ŽEŇ OBJEVŮ 2018 (LIII.) - DÍL C
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

Dátum: 31. augusta 2020

Autori: Jiří Grygar, a David Ondřich

OBSAH (časť C):

4. Mezihvězdná a intergalaktická látka

K. Pattleová aj. použili polarimetr POL-2 na kameře SCUBA-2 (Submillimetre Common-User Bolometer Array 2) na dalekohledu J. C. Maxwella (JCMT, Mauna Kea, Havaj) k mapování známých „pilířů stvoření“ v mlhovině M16. Měření na vlnové délce 850 µm odhalilo, že siločáry magnetického pole jsou rovnoběžné s nejdelší osou pilířů a jsou kolmé na magnetické pole pozadí. Autoři odvodili, že indukce pole v oblasti s aktivní tvorbou hvězd se pohybuje mezi 17÷32 nT. Struktura pole naznačuje, že siločáry pomáhají udržovat rozsáhlou strukturu a brání mateřskému ionizovanému oblaku, aby se rozpadl do izolovaných globulí.

T. Liu aj. použili stejný přístroj ke zjištění vlastností oblaku G035.39-00.33, IR temného prachového mračna ve vzdálenosti 2,9 kpc od nás. V tomto případě jsou siločáry magnetického pole kolmé k nejhustšímu vláknu, které se v oblaku nachází. Síla pole odvozená z pozorování je okolo nejhustšího vlákna ~5 nT a spektroskopická pozorování v čarách 13CO naznačují, že vlákno vzniklo v místě srážky dvou původně řidších částí oblaku. Severní část vlákna patrně udržuje magnetické pole, zatímco střední a jižní část je zřejmě nestabilní. Autoři nalezli 9 míst, která jsou pravděpodobnými kandidáty na hroutící se zárodečný hvězdný oblak - mají hmotnosti ~16÷219 M. Nejhustší vlákno má délku 6,8 pc a hmotnost ~2,8 kM, celý oblak má hmotnost asi 16,7 kM.

B. McGuire aj. objevili v molekulárním mračnu TMC-1 (Taurus Molecular Cloud, součást Radcliffovy vlny v místním rameni Galaxie; souhvězdí Tau a Aur) molekulu benzonitrilu (C6H5CN), účinné organické rozpouštědlo a také nejjednodušší polycyklický aromatický uhlovodík nesoucí dusík. Objev molekuly je důležitý proto, že se předpokládá, že v mezihvězdném prostředí vzniká přímou reakcí benzenu (C6H6) s molekulou CN. Existenci složitější polycyklických aromatických uhlovodíků máme dobře potvrzenu IR emisemi ve spektrech molekulárních mračen, ale benzen samotný se hledá špatně, neboť molekula nemá dipólový moment a je možné ji najít pouze absorpcí proti jasnému záření pozadí. Pozorované zastoupení benzonitrilu je ~4× vyšší, než odpovídá teoretickým propočtům přímých chemických procesů; autoři proto navrhují, že další neočekávaný benzonitril vzniká alternativními fotochemickými procesy, např. na povrchu prachových zrn.

T. Soma aj. nalezli v TMC-1 spektrální čáry molekul CH3CHO, H2CCO, C3H2O a H2CO, stejně jako uhlíkové řetězcové molekuly jako C34S. Autoři použili rádiová data z observatoře Green Bank v pásmech 40 a 70 GHz a 140 GHz měření 30m teleskopu IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique) na Pico Veleta. Profily jednotlivých spektrálních čar ukazují, že molekuly se v oblaku nacházejí jak v plynné fázi, tak na povrchu zrn. Vzhledem k nevysokému stáří mračna je počet nalezených druhů komplexních organických molekul (≥ 11) překvapivý.

J. Großschedlová aj. použili databázi DR2 astrometrické družice Gaia k přesnějšímu určení polohy a tvaru molekulárního mračna Orion A. Autoři vybrali ~700 mladých hvězdných objektů aktivních v IR oboru a zjistili, že oblak nemá jednoduchou vláknitou strukturu, jakou vidíme ze Země, ale je složen ze dvou odlišných částí, spolu připomínajících kometu: hustší prohnuté hlavy s intenzivní tvorbou hvězd a řidšího ~75 pc dlouhého ohonu, v němž je tvorba hvězd nižší. Celé mračno má na délku ~90 pc a poměr nejdelšího rozměru vůči nejkratšímu je ~30:1.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy, hvězdné asociace

Vlastnosti mezihvězdné látky v HII oblastech poblíž hvězdokup M16 a M17 již dříve naznačily, že obě hvězdokupy možná vznikly v rámci jedné mateřské hvězdné porodnice. F. Comerón a J. Torra použili databázi DR2 družice Gaia k určení paralax červených obrů v oblasti uvnitř obálky mezihvězdné látky, viditelné v čarách H I a CO. Ze vzorku 37 jasných červených hvězd autoři identifikovali čtyři, které se nacházejí ve vzdálenosti 2 kpc, tedy přibližně stejně jako M16 a M17 (1,8 kpc, resp. 1,98 kpc). Následná spektroskopie odhalila věk těchto čtyř obrů v rozmezí 10÷30 Mr, což v rámci chyb také souhlasí s odhadovaným stářím obou hvězdokup. Výsledky podporují hypotézu, že M16 a M17 mají společný původ a současná generace mladých hvězd je již druhou generací, jejíž zrod podnítila vzplanutí supernov zhroucením hmotných mladých hvězd generace první.

Kulové hvězdokupy a jejich jednotlivé hvězdy byly považovány za nejstarší části Galaxie. Stáří hvězdokup je možné určit modelováním vývoje jednotlivých hvězd a statistickým porovnáním rozložení barev - za předpokladu, že všechny hvězdy vzniknou v krátkém časovém rozmezí, závisí jejich barva v průběhu vývoje převážně na počáteční hmotnosti. E. Stanwayová a J. Elridge zahrnuli do modelů vývoje jednotlivých hvězd dvojhvězdy a překvapivě se ukázalo, že model dokáže reprodukovat složení hvězdokup ve významně kratších časech - namísto 10÷14 Gr vychází jen 5÷8 Gr; např. pro M4 model udává jen 5÷6 Gr namísto dlouho předpokládaných 13 Gr! Model se zahrnutím dvojhvězd také ukazuje poněkud vyšší metalicitu (zastoupení prvků těžších než He) v atmosférách jednotlivých hvězd v hvězdokupě.

T. Brown aj. použili data z WFC3 (Wide Field Camera 3) na palubě HST k přímému měření paralaxy NGC 6397, nejbližší kulové hvězdokupy s nízkou metalicitou. Autoři naměřili hodnotu (0,418 ± 0,018) mas (tisícina obloukové vteřiny), která odpovídá vzdálenosti (2,39 ± 0,1) kpc. Porovnání barevných indexů s ohybem hlavní posloupnosti dává stáří (13,4 ± 1,2) Gr. M. Correnti aj. využili fotometrických dat WFC3 v blízkém IR oboru k nezávislému určení stáří hvězdokupy a získali hodnotu (12,6 ± 0,7) Gr.

S. Chen aj. použili databázi DR2 družice Gaia k určení vzdáleností kulových hvězdokup 47 Tuc a NGC 362 v Malém Magellanově mračnu (SMC). Autoři zjistili, že určení vzdálenosti jednotlivých hvězd je citlivé na hodnotu jasnosti dat DR2 ve filtru G, která se liší pro jasné a slabé hvězdy. Průměrná hodnota vzdáleností vychází 47 Tuc: (4,45 ± 0,12) kpc, NGC 263: (8,54 ± 0,44) kpc.

Přesné určování vlastností všech členů jednotlivých hvězdokup je ošemetná záležitost, způsobená základním problémem: určení, zda daná hvězda do hvězdokupy skutečně patří či nikoli. S. Reinová aj. využili databázi DR1 družice Gaia a zaměřili se na Hyády (Calldwell 41; Tau) s využitím dřívějších astrometrických i spektrometrických dat. Z nich vypočetli pravděpodobné dráhové parametry a iterativně nechali hledat optimální řešení pro jednotlivé podmnožiny hvězd. Výsledkem je identifikace 251 velmi pravděpodobných členů, z nichž 70 jsou noví kandidáti (včetně několika hvězd, které z hvězdokupy unikají). Hvězdokupa má v okolí centra zhruba kulový tvar, zatímco ve vzdálenějších oblastech je znatelně zploštělá.

Jádra lithia se srážkami s protony v nitrech hnědých trpaslíků (HT) s hmotností ≥ 0,05 M rozloží za dobu kratší než 1 Gr. Měřením zastoupení Li v atmosféře HT je možné v závislosti na jeho hmotnosti možné odhadnout stáří. E. L. Martín aj. použili přístroj OSIRIS (Optical System for Imaging and low Resolution Integrated Spectroscopy) na 10,4m dalekohledu GTC (Gran Telescopio Canarias) a pokusili se změřit zastoupení Li v atmosférách šesti HT v otevřené hvězdokupě Hyády. U dvou nejslabších a nejchladnějších se podařilo zachytit dublet na vlnové délce 670,8 nm - oba HT jsou spektrální třídy L a svítivost mají jen asi ~10-4 L. Jejich stáří odvozené z míry odbourání lithia vychází na (650 ± 70) Mr, což je v souladu se stářím, určeným z hvězdných vývojových modelů.

S. Gossage aj. použili hvězdný vývojový model MESA, který nechali opakovaně počítat různé scénáře vývoje s postupně rostoucím vlivem rotace hvězd. Následně provedli statistiku, které modely dobře fitují pozorované barevné indexy hvězd v katalozích Tycho a 2MASS a z nich odvodili průměrné stáří otevřených hvězdokup Hyády, Jesličky (Praesepe) a Plejády. Ukázalo se, že odvozená stáří nejsou k rotaci modelových hvězd příliš citlivá a v rámci chyb se shodnou na sdílených středních hodnotách. Ty činí ~680 Mr pro Hyády, ~590 Mr pro Jesličky a ~110÷160 Mr pro Plejády.

V. Pavlík aj. spočetli pravděpodobnostní modely vykopnutí černé díry z mateřské hvězdokupy při výbuchu supernovy. Autoři použili numerické simulace problému mnoha těles a zkoumali rozdělení rychlostí a míru zadržení černých děr uvnitř hvězdokup při různých počátečních hmotnostních funkcích, poloměrech hvězdokup a rozděleních rychlostí. Porovnání numerických výpočtů s analytickými odhady ukázalo, že při střední rychlosti černých děr ≤ 50 km/s mají hvězdokupy s počáteční hmotností ≥ 5×103 M a poloměru 2 pc schopnost udržet ≥ 20 % černých děr uvnitř poloměru s poloviční hmotností celé hvězdokupy. Analytické odhady ukazují, že velmi kompaktní trpasličí galaxie UCDs (Ultra-Compact Dwarf galaxies) by měly být schopny udržet až 80 % černých děr i při středních rychlostech černých děr až 190 km/s. Neočekávaným výsledkem simulací je zjištění, že kompaktní hvězdokupy s ~103 hvězdami umožňují prodloužení tvorby černých děr v supernovách díky dynamicky vznikajícím novým dvojhvězdám - k tomuto jevu v hustěji populovaných či naopak prostorově rozsáhlejších hvězdokupách nedochází.

T. Cantat-Gaudin aj. analyzovali rozložení 1 229 otevřených hvězdokup v Galaxii v databázi DR2 družice Gaia. Data potvrzují představu, že nejmladší hvězdokupy jsou vázány k rovině Galaxie a k jednotlivým spirálním ramenům, zatímco starší asociace jsou rozloženy rovnoměrněji v celém objemu kulové složky Mléčné dráhy. Autoři díky statistickému zpracování dat také náhodně objevili 60 nových otevřených hvězdokup.

T. Muraveva aj. spojili historicky známé vlastnosti proměnných hvězd typu RR Lyrae společně s přesnou astrometrií družice Gaia k odvození vztahů perioda-absolutní magnituda-metalicita pro blízkou a střední IR a viditelnou oblast spektra. Pro jednotlivá pásma V, G, KS a W1 při metalicitě [Fe/H] = -1,5 dex a periodě 0,5238 d vycházejí hodnoty MV = (0,66 ± 0,06) mag, MG = (0,63 ± 0,08) mag, MKs = (-0,37 ± 0,11) mag a MW1 = (-0,41 ± 0,11) mag. Nové hodnoty dovolí zpřesnit určování vzdáleností v Mléčné dráze i nejbližších galaxiích při využití hvězd RR Lyr jako standardních svíček.

5.2. Naše Galaxie

Myšlenka, že Mléčná dráha v minulosti pohltila další galaxie, není nikterak nová. Její potvrzení se však zatím omezovala na nesrovnalosti v drahách a chemickém složení některých hvězd v okolí Slunce. A. Helmiová aj. použili databázu DR2 družice Gaia k potvrzení hypotézy, že vnitřní galaktické halo (tedy hvězdy mimo disk Galaxie, ale zároveň ne ty nejvzdálenější od něj) je z velké části složené z hvězd, pocházejících z galaxie, která se s Mléčnou dráhou srazila. Autoři zkombinovali fotometrická i astrometrická data z Gaii pro hvězdy do vzdálenosti 10 kpc od Slunce, stáří a chemické složení z historických katalogů a numerické simulace splynutí Pragalaxie a satelitní galaxie s hmotností asi 20 % současné Mléčné dráhy a objevili dobrou shodu pozorování s modelem. Kromě přítomnosti starých hvězd s nízkou metalicitou ve zmíněném vnitřním halu model ukázal, že splynutí způsobilo zvětšení tloušťky disku Galaxie (vlivem poruch drah původních hvězd) a iniciovalo v něm mohutnou tvorbu nových hvězd. Model ukazuje, že ke splynutí došlo před asi 10 Gr.

Vývoj Galaxie se netýká jen minulosti. C. Martínezová-Lombillová aj. zkombinovali data z přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey), UV pozorování družice GALEX (GALaxy Evolution eXplorer) a IR měření kosmického teleskopu Spitzer a vytipovali spirální galaxii co nejvíce podobnou té naší. Kombinace dat z více oborů spektra autorům dovolila v NGC 4565 identifikovat mladé hvězdy a změřit jejich rychlosti vůči disku galaxie. Z tempa růstu této galaxie autoři odhadli rychlost zvětšování Mléčné dráhy na 500 m/s - takovým tempem byste z Prahy do Ostravy doletěli asi za 9 min. O 5 % se Galaxie zvětší asi za 3 Gr.

Protože se nacházíme uvnitř disku Galaxie, máme ztíženou možnost pozorovat, kam až disk vlastně dosahuje. Nedávno se objevily náznaky, že jeho průměr by mohl větší než dosud předpokládaných asi 30 kpc. M. López-Corredoira aj. použili data z přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) a přístroje LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope) ke statistickému odvození vzdálenosti, v níž jsou hvězdy disku odlišitelné svou metalicitou od hvězd halové složky Galaxie - k jejich vlastnímu překvapení se ukázalo, že hvězdy disku se nacházejí i ve vzdálenostech ≥ 26 kpc od centra (s intervalem spolehlivosti 99,7 %), resp. dokonce 31 kpc od centra (s int. spolehlivosti 95,4 %).

H.-F. Wang aj. dospěli k podobnému závěru studiem prostorové hustoty hvězd z větve červených obrů. Radiální profil dvojdisku Mléčné dráhy (disk tvoří dvě složky: tenká a tlustá) vykazuje dvě skokové změny: tloušťka pro R < 11 je (2,12 ± 0,26) kpc, (1,18 ± 0,08) kpc pro 11 ≤ R ≤ 14 a ~2,72 kpc pro R > 14. První změna je patrně způsobena téměř úplným vymizením tenké složky, za které zřejmě může radiální migrace hvězd. Druhou změnu vysvětlit neumíme. Další zesílení tlusté složky se pravděpodobně nachází ve vzdálenosti R ~19 kpc od centra a v různých vzdálenostech se prakticky všude za R > 8 kpc nacházejí různě nepravidelné substruktury.

E. Patelová aj. rozšířili svou dřívější práci a pomocí měření vlastních pohybů trpasličích galaxií v Místní soustavě galaxií odhadli hmotnost Mléčné dráhy. Metoda využívá bayesovský přístup a definuje rozsahy pravděpodobných hmotností. Problém je, že měření vlastních pohybů trpasličích galaxií s dostatečnou přesností je k dispozici pouze pro asi 20 % z nich. Metoda je proto citlivá na vlastnosti každé jednotlivé trpasličí galaxie, nejvíce na galaxii Sagittarius dSph. Při jejím zahrnutí vychází hmotnost Mléčné dráhy na 0,85+0,23-0,26 × 1012 M, bez ní na 0,96+0,29-0,28 × 1012 M. I přes uvedené nepřesnosti tato metoda přibližně dvakrát snižuje dosavadní nejistotu v hmotnosti Galaxie.

G. Monari aj. odvodili hmotnost Mléčné dráhy z výpočtů únikové rychlosti. Autoři použili data > 2 850 hvězd halové složky Galaxie z DR2. Z nich zkonstruovali křivku únikové rychlosti pro vzdálenost ~5÷10,5 kpc od centra; ve vzdálenosti Slunce má úniková rychlost hodnotu (580 ± 63) km/s a směrem ke středu Galaxie roste. Na základě předpokládané hodnoty místní kruhové rychlosti 240 km/s a Navarrova-Frenkova-Whiteova profilu křivky únikové rychlosti pak pro ΛCDM model skryté látky vychází celková hmotnost Galaxie na 1,550,64-0,51 × 1012 M.

Velmi rychlé hvězdy HVS (Hyper-Velocity Stars) představují oblast astronomie, která díky současným přehlídkám oblohy a automatizovanému zpracování velkých množství dat prochází bouřlivým rozvojem. K. J. Shen aj. nalezli v databázi DR2 družice Gaia 7 kandidátů na velmi rychle se pohybující bílé trpaslíky, kteří byli vymrštěni z mateřské soustavy při výbuchu druhé složky coby supernovy. Následná spektroskopická pozorování a výpočty radiální složky rychlosti odhalily, že ve třech případech je možné zpětným trasováním nalézt pozůstatek po supernově, z něhož bílý trpaslík vyletěl. Rychlost všech tří objektů vůči Galaxii přesahuje 1 000 km/s, nejrychlejší dosahuje hodnoty ~2 400 km/s.

