Žeň objevů – rok 2005

• Úvodem
• 1. Sluneční soustava
• • 1. 1. Planety Sluneční soustavy
  • • 1. 1. 1. Merkur a Venuše
    • 1. 1. 2. Země-Měsíc
    • • 1. 1. 2. 1. Nitro, povrch a atmosféra Země
      • 1. 1. 2. 2. Meteority
      • 1. 1. 2. 3. Kosmické katastrofy na Zemi
      • 1. 1. 2. 4. Měsíc
    • 1. 1. 3. Mars
    • 1. 1. 4. Jupiter
    • 1. 1. 5. Saturn
    • 1. 1. 6. Nejvzdálenější planety
  • 1. 2. Meziplanetární látka
  • • 1. 2. 1. Planetky
    • 1. 2. 2. Komety
    • 1. 2.3. Meteorické roje a bolidy
  • 1. 3. Planetární soustava kdysi a dnes
  • 1. 4. Slunce
• 2. Hvězdný vesmír
• • 2.1. Extrasolární planety
  • 2. 2. Hnědí trpaslíci
  • 2.3. Vznik hvězd a prahvězdy
  • 2. 4. Osamělé hvězdy
  • 2. 5. Těsné dvojhvězdy
  • 2. 6. Proměnné hvězdy
  • • 2. 6. 1. Novy a kataklyzmické proměnné
    • 2. 6. 2. Fyzické proměnné
  • 2. 7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci
• 3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
• • 3. 1. Supernovy a jejich pozůstatky
  • 3. 2. Rádiové pulzary
  • 3. 3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné
  • 3. 4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama
  • 4. Mezihvězdná látka
• 5. Galaxie
• • 5. 1. Hvězdokupy
  • 5. 2. Naše Galaxie
  • • 5. 2. 1. Jádro Galaxie
    • 5. 2. 2. Disk a halo Galaxie
  • 5. 3. Místní soustava galaxií
  • 5. 4. Cizí galaxie
  • 5. 5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)
  • 5. 6. Gravitační mikročočky a čočky
• 6. Kosmologie a fyzika
• • 6. 1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru
  • 6. 2. Problém skryté hmoty
  • 6. 3. Základní kosmologické parametry
  • 6. 4. Kosmické záření
  • 6. 5. Jaderná a částicová fyzika
  • 6. 6. Relativistická astrofyzika
  • 6. 7. Experimentální a teoretická fyzika
• 7. Život ve vesmíru
• 8. astronomické přístroje
• • 8.1. Optická astronomie
  • 8. 2. Optické dalekohledy v kosmu
  • 8. 3. Rádiová astronomie
  • 8. 4. astronomické umělé družice
  • 8. 5. Kosmické sondy
  • 8. 6. astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie
• 9. astronomie a společnost
• • 9. 1. Úmrtí a výročí
  • 9. 2. Ceny a vyznamenání
  • 9.3. astronomické konference, časopisy, instituce a společnosti
  • 9. 4. Letem (nejen) astronomickým světem
• 10. Závěr

Úvodem

Rok 2005 byl vyhlášen Světovým rokem fyziky na počest epochálních prací Alberta Einsteina, publikovaných právě o sto let dříve. Těžko lze najít v historii přírodních věd něco obdobného: zcela neznámý referent patentového úřadu uveřejnil během několika měsíců epochální práce, které kromě jiného potvrdily existenci molekul, zavedly převratný pojem fotonů a poukázaly na nezávislost rychlosti světla ve vakuu na pohybu zdrojů i pozorovatelů. Důsledky Einsteinových myšlenek jsou živé dodnes, a to zejména díky novým objevům astronomie a astrofyziky, jak lze vyvodit i z následujícího přehledu.

Jinak ovšem rok 2005 přinesl zejména úspěšné zahájení i vyvrcholení velkého počtu kosmických projektů věnovaných objektům Sluneční soustavy. To se týkalo zejména výzkumu Marsu umělými oběžnicemi i vozítky na jeho povrchu, dále pak komplexu Saturnu a jeho družic, zvláště pak Titanu, jakož i úspěšného aktivního experimentu nárazu projektilu na jádro komety. Celá astronomie však cválá kupředu nikdy nevídaným tryskem, a tak jen pouhé sledování, co se v oboru děje, se stává náročným koníčkem, které nejen pisateli, leč i čtenářům zabírá čím dál tím více času. Čtyřicátý maraton plný jmen, čísel a odborných termínů právě startuje.

1. Sluneční soustava

1. 1. Planety Sluneční soustavy

1. 1. 1. Merkur a Venuše

J. Margot aj. ukázali pomocí mimořádně přesných (10 ⁵ v relativní míře) radarových měření změn rotační rychlosti Merkuru 70m radioteleskopem v Goldstone po dobu dvou let, že kolísání doby rotace planety během librační periody 88 dnů je třikrát větší, než by odpovídalo tuhému kovovému jádru Merkuru. Má-li však Merkur dosud aspoň částečně roztavené jádro, chová se jako gigantický elektromagnet, což vysvětluje přítomnost slabého magnetického pole planety, odhaleného již r. 1975 kosmickou sondou Mariner 10. Podle S. Stanleyové lze tak současně vysvětlit, proč je magnetické pole na povrchu Merkuru asi o dva řády slabší než magnetické pole Země. Na rozdíl od Země je uvnitř Merkuru roztavená jen tenká slupka vnějšího jádra planety, a to výrazně snižuje indukci magnetického pole na povrchu tělesa. Jádro Merkuru zabírá plné 4/5 poloměru planety, což je rekord pro planety Sluneční soustavy. Také tzv. nestlačená střední hustota Merkuru – 5,3násobek hustoty vody za normálních podmínek – je rekordní. Nestlačená hustota Země totiž činí jen 4,1násobek hustoty vody. Hustota slunečního větru je u povrchu Merkuru o 4 až 9 (!) řádů vyšší než hustota větru u Země.

L. Ksanfomaliti využil metody skvrnkové interferometrie (dlouhé série elektronického snímkování s expozicemi řádu milisekundy) k rozpoznání podrobností na té části planety, která nebyla podrobně snímkována zblízka sondou Mariner 10 – ta dokázala zobrazit jen 46 % povrchu planety. Využil k tomu 1,5m reflektoru v Abastumani a dalších dalekohledů v Asii a USA, kterými Merkur sledoval v letech 1999–2004. Dosáhl tak v červené oblasti spektra úhlového rozlišení snímků až 0,12″ (kotouček Merkuru dosahuje v kvadratuře jen 7,3″). Nalezl tak obří tmavou pánev o průměru 2 000 km a zjistil, že podobně jako na Měsíci i na ostatních terestrických planetách jsou velké útvary na Merkuru rozloženy zcela nerovnoměrně.

S. Marchi aj. se pokusili odhadnout rozložení rychlostí meteoroidů dopadajících na Merkur z údajů, které pro tělesa s rozměry od 10 mm do 100 m máme pro Zemi. Zatímco na Zemi dopadají meteoroidy rychlostmi do 50 km/s, u Merkuru mají impaktující meteoroidy rychlosti až 80 km/s, a to zvláště v době, kdy Merkur prochází přísluním. Kolik materiálu se ukládá na povrchu planety, je však těžké odhadnout, protože netlumení nárazu atmosférou a vysoké rychlosti dopadu způsobí, že část meteoroidů i regolitu planety je vymrštěna zpět do prostoru 1. kosmickou rychlostí či rychlostí ještě vyšší a tak vytváří podivuhodnou exosféru planety.

H. Scholl aj. zjišťovali, zda by se eventuální planetky v Lagrangeových bodech 4 a 5 v soustavě Slunce-Venuše mohly udržet delší dobu. Ze simulací vyplývá, že prvotní Venušini Trojané už dávno zmizeli vlivem nestabilit, což ostatně odpovídá dnešním (ne)pozorováním. autoři však připouštějí, že na kratší dobu mohou být noví Trojané zachyceni na kvazistabilních drahách. Od listopadu 2004 směřuje k Venuši první evropská kosmická sonda Venus Express v ceně 220 mil. euro, která se usadí na dráze v dubnu 2006 a bude pak po minimálně 1,5 roku pozorovat atmosféru planety.

1. 1. 2. Země-Měsíc

1. 1. 2. 1. Nitro, povrch a atmosféra Země

K. Zahnle studoval pomocí simulací vznik Venuše a Země koagulací prvotních zrnek na balvany, splynutím balvanů na agregáty o kilometrových rozměrech a následným překotným růstem agregátů na protoplanety o velikosti dnešního Měsíce. Srážky „měsíců“ pak vedly ke konečnému vzniku terestrických planet. Zatímco první tři fáze trvaly jen milion let, poslední fáze zabrala desítky milionů let. Venuše má vyšší zastoupení argonu a neonu než Země, ale chyběla jí od začátku voda, které měla Země relativně dost. Proto se původní oceány na Zemi přehřály vinou velkých impaktů na páru a prvotní zemská atmosféra unikla. Naproti tomu suchá Venuše si uchovala původní atmosféru, složenou téměř výhradně z CO₂.

Podle R. Gomese aj. bylo období těžkého bombardování asi 700 mil. roků po vzniku Země důsledkem migrace obřích planet Sluneční soustavy, které destabilizovaly vnější Edgeworthův-Kuiperův pás. Těžké bombardování trvalo možná jen 10 mil. , ale možná též plných 150 mil. roků, což téměř určitě hubilo případné první generace jednobuněčného života na Zemi. Není divu, že tak např. S. Moorbath zpochybnil výskyt mikrofosilií v čase 3,85 mld. roků před současností v grónských horninách, nalezených v r. 1996 na ostrově Akilia, stejně jako nálezy staré 3,5 mld. roků v horninách v západní austrálii. Nepochybné jsou dle jeho úsudku teprve mikrofosilie baktérií staré 1,9 mld. let z Ontaria.

D. Smith aj. využili sluneční družice RHESSI k detekci záblesků záření gama v zemské atmosféře. Detektory na družici odhalily záblesky s energiemi 10 ÷ 20 MeV, které autoři vysvětlují jako brzdné záření elektronů s energiemi 20 ÷ 40 MeV. Družice měsíčně zaznamenávala kolem 15 záblesků, takže v přepočtu na celý povrch Země odtud vychází 50 záblesků denně. Tyto řádově milisekundové záblesky pozorovala dle U. Inana už v r. 1994 obří americká družice Compton bezprostředně po dostatečně mocných bleskových výbojích v energetickém pásmu nad 1 MeV. Jde zejména o výboje ve vysoké atmosféře v pásmu 30 ÷ 90 km, které dostaly názvy šotci (angl. sprites), modré výtrysky (blue jets) a skřítci (elves). Podrobné údaje o 21 šotcích, pozorovaných během jedné noci v prosinci 2003 nad Japonským mořem, zveřejnili a. Ohkubo aj., kteří ukázali, že jejich příčinou jsou vnitřní výboje v kladně nabitých bouřkových mracích. Šotci se však vyskytují až ve vzdálenostech 50 km od blesku se zpožděním zhruba 100 ms po vlastním výboji.

V noci 7./8. listopadu 2004 pozorovali v severní americe nádhernou polární záři, která byla viditelná daleko na jihu až v Oklahomě i části Kalifornie. V některých chvílích viděli pozorovatelé rozsvícenou celou oblohu. Radioastronomové zjistili, že pomocí výkonných rádiových antén lze do ionosféry napumpovat uměle tolik energie, že to vyvolá vznik polární záře při dostatečně aktivním slunečním větru. T. Pedersen a E. Gerkenová to demonstrovali v březnu 2004 pomocí vysílače v Gakoně na Aljašce s výkonem 960 kW v pásmu 4 ÷ 6 MHz, jenž tak nasytil energií ionosférickou vrstvu E.

C. de Jager uveřejnil soubornou studi o vlivu sluneční činnosti na pozemské klima. Především konstatuje, že sluneční činnost není nijak ovlivňována tzv. planetárními vlivy (slapovými silami, polohou barycentra Sluneční soustavy vůči centru Slunce apod.), jelikož uvnitř Slunce probíhají vlastní pohyby, které jsou o tři řády větší než následky planetárních vlivů. Ve druhé polovině XX. stol. byla sluneční činnost v průměru nejvyšší za posledních 1 150 roků a právě v té době (1984–2001) klesalo albedo Země. To může mít spletitou souvislost se sluneční činností v tom smyslu, že při vyšší sluneční činnosti dopadá na Zemi méně kosmického záření, takže vzniká méně světlých mračen, a proto klesá albedo Země. Naopak při nižší sluneční činnosti by mělo albedo Země vzrůstat. albedo Země však začalo r. 2001 opět stoupat, ačkoliv sluneční činnost neklesla, takže se celá záležitost znovu zašmodrchala. Buď jak buď, poslední dekáda XX. stol. byla zcela určitě nejteplejší dekádou celého století, ale názory, co toto oteplení způsobilo, jsou velmi různorodé až protichůdné. D. Gies a J. Helsel využili soudobých údajů o vlastních pohybech hvězd a gravitačním potenciálu Galaxie k rekonstrukci minulé dráhy Slunce vůči centru Galaxie. Podle jejich výpočtů prošlo Slunce za posledních 500 mil. roků čtyřmi spirálními rameny Galaxie a právě v těch dobách prodělávala Země velké ledové doby. autoři se domnívají, že uvnitř ramen stoupá produkce kosmického záření díky mladým a velmi hmotným hvězdám, což podle dříve uvedené úvahy způsobí vyšší výskyt mračen na Zemi, a tudíž i vyšší albedo Země a celkové ochlazení.

1. 1. 2. 2. Meteority

J. Llorca aj. podali první souhrnnou zprávu o bolidu ze 4. ledna 2004, který byl pozorován ve Španělsku, Portugalsku a na jihu Francie. Meteoroid se vstupní rychlostí 17 km/s se rozpadl ve výšce 28 km nad zemí, když jeho jasnost dosáhla 18 magnitudy, což odpovídá opticky vyzářené energii 5 GJ. Meteoroid se pohyboval pod sklonem k povrchu jen 30°, takže jeho viditelná dráha dosáhla délky 600 km. Let byl provázen sonickými třesky, infrazvuky i seizmickými signály. Už týden po úkazu se podařilo v severním Španělsku najít první úlomek a postupně se v dopadové elipse 6 × 20 km nalezlo celkem 32 úlomků o úhrnné hmotnosti 4,6 kg, z nichž ten hlavní má hmotnost 1,4 kg. Meteorit byl klasifikován jako obyčejný chondrit L6 o střední hustotě 4,6násobku hustoty vody. Původní těleso o průměru 0,8 m mělo hmotnost kolem 750 kg a pohybovalo se kosmickým prostorem samostatně po dobu asi 48 mil. let. Jeho kinetická energie při vstupu do zemské atmosféry činila řádově 100 GJ a jeho charakteristické stáří 700 mil. roků.

A. Klekociuk aj. zkoumali meteorický prach, který zůstal v zemské atmosféře po pádu meteoritu z 3. září 2004 v poloze o souřadnicích 17° v. d. a 68° j. š. poblíž pobřeží Antarktidy. Průlet bolidu atmosférou byl sledován infračervenými čidly na amerických špionážních družicích již od výšky 75 km nad zemí. Od 56 km byl průlet zaznamenán též opticky až do výšky pouhých 18 km nad zemí. Během letu se meteoroid dvakrát štěpil, ve výškách 32 a 25 km. Po přeletu byly na zemském povrchu zaznamenány infrazvuky až 13 tis. km od místa přeletu a nad Antarktidou se ve výškách nad 20 km objevil anomální kouřový mrak. autoři spočítali původní vstupní hmotnost meteoroidu na více než jeden tisíc tun a kinetickou energii na více než 100 TJ (ekvivalent 28 kt TNT). Těleso patřilo do rodiny planetek Aten.

V. Svetsov uveřejnil výsledky rozsáhlých numerických výpočtů hydrodynamického modelování důsledků obřích impaktů na Zemi. Předpokládal přitom, že impaktor o průměru 500 ÷ 3 000 km dopadl na Zemi vertikálně rychlostí 15 km/s. Největší známé impaktní krátery (Vredefort, Sudbury a Chicxulub) vznikly dopady těles o průměrech 30 ÷ 10 km. Při těchto dopadech unikne jen velmi málo materiálu z dosahu zemské přitažlivosti; kondenzované vyvrženiny vymrštěné po balistických drahách však pokryjí prakticky celý povrch Země. Pokud tělesa dopadnou do moře, vypaří oceány až do hloubky 3 km. Během prvních 100 mil. let existence Země, resp. během pozdější fáze těžkého bombardování, se Země mohla střetnout i s tělesy o průměru až 3 800, resp. 1 800 km, takže takové srážky by zničily život, pokud by tu v té době už nějaký byl.

G. Collins aj. sestavili program, který umožňuje přibližně odhadnout bezprostřední důsledky impaktů větších těles na přírodní prostředí. Do programu vstupují průměr impaktoru, jeho střední hustota, vstupní rychlost, úhel letu vůči normále k povrchu, typ terče a vzdálenost oblasti od epicentra impaktu. Výstupní data ukazují, co se stane s materiálem impaktoru, jak velké bude tepelné vyzařování a tlaková rázová vlna, jak rozměrný bude impaktní kráter a jak intenzivní budou seizmické otřesy. Nejhorší následky v okolí dopadu má tepelná vlna, která však naštěstí rychle slábne se vzdáleností díky zakřivení zemského povrchu. V práci jsou zveřejněny modelové údaje pro kovový meteorit z Arizony (průměr 40 m; hustota 8násobek hustoty vody), kamennou planetku Ries (průměr 1,75 km; hustota 2,7) a kamennou planetku Chixculub (průměr 18 km), které v modelu dopadaly na Zemi pod úhlem 45° rychlostí 20 km/s. Zatímco dopad prvního modelového tělesa poničí jen nevelké okolí kráteru, ve druhém a třetím případě se projeví bezprostřední ničivé důsledky až do vzdáleností stovek km od místa dopadu.

H. Melosh a G. Collins prokázali modelovými výpočty, že kovové těleso, které vyhloubilo v Arizoně proslulý Barringerův meteoritický kráter, vstoupilo do zemského ovzduší rychlostí 17 km/s, ale vlivem rostoucího odporu atmosféry se ve výši 14 km nad zemí rozpadlo na roj úlomků, které pokračovaly k zemi rychlostí 13 km/s. Ve výšce 5 km nad zemí se z roje o příčném průměru asi 200 m oddělil největší úlomek, představující asi polovinu původní hmotnosti tělesa a dopadl na zem rychlostí 12 km/s, přičemž uvolnil ekvivalent energie 2,5 Mt TNT, tj. asi čtvrtinu původní kinetické energie projektilu. Větší část této energie se tedy zmařila v podobě rázové vlny, doprovázející miniaturní „drtivý dopad“, která vyhloubila kráter. Poměrně nízká dopadová rychlost vysvětluje, proč se v okolí kráteru nalézá velmi málo hornin a minerálů přetavených nárazem. K tomuto jedinečnému úkazu došlo před necelými 50 tis. lety. W. Reimoldt aj. určili z radioaktivního datování pomocí ³⁹Ar stáří 377 mil. let pro největší impaktní kráter v Evropě Siljan ve Švédsku. D. Dunlop upozornil na podivný rozpor v letecké a pozemní magnetometrii kolem impaktního kráteru Vredeford v jižní africe, což je největší (průměr 300 km) známý impaktní kráter na Zemi, jenž vznikl dopadem asi 15km planetky před 2 mld. let. Zatímco z letecké magnetometrie vyplývá nepatrné magnetické pole v kráteru, pozemní měření dávají velmi silné pole. Ukázalo se, že dálková měření magnetických polí nejsou citlivá na magnetická pole malých rozměrů řádu 100 mm. Protože rovněž měsíční horniny často vykazují velké změny orientace magnetických polí již při malých vzdálenostech, je třeba revidovat údaje, které o údajně slabých magnetických polích nad impaktními pánvemi Hellas a Argyre na Marsu získaly kosmické sondy z oběžné dráhy. Ukazuje se, že pánev Argyre s průměrem 1 000 km vytvořilo těleso, které mělo před dopadem rozměr řádu 100 km.

P. Beck aj. srovnali rázové změny v klasickém chondritu Tengman, jenž přiletěl z pásma planetek, a v shergottitu Zagami, jenž pochází z Marsu. Rázová vlna ovlivňovala chondrit po dobu 1 sekundy, nejvyšší tlak dosáhl 25 GPa, chondrit se ohřál až na 2,5 kK a mateřské těleso mělo průměr asi 5 km. Naproti tomu shergottit byl během startu z Marsu vystaven rázové vlně dopadajícího tělesa jen po dobu 0,01 s a dopadající těleso o rozměru asi 100 m přitom na Marsu vyhloubilo kráter o průměru asi 2 km. Všechno nasvědčuje tomu, že skupina marsovských meteoritů starých 10⁵ ÷ 10⁷ roků byla postupně expedována impakty z jediné oblasti na povrchu Marsu o průměru několika málo kilometrů.

A. Krot aj. studovali mladé chondrule o průměrech 0,01 – 10 mm, vznikající v planetesimálách opakovaným tavením prachových zrníček. Z nich se slepováním vytvořily za pouhý milion roků kamenné planety Sluneční soustavy. Současně ubývalo hmotnosti v pásmu planetek mezi Marsem a Jupiterem, takže dnešní populace planetek představuje jen 10 ⁴ její původní hmotnosti. autoři pak podrobně proměřili relativní zastoupení nuklidů ²⁰⁷Pb/²⁰⁶Pb ve dvou uhlíkatých chondritech z arabské pouště. Dostali tak jejich stáří 4 mld. 563 mil. let. V té době byla Sluneční soustava stará pouze 44 mil. roků, takže vznikla před 4 mld. a 567 mil. lety. Rané tavení planetesimál posloužilo J. Bakerovi aj. k určení minimálního stáří Sluneční soustavy na 4 mld. 570 mil. roků. Dobrý souhlas obou nezávislých měření poukazuje na znalost stáří Sluneční soustavy s chybou ± 1 %.

1. 1. 2. 3. Kosmické katastrofy na Zemi

Čím dál větší pozornost však vzbuzují úvahy o střetech Země s planetkami. Planetka kalibru Tunguského meteoritu o průměru 75 metrů uvolní energii řádu 100 Mt TNT, což v případě přesného zásahu vymaže kterékoliv velkoměsto. Dvoukilometrová planetka by zahubila zhruba miliardu obyvatel zeměkoule a 10km těleso by patrně zabilo veškeré lidstvo. H. Chang a H. Moon obhajují domněnku o periodicitě velkých impaktů v délce 26 mil. roků, která je údajně stálá za posledních 250 mil. roků. Jejich práce je podpořena dobrými údaji o stáří 90 impaktních kráterů s průměry až 35 km. E. Bierhaus aj. zkoumali povahu impaktních kráterů v Evropě a zjistili, že naprostá většina z nich jsou krátery sekundární, tj. že vznikly opětným dopadem úlomků hornin vymrštěných ze Země při primárním impaktu kosmického tělesa. Jelikož úlomky nedosáhly 1. kosmické rychlosti, dříve či později spadly dosti vysokou rychlostí zpět na zem. To je fakticky příznivá zpráva, která snižuje statistické riziko primárních impaktů pro budoucnost.

Ani proti primárním impaktům však nemusí být lidstvo bezmocné. E. Lu a S. Love přišli s pozoruhodným návrhem na gravitační traktor, jak nazývají kosmickou sondu, která by se v případě nebezpečí vyslala k rizikové planetce a tam se stala její oběžnicí. Při průměru planetky 200 m by se sonda usadila na oběžné dráha ve vzdálenosti 100 m nad povrchem planetky (předpokládá se víceméně kulový tvar planetky, což nemusí být ovšem u tak malých těles pravidlem). Sonda o hmotnosti 20 t by byla vybavena motorem s nevelkým tahem něco přes 1 N, který by planetku za rok „odtáhl“ z původní dráhy o nějakých 200 m. Tah by se přenášel na planetku pouhou gravitační vazbou – žádné lano není potřeba. K bezpečnému odtažení takové planetky stačí předstih 20 let před vypočítaným nárazem, a toho jistě půjde v dohledné době dosáhnout. autoři gravitačního traktoru navrhují využít k pilotnímu pokusu planetky (99942) Apophis, která by se s nepatrnou pravděpodobností mohla srazit se Zemí někdy po blízkém přiblížení k Zemi v r. 2029, které zatím ne zcela spočitatelně změní její současnou dráhu k horšímu. V tomto případě by traktor o hmotnosti 1 t a se 4,5 t paliva v nádržích dokázal tahem 0,1 N po dobu 1 měsíce odklonit planetku natolik, že by nás už nikdy neohrozila.

Život na Zemi může ovšem ohrozit také blízké přiblížení k hvězdě o hmotnosti nad 15 M_☉. Tak masivní hvězdy totiž vysílají silné záření gama, které by štěpilo molekuly dusíku v zemské atmosféře, v níž by přibývalo oxidu dusnatého (NO), jenž pak – jak známo – spolehlivě ničí ozonovou vrstvu. Ještě nebezpečnější by podle B. Thomase aj. byl blízký výbuch zábleskového zdroje záření gama, kdy silný tok záření gama by na několik let podstatně ztenčil ozonovou vrstvu i při vzdálenosti zdroje 2 kpc od Země. Tento pokles by trval řadu roků a vlivem snížení průzračnosti zemské atmosféry vinou vzniklého oxidu dusičitého (NO₂) by současně došlo k silnému ochlazení zemského povrchu. autoři soudí, že právě tak by se dalo vysvětlit masové vymírání živočichů a rostlin před 443 mil. let (na konci ordoviku), k němuž není známka o obřím impaktu planetky.

Naprosto zničující katastrofou pro celou Zemi by ovšem mohl být fázový přechod fyzikálního vakua na nižší energetickou hladinu, ať už spontánní, nebo dokonce vyvolaný uměle. Jak uvedli M. Tegmark a N. Bostrom, před uvedením relativistického urychlovače těžkých iontů RHIC v Brookhavenu do chodu v r. 2000 byly z opatrnosti vykonány modelové simulace, zda by extrémně relativistické ionty nemohly fázový přechod vakua vyvolat. To by totiž vedlo k zaručené globální zkáze. Výsledky simulací mohou uspokojit i největší bázlivce. Takové nebezpečí je doslova astronomicky zanedbatelné.

1. 1. 2. 4. Měsíc

E. Belbruno a J. Gott přišli s pozoruhodnou domněnkou, že Praměsíc se původně nacházel v Lagrangeově bodě L₄ soustavy Slunce-Země, kde akrecí dorostl do hmotnosti srovnatelné s Marsem. Těsné setkání s nějakou bludnou planetesimálou však vyhodilo Praměsíc z Lagrangeova klidného sedla na parabolickou dráhu směřující k Zemi, s níž se nakonec srazil, a následkem srážky vznikl náš Měsíc. M. Ozima aj. usoudili, že v měsíčním regolitu se kromě částic slunečního větru může nacházet též dusík a netečné plyny pozemského původu. To by znamenalo, že studiem vrchních vrstev Měsíce bychom mohli ověřovat historický vývoj zemské atmosféry. Modelové výpočty V. Svetsova ukázaly, že ke vzniku impaktních bazénů (moří) na Měsíci (Jižní pól-Aitken o průměru 2 250 km a hloubce 13 km – to je vůbec největší impaktní struktura v celé Sluneční soustavě –, Mare Imbrium o průměru 1 160 km a Mare Orientale o průměru 920 km) ve fázi těžkého bombardování bylo zapotřebí planetek o průměru až 200 km. D. Bussey aj. zjistili rozborem snímků sondy Clementine, že teploty na Měsíci kolísají mezi 180 °C a +100 °C, ale v oblastech přilehlých k pólům se drží poměrně stálá teplota 50 °C. Vrcholky kráterů na severním pólu Měsíce jsou dokonce nepřetržitě osvětlovány Sluncem, zatímco na jižním pólu se nacházejí hluboké prolákliny, kam Slunce nezasvítí nikdy a kde by mohly být pláty věčného ledu.

1. 1. 3. Mars

Stářím ošlehaná americká kosmická sonda MGS podává čím dál tím závratnější výkony, neboť podle M. Malina nyní dosahuje z oběžné dráhy lineárního rozlišení na povrchu Marsu 0,5 m. V r. 2005 tak rozlišila přistávací modul sondy Viking 2, ztroskotanou sondu Mars Polar Lander a také všechna vozítka: Mars Pathfinder, Spirit i Opportunity. Pátrání po britském přistávacím modulu Beagle 2 však zatím nikam nevedlo. Hned počátkem ledna 2005 se vozítku Opportunity v kráteru Endurance povedl husarský kousek – objevilo totiž ve své blízkosti povalující se železoniklový meteorit o velikosti basketbalového míče. Jde o první meteorit zjištěný na cizí planetě. O necelé čtyři měsíce později však vozítko nečekaně uvízlo v písečné duně. Technici NASA na Zemi nelenili, sehnali si bednu „marsovského písku“ a trénovali v laboratoři, jak dvojníka Opportunity nejlíp z duny uvolnit. Když se to naučili na Zemi, vyzkoušeli s úspěchem týž manévr i na dálku a Opportunity se ze závěje počátkem července 2005 skutečně vyhrabalo.

F. Selsis aj. uveřejnili podrobnosti o meteoru, který v atmosféře Marsu zaznamenala kamera vozítka Spirit 7. března 2004. Podle autorů šlo o rojový meteor od komety 114P/Wiseman-Skiff, který vstoupil do atmosféry Marsu rychlostí 11 km/s. L. David si povšiml, že na snímcích panoramatické kamery vozítka Spirit v kráteru Gusev zmizely v březnu 2005 stopy po jeho předchozí jízdě. Současně se snížila ztráta výkonu slunečních článků ze 40 % na 7 %. Plný výkon čerstvých článků byl 900 W, ale postupným zaprášením klesl až na 500 W, přičemž k minimálnímu provozu vozítka je zapotřebí 280 W. Jelikož podobné šťastné zvýšení výkonu článků zaznamenalo už koncem r. 2004 také vozítko Opportunity, byla nasnadě příčina: svislé vzdušné víry tvaru kornoutu se špičkou přivrácenou k povrchu, které vznikají nestejnoměrným ohřevem terénu a atmosféry během Marsových dnů. V meteorologickém žargonu se jim říká tančící derviši a pozorují se už dávno na Zemi (jsou mj. odpovědné za proslulé kruhy v obilí) a od konce devadesátých let XX. stol. také v atmosféře Marsu. Díky tomuto neplánovanému a nepravidelnému otírání prachu z povrchu slunečních článků mohou obě vozítka na Marsu mnohonásobně překročit plánovanou životnost. Zároveň se podle R. Sullivana aj. ukazuje, že k vymodelování Marsova povrchu přispívá kromě ledu a sněhu také větrná eroze a ovšem i vulkanismus. L. Haskin aj. připomněli, že se všeobecně čekalo na stopy po jezeře na dně kráteru Gusev, ale Spirit tam našel jen olivín, bazalty a FeO, čili žádné známky někdejší tekuté vody.

J. Bell aj. popsali pozorování celkem 6 přechodů družic Phobos a Deimos přes sluneční kotouč, která uskutečnily kamery na obou zmíněných vozítkách v měsících březnu a dubnu 2004 v blízké infračervené oblasti spektra. Obě přirozené družice Marsu obíhají prakticky přesně v rovině Marsova rovníku a zmíněná pozorování umožnila zpřesnit dráhové efemeridy obou těles, přestože Phobos obvykle sluneční kotouč pouze „líznul“, kdežto Deimos přecházel celým průměrem přes kotouč Slunce. Zatímco úhlový průměr Slunce na obloze Marsu se pohybuje v rozmezí 19 ÷ 23′, Phobos má v zenitu průměr 12′ a Deimos jen 2,2′. Přechody družic trvaly od 14 do 91 s. Pozorování ukázala, že předešlé efemeridy byly chybné až o 38 km pro polohu Deimose a o 11 km pro Phobose. Odtud vyplývá, že úhlový pohyb Phobose se ročně urychlí o 4,7″. Evropská kosmická sonda Mars Express se stereoskopickou kamerou HRSC na palubě pořídila zatím nejlepší snímek Phobose při průletu ve vzdálenosti jen 200 km od této nevelké přirozené družice Marsu. Na snímku je dobře vidět množství impaktních kráterů s rozlišením několik desítek metrů. Kamera na sondě též podle J. Heada aj. prokázala, že na úbočích obřích sopek Marsu se nacházejí jen 4 mil. let staré ledovce přikryté prachem a jejich morény sahají až stovky km od paty vulkánů. Na úbočích a v okolí sopek je vidět jen málo impaktních kráterů, což je další důkaz nedávné sopečné činnosti. Největší sopka Sluneční soustavy Olympus Mons byla aktivní ještě před 2,4 mil. lety. Snímky sondy, doplněné o starší snímky z americké sondy MGS, naznačují, že po svazích sopek něco teklo. Evropští planetologové soudí, že žhavé magma ohřálo led na úbočích na vodu, která pak tekla dolů, kdežto američtí odborníci se domnívají, že teklo samotné vulkanické magma.

Podobně se stále diskutuje o tom, zda byl Mars v minulosti vlhký nebo suchý – proti každému řešení totiž existují zásadní námitky. Už dříve ohlášený objev hematitových „borůvek“ na Marsu byl pokládán za důkaz, že tento minerál vznikal za přítomnosti vody. Nicméně nyní M. Minittiová aj. ukázali, že hematit vzniká např. na havajských bazaltových sklech bez přítomnosti vody, takže jsme zase na začátku debaty. Celý ten příběh o hledání vody na Marsu má jeden evidentní podtext, totiž že si mnoho odborníků myslí, že když je někde tekutá voda, tak je tam i život. Ve skutečnosti nic takového neplatí, protože i „životodárná voda“ může být z nejrůznějších důvodů dočista sterilní. To je zvláště na Marsu klidně možné, jak ukázaly pokusy I. ten Kateové aj. Ozařovali totiž ultrafialovým světlem o intenzitě běžné na Marsu aminokyseliny glycin a alanin. Obě látky v tenké vrstvě byly zničeny během 22, resp. pouhých 3 h. To znamená, že jediná naděje pro delší přežívání života zavlečeného na Mars (např. pomocí ztroskotaných sond, ale také populárními vozítky) zůstává pod krycím povrchem Marsova regolitu.

C. Wang aj. připomněli, že při velkých zemětřeseních na Zemi se vodou nasycená půda zvodní, takže analogicky mohou velké impakty na Marsu vyvolat prudké výrony spodní vody, odkud pak pocházejí vodou vytvarované kanály a záplavové strže. Při velkém zemětřesení na Aljašce v r. 1964 se objevily výtrysky vody až 400 km od epicentra, které měly takovou sílu, že poškodily tamější stavby. Podle výpočtů autorů lze očekávat zvodnění na Marsu u všech impaktních kráterů s průměry nad 100 km. Jen v pánvi Hellas staré 4,0 mld. roků se nachází na 1 500 kráterů s těmito průměry, takže taková zvodnění se v průměru vyskytnou každé 2,7 mil. roků. a. McEwen aj. snímkovali okolí impaktního kráteru Zunil o průměru 10 km. Kráter je obklopen radiálními paprsky sahajícími až do vzdálenosti 1 600 km od primárního kráteru, které nápadně připomínají obdobné paprsky kolem některých kráterů na Měsíci. Zřejmě jde o mladý kráter, protože v jeho okolí je nepatrný počet velkých impaktních kráterů. Zato je tam asi 10 milionů (!) miniaturních kráterů o rozměrech 10 ÷ 200 m, což jsou evidentně sekundární impaktní krátery, vyvolané vyvrženými úlomky z primárního impaktu, které letěly po balistických drahách.

C. Solomon aj. se domnívají, že Mars byl geologicky aktivní po celou první miliardu let své existence. K diferenciaci jádra, pláště a kůry prý stačilo pouhých 50 mil. let. Jelikož elektricky vodivé jádro bylo tehdy tekuté, vyvolalo dynamovým efektem celoplanetární magnetické pole. Vulkanismus v oblasti Tharsis způsoboval výrony vody a CO ₂, které vyvolaly globální oteplování planety. J. Murray našel poblíž Marsova rovníku na snímcích oblasti Cerberus Fossae sondou Mars Express důkazy o existenci zamrzlého jezera o rozměrech 800 × 900 km a stáří 5 mil. let. E. Hauber aj. získali důkazy nedávné ledovcové aktivity u sopky Hecates Tholus s průměrem kaldery 10 km. Sopka stará asi 350 mil. roků má na svých úbočích ledové usazeniny staré 24 ÷ 5 mil. let. V té době byla totiž rotační osa Marsu více skloněna do roviny ekliptiky, což umožňovalo tvorbu ledovců i podél Marsova rovníku.

A. Colaprete aj. poukázali na záhadnou povahu jižní polární čepičky, kterou během léta tvoří jen led CO₂. Jarní ústup vodního, tzv. černého ledu není totiž souměrný a zdá se, že zde hraje roli atmosférická cirkulace, deformovaná blízkými impaktními pánvemi Argyre a Hellas. Kamera HRSC sondy Mars Express našla asi 200 m tlustou ledovou vrstvu v 35 km širokém meteorickém kráteru Vastitas Borealis na 70° sev. šířky. J. Bertaux aj. objevili pomocí ultrafialového spektrometru téže sondy v ionosféře Marsu polární záři, která se projevuje nad místními magnetickými poli v kůře planety. Pravým hitem roku se podle R. Naeye stala stereoskopická pozorování kaňonu Coprates Chasma 13° na jih od Marsova rovníku. Jde o větev největšího kaňonu Sluneční soustavy Valles Marineris, který je dlouhý téměř 5 tis. km, má šířku až 100 km a hloubku až 9 km. První evropské sondě k Marsu se zkrátka dařilo téměř vše, nač se zaměřila, takže její další financování je zajištěno až do listopadu 2007.

Ve světle všech těchto novinek docela zaniklo, že na přelomu října a listopadu 2005 byly mimořádně dobré podmínky pro pozemní pozorování Marsu na severní polokouli. Mars byl v opozici se Sluncem 7. listopadu ve vzdálenosti 69 mil. km, což bylo sice o 13 mil. km dál, než při populární opozici v srpnu 2003, ale zato při podstatně vyšší severní deklinaci. Při úhlovém průměru kotoučku 20″ a velké výši nad obzorem se Mars v souhvězdí Berana dal výtečně pozorovat i menšími přístroji přibližně od konce září do počátku prosince, ale jen málo laiků té příležitosti využilo. Přitom na další příznivou opozici (pro jižní polokouli) si budeme muset počkat až do července r. 2018 a pro severní polokouli až do října 2020.

1. 1. 4. Jupiter

O. Hubickyj aj. uveřejnili modelové výpočty vzniku Jupiteru a Saturnu akrecí. Podle nich vzniklo kamenné jádro Jupiteru o hmotnosti 10 M_Z za milion roků, ale pokud má hmotnost jen poloviční, tak jeho akrece probíhala pomaleji a trvala 5 mil. roků. Kamenné jádro Saturnu má pak dvojnásobnou hmotnost v porovnání s jádrem Jupiteru. Daleko hmotnější jsou v obou případech vnější plynné obaly těchto obřích planet. ačkoliv pojem migrace planet nabyl popularity až v souvislosti s objevem exoplanet typu Jupiter v nepatrných vzdálenostech od mateřských hvězd, první úvahy o migraci planet v naší vlastní Sluneční soustavě publikovali J. Fernández a W. Ip již v r. 1984. Technicky vzato k migraci Jupiteru směrem dovnitř Sluneční soustavy přispělo i samo lidstvo, naposledy koncem r. 2000, kdy kosmická sonda Cassini se při těsném průletu kolem Jupiteru urychlila gravitačním prakem planety o celé 2 km/s, zatímco Jupiter migroval směrem ke Slunci rychlostí, která je nepřímo úměrná poměru hmotností Jupiter/Cassini. To je přirozeně naprosto neměřitelné a zanedbatelné, takže Jupiter můžeme klidně využívat k obdobným cílům, kdykoliv se nám zachce a NASA dá příslušný peníz. Jenže zmínění autoři ukázali, že Jupiter se v rané historii Sluneční soustavy těsně setkal s miliardami planetek, jež se tak zásluhou gravitačního praku dostaly buď do Oortova oblaku, anebo dokonce opustily Sluneční soustavu. Následkem toho Jupiter měřitelně migroval ke Slunci tempem až 0,2 aU/100 tis. roků. F. Franklin aj. studovali podrobně současné pohyby 700 planetek třídy Hilda a dokázali tak, že Jupiter opravdu migruje směrem dovnitř díky dráhovým rezonancím 3/2 s těmito planetkami a musel se již přisunout nejméně o 0,45 aU.

Mimochodem, jak ukázali M. Flasar aj., spektrometr na palubě Cassini zjistil při zmíněném průletu kolem Jupiteru v jovigrafické jižní šířce 44° v atmosféře planety CO₂ a HCN, což jsou sloučeniny, které tam zbyly po impaktech úlomků proslulé komety Shoemaker-Levy 9 v červenci 1994. Podle C. Sotina aj. se podařilo při tomto průletu také zpřesnit průměry dvou Galileových družic Jupiteru – Ganymedu (5 268 km) a Kallisto (4 806 km).

V březnu 2005 byly pojmenovány další družice Jupiteru, jak ukazuje tabulka:

1. 1. 5. Saturn

V únoru 2005 publikoval americký vědecký týdeník Science prvních 13 prací založených na pozorování sondy Cassini pojednávajících o několika družicích Saturnu pozorovaných zblízka, dále o atmosféře Saturnu, polárních zářích, prstencích a magnetosféře planety. K nejzajímavějším pracím patří rozbor chování částic prstenců, který zveřejnil K. Ohtsuki. Zrnka menší než 100 mm totiž rotují kolem své osy o jeden až dva řády rychleji, než kolik činí jejich oběžná doba kolem planety, a jejich oběžné roviny jsou skloněny k hlavní rovině prstenců. Jejich rotační osy jsou přitom namířeny ke Slunci. Větší částice však mají rotační osy kolmé k oběžné rovině. Jak připomněl D. Hamilton, k nejpozoruhodnějším nově objeveným rysům prstenců při průletech sond Voyager kolem Saturnu patřily tzv. špice (angl. spokes), jevící se jako tmavší radiální paprsky viditelné po dobu několika hodin. Vysvětlují se jako elektrostaticky nabitá prachová zrnka, která vznikají dopadem meteoroidů na větší částice v prstencích, jež jsou levitována mimo hlavní rovinu prstenců. Pozorování prstenců pomocí kamery HST během 90. let minulého století však ukázala, že špice postupně slábly a zcela zmizely v r. 1998. Všeobecně se soudí, že jde pouze o změnu geometrie jejich pozorování ze Země, protože prstence jsou nyní pro pozemského pozorovatele i pro sondu Cassini příliš rozevřené a to snižuje kontrast špic vůči prstencům. Tento názor dramaticky potvrdilo znovuobjevení špic v prstencích počátkem září 2005.

P. Nicholson aj. připomněli, že Saturnovy prstence byly sledovány ze Země radarem v Arecibu na vlnové délce 126 mm (frekvence 2,4 GHz) již v r. 1973, ale toto pozorovací okno se pak uzavřelo a otevřelo znovu až v říjnu 1999, neboť Arecibo leží na 18° sev. šířky. Okno není nijak široké, protože radarová ozvěna se k Zemi vrací až za 2,25 h, takže pro vysílání impulzů k prstencům lze využít maximálně půl hodiny denně. Toto okno se opět uzavře v únoru 2008. Z dosavadních měření plyne, že tloušťka prstence a dosahuje nanejvýš 50 m a že největší balvany v prstencích mají typický rozměr maximálně 5 m. Radar je schopen studovat rozložení velikostí částeček v prstencích v rozmezí 0,01 ÷ 1,0 m.

Počátkem roku 2005 však budil největší pozornost složitý manévr sestupného modulu Huygens, jenž byl uvolněn ze sondy Cassini o Vánocích 2004 a uskutečnil řízený sestup atmosférou na povrch Titanu během 2,5 h dne 14. ledna 2005. Modul přistál na povrchu družice rychlostí 5 m/s a po více než 1 h pak ještě předával naměřené údaje na palubu sondy Cassini. Data pro Dopplerovo měření rychlosti větru z kanálu a, vysílaná během sestupu směrem na sondu, nebyla sice sondou zachycena, ale podařilo se je zaznamenat na Zemi citlivými obřími radioteleskopy v Green Banku a v Parkesu, takže po této stránce bylo přistání na Titanu rovněž naprosto úspěšné.

U povrchu Titanu vane jenom mírný vánek, ale jeho rychlost pomalu roste s výškou až do hladiny 60 km. Pak už začne foukat opravdu hodně a ve výšce 120 km nad terénem pozoroval modul silné turbulence při rychlostech větru až 430 km/h. Sonda Cassini pak během r. 2005 proletěla v blízkosti Titanu ještě sedmkrát, takže kombinací údajů z modulu Huygens a z oběžné sondy se odborníkům postupně dařilo skládat pozoruhodnou mozaiku poznatků o tomto podivuhodném tělese, jež má atmosféru o polovinu hustší, než je atmosféra Země, a jehož „methanové hospodářství“ hodně připomíná koloběh vody na Zemi.

Naše vědomosti o Titanu tak v krátké době vzrostly naprosto podstatně, neboť se podařilo pořídit záběry se stokrát lepším rozlišením, než bylo možné při pozorování obřími dalekohledy se Země. Také průzkum pomocí radaru na sondě přináší předtím zcela nedostupné údaje. Jak uvedl D. Tytell, proletěl modul Huygens pásmem stoprocentní vlhkosti ve výšce 17 ÷ 20 km nad povrchem družice. Jde o mračna methanu, který je ovšem díky slunečnímu ultrafialovému záření proměňován též v ethan a benzen, což dává atmosférickému smogu oranžový nádech. Jelikož by tak methan z atmosféry během nějakých 10 mil. roků zcela vymizel, musí se odněkud (nejspíš z povrchu methanových jezer) doplňovat.

V atmosféře Titanu chybějí vzácné plyny ar, Kr a Xe, ale zato je tam hojnost molekul dusíku, které zřejmě zbyly z disociace původního čpavku. Methan tvoří asi 5 % atmosféry Titanu. Nad vrstvou mračen se nachází od výšky 40 km tropopauza, ionosféra je nejsilnější kolem 60 km a ve výškách kolem 200 km byly zjištěny aerosoly v podobě organických molekul. Stratosféra Titanu sahá až do výšky 300 km, zatímco meteory svítí již od výšek 400 km. Nejvýše se nachází termosféra mezi 500 ÷ 800 km. Titan má průměr 5 151 km, takže je větší než planeta Merkur, ale jelikož střední hustota Titanu je jen 1,9násobek hustoty vody, je Merkur 2,44krát hmotnější než Titan.

Podle D. Southwooda byly na povrchu Titanu objeveny kaňony, vyschlá řečiště, blátivé planiny, skalnatý povrch a jezera. Na pustém povrchu se nacházejí rozházené omleté ledové balvany. Huygens sám se uvelebil v písečném blátě se zrnky ledu o teplotě 179 °C (94 K). Podle T. Owena byl na povrchu naměřen tlak 1 470 hPa a vlhkost 50 %. Titan ve svém vývoji k tělesu zemského typu zřejmě předčasně zamrzl. C. M. Tomasko se domnívá, že povrch Titanu formuje nějaká tekutina – nejspíš kapalný methan. Na povrch prší uhlovodíky a v pouštích se občas vyskytují přívalové deště. R. West aj. však marně hledali rozsáhlý methanový oceán, o němž se před příletem sondy k Saturnu hodně spekulovalo. Povrch Titanu je evidentně geologicky mladý, za což může podle C. Sotina aj. z velké části tzv. ledový vulkanismus. autoři totiž našli známky vystřelování plynného methanu z kruhových struktur na povrchu Titanu až do výšky 1 200 km. Mezi objevenými molekulami na Titanu je řada organických, které se obvykle považují za stavební kameny pro primitivní jednobuněčný život.

Při průletech sondy Cassini nad Titanem v březnu a dubnu 2005 byly ve vnější atmosféře Titanu objeveny uhlovodíky až se 7 atomy uhlíku a také nitrily a nitráty. Při červnovém průletu pak odhalila kamera, snímkující Titan v blízkém infračerveném pásmu, v blízkosti jižního pólu známky jezera, jehož typické rozměry jsou 230 × 70 km. Nad jezerem byla vidět bílá mračna methanu, z nichž zřejmě methan prší. C. Porcová aj. nalezli na Titanu známky větrné, tekutinové a tektonické eroze. Poblíž jižního pólu objevili také impaktní krátery. Troposféra družice vykazuje jev zvaný superrotace, totiž že příslušná atmosférická vrstva rotuje rychleji než povrch družice. Větry na Titanu vanou východním směrem a tzv. kouřmo, pozorované sondou Voyager před čtvrtstoletím ve výšce 300 km, se nyní zvedlo do výšky 500 km nad povrch družice.

Sonda Cassini proletěla 31. prosince 2004 ve vzdálenosti 123 tis. km od družice Japetus o průměru 1 450 km. Objevila přitom podél rovníku 1 300 km dlouhý horský hřbet s převýšením až 20 km. Původ takového útvaru je zcela záhadný. Jak uvedli B. Burrattiová aj., má vedoucí polokoule Japeta nízké albedo 0,04, což je nejspíš způsobeno akrecí tmavého materiálu, obsahujícího organické látky. Opačná polokoule je podstatně světlejší s albedem 0,4 a pokrývá ji z velké části vodní led. Střední hustota Japeta činí jen 1,1násobek hustoty vody. Také průlet kolem družice Enceladus ve vzdálenosti jen 500 km počátkem března 2005 a pouhých 175 km v polovině července 2005 přinesl překvapující záběry s rozlišením až 4 m. Na snímcích jsou patrné podivuhodné rovnoběžné tektonické poruchy, svědčící o značné vnitřní energii družice, která má podle M. Doughertyové aj. řídkou atmosféru a slabé magnetické pole. Enceladus je na pólech teplejší (110 K) než na rovníku (80 K) a jeho atmosféra není zřejmě souvislá; vyskytuje se jen místy. Geologicky aktivní je zejména jižní polokoule družice. Koncem září proletěla sonda Cassini jen 500 km od družice Hyperion, která má oválný tvar o rozměrech 250 × 360 km, a zobrazila přitom hluboké krátery s ostrými okraji. Družice dělá dojem úlomku nějakého většího tělesa a charakterizuje ji též neobvyklá chaotická rotace – na své dráze se náhodně převaluje.

Počátkem ledna 2005 rozhodla příslušná nomenklaturní komise Mezinárodní astronomické unie o definitivním pojmenování přirozených družic Saturnu objevených v letech 2000–2004, jak ukazuje tabulka:

Počet známých družic Saturnu však rostl i nadále zásluhou obřích pozemních teleskopů Subaru, Gemini a Keck. V květnu 2005 tak přibylo dalších 12 miniaturních družic planety s rozměry do 7 km a oběžnými dobami 2,2 ÷ 3,7 let; 11 z nich má retrográdní dráhy, takže jde vesměs o zachycená tělesa. Současně také sonda Cassini objevila novou družici Saturnu S/2005 S 1 v Keelerově mezeře prstence a ve vzdálenosti 136,5 tis. km od planety a s oběžnou dobou 0,6 dne. Tím stoupl celkový počet družic Saturnu na okrouhlou padesátku.

Podle C. Murraye je zvlášť pozoruhodná družice XXXIV Polydeuces, která je fakticky satelitem družice Dione. Nachází se totiž poblíž Lagrangeova bodu L₅ soustavy Dione-Saturn a kolem tohoto bodu vykonává librační pohyby. Podle B. Sicardyho je mimořádně důležité, že se podařilo najít nové družice v prostoru mezi Enceladem a prstenci. Tím se sice rozmazala předtím ostrá hranice mezi solidními tělesy a pouhými shluky prachu v prstencích, ale zato začínáme chápat „pastýřskou“ úlohu družic, jako jsou Atlas, Prometheus a Pandora, pro rozložení hmoty a tvaru Saturnových prstenců či přesněji „drážek“ v nich. autor se domnívá, že tím se dá doložit dynamický charakter prstenců a pastýřských družic, které se neustále srážejí, drtí a znovu sestavují v cyklu o trvání asi 10 mil. roků. Názorně to dle C. Murraye aj. předvádí Prometheus, který „pase“ prstenec F, do něhož vstupuje vždy po 14,7 h, a tím mění jeho vzhled svým gravitačním působením.

1. 1. 6. Nejvzdálenější planety

Od r. 1990 střední jasnost Uranu pomalu klesá, ale během každého roku jeho pozorovaná jasnost kolísá asi o 0,2 mag. Jak uvedli H. Hammelová aj., podařilo se díky adaptivní optice u Keckova desetimetru zobrazit jak všechny prsteny, tak mračna v Uranově atmosféře s úhlovým rozlišením 0,05″. Podél rovníku se nacházejí difuzní skvrny vždy po 30° jako korálky na šňůrce. Z pohybu mračen plyne, že na Uranu fouká bouřlivý vítr o rychlosti až 800 km/h. Rotační perioda planety pak kolísá v rozmezí 16,83 ÷ 16,90 h. Na jižní polokouli byla po dobu 5 let pozorována rozsáhlá bouře, která se posunula v uranografické šířce o 5°. V srpnu 2005 byl tímto dalekohledem objeven vůbec nejjasnější mrak (17 % jasnosti celé planety!) na Uranu na 30° sev. šířky. Na jižní polokouli končí dlouhé léto a planeta zažije rovnodennost v r. 2007, kdy se po 21 letech opět objeví Slunce nad severní polokoulí.

M. Sholwater a J. Lissauer aj. využili kamery ACS HST vždy v srpnu let 2003–2005 k odhalení nových prstenů Uranu. Jejich polohy souhlasí nebo jsou velmi blízké drahám „pastýřských“ družic Mab, Puck, Portia a Rosalind. Další prsten objevil v srpnu 2005 I. Pater při pozorování Keckovým dalekohledem.

S. Sheppard aj. využili obřího dalekohledu Subaru k prozkoumání celé Hillovy sféry kolem planety Uran v červeném pásmu spektra. Při mezní hvězdné velikosti 26 mag našli v zorném poli o ploše 3,5 čtv. stupně všechny dosud známé družice Uranu a přidali ještě dvě nové: S/2001 U 2 a S/2003 U 3. Obě nové družice patří k nepravidelným, tj. zachyceným, přičemž první obíhá po retrográdní, ale druhá po prográdní dráze. autoři soudí, že kolem Uranu už nejsou žádné další družice s průměrem větším než 7 km.

Koncem prosince 2005 oznámila Mezinárodní astronomická unie své rozhodnutí o pojmenování nových družic Uranu, jak ukazuje tabulka:

Tentokrát naposledy se v této rubrice setkáváme s údaji o Plutu, protože od příštího přehledu se Pluto ocitne v rubrice „Planetky“ v důsledku první formální definice planety Sluneční soustavy, která byla přijata na XXVI. kongresu IAU v Praze v srpnu 2006. Jde pochopitelně pouze o změnu klasifikace; nikterak to neovlivňuje význam Pluta jako astronomického objektu. Jeho význam je tím spíše podtržen, protože jde o první objevené těleso nové třídy těles Sluneční soustavy. Podle R. Canupové je dvojice Pluto-Charon výsledkem obří srážky v oblasti transneptunských objektů, přičemž takové události nejsou ojedinělé a může k nim dojít i v budoucnosti. autorka se inspirovala vznikem dvojice Země-Měsíc, kde je gigantická srážka Země s Praměsícem už zcela respektovanou teorií.

J. Pasachoff aj. využili 2,2m dalekohledu UHT k pozorování zákrytu hvězdy P131.1 Plutem dne 21. srpna 2002 k proměření vertikálního profilu atmosféry Pluta. V porovnání s podobným měřením z r. 1988 pomocí létající observatoře KAO se stav atmosféry překvapivě změnil, tj. v dané výši nad povrchem je nyní (nepatrný) atmosférický tlak dvakrát vyšší, ačkoliv Pluto se od té doby významně vzdálil od Slunce. Dne 11. července 2005 pozorovali na chilských observatořích Cerro Pachon a Cerro Tololo 55 s trvající zákryt anonymní hvězdy Charonem. Odtud byl zpřesněn minimální průměr Charonu na 1 179 km a současně vyloučena jakákoliv atmosféra kolem Plutova průvodce. Koncem října 2005 oznámili H. Weaver aj. a S. Stern aj., že díky kameře ACS HST prokázali existenci dvou nových miniaturních družic Pluta S/2005 P1 a P2, jež byly objeveny na snímcích z května 2005 a posléze nalezeny i na archivních záběrech z června 2002. Družice se jeví jako bodové zdroje V ≈ 23 mag a obíhají kolem Pluta po kruhových drahách o poloosách 65 a 49 tis. km v periodách 38 a 26 d. Jinak se do úhlové vzdálenosti 100″ od Pluta už nenalézají žádná další tělesa do 27 mag. Na závěr zprávy o Plutu bych rád připomněl, že k Plutu směřuje kosmická sonda New Horizons, která má na své palubě plutoniový generátor elektřiny. Když o tom psala známá americká astronomka V. Trimbleová ve svém výročním přehledu o pokrocích astronomie v r. 2004, konstatovala, že posílat plutonium na Pluto je stejně pošetilé jako vozit uhlí do Newcastlu, což lze do češtiny přeložit nejspíš jako nosit sovy do atén.

1. 2. Meziplanetární látka

1. 2. 1. Planetky

Tento odstavec tradičně zahajuji výčtem „českých a slovenských“ planetek, pojmenovaných v r. 2005: (1445) Konkolya, (6234) Sheilawolfman, (8382) Mann, (10577) Jihčesmuzeum, (11163) Milešovka, (11736) Viktorfischl, (16244) Brož, (20187) Janapittichová, (21754) Tvaruzkova, (22450) Nové Hrady, (29824) Kalmančok, (48785) Pitter, (58578) Žídek, (58579) Ehrenberg, (61404) Očenášek, (66934) Kálalová, (70936) Kámen. Zdůvodnění a další podrobnosti o těchto objektech lze nalézt na obvyklé webové adrese: planetky.astro.cz.

Mezinárodní tým vedený P. Pravcem z Ondřejova uveřejnil obsáhlou studii o planetkách, které nemají definovanou rotační osu, takže se při svém oběhu kolem Slunce převalují, a vykazují proto zároveň dvě různé periody světelných křivek. autoři nalezli pomocí fotometrie již 13 převalovačů, jejichž prototypem je známý křížič (4179) Toutatis s periodami převalování 5,4 a 7,35 d a dále planetka (253) Mathilde s periodami 17,4 a 10,4 d. a. Morbidelli aj. vysvětlili pomocí někdejší rezonance 2 : 1 oběžných dob Saturnu a Jupiteru, proč jsou dráhy těchto obřích planet lehce výstředné (0,06, resp. 0,05) a skloněné k ekliptice (2,5°, resp. 1,3°). Současně se tak dá vysvětlit velký počet zachycených Trojanů v Lagrangeových bodech L₄, L₅ u Jupiteru, jakož i těžké bombardování planet a měsíců Sluneční soustavy planetkami v čase 700 mil. roků po jejím vzniku. K témuž závěru dospěli též H. Levison aj., kteří vysvětlují dnešní poměr oběžných dob Saturnu a Jupiteru 2,5 : 1 jako důsledek rychlé rané migrace obou planet. Jak uvedl T. Sherill, prvního Trojana u Jupiteru objevil M. Wolf již r. 1906. Do r. 1966 přibylo dalších 13 Trojanů, ale od té doby nabralo objevování planetek v Lagrangeových bodech soustavy Slunce–Jupiter řádně na tempu: koncem r. 2004 bylo známo už 1 654 Trojanů! Naproti tomu Země dosud nemá jediného Trojana a také u Neptunu byl v té době znám pouze jediný Trojan 2001 QR322 o průměru 200 km. Přesto se E. Chiang a Y. Lithwick domnívají, že Neptun by mohl mít o řád více Trojanů než Jupiter, protože stabilita tamějších drah je velmi vysoká. Také u Marsu by dle výpočtů dynamické stability měly být podle H. Scholla aj. větší Trojané dlouhodobě stabilní, na rozdíl od potenciálních Trojanů Saturnu a Uranu.

Událostí roku 2005 v planetkové astronomii se zcela jednoznačně stal objev planetky 2004 MN4 D. Tholenem aj. 19. června předešlého roku. Dodatečně se totiž ukázalo, že objekt byl zaznamenán také dalekohledem Spacewatch již 15. března 2004. Z těchto pozorování vyplynulo, že se tato planetka může srazit se Zemí v pátek 13. dubna 2029. Nová pozorování z konce roku 2004 pravděpodobnost střetu spíše zvyšovala až téměř na 3 % (poprvé byl dosažen stupeň 4 na desetidílné Turínské stupnici rizika impaktu!). Kdyby skutečně došlo k jejímu dopadu na Zemi, uvolnila by se při nárazu kinetická energie kolem 850 Mt TNT, čili asi 60krát větší než při výbuchu Tunguského meteoritu!

Mimochodem, koncem r. 2004 byla upravena Turínská stupnice na barevné zóny: bílá (rizikový stupeň 0); zelená (stupeň 1: budoucí pozorování obvykle vedou k přeřazení objektu do stupně 0); žlutá (stupně 2 ÷ 4: objekt vyžaduje dohled astronomů, protože riziko srážky přesahuje 1 %); oranžová (stupně 5 ÷ 7: riziko srážky vyžaduje pečlivé sledování a zpřesnění dráhy; veřejnost i vlády mají být upozorněny) a červená (stupně 8 ÷ 10: střet je prakticky jistý a povede k lokální až globální katastrofě – varování veřejnosti i vlád je povinné).

Naštěstí se planetka o průměru něco přes 300 m přiblížila koncem ledna 2005 k Zemi natolik, že ji mohl sledovat radar v Arecibu. Tak se parametry dráhy zlepšily natolik, že od té chvíle víme, že planetka, definitivně označená jako (99942) apophis, prosviští 13. 4. 2029 kolem Země a ve 21:45 h UT se ocitne v minimální vzdálenosti (37 400 ±800) km od středu Země. Silné slapy Země ji podle D. Scheerese aj. naštěstí neroztrhají; pouze pozmění periodu její rotace ze současných 30,6 h. Podle těchto výpočtů budou moci pozorovat apophis očima obyvatelé Evropy, afriky i asie mezi souhvězdími Sextantu a Raka jako svítící zdroj o nepatrném úhlovém průměru maximálně 2″, jasnosti až 3,3 mag a úhlové rychlosti pohybu až 42°/h; zhruba v této vzdálenosti obíhají Zemi geostacionární družice.

V srpnu pozoroval radar v Goldstone křížič 2005 OE3 o průměru 150 m, který rotuje velmi pomalu s periodou větší než 100 h. Z těchto přesných pozorování bylo možné spočítat všechna jeho přiblížení k Zemi od r. 1462 do r. 2440; do konce intervalu se se Zemí nesrazí. Na přelomu října a listopadu 2005 odhalil radar v Arecibu, že prototyp křížičů (1862) apollo má ve vzdálenosti ≈ 3 km malého průvodce o průměru asi 75 m.

V polovině září 2005 zaparkovala na oběžné dráze ve výšce 20 km u planetky (25143) Itokawa japonská sonda Hajabusa (Sokol). Hlavním úkolem mělo být vyslat na povrch planetky modul Minerva s kamerami a teploměry a získat vstřelením tantalových kuliček rychlostí 330 m/s do regolitu planetky vyvržený materiál, který měl být posléze přepraven na Zemi. Jednotlivé fáze pokusu však narazily na četné technické problémy a výsledek experimentu je zatím zcela nejistý. Podle T. Müllera aj. rotuje planetka o rozměrech 520 × 270 × 230 m v periodě 12 h. Její hmotnost dosahuje 45 Mt a patří k chondritickým planetkám typu Q nebo S. S. Ostro aj. dokázali v Goldstone i v Arecibu získat radarové odrazy od planetky při jejích přiblíženích v r. 2001 a 2004 a odtud odvodili poněkud větší rozměry 594 × 320 × 288 m.

J. Richardson aj. zkoumali následky dopadů planetek na známý obří křížič (433) Eros, na jehož povrchu panuje nepatrná gravitace pouhého promile gravitace na Zemi. Ukázali, že již balvan o průměru 2 m způsobí na Erosu globální planetkotřesení a následkem toho degradují předešlé impaktní krátery do 100 m průměru. Planetka o průměru 1 km už roztřese i povrchový regolit do hloubky několika desítek metrů, přičemž dochází k jeho grafitizaci. Podle P. Thomase a M. Robinsona impaktní kráter o průměru 7,5 km vymaže seizmickou energií, uvolněnou při svém vzniku, ostatní impaktní krátery do průměru 0,5 km na 40 % povrchu Erosu.

A. Kovačevic aj. shrnuli údaje o dobře určených (s přesností na 5 %) hmotnostech planetek hlavního pásu, které v jednotkách 10 ¹⁰ M_☉ činí po řadě: Ceres – 4,8; Vesta – 1,2 a Pallas – 1,1. Nejhmotnější planetka Ceres tedy dosahuje jen 1,3 % hmotnosti našeho Měsíce. P. Thomas aj. využili kamery ACS HST k zobrazení planetky Ceres, která je nepatrně zploštělá (487 × 455 km) a rotuje v periodě 9,075 h. Z toho plyne, že se nachází v hydrostatické rovnováze a při uvedené hmotnosti má střední hustotu 2,1násobek hustoty vody, takže je zřejmě diferencovaná na kamenné jádro a ledový plášť. Nejhustší (3,4násobek hustoty vody) planetka Vesta je dokonce diferencovaná na kovové jádro, olivínový plášť a tvrdou kůru, tvořenou regolitem, lávovými výlevy a plutonickými horninami.

F. Marchis aj. objevili v srpnu 2005, že planetka (87) Sylvia má dva průvodce, nazvané Romulus a Remus. Jejich průměry činí 18 a 7 km a rotační periody 3,7 a 1,4 dne. Oba průvodci obíhají kolem Sylvie po lehce výstředných drahách ve vzdálenostech 710 a 1 360 km v periodách 3,6 a 4,0 dnů. Vlastní planetka o rozměrech 380 × 260 × 230 km má nízkou střední hustotu 1,2násobek hustoty vody. Při úhrnné hmotnosti 1,5.10¹⁹ kg tak zřejmě představuje porézní hromadu sutě. Tentýž tým objevil pomocí adaptivní optiky na dalekohledech VLT a Keck, že planetka (121) Hermione o hmotnosti 5.10¹⁸ kg má průvodce, jenž obíhá kolem mateřského tělesa po kruhové dráze ve vzdálenosti 770 km v oběžné době 2,6 dne.

Díky spolupráci českých, slovenských, amerických a kanadských astronomů se podařilo v dubnu 2005 odhalit podvojnost planetky (5905) Johnson. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě necelých 22 h a primární kulová složka rotuje v periodě 2,8 h. V říjnu 2005 pak tatáž skupina nalezla dvě různé fotometrické periody 8,5 a 5,8 h (s rozdílnými amplitudami) pro planetku (3982) Kastel. Není však jasné, zda za to může podvojnost planetky, anebo již citované převalování planetky na dráze kolem Slunce. Do třetice v polovině listopadu 2005 se jim podařilo odhalit podvojnost planetky (2006) Polonskaya pomocí mělkých zákrytů v oběžné periodě 19 h. Poměr velikostí složek přesahuje 0,22 a jednotlivé složky dvojplanetky rotují v periodách 3,1 a 6,7 h.

S. Tegler aj. změřili pomocí světelného teleskopu VATT rozměry a další parametry Kentaura (5145) Pholus. Jde o oválné těleso s hlavními rozměry 310 × 160 × 150 km a albedu 4 %. Odtud vyplývá průměrná hustota jen 50 % hustoty vody, čili jde o porézní hromadu sutě. Těleso rotuje v periodě 10 h, takže jeho zploštění odpovídá rychlosti rotace. Povrch během otáčení tělesa nevykazuje žádné barevné změny. V. Jemeljaněnko aj. studovali rozložení perihelů drah Kentaurů (5 ÷ 28 aU) a odtud odvodili, že velké poloosy jejich drah by měly mít hodnoty nižší než 60 aU. To je však v rozporu se skutečností, že mezi pozorovanými Kentaury je desetkrát více objektů s poloosami vyššími než 60 aU, než kolik je Kentaurů pod touto hranicí. Odtud autoři usuzují, že existuje přídavný zdroj Kentaurů přímo v Oortově oblaku komet a pozorovaní Kentauři jsou směsí obou populací.

V červenci 2005 se poprvé podařilo určit základní dráhové parametry tří jasných transneptunských objektů, 2003 EL61 a UB313 a 2005 FY9, a to na základě sledování kamerou QUEST na Mt. Palomaru. Největším z těchto objektů je zřejmě planetka 2003 UB313, pozorovaná v rekordní vzdálenosti 97 aU od Slunce M. Brownem aj. (v této vzdálenosti se pohybuje v současné době sonda Voyager 1), tedy v blízkosti odsluní! Přesto její jasnost dosahuje 19 mag, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost H = 1,1 (pro srovnání Pluto má H = 1,0), takže za předpokladu stejného albeda by mělo jít o těleso větší než Pluto s teplotou asi 30 K na straně přivrácené ke Slunci. Díky této mimořádné jasnosti je v září 2005 zaznamenal M. Lehký na hvězdárně v Hradci Králové 0,4m reflektorem ve spojení s kamerou ST7 při třech 90s expozicích, což je výkon před érou polovodičových matic CCD naprosto neslýchaný. Objekt UB313 projde přísluním ve vzdálenosti 38 aU od Slunce až v lednu 2257, tj. jeho oběžná doba činí plných 557 let při výstřednosti 0,44. Nápadný je také jeho sklon k ekliptice, dosahující 44°. V říjnu 2005 ohlásili M. Brown aj. objev průvodce UB313 24 mag v úhlové vzdálenosti 0,5″ od hlavního tělesa. Odtud lze odhadnout průměry obou těles na 2 700 a 270 km. Objev dává dobrou naději, že se podaří určit hmotnost celé soustavy během několika málo roků.

Také objekt 2003 EL61 je nyní velmi daleko od Slunce, protože přísluním ve vzdálenosti 35 aU projde teprve v prosinci 2133 při oběžné době 285 let. Má rovněž značnou výstřednost 0,19 a sklon 28° a rychle rotuje v periodě 3,9 h. Jelikož je dle M. Browna aj. doprovázen družicí ve vzdálenosti 50 tis. km a s oběžnou dobou 49 d, lze odtud určit hmotnost soustavy na necelou třetinu hmotnosti soustavy Pluto-Charon. Tým M. Browna oznámil navíc počátkem prosince 2005 objev druhé družice planetky EL61, která obíhá ve vzdálenosti 39 tis. km v periodě 34 d. Její kruhová dráha je však skloněna ke dráze první družice pod úhlem 40°! (Kolem samotného objevu planetky 2003 EL61 se strhla v září 2005 mediální přestřelka mezi nezávislými objeviteli M. Brownem aj. a J. Ortizem aj., když první tým obvinil druhý, že mu z interní webové stránky přečetl nepublikovaná data. Jak patrno, vzdálená drobná tělesa Sluneční soustavy jsou toho času opravdu vysoko v kurzu, když to objevitelům stojí za takové invektivy.) Konečně planetka 2005 FY9 projde přísluním ve vzdálenosti 39 aU v září 2130 při oběžné době 309 let, výstřednosti dráhy 0,15 a sklonu 28°. Její průměr se odhaduje na 1 800 km.

Naproti tomu již dříve objevená planetka (20000) Varuna obíhá po lehce protáhlé (e = 0,05) dráze ve střední vzdálenosti 43 aU při sklonu 17° a oběžné době 283 let. Těleso je však výrazně zploštělé s poměrem hlavní a vedlejší osy 1,5 díky rychlé rotaci v periodě 6,3 h, neboť při střední hustotě rovné hustotě vody jde zajisté opět o hromadu sutě. Nejvzdálenějším objektem, předběžně přiřazeným do pásma TNO, je planetka (90377) Sedna (= 2003 VB12) s velkou poloosou dráhy 501 aU (!) a oběžnou periodou 10,5 tis. roků. Přísluním ve vzdálenosti 76 aU projde v r. 2075. V současné době je vzdálena 89 aU od Slunce. B. Scott Gaudi aj. odhadli její rotační periodu na 10 h. M. Barucci aj. využili souběžně dvou teleskopů VLT v optické a blízké infračervené oblasti k vícebarevné fotometrii Sedny, která má v pásmu V = 21,3 mag. Při albedu 15 % však jeho H = 1,8 a její průměr dosahuje 1 500 km, tj. je větší než Charon. Podle autorů však svými barvami docela připomíná Neptunovu družici Triton, neboť je pokryta ledem dusíku a methanu. C. Trujillo aj. odhadli, že nanejvýš 60 % povrchu Sedny pokrývá led methanu. Titíž autoři podobně zkoumali i planetku (90482) Orcus (= 2004 DW), kde méně než polovinu povrchu pokrývá vodní led.

Počet objevených těles v transneptunském (Edgeworthově-Kuiperově) pásu (dále jen TNO) přesáhl v r. 2005 tisícovku, ale úhrnná hmotnost těchto těles bude asi o řád nižší, než se zprvu očekávalo, protože z měření albeda jejich povrchu pomocí infračerveného Spitzerova teleskopu vyplývá, že jde v průměru o dosti světlá tělesa s odrazivostí 12 %. Planetka (55565) = 2002 aW197 má podle D. Cruikshanka aj. zatím nejvyšší změřené albedo 17 %, takže je téměř určitě pokryta vodním ledem. Obíhá kolem Slunce po dráze o velké poloose 47,5 aU, výstřednosti 0,13 a sklonu 24°. Odtud vyplývá její lineární průměr 700 km.

S. astakhov aj. zjistili, že asi 10 % TNO jsou páry s poměrem hmotností složek blízkým 1, ale s velmi výstřednými oběžnými drahami vůči těžišti soustavy. Těmito vlastnostmi se liší od křížičů i od planetek hlavního pásma. autoři ukázali, že původně gravitačně slabě vázané dvojice těles se na periferii planetární soustavy sbližují díky slunečním slapům. Následná těsná setkání s třetími tělesy o nevelké hmotnosti svazují původní pár čím dál tím těsněji, čímž lze vysvětlit jak četnost párů, tak i jejich protáhlé dráhy. Jak uvedli M. Brown aj., průměrná hmotnost objevených TNO se pohybuje kolem 4.10¹⁹ kg a jejich hlavní průvodci mají dráhy v rozmezí výstředností 0,3 ÷ 0,8 a s periodami 7 ÷ 900 dnů.

H. Kobajaši aj. odhadli na základě numerických simulací celkovou hmotnost těles TNO na 10 % hmotnosti Země, což je padesátkrát méně, než by se dalo čekat z odhadované hmotnosti sluneční pramlhoviny. Jelikož v tomto pásu se nacházejí minimálně dvě různé populace těles („horká“ složka s velkými sklony a „chladná“ složka s malými sklony drah k ekliptice), autoři soudí, že za tento deficit je odpovědné těsné setkání s cizí hvězdou v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Pokud podle simulací hvězda proletěla ve vzdálenosti 90 aU od Slunce ve sklonu 60° k ekliptice, vyvolala gravitačními poruchami migraci perihelů těles z Oortova oblaku směrem ke Slunci, přičemž se většina materiálu ze Sluneční soustavy poztrácela a zbytek vytvořil dnešní horkou složku pásu TNO.

W. altenhoff aj. využili faktu, že mezi TNO je tolik dvojic, k odhadu průměrné hustoty těles TNO na pouhých 20 % hustoty vody, což dosti dobře odpovídá hustotě jádra Halleyovy komety (29 %) Pokud by byl tento odhad správný, dosáhla by celková hmotnost planetek TNO jen 10²³ kg, tj. necelá 2 % hmotnosti Země.

1. 2. 2. Komety

Počátek r. 2005 byl ve znamení komety C/2004 Q2 Machholz, která byla od konce r. 2004 již viditelná očima a kolem Tří králů 2005 navíc procházela v blízkosti Plejád, takže se stala vděčným objektem pro půvabné snímky. V té době vykazovala vějířový prachový chvost a ze změn směru výtrysků se zdařilo určit rotaci jádra v periodě 0,4 d. Největší jasnosti 3,4 mag dosáhla 9. ledna. Očima byla pozorovatelná až do poloviny března. Dne 19. května 2005 byla objevena kometa 19 mag C/2005 K2 LINEAR, z níž se dle Z. Sekaniny již koncem dubna oddělil rychlostí menší než 1 m/s průvodce, který však brzy zanikl. Jádro komety se znovu zjasnilo 9. června na 9 mag a vzápětí se rozpadlo na dvě složky. Kometa prošla přísluním koncem června 2005 ve vzdálenosti 0,7 aU od Slunce při lehce retrográdním sklonu dráhy 94°.

Největší událostí roku v kometární astronomii se ovšem stal experiment Deep Impact (Drtivý dopad), při němž na protáhlé (14 × 4 × 4 km) jádro periodické komety 9P/Tempel 1 narazil 4. července 2005 rychlostí 10 km/s pod úhlem 25° k povrchu měděný projektil jako nestvůrné „geologické kladivo“ o hmotnosti 370 kg s kinetickou energií 20 GJ. Vyvolalo tak rychlé zjasnění vnitřní komy o více než 2 mag, které dosáhlo maxima asi 15 min. po srážce. Sonda Rosetta zaznamenala až sedminásobné zjasnění velmi jemného prachu kolem jádra v první půlhodině po impaktu, které přetrvávalo alespoň 8 h. Prachová obálka se rozpínala rychlostí až 250 m/s. Zjasnění komy o čtvrtinu během 2 h pozoroval také infračervený teleskop SST v pásmu 5 ÷ 35 μm a HST, jenž zaznamenal největší rozsah zjasnění až téměř 5 h po dopadu projektilu. Zpracování pozorovací kampaně probíhalo velmi rychle a již v říjnu 2005 byla publikována první série vědeckých prací věnovaných výsledkům tohoto odvážného a přitom zcela zdařilého pokusu. Podle M. a'Hearna aj. byly na povrchu jádra komety zaznamenány četné impaktní krátery i příznaky mladého i starého terénu, svědčící o geologické aktivitě v nitru, kde se zřejmě dosud nacházejí také organické látky. Podle M. Küpperse aj. se při nárazu uvolnilo 4 500 t vody, ale energie nárazu zdaleka nestačila na její vypaření.

M. Micheli nalezl shodu drah zaniklé komety D/1819 W1 Blanpain s planetkou 2003 WY25, která proletěla v polovině prosince 2003 ve vzdálenosti necelé 4 mil. km od Země. Navzdory velké blízkosti se však stále jevila jen jako svítící bod. Její dráhové parametry: a = 3,1 aU; e = 0,7; i = 9°; q = 1,0 aU; oběžná doba 5,4 r; se však velmi dobře shodují jednak s drahou komety Blanpain, jednak s parametry nečekaného meteorického roje Phoenicid, který byl v činnosti 5. prosince 1956 a dosáhl maxima 300 met/h.

P. Gronkowski přišel s novým vysvětlením pro výbuchy periodické komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1, která se pohybuje po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 6 aU od Slunce a přitom jeví jednou až dvakrát ročně nápadná zjasnění z klidové jasnosti 18 mag až o 8 mag! To odpovídá výbuchům s uvolněnou energií až 1 TJ, čili náhlé ztrátě až 1 Mt látky. autor soudí, že za tyto výbuchy může kombinace rotace velkého jádra komety a polohy dráhy komety na okraji zóny krystalizace vodního ledu ve Sluneční soustavě. Tepelná vodivost v krystalickém ledu je totiž o několik řádů vyšší než u amorfního ledu a fázový přechod mezi oběma stavy ledu vyvolává zmíněné výbuchy.

Koncem října 2005 se podařilo znovu nalézt periodickou kometu 73P/Schwassmann-Wachmann 3 jako objekt 19 mag, který se předběhl o 10 h proti předpovědi. Přísluním pak prošla 6. června 2006 s parametry oběžné dráhy: a = 3,1 aU; e = 0,7; i =11°; q = 0,9 aU a periodou 5,8 r. Jádro komety bylo již dříve rozštěpeno na 3 složky, z nichž se podařilo dohledat složku C, která pak v květnu 2006 prošla ve vzdálenosti jen 12 mil. km od Země.

J. Harmon a M. Nolan zpracovali radarová pozorování periodické komety 2P/Encke během jejího přiblížení k Zemi v listopadu 2003. Kometa tehdy proletěla v minimální vzdálenosti 40 mil. km od Země, takže se stala cílem radarového zkoumání na observatoři Arecibo již podruhé, jako zatím jediná kometa Sluneční soustavy – poprvé se to zdařilo v listopadu 1980, kdy však byla o 9 mil. km dále. Tak se potvrdilo, že její jádro je oválné s nejdelší osou dlouhou 9 km a že rotuje v periodě 11 h. Hustota povrchového regolitu kolísá v rozmezí 0,5 ÷ 1,0násobku hustoty vody. V téže době sledovala kometu též družice Chandra, která dle C. Lisseho aj. získala rentgenové čárové spektrum komety s emisemi jader C, O, N a Ne na sluneční straně komy, na niž naráží sluneční vítr rychlostí až 600 km/s. D. Jewitt upozornil na výskyt tzv. spících komet, jejichž prototypem je planetka (5335) Damocles, objevená v r. 1991. Jde vesměs o neaktivní členy rodiny Halleyovy komety a v současné době je známo již tucet členů rodiny. Spící komety mají poloměry 2 ÷ 70 km, ale s mediánem pouhých 8 km. Vyznačují se tmavým povrchem s albedem 4 %, což je dáno vysokým zastoupením uhlíkatých sloučenin v jejich regolitu.

T. Hoffman a B. Marsden připomněli historii komet, které svými drahami „olizují“ Slunce. První těleso, patřící do této pozoruhodné třídy komet, bylo pozorováno od února do dubna 1843 a je známo jako Velká březnová kometa 1843 (formálně označená jako C/1843 D1 nebo 1843 I). Proletěla přísluním 27. února ve vzdálenosti pouhých 830 tis. km od Slunce a byla v té době viditelná očima i ve dne v úhlové vzdálenosti jen 1° od slunečního kotouče! Velká poloosa její retrográdní dráhy dosahuje 64 aU a v odsluní se vzdaluje na 129 aU, takže její oběžná doba činí více než 500 roků. Jak se později ukázalo, patří do proslulé Kreutzovy rodiny komet, která podle Marsdena vznikla rozpadem obří komety o průměru jádra ≈ 100 km při jejím průletu přísluním v r. 372 BC. Rozpad této jasné komety na dvě části totiž zaznamenal soudobý řecký astronom Ephorus.

Do této rodiny patří též kometa C/1882 R1, známá jako Velká zářijová kometa 1882, a další jasná kometa Ikeya-Seki C/1965 S1, rovněž viditelná očima ve dne. Naprostý převrat ve zkoumání Kreutzovy rodiny komet však přinesla až sluneční družice SOHO, která 5. srpna 2005 nalezla již tisící kometu lízající Slunce. Valná část z první tisícovky patří do Kreutzovy rodiny, která se dále štěpí na nové podsložky, jak ukázal Z. Sekanina. Mimochodem, při hledání těchto komet sehráli nenahraditelnou úlohu astronomové amatéři, kteří pečlivě prohlížejí snímky z koronografu LASCO na webových stránkách družice SOHO a v pohodlí na obrazovkách svých počítačů objevují často velmi nepatrné komety, které jsou spíše shluky drobných částic slabě držících pohromadě a ničených Sluncem v přísluní. D. Hutsemékers aj. zkoumali zastoupení izotopů ¹²C/¹³C a ¹⁴N/¹⁵N jak v kometách Jupiterovy rodiny, tak v těch, jež pocházejí z Oortova oblaku komet. Zjistili, že tyto poměry jsou v obou skupinách tytéž, což je jistým překvapením, protože komety Jupiterovy rodiny mají svůj původ v dalekém Edgeworthově-Kuiperově pásu, zatímco komety Oortova oblaku vznikaly paradoxně mnohem blíže, ve vzdálenostech 5 ÷ 30 aU od Slunce. P. Francis studoval rozložení perihelů dlouhoperiodických komet v souvislosti s jejich absolutní hvězdnou velikostí. Především ukázal, že tok komet vnitřní částí Sluneční soustavy je menší, než se dosud uvádělo, protože počet komet se slabšími absolutními magnitudami dostatečně neroste. Rovněž tak neroste počet komet s delšími perihely. To tedy znamená, že Oortův oblak komet obsahuje jen asi 500 mld. komet do H = 17 mag a jen 200 mld. komet do H = 11 mag. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje nanejvýš 40 M_Z, ale spíše až o řád méně. To tedy znamená, že i ty nejmenší komety z Oortova oblaku se trefí do Země nanejvýše jednou za 40 mil. roků a že prostorová hustota interstelárních komet je z;anedbatelná. Největší kometární jádra mají hmotnosti řádu 1 Tt, ale průměrné hmotnosti se pohybují kolem 50 Gt. Lze však očekávat, že tyto statistiky budou brzy překonány díky chystaným zevrubným přehlídkám oblohy, které proběhnou během nejbližších deseti let.

M. Jura se zabýval otázkou, zda lze budoucími astronomickými družicemi typu TPF nebo Darwin zaznamenat extrasolární komety u cizích hvězd. Jelikož např. Westova kometa rozptylovala více slunečního světla než naše Země a prachový chvost komety Hale-Bopp byl zhruba stejně svítivý jako Země, není to tak fantastické, jak by se na první pohled zdálo. V naší Sluneční soustavě se totiž po 1 % doby vyskytují komety stejně svítivé jako kometa Hale-Bopp a vzácněji i komety stokrát svítivější než Země. Podobné komety u cizích hvězd by teď mohly být zobrazeny pomocí TPF. Mimochodem, kometa C/1995 01 Hale-Bopp je stále ještě v dosahu pozorování ze Země: 8. ledna 2005 ji zobrazil 6,5m Clayův teleskop v Chile jako objekt 20 mag, jenž má dosud chvost o úhlové délce 10″. O měsíc později se kometa zjasnila na 18,5 mag, ač v té době byla již plných 21 aU od Slunce!

1. 2.3. Meteorické roje a bolidy

Z. Ceplecha a D. Revelle uveřejnili stěžejní práci popisující hypersonický průlet meteoroidů zemskou atmosférou. Ukázali, jak se původní tělísko rozpadá na větší úlomky a shluky malých úlomků, jak meteoroid ztrácí při průletu hmotu a jak září. Výsledky řešení diferenciální rovnice pro jedno těleso kalibrovali pomocí dat pro bolidy Lost City, Innisfree a Benešov. Jde o jedinečné a komplexní řešení, protože příslušné pásmo hypersonických rychlostí nelze testovat žádnými pozemskými experimenty. J. Borovička aj. analyzovali soubor 97 spekter meteorů s pozorovanými jasnostmi od +3 do 1 mag, tj. pro meteoroidy s průměrem 1 ÷ 10 mm. Ze vzhledu spekter lze rozlišit tři typy populací: I. železo-niklové meteoroidy s planetkovými (Apollo) drahami; II. dráhy s perihely pod 0,2 aU od Slunce; III. dráhy podobné dráze komety Halley. Speciálním případem jsou Geminidy, u nichž se projevuje kolísání v zastoupení sodíku. H. Hsieh a D. Jewitt hledali marně jakýkoliv náznak kometární aktivity u planetky (3200) Phaeton, jejíž dráha souhlasí s drahou Geminid, jak ukázal již v r. 1983 F. Whipple.

P. Wiegert aj. připomněli aktivitu meteorického roje τ Herkulid dne 9. června 1930, kdy jeho ZHR (zenitová frekvence meteorů) dosáhla 60. Těsně předtím byla objevena mateřská kometa tohoto nepravidelného roje 73P/Schwassmann-Wachmann 3, která se tehdy přiblížila k Zemi na 9 mil. km a byla na hranici viditelnosti očima. Kometa patří do Jupiterovy rodiny komet s oběžnou dobou 5,5 r. Znovu však byla nalezena až při návratu ke Slunci v r. 1979 a do třetice v r. 1990. Při dalším návratu v září 1995 se začala rozpadat. Herkulidy by se dle výpočtů mohly opět objevit v r. 2022 a 2049. J. Vaubaillon aj. prozkoumali okolnosti mimořádné aktivity nepravidelného meteorického roje Bootid dne 23. června 2004, který po dobu 7 h jevil ZHR až 30. Předtím se projevil v letech 1916, 1927 a 1998, kdy dosáhl ZHR až 100! Mateřskou kometou roje je periodická kometa P7/Pons-Winnecke s poloměrem jádra 2,6 km, která projde přísluním ve vzdálenosti 1,25 aU dne 27. září 2008. P. Wiegert a P. Brown uvedli, že známé lednové Kvadrantidy byly poprvé pozorovány teprve v r. 1835. Vyznačují se ostrým maximem a krátkým trváním pouhých 12 h. Z mateřského tělesa 2003 EH1 byly vyvrženy někdy kolem r. 1800. Postupně se však ukázalo, že jsou součástí velkého proudu meteoroidů, jehož zdrojem je nejméně pět různých komet a nejméně 10 planetek křižujících zemskou dráhu. Minimální stáří proudu činí 3 500 roků. Jeho střední dráhové elementy jsou: a = 3,34; e = 0,67; q = 0,98; i = 71°; v = 41 km/s.

Jak shrnul J. Rao, je dubnový meteorický roj Lyrid s mateřskou kometou C/1861 G1 Thatcher vůbec nejstarším doloženým meteorickým rojem, byť obvykle nevyniká zvláštní aktivitou, když maximální ZHR dosahují stěží 20. Podle čínských kronik se totiž tento nenápadný roj projevil jako meteorický déšť už v letech 687 a 15 př. n. l. Další déšť Lyrid zaznamenaly korejské kroniky v r. 1136 n. l. Lyridy též překvapily obyvatele Richmondu, Va., v USA v r. 1803 dvouhodinovým „ohňostrojem“ a znovu byly aktivní v letech 1922 a 1982 – tehdy činily ZHR až 90. Mateřská kometa roje vyniká mimořádně dlouhou oběžnou dobou 415 roků a velkým sklonem dráhy k ekliptice 79°. Zvýšená aktivita Lyrid však vůbec nesouvisí s průchodem komety přísluním jako u jiných „dešťových“ rojů. P. Jenniskens ukázal již před několika lety, že jde o důsledek kolísání polohy barycentra Sluneční soustavy, za něž jsou odpovědné téměř výhradně čtyři obří planety Sluneční soustavy, především Jupiter a Saturn. Tím se totiž během doby poněkud posouvá i poloha Země vůči centrální linii roje Lyrid a to pak vede ke zmíněným dešťům nezávisle na poloze komety Thatcher na její protáhlé dráze, když v přísluní se dostává do vzdálenosti jen 0,9 aU od Slunce, kdežto v odsluní na více než 110 aU.

P. Jenniskens a E. Lyytinen uvedli, že zdrojem meteorických dešťů Andromedid v letech 1872 a 1885 (ZHR až 10 000) byla kometa 3D/Biela, objevená v r. 1826 v Josefově a dále pozorovaná v r. 1832. Při dalších pozorovaných návratech v letech 1846 a 1852 se postupně rozpadala a zanikla. Podobně dopadla už zmiňovaná kometa D/1819 Blanpain, po níž zbyl úlomek v podobě 400m planetky 2003 WY25 a nepravidelný meteorický roj Phoenicid. (J. Watanabe aj. předpověděli, že Phoenicidy se opět dostaví v prosinci 2014.) Třetím takovým případem je dodnes velmi bohatý a krátkotrvající roj Kvadrantid s mateřskou kometou C/1490 Y1 a pozůstalou planetkou 2003 EH1. Také silný červnový denní meteorický roj Arietid má dokonce celou mateřskou rodinu komet lízajících Slunce s oběžnými periodami 5,5 roku, jak ukázal B. Marsden. Když k tomu přidáme neméně bohaté Geminidy s mateřskou planetkou (3200) Phaeton, poprvé pozorované teprve v r. 1862, vyplývá odtud zřejmý závěr, že vydatné, avšak silně nehomogenní, krátkoperiodické meteorické roje jsou důsledkem relativně nedávných rozpadů komet.

J. Vaubaillon aj. vyvinuli nové metody pro určení pravděpodobných časů mimořádných maxim meteorických rojů i jejich ZHR díky shlukům částic uvolněných během epizod zjasnění z mateřské komety. Metody vyzkoušeli na některých historických kometách s dobrým výsledkem a tak se pokusili předpovědět příští meteorický déšť Leonid na listopad 2034. K. Merz aj sledovali radarem TIRA čelní ozvěny Leonid při deštích v r. 1999 a 2001. Ukázali, že mezi teleskopickými meteory se zvýšení četnosti Leonid v poměru ke sporadickým meteorům projevilo jen nepatrně, čili že drobnější částice v roji prostě chybějí. To je příznivá zpráva pro okolozemní kosmonautiku, protože se tím zmenšuje nebezpečí srážky umělých objektů s meteoroidy tohoto roje.

D. Galligan a W. Baggaley uveřejnili výsledky zpracování drah 500 tis. radarových meteorů, získaných radarem aMOR na Novém Zélandě mezi květnem 1995 a říjnem 1999. Vysoká citlivost zařízení na meteorické mikročástice s rozměry nad 40 μm umožnila u sporadických meteorů odlišit tři složky pozadí: helion, antihelion a apex. Odečtením těchto vlivů pak mohli autoři zkoumat skutečné rozložení meteorů v okolí Země. J. Jones aj. podali první zprávu o výsledcích kanadského radarového systému pro pozorování meteorů CMOR, který pracuje od r. 2001 na třech stanicích v okolí města Tavistock v Ontariu na souměrné severní zeměpisné šířce k novozélandskému radaru AMOR. Kanadské radary vysílají signály na frekvenci 30 MHz. V nepřetržitém provozu získávají asi 1 500 drah radarových meteorů denně s přesností určení jejich směru na 6° a lineární rychlosti na 10 %.

K. Hill aj. dokázali kombinací radarových pozorování meteorů s videozáznamy a s pozorovanými impakty mikrometeoroidů na pláště umělých družic Země, že k nám přilétají také interstelární meteoroidy, vyznačující se podstatně vyššími rychlostmi střetu, než je hraničních 72 km/s pro objekty ze Sluneční soustavy. Tyto objekty dosahují rychlostí až 500 km/s a podle modelových výpočtů mají hmotnosti v rozmezí od 1 μg do 0,1 pg. Meteoroidy o hmotnosti 1 ng a rychlosti 300 km/s dosahují maximální jasnosti +8,5 mag již ve výšce 190 km nad zemí.

1. 3. Planetární soustava kdysi a dnes

B. McBreen aj. se domnívají, že příčinou vzniku chondrulí – zaoblených zrnek, která nalézáme v meteoritech, mohly být gigantické blesky ve sluneční pramlhovině, vyvolané blízkými zábleskovými zdroji záření gama (GRB). Energie těchto blesků totiž mohla být až bilionkrát vyšší, než jsou současné blesky v zemském ovzduší. Elektrická bouře, vyvolaná blízkými GRB či magnetary, mohla trvat i týden a způsobila při tomto relativně krátkém trvání, že chondrule napříč celou Sluneční soustavou mají týž rozměr řádu 1 mm.

Na povrchu mnoha malých těles Sluneční soustavy (přirozených družic obřích planet, Kentaurech a TNO), vyznačujících se nápadně červeným odstínem, se podle již dřívější domněnky C. Sagana nalézá tholin, což je směs methanu a dusíku v červeném dehtu. Tholin lze považovat za mimořádně vhodný prebiotický materiál a jeho hojnost je dobrým příslibem pro budoucí hledání stop života ve Sluneční soustavě i mimo ni. M. Drake se zabýval otázkou, kde se vzala voda na terestrických planetách, najmě pak na Zemi. Tvrdí, že bombardování Země kometami a planetkami na to nemohlo stačit a že vnitřní planety získaly vodu zcela jinou cestou. V rané fázi svého vývoje se totiž zárodečná prachová zrnka nacházela v řídkém plynném oblaku, jehož hlavní složky byly H₂, He, H₂O a CO₂. Prachová zrnka v oblaku absorbovala molekulární vodík a vodu na svém povrchu a když se posléze sbalila do planet, stačilo to bohatě i na nejvodnatější pozemský oceán. Podobně jsou vodnaté dokonce i planetky ve vnější části hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Merkur a Měsíc však o „svou“ vodu přišly při impaktech velkých planetek, které stačily tuto vodu odpařit. Venuše ztratila vodu fotodisociací molekul na hranici své atmosféry vinou silného ultrafialového záření Slunce.

R. Greenwood aj. ukázali, že rychlá akrece na menší tělesa Sluneční soustavy v rané fázi jejího vývoje způsobovala částečné i úplné roztavení těchto těles energií četných nárazů. Zejména se tavila ta tělesa, která jsou diferencovaná na jádro a plášť, což se týká i terestrických planet, které byly nataveny během 15 ÷ 33 mil. let po svém vzniku. G. Wurm aj. uskutečnili pozoruhodný pokus, při němž vrhali milimetrová prachová zrnka SiO₂ proti pevnému centimetrovému terči. Při rychlostech nárazu pod 13 m/s se zrnka buď odrazila, anebo částečně rozdrtila. Při vyšších rychlostech se však až polovina hmotnosti zrnka přilepila k terči, což je přesvědčivý důkaz, že planetesimály mohou při vzájemných srážkách růst.

I. Song aj. si všimli okolnosti, že kolem některých hvězd hlavní posloupnosti se kromě studeného prachu v podobě „Kuiperových pásů“ vyskytuje také teplý prach o teplotách nad 120 K. Poprvé byla jeho existence prokázána ve středním infračerveném pásmu při měřeních družice IRAS, ale nyní se zjistilo díky infračerveným pozorování Keckova teleskopu, že se vyskytuje i v okolí hvězdy slunečního typu BD+20 30, vzdálené od nás 90 pc. Oblak prachu o teplotě 650 K obklopuje hvězdu ve vzdálenosti 0,25 aU. autoři se domnívají, že teplý prach vzniká při častých srážkách planetesimál, což se mohlo dít i na počátku vývoje naší planetární soustavy – dnešním pozůstatkem je pak známé zodiakální světlo.

Kosmická sonda Voyager 1 překonala definitivně po 27 letech letu v květnu 2005 rozhraní terminální rázové vlny ve vzdálenosti 94 aU od Slunce, takže předešlé zprávy o překročení této hranice již v r. 2002 byly mylné. Projevilo se to skokovou změnou rychlosti slunečního větru z nadzvukové na podzvukovou a také skokem v indukci meziplanetárního magnetického pole. Sonda se nyní pohybuje v heliomagnetické pochvě a během příští dekády zřejmě dospěje k heliopauze, kde je sluneční vítr zabrzděn interakcí s mezihvězdným plazmatem.

E. Pitěvová uveřejnila velmi přesné efemeridy poloh planet a Měsíce a hodnoty příslušných astronomických konstant na základě 317 tis. měření jejich poloh opticky i radarem v letech 1913–2003. Do výpočtů zahrnula korekce obecné teorie relativity i gravitační poruchy 300 nejhmotnějších planetek. Počítala přitom se zploštěním Slunce 2.10 ⁷ a s velikostí astronomické jednotky (AU) 149 597 870,696 0 km. Celkový počet přirozených družic (měsíců) obřích planet dosáhl v r. 2005 úctyhodných 152 položek (Jupiter 63, Saturn 50, Uran 26 a Neptun 13).

V. Bhalerao a M. Vahia odhadli úhrnnou hmotnost Oortova oblaku komet na 0,12 ÷ 0,95 M_J. Současně vyloučili existenci hvězdného souputníka Slunce, který má způsobovat údajné globální vymírání života na Zemi v periodě 27 mil. roků, obvykle označovaného jako Nemesis. Jako horní mez hmotnosti případného dosud neobjeveného tělesa v Oortově oblaku uvedli 44 M_J, což odpovídá nanejvýš hnědému trpaslíku. Podobně N. Zakamská a S. Tremaine odvodili horní mez urychlení barycentra Sluneční soustavy vůči soustavě milisekundových pulzarů a pulzujících bílých trpaslíků. Odtud vychází, že do vzdálenosti 200 aU od Slunce se nenachází žádné neodhalené těleso s hmotností větší než 1 M_J a do 400 aU větší než 4 M_J.

Koncem září 2005 ztroskotal první pokus Mezinárodní astronomické unie (IAU) o oficiální definici planety Sluneční soustavy. Příslušná pracovní komise, ustavená IAU, oznámila ústy svého předsedy I. Williamse, že se nedohodla na všeobecně přijatelné definici. Jak známo, už delší dobu panují mezi mnoha odborníky pochybnosti, zda je správné řadit Pluto mezi planety. Celou situaci ještě více zkomplikoval objev TNO 2003 UB313, o němž se v r. 2005 podařilo ukázat, že je o něco větší než Pluto, neboť je tím pravděpodobnější, že během času bude v pásmu TNO objeveno mnohem více srovnatelně velkých objektů.

1. 4. Slunce

Teprve v r. 2005 se objasnil rozpor mezi helioseizmologickým určením hloubky konvektivní zóny ve Slunci a výpočtem na základě dosavadních hodnot zastoupení prvků C, N, O ve slunečním nitru. Jak uvedli J. Drake a P. Testa, díky družici Chandra se podařilo změřit relativní zastoupení neonu vůči kyslíku z rentgenových spekter 21 hvězd, vzdálených méně než 100 pc od nás. Odtud vyplynulo, že ve Slunci bylo chybně určeno množství neonu a to pak nepříznivě ovlivnilo i zastoupení skupiny CNO ve slunečním nitru, které bylo o celou třetinu přeceněno. Jakmile se pro výpočet hloubky sluneční konvektivní zóny použije „hvězdných“ poměrů zmíněných prvků, dostaneme tutéž hodnotu jako z helioseizmologie.

Navzdory úžasnému pokroku v rozlišovací schopnosti při pozorování Slunce umělými družicemi Země i pozemními dalekohledy s adaptivní optikou není stále zodpovězena otázka, odkud se bere přinejmenším dvěstěkrát vyšší teplota sluneční koróny oproti fotosféře. Jak uvedl R. Walsh, z kombinace pozorování družicemi SOHO a TRACE sice vyplývá, že klíčovou úlohu při ohřevu mají sluneční magnetická pole; rozličné navržené modely přenosu energie do koróny však stále spíše selhávají anebo nemohou být dostatečně účinné. D. Tsiklauri se domnívá, že Slunce funguje jako magnetohydrodynamický generátor energie, a vypočítává pět základních možných mechanismů: 1) Silný stejnosměrný elektrický proud a magnetická rekonexe v koróně; 2) Ohřev koróny střídavým elektrickým proudem; 3) Ohřev zvukovými vlnami z chromosféry; 4) Magnetická rekonexe v chromosféře; 5) Výběrová filtrace vysokých rychlostí.

A. Fossumová a M. Carlsson sice díky družici TRACE našli očekávané vysokofrekvenční zvukové vlny o frekvencích 10 ÷ 50 mHz, ale ty přenášejí zcela nedostatečné množství očekávané energie ze spodní chromosféry. Zdá se, že střední a horní chromosféru ohřívají magnetická pole, ale i tam jsou problémy, jak ukázali H. Isobe aj. při sledování ohřevu a urychlování ve filamentech a jejich okolí. Obrazně řečeno je potřebí vysvětlit, jak může být těžká hustá kapalina urychlována a silně ohřívána lehkou řídkou tekutinou.

Docela překvapivě se při zobrazování sluneční koróny během úplných zatmění Slunce prosazuje outsider – brněnský matematik M. Druckmüller, který se už řadu let soustavně věnuje systematickému digitálnímu snímání změn v koróně během všech dostupných úplných zatmění. Snímky pak skládá a zpracovává moderními matematickými metodami zpracování obrazů a jejich kvalita dává nové možnosti studia koróny a její časové proměnnosti, jak o tom v srpnovém úvodníku z r. 2005 napsal šéfredaktor časopisu Sky and Telescope R. Fienberg.

Koncem ledna 2005 vzplanula ve skupině slunečních skvrn NOAA 720 na severozápadním okraji Slunce jedna z největších slunečních erupcí v historii, srovnatelná jedině s úkazy z r. 1956 a 1989. Zemi totiž již po 15 minutách od rentgenového signálu z erupce zasáhly protony a neutrony o energiích řádu 1 GeV, které putovaly přímo z nitra erupce, nikoliv z rázové vlny v koróně. Erupce se přitom odehrála hluboko v sestupné fázi cyklu sluneční činnosti a představuje tak velké varování pro všechny pilotované kosmické lety za hranice radiačních pásů Země, protože v takových případech by astronautům hrozila nemoc z ozáření. I. Veselovskij aj. komplexně analyzovali pozorování Slunce v období výjimečné aktivity na přelomu října a listopadu 2003, kdy koronální výrony odnášely rekordní energie podobně jako propukající série slunečních erupcí. autoři odtud vyvozují, že zdroj anomální aktivity ležel dokonce pod fotosférou a příval energie pak jako velká voda bral po cestě ven všechno, co mu stálo v cestě.

V učebnicích se většinou traduje, že objevitelem slunečních skvrn byl Galileo Galilei v r. 1610 a že dokonce vznikl spor o prioritu tohoto objevu s dalšími pozorovateli z téže doby, tj. J. a D. Fabriciusovými a Ch. Scheinerem. Ve skutečnosti již r. 1607 pozoroval sluneční skvrnu v Praze J. Kepler škvírou mezi střešními taškami, která posloužila jako camera obscura; domníval se však chybně, že vidí přechod Merkuru přes Slunce. Jak však uvádí a. Van Helden, celá řada anonymních pozorovatelů v Evropě viděla sluneční skvrny očima už mnohem dříve (i několik dnů po sobě, jako např. v r. 807 n. l.), ale většinou je rovněž považovali za přechody Merkuru. Pouze Marco Polo během své expedice v Číně pozoroval vědomě sluneční skvrny během písečných bouří a svá pozorování publikoval v r. 1319. Nejstarší čínské záznamy o skvrnách na Slunci ovšem pocházejí již z r. 28 př. n. l.

C. de Jager uveřejnil významnou práci o vztahu sluneční činnosti a pozemského klimatu s ohledem na okolnost, že ve druhé polovině XX. stol. bylo Slunce nejaktivnější za posledních 1 150 roků. Především tvrdí, že občas nadhazovaný vztah mezi klimatem a polohou barycentra Sluneční soustavy vůči středu Slunce nemůže existovat, protože rychlost pohybu Slunce vůči barycentru je o tři řády menší než relativní rychlosti pohybů hmot uvnitř i na povrchu Slunce. Jinými slovy, pokud má Slunce vliv na klima, tak je příčinou změn Slunce samo. Jelikož celkový zářivý výkon Slunce je mimořádně stálý s výkyvy na úrovni zlomků promile, lze hledat kauzální souvislosti spíše s extrémně energetickými projevy sluneční činnosti, tj. koronálními výrony nebo změnami rychlosti a hustoty slunečního větru a změnami v toku slunečního kosmického záření. E. Pallé aj. sice tvrdí, že zvýšení toku kosmického záření zvyšuje celkovou oblačnost na Zemi, což by mělo zajisté i vliv na klima už proto, že v podstatě světlá oblaka zvyšují albedo Země. Jenže ve druhé polovině XX. stol. celkové albedo Země klesalo a začalo stoupat až po r. 2000, takže to vůbec nehraje dohromady. Zdá se, že dostatečně přesné údaje o sluneční činnosti, oblačnosti a albedu Země i intenzitě kosmického záření pocházejí zatím z příliš krátkého období, než abychom je mohli navázat na mnohem delší, dosti věrohodné údaje o kolísání zemského klimatu.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

R. Neuhäuser aj. pořídili pomocí dalekohledů VLT a Subaru první optický snímek exoplanety (sp. L4) u proměnné (typ T Tau) hvězdy GQ Lup (sp. M9; stáří 2 mil. let; vzdálenost 140 pc) v úhlové vzdálenosti 0,7″ od mateřské hvězdy. Exoplaneta o hmotnosti nad 1 M_J a poloměru 2 R_J vykazuje společný vlastní pohyb s mateřskou hvězdou. G. Chauvin aj. potvrdili přímé zobrazení exoplanety u hnědého trpaslíka 2M J1207-39 (Cen), jež se poprvé zdařilo pomocí VLT ESO v dubnu 2004. Využili k tomu snímků VLT z období od srpna 2004 do března 2005 i kamery NICMOS HST a zjistili, že hnědý trpaslík o hmotnosti 25 M_J má ve vzdálenosti 0,8″ (55 aU) průvodce s hmotností 5 M_J. Obě tělesa jsou členy hvězdné asociace TW Hya, staré jen 8 mil. roků a vzdálené od nás 70 pc, takže vykazují týž vlastní pohyb. Na počátku r. 2005 odhalil spektrograf NACO VLT v jejich atmosféře vodní páru. Tyto údaje však poopravil koncem r. 2005 E. Mamajek, když nově odvodil vzdálenost asociace od nás na pouhých 53 pc. Pak se sníží hmotnosti zmíněných substelárních objektů na 21, resp. 3,5 M_J a jejich stáří se zvedá na minimálně 10 mil. r.

Podle K. Stapelfeldta bylo na počátku r. 2005 známo již více než 150 exoplanet, které se dají nejsnáze odlišit od mateřských hvězd v infračerveném pásmu pomocí SST – exoplanety totiž v tomto pásmu září jen 400krát méně než mateřské hvězdy. Exoplanety objevené pomocí tranzitů (periodických poklesů jasnosti o ≈ 0,02 mag) se vesměs nacházejí velmi blízko mateřské hvězdy, takže jejich denní polokoule jsou ohřáté na více než 1 kK. Podle B. Gaudiho aj. zhruba každá tisící hvězda má jako průvodce „horkého jupitera“. J. Winn a M. Holman spočítali, že rotační periody horkých jupiterů se díky slapům synchronizují s jejich oběžnou dobou řádově během milionů let a dráhové výstřednosti klesnou na nulu během stovek milionů roků. S. Raymond aj. rozlišují horké jupitery (ve vzdálenosti pod 0,15 aU od mateřské hvězdy) od teplých jupiterů (vzdálenosti 0,15 ÷ 0,5 aU). Tvrdí však, že ani jedna třída jupiterů nebrání vzniku terestrických exoplanet v ekosféře mateřské hvězdy, tj. ve vzdálenostech kolem 1 aU od hvězdy. U horkých jupiterů se však může stát, že obvyklý pás planetek nebude vně, ale uvnitř dráhy terestrické exoplanety. Teprve vlažní jupiteři ve vzdálenosti nad 0,5 aU od hvězdy by zabránily vzniku či setrvání terestrické exoplanety v ekosféře hvězdy.

D. Deming aj. a D. Charbonneau aj. dokázali pomocí SST izolovat ve středním infračerveném pásmu záření atmosfér pomocí zákrytů dvou proslulých exoplanet TrES-1 (31. 10. 2004; 1,04 R_J; 1 130 K) a HD 209458b = Osiris (7. 12. 2004; 1,4 R_J; 1 060 K; albedo 31 %) o shodných hmotnostech 0,7 M_J. Další údaje o exoplanetě Osiris získali na základě studia spekter i světelných křivek N. Iro aj. a R. Wittenmeyer aj. Variace teploty v atmosféře exoplanety dosahují plných 600 K, takže na „noční“ straně exoplanety se tvoří molekuly Na₂S. Exoplaneta obíhá mateřskou hvězdu po kruhové dráze o poloměru 6,7 mil. km v periodě 3,525 d (s chybou jen 0,02 s!). Při hmotnosti 0,7 M_J má však poloměr o 20 % vyšší, než vyplývá z modelů, což se nedá vysvětlit ohřevem atmosféry mateřskou hvězdou. Hvězda sp. třídy G0 IV o hmotnosti 1,1 M_☉ a poloměru 1,2 R_☉ je stará něco přes 5 mld. roků. Předešlé údaje nezávisle potvrdili též N. Narita aj., kteří spočítali i průměrnou hustotu exoplanety na 40 % hustoty vody. V listopadu 2004 byla na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech uvedena dle D. Pollaca aj. do provozu soustava pěti kamer SuperWASP pro hledání exoplanet fotometrickou metodu záznamů tranzitů exoplanet přes mateřské hvězdy. Soustava zaznamenává 30 GB údajů každou jasnou noc. F. Bouchy aj. vybrali 18 z 54 případů pravděpodobných tranzitů exoplanet pozorovaných v galaktické výduti aparaturou pro hledání gravitačních mikročoček OGLE III během r. 2002 a pokusili se u nich ověřit, zda mateřské hvězdy jeví odpovídající periodické kolísání radiálních rychlostí. Existenci exoplanet tak potvrdili ve dvou případech; v dalších čtyřech šlo o tečné zákryty těsných dvojhvězd, popř. dokonce o trojhvězdy. Ostatní případy daly nejasné výsledky. Jak uvádí F. Pont aj., až do r. 2003 byla známa jen jediná exoplaneta s tranzity, tj. Osiris. Oběžné periody dalších tranzitujících exoplanet jsou vesměs krátké (1,2 ÷ 4,0 d); hmotnosti spíše nižší (0,5 ÷ 1,45 M_J) a poloměry průměrné (1,0 ÷ 1,4 M_J).

D. Fischerová aj. využívají obřích dalekohledů Keck, Magellan a Subaru k hledání obřích exoplanet v těsné blízkosti 14 tis. vysoce metalických hvězd ve vzdálenostech do 110 pc od Země. V této síti zatím uvízl první úlovek u hvězdy HD 88133 (sp. G5 IV). Exoplaneta o hmotnosti Saturnu obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě pouhých 3,4 d, takže je rozpálená do běla. M. Konacki aj. využili spektrografu HIRES u dalekohledu Keck I ke sledování exoplanety OGLE-TR-10 s oběžnou periodou 3,1 d. Určili tak její hmotnost na 0,6 M_J a poloměr 1,2 R_J. Exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy o hmotnosti 1,0 M_☉ ve vzdálenosti 6 mil. km a její střední hustota dosahuje jen 40 % hustoty vody za normálních podmínek. Na jaře 2005 bylo známo již 7 exoplanet objevených pomocí tranzitů; z toho 5 objevů „dodala“ aparatura OGLE pro hledání gravitačních mikročoček. D. Weldrake aj. hledali metodou tranzitů „horké jupitery“ s oběžnými periodami 1 ÷ 16 dnů v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Měřili změny jasnosti téměř 22 tis. hvězd hlavní posloupnosti, ale nenašli ani jediný případ, ačkoliv očekávali alespoň 7 identifikací. Zato tam však našli stovku klasických proměnných hvězd.

G. Marcy aj. našli pomocí přesného spektrografu u Keckova teleskopu za poslední 4 roky pět nových exoplanet u podobrů a hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F, G, K. Exoplanety se pohybují po drahách svýstřednostmi 0,0 ÷ 0,8 ve vzdálenostech 0,1 ÷ 3,8 aU od mateřské hvězdy. Exoplaneta u hvězdy HD 99492 má hmotnost jen 36 M_Z. G. Laughlin aj. a E. Rivera aj. sledovali týmž přístrojem v letech 2001–04 pozoruhodnou soustavu u trpasličí hvězdy GJ 876 (Aqr; sp. M4 V; vzdálenost 5 pc; 0,3 M_☉; 0,3 R_☉; 0,01 L_☉; rotační per. 97 d!). K již dříve (1998) objevené první exoplanetě o hmotnosti 2 M_J a oběžné době 61 d (a = 0,20 aU; e = 0,02) přibyla totiž v r. 2001 druhá o poloviční periodě (a = 0,13 aU; e = 0,22) a hmotnosti 0,6 M_J. Obě exoplanety tedy obíhají v rezonanci 2 : 1, což při rekordně nízké hmotnosti hvězdy skýtá možnost studovat dlouhodobou dynamickou stabilitu soustavy. Nejnověji zde G. Marcy aj. objevili kamennou exoplanetu o hmotnosti jen 7,5 M_Z, která se nachází těsně u mateřské hvězdy ve vzdálenosti 3 mil. km, kterou oběhne za necelé 2 dny! Teplota na jejím povrchu kolísá v rozmezí 160 ÷ 380 °C.

S. Bouchy aj. využili přesného spektrografu ELODIE na observatoři Haute Provence ve Francii k objevu exoplanety u trpasličí hvězdy HD 189733 (V = 7,7 mag; sp. K1.5; 5 050 K; 0,8 M_☉; 0,8 R_☉). Exoplaneta o hmotnosti 1,15 M_J a poloměru 1,3 R_J s průměrnou hustotou 75 % hustoty vody obíhá v periodě 2,2 d ve vzdálenosti 0,03 aU od hvězdy. Jelikož její oběžná dráha má sklon 85°, dochází k jejím přechodům přes kotouček hvězdy, což způsobí pokles jasnosti trpaslíka o plná 3 %. Tak se podařilo nezávisle ověřit parametry exoplanety odvozené z metody radiálních rychlostí. F. Galland aj. využili téhož spektrografu k objevu exoplanety u hvězdy HD 33564 (sp. F6 V; 6 250 K; 1,25 M_☉; 21 pc; stáří 3 mld. r. Exoplaneta má oběžnou dobu 388 dnů a minimální hmotnost 9 M_J.

Keckův teleskop s adaptivní optikou posloužil M. Konackimu aj. k naprosto neočekávanému objevu obří exoplanety v podivuhodné trojité hvězdné soustavě HD 188753 (V = 7,4 mag; vzdálenost 46 pc od nás), skládající se z primární složky o hmotnosti 1,1 M_☉ a sekundární dvojhvězdy o hmotnostech 1,0 a 0,7 M_☉, vzdálené 12 aU (úhlově 0,3″) od primáru. Složky sekundární dvojhvězdy navzájem vzdálené 0,7 aU kolem sebe obíhají po lehce protáhlé dráze v periodě 156 d. Kolem nich pak obíhá primární složka v periodě 25,7 roku po silně protáhlé dráze s výstředností 0,5. U primáru se nalézá obří exoplaneta o hmotnosti 1,1 M_J na kruhové dráze ve vzdálenosti 7 mil. km s oběžnou periodou 3,4 d. Podle a. Hatzese a G. Wuchterleho vylučuje silné gravitační rušení sekundární dvojhvězdy mlčky předpokládanou migraci této exoplanety z místa vzniku do blízkosti primární složky. To má závažné důsledky pro pochopení procesu vzniku obřích exoplanet v malých vzdálenostech od mateřských hvězd: nyní není vůbec jasné, kde se vezme tolik materiálu pro exoplanetu v horkém okolí mateřské hvězdy, