉/r, a přitom nejde ani o galaxii s aktivním jádrem, ani o galaxii s jasností zvýšenou mezilehlou gravitační čočkou. Na snímcích je vidět nápadně modré jádro, kolem něhož obíhají dva hmotné chuchvalce prvotního plynu. Zřejmě zde pozorujeme vznik galaxie v epoše doznívající reionizace vesmíru.

S. Finkelstein aj. využili nového infračerveného spektrografu MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer For InfraRed Exploration) u Keckova 10m teleskopu k určování vzdáleností vybraných galaxií objevených v poli CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalaxy Legacy Survey) pomocí HST. Ze 100 galaxií, jejichž barevné indexy určené HST naznačovaly, že by mohlo jít o galaxie vzdálené ≈4 Gpc, vybrali 43 a pro ně určovali přesné vzdálenosti z kosmologického červeného posuvu čáry Ly-α, jejíž klidová vlnová délka spadá do daleké ultrafialové oblasti 122 nm. V 8 případech se jim podařilo pozorovat zmíněnou čáru posunutou do blízkého infračerveného oboru spektra, ale jen v jednom případě byl signál čáry dostatečně vysoko nad hranicí fluktuací šumu. Šlo o galaxii z8_GND_5296 (poloha 1237+6218), kde čára Ly-α měla pozorovanou vlnovou délku 1 034 nm, čemuž odpovídá vzdálenost 4,0 Gpc a stáří 700 Mr od Velkého třesku. Odtud vyplývá, že tempo tvorby hvězd v této galaxii dosahuje 330 M_☉/r; je o celé dva řády vyšší než v naší usedlé Galaxii. Autoři rovněž odhadli, že takto vzdálených galaxií s vysokou tvorbou hvězd a dostatečnou metalicitou bude ve skutečnosti ve vesmíru více než dost.

Vzápětí N. Werner aj. prokázali pomocí rentgenové družice Suzaku, která v letech 2009-2011 proměřovala metalicitu v intergalaktickém prostoru kupy galaxií v souhvězdí Persea (vzdálenost 74 Mpc; stáří 13,5 Gr), že metalicita v celém prostoru kupy je všude táž (30 % metalicity Slunce), což svědčí o dobrém promíchání zastoupení těžších prvků už před více než 10 Gr.

A. Koekemoer aj. připomněli, že v roce 2012 započal HST s opakovaným snímkování pole v projektu HUDF12 (Hubble Ultra-Deep Field; souhvězdí Chemické pece [Fornax], souřadnice 0333-2747). Pole HUDF bylo již snímkováno prvními kamerami HST v r. 2002-2003. Nyní se přímo nabízelo využít skvělých vlastností kamery WFC3, instalované v r. 2009. V r. 2012 se podařilo snímkovat pole HUDF během 128 oběhů HST kolem Země (souhrnná expozice téměř 8 dnů !) v blízké infračervené oblasti spektra (0,8 – 1,6 μm). Tak se podařilo objevit galaxie se stářím <650 mil. let po Velkém třesku a doložit tak tempo tvorby hvězd v éře reionizace vesmíru.

R. Ellis aj. objevili v poli HUDF12 celkem 7 galaxií s pravděpodobnou vzdáleností >4 Gpc. Nová měření tak potvrzují, že úbytek zářivé hustoty galaxií, který pozorujeme již pro vzdálenosti >3,9 Gpc (stáří 950 mil. let po Velkém třesku), pokračuje pro větší vzdálenosti, čili směrem ke kratším údobím od Velkého třesku. G. Illingworth aj. zkombinovali všechna pozorování hlubokých polí (HDF, HUDF, XDF, HUDF12) od r. 2003 do r. 2012, takže v tomto jedinečném materiálu jsou zachyceny galaxie s integrální jasností až 31,2 mag. Úhrnné expozice dosáhly 21,7 d. V poli XDF (úhlová plocha 4,7′) je tak zobrazeno 7 tis. galaxií až do času jen 800 mil. let po Velkém třesku.

Jak však uvedli M. Ashby aj., daleko rozsáhlejší přehlídku objektů v hlubokém vesmíru SSDF (South pole telescope - Spitzer Deep Field) uskutečnil Spitzerův kosmický teleskop (SST) pomocí infračervené kamery IRAC na ploše 94 čtv. stupňů oblohy kolem jižního galaktického pólu (souřadnice 2330-55). Přehlídka byla ještě zkvalitněna tím, že tutéž oblast na obloze pozoroval infračervený kosmický teleskop Herschel v daleké infračervené oblasti spektra, infračervená družice WISE, rentgenová družice Newton, 4,1m přehlídkový teleskop VISTA ESO a radioteleskopy ATCA a SPT. Přehlídka obsahuje téměř 4 mil. zdrojů, z toho většinu představují extrémně vzdálené galaxie. Data z obou obřích přehlídek jsou navíc veřejně přístupná, takže k jejich vytěžení pro poznání rané historie vesmíru mohou pomoci kvalifikovaní odborníci z celé astronomické vědecké komunity.

S. K. Yi aj. polemizovali s názorem, že v obřích kupách galaxií nemůže probíhat populární splývání galaxií, které vede ke vzniku obřích galaxií. Pozorování totiž ukázala, že téměř 40% hmotných raných galaxií v těchto kupách jeví příznaky takových splynutí. Na základě numerických hydrodynamických simulací tak zjistili, že ve skutečnosti k častým splýváním může docházet i v bohatých kupách galaxií a srovnání výpočtů s pozorováním jeví překvapivě dobrou shodu. Také J. Lotzová aj. zjistili na základě pozorování kamerou WFC3 HST, že v anonymní kupě galaxií vzdálené od nás 3,0 Gpc se nápadně často (57 %) vyskytují páry galaxií s roztečí jader <20 kpc, takže jsou zajisté v gravitační i zářivé interakci, přičemž úhrnná hmotnost hvězd v každé složce páru činí ≈30 GM_☉. V jednom případě vykazují obě složky páru v rentgenovém oboru spektra zářivé výkony >10³⁶ W, takže v jejich centrech se určitě nacházejí černé veledíry. Naproti tomu u galaxií v obecném poli mimo kupy je takových případů o řád méně. To znamená, že kupy představují příhodné prostředí pro hierarchické splývání galaxií, ačkoliv tomu dříve skoro nikdo nechtěl uvěřit.

H. Röttgering aj. využili téměř dokončeného evropského interferometru LOFAR (LOw Frequency Array) pro nízkofrekvenční radioastronomii (<250 MHz; vlnové délky >1,2 m; nepohyblivé všesměrové antény zobrazují konkrétní objekty pomocí fázových změn signálů v centrálním superpočítači rychlostmi řádu Tflops) k zobrazení dvou kup galaxií, objevených nedávno klasickými radiointerferometry GMRT (Giant Meterwave Radio Telescope) v Pune (Indie) a WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) v Holandsku. První kupa CIZA J2242+5301 nazvaná podle svého tvaru "Klobása" je od nás vzdálena 725 Mpc a druhá kupa 1RXS J0603+4214 zvaná "Zubní kartáček" se nalézá ve vzdálenosti 830 Mpc. Severní výběžek Klobásy charakterizuje silná magnetická indukce a neméně hluboké chlazení částic urychlovaných synchrotronovým mechanismem ve vzdálenosti 2 Mpc od centra kupy. V podobné vzdálenosti od centra Zubního kartáčku nalezli autoři rovněž velmi podivnou strukturu. Podle prvních odhadů jde o doklad splývání trojice struktur v dané kupě. LOFAR bude schopen studovat obdobné úkazy až do vzdálenosti 2,5 Gpc.

D. Whalen aj. řešili otázku, jak mohou v raném vesmíru vznikat černé veledíry o hmotnostech mnoha milionů až několika miliard M_☉ v čase kratším než 800 mil. let od Velkého třesku. Ukázali, že oblaka baryonů o hmotnostech až 100 kM_☉ se mohou během první čtvrtmiliardy let po Velkém třesku zhroutit buď přímo na intermediální černé díry, jež pak navzájem splývají na veledíry, anebo na nadhvězdy, jež při svém brzkém termonukleárním výbuchu uvolní energie řádu 10⁴⁷ J.

N. Cappelluti aj. porovnali na ploše o úhlových rozměrech 8′ x 45′ fluktuace infračerveného záření kosmického pozadí naměřené kosmickým teleskopem SST v pásmech 3,6 a 4,5 μm s obdobnými fluktuacemi v pásmu rentgenového záření, které měřila družice Chandra v energetickém pásmu 0,5 – 2 keV. Zdrojem fluktuací infračerveného záření jsou hvězdy, kdežto fluktuace rentgenového záření pocházejí od akrece horkého ionizovaného plynu na černé díry. B. Yue aj. pak ukázali, že tyto černé díry vysokých hmotností vznikaly v raném vesmíru přímým zhroucením hal prvotních galaxií a zmíněné fluktuace infračerveného záření s typickým úhlovým rozměrem <1° potvrzují, že tento mechanismus vzniku černých veleděr dobře funguje.

5.7. Gravitační mikročočky a čočky

A. Zitrin aj. pozorovali pomocí kamery ACS (Advanced Camera for Surveys) HST protáhlou kupu galaxií El Gordo ("Tlouštík"; ACT-CL J0102-4915; vzdálenost 2,2 Gpc), objevenou v r. 2011 pomocí 6m mikrovlnného radioteleskopu Atacama Cosmology Telescope. Kupa se vyznačuje vysokou svítivostí (2.10³⁸ W) v rentgenovém pásmu spektra a silným Sjunjajevovým-Zeldovičovým efektem v pásmu reliktního záření, což je typické pro velmi husté kupy galaxií. Z nových pozorování HST tak vyplývá její hmotnost >1,7 PM_☉ - nejpravděpodobněji dokonce 2,3 PM_☉ (!). Není divu, že je vynikající gravitační čočkou. Autoři našli na pozadí kupy 9 objektů vzdálených až 4,1 Gpc (stáří 530 mil. let po Velkém třesku) pozorovaných díky 27 čočkovaným obrazům.

H. Dahle aj. nalezli v přehlídce SDSS kvasar J2222+2745 (vzdálenost 3,5 Gpc) zobrazený šestinásobně gravitací kupy galaxií vzdálené od nás 1,5 Gpc. Největší úhlová rozteč mezi obrazy dosahuje 15″. Světelná křivka kvasaru kolísá v čase s amplitudou 10 – 30 %, což umožnilo určit zpoždění jednotlivých obrazů vůči sobě v rozmezí 0,3 – 6 r.

J. Fohlmeisterová aj. sledovali od ledna 2007 do června 2012 gravitačně rozštěpené obrazy A a B kvasaru SDSS J1029+2623 (vzdálenost 3,3 Gpc), které vykazují zatím rekordní úhlovou rozteč 22,6″, což svědčí o velmi dobrém slícování s mezilehlou gravitační čočkou - kupou galaxií ve vzdálenosti 1,7 Gpc. Proměnná světelná křivka obrazu B je vůči obrazu A zpožděna o 2,04 roku. Na snímcích je pozorovatelný i velmi slabý obraz C, který se však promítá do těsné úhlové blízkosti obrazu B.

J. Vieira aj. sledovali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA v poušti Atacama 47 galaxií ve vzdálenostech 3,2 – 3,9 Gpc, jejichž obrazy jsou zesílené mezilehlými gravitačními čočkami, ALMA je zobrazila v pásmech vlnových délek 0,3 – 3 mm, přičemž k určení kosmologického červeného posuvu galaxií stačily pouze několikaminutové expozice. Na snímcích jsou navíc viditelné předtím nevídané morfologické podrobnosti v čočkovaných galaxiích.

A. van der Wel aj. našli pomocí HST a LBT v poli CANDELS zatím nejvzdálenější gravitační čočku v podobě kupy galaxií vzdálené od nás 2,9 Gpc. Díky této kupě objevili čtyři až 40krát zesílené obrazy rané galaxie vzdálené od nás 3,6 Gpc (stáří 1,9 Gr po Velkém třesku), jež se navzdory své malé hmotnosti 100 MM_☉ prozradila silnou emisí zakázané čáry [O III] díky probíhající překotné tvorbě hvězd. Z absorpce obrazů kupou se též podařilo určit hmotnost gravitační čočky 800 MM_☉. Z toho asi 60% připadá na neviditelnou skrytou látku.

W. Zheng aj. využili projektu CLASH (WFC3 HST) k objevu dvou velmi vzdálených galaxií, jejichž obrazy byly zesíleny kupami galaxií MACS J0329-02 (vzdálenost 1,4 Gpc; hmotnost 190 TM_☉) a MACS J1149+22 (vzdálenost 1,7 Gpc; hmotnost 2,5 PM_☉). První ze vzdálených galaxií byla zobrazena mezilehlou gravitační čočkou 4x. Její vzdálenost 3,9 Gpc poukazuje na mocnost metody gravitačních čoček při zkoumání počátečních fází vývoje galaxií ve vesmíru, neboť v tomto případě vidíme objekt starý 900 Mr po Velkém třesku. Druhá galaxie ve vzdálenosti 4,1 Gpc byla zobrazena ve stáří jen 500 Mr po Velkém třesku. Autoři celkem prohlédli 16 kup galaxií v projektu CLASH a s jejich pomocí pak identifikovali 65 vzdálených galaxií ve stáří ≈780 mil. let a 18 galaxií starých ≈650 mil. let po Velkém třesku. Tyto objekty jsou dostatečně jasné díky gravitačnímu čočkování a sledují se nejsnáze v blízké infračervené oblasti spektra (1 060 nm), v níž jejich jasnost dosahuje hodnot kolem 26,6 mag.

J. Vieira aj. též zveřejnili na základě pozorování 10m mikrovlnného South Pole Telescope (SPT) a následné přehlídky pomocí aparatury ALMA katalog 1 300 galaxií vzdálených od nás >2,4 Gpc a zobrazených pomocí mezilehlých gravitačních čoček. Vzdálenost galaxií >3,7 Gpc se však přesně měří obtížně, protože v jejich spektrech nejsou vidět žádné vhodné spektrální čáry. Přesto autoři odhadli, že alespoň 10 čočkovaných galaxií v uvedeném souboru vzniklo dříve než 1,5 Gr po Velkém třesku. U 23 galaxií se podařilo pozorovat některou čáru interstelárního CO a u 12 galaxií více čar, takže pak bylo určení vzdáleností jednoznačné. Většina galaxií v souboru se vyznačuje vysokou infračervenou svítivostí, silným zaprášením interstelárního prostoru a překotnou tvorbu hvězd. Jejich četnost v takto raném vesmíru byla zřejmě zhruba tisíckrát vyšší než dnes.

S. Kozlowski aj. využili databáze z polské přehlídky mikročoček OGLE III (Optical Gravitational Lensing Experiment; 2001-2009) k vyhledání galaxií AGN a kvasarů, jež se zobrazují skrze nejbližší galaxie (VMM a MMM, tj. Magellanova mračna). Tyto objekty byly totiž velmi často snímkovány v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček. Zatím se autorům podařilo prohledat všechna pole ve VMM a 70 % polí v MMM. Nalezli tak celkem 758 vzdálených galaxií AGN, z toho 563 ve VMM a 193 v MMM. Jejich klasifikaci pak potvrdili spektroskopicky. Naprostá většina (713, tj. 94% !) objektů nebyla předtím známa. Světelné křivky některých kvasarů pokrývají celý časový interval projektu OGLE (12 let). Pomocí jasnějších kvasarů lze pak také zpřesňovat vlastní pohyby hvězd v Mračnech i celkový vlastní pohyb obou Mračen vůči prakticky stacionárním kvasarům. Padesát nejjasnějších kvasarů se dokonce hodí pro proměření absorpce v interstelárním a intergalaktickém prostředí.

Z. Y. Huo aj. objevili 509 nových kvasarů na ploše 135 čtv. stupňů oblohy v pozadí galaxií M31 (And) a M33 (Tri) pomocí výkonného Schmidtova dalekohledu s adaptivní optikou a 4 tisíci optickými vlákny ke spektrografům LAMOST (Large Sky Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope), jenž byl v r. 2008 uveden do chodu na stanici Xinglong v Číně. Obdélníková korekční deska má rozměry 5,7 x 4,4 m a ohnisková rovina má průměr 1,75 m, čemuž odpovídá zorné pole o průměru 5°! Z uvedeného souboru se 17 kvasarů promítá do centrální oblasti a jihovýchodního hala spirální galaxie M31. Tyto objekty jsou od nás vzdáleny 0,4 – 3,6 Gpc a jeví se jako hvězdy 15,5 – 20 mag. Nově objevené kvasary umožňují díky absorpci svého světla v blízkých galaxiích Místní soustavy studovat zdejší chemické složení interstelární a intergalaktické látky, vlastní pohyby jednotlivých složek Místní soustavy i polohu jejího těžiště.

Tři kosmické teleskopy (HST, SST a Chandra) začaly spolupracovat v projektu FF (Frontier Fields), jenž umožňuje využít obří kupy galaxií ve vzdáleném vesmíru jako gigantickou spojku (gravitační čočku) s ohniskovou vzdáleností řádu miliardy parseků, a zmíněné teleskopy slouží jako okuláry. Zesílení jasnosti velmi vzdálených galaxií promítaných na tyto čočky tak může snadno dosahovat až 5 mag. Díky rentgenové družici Chandra lze pak určit hmotnost černé veledíry v jádrech gravitačně zobrazovaných galaxií i velikost gravitačního zesílení jejich jasností. HST přitom slouží hlavně k proměření zastoupení skryté látky v čočce - mezilehlé kupě galaxií a SST dokáže ve střednímu infračervenému pásmu objevovat jak velmi vzdálené mezilehlé kupy, tak i vůbec nejvzdálenější čočkované galaxie.

E. Medezinskiová aj. prozkoumali podrobně rozložení hmoty v kupě galaxií MACS J0717.5+3745, která se nachází ve vzdálenosti 2,5 Gpc (stáří 8,3 Gr po Velkém třesku). Kupa byla objevena v rámci přehlídky CLASH (Cluster Lensing and Supernova survey with Hubble), neboť se hodí jako komplexní rozlehlá gravitační čočka k objevům ještě podstatně vzdálenějších supernov a galaxií, jejichž obrazy jsou mezilehlou kupou významně zesíleny. K tomu je ovšem potřebí znát co nejpřesněji rozložení látky (zářící a skryté) po celé ploše zaujímané zmíněnou kupou galaxií. Autoři k tomu využili širokoúhlých snímků japonského 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea a podrobných snímků z HST. Na nich zkoumali obrazy ještě vzdálenějších galaxií, jež podléhaly deformacím v různých částech plošné mezilehlé gravitační čočky. Tímto náročným postupem dokázali zmapovat rozložení látky v kupě až do lineární vzdálenosti 5 Mpc od jejího těžiště. Zejména skrytá látka má vláknitou strukturu, přes níž se překládá devět víceméně kulových soustředných hal. Zároveň se jim podařilo určit viriálovou hmotnost kupy 3 PM_☉, což je zatím nejvyšší hodnota pro známé kupy vůbec. Současně tak nezávisle potvrdili platnost standardního kosmologického modelu Velkého třesku.

D. Coe aj. využili téže přehlídky CLASH k objevu galaxie MACS0647-JD, zesílené 80x, 7x a 2x mezilehlou kupou galaxií MACSJ0647.7+7015 (vzdálenost 1,8 Gpc). Z polohy hrany Lymanovy série čar vodíku pak odvodili červený posuv z = (10,7 ±0,5) což dává pro čočkovanou galaxii vzdálenost 4,1 Gpc, tj. stáří asi 480 Mr po Velkém třesku. Její hmotnost odhadli na ≈1 % hmotnosti naší Galaxie.

5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

B. Peterson připomněl, že kvasary byly objeveny právě před půlstoletím v r. 1963 společným úsilím australských radioastronomů pod vedením C. Hazarda, který pomocí zákrytu bodového rádiového zdroje 3C-273 v souhvězdí Panny Měsícem zpřesnil pomocí obřího 64m radioteleskopu v Parkesu jeho souřadnice na 1″, což umožnilo M. Schmidtovi identifikovat pomocí 5m Haleova teleskopu na Palomaru identifikovat bodový optický protějšek 13 mag a pořídit jeho spektrum, které vykazovalo emisní čáry v polohách, které neodpovídaly žádnému známému prvku. Schmidt však nakonec usoudil, že jde o emise vodíku extrémně posunuté k červenému konci spektra, takže odtud vyšla rekordní vzdálenost objektu 600 Mpc. To okamžitě vzbudilo pozornost, protože z fluktuací optické jasnosti vycházel rozměr objektu menší než Sluneční soustava, zatímco zářivý výkon 2 TL_☉ byl o o dva řády vyšší než úhrnný zářivý výkon naší Galaxie! Jméno objektu quasar (QUAsi-StellAR) navrhl americký astrofyzik Hong-Yee Chiu. Brzy se podařilo objevit, že objekt není úplně bodový, ale že z něho vychází kolimovaný optický i rádiový výtrysk o délce 50 kpc, který přispívá výrazně k souhrnnému zářivému výkonu objektu. Odtud se podařilo určit, že výtrysk vznikl před 160 tis. lety.

V r. 1978 zjistili A. Stockton aj. že kvasary jsou fakticky jádra galaxií AGN. Důkaz o existenci černých veleděr jako zdrojů zářivých výkonů kvasarů podalo studium relativně málo hmotné (4 MM_☉) veledíry v jádře naší Galaxie. Další výzkumy prokázaly, že jen 10 % kvasarů je rádiově hlučných; většina je rádiově tichá, ale zato září výrazně v rentgenovém pásmu spektra. O teoretické vysvětlení existence a mechanismu záření kvasarů se zasloužili J. Zeldovič, I. Novikov, E. Salpeter, D. Lynden-Bell a M. Rees v letech 1964-1968. Přehlídka SDSS objevila do r. 2012 téměř 300 tis. kvasarů.

S. O'Sullivan aj. ukázali na základě Faradayova stáčení difúzního rádiového záření v obrovitým rádiových lalocích galaxie Cen A (= NGC 5128; nejbližší galaxie typu AGN; vzdálenost 3,8 Mpc), že jejich hmotnost dosahuje 10 GM_☉ (!). Z rentgenových pozorování pak vychází jejich teplota kolem 6 MK. Laloky obsahují jak horký plyn, tak urychlené elektrony a nejspíš i relativisticky urychlené protony. Podle L. Stawarze aj. dosahuje Lorentzův faktor (L) v rádiových lalocích hodnoty 2 L. B. McKinley aj. pozorovali záření laloků Cen A pomocí interferometru Murchison Widefield Array v západní Austrálii na frekvenci 118 MHz (2,5 m) a odtud odvodili pravděpodobné stáří laloků v rozmezí 10 – 80 Mr. J. Ott aj. pozorovali pomocí radiointerferometru ATCA v Narrabri známý optický výtrysk z galaxie Cen A v rádiovém oboru na frekvenci vodního maseru 22 GHz (vlnová délka 13,6 mm), a to v lineární vzdálenosti jen 3 pc od centrální veledíry. Proto se domnívají, že základna výtrysku se nachází těsně nad černou veledírou. Maserový zářivý výkon výtrysku odpovídá svítivosti 1 L_☉, ale na časové stupnici měsíců výrazně kolísá (plápolá).

S. Wykesová aj. zkombinovali rádiová, rentgenová a gama pozorování výtrysků, vnitřních laloků a obřích laloků galaxie Cen A a odtud odvodili, že v těchto útvarech se urychlují leptony až na energie řádu TeV a hadrony na energie řádu desítek EeV; jinými slovy jde o extrémně energetické kosmické záření. Zářivý výkon ve výtryscích dosahuje neuvěřitelných 10³⁶ W (pětiny zářivého výkonu naší Galaxie !) díky tomu, že výtrysky polykají horké plazma tempem 3.10¹⁸ kg/s a ještě výrazněji se přikrmují také materiálem z hvězd, které se nacházejí přímo ve výtryscích, tempem 7.10¹⁹ kg/s. Tepelný tlak ve výtryscích dosahuje pouze 150 femtopascalů, z čehož však vyplývá extrémně vysoká teplota výtrysků >160 MK. Odtud pak plyne, že pomocí stochastického urychlování částic mohou být výtrysky zdrojem kosmického záření o energiích ≈100 EeV. Z pozorování observatoře Pierra Augera vyplývá, že v letech 2008-2010 bylo pozorováno 13 částic primárního kosmického záření s energiemi >55 EeV (vůbec nejvyšší energie částice dosáhla 142 EeV), které přišly ze směrů, jež se od polohy Cen A odchylují maximálně o 18° vlivem interstelárních a intergalaktických magnetických polí, takže jejich zdroji mohou být zmíněné výtrysky. Tomu odpovídá průměrný zářivý výkon výtrysků v pásmu extrémně energetického kosmického záření 2,5.10³² W. Když se pak sečtou zářivé výkony kosmického záření výtrysků ve všech energetických pásmech, dostáváme souhrnnou hodnotu 6.10³³ W, což je docela realistické číslo.

A. Abramowski aj. objevili při soustavném dlouhodobém (duben 2004 - červenec 2010) sledování galaxie Cen A pomocí Čerenkovovy soustavy teleskopů H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System; Windhoek, Namibie) na okraji zorného pole v úhlové vzdálenosti 2° blazar 1ES 1312-423, který v pásmu 1 TeV má jen 0,5 % zářivého toku Krabí mlhoviny. Blazar byl posléze po dobu 3,5 roku pozorován v pásmu energií >100 MeV také družicí Fermi. Následkem těchto objevů byl nakonec detekován také v ostatních pásmech elektromagnetického spektra až po rádiové vlny, čili v rozsahu energií fotonů plných 16 řádů! Blazar je od nás vzdálen 400 Mpc a zmíněné vysokoenergetické záření gama pochází z netepelné složky synchrotronového záření. Relativisticky urychlené elektrony totiž předávají energii měkkým fotonům rádiového záření, jež tak mohou ztvrdnout až do rentgenového a gama pásma, V optickém oboru se současně pozoruje tepelné záření černého tělesa od mateřské galaxie blazaru. S. Bloom aj. popsali superluminální kinematiku urychlovaných 9 uzlíků z centra kvasaru 3C-279 (Vir; vzdálenost 1,6 Gpc) na základě jejich poloh měřených od r. 1994 s milivteřinovou přesností radiointerferometrem VLBA. Lorentzovy faktory se přitom mění s časem v širokých mezích 10 – 41 L (zdánlivé superluminální rychlosti kolísají v mezích 5 – 40 c), což nejspíš dokazuje proměnnost rázových vln ve výtryscích v typickém dvouletém intervalu. Optická jasnost výtrysků kolísá velmi výrazně v rozsahu 1:430 (!) a mezní rychlost uzlíků dosahuje až 99,8 % rychlosti světla c.

R. Mergantiová aj. mapovali výtrysky z mladé rádiogalaxie AGN 4C12.50 (= PKS 1345+12; vzdálenost 480 Mpc) pomocí radiointerferometru VLBI. Ty totiž odnášejí přebytečný moment hybnosti materiálu, který padá na černou veledíru o hmotnosti 5 GM_☉ v centru ultrasvítivé infračervené galaxie (ULIRG), která patrně vznikla srážkou dvou spirálních galaxií. Výtrysky se ve vzdálenosti asi 100 pc od veledíry střetávají rychlostí až 1 tis. km/s s chladným interstelárním plynem a brání mu v gravitačním hroucení na další pokolení hvězd. Z pozorování tak vyplývá, že čím hmotnější je veledíra, tím více brzdí tvorbu dalších hvězd v dané galaxii a tedy i růst celé galaxie. Autoři potvrdili, že jednoduchý lineární vztah mezi hmotností černé veledíry a o tři řády větší hmotností hvězd v celé galaxii platí až do hmotnosti veledíry 10 GM_☉.

M. Valtonen a P. Pihajoki připomněli, že optická světelná křivka binárního kvasaru OJ 287 (vzdálenost 1,1 Gpc; hmotnost černé veledíry ≈18 GM_☉ !) pokrývá díky archivním fotografickým snímkům úctyhodné časové rozpětí >120 let. Křivka vykazuje dlouhodobé výrazné změny jasnosti. V posledních 30 letech pozorují radioastronomové také rádiový výtrysk, jehož rádiový tok je rovněž proměnný. Kvaziperiodické změny obou křivek naznačily, že v centru kvasaru třídy BL Lac se nachází pár černých veleděr, jež kolem sebe obíhají po výstředných drahách v periodě 11 – 12 let, přičemž sekundární veledíra o hmotnosti "jen" 100 MM_☉ se během oběhu dvakrát prodírá skloněným akrečním diskem primární veledíry. Relativistické stáčení její eliptické dráhy činí plných 39° za jeden oběh a ztráta energie soustavy vyzařováním gravitačních vln ukazuje, že obě veledíry splynou přibližně za 10 tis. let. Autoři nyní prokázali, že příčinou proměnné struktury rádiového výtrysku je spirální magnetické pole, v jehož ose jsou částice radiálně urychlovány až na 85 % rychlosti světla. Optické variace svědčí o proměnách struktur ve vzdálenosti řádu 1 pc od černé veledíry, zatímco rádiové změny se týkají kolébání osy výtrysku ve vzdálenostech o dva řády větších.

J. Roland aj. našli důkazy o výskytu binárních veleděr také v jádrech kvasarů 1823+568 (vzdálenost 1,9 Gpc) a 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc). V prvním případě jsou veledíry o souhrnné hmotnosti až ≈1 G M_☉ a poměru hmotností 0,17 od sebe vzdáleny ≈0,4 pc. Ve druhém případě jsou veledíry při obdobné souhrnné hmotnosti a jejich poměru 0,36 od sebe vzdáleny 2,7 pc. Tyto hodnoty jsou ovšem jen orientační, protože autoři museli celou řadu parametrů potřebných k výpočtům pouze odhadnout.

B. Simmons aj. spolu s dobrovolníky projektu Galaxy Zoo nalezli v databázi SDSS 13 galaxií AGN s hmotnostmi >10 GM_☉, kterým chybí obvyklá výduť. Mezi nimi byly dvě galaxie s černými veleděrami ve svém centru o hmotnostech 4 MM_☉ a 12 MM_☉. I ostatní galaxie v tomto výběru mají v centru veledíry s hmotnostmi >1 MM_☉. Všeobecně se má za to, že výskytu výdutí předchází splývání dvou a více izolovaných galaxií, takže tyto vybrané galaxie žádné splývání zřejmě neprodělaly. Přesto však i pro ně platí lineární vztah mezi hmotností centrální veledíry a úhrnnou hmotností hvězd v jejich disku. Autoři proto dospěli k závěru, že podrobnosti konkrétního způsobu vznikání hvězd v galaxiích nejsou důležité pro klíčový vztah mezi hmotností titěrné (pár miliard kilometrů) centrální veledíry a vývojem celé galaxie o rozměrech až stovek kiloparseků.

Y. Tanaka aj. ohlásili, že družice Fermi pozorovala dva fotony záření gama o energiích 122 a 134 GeV, jež byly vyslány blazarem PKS 0426-380 z rekordní vzdálenosti 2,5 Gpc. Zatím neznáme žádný blazar ve větší vzdálenosti, který by byl pozorovatelný v pásmu gama s energiemi fotonů >100 GeV.

I. Martí-Vidal aj. studovali blazar PKS 1830-211 (vzdálenost 3,4 Gpc) pomocí aparatury ALMA, přičemž využili šťastné náhody, že objekt je zesílen a dvakrát zobrazen gravitační čočkou - galaxií ve vzdálenosti 2,3 Gpc. Kromě toho v době pozorování se blazar nápadně zjasnil v pásmu paprsků gama, což zaznamenala družice Fermi koncem května 2012. Autoři pozorovali blazar ve čtyřech pásmech frekvencí 100 – 300 GHz (vlnové délky 1 – 3 mm). To autorům umožnilo rozlišit podrobnosti ve výtryscích blazaru, a také změřit relativní zpoždění signálů mezi oběma čočkovanými obrazy (27 dnů). Výhledově se nabízí možnost určit přesně polohy základen protilehlých výtrysků s vrcholovými úhly 3°.

Zcela záhadně se chová svítivý blazar 0836+710 (= 4C+71.07; vzdálenost 3,3 Gpc; stáří 3,0 Gr po Velkém třesku), jenž byl objeven již v r. 1960 jako rádiový zdroj s plochým průběhem rádiového spektra. Později se ukázalo, že patří do rodiny galaxií AGN a jeví čas od času významné výbuchy v rádiovém oboru, ale také v pásmu záření gama. A. Akyuz aj. jej sledovali rádiovým interferometrem VLBI na frekvencích 1,6 a 5 GHz (187,5 a 60 mm) a zjistili, že výtrysky z aktivního jádra mají spirální strukturu, což svědčí o jejich silném magnetickém usměrňování. V posledních letech je blazar sledován také družicemi Swift a Fermi v pásmu gama, UV i optickém. Optické, rádiové a energetické výbuchy se však odehrávají v různých časech a i časová posloupnost není příliš výrazná, takže patrně tam působí různorodé fyzikální mechanismy. V centru blazaru se nachází podle S. Jorstadové a A. Marschera veledíra o hmotnosti 2,6 GM_☉. Ve vzdálenosti 20 pc od ní vybuchl v listopadu 2011 GRB, jenž dosáhl v maximu zářivého výkonu 8.10⁴⁰ W, tj. o 4 řády vyššího než jaký produkuje naše Galaxie! V dubnu 2011 byl pozorován rádiový uzlík, jenž se od centra blazaru vzdaloval superluminální rychlostí 20 c, což po přepočtu na reálnou rychlost dává hodnotu 99,87 % rychlosti světla.

T. Sbaratto aj. využili nové rentgenové družice NuSTAR, jež může pozorovat v energetickém pásmu 3 – 79 keV, ke sledování blazaru B2 1023+25, objeveného v přehlídkách SDSS a FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty centimetres pomocí aparatury VLA v Socorro, N. M.). Blazar má jeden z protilehlých výtrysků namířen téměř přímo k Zemi se sklonem jen 3° k zornému paprsku a vyniká také tím, že je nadmíru rádiově hlučný. Družice zjistila, že zdroj vysílá také silné rentgenové záření v energetickém pásmu 5 – 10 keV, z čehož lze odvodit Lorentzův faktor L = 15 v okolí černé veledíry. Z červeného posuvu pak vyplývá vzdálenost 3,9 Gpc (stáří 1,1 Gr po Velkém třesku). Lze očekávat, že právě tento speciálně natočený vzdálený blazar pomůže odhalit některé úkazy v bezprostředním okolí veledíry v jeho centru.

B. Venemans aj. uvedli, že až dosud se podařilo objevit něco přes 60 kvasarů vzdálených více než 3,9 Gpc (stáří <900 Mr po Velkém třesku). Díky nové přehlídce VIKING (Visible and Infrared survey telescope for astronomy Kilo-degree Infrared Galaxy) ESO na ploše 332 čtv. stupňů jižní oblohy na Paranalu se jim nyní podařilo přidat mezi toto vzácné zboží další tři přírůstky se vzdálenostmi 3,95 – 3,97 Gpc (stáří 790 – 830 Mr po Velkém třesku). Kvasary se podařilo zobrazit jen v infračerveném pásmu spektra. Hmotnosti jejich centrálních černých veleděr se pohybují >1 GM_☉. Zatím tedy nejsou žádné známky úbytku počtu a hmotností kvasarů s klesajícím časem po Velkém třesku. Již v r. 2011 nalezli J. Bolton aj. a D. Mortlock kvasar ULAS J1120+0641 ve vzdálenosti 3,98 Gpc (stáří 760 mil. let po Velkém třesku).

E. Farina aj. odhalili pomocí 3,6m NTT ESO (La Silla, Chile) a 3,5m na Calar Alto ve Španělsku fyzický triplet kvasarů QQQ J1519+0627. Nejde přitom o obrazy jediného kvasaru rozštěpené gravitační čočkou. Všechny tři složky tripletu se vešly do úhlového rozteče 25″, což při vzdálenosti soustavy 2,9 Gpc představuje projekci lineární rozteče pouhých 200 kpc. Kosmologické červené posuvy spektrálních čar všech tří složek tripletu jsou shodné s přesností ±1 km/s. Jde teprve o druhý takový fyzický triplet; první QQQ J1432-0106 ve vzdálenosti 3,2 Gpc byl objeven v r. 2007 díky obřím teleskopům Kecka VLT.

K. Prochaska aj. začali využívat úhlově blízkých kvasarů, z nichž jeden je ve skutečnosti od nás mnohem dále než druhý, k testování vlastností vzdálenějšího kvasaru pomocí absorpce jeho emisních čar v mateřské galaxii bližšího kvasaru. Vybírali takové virtuální páry, kde bližší kvasar je vzdálen přibližně kolem 3 Gpc, přičemž průmět obrazu vzdálenějšího kvasaru spadá do intervalu vzdáleností 0,03 – 1,0 Mpc od bližšího kvasaru. Našli zatím 650 takových párů, a to jim umožnilo mapovat dokonce rozložení hmoty v halech skryté látky kolem mateřských galaxií vzdálenějších kvasarů, ale i fluktuace hustoty neutrálního vodíku v intergalaktickém prostoru a kosmologických vzdálenostech. Hmotnost hal skryté látky dosahuje v průměru 3 TM_☉ ve vzdálenostech 3,5 Gpc (stáří vesmíru 2,6 Gr po Velkém třesku) a prostorová hustota neutrálního vodíku v těchto vzdálenostech velmi výrazně kolísá.

5.9. Černé díry a veledíry

Jedním z obtížných úkolů výzkumu černých děr je stanovení jejich spinu (rychlosti rotace měřené bezrozměrným parametrem a v rozmezí 0 - Schwarzschildova černá díra až 1 - kriticky rotující Kerrova černá díra). Jak uvedli G. Risaliti aj., rentgenová družice NuSTAR změřila vysokou hodnotu spinu a >0,84 pro černou veledíru v jádře galaxie NGC 1365 (For; vzdálenost 17 Mpc; hmotnost veledíry 2 MM_☉). Čím rychleji černá díra rotuje, tím blíže je vnitřní okraj akrečního disku k obzoru událostí, a tím přesněji lze spin změřit. Právě družice NuSTAR poskytuje nejpřesnější údaje, protože pracuje až do energií 80 keV, na rozdíl od družic Chandra, Newton a Suzaku, které měří jen v pásmu energií <10 keV. Ze simulací vývoje černých veleděr vyplývá, že pokud nabírají hmotu akrecí pomalu, tak se jejich spin příliš nezvýší. Vysoká hodnota spinu je proto dokladem, že veledíra prodělala krátké epizody bouřlivého nabírání hmoty, což její rotaci výrazně urychlí.

G. Ghiselini aj. poukázali na významný výskyt relativistických kolimovaných výtrysků vyvěrajících z blízkého okolí černých veleděr v rádiově tichých galaxiích AGN vzdálených od nás 3,0 – 3,2 Gpc. Vysoké rychlosti výtrysků dokazují, že jejich mateřské černé veledíry měly zpočátku velmi vysoký spin a téměř 1. Podle pozorování družic Swift a Fermi přesahují charakteristické hmotnosti pro příslušné veledíry hodnotu 1 GM_☉. Rychlé výtrysky odnášejí významnou část momentu hybnosti akrečního disku, čímž usnadňují akreci zbrzděného plynu na veledíru.

J. McKinney aj. ukázali pomocí simulací, že rotační osy černých veleděr a roviny jejich tenkých akrečních disků mohou navzájem svírat pravý úhel, kdežto tlusté disky se díky magnetickým polím slícují s rotační osou. Modelování by se už snad brzy mohlo ověřit pomocí podrobného snímkování okolí černých veleděr v jádře Galaxie a galaxie M87 v Panně. Y. Gnedin aj. ukázali, že když geometricky tlustý akreční disk kolem černé díry rotuje prográdně s jejím spinem, dostává se do výtrysků kolmých k disku o řád více energie, než když disk rotuje retrográdně.

Dalším problémem je dosud nejasná existence intermediálních černých děr (IMBH) s hmotnostmi 0,1 – 100 kM_☉. Teoretikové ukazují, že právě splývání IMBH v jádrech galaxií by mělo být příčinou vzniku černých veleděr o hmotnostech 0,001 – 15 GM_☉, ale pokusy najít zaručené IMBH zatím nejsou příliš přesvědčivé. N. Lutz aj. se pokusili objevit příznaky IMBH v šesti kulových hvězdokupách pomocí spektrálních profilů jader hvězdokup spektrografy HST a FLAMES VLT ESO. Jakousi naději skýtají hvězdokupy M62 (Oph) a M79 (Lep), kde by mohly být IMBH s hmotnostmi 2 kM_☉, resp. 3 kM_☉.

J. Johnson aj. však tvrdí, že pro růst veleděr IMBH možná vůbec nepotřebujeme, protože až do času 780 mil. let po Velkém třesku se mohou ve vesmíru vyskytovat prvotní nadhvězdy s hmotnostmi až 1 MM_☉, které se kosmicky rychle zhroutí rovnou na miliónové veledíry. K témuž závěru dospěl také M. Letif, jenž připomíná, že už ve věku 950 mil. let po Velkém třesku určitě existují veledíry s hmotnostmi >1 GM_☉, které vznikají rovnou ze zárodečných hmotných "semen" o hmotnostech řádu 1 MM_☉. Počítačové simulace ukazují, že taková semena mohou vznikat akrecí během pouhého 1 mil. roků.

Nejpodrobněji propočítali scénáře přímého hroucení na veledíry J. H. Choi aj. pomocí kódu ENZO. Kolaps může začít i zevnitř, anebo může jít o souběžná hroucení externích chuchvalců hmoty. Centrální hroucení probíhá na délkové stupnici 1 – 10 pc a pokračuje až do kompaktního rozměru ≈10 au v koplanárních slupkách materiálu. Tempo růstu veledíry dosahuje hodnot 0,02 – 1,0 MM_☉/r.

G. Shields a E. Bonning tvrdí, že veledíra v galaxii NGC 1277 v kupě galaxií v Perseovi (vzdálenost 70 Mpc) má hmotnost >10 GM_☉, což vůbec neodpovídá tomu, že hmotnost této galaxie dosahuje jen 120 GM_☉. Naproti tomu největší a nejhmotnější galaxie této kupy NGC 1275 (Per A; 3C-84) má veledíru o hmotnosti jen 1 GM_☉, ačkoliv její hmotnost dosahuje 1 TM_☉. Autoři proto navrhli, že v centru obří galaxie se v dávné minulosti odehrálo splývání veleděr, z nichž jedna byla zpětným rázem gravitačního záření vymrštěna z centra galaxie únikovou rychlostí 1 250 km/s. Unikající veledíru však zabrzdila galaxie NGC 1277. takže veledíra nakonec spadla do jejího těžiště jako typické kukaččí vejce. Tuto práci však vzápětí kritizoval E. Emselen, který tvrdí, že hmotnost veledíry v galaxii NGC 1277 je výrazně přeceněna a ve skutečnosti jen 2x přesahuje hmotnost ve vztahu mezi veledírou a hmotností celé galaxie. M. Chan ukázal, že vazba mezi hmotností veledíry a celé příslušné galaxie vyplývá z toho, že akreční disk kolem veledíry ohřívá interstelární plyn s cílem dosáhnout hydrostatické rovnováhy, což nutně vede k jednoduché úměře mezi oběma hmotnostmi.

F. Mareauxová aj. přišli s morfologickou klasifikací černých veleděr, jež má být obdobou známé Hubbleovy morfologické klasifikace galaxií. Klasifikaci založili na studiu více než 1,1 mil. galaxií z přehlídky SDSS, v nichž se zaručeně nacházejí centrální veledíry. Různé parametry pro galaxie s veleděrami odpovídají velikosti týchž parametrů pro stejně vzdálené polní galaxie. Tyto parametry však jasně závisejí na vzdálenosti, tj. na stáří galaxií s veleděrami i bez nich. Korelace mezi hmotností hvězd v dané galaxii a hmotností centrální veledíry je velmi těsná, zatímco pro hmotnost výdutě galaxie ve vztahu k hmotnosti veledíry jen přibližná.

J. Kormendy a L. C. Ho však zjistili, že zmíněné korelace jsou jen orientační, protože demografie vztahu veleděr a mateřských galaxií je závislá na více parametrech, jak se ukazuje díky systematickému zkoumání problému výjimečně dobře fungujícímu HST. V současné době jsou k dispozici kvalitní údaje o 87 galaxiích s veleděrami v těžišti. Hmotnosti těchto galaxií pokrývají interval 0,001 – 3 GM_☉. V galaxiích, které postrádají výduť, se nacházejí veledíry s hmotnostmi 0,1 – 1,0 MM_☉. To znamená, že výskyt výdutě není nutnou podmínkou pro přítomnost veledíry v dané galaxii. Na druhé straně není přímá souvislost mezi hmotností disku galaxie a centrální veledírou. Podobně prakticky neexistuje korelace mezi hmotností veledíry a hmotností hala skryté látky dané galaxie. Krmení nejméně hmotných veleděr z akrečních disků je u galaxií bez výdutě tak slabé, že to galaxii nemůže ovlivnit. Naproti tomu při prolínání obřích galaxií je akrece plynu na veledíry tak intenzivní, že to vede k relativně krátkému rozzáření kvasarů a následnému silnému ovlivnění vývoje splynuvší galaxie. U nejhmotnějších galaxií se však výrazně zvedá energetická rentgenová složka záření, což zabrzdí další tvorbu hvězd v obří galaxii, což se týká zejména obřích eliptických galaxií s nerotujícími jádry. To znamená, že těsná korelace mezi hmotností veledíry a hmotností celé galaxie v rozsahu 4 řádů hmotností platí obecně jen tehdy, když dochází v průběhu stárnutí příslušného komplexu galaxií k častým prolínáním a silné akreci plynu na veledíry. Z toho důvodu společný vývoj veleděr a celých galaxií se týká nejvíce obřích eliptických galaxií.

W. Ju aj a J. Comerfordová aj. snesli teoretické argumenty ve prospěch domněnky, že velmi hmotné galaxie by měly mít ve své centru páry veleděr. Empirické potvrzení není snadné, jak vyplývá z faktu, že dvě veledíry s identickými hmotnostmi 1 GM_☉ obíhající kolem společného těžiště ve vzdálenosti 0,1 pc budou mít oběžnou periodu kolem 100 let. Ze statistiky 173 galaxií AGN se však podařilo ukázat, že mezi vzdálenostmi 0,9 – 2,0 Gpc přibylo takových párů 6krát a tento růst pokračuje do vzdálenosti 3,5 Gpc (stáří 2,5 Gr po Velkém třesku) na téměř 1/5 z počtu takto vzdálených galaxií. Z těchto údajů vyplývá podle očekávání, že v raných fázích vývoje vesmíru se galaxie daleko častěji setkávaly a prolínaly, takže výsledná galaxie má dosud ve svém těžišti obě původní veledíry.

E. Borra využil obří databáze spekter galaxií z přehlídky SDSS ke hledání krátkodobých periodických signálů pomocí Fourierovy transformace. Takové signály našel pro 223 galaxií z přehlídky 900 tis. galaxií a ukázal, že jejich periody závisejí na vzdálenosti galaxie od nás, tj. na jejím kosmickém stáří. Autor se domnívá, že jde o kratičké záblesky v bezprostředním okolí centrálních veleděr s periodami 0,1 – 500 pikosekund (!), jež by mohly sloužit jako diagnostika vlastností okolí černých veleděr.

Snad vůbec nejzapeklitější problém v teorii černých děr vyvolaly protichůdné výsledky výpočtů, co se stane s astronautem, který zamíří rovnou do chřtánu černé díry. Výpočet založený na postulátech obecné teorie relativity totiž poukazuje na to, že astronaut proletí bez následků horizontem díry, a teprve později bude roztrhán slapovými silami. Naproti tomu kvantově mechanický výpočet se stejným zadáním dospívá k závěru, že těsně pod hranicí obzoru událostí se nachází ohnivá stěna, která astronauta okamžitě spálí. Těmito rozpory se zabývají zejména významní současní teoretičtí fyzikové J. Polchinski se svými studenty, J. Maldacena, L. Susskind a mnozí další.

O tom že jde o žhavý problém, který fakticky nadhodil už S. Hawking v r. 1974 tvrzením, že informace, která zapadla do černé díry, je navždy ztracena, svědčí sázka r. 1997 s jeho americkým kolegou J. Preskillem. Ten se totiž domnívá, že platí opak, čili že i taková informace se musí trvale zachovat. V r. 2004 Hawking připustil, že se mýlil a Preskillovi věnoval Encyklopedii kriketu. Preskill však naopak tvrdí, že Hawking sázku dosud neprohrál, a neměl tedy nic kupovat. G. Ellis však soudí, že Hawkingovo záření vypařující se černé díry nelze pozorovat, protože deformuje prostor a také reliktní záření ho zatlačuje zpět. Ostatně černé díry o hmotnostech řádu několika Sluncí se začnou rychle vypařovat až 10⁶⁷ let po svém vzniku, takže to je prakticky nikdy. I tento zkušený fyzik však poukazuje na nespolehlivost tak dalekých extrapolací, které pak vedou ke zmíněným rozporům mezi kvantovou mechanikou a relativitou.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLVIII. (2013).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 03. júla 2016