T. Marchetti aj. použili DR2 k odvození katalogu 7 mil. hvězd s přesnými prostorovými charakteristikami, tzv. 6D: 3 složky pozice v prostoru + 3 složky vektoru rychlosti. V tomto katalogu hledali hvězdy, pravděpodobně unikající z Galaxie. Nalezli jich 125, z nichž 20 se s pravděpodobností ≥ 80 % pohybuje vyšší než únikovou rychlostí. Protože se jedná o jasné hvězdy, žádná HVS se mezi nimi nenachází. 7 z nich překvapivě vylétá z disku Galaxie (nikoli z centra) a zbylých 13 není možné zpětně trasovat do Mléčné dráhy - buď se jedná o dosud netušenou skupinu extragalaktických hvězd, nebo rozptýlenou vysokorychlostní složku některého z hvězdných proudů mezi galaxiemi v Místní soustavě.

J. Maíz Apellániz aj. použili databázi DR1 k podobné analýze, založené ovšem na hvězdách spektrálního typu O a veleobrech typu B a A. Nalezli 76 hvězd, které pravděpodobně unikají z Mléčné dráhy; z toho 17 dosud neidentifikovaných. Autoři odhadují, že skutečný počet uprchlíků je ve skutečnosti přibližně dvojnásobný. Analýza spekter vede k závěru, že hvězdy různých spektrálních typů mají různý sklon k opuštění Galaxie - zatímco veleobři B a A prchají méně často, hvězdy typu O jsou v rámci Mléčné dráhy těkavější.

A. Irrgang aj. ještě před vydáním DR2 zpracovali spektrální data 14 HVS z katalogu Multiple Mirror Telescope (6×1,8 m, Mount Hopkins, Arizona), pro něž odvodili stáří, vzdálenost od nás, radiální rychlost, povrchové gravitační zrychlení a teplotu, hmotnost a poloměr. Všechny hvězdy mají poloměr 2,5÷5 M, rychle rotují a s jednou výjimkou (spektrální typ A) se jedná o hvězdy spektrálního typu B. Po vydání DR2 se A. Irrgang aj. zaměřili na určení místa původu těchto HVS. Ty, u nichž se již dříve předpokládala vyšší než úniková rychlost, jsou i podle nové analýzy skutečně od Mléčné dráhy gravitačně odpoutané; 5 z celkových 14 také nepřilétá z centra Galaxie, ale z disku. Dosud upřednostňovaná hypotéza HVS coby vymrštěných složek dvojhvězd při průletu v blízkosti centrální černé veledíry tedy nemůže vysvětlit všechny pozorované případy. Zcela zvláštní kategorii tvoří hvězda HVS3, o níž již víme, že přiletěla z LMC.

Pro mladé hvězdokupy (stáří ≤ 4 Mr) v Mléčné dráze velice dobře platí empirický vztah mezi celkovou hmotností a hmotností nejhmotnější hvězdy. Zvětšující se záběr hvězdných přehlídek však v nedávné minulosti objevil několik hvězdokup, v nichž je tento vztah porušen. S. Oh a P. Kroupa se zaměřili na hvězdokupu VVV CL041, objevenou r. 2015, jejíž nejhmotnější hvězda má hmotnost ≳ 80 M, tedy přibližně dvojnásobek proti předpokladu. Autoři provedli sérii numerických simulací, v nichž dali vzniknout hvězdokupě s hmotností ~3 kM. V 8 případech ze 100 se ukázalo, že se skutečně může zformovat hvězda s hmotností ≥ 80 M, a to díky pozdějším násobným kolizím hvězd při dynamicky indukovaných rozpadech dvojhvězd. Nejde tedy o porušení vztahu mezi hmotností hvězdokupy a nejhmotnější hvězdy, ale o důsledek následného vývoje hvězdokupy.

P. Roche aj. použili přístroj CanariCam na GTC (Gran Telescopio Canarias, 10,4 m, La Palma) k pozorování blízkého okolí centra Galaxie v IR oboru a pořídili mapu polarizovaného záření teplého prachu na vlnové délce 12,5 µm. Polarizace záření odpovídá orientaci prachových zrn, a tedy i magnetickému poli v daném místě. Jedná se o doplňující pozorování k existujícím měřením ve středním IR a rádiovém oboru, v tomto případě ovšem s vysokým rozlišením. Autoři potvrdili existenci vláken, zhuštění magnetického pole v okolí jasných hvězd tzv. Severního ramene a dalších struktur ve východozápadní příčce. Tyto struktury s pozorovanými hvězdami nejspíš nesouvisí, tj. hvězdy se patrně na příčku pouze promítají.

Tým přístroje GRAVITY (R. Abuter aj., 97 spoluautorů) na VLTI (4× 8,2 m, Cerro Paranal, Chile) zveřejnil výsledky bezmála 26 let pozorování hvězdy S2 v blízkosti centrální černé veledíry (dřívější měření pořídily přístroje SINFONI a NACO). 19. května 2018 S2 prošla pericentrem své dráhy ve vzdálenosti jen 120 au od černé veledíry (1 400 Schwarzschildových poloměrů RS, rychlost průletu ~7 650 km/s ≃ 2,5 % c). Spektroskopie odhalila při průchodu pericentrem červený posuv, způsobený gravitačním polem černé veledíry v hodnotě ~200 km/s/c - jde o další nezávislé potvrzení Einsteinovy obecné teorie relativity.

Stejný tým publikoval také pozorování ještě bližšího okolí černé veledíry ve středu Galaxie, označované jako Sgr A*. Autoři v interferometrických datech nalezli ne zcela pravidelná zjasnění v blízkém IR oboru s periodou (45 ± 15) min, způsobená pohybujícím se objektem v úhlové vzdálenosti asi 150 µas (tisícina obloukové vteřiny) proti směru hodinových ručiček. Rovina polarizace světla rotuje se stejnou periodou jako samotný objekt. Odhad dráhových parametrů ukazuje, že se jedná o objekt na kruhové dráze ve vzdálenosti asi 6÷10 gravitačních poloměrů černé veledíry o hmotnosti ~4 MM.

5.3. Místní soustava galaxií

Galaxie v Andromedě M31 je nejen vděčným pozorovatelským objektem podzimní oblohy, ale také výtečnou laboratoří galaktické astronomie. Její velikost vedla k předpokladům, že v minulosti prodělala srážky, resp. sloučení s několika menšími galaxiemi, a výzkumy se zaměřovaly především na hvězdný proud z M32. R. D'Souza a E.Bell přišli s hypotézou, že ve skutečnosti M31 prodělala před zhruba 2 Gr srážku s předchůdcem M32, který nebyl malou, ale naopak srovnatelně velkou galaxií o hmotnosti asi 1,5 × 1010 M. Autoři vycházejí ze skutečnosti, že hvězdné halo M31 je nestandardně hmotné, obsahuje hvězdy s vyšší metalicitou a většina jich není ani velmi stará, ani velmi mladá. Stáří srážky autoři odhadují z posledního výrazného zrychlení tvorby hvězd, při němž vzniklo ≤20 % současných hvězd M31. M32 v tomto modelu představuje kompaktní jádro původní velké galaxie, která přišla o většinu disku. Překvapivé je, že M31 v době srážky již také měla disk, který splynutí bez úhony přežil. P. Gura-Thakurta navíc upozorňuje na skutečnost, že zbytky po srážce jsou mezi oběma galaxiemi rozmístěny nesymetricky a proud hvězd z M32 by se měl nacházet spíše na opačné straně.

M. Semczuk aj. přišli s návrhem, že za zvýšenou tvorbou hvězd před 2 Gr v M31 mohla gravitační interakce s M33, která je v současnosti třetí nejhmotnější galaxií v Místní soustavě a v níž ve stejné době také došlo k zesílení hvězdotvorby. Numerická simulace průletu ve vzdálenosti ~37 kpc ukázala, že v předchůdci M33 s jednoduchým diskem z chladného plynu a hvězd (a halovou složkou ze skryté látky) průlet skutečně dokáže vytvořit dvouramennou spirální strukturu hvězdného disku, kterou dnes v M33 pozorujeme. Tento jednoduchý model nedokázal reprodukovat zprohýbání plynné složky současné M33. Autoři proto rozšířili model o složku horkého plynu v disku i halu, což už poskytuje realistické výsledky.

P. Kafle aj. publikovali odvození hmotnosti M31 na základě drah planetárních mlhovin s vysokou rychlostí. Autoři použili bayesovskou statistickou metodu k vyloučení příliš odchylných mlhovin a odvodili únikovou rychlost (470 ± 40) km/s v galaktocentrické vzdálenosti 15 kpc a viriálovou hmotnost (0,8 ± 0,1) × 1012 M a průměr (240 ± 10) kpc. Hodnota hmotnosti vychází na nižší straně odhadů, což souhlasí s pozorovanými kruhovými rychlostmi mezi poloměry ≳ 10 kpc a < 35 kpc.

G. Torrealba aj. použili DR2 k pátrání po hvězdách typu RR Lyr v okolních galaxiích. K vlastnímu překvapení nalezli tři v těsné blízkosti na obloze, ve stejné vzdálenosti asi 130 kpc od nás. Protože oblast leží na opačné straně Galaxie v souhvězdí Vývěvy (Antlia, Ant), je jen těžko pozorovatelná; autoři se proto spojili přímo s datovým týmem družice Gaia a společně v datech objevili mimořádně slabou trpasličí galaxii Antlia 2, nacházející se za galaktickým rovníkem v šířce b ~ 11°. Galaxie je s průměrem 2,9 kpc srovnatelně velká jako LMC, ale s povrchovou jasností 31,9 mag/″2 jde o nejméně jasnou známou galaxii, téměř o dva řády slabší než velmi slabé trpasličí galaxie (UFDGs). Pátrání v archivu přístroje DECam odhalilo 159 členských hvězd s vzájemnou rychlostí (290,9 ± 0,5) km/s vůči Galaxii a střední metalicitou [Fe/H] ~ -1,4. Antlia 2 má také nejméně hmotné známé halo tvořené skrytou látkou, což naznačuje, že galaxie je rozcupovanou troskou původně větší a hmotnější galaxie - zda za tento konec mohou přečetné výbuchy supernov nebo slapové síly při interakcích s ostatními galaxiemi, zatím není jasné.

J. Simon využil data DR2 pro 17 velmi slabých trpasličích galaxií UFDG (ultra-faint dwarf galaxy) do vzdálenosti 100 kpc od Mléčné dráhy. Z jejich vlastních pohybů odvodil dráhové parametry. Medián pericentra dráhy má hodnotu 38 kpc, jen jediná UFDG Tucana III má pericentrum ve vzdálenosti 15 kpc od jádra Galaxie a velmi pravděpodobně ji čeká slapové roztrhání. Při konzervativním předpokladu viriálové hmotnosti Mléčné dráhy 0,8 × 1012 M má 8 ze 17 UFDG nedefinované apocentrum dráhy - to naznačuje, že buď je hmotnost Galaxie významně větší a trpasličí galaxie na tu naši padají volným pádem, nebo řada z nich ve skutečnosti obíhá kolem jiné galaxie v Místní soustavě. Medián excentricity dráhy má hodnotu 0,79, což je v dobrém souladu s numerickými modely.

T. Fritz aj. použili stejná data k analýze drah trpasličích galaxií do vzdálenosti 420 kpc od Mléčné dráhy. Autoři zpracovali vlastní pohyby 39 trpasličích galaxií v Místní soustavě, z nichž vypočetli dráhy pro dvě varianty hmotnosti Galaxie: „nízká“ 0,8 × 1012 M a „vysoká“ 1,6 × 1012 M. I v tomto modelu se Tucana III v pericentru dostane blízko ke Galaxii stejně jako trpasličí galaxie Crater II. Z celého vzorku pro 10 galaxií nelze odvodit rovinu dráhy, 12 drah je skloněných vůči ostatním 17, které obíhají v jedné rovině - 11 z nich proti směru hodinových ručiček a 6 po směru.

D. Martínez-Delgado aj. oznámili objev slabé trpasličí galaxie Donatiello I přibližně 1° od hvězdy Mirach (β And, sp. typ M0III, 3 800 K, 2,01÷2,1 mag, 60 pc) na amatérském deep-sky snímku jednoho z členů autorského týmu. Následná pozorování pomocí GTC ukázala, že trpasličí galaxie je tvořená prakticky pouze starými hvězdami. Autoři odvodili modul vzdálenosti (27,6 ± 3,3) mag, tj. vzdálenost ~3,3 Mpc, absolutní magnitudu MV = -8,3 a povrchovou jasnost ~26,5 mag/″2. Vzdálenost a poloha na obloze naznačuje, že jde o satelitní galaxii trpasličí čočkové galaxie NGC 404 („Mirachův duch“, ⌀ 6,5 kpc, 3×1010 M).

Galaxie ve Střelci byla objevena r. 1994 a tvoří spolu s Magellanovými mračny VMM a MMM tři nejbližší trpasličí galaxie, každá s hmotností v řádu 1010 M. Zatímco vzdálenější (≳ 300 kpc) trpasličí galaxie si dokáží svůj plyn udržet, Sgr ve vzdálenosti ~50 kpc o něj již přišla. T. Tepper García a J. Bland-Hawthorn publikovali revidované numerické simulace vzájemných srážek s Mléčnou dráhou, podle nichž Sgr při prvním průletu diskem před ~2,7 Gr přišla o 30÷50 % plynné složky, druhý průlet před ~1 Gr ji připravil o zbývající plyn zcela. Druhý průlet zároveň časově souhlasí s posledním výrazným zvýšením hvězdotvorby v trpasličí galaxii. Plynná složka Sgr se v Galaxii rozptýlila před asi ~300 Mr a podle autorů je nepravděpodobné, že některá z pozorovaných plynných mračen s vysokou či střední rychlostí pocházejí z trpasličí galaxie Sgr; spíše se dá očekávat, že usazující se plyn se třením zpomalil na nízké rychlosti.

5.4. Galaxie v lokálním vesmíru

Hmotnost skryté látky v galaktickém halu převyšuje u většiny okolních galaxií hmotnost viditelné látky v galaktickém disku v poměru s minimální hodnotou ~30:1 pro galaxie srovnatelně hmotné s Mléčnou dráhou; směrem k méně hmotným i hmotnějším galaxiím se tento poměr ještě zvětšuje. P. van Dokkum aj. oznámili, že analýzou radiálních rychlostí kulových hvězdokup v difúzní galaxii NGC1052-DF2 zjistili, že tato galaxie většinu skryté látky postrádá. Hmotnost hvězd v ní je asi 2 × 108 M a na základě vypočtené křivky rychlostí vychází celková hmotnost látky uvnitř poloměru 7,6 kpc na ≤ 3,4 × 108 M. Skrytá látka tedy zřejmě nemusí být vždy vázána na tu viditelnou.

Trpasličí galaxie by se kolem svých hmotnějších kolegyň měly obecně pohybovat na náhodných dráhách; vesmír na velkých vzdálenostech nemá žádné preferované směry. O. Müller aj. však nalezli kolem galaxie Centaurus A (NGC 5128, ⌀ 18,4 kpc, 1,8 × 1013 M, 3,8 Mpc) překvapivě uspořádaný systém trpasličích galaxií - 14 z 16 z nich obíhá téměř ve stejné rovině (navíc kolmé ke slavnému prachovému pásu) a stejným směrem. Statistická pravděpodobnost, že se jedná o náhodu, je ≤ 0,5 %, tedy asi jako byste přišli do dětského pokoje a tam bylo uklizeno. Přesto to nemusí znamenat, že se jedná o fyzikální či kosmologický problém; vzorek je zatím příliš malý a možná vysvětlení sahají od faktu, že trpasličích galaxií může být násobně více a my je nevidíme, po hypotézu, že uspořádání drah může souviset s velkou srážkou, kterou Cen A v minulosti prodělala.

Na Cen A se zaměřili také J. Kim aj., kteří použili rádiovou interferometrii s velkou základnou mezi SPT (South Pole Telescope, 10 m, základna Amundsen-Scott, Antarktida) a APEX (Atacama Pathfinder EXperiment, 12 m, Llano de Chajnantor, Chile). Pozorování z ledna 2015 na vlnové délce 1,4 mm umožnila změřit rádiovou jasnost vnitřního jádra galaxie a z ní odvodit efektivní teplotu záření 1,4 × 1011 K; to je hodnota blízká stavu látky, v němž se hustoty magnetické a zářivé energie vyrovnávají (ekvipartiční rovnováha). Záření přichází z oblasti, která má úhlový průměr (34 ± 1,8) µas, neboli 120 RS černé veledíry s hmotností ~5,5 × 107 M.

I. S. Jang aj. použili archivní data přístrojů ACS (Advanced Camera for Surveys) / WFC (Wide Field Channel) na HST, aby porovnali určování vzdáleností metodou standardních supernov typu Ia a pomocí určení vrcholu větve červených obrů v Hertzsprungově-Russellově diagramu. Autoři využili měření vlastností galaxie NGC 1365 s halovou složkou s nízkou metalicitou, v níž vybuchla SN 2020fr. Na základě parametrů větve červených obrů odvozených z LMC autoři určili modul vzdálenosti (31,29 ± 0,05) mag, tj. vzdálenost (18,1 ± 0,4) Mpc. Tato hodnota dobře souhlasí s určením vzdálenosti galaxie metodou cefeid, navíc se ukázalo, že nezávisí na zvolené populaci hvězd. D. Hatt aj. na základě stejných dat a metody určili vzdálenosti ke galaxiím NGC 4424, NGC 4526 a NGC 4536, které jsou členy kupy galaxií v Panně. Jimi určené vzdálenosti (15,8 ± 0,4) Mpc, (15,7 ± 0,4) Mpc a (15,8 ± 0,4) Mpc; tyto hodnoty jsou opět v dobrém souladu se vzdálenostmi určenými metodou cefeid. Dlouhodobým cílem celého projektu Carnegie-Chicago Hubble Program je další zpřesnění Hubbleovy konstanty na vzorku galaxií, u nichž je možné určit vzdálenost nezávislými metodami.

L. Luan použili archivní data družice Chandra k analýze vlastností rentgenových zdrojů v galaxii M87. Ve vzdálenosti ≤ 40 kpc od centra galaxie se ve 12 uložených pozorováních nachází celkem 346 bodových zdrojů v pásmu 0,5÷8 keV a zářivým výkonem ≥ 4 × 1030 W. Autoři porovnali polohy rentgenových zdrojů s kulovými hvězdokupami, jichž se podařilo ztotožnit 122. Ukázalo se, že červenější kulové hvězdokupy, tvořené hvězdami s vyšší metalicitou, jsou ~2,2× pravděpodobněji hostitelkou rentgenového zdroje než hvězdokupy s nižší metalicitou. Většinu rentgenových zdrojů tvoří málo hmotné rentgenové dvojhvězdy (LMXBs), jejichž jasnosti a rozložení se liší podle toho, zda jsou či nejsou v kulové hvězdokupě; to ukazuje na odlišný původ. Ve vzorku autoři dále vytipovali 40 proměnných rentgenových zdrojů, z nichž jednu složku pravděpodobně tvoří černá díra - tito kandidáti se bez výjimky nacházejí v kulových hvězdokupách. Kromě samotné M87 autoři hledali rentgenové zdroje v 76 trpasličích galaxiích v okolí, ale žádný nenašli.

J.-Y. Kim aj. zaměřili na jádro M87 pozornost sítě GMVA (Global mm-VLBI Array, celosvětová soustava ≥ 17 radioteleskopů + observatoře ALMA). Na vlnové délce 3,5 mm s úhlovým rozlišením ~50 µas autoři pozorovali vývoj relativistického výtrysku, který od dobře viditelného jádra s průměrem ~8÷13 RS expanduje do vzdálenosti tisícovek pc. Pozorovaná efektivní teplota záření činí ~1-3 × 1010 K, což je pod hranicí ekvipartiční rovnováhy a naznačuje, že energii výtrysku dominuje magnetické pole. Autoři odhadují, že průměr výtrysku na jeho začátku činí 5 RS.

F. Annibaliová aj. zaměřili LBT (Large Binocular Telescope, 2× 8,4 m, Mt. Graham, Arizona) na nepravidelnou galaxii NGC 4449 (Caldwell 21, CVn, 3,8 Mpc). S pomocí přístroje MODS (Multi Object Double Spectrograph) pořídili optická a IR spektra kulových hvězdokup v galaxii v rozsahu vlnových délek 350÷1 000 nm. Ukázalo se, že hvězdokupy jsou vesměs starší než 9 Gr a jejich metalicita [FE/H] se pohybuje v rozmezí -1,2 ÷ -0,7. To naznačuje, že v NGC 4449 se hvězdy z počátku tvořily jen pomalu a kulové hvězdokupy vznikly až později, z materiálu již obohaceného výbuchy supernov. Z rychlosti hvězdokup autoři odvodili hmotnost galaxie ve vzdálenosti ≤ 2,88 kpc na 3,15+3,16-0,75 × 109 M, což je zhruba 3× více, než se dosud odhadovalo na základě jasnosti.

5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

První galaxie začaly vznikat ještě během první miliardy let stáří vesmíru po jeho reionizaci. Dosud se předpokládalo, že tyto prvotní galaxie byly turbulentní a víceméně náhodné shluky látky. R. Smitová aj. se zaměřili na dvě galaxie z hlubokého pole SST (Spitzer Space Telescope), přezdívané „malé červené tečky“. Mikrovlnná observatoř ALMA prokázala v dalekém IR oboru červený posuv spektrálních čar CII z - (6,8540 ± 0,0003), resp. (6,8076 ± 0,0002). Intenzita těchto spektrálních čar má jiný průběh než typické spektrální čáry Lyman-ɑ pro galaxie se z> 6,5; to patrně znamená, že v uhlíkových čarách září jiná populace hvězd v galaxii než ve vodíkových. Autoři dodávají, že budeme-li rychlostní gradienty čar CII interpretovat jako rotaci, znamená to, že obě galaxie mají rotující turbulentní disk, což je vlastnost, dosud pozorovaná až u galaxií o ~2 Gr mladších. Rychlost tvorby hvězd je u obou galaxií na svou dobu také nezvykle vysoká: ~19, resp. ~23 M/r.

Hubbleovo ultrahluboké pole UDF (Ultra Deep Field) v souhvězdí Pece skrývá ještě hlubší pohled. Tým přístroje MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) observatoře VLT zveřejnil 10 prací, které shrnují data získaná technikou spektroskopie celého pole (integral field spectroscopy, pořizování spekter pro mnoho objektů v zorném poli najednou). Tam, kde HST získal červené posuvy 161 galaxie, jich MUSE naměřilo 1 338. E. Ventouová aj. nalezli 113 těsných párů galaxií s hmotnostmi 107÷1011 M, rozmístěných podél časové osy přes 12 Gr. Nejvyšší míra srážek těchto galaxií, nastala v období kolem 2 Gr po velkém třesku. Toto období se nazývá „kosmologické poledne“, protože ve stejné době vyvrcholila také míra tvorby hvězd. A. Drakeová aj. se zaměřili na spektrální čáru Lyman-ɑ, pro níž v rozmezí z 2,91÷6,64 v UDF nalezli 692 galaxií, z nich 72 nových, které v datech HST nejsou. Zářivý tok v emisních čarách je přímo úměrný míře tvorby hvězd a směrem k vyšším z stoupá, z čehož plyne, že právě tyto galaxie, resp. jejich nově zrozené hvězdy sehrály zásadní úlohu v reionizaci vesmíru.

První galaxie začaly ve vesmíru vznikat z rozsáhlých fluktuací látky s velkou hmotností krátce po skončení šerověku. Spatřit je přímo je ovšem náročné, potřebujeme k tomu přehlídky dostatečně citlivé na slabé objekty a zároveň s širokým záběrem, neboť netušíme, kam se dívat. D. Marrone objevili takový zárodečný objekt v přehlídce dalekohledu SPT (South Pole Telescope). Galaxii SPT 0311-58 posléze prozkoumala mikrovlnná observatoř ALMA, jejíž data ukázala na červený posuv 6,9, tedy stáří ≤ 780 Mr po velkém třesku, a celkovou svítivost ~5÷33 × 1012 L (odhad závisí na spektrálním oboru). Také se vyjevilo, že objekt je ve skutečnosti dvojice galaxií, z nichž ta větší obsahuje ~2,7 × 1011 M plynu, ~2,5 × 109 M plynu a hvězdy se v ní tvoří tempem (2 900 ± 1 800) M/r. Toto vysoké tempo patrně způsobuje druhá galaxie, vzdálená asi 8 kpc - ta má hmotnost jen 3,5 × 1010 M a rychlost tvorby hvězd (540 ± 175) M/r, což patrně souvisí s faktem, že má nejméně o řád méně plynu a prachu a vypadá jako galaxie s nízkou metalicitou v našem okolí. Odhad hmotnosti skryté látky v halové složce obou galaxií je ~4 × 1011 M, celkově jde o zatím nejhmotnější známý objekt v raném vesmíru s z> 6.

V. Mesaová aj. provedli statistickou analýzu orientace dvojic galaxií vůči vláknům látky ve velkých měřítkách. Autoři použili data přehlídky SDSS, z nichž vytvořili katalog párů galaxií se vzájemnou vzdáleností ≤ 100 kpc a rychlostí ≤ 500 km/s, které je možné jednoznačně přiřadit do některého filamentu, tj. max. 1 Mpc od jeho osy. Pro každý pár vypočetli úhel mezi rotační osou páru a osou daného vlákna. Statistika ukazuje, že osy galaktických dvojic a místní „páteří“ filamenty skutečně korelují, odchyluje se jen ~15 % párů. Polohy dvojic eliptických galaxií korelují více než jiné dvojice a galaxie do vzdálenosti ≤ 200 kpc od osy vlákna jsou také častěji orientovány podle osy vlákna.

B. Sebastian aj. oznámili objev obří vzdálené rádiové galaxie s červeným posuvem 0,57 (vzdálenost ~2,1 Gpc od nás) v souhvězdí Rysa. Autoři použili GMRT (Giant Metre-wave Radio Telescope, 30× 45 m, Pune, Indie) na frekvenci 150 MHz a k následným spektroskopickým pozorováním observatoř IGO (IUCAA Giravali Observatory, 2 m, tamtéž). Z úhlové velikosti 5,5′ plyne průměr galaxie ~2,2 Mpc (!). Pozorování v pásmech 325 a 610 MHz ukazuje na stáří galaxie pouhých 20 Mr, což společně s vysokou jasností jádra naznačuje, že může jít o výsledek čerstvě proběhnuvší srážky dvou až tří galaxií.

B. Clauwens aj. zveřejnili výsledky numerického modelování vývoje galaxií pomocí kosmologického výpočetního projektu EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments). Sledování diskové a sférické složky každé galaxie a jejich vývoj při srážkách umožnilo kategorizovat galaxie do tří fází formování, které závisejí více na hmotnosti galaxie než na délce vývoje. Při hmotnostech < 109,5 M galaxie rostou chaoticky a o výsledném tvaru rozhodují náhodné pohyby hvězd; vznik nových hvězd z podstatné části podněcují srážky či blízké průlety jiných galaxií. Při hmotnostech 109,5÷1010,5 M mají galaxie tendenci formovat disky a tvorba hvězd probíhá spontánně uvnitř samotné galaxie, ale centrální výduť vděčí za svůj vznik srážkám. Při hmotnostech > 1010,5 M se vnitřní tvorba hvězd významně zpomalí a galaxie získávají kulovitější tvar, a to spíše náběrem hvězd do halové složky při srážkách, přičemž disk obvykle úplně nezaniká.

Strojové učení proniká i do astronomie. M. Huertas-Company aj. úspěšně použili techniku rozpoznávání tváří, v níž namísto lidských obličejů naučili neuronovou síť na uměle vygenerovaných obrázcích rozpoznávat rané galaxie v různém stádiu vývoje: před intenzivní tvorbou hvězd v centrální oblasti, při ní (tzv. blue nugget) a po ní. Autoři posléze algoritmu předložili data přehlídky CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey) pro červené posuvy 1÷3, v nichž stroj identifikoval všechny tři vývojové fáze. Ukázalo se, že nejlépe funguje na galaxiích s rozmezím hmotností 109,2÷1010,3 M nezávisle na hodnotě z. M. R. Becková aj. úspěšně vyzkoušeli podobný přístup v rámci projektu Galaxy Zoo 2. Nejprve učili bayesovský klasifikační algoritmus na dříve ručně roztříděných galaxiích, dokud nedosáhli přesnosti > 95 %. Ten pak zkombinovali s neuronovou sítí, naučenou na rozpoznávání morfologie galaxií. Neuronová síť předá rozhodování člověku, pokud typ galaxie sama nedovede určit. Tímto způsobem dokázali autoři zrychlit klasifikaci 210 803 galaxií na pouhé 32 d s přesností > 93 %.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

R. Marques-Chaves aj. objevili v datech přehlídky HERMES (HERschel Multi-tiered Extragalactic Survey) čočkovanou galaxii HLock01 s červeným posuvem ~2,96, která je mimořádně jasná v UV oboru. S pomocí GTC autoři zjistili, že se ve skutečnosti jedná o dvě galaxie, které splývají dohromady. Obě galaxie jsou asi 3,3 kpc od sebe, ta hmotnější (~5 × 1011 M) je méně jasná, ta méně hmotná (~1010 M) je asi 10× jasnější. V obou galaxiích se nachází značné množství plynu a do méně hmotné galaxie přitéká plyn z asi 110 kpc vzdáleného extragalaktického rezervoáru, což v ní pravděpodobně podněcuje tvorbu nových hvězd. Zásobník extragalaktického plynu by kvůli nízkému poměru signál / šum nebylo bez gravitační čočky možné zobrazit.

Gravitační čočky se ukazují jako dobrý nástroj výzkumu kvasarů. V. Bonvin aj. publikovali měření časového zpoždění signálu mezi jednotlivými obrazy trojnásobně zobrazeného kvasaru PG 1115+0080. Mezi obrazy A a B činí zpoždění 8,3 d, mezi A a C 9,9 d a mezi B a C 18,8 d. A. Agnello aj. spektroskopicky potvrdili dvě dvojice kvasarů (čočka i vzdálený zdroj) v datech z družic WISE, Gaia a přehlídky DES (Dark Energy Survey, Victor M. Blanco Telescope, Cerro Tololo, Chile). První čočka s červeným posuvem 0,23 a hmotností ~4 × 1011 M a účinným poloměrem ~3,4″ zobrazuje zdroj se z ~0,77 ve čtyřech obrazech. Druhá čočka je úhlově příliš blízko ke vzdálenému zdroji, takže je možné pouze určit jejich červené posuvy (zdroj ~1,39, čočka ~0,34) a účinný poloměr ~1,1″. C. A. Lemon aj. vytvořili malý katalog gravitačně čočkovaných kvasarů v databázi družice Gaia - celkem 24 kandidáti byli nezávisle potvrzeni v jiných přehlídkách (Pan-STARRS, WISE, SDSS). Automatizovaný algoritmus kandidáty vybral proto, že 13 z nich má vícenásobné obrazy, 10 má zesílený obraz a 1 má ve spektru emisní čáry kvasaru. Obrazy mají medián úhlové vzdálenosti 2,13″ a červené posuvy v rozmezí 1,06÷3,36. V. N. Šaljapin aj. nalezli v datech přehlídky SDSS čtyři čočkované dvojité kvasary s červenými posuvy ≳ 2 a provedli následný spektroskopický průzkum. Ve dvou případech je zřejmé, že gravitační čočka skutečně zobrazuje binární kvasar (SDSS J1617+3827, SDSS J2153+2732), ve dvou zbývajících případech jde pouze o geometrickou projekci kvasaru a blíže ležící aktivní galaxie.

G. Pietrzyński shrnul 25 let experimentálního využití mikročočkování ke studiu skryté látky. Již r. 1986 polský astronom B. Paczyński navrhl ověřit pozorováním, zda se skrytá látka v halu Mléčné dráhy vyskytuje v podobě hnědých trpaslíků, starých neutronových hvězd či hvězdných černých děr, tzv. MACHO tělesa (MAssive Compact Halo Object). R. 1993 pak C. Alcock aj. a E. Aubourg aj. nezávisle na sobě oznámili první kandidáty na zesílení jasnosti vzdálené hvězdy gravitační mikročočkou skrytým objektem - Alcockův tým použil 1,27m dalekohled se dvěma CCD kamerami a zorným polem 0,5°2, jimiž rok sledovali jasnosti 1,8 mil hvězd v LMC a objevili 1 zjasnění. Aubourgův tým používal fotografické desky se zorným polem ~25°2, na něž přes 3 r snímali ~3 mil hvězd v LMC a okolí a objevili 2 zjasnění. Všechny tři získané světelné křivky byly symetrické, přesně podle předpovědí, ale měly malý odstup signálu od šumu. Budoucnost vypadala nadějně. O 15 let později byly dedikované robotické dalekohledy schopné snímat jasnosti miliardy hvězd každou noc. O dalších 10 let dál můžeme strojově zpracovávat ještě větší množství dat - nejdelší souvislá časová řada zahrnuje 35 mil hvězd během 8 r. Přesto se v ní za celou dobu podařilo objevit jen 4 MACHO události. Ačkoli tedy povaha skryté látky v Galaxii i nadále zůstává neznámá, projekty pravidelného sledování velkého množství hvězd ať už v LMC / SMC nebo ve výduti Mléčné dráhy měly značný přínos pro rozvoj robotické astronomie, zpracování velkého množství dat a rozpracování teoretických konceptů galaktické skryté látky.

A. Mustill aj. zpracovali předpovědi mikročoček do r. 2035 na základě sady DR2 družice Gaia. S pravděpodobností ≥10 % nastane 7 zesílení uvnitř 1 Einsteinova poloměru. Medián zesílení pro tyto události autoři odhadují na 0,3÷5,3 %. D. M. Bramich provedl stejnou analýzu pro všechny hvězdy DR2 s určenou paralaxou a fotometrickou jasností. Pro období do poloviny r. 2026 mu vyšlo 76 událostí, z nichž 9, resp. 5 způsobí dva objekty. Celkem 10 událostí nastane s astrometrickým posuvem obrazu zdroje s amplitudou ≥ 0,5 mas, pro 5 událostí autor předpovídá natolik výrazné zjasnění, že by mělo být možné prokázat (ne)přítomnost planet v okolí čočkující hvězdy. J. Klüter aj. propočetli předpovědi až do r. 2065 a získali 3 914 událostí s posuvem obrazu ≥ 0,1 mas; z nich by jich asi 513 měla být schopná naměřit přímo družice Gaia. Zjasnění zdrojů autoři předpovídají v rozsahu 1 mmag až 3 mag.

A. Nucita aj. publikovali výsledek analýzy gravitační mikročočky TCP J0507+2447, ke které došlo v září-říjnu 2017 a objevil ji japonský amatér T. Kojima. Díky rychlé reakci profesionálních astronomů se podařilo získat světelnou křivku zdroje vzdáleného jen 700÷800 pc od nás. Analýza ukázala, že čočka je dvojitá s poměrem hmotností ≲ 10-4 a následné simulace ukázaly nejlepší shodu pro hvězdu s hmotností ~0,25 M a planetu (9,2 ± 6,6) MZ, obíhající ve vzdálenosti ~0,5 au. Systém se nachází ~380 pc od nás.

D. Bennett aj. znovu zpracovali pozorování gravitační mikročočky MOA-2010-BLG-117 a se započtením předpokladu, že také tato čočka je dvojitá a skládá se z hvězdy s hmotností (0,58 ± 0,11) M a planety s hmotností (0,54 ± 0,1) MJ v projektované vzdálenosti ~2,42 au, se jim podařilo dobře zrekonstruovat pozorovanou světelnou křivku. Systém se nachází ve vzdálenosti (3,5 ± 0,4) kpc od nás. Vzdálenost zdroje je (6,9 ± 0,7) kpc.

A. Bhattacharyaová aj. pomocí dat z HST a teleskopu Keck s adaptivní optikou získali na základě mikročočkování při přechodech planety před hvězdným kotoučkem parametry obou těles. Systém se nachází (2,54 ± 0,23) kpc od nás, hvězda má hmotnost (0,58 ± 0,04) M a planeta v projektované vzdálenosti (2,54 ± 0,23) au má hmotnost (39 ± 8) MZ. Jde o druhou planetu s hmotností > 20 MZ za sněžnou čárou, což naznačuje, že možná bude nutné revidovat akreční modely vzniku planet - současné modely ukazují, že takové planety by prakticky neměly existovat. Chystaná družice WFIRST (Wide Field InfraRed Survey Telescope, též Nancy Grace Roman Space Telescope, zkráceně RST, start ~2025, 2,4 m) by měla demonstrovanou metodou objevovat a určovat parametry exoplanet.

5.7. Kvasary a aktivní jádra galaxií

S. Sánchez aj. publikovali prozatímní výsledky projektu MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apo) v rámci přehlídky SDSS-IV s ohledem na aktivní galaktická jádra (AGN). Datový soubor obsahuje 98 AGN oproti 2 700 neaktivním galaxiím. Aktivní galaxie jsou většinou rané typy, hmotnější a kompaktnější s výraznějším koncentrací hvězd směrem k jádru a vyšším tlakem. Autoři potvrzují dřívější předpoklad, že AGN se nacházejí v tzv. zeleném údolí, prostředním stavu mezi galaxiemi s tvorbou hvězd a bez ní, a platí to doslova v diagramech barva-magnituda i diagramech H-R. Analýza probíhající hvězdotvorby a hustoty chladného molekulárního plynu uvnitř galaxií ukazuje, že AGN skutečně procházejí procesem útlumu tvorby hvězd. Ten probíhá v galaxii zevnitř ven a je spojený s úbytkem plynu.

E. Bañados aj. oznámili objev kvasaru ULAS J1342+0928 s rekordním červeným posuvem 7,54. Jasnost černé veledíry dosahuje hodnoty 4 × 1013 L a její hmotnost 8 × 108 M. Její přítomnost pouhých 690 Mr po velkém třesku znovu vyvolává otázku, jak tak velké objekty mohly vzniknout - autoři uvádějí, že je možné vysvětlit existenci takové veledíry, pokud vznikla s počáteční hmotností ~103 M asi 65 Mr po velkém třesku a následujících > 600 Mr nepřetržitě rostla rychlostí Eddingtonova limitu. Taková doba několikrát převyšuje typickou délku života kvasaru. Vzhledem k tomu, že kvasary s červeným posuvem z > 7 jsou dosud známy pouze dva, s rostoucí časem zpět do minulosti se patrně jedná o stále vzácnější objekty. Z absorpčního spektra kvasaru ULAS J1342+0928 plyne, že nejméně 10 % okolní látky tvoří neutrální vodík - modelování profilu čar Lymanovy série ukazuje, že by ho mohla být dokonce až třetina; zastoupení neutrálního vodíku jistě souvisí s intenzitou reionizace mezigalaktické látky.

Týmu přístroje GRAVITY (E. Sturm aj., 34 spoluautoři) na VLT se podařilo pozorovat centrální oblast kvasaru 3C 273 s úhlovým rozlišením 10-5″, neboli 0,03 pc ve vzdálenosti 550 Mpc. Díky tomu se autorům podařilo naměřit polohy modrého a červeného křídla rozšířené emisní čáry Paschen-ɑ ve dvou místech na kolmici k ose rádiového výtrysku kvasaru. Naměřený odstup odpovídá gradientu rychlosti plynu obíhajícího kolem centrální černé veledíry. Modelování rozměrů a rychlostí nejlépe odpovídá tlustý disk s poloměrem ~0,12 pc, obíhající kolem černé veledíry s hmotností 3 × 108 M; poloměr disku je v dobrém souladu s dřívější hodnotou 0,08÷0,34 pc z metody zpětného mapování rozšířených emisních čar. Rotační osa disku je orientovaná souběžně s osou rádiového výtrysku.

T. Díaz-Santos aj. objevili v okolí infračervené galaxie WISE J2246-09526, hostící nejzářivější známý kvasar, další tři nepravidelné galaxie, které napájejí nejhmotnější galaxii proudem prachu a plynu. Soustava má červený posuv 4,6, díváme se na ni tedy v době asi 1,3 Gr po velkém třesku. V tomto případě je vhodné označit jev jako skutečné spojování galaxií namísto obvyklé srážky. Efekt vysávání látky z okolních galaxií je dvojí: jednak zajišťuje pravidelný přísun látky centrální černé veledíře, jednak ji zároveň účinně zakrývají prachem.

R. Decarli aj. prohlédli pomocí mikrovlnné observatoře ALMA 27 kvasarů s červeným posuvem > 6, a to v čáře CII o vlnové délce 158 µm a s úhlovým rozlišením ~1″. 23 zdrojů (85 %) se podařilo spolehlivě detekovat, čtyři hostitelské galaxie jsou dokonce rozlišitelné do vzdálenosti několika kpc od zdroje. Obvyklá jasnost kvasarů v CII činí 109÷1010 L a průměrná šířka čáry odpovídá rychlosti ~385 km/s. Dynamické odhady hmotností mateřských galaxií se pohybují mezi 2 × 1010 a 2 × 1011 M, což je méně, než by se dalo čekat vzhledem k obvyklým hmotnostem centrálních černých veleděr > 3 × 108 M. Jasnost v čáře CII nevykazuje silnou korelaci s celkovou jasností kvasarů.

B. Kapanadze aj. analyzovali archivní data družice Swift z let 2009-2012 pro kvasar Mrk 421. Autoři zkoumali v rentgenových spektrech v rozmezí energií 0,3÷10 keV a čítači vysokých energií časový vývoj. Během silných záblesků se intenzita záření obvykle zvýšila 3÷17× na dobu několika dnů. Kromě těchto přechodných jevů se podařilo najít 113 změn ≤ 1 d, s nejkratšími změnami v řádu jednotek hodin (zdvojnásobení jasnosti za 1,2 h) či dokonce stovek sekund (vzestupy jasnosti o 7÷24 % během 180÷720 s, pokles o 68÷22 % během 180÷900 s). Rentgenové spektrum a čítač vysokých energií obvykle reagovaly podobně, došlo však i k několika jevům, které se projevily nekorelovaně - nemohly tedy pocházet ze stejné oblasti v okolí kvasaru.

Kvasary typu 2 se považují za evoluční předchůdce klasických kvasarů, označovaných jako typ 1, a liší se především tím, že samotné jádro kvasaru je zakryté před přímým pozorováním. M. Kong a L. C. Ho provedli statistickou analýzu vlastností centrálních černých veleděr pro 669 kvasarů 2. typu z dat přehlídky SDSS. Hmotnosti autoři odvodili z jasností čar OIII, resp. čar OII a SII, pokud pro daný kvasar nebyla data v čáře OIII na vlnové délce 500,7 nm. Statistika hmotností černých veleděr ukazuje na rozmezí 106,5÷1010,4 M s mediánem 108,2 M. Statistika svítivostí ukazuje, že Eddingtonův poměr (poměr bolometrické svítivosti a mezní Eddingtonovy svítivosti) sahá od 10-2,9 do 101,8 s mediánem 10-0,7. Kvasary 2. typu jsou tedy o něco jasnější než klasické kvasary ve srovnatelných z; to patrně souvisí s faktem, že zaprášené kvasary typu 2 se vyvinou do typu 1.

V letech 2015-2017 se velká skupina výzkumníků zaměřila na blazar (objekt typu BL Lac) OJ 287, který je nyní nejlepším kandidátem na těsnou binární černou veledíru uvnitř AGN. Simultánní pozorování v mnoha spektrálních oborech od záření ɣ (družice Fermi) přes rentgenové záření (družice Swift), optický obor (sonda Kepler + pozemní teleskopy) až po rádiové záření ukázalo jednak rychlou časovou variabilitu, jednak umožnilo zpřesnit některé fyzikální parametry zdroje. A. Goyal aj. (112 spoluautorů) zpracovali se zahrnutím archivních dat časovou proměnnost OJ 287 napříč spektrem přes šest řádů vlnových délek. Zatímco v rádiové oblasti se záření blazaru proměňuje v rozmezí měsíců až desítek let a nevykazuje žádné skoky, v optické oblasti se změny projevují v rozmezí hodin až 117 (!) let; ani v optickém oboru zdroj nevykazuje pravidelné ani kvaziperiodické oscilace. Rentgenové spektrum víceméně kopíruje rádiový a optický obor (B. Kapanadze aj. reportovali zjasnění trvající obvykle týden a asi 30 několikahodinových záblesků). Zato v záření ɣ se projevuje typický relaxační čas ~150 d, následující po nepravidelných zvýšeních jasu. M. Sasada aj. analyzovali data VLBA (Very Long Baseline Array, Socorro, Nové Mexiko) v pásmu 43 GHz, v nichž je možné někdy odlišit sekundární zdroj emise ve vzdálenosti ~0,2 mas od jádra blazaru. Autoři tento sekundární zdroj interpretují jako tok elektronů s dostatečnou energií k synchrotronnímu záření a inverznímu Comptonovu rozptylu ve vzdálenosti ≥ 10 pc od jádra - tedy relativistický výtrysk. I. Myserlis aj. zkoumali polarizaci rádiového záření pomocí 100m radioteleskopu v Effelsbergu a zjistili, že rovina polarizace záření se otáčí ve směru hodinových ručiček rychlostí -1,04°/d, což je v souladu s optickou polarizací, která rotuje zhruba rychlostí -1,1°/d. Autoři soudí, že za otáčení je zodpovědné magnetické pole ve tvaru šroubovice, jež má původ ve stáčení výtrysku ve vzdálenostech 1,9÷7,6 pc od centra blazaru. S. Britzen aj. využili archivní data VLBA v pásmu 15 GHz a zjistili, že osa výtrysku podléhá precesi s periodou (24 ± 2) r, tedy přibližně 2× tolik, kolik činí kvaziperioda dlouhodobých optických oscilací OJ 287. To potvrzuje, že za optickou složku záření je skutečně zodpovědný výtrysk.

Délka života kvasarů je nejasná otázka, zejména vzhledem k tomu, že centrální černé veledíry mají hmotnosti ≲ 109 M, existují pravděpodobně ≲ 104÷105 r a vidíme je ve vzdálenostech odpovídajících stáří vesmíru ve stovkách Mr. A.-C. Eilersová aj. prostudovali kvasar SDSS J1335+3533 s červeným posuvem ~5,9, jehož stáří je s 95% pravděpodobností jen (103,0 ± 0,8) r. Autoři z emisních čar MgII odhadli hmotnost černé veledíry na 4,13+10,54-3,02 × 109 M, z čehož vychází Eddingtonův poměr 0,30+0,77-0,22, hodnota srovnatelná s ostatními kvasary ve stejné vzdálenosti a podobnou jasností. Rekordní mládí kvasaru snad souvisí s relativně slabými emisními čarami, ale to bude možné potvrdit až na základě většího vzorku případů.

X. Y. Dong aj. ohlásili vznik katalogu kvasarů z dat pocházejích z přehlídky dalekohledu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope). Autoři nalezli v datových sadách DR2 a DR3 pořízených mezi zářím 2013 a červnem 2015 9 024, resp. 10 911 kvasarů. Některé kvasary byly identifikovány v jiných databázích (SDSS, NED - NASA / IPAC Extragalactic Database), 8 100 zdrojů je nových a z nich má 6 887 dostatečně silné emisní čáry k určení vlastností centrálních černých veleděr. Většina kvasarů z přehlídky se nachází v nižších z (medián ~1,5), nejvyšší hodnota červeného posuvu kvasaru v přehlídce je 4,8. Katalog bude k dispozici on-line.

5.8. Černé díry a veledíry

Existenci binárních černých veleděr předpovídají numerické simulace vývoje galaxií. Zatím se nepodařilo přímo pozorovat žádnou binární veledíru, nejprůkaznější nepřímá pozorování existují pro výše zmíněný blazar OJ 287 s pravděpodobnou vzdáleností složek 7,3 pc. P. Kharb aj. nalezli poblíž jádra Seyfertovy galaxie Mrk 533 (NGC 7674, 117 Mpc) podivný rádiový výtrysk ve tvaru písmene Z, který lze dobře vysvětlit vznikem binární veledíry při srážce dvou galaxií. Autoři na jádro Mrk 533 zaměřili observatoř VLBA a v pásmu 15 Ghz nalezli dva zdroje v lineární vzdálenosti ~0,35 pc od sebe. Rychlost výtrysku u jádra dosahuje ~0,28 c a jeho stáří autoři odhadují na ≥ 8 200 r.

Když se do příliš těsné blízkosti černé veledíry dostane hvězda, čeká ji neodvratný konec v podobě slapového roztrhání. S. Mattila aj. pozorovali právě takový jev u splývajících spirálních galaxií Arp 299 (NGC 3690, 40 Mpc). R. 2005 západní z obou galaktických jader výrazně zjasnilo v IR oboru a autoři se na něj zaměřili v rádiovém oboru. V průběhu 10 následujících let pak pozorovali relativistický výtrysk, pohybující se zprvu rychlostí ~0,995 c. Směr výtrysku byl ovšem o 55°÷65° skloněn vůči trvalému výtrysku, kterým černá veledíra v jádru aktivní galaxie chrlí látku do okolí. Rentgenové a optické spektrum nevykazovalo téměř žádné zjasnění. Autoři přišli s hypotézou, že hvězda přiletěla k veledíře ze směru mimo rovinu jejího akrečního disku, což po roztrhání hvězdy vytvořilo dočasný akreční disk a sekundární výtrysk; ten je pro nás zakryt prachem v centru galaxie, takže většina jeho energie se k nám dostala v podobě rádiových vln a IR světla, které prach zpětně vyzářil. Celkovou vyzářenou energii autoři odhadují na 1,5 × 1045 J a hmotnost původní hvězdy na 2÷7 M.

T. Krühler aj. publikovali výsledky následného výzkumu mateřské galaxie přechodného zjasnění ASASSN-15lh. Autoři použili HST a přístroje X-Shooter a MUSE na VLT. Galaxie obsahuje převážně hvězdy se stářím 1÷2 Gr bez známek nedávné tvorby hvězd, malé množství ionizovaného plynu a jedná se o slabě aktivní galaxii. Centrální černá veledíra má hmotnost 5+8-3 × 108 M a její akreční disk má průměr ≳ 1 kpc. Její poloha s přesností ± 170 pc souhlasí s místem přechodného zjasnění, které bylo patrně způsobeno slapovým roztrháním hvězdy. Autoři odhadují, že černá veledíra rotuje se spinem ≥ 0,5. E. Coughlin a P. Armitage vytvořili numerický model, simulující roztrhání hvězdy v blízkosti černé veledíry coby primární složky binárního systému. Simulace ukazují, že většinou je výsledkem roztrhání proud pozůstatků, z nichž se akreční disk nezformuje vůbec nebo pouze malý a po dlouhé době. Určitá část látky v proudu zůstane gravitačně vázaná a po čase spadne zpět na černou veledíru, což tvoří sekundární zjasnění. Tím je podle autorů možné dobře vysvětlit pozorovaný vzestup jasnosti ASASSN-15lh ~100 d po primárním zjasnění.

Existence černých veleděr v sobě nese jednu zásadní otázku: odkud se vzaly, přesněji řečeno, jak dokázaly (velmi rychle) získat svou hmotnost? Zatím známe dvě vhodné hypotézy: buď měly úplně první hvězdy ve vesmíru hmotnost ≳ 100 M a jejich pády do galaktických černých děr z nich během prvních stovek Mr dokázaly udělat takové bumbrlíčky, nebo černé veledíry rovnou velevznikly velezhroucením zárodečného veleoblaku. Druhá hypotéza je podle všeho pravděpodobnější - problém je, že ve vesmíru takové zárodečné veledíry téměř nevidíme. M. Mezcua aj. v přehlídce aktivních jader trpasličích galaxií z archivních dat družice Chandra s hmotnostmi v rozsahu 107÷3 × 109 M nalezli 40 centrálních děr střední velikosti s hmotnostmi ~104÷105 M. Aktivní jsou jádra ~10 % trpasličích galaxií a v případě malých galaxií také klesá počet aktivních jader s rostoucím z, což obojí podporuje druhou hypotézu. Nevíme ovšem, kolik takových černých děr se střední hmotností je klidných a my je v malých galaxiích nevidíme. I. V. Chilingarian aj. zkompilovali z několika přehlídek nejnadějnější kandidáty na střední černé díry s hmotnostmi 3 × 104÷2 × 105 M. Nalezli jich 305 a vlastnosti 10 z nich je možné přímo potvrdit díky rentgenové emisi. Podle nich data upřednostňují první hypotézu, neboť vznik přímým kolapsem by měl zvýhodňovat černé díry s hmotností ≥ 105 M. Pátrání tedy pokračuje.

E. Tremouová aj. pečlivě pátrali v rádiovém pásmu po černých dírách se střední hmotností v kulových hvězdokupách v Mléčné dráze. Autoři využili observatoře VLA (Karl G. Jansky Very Large Array, Pláně sv. Augustina, Nové Mexiko) a ATCA (Australia Telescope Compact Array, Narrabri, Austrálie) a prohledali 50 kulových hvězdokup, aniž by nějakou černou díru s hmotností ≳ 1 000 M našli. Buď jsou v naší Galaxii velmi vzácné nebo dokonce zcela chybí.

A. Hektor aj. propočetli teoretické modely přítomnosti černých děr s hmotnostmi srovnatelnými s nebo menšími než 10 M v Galaxii na základě omezení, plynoucích z pozorování centra Mléčné dráhy v rentgenovém oboru družicí NuSTAR. Takové černé díry jsou jedním z dobrých kandidátů na vysvětlení skryté látky a autoři použili simulace Monte Carlo jejich potenciálních interakcí s galaktickým plynem. Na rozdíl od dřívějších modelů však vzali v potaz turbulence a struktury v plynu, které fakticky snižují vzájemnou rychlost černé díry vůči plynu. Výsledky ukázaly, že akrece plynu na takových černých dírách je slabá a je velice nepravděpodobné, že by pozorování s citlivostí srovnatelnou s přístroji NuSTAR mohla černou díru odhalit. To také znamená, že hypotézu hvězdných černých děr coby skryté látky stále nelze vyloučit.

A. Lambertsová aj. použili modifikovaný kosmologický výpočetní systém FIRE k modelování četnosti vzniku a vývoje binárních četných děr. Autoři použili modelovou galaxii shodnou s Mléčnou dráhou, včetně halové složky a satelitních galaxií, tak aby metalicita výsledné hvězdné populace odpovídala současné Galaxii. Model odhalil, že ~106 binárních černých děr již v průběhu vývoje splynulo a ~3 × 106 jich v Galaxii ještě existuje. Průměrná černá dvojdíra má hmotnost ~28 M. Hvězdy s nižší metalicitou jsou častějším předchůdcem černých děr, proto se asi polovina binárních černých děr nachází v hvězdném halu a dalších ~40 % vzniklo mimo Galaxii; s rostoucí hmotností se průměrná vzdálenost od centra Galaxie zvyšuje. Přes jejich relativně vysoký počet tedy bude obtížné je přímo pozorovat, a to i pomocí gravitačních observatoří jako eLISA.

Centrální černá veledíra v Galaxii je - stejně jako kterákoli jiná - charakterizována třemi parametry: hmotností, spinem a elektrickým nábojem. O náboji černých děr (resp. jejich horizontu událostí) se často předpokládá, že je roven nebo se velmi blíží nule, neboť do díry padající plazma je tvořeno kladně i záporně nabitými částicemi, jejichž náboj se ve velkém měřítku vyruší. M. Zajaček aj. tento předpoklad prozkoumali z teoretického hlediska a vzali v potaz, že kromě samotného náboje horizontu událostí může hrát roli magnetické pole. Náboj horizontu událostí může vlivem rozdílné hmotnosti elektronů a protonů dosahovat hodnot ≲ 109 C, jde ovšem o přechodný jev a po čase zmizí. Unášení siločar magnetického pole v důsledku rotace černé díry indukuje elektrické pole, s nímž spojený náboj autoři odhadují na ≲ 1015 C. Tento náboj je dlouhodobě stabilní, pokud je magnetické pole orientované shodně se spinem černé díry. Naopak i malá změna elektrického potenciálu vede ke změně nejvnitřnější stabilní dráhy nabitých částic. Pro černou veledíru v jádru Galaxie autoři předpovídají pozorovatelný limit elektrického náboje ≲ 3 × 108 C.

5.9. Kupy a nadkupy galaxií

Kupy a nadkupy galaxií kopírují největší struktury látky ve vesmíru, pozorování jejich předchůdců ve vzdáleném vesmíru je obtížné a proto vzácné. L. Jiang aj. oznámili objev prakupy galaxií s červeným posuvem z = 5,7, tedy zhruba 1 Gr po velkém třesku. Autoři objevili prakupu v oblasti, v níž se nachází 41 dříve objevených galaxií, jasně zářících v čáře Lyman-ɑ, jejichž hustota na čtvereční stupeň je při takto vysokých z nejvyšší na celé obloze. Pozorování dalekohledy Subaru (8,2 m, Mauna Kea, Havaj) a Magellan (2× 6,5 m, Las Campanas, Chile) ukázala hmotnost celé prakupy (3,6 ± 0,9) × 1015 M.

Ještě hmotnější prakupu objevili O. Cucciatiová aj. v přehlídce přístroje VIMOS (VIsible Multi-Object Spectrograph) na VLT. Při červeném posuvu ~2,45 je tato prakupa mladší, ale zato je ještě hmotnější - úhrnná hmotnost látky v prostoru 60×60×150 Mpc3 činí ~4,8 × 1015 M. Obří struktura, přezdívaná „Hyperion“, svou hustotou 7× převyšuje průměrnou hustotu látky ve vzdálenostech odpovídajících červenému posuvu 2,4÷2,5. Vzhledem k tomu, že Hyperion se formuje zhruba 2,3 Gr po velkém třesku, je látka v prakupě rozmístěna poměrně rovnoměrně a nenachází se v ní mnoho viditelných struktur.

Z.L. Wen a J.L. Han vytvořili katalog 1 959 hmotných kup galaxií ve vzdálenostech odpovídajících červeným posuvům 0,7÷1,0 z dat přehlídek SDSS a družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). Do katalogu byly zahrnuty kupy, nacházející se v oblastech s vysokou hustotou látky kolem jasných červených galaxií a s hmotností ≳ 2,5 × 1014 M. 1 505 z nich bylo identifikováno poprvé, což významně zvýšilo počet známých kup ve vzdálenostech z > 0,75. Statistika ukazuje, že početnější kupy obsahují více jasných galaxií a poměr modrých galaxií roste s rostoucím z. Jen malý zlomek jasných galaxií má aktivní galaktická jádra.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Ve spolupráci Massachusetts Institute of Technology (MIT) a Arizona State University (ASU) byly v r. 2015 v západní Austrálii na radioastronomické observatoři Murchison (27° j. š.) ‒ kde je minimum rádiového šumu ‒ instalovány ve vzájemné vzdálenosti 150 m dvě vysoce citlivé zenitové rádiové antény pracující v pásmu vlnových délek 3÷6 m (100÷50 MHz). Aparatura EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature), kde zkratka EoR (Epoch of Radiation) naznačuje, že půjde o měření fyzikálních poměrů v raném vesmíru v době éry ionizace, tj. v intervalu 180÷250 mil. let po Velkém třesku (VT). V r. 2018 získali J. Bowman aj. první důkazy, že hvězdy I. generace (populace III) vznikaly již v čase 180 mil. let po VT. Maximum signálu se nachází na frekvenci 78 MHz a klesá na poloviční intenzitu v dolní mezi 59 MHz a v horní mezi 97 MHz. Z těchto výsledku měření odvodil R. Barkana, že první hvězdy tvořené pouze vodíkem a héliem se rozzářily nejpozději v čase 180 mil. let po Velkém třesku. Následně T. Hashimoto aj. využili stále se zdokonalující aparatury na rádiové observatoři ALMA v Chile v poušti Atacama (nadmořská výška 5 tis. m n. m.; 23° j. š.) k průzkumu podmínek v éře ionizace. Díky efektu gravitační čočky se jim zdařilo pozorovat čočkovanou galaxii MACS 1149-JD16 s červeným posuvem 9,1, což odpovídá času 540 mil. let po Velkém třesku. To znamená, že nejpozději v tom čase už byly nejstarší galaxie kompletní.

D. Ceverino aj. simulovali vývoj raných galaxií s hmotnostmi hvězdné složky 1 MMʘ÷3GMʘ během kosmického svítání v čase 270÷1 200 mil. let po Velkém třesku. V každé galaxii probíhá tvorba hvězd odlišně s rozličně dlouhými epizodami překotné tvorby hvězd. V průměru však každá raná galaxie stráví asi 70 % času těmito epizodami. Pro typickou galaxii na vrcholu éry ionizace (z = 6; stáří 940 mil. po Velkém třesku) následují maxima překotné tvorby hvězd po 200 mil. let. D. Eastwood a S. Khochfar zjistili, že pokud má centrální černá veledíra hmotnost >1 GMʘ v čase před stářím 940 mil. let po VT, zbrzdí tím následující tvorbu hvězd a galaxie získá tvar disku s úzkým prstencem na jeho okraji.

F. Nicastro aj. se zabývali řešením problému, jenž vyvstal již před několika desítkami let, když se ukázalo, že v lokálním (blízkém) vesmíru pozorujeme jen 30÷40 % baryonů, jež podle počítačových analýz měly vzniknout v čase 2÷3 mld. let po (VT) a nemohly se tudíž ztratit. Autoři proto po kumulovanou expozici cca 20 d pozorovali pomocí rentgenové družice Newton (ESA) objekt třídy BL Lacertae 1ES 1553+113, jenž je od nás vzdálen minimálně 2,2 Gpc a svým jasným výtryskem míří k Zemi. Díky tomu posloužil jako světlomet ozařující bližší koncentrace baryonů ve vzdálenostech 1,4 Gpc a 1,2 Gpc. V těchto vzdálenostech lze pozorovat větší soustředění galaxií, takže dochází k pohlcování světla a vzniku absorpčních čar v rentgenové oblasti spektra. Autoři tak objevili přebytek baryonů až o 40 %, což je právě tolik, co v dosavadních přehlídkách chybělo. Jelikož se při těchto choulostivých měřeních pohybujeme těsně nad hranicí rozlišitelnosti, není ještě vyhráno. Autoři proto navrhují zopakovat tato měření nezávislou metodou pomocí efektu Sunjajeva-Zeldoviče (deficitu fotonů reliktního záření uvnitř galaxií).

Týž problém deficitu baryonů řešili nezávisle J. Bregman aj., kteří mapovali situaci na perifériích galaxií a zjistili, že stávající výsledky dávají hmotnost horkého plynu do vzdálenosti 50 kpc od centra asi 5 GMʘ a do vzdálenosti 250 kpc od centra vzroste hmotnost baryonů více než o řád (11×). To se přibližně rovná hmotnosti hvězd v dané galaxii (60 GMʘ), ale nepřesahuje polovinu požadovaného počtu baryonů vzniklých podle kosmologických modelů v předešlé minulosti. Reservu autoři spatřují v horkém plynu o teplotě 500 kK, jenž září v rentgenovém pásmu, ale současná pozorování na detekci tak difuzního záření nestačí. Plánované rentgenové kosmické mise Arcus a Athena by mohly problém současného deficitu baryonů vyřešit.

K. Croswell shrnul výsledky série přehlídek rozložení galaxií a proluk, jehož průkopníky byli v r. 1987 R. Brent Tully a J. R. Fisher, když publikovali Atlas blízkých galaxií, jenž obsahoval téměř 2,4 tisíce blízkých galaxií s rychlostmi vzdalování ≤3 000 km/s v projekci 3D. Autory překvapilo, že do vzdálenosti 6 Mpc od centra Galaxie se nalézá jen 8 velkých galaxií srovnatelných s naší: (M31 [And]; M81 [UMa]; Maffei 1 a 2 [Cas]; IC 342 [Cam]; NGC 253 [Scl]; Cen A a M83 [Hya]. Zmíněné galaxie včetně naší se nacházejí v hlavní rovině nadkupy galaxií, do níž patří místní kupa a kupa Virgo. Nyní se ukázalo, že ve vzdálenosti 1,2 Mpc od Galaxie se nachází proluka o rozměru 77 Mpc, v níž je hustota látky o řád menší, než odpovídá průměrné hustotě látky ve vesmíru. Nyní je už zřejmé, že proluky ve vesmíru zabírají nejvíce prostoru a navíc se postupně rozšiřují. Místní proluka způsobuje, že vůči pozadí reliktního záření se naše Galaxie pohybuje vysokou rychlostí 630 km/s. V r. 2008 zjistili R. B. Tully aj., že se Galaxie od těžiště místní proluky vzdaluje rychlostí 260 km/s, zatímco ke kupě Virgo se blíží rychlostí 185 km/s. K vzdálenému Velkému poutači se blížíme rychlostí 455 km/s. Nejnovější studie R. Brent Tullyho aj. zahrnuje rozložení 18 tis. blízkých galaxií a poukazuje na bizarní tvary proluk v projekci 3D.

J. Vega-Ferrero aj. se zabývali pátým (zpožděným) obrazem vzplanutí supernovy Refsdal, jejíž výbuch byl zesílen mezilehlými gravitačními čočkami na zorném paprsku. Samotná supernova v galaxii MACS J1149+2223 (Leo)byla od nás vzdálena 2,9 Gpc a pátý obraz vytvořený druhou gravitační čočkou přišel po delší dráze se zpožděním 13 měsíců. Norský astronom S. Refsdal už v r. 1964 přišel s nápadem, že pomocí dvou mezilehlých gravitačních čoček v různých vzdálenostech podél zorného paprsku lze určovat tempo rozpínání vesmíru (Hubbleovu-Lemaîtrovu konstantu). Autoři tak mohli poprvé po více než půlstoletí pátrání využít Refsdalova nápadu a obdržel pro konstantu H0 = (64 -11/+9) km/s/Mpc. Tato hodnota není sice příliš přesná, ale přesto autoři uvádějí, že je blízká hodnotám H0 odvozeným z analýzy dat reliktního záření, slabého gravitačního čočkování, baryonových akustických oscilací a nukleosyntézy po VT. Je však v rozporu s hodnotami odvozenými ze supernov třídy Ia a z pozorování gravitačních čoček. Nejnověji S. Dhawan aj. určili z kombinace měření vzdáleností cefeid a supernov H0 = (72,8 ±1,6 stat. ±2,7 syst.).

D. Castelvecchi ukázal, že velkolepé výsledky studia reliktního záření pomocí pokročilé aparatury Planck v r. 2018 jsou zajisté slibné, ale že se nerýsuje možnost vyslání nové ještě výkonnější aparatury. Ani NASA, ani ESA neplánují v současné době novou kosmickou misi ke studiu reliktního záření, takže výzkumné týmy, které získaly tak skvělé výsledky, nemají motivaci k dalšímu studiu a začínají pracovat na jiných projektech. Podle hlavního výsledku družice Planck se ukázalo, že tempo rozpínání vesmíru bylo před Planckem přeceněno asi o 9 %. J. Henning s velkým týmem měřili teplotu a polarizaci reliktního záření pomocí teleskopu SPT na jižním pólu na ploše 500 □°. Jako naschvál odvozená hodnota H0 = (71,3 ±2,1) km/s/Mpc se výrazně liší od výsledku družice Planck. Naproti tomu se blíží výsledkům A. Riesse aj., kteří měřili trigonometrické vzdálenosti dlouhoperiodických cefeid v naší Galaxii pomocí kamery WFC 3, což posloužilo pro zpřesnění kalibrace vzdáleností více než 1,8 tis. extragalaktických cefeid v galaxiích, kde vzplanuly supernovy třídy Ia. Odtud pak autorům vyšlo H0 = (73,5 ±1,7) km/s/Mpc. V další práci A. Riess aj. pomocí trigonometrických vzdáleností cefeid naší Galaxie v projektu družice Gaia obdrželi H0 = 73,2 km/s/Mpc. Také C. Burns aj. kombinací vzdáleností extragalaktických cefeid a supernov Ia získali tutéž hodnotu H0 = (73,2 ±2,3) km/s/Mpc. D. Arenas aj. použili při stanovení H0 svítivosti čáry H-beta a jasností oblastí ionizovaného vodíku v 73 galaxiích, jimiž pak kalibrovali vzdálenosti tamějších cefeid. Odtud odvodili H0 = (71,0 ±2,8 stat. ±2,1 syst.).

G. Addison aj. využili metody měření rozpínání vesmíru pomocí baryonových akustických oscilací a obdrželi tak hodnotu H0 = (67,0 ±1,2) km/s/Mpc. Jak patrno, přes údajné zpřesňování parametrů rozpínání vesmíru, se zvětšují odchylky od průměru H0 čím dál tím dramatičtěji. Hai Yu aj. obdrželi studiem týchž oscilací velmi podobnou hodnotu H0= (67 ±4) km/s/Mpc. K podobnému výsledku dospěli však také T. Abbott, kteří používají dalekohled DES (Dark Energy Survey) pro měření baryonových akustických oscilací a údajů o poměru deuterium/vodík, což vedlo k H0 = (69,3 ±0,5) km/s/Mpc. J. Zhang shrnul všechna zmíněná data a uvedl, že převažuje H0 = (67,5 ±1,2) km/s/Mpc velmi blízká družici Planck H0 = (67,8 ±0,9) km/s/Mpc. Jenže všechna zmíněná různorodá měření skýtají truchlivý rozptyl: H0 = (67,5 -3,3/+8,0) km/s/Mpc.

M. Troxel aj. uveřejnili výsledky získané pomocí kamery s 62 maticemi mozaikové kamery o kapacitě 570 Mpx u 4m Blancova teleskopu na observatoři Cerro Tololo v Chile (CTIO; 2,2 km n. m.) k určování kosmologických parametrů v projektu Dark Energy Survey. Během tří let pokryli 5 tis. □° oblohy, tj. 1/8 dostupné části oblohy. Získali tak prvotřídní údaje o rozložení 310 mil. galaxií a 80 milionů hvězd. Díky slabému gravitačnímu čočkování skrytou látkou dochází k měřitelným deformacím tvaru galaxií, což autorům umožnilo stanovit hodnotu H0 = (66,2÷68,4) km/s/Mpc z rozložení prvních 26 mil. galaxií. Je zřejmé, tato hodnota tempa rozpínání se shoduje s údaji družice Planck, zatímco měření pomocí cefeid a supernov dává soustavně vyšší hodnoty rozpínání mimo rámec středních chyb. Tento rozpor poukazuje buď na nějakou systematickou chybu, ale třeba i na „novou fyziku“.

Nedávný ostrý start v detekci gravitačních vln naznačuje, že i tento nejmladší obor astronomie může do debaty o tempu rozpínání vesmíru přinést novou kvalitu. Hsin-Yu Chen aj. očekávají, že během pěti let dosáhne gravitační astronomie v určování konstanty H0 přesnosti 2 % a během dekády dokonce přesnosti 1 %. Přitom tato metoda má méně problémů se systematickými chybami než metody dosavadní.

6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

T. Massey aj. pořídili spektroskopii kupy galaxií Abell 3827 (Ind; vzdálenost 430 Mpc) v milimetrovém pásmu (2,8÷3,3 mm; 90÷106 GHz) pomocí aparatury ALMA a k tomu přidali podrobnou spektroskopii kamerou MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) u teleskopu VLT (ESO). Šťastnou shodou náhod se v témž směru, ale podstatně dál od nás, nalézá spirální galaxie vzdálená 2,7 Gpc, která je efektem gravitační čočky zobrazena dokonce sedmkrát! Tato konfigurace slouží pro zmapování rozložení skryté látky v galaxiích zmíněné kupy. Z pozorování vyplývá, že skrytá látka je v každé galaxii kupy Abell rozložena souměrně kolem centra příslušné galaxie. Modelování gravitačního čočkování je přitom založeno na snímku kupy pomocí teleskopu HST.

Laboratorní experimenty směřující k objevení částic skryté látky probíhají už řadu let v podzemních laboratořích Gran Sasso v Itálii, Yangyang v Jižní Koreji, Jižní Dakotě, Austrálii i Japonsku. Detektory pracují s atomy xenonu, s iodidem sodným a dokonce s optickými atomovými hodinami využívajícími kmitů ytterbia a stroncia. Výsledky všech experimentů jsou však velmi rozpačité. Občas se sice některé týmy domnívají, že našli měřitelný signál, ale hlubší analýza dat končí zklamáním. Qirong Zhu aj. proto oprášili starší domněnku, že skrytou látku tvoří malé prvotní černé díry, které jsou dostatečně hmotné (2÷14 Mʘ), aby se v současnosti ještě nezačaly silně vypařovat. K témuž závěru dospěli také B. Carr a J.Silk, kteří se domnívají, že v současném vesmíru se ukrývá dostatečný počet prvotních černých děr o hmotnostech <100 Mʘ, a k vysvětlení původu skryté látky stačí pravděpodobně současný počet prvotních černých děr o hmotnostech 30 Mʘ. Ještě s nápadnějšími neúspěchy se potkávají snahy objevit podstatu částic skryté energie, která přitom podle kosmologických měření představuje kolem 70 % hmotnosti celého vesmíru. Na skrytou látku připadá 25 % a na zářící látku necelých 5 %.

6.3. Magnetická pole

V březnu 2015 byla v sedle pod úbočím mexické sopky Sierra Negra (4100 m n. m.; 19° s. š.) dokončena stavba obří observatoře HAWC (High-Altitude Water Cherenkov) pro detekci energetického záření gama. Aparaturu tvoří 300 válcových ocelových nádrží o průměrech 7,3 m a výšce 4 m naplněných destilovanou vodou. Jelikož index lomu vody je větší než jedna, klesá rychlost spršek fotonů vytvářených průletem paprsků gama atmosférou pod mezní rychlost světla c, takže se ve vodě pozoruje Čerenkovovo záření, jež vyvolávají spršky elektricky nabitých částic (pozitrony a elektrony) vznikajících při průletu fotonů vysokých energií, jelikož spršky se pohybují ve vodě rychleji než fotony. K detekci se používá fotoelektrických fotonásobičů citlivých na ultrafialové záření a s bleskovou odezvou signálu. Aparatura HAWC dokáže zaznamenat všechny spršky s původními energiemi záření gama většími než 100 GeV a horní mez se pohybuje kolem 100 TeV. Zatímco ve vzduchu je vrcholový úhel spršky ~1°, ve vodě se rozšíří na 41°, takže alespoň jeden ze 4 rozmístěných fotonásobičů spršku zaručeně zaznamená. Na stavbě observatoře se podílely především instituce v USA a v Mexiku, ale také pět evropských, dvě asijské a jedna jihoamerická instituce. Plný vědecký provoz observatoře započal v r.2015 a první významné výsledky byly zveřejněny v r. 2018. Observatoř měří nepřetržitě v noci i ve dne a získává údaje nejenom o energetickém záření gama, ale také energetickém kosmickém záření. Navíc má potenciál studovat nepřímo i anihilaci částic skryté látky. R. López-Coto a G. Giacinti ukázali, že aparatura dokáže měřit i průběh siločar magnetických polí v Galaxii. V okolí neutronové hvězdy Geminga (25,5 mag; vzdálenost 250 pc; stáří 340 tis. let; rotační perioda pulsaru 0,24 s) autoři zjistili, že koherentní délka magnetických siločar dosahuje 1 pc a průměrná indukce magnetického pole 0,3 nT.

J. Bray a A. Scaife využili pozorování anizotropie v rozložení směru příchodu UHE částic kosmického záření týmem observatoře Pierra Augera k odhadu indukce extragalaktického magnetického pole do vzdálenosti <100 Mpc od nás (0,7÷2,2)×10-13 T a pro větší vzdálenosti ještě o řád nižší.

6.4. Kosmické záření (KZ)

A. Abeysekara s týmem zveřejnili údaje o kosmickém záření registrovaném aparaturou HAWC v prvních dvou letech plného provozu. Energie primárních částic měřeného KZ se pohybovala v rozmezí 2÷73 TeV. Podobně jako ostatní fungující detektory KZ na severní i jižní polokouli se rozborem dat prokázala výrazná anizotropie ve směru rektascense 2,7 h. Amplituda dipólu rostla od 8×10‑4 pro energie 2 TeV až na maximum 14×10-4 u 30 TeV. Mapy anizotropie se podařilo zpřesnit, jak pokud jde o energie částic, tak o jejich polohu v Galaxii. Tato měření přibližují možnosti určit přesnou polohu lokálních kosmických urychlovačů v blízkém okolí Slunce a také indukci magnetických polí.

B. Bartoli aj. publikovali údaje o anizotropiích galaktického kosmického záření, které získali na italsko-čínské a thajské observatoři ARGO-YBJ (Yangbajing Cosmic Ray Laboratory; Tibet, 30° s. š., 4 300 m n. m.) v letech 2008-2012. Měření probíhala od minima sluneční činnosti mezi 23. a 24. cyklem sluneční činnosti v širokém pásmu energií 4÷520 TeV. Pro energie <100 TeV pozorovali dvě výrazné anizotropie, ale nad touto energetickou hranicí se morfologie anizotropie výrazně změnila. To je ve shodě s podobným průběhem anizotropie kosmického záření na observatoři IceCube na jižním pólu. Poloha dipólu pro energii 160 TeV má rektascensi (16,74 ±0,43) a (18,6±1,0) h pro energii 520 TeV. Jelikož rektascense centra Galaxie 17,9h leží uvnitř zmíněných mezí, je pravděpodobné, že zdroj anizotropie se nalézá v centru naší Galaxie. Autoři nezjistili žádnou změnu tvarů anizotropie během změn sluneční aktivity pro mediánovou energii 7 TeV.

L. Lopezová aj. zjistili na základě měření družice Fermi po dobu 8 a 3/4 roku, že z Malého Magellanova Mračna uniká KZ s energiemi 2÷13 GeV, což přispívá ke galaktickému větru vanoucímu směrem k naší Galaxii. Pulsary v MMM přispívají k větru 10 % v pásmu energií >100 MeV. Navzdory tomu je příspěvek MMM více než 5× nižší než podobná aktivita naší Galaxie.

A. Aab s týmem observatoře Pierra Augera zveřejnil údaje o prostorové anizotropii ultraenergetického KZ na jižní polokouli pro energie >20 EeV. Takových případů zaregistrovali do 30. dubna 2017 celkem 5,5 tis. pro zenitové vzdálenosti až 80°. Následně se zabývali otázkou, zda tyto UHE částice přicházejí z galaxií s aktivními jádry (AGN), anebo z galaxií, v nichž družice Fermi zjišťuje překotnou tvorbu hvězd. Porovnáním modelů se zmíněnými údaji naznačuje, že zdrojem UHE částic kosmického záření jsou spíše galaxie s překotnou tvorbou hvězd. R. Abassi s týmem observatoře Telescope Array, jež pozoruje UHE KZ v Utahu, zveřejnili obdobnou statistiku pro severní polokouli za období od května 2008 do května 2017. Zvolili vyšší minimum UHE energií, jež odpovídá systematickému posunu škály observatoře Pierra Augera na 39 EeV. Vzhledem k tomu, že se omezili na menší soubor údajů, se jim nezdařilo rozlišit, který z výše zmíněných typů galaxii je pravděpodobnějším zdrojem částic s nejvyššími energiemi. R. Attalah a D. Bouchachi však zmínili, že observatoř TA pozoruje horkou skvrnu UHE částic poblíž vůbec nejbližší galaxie s překotnou tvorbou hvězd M82 (= NGC 3034; vzdálenost 3,7 Mpc; centrální černá veledíra 30 mil. Mʘ).

J. Joshi aj. ukázali, že observatoř Pierra Augera zaregistrovala v průběhu svého provozu již přes tucet částic s energiemi ≥ 55 EeV, které velmi pravděpodobně pocházejí ze zdroje v galaxii Cen A (= NGC 5128; vzdálenost 3,8 Mpc; nejbližší rádiová galaxie; v jádře se nachází černá veledíra o hmotnosti 55 mil. Mʘ; z okolí veledíry vycházejí protilehlé kolimované relativistické výtrysky s energetickými fotony záření gama). Tato pozorování společně s novými měřeními aparatury Fermi-LAT (Large Aperture Telescope) a H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) výrazně podporují domněnku, že částice UHE KZ vznikají ve zmíněných kolimovaných relativistických výtryscích. Výpočty ukazují, že proton o energii 1 TeV dokáže udělit paprskům gama zářivé výkony řádu 2,5×1039 W. To dobře odpovídá zmíněným UHE protonům pozorovaným na argentinské observatoři. K podobnému závěru dospěli také J. Matthews aj., kteří jako další důkaz přidávají ještě galaxii Fornax A (= NGC 1316; vzdálenost 19 Mpc; černá veledíra má hmotnost 140 mil. Mʘ).

N. Fraija aj. citovali výsledky pozorování UHE KZ během 10 let provozu observatoře Pierra Augera, jež pokrývají oblohu mezi hraničními zeměpisnými šířkami -90° a +45°. Neutrinová observatoř IceCube na jižním pólu v téže době zaregistrovala 82 energetických neutrin. Vůbec nejvyšší energii měl úkaz IC35: (2004 +236/-262) TeV v poloze RA =208,4° a D = -55,8°. Souřadnice Cen A jsou RA = 201,2° ; D = -43,0°. [Odchylky polohy do 15° jsou tolerovány vinou rozmazání polohy magnetickými poli.] Protože však v této váhové kategorii přicházejí od Cen A nejspíš jádra uhlíku, nelze určit, zda lze jednoznačně přiřadit signál IC35 galaxii Cen A.

C. Guépinová aj. si povšimli čím dál tím četnějších objevů slapového trhání hvězd černými dírami a veledírami. Když černá díra trhá hvězdu a postupně úlomky polyká, nachází se nad obzorem událostí velké množství protonů i jader těžších prvků, které mohou být snadno urychlovány na energie UHE v kolimovaných výtryscích pomocí spirálových magnetických polí. Ve výtryscích se však mohou urychlovat i neutrina, což by měla detekovat modernizovaná aparatura IceCube, zatímco urychlované protony a těžší jádra se dají pozorovat i stávajícími přístroji na severní i jižní polokouli. S. Hackstein aj. simulovali generaci extragalaktických magnetických polí díky UHE KZ s energiemi >1 EeV. Největším přínosem pro vytváření těchto polí mohou být jádra železa s dostatečnými energiemi. Porovnání modelů s údaji publikovanými observatoří Pierra Augera je velmi příznivé.

6.5. Astročásticová fyzika

V. Burkert aj. objevili experimentálně, jak podivuhodnými objekty jsou protony, jež se ̶ jak známo ̶ skládají ze tří kvarků. Dva kvarky Up mají po +2/3 náboje elektronu a třetí Down má -1/3 náboje elektronu. Tím, že jsou v protonu vždy pevně vázány, je výsledný elektrický náboj protonu +1 náboj elektronu. Vnitřní stavba protonu lze studovat pomocí virtuálního Comptonova rozptylu. Výsledek měření byl překvapivý. V okolí centra protonu do průměru 0,6 femtometru pozorovali autoři práce silný odpudivý tlak, ale ve větších vzdálenostech od centra naopak extrémně silný vazební tlak na úrovni 1035 Pa, což je tlak vyšší než v neutronových hvězdách, které jsou nejhustšími makroskopickými objekty ve vesmíru. Tímto objevem se otevírají nové možnosti studia gravitačních vlastností protonů, neutronů i atomových jader i sil, které působí na uvězněné kvarky.

R. Pattie Jr. aj. měřili s rekordní přesností poločas rozpadu neutronů v klidové soustavě. Zatímco v jádrech atomů jsou neutrony stabilní, jakmile jsou samostatné, podléhají slabé jaderné interakci a rozpadají se na proton, elektron a antineutrino s poločasem necelé čtvrthodiny. Přesná hodnota poločasu hraje extrémně významnou roli v jaderné a částicové fyzice, ale i v kosmologii. Úpravou experimentu s ultrachladnými neutrony levitováním v magnetickém poli se podařilo zabránit interakci neutronů se stěnami aparatury a výsledek je zatím nejpřesnější stanovení poločasu rozpadu neutronu: (877,7 ±0,7 [stat.]; +0,4 /-0,2 [syst.]) sekundy (= 14,63 min).

Neutrinová observatoř IceCube na jižním pólu zaznamenala 22. 9. 2017 spršku mionů, jež vznikla srážkou mionového neutrina s dosud nejvyšší energií 290 TeV s jádrem atomu H v ledovém detektoru. Protože neutrina nereagují na magnetická pole, autoři dokázali přibližně určit směr, odkud sprška směřovala. Pracovníci observatoře zaměřili zdroj po 43 sekundách v přibližné poloze v souhvězdí Orionu a poslali o tom zprávu pomoci satelitní komunikace do mezinárodní sítě pozemních i kosmických observatoří. Na poplach nejrychleji zareagoval D. Fox a získal pozorovací čas na družici Swift, která pracuje v pásmu vlnových délek záření gama. V udaném směru našel 9 objektů a mezi nimi blazar TXS 0506+056, což je galaxie s aktivní černou veledírou, jež je známým zdroje energetického záření gama s dvěma protilehlými kolimovanými výtrysky, z nichž jeden míří téměř přesně na Slunce. Šest dnů po signálu z IceCube se na blazar díky koordinátorce R. Caputové zaměřila družice Fermi s aparaturou LAT a tak se zjistilo, že blazar se v té době výrazně zjasnil v pásmu tvrdého záření gama. Družice však nenašla koincidenci, protože nebyla citlivá na tak extrémní energie paprsků gama. Pro identifikaci zdroje byl nakonec rozhodující obří optický teleskop GTC o průměru primárního zrcadla 10,4 m na ostrově La Palma. Díky S. Paianové dostal její tým mimořádně 15 h pozorovacího času, a tak určili ze spektroskopie červený posuv odpovídající vzdálenosti zdroje 1,15 Gpc. Následně byl zdroj identifikován 20 dalšími pozemními i kosmickými aparaturami v pásmech elektromagnetického záření od paprsků gama (400 GeV) až po rádiové vlny (0,9 m). Mimořádná událost podnítila také hledání v archivu IceCube. Tak se zjistilo, že během 150 dnů na přelomu let 2014 a 2015 přišlo z téhož směru celkem 13 energetických neutrin. Jelikož zkušenost z provozu IceCube ukázala, že antarktický led je průhlednější, než se očekávalo, zřejmě by se vyplatilo rozměry aparatury zvýšit, což by zpřesnilo měření poloh zdrojů a výrazně by rozšířilo možnosti mnohopásmové astronomie. Pokud by se rozměry aparatury IceCube podařilo zvětšit o řád, podstatně by to zvýšilo přesnost zaměření příchodu neutrin; odhadované náklady takového projektu by přitom dosáhly 280 mil. dolarů.

Počátkem roku 2018 bylo v blízkosti observatoře IceCube dokončeno rozšíření observatoře ARA (Askaryan Radio Array), jež registruje v polárním ledu kaskády rádiového záření vyvolané průletem neutrin s energiemi až pětkrát vyššími, než dokáže IceCube v současné podobě. Nyní se uvažuje o tom, že by se ARA ze současných pěti stanic rozšířila na 37 stanic, jež by pokrývaly 200 km2.

Od r. 2007 probíhá ve Státní italské laboratoři pod horou Gran Sasso mezinárodní (Itálie, USA, Německo, Polsko, Rusko) experiment Borexino, jehož cílem je rozlišit podíly jednotlivých větví termonukleárních reakcí ve Slunci: Be-7, B-8, pp, pep a CNO, což jsou ověřené cesty, jak probíhá ve Slunci transmutace vodíku na hélium. K tomu se dobře hodí sledovat zastoupení neutrin a antineutrin různých energií, jež vstupují do podzemního stíněného kalorimetru. Výsledky desetiletého experimentu publikoval mezinárodní tým Borexino v Nature 562; no. 7728; 25 Oct 2018, str. 505 a navíc komentář A. Serenelli: dtto, str. 496. Výhodou neutrin je velmi slabá interakce s ostatními částicemi, takže pokud registrujeme sluneční neutrina, dostáváme zprávu o tom, jak probíhaly ve Slunci termonukleární reakce před 8 minutami, kdežto pozorování slunečního povrchu nám dává informace o termonukleárních reakcích ve Slunci před cca 170 tis. lety. Pozorování slunečních neutrin ze zmíněných větví je však velmi obtížné, takže jistý pokrok představuje až citovaná práce založená na desetiletém měření srovnatelném s délkou cyklu sluneční činnosti. Jedním z výsledků měření je důkaz, že zastoupení atomových jader chemických prvků těžších než hélium (metalicita) bylo přeceněno o 35 %. Zatím se jen odhaduje, že nanejvýš 1 % sluneční zářivé energie se uvolňuje řetězcem C-N-O, který však hraje významnou roli u hmotnějších a starších hvězd - obrů a veleobrů.

6.6. Teorie relativity a gravitační vlny

M. Mewes upozornil, že neutrina předpokládaná jako nejpočetnější částice ve vesmíru a prokázaná experimentálně v podobě tří vůní v letech 1956 (elektronové neutrino), 1962 (mionové ) a 2000 (tau), se velmi dobře hodí na testování platnosti Lorentzovy invariance ležící v základu Einsteinovy speciální teorie relativity. Nové koncepce teorie částic jako např. teorie strun totiž předpokládají narušování této invariance. V posledních dvaceti letech se proto v mnoha pokusech zjišťovalo, zda v extrémních podmínkách k tomuto narušování nedochází. K ověřování se používaly rozmanité metody a částice, od fotonů až po celý Měsíc. Detektor IceCube díky svým gigantickým rozměrům (1 km3) totiž poprvé umožňuje použít neutrin k testování principu speciální teorie relativity. Jejich výhodu lze přičíst velmi slabá interakci se všemi známými typy částic. I když se již konaly různé pokusy s registrací neutrin, tak výhodou observatoře IceCube je možnost reagovat na neutrina častěji, právě pro ten obrovský rozměr kilometrové krychle. Mionová atmosférická neutrina nad severní polokoulí musí proletět nerušeně skrz Zeměkouli, a pak interagovat s jádry atomů vodíku ve zmrzlé krychli. Je pravděpodobné, že neutrina přitom podléhají oscilacím, tj. proměňují svou vůni na tau nebo elektronové neutrino. Vysoké energie neutrin však znamenají, že jejich vlnové délky jsou mimořádně krátké, a při oscilacích se jejich rychlosti změní řádově o 10-28 původní hodnoty. Yanqi Huang a Bo-Qiang Ma uvedli, že nejvyšší energie neutrin řádu PeV v aparatuře IceCube dosáhla zatím jen čtyři neutrina. Z toho lze odvodit, že pokud dochází k narušení Lorentzovy invariance, tak to nastane až při velmi vysoké energii 6,5×1017 GeV! Prakticky to znamená, že ve vesmíru k žádnému narušení Lorentzovy invariance a odchylkám od speciální teorie relativity nedochází.

T. Collet aj. úspěšně ověřili obecnou teorii relativity (OTR) na velké vzdálenosti (147 Mpc) mezi Zemí a galaxií ESO 325-G004,jež má tak silnou koncentraci hmotnosti, že se kolem ní pozoruje svítící prsten o poloměru 2,95˝ vlivem efektu gravitační čočky pro daleko vzdálenější galaxii (3,2 Gpc), která se ve směru na galaxii ESO promítá. Díky tomu, že galaxie byla už dříve snímkována kamerou HST, lze stanovit rozložení hmotnosti v této galaxii z dynamického modelování. Autoři pořídili pomocí kamery MUSE VLT (ESO) spektrální řez galaxií s cílem stanovit z průběhu disperse oběžné rychlosti v různých vzdálenostech od centra dynamickou hmotnost galaxie. Velikost svítícího prstenu kolem čočkující galaxie závisí na 1. mocnině hmotnosti, takže odtud lze testovat vztah mezi čočkovanou a dynamickou hmotností galaxie. Výsledek srovnání obou měření činí γ = (0,97 ±0,09), což v důsledku znamená, že OTR platí na délkové stupnici minimálně 2 kpc.

M. Archibaldová aj. studovali dráhové elementy hierarchického tripletu PSR J0337+1715, jenž je tvořen milisekundovým rádiovým pulsarem (1,4 Mʘ) těsně doprovázeným bílým trpaslíkem (0,2 Mʘ) se vzájemnou oběžnou dobou 1,6 d a vzdáleným bílým trpaslíkem (0,4 Mʘ), který kolem barycentra těsného páru obíhá v periodě 327 d. Autoři zkoumali, zda pro triplet platí princip ekvivalence. V daném systému se jim podařilo uskutečnit ostrý test tohoto principu, když v průběhu 6 let měření zjistili, že zrychlení složek těsného páru je shodné s přesností <2,6×10-6. Tím je nezávisle potvrzen slabý princip ekvivalence. Protože gravitační energie uvnitř neutronové hvězdy představuje až 20 % její hmotnosti, je tím ověřen i silný princip ekvivalence s přesností <10-5. To je o řád přesnější výsledek, než dávají dlouhodobá měření vzdálenosti Měsíce od Země.Už téměř půlstoletí probíhají soustavná měření vzdáleností Měsíce od Země pomocí laserových impulsů z dalekohledů na Zemi odrážených od zrcadel na povrchu Měsíce, jež tam umístili američtí astronauté v projektu Apollo, a také od zrcadel na víku vozítek ruských vozítek Lunochod 1 a 2. Tato měření potvrzují silný princip ekvivalence s přesností o řád horší.

Když 11. února 2016 oznámilo konsorcium observatoří LIGO, že se podařilo získat první signál gravitačních vln doprovázející splývání dvou hvězdných černých děr, byl to skvělý triumf úsilí mnoha vynikajících fyziků započaté v r. 1968 Kipem Thornem, který na Caltechu založil výzkumný tým pro detekci gravitačních vln vyzařovaných astrofyzikálními objekty. Je třeba obdivovat odvahu tehdy mladých badatelů pustit se do projektu, který potřeboval k úspěchu téměř půl století a ocenit také příslušnou americkou státní grantovou agenturu, která takto pomalu se zlepšující aparaturu dokázala plynule financovat. Silným argumentem pro pokračování v projektu se stal v r. 1974 objev pulsaru PSR 1913+16 o hmotnosti 1,4 Mʘ ve dvojhvězdě shodných hmotností americkými radioastronomy R. Hulsem a J. Taylorem. Autorům se během několika let měření podařilo odhalit zkracování oběžné periody obou hvězd jako důsledku ztráty energie systému vyzařováním gravitačních vln. (Za tento objev obdrželi oba Nobelovu cenu za fyziku v r. 1993.) Shodou okolností byl první signál gravitačních vln pozorován 14. 9. 2015, kdy si fyzikální svět připomínal sté výročí Einsteinova tvrzení, že gravitační vlny musí existovat. Na objevu se podílelo přibližně tisíc odborníků ze 75 vědeckých institucí 15 států. Úspěch se dostavil proto, že v září 2015 dosáhly obě aparatury snížení šumu na neuvěřitelně nízkou hodnotu 7×10-23.

Patrně ani tým LIGO netušil, že už v roce 2017 se po připojení evropské aparatury VIRGO podaří zcela nečekaný úlovek v podobě signálu gravitačních vln při splynutí dvou neutronových hvězd. Stalo se tak 17. 8. Signál GW170817 byl podstatně delší (100 sekund), než tomu bývá při splývání hvězdných černých děr (zlomky sekundy). Tentokrát autoři zveřejnili výsledek rychle už 27. 9., protože po splynutí obou neutronových hvězd byly v daném směru pozorovány světelné křivky a také pořizována spektra objektu, jenž nezmizel, ale byl pozorovatelný několik měsíců téměř ve všech pásmech elektromagnetického spektra. První poziční snímek pořídil teleskop H. Swopeové (observatoř Las Campanas v Chile) o průměru primárního zrcadla 1 m a širokém zorném poli ø 3°. Jasný objekt měl docela pohodlnou 17 mag. Pro podobné úkazy navrhli V. Petrosian a B. Metzger název kilonova. Jde totiž o zářivé výkony o tři řády vyšší než u standardních nov. Těsně před splynutím obou hvězd pozorovaly družice Fermi a Integral zdroj energetických paprsků gama o trvání 2 s (SGRB 170817A), ale další pozemní i kosmické přístroje dlouhodobě sledovaly nejen kokony rentgenového a rádiového záření, ale i silné UV a optické záření, jak ukázali K.-P. Mooley a jeho tým. J.-J. Geng aj. zjistili, že 2. 9. 2017 se na místě zdroje objevil rádiový signál, jenž v následujících měsících nabíral na intenzitě. Signál v oboru záření gama zůstal stálý a družice Chandra v prosinci 2017 zaznamenala zesilování signálu rentgenového. E. Troja s týmem sledovali zmíněné signály ještě v čase 165 d po splynutí hvězd.

Díky spektrům HST se podařilo M. Cantiellové a jejímu týmu určit vzdálenost kilonovy změřením kosmologického červeného posuvu spektrálních čar. HST však pořizoval i další velmi kvalitní spektra objektu, jež se nachází na periférii galaxie NGC4993 (Hya, vzdálenost 40 Mpc). To pak umožnilo převádět pozorované hodnoty na fyzikální jednotky.Tím se potvrdily domněnky, že při splývání neutronových hvězd se tvoří jádra chemických prvků, které nevznikají klasickými mechanismy termonukleárních reakcí ve hvězdách, tj. všechny prvky s protonovými čísly ≥ 29 (Cu ... U). B. Metzger uvedl, že během 1 sekundy po splynutí vznikla atomová jádra stříbra s úhrnnou hmotností 50 MZ, dále zlata o hmotnosti 100 MZ a platiny o hmotnosti 500 MZ!

Již v polovině 80. let navrhl B. Schutz, že pokud by byly pozorovány gravitační vlny, lze z jejich průběhu zjistit, jakou vzdálenost musely překonat, aby měly pozorované parametry. Jinými slovy odtud by bylo možné získat nezkreslené údaje o tempu rozpínání vesmíru (Hubbleově-Lemaîtrově konstantě). Schutz byl příjemně překvapen, jak čistý signál přišel od splývání obou hvězd a dokázal odtud odvodit hodnotu H0 = 70 km/s/Mpc, na půl cestě mezi předešlými extrémy (66,9 a 73,5). Podobně se podařilo omezit horní mez poloměru neutronových hvězd na <15 km. Průlomová pozorování vyvolalo obrovské nasazenízhruba 4 tisíc astronomů(třetina profesionálních astronomů) z více než 900 institucí, kteří během několika měsíců publikovali zhruba stovku prací věnovaných první potvrzené kilonově!

6.7. Teoretická fyzika

D. Frauchigerová a R. Renner zveřejnili v časopise Nature Communication 9; No. 3711; 18 IX provokativní článek s titulkem: Kvantová teorie nemůže důsledně popsat své vlastní používání. Z této teze vyplývá, že kvantová teorie funguje jenom pro velmi jednoduché systémy, ale nikoliv pro komplexní soustavy. Autoři článek dokončili již v dubnu 2016 a rozeslali interně řadě odborníků k připomínkám. Po tomto interním auditu publikovali definitivní verzi v září 2018. Až dosud vítězila Kodaňská interpretace kvantové teorie, kterou ve 20. letech minulého století prosadili N. Bohr a W. Heisenberg. Autoři nové studie zdůraznili, že tato interpretace, kdy vlnová funkce zkolabuje na jednoznačnou hodnotu, nevysvětluje, proč se má kolaps funkce používat jen pro atomy, zatímco jiná pravidla platí pro klasické laboratorní experimenty s makroskopickými objekty a obecně pro každodenní lidskou zkušenost. Do hry totiž vstupuje lidské vědomí, které nelze popsat zákony kvantové mechaniky a může vést k paradoxům při aplikaci kvantové mechaniky na složité systémy jako je právě člověk. Rennerova kolegyně L. Del Riová působící rovněž na ETH v Curychu připomněla, že analogie proslulého myšlenkového experimentu Schrödingerovy kočky v podobě dvou krabic, v nichž se nacházejí Wigner a jeho klon, vede k rozporům. Prvního Wignera nazveme Alicí a jeho klon Bobem. Alice hodí mincí a s využitím svých znalostí o kvantové mechanice sdělí Bobovi v protější krabici, zda padla panna nebo orel. Bob se rovněž vyzná v kvantové teorii a sdělí Alici, co padlo jí. Občas se pak stane, že Alice si je jistá, že Bob hodil pannu, ale Bob si je jistý, že hodil orla. Nyní nahraďme Alici a Boba dvěma kvantovými počítači, z nichž každý má kompletní informaci o svém kvantovém stavu. (Takto dokonalé kvantové počítače zatím neexistují.) V každém případě vzbudila práce Frauchigerové a Rennera bohatou a emocionální diskusi, kde význační odborníci hájí své pozice, takže nakonec má nejspíš pravdu teoretický fyzik M. Leifer z Kalifornie, když napsal, že oba autoři objevili vyšší stupeň podivnosti, než na který byli kvantoví fyzici dosud zvyklí.

6.8. Experimentální fyzika

Patrně nejvýznačnějším pokrokem v experimentální fyzice se stalo rozhodnutí Generální konference pro váhy a míry (hlasovali zástupci 60 států) nově definovat etalony elektrického proudu, hmotnosti, teploty a molu. Místo materiálních etalonů budou od května 2019 definovány příslušné jednotky pomocí fyzikálních konstant, které podle všeho lze kdykoliv změřit, protože se ukázalo, že jejich parametry se nemění ani v čase ani v prostoru. Podle D. Newella zbývá ještě mnoho práce, jak některé dosavadní materiální etalony nahradit. Jedním z prvních cílů bude zpřesnění definice sekundy, ale zbývá nahradit i další fyzikální konstanty přesnějšími replikovatelnými postupy a tím zpřesnit fundamenty teoretické i experimentální fyziky.

Quing Li s týmem změřili dvěma rozdílnými metodami hodnotu gravitační konstanty G. V prvním experimentu využili torzního kyvadla a ve druhém zpětnovazebního urychlování v gravitačním poli. Jelikož gravitace je v porovnání s dalšími interakcemi mimořádně slabá, není divu, že hodnotu G známe s relativně nízkou přesností. Autoři docílili pokroku, protože výsledky obou metod jsou velmi podobné: G1 = 6,674184×10-11m3/kg/s2 a G2 = 6,674484×10-11 m3/kg/s2. Relativní přesnost výsledků je 11,64 resp. 11,61 ppm. Komentátor Nature S. Schlamminger doufá, že tým má našlápnuto na další vylepšení, tj. zmenšení systematických chyb, kterým různé metody trpí.

Koncem srpna byly dvakrát překonány nejvyšší teploty pro supravodivé materiály. M. Eremets aj. v ústavu Maxe Plancka pro chemii v Mohuči ohlásili, že vymizení elektrického odporu pozorovali u sloučeniny lanthanu s vodíkem při teplotě -58 °C. O dva dny později R. Hemley aj. publikovali předběžné údaje o hraničních teplotách -13 °C a dokonce +7 °C. Supravodivý materiál byl týž, ale různilo se jeho extrémní stlačení pomocí diamantové kovadliny.

Meiru Ho s týmem Shanxi university v Taiyuanu v Číně zveřejnili výsledky úspěšného pokusu teleportace (kvantově provázané částice dokáží okamžitě přenést informace o fotonech na libovolnou vzdálenost) na rekordní vzdálenost 6 km, když dokázali přenést tam a zpět optické módy pomocí optického vlákna o délce 3 km. Věrnost přenosu činila (0,62 ±0,03), což je výrazně lepší výkon než dokáže klasický přenos (0,5). Dosud se takové přenosy konaly jen v laboratorních podmínkách, takže jde o významný pokrok.

V. Viswanathan aj. zveřejnili nejnovější efemeridy Měsíce INPOP17a. Jsou založeny na velmi přesných měření poloh a vzdáleností Měsíce za 48 let trvání projektu LLR (Lunar Laser Ranging). Postupně čím dál tím přesnější a výkonnější lasery měří vzdálenosti Měsíce pomocí krátkých laserových impulsů, jež jsou vysílány na zrcadla, které na několika místech na Měsíci instalovali astronauté v programu Apollo. K nim se později připojila zrcadla na dvou sovětských roverech Lunochod. Nejnověji od r. 2015 do r. 2017 se přidala měření pomocí infračerveného laseru (vlnová délka 14,7 mm) na observatoři Grasse na Azurovém pobřeží ve Francii. Kromě vysoce přesných efemerid Měsíce autoři ověřili, že pro volný pád platí princip ekvivalence s přesností (-3,8 ±7,1)×10-14.

Naprosto neuvěřitelný pokrok vykázaly optické atomové hodiny založené na měření časových intervalů. W. F. McGrew aj. využili páru optických atomových hodin ytterbia, jež měří intervaly s relativní přesností 1,4×10-18, nestabilitou 3,2×10-19, statistickou chybou frekvence (-7 ±5)×10-19 a systematickou chybou (-7 ±8)×10-19. To ovšem znamená, že je potřebí znát gravitační potenciál Země v místě měření s přesností na 10 mm. Ytterbiové hodiny se rozejdou s atomovým časem o ±1 s za 14 mld. let! Takové hodiny mohou nalézt jemné geofyzikální jevy a pomoci při detekci gravitačních vln, testech teorie relativity i hledání povahy skryté látky. První možnost změnit definici sekundy na základě pokroků optických atomových hodin se naskýtá v r. 2026, kdy bude příští generální konference o váhách a mírách, ale není vyloučeno, že se toto rozhodnutí uskuteční až ve 30. letech našeho století.

Čínští vědci a technici v Šanghaji sestrojili nejvýkonnější laser na světě SULF (Superintense Ultrafast Laser Facility). Podle E. Cartridge dosáhl jeho pulsní výkon v r. 2016 neuvěřitelných 5,3 PW. Impulsy jsou velmi kratičké v trvání <10-12 s. Výkonné lasery buduje také EU v Rumunsku a Česku. Jsou plánovány na dosažení výkonu 10 PW. V této soutěži však patrně zvítězí Rusko s laserem o výkonu 180 PW. Pokud se podaří soustředit tyto výkony na plochu o průměru 3 μm, což plánují Číňané, tak dosáhnou výkonu 1024 W/cm2, tj. o 25 řádů větších, než je sluneční konstanta ve vzdálenosti Země. Jak uvedl president Ruské akademie věd A. Sergejev, tyto soustředěné výkony umožní fotonům extrémně tvrdého záření gama řídit jaderné procesy a generovat páry elektron-pozitron. Navíc výstřely těchto laserů nové generace se mohou rychle opakovat, což umožní rozbíjet fyzikální vakuum.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

P.B. Ball komentoval s odstupem 3/4 století význam publikace rakouského fyzika E. Schrödingera „Co je život?“ (Fyzikální aspekt živé buňky), kterou vydalo nakl. Cambridge University Press v r. 1944. Schrödinger (1887 - 1961) získal Nobelovu cenu za kvantovou mechaniku v r. 1933 a o dva roky později publikoval svou provokativní studii o současně živé i mrtvé Schrödingerově kočce. To byl patrně první impuls k sepsání knihy „Co je život?“. Schrödinger musel na začátku II. světové války odejít do exilu a přijal pozvání do Trinity College v irském Dublinu, kde v r. 1943 uskutečnil sérii populárních přednášek na zmíněné téma, které pak o rok později publikoval knižně. V ní autor poukázal na to, co život předvádí v kontrastu k fyzikálním zákonům, zejména při porušování II. termodynamického zákona o růstu entropie s časem.

Když v r. 1953 objevili F. Crick a J. Watson dvoušroubovici DNA jako základní „kód života“, tak Crick napsal Schrödingerovi, že oba autoři byli silně ovlivněni studiem jeho nevelké knížky. Avšak i Schrödinger měl své znamenité předchůdce J. C. Maxwella (1831- 1879) a L. Boltzmanna (1844 - 1906), kteří ukázali, že svět mikroskopické fyziky a chemie se řídí statistickými zákony, zatímco geny se přenášejí z generace na generaci podle Mendelových (1822 - 1884) zákonů. Další pokrok přinesla kybernetika v podobě informační teorie C. Shannona (1916 - 2001) a N. Wienera (1894 - 1964). Později byl Schrödingerův impuls pro biology kritizován L. Paulingem a M. Perutzem, protože „to, co je v knize dobře, není původní a to, co je v knize původní, nebylo správné ani v čase, kdy kniha vyšla“. Navzdory tomu je Schrödingerův vklad do záhady života stále aktuální kvůli chápání procesů replikace, paměti, stárnutí, epigenetiky, samoregulace, procesů nerovnováhy a komplexity, která navíc musí brát ohled na okolní prostředí a na nepředvídatelnost, což se zpětně promítlo do kvantové fyziky jako kvantové provázání, dekoherence a souvislost. Ball svou studii uzavírá konstatováním, že zatím nelze rozhodnout, zda tato propojenost záhad života a podivnosti kvantové mechaniky je pouhá náhoda, anebo hluboké provázání obou záhad. K 75. výročí zveřejnění Schrödingerovy otázky uspořádala kolej Trinity v Dublinu v září 2018 kolokvium „Schrödinger za 75 let - Budoucnost biologie“, v němž přednášeli nejvýznamnější fyzici i biologové. V listopadu 2018 byl spuštěn mezinárodní projekt „Biogenom Země“, který si klade za cíl přečíst genomy 1,35 mil. eukaryotických druhů rostlin a živočichů. Projekt získal finanční podporu 4,7 mld. dolarů na 10 let.

S. Jacobson aj. si položili otázku, proč je dnes Venuše zcela nehostinná pro život, ačkoliv se velikostí a hmotností podobá Zemi. Na Venuši však patrně nikdy nevzniklo magnetické pole, kdežto Země má za sebou dlouhou periodu magnetického dynama, které chrání povrch Země před účinky silného kosmického záření. Obě tělesa přitom kvůli shodným rozměrům a hmotnostem se vertikálně diferencovala do různě hustých vrstev, jež bránila konvekci a znemožňovala vznik geodynama jako zdroje bipolárního magnetického pole. Jelikož Venuše postrádá měsíc, tak se tato stratifikace ubránila vzniku geodynama, na rozdíl od Země, která prodělala těžkou havárii v rané fázi existence Sluneční soustavy, když se srazila (možná nadvakrát) s tělesem o hmotnosti Měsíce. Tím byly stratifikované vrstvy v nitru Země mechanicky promíchávány a daly nakonec vzniknout geodynamu. Naproti tomu Venuše žádný takový úder nezažila a zůstaly jí původní vertikálně poskládané homogenní vrstvy. Zdá se, že Země se stala obyvatelnou pro život právě kvůli srážce s Praměsícem. Pokud se závěr autorů potvrdí, dojde k úpravě hledání životodárných exoplanet. Nebude stačit existence vody ve všech třech skupenstvích, ale kolem exoplanety bude třeba najít kloudně velký měsíc (aspoň 1 % hmotnosti exoplanety).

Kolem Venuše krouží od prosince 2015 japonská kosmická sonda Akatsuki, jež obíhá po velmi protáhlé eliptické dráze s pericentrem 10 tis. km a apocentrem 360 tis. km. Oběžná doba činí pouhých 10,5 d. Z pěti instalovaných kamer fungují jen tři: UV, VIS a LW. V UV pásmu jsou ve výškách 65÷75 km viditelná mračna H2SO4. Astronomové tak zjišťují, že podrobný výzkum Venuše nám poskytne podklady pro vyhledávání potenciálně obydlitelných exoplanet.

D. Grinspoon připomněl, že kdysi se astronomové domnívali, že pod oblačným příkrovem Venuše život kypí asi jako na Zemi v prvohorách, ale výzkum kosmickými sondami to vyloučil. C. Sagan se klonil k názoru, že když život na povrchu Venuše skončil vypařením oceánů, mohl se přesunout do mraků. To je snad možné a bude dobré tuto stopu sledovat, protože by to mohlo pomoci předvídat, co se může stát v dlouhé perspektivě se Zemí.

A. Allwood aj. kritizovali studii A. Nutmana aj. z r. 2016, že nejstarší doklad života na Zemi se posunul do minulosti 3,7 mld. let díky vzorkům stromatolitů z grónské kůry v pásu Isua. Ve skutečnosti nalezené vzorky nejsou stromatolity, ale karbonáty, jež byly uloženy v dávné minulosti a postupně se metamorfovaly do struktur, jež se stromatolitům podobají. Stále tedy zůstávají nejstarším dokladem života na Zemi kolonie stromatolitů z Austrálie staré 3,45 mld. let.

Yinon Bar-On, který je studentem biologa R. Milo z Weizmannova ústavu v Rehovotu, porovnal stovky studií o hmotnosti biomasy na Zemi. Úhrnné množství biomasy odhadl na 550 Gt uhlíku. Z toho suverénně nejvíce je rostlin (450 Gt), z nichž většina prosperuje na souši. Dalším v pořadí jsou baktérie (70 Gt) a Archea (7 Gt) - většinou žijí v hlubinách oceánů i pevnin. Většina živočichů žije v oceánech (2 Gt). Biomasa na souši je asi o dva řády četnější než biomasa v oceánech, jezerech a řekách. Hmotnost lidí činí pouze 60 Mt, což je přibližně shodné s biomasami termitů a krilu. Souhrnná biomasa lidí a hospodářských zvířat (hlavně dobytek a prasata) převyšuje hmotnost divoké zvěře více než 22×. Biomasa chovů drůbeže převyšuje hodnotu biomasy veškerého volného ptactva. Dalším cílem výzkumu bude zjistit, kolik je na světě bílkovin a jak jsou rozloženy v populacích.

R. Boyd zjistil z modelování výbuchů supernov, že elektronová antineutrina a magnetická pole v materiálu po výbuchu selektivně ničí opticky pravotočivé aminokyseliny. Proto v meteoroidech převažují levotočivé aminokyseliny. To se pak projevilo tím, že aminokyseliny v pozemských organismech jsou přednostně levotočivé.

P. Zain aj. zkoumali na základě dosavadních statistik pravděpodobnost, že exoplanety v ekosféře hvězd podobných Slunci bude mít současně přiměřené procento tekuté vody. Ukázali pomocí simulací, že v případě výskytu obřích planet typu Jupiter nebo Saturn kolem sněžné čáry budou mít superzemě tendenci migrovat do ekosféry příslušné hvězdy. Pokud v soustavě obří planety chybí, tak superzemě nebo analogy Země vzniklé v ekosféře budou získávat vodu akrecí již v plynné fázi svého vývoje. Pokud budou do ekosféry migrovat zvnějšku, naberou si vodu v plynné fázi a pak získávají další vodu během migrace díky srážkám s planetárními embryi a planetesimálami bohatými na vodu. Autoři zjistili, že je zcela běžné, když planety s vyšším podílem vody se kolem hvězd typu Slunce vyskytují téměř pravidelně přímo v ekosférách. Naproti tomu soustavy s hmotnostmi a podílem vody jako u Země jsou údajně vzácné.

Rovněž E. Kite a E. Ford nalezli v počítačových simulacích, že kamenné planety v ekosférách cizích hvězd mohou obsahovat minimálně desetinásobek až tisícinásobek podílu tekuté vody v porovnání se Zemí. Z výsledků výpočtů vyplývá, že délka epizody bohaté na tekutou vodu je výrazně závislá na chemismu oceánů, dále že pH faktor oceánů se může pohybovat ve velkých mezích a vodní exoplanety mohou udržet na svém povrchu tekutou vodu po dobu přesahující miliardu let. Pokud má exoplaneta v atmosféře přiměřené zastoupení CO2 (rozmezí 20÷2 000 kPa), stačí to k udržení zmíněných vysokých zásob vody po řadu miliard let téměř v celém rozsahu ekosféry.

R. Deitrick aj. připomněli, že ačkoliv sklon zemské dráhy k ekliptice kolísá během periody 40 tis. let v rozsahu jen 2,5° a výstřednost zemské eliptické dráhy jen o hodnotu 0,05 během 100 tis. let. I tak malá kolísání však ovlivňuje dramaticky zemské klima od ledových k meziledovým dobám. Naproti tomu mnohé exoplanety - zejména pak ty, které nemají hmotný měsíc - mohou podléhat mnohem drastičtějším kolísáním průměrných teplot a navzdory pobytu v ekosféře jsou vystaveny obřím kolísáním teploty, jež téměř určitě život vylučují anebo ho vydávají těžkým zkouškám.

D. MacMahon s týmem se snaží zachytit signály zelených pidimužíků pomocí 100m radioteleskopu Roberta C. Byrda v Green Banku (Západní Virginie; 38° s. š.). Data se ukládají na disk tempem 24 GB/s. Jde o nejkapacitnější aktivní program SETI, který nyní probíhá. Zatím autoři nepozorovali nic, co by mohlo vypadat jako projev existence cizí civilizace.

8. Přístroje

8.1. Optické dalekohledy

Havajský úřad pro půdu a přírodní zdroje povolil 29. 9. 2017 po pětiměsíčním slyšení výstavbu 30m teleskopu TMT na vrcholu sopky Mauna Kea. Stavba byla zastavena v r. 2015 kvůli námitkám kvaziekologických havajských organizací, jež protestovaly proti znesvěcení posvátné hory. Tehdy dokonce v průběhu XXIX. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Honolulu aktivisté protestovali před kongresových centrem, kde se zasedání konalo. Úřad ovšem stanovil, že výstavba TMT bude muset splnit celkem 43 podmínek, tj. mimo jiné odstranit řadu dosud fungujících dalekohledů na sopce, jež má jednoznačně nejlepší podmínky pro pozemní astronomická pozorování na světě. Právnická bitva však nekončí, protože aktivisté se proti rozhodnutí odvolali k Nejvyššímu havajskému soudu. Neustálé odklady samozřejmě vedou k zvyšování ceny přístroje, jenž měl původně stát 1,4 mld. dolarů. Navíc i pro stávající velké dalekohledy na Mauna Kea, tj. Keckovy dva desetimetry, 8,1m japonský Subaru a 8,2m americký Gemini-North skončí pronájem v r. 2033 a není jisté, zda se ho kvůli právnickým kličkám podaří prodloužit.

Američtí astronomové už kolem r. 2007 začali připravovat dva projekty obřích dalekohledů. Výše zmíněný TMT bude mít ve společné objímce 492 zrcadel o průměru 1,44 m, takže celková sběrná plocha dosáhne 655 m2, čili jako zrcadlo o průměru 30 m. Zorné pole bude mít průměr téměř 20´. Jde o společný projekt univerzit v USA a státních vědeckých observatoří v Kanadě, Číně, Indie a Japonsku. Podstatně menší GMT (Giant Magellan Telescope) sází na systém sedmi obřích (ø 8,4 m; hmotnost 15 t) zrcadel ve společné montáži tvaru kopretiny. Sekundární zrcadlo o průměru 3,2 m se skládá se sedmi segmentů o průměru 1,1 a tloušťce jen 2,4 mm. Každý segment bude mít 672 aktuátorů pro systém adaptivní optiky. Sběrná plocha 368 m2 odpovídá zrcadlu o průměru 22,5 m. Zrcadla se odlévají v arizonské optické laboratoři v Tucsonu v rotační peci, která zlevňuje broušení a leštění zrcadlové plochy.Zatímco TMT má problémy s umístěním, tak GMT má jisté místo na jižní polokouli na observatoři Las Campanas v Chile (2,5 km n. m.; 29° j. š.). Navíc může začít pracovat už od chvíle, kdy bude mít instalována 4 ze 7 zrcadel. Zorné pole bude téměř 20´. Celková cena se odhaduje na 1,05 mld. dolarů. Americké trampoty však spočívají i v postoji státní grantové agentury NSF (National Science Foundation), která by raději podpořila jeden společný americký projekt. Možná, že odpor Havajanů nakonec rozhodne o tom, že by se TMT postavil na Kanárských ostrovech. Z hlediska světové astronomie by to byla dokonce výhoda v tom, že by obří dalekohledy rovnocenně pracovaly na severní i jižní polokouli. Jenže i zde je komplikace, protože spolupracující Japonci chtějí TMT na jižní polokouli. V každém případě se blýská na lepší časy, protože konsorciaTMT a GMT uzavřela v květnu 2018 dohodu o vzájemné spolupráci. Bez podpory NSF se totiž oběma projektům nedostává dost finančních prostředků. Bylo by potřebné, aby agentura podpořila projekty minimálně z 25 % úhrnných nákladů. Zatím se čeká na výrok další komise Dekadických priorit americké astronomie, v němž by podpora obou projektů měla figurovat na čelných místech.

Agentura NSF se totiž už zavázala, že bude financovat provozní náklady přehlídkového dalekohledu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) o průměru zrcadla 8,4 m, jehož stavba by měla být dokončena v r. 2022 na observatoři Cerro Pachón v severním Chile (2,7 km n. m.; 30° j. š.). Srdcem unikátního přístroje je obří chlazená (-100° C) mozaiková (3,2 Gpx) digitální kamera o průměru 640 mm v terciárním ohnisku dalekohledu. Mozaiku tvoří 189 čipů s kapacitou 16 Mpx. Je opatřena šesti barevnými filtry vymezujícími pásmo vlnových délek 330÷1 080 nm. V ostrém provozu bude kamera snímkovat zorná pole 15sekundovými expozicemi; dalších 5s zabere pointace nového snímku. Cílem je kompromis mezi slabými objekty a jejich pohybem během expozice. Každý snímek zorného pole se jednou zopakuje s cílem vyloučit náhodné záblesky kosmického záření. Velkou komplikaci pro budoucí LSST jsou současné aktivity firmy E. Muska obklopit zeměkouli desítkami tisíc umělých družic pro globální internet. Podle dosavadních zkušeností se tím zmenší efektivita LSST o 30 až 50 % pozorovacího času. Původně se počítalo s tím, že dalekohled pořídí přes 200 tis. snímků ročně, což představuje kapacitu 1,28 petabytů. Během 10 let provozu to bude vyžadovat výkon počítačů 250 teraflops a bezpečné uložení 100 petabytů dat. Každou jasnou noc dodá LSST kolem 10 mil. poplachů. Komunikace bude rovněž náročná, protože dostat v reálném čase tak početná data z vrcholu hory do Státního centra pro superpočítačové aktivity v USA pomocí optických vláken v blízkém městě La Serena, následně do páteřní sítě v Santiagu de Chile, odtamtud do Miami na Floridě a nakonec do centra v Urbaně ve státě Illinois bude nepochybně komplikované. Na projektu se podílí také Fyzikální ústav AV ČR.

V současné době má nejlepší vyhlídky evropský projekt ELT (Extremely Large Telescope), protože je zajištěno dobré financování a nejsou žádné problémy s umístěním. Už téměř skončily zemní práce na Cerro Armazones (2,8 km n. m.; 25° j. š.), takže ELT bude nejspíš dokončen jako první, i když i tento projekt se zřejmě opozdí vinou coronavirové epidemie. Zatím se počítá s prvním světlem v r. 2026. Jde opravdu o impozantní evropské dílo s úžasnými parametry. Primární zrcadlo bude sestaveno ze 798 segmentů (ø1,5 m). Segmenty se budou vyrábět ve 133 různých konfiguracích odrazné plochy, čili vždy jen 6 segmentů bude mít shodné parametry. Zorné pole bude o něco větší než 10´. Extrémně konvexní sekundární zrcadlo bude mít průměr 4,2 m, kdežto terciární lehce konkávní zrcadlo stále ještě bude docela rozměrné (ø 3,8 m). Teprve 4. zrcadlo (ø 2,4 m) bude mít 8 tis. aktuátorů kvůli adaptivní optice a až 5. eliptické zrcadlo bude napájet Nasmythovo ohnisko. Kromě toho bude později přístupné ohnisko coudé v základech observatoře, což ovšem bude vyžadovat instalaci dalších tří zrcadel. Sběrná plocha téměř 1 tis. m2 bude větší než součet ploch zrcadel všech dosavadních velkých profesionálních dalekohledů světa! Hmotnost pohyblivých částí ELT dosáhne 3 tis. t. V Nasmythově ohnisku budou instalovány tři kamery první generace MICADO (Multi AO Imaging Camera for Deep Observation), HARMONI (High Angular Resolution Monolith Optical and Near-infrared Integral Field Spectrograph) a METIS (Mid-Infrared ELT Imager and Spectrograph). Jelikož od r. 2007 je Česko členskou zemí observatoře ESO, budou mít naši astronomové možnost pozorovat s tak vynikajícím strojem.

Jak uvedli C. Paladiniová s týmem, stávající systém VLTI ESO umožňuje od konce r. 2014 propojení všech 4 teleskopů UT nebo též 4 pomocných zrcadel (ø 1,8 m) na základnách dlouhých až 130 m. VLTI využívá tří základních schémat: PIONIER (Precision Integrated Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment); MATISSE (Multi-AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment); GRAVITY (nejnovější varianta VLTI se základnou 130 m a rekordním úhlovým rozlišením v pásmu K).

Na Mt. Palomaru proběhla druhá velmi významná rekonstrukce obří Schmidtovy komory o průměru 1,2 m (teleskop Samuela Oschina).Původní Schmidtova komora se proslavila dvěma verzemi fotografických atlasů oblohy od severního pólu až po 33° jižní oblohy. POSS I se uskutečnil během 70. let minulého století a po modernizaci komory počátkem 80. let byl doplněn atlasem POSS II na stejném rozsahu oblohy. Projekt POSS I financovala americká National Geographical Society. Po vynálezu skenerů byl POSS I s podporou NASA zdigitalizován a je přístupný na internetu. Na digitalizaci POSS II se ještě pracuje, ale část atlasu je už rovněž přístupná v digitální podobě.Nástup polovodičových detektorů CCD umožnil nahradit fotografické emulse, takže v letech 2009-2012 proběhla rekonstrukce celého dalekohledu, kdy v ohnisku Schmidtovy komory byla instalována mozaiková kamera se zorným polem o úhlové ploše 8,1 □°. Systém dostal název PTF (Palomar Transient Factory), takže jeho cílem bylo objevovat přechodné objekty, tj. planetky sluneční soustavy, novy, supernovy, ale též exoplanety. Mohl během noci opakovaně sledovat totéž hvězdné pole s cílem odhalit krátkodobé změny jasnosti nebo polohy transientů. Brzy se uplatnily jeho přednosti a začal přispívat velkou měrou k pozorování transientů až do 20,6 mag v optickém filtru R. Dalekohled však byl znovu rekonstruován a od února 2018 díky větší mozaikové kameře 576 Mpx má úhlovou plochu zorného pole 47 □° a pracuje 12× rychleji než PTF. Během jediné hodiny tak dokáže pokrýt 3 750 □° oblohy. Během noci je tak teoreticky možné nasnímkovat celou viditelnou oblohu, ale strategie objevu transientů velí, aby se expozice týchž polí během noci několikrát opakovaly. Nový název aparatury Zwicky Transient Facility je poctou švýcarsko-americkému astronomovi Fritzi Zwickymu (1898-1974, otec Švýcar, matka Češka Františka Vršek), jenž se proslavil svými objevy skryté látky v galaxiích, neutronových hvězd, rozlišením nov od supernov a předpovědí, že galaxie mohou sloužit jako gravitační čočky ale i energickým využíváním 5m Haleova dalekohledu pro rozvoj kosmologie a astrofyziky.

Protějškem pro jižní oblohu nedostupnou z Palomaru se stal fotografický atlas anglo-australské Schmidtovy komory a stejném průměru zrcadla jako na Palomaru na australské observatoři Siding Spring v N. S. W. (nadmořská výška 1,2 km; 31° j. š.). V současné době se však těžiště přehlídek jižní oblohy přesunulo do Chile zejména díky rozvoji observatoře ESO na hoře Paranal, kde fungují dva přehlídkové dalekohledy. VISTA s průměrem zrcadla 4,1 m a průměrem zorného pole 1,65° se soustřeďuje na přehlídky v blízké infračervené oblasti spektra v pásmu vlnových délek 0,8÷2,2 μm. Dalekohled vybavený adaptivní optikou a chlazenou kamerou o kapacitě 4,2 Mpx začal pracovat koncem r. 2009. Další dalekohled VST s průměrem zrcadla 2,6 m pro optické přehlídky oblohy v pásmu vlnových délek 350÷910 nm s kamerou OmegaCAM (268 Mpx) a průměrem zorného pole 1° byl instalován v r. 2011.

Další přehlídkové dalekohledy na jižní polokouli určené pro hledání potenciálních planetek-křížičů se Zemí hodlá financovat NASA. Jeden z nich bude instalován v Jižní Africe a umístění druhého se ještě nenašlo. Oba přístroje budou stát dohromady 3,8 mil. dolarů. Dva takové dalekohledy systému ATLAS (Asteroid Terrestrial-Impact Last Alert System) již pracují na severní polokouli na ostrovech Maui a Hawaii.

B. Kumar s týmem referovali o brzkém dokončení teleskopu ILMT (International Liquid Mirror Telescope) na observatoři Devasthal (západní Himálaj; 2,45 km n. m.; 29° s. š.) poblíž Nainitalu v Indii. Půjde o horizontální rotující rtuťové zrcadlo (ø 4 m) zobrazující okolí zenitu ve filtrech g, r, i, pomocí kamery CCD o rozměru 16 Mpx. Přístroj bude primárně určen ke sledování světelných křivek supernov ve vzdáleném vesmíru s cílem co nejlépe kalibrovat jejich vzdálenosti potřebné pro kosmologii.

Jak připomněl G. Schilling, v r. 1990 uměly nejlepší teleskopy dohlédnout do minulosti vesmíru 6 mld. let po velkém třesku, ale už o 5 let později dokázal HST zaznamenat objekty z času 2 mld. let po VT a do r. 2017 se tato mez posunula k zobrazení objektů v hlubokém vesmíru v čase 400 mil. let po vzniku vesmíru. Plánovaná generace extrémně velkých teleskopů posune tuto hranici k času 200 mil. let po VT.

(konec části C; pokračování dílem D)
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIII. (2018).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 01. septembra 2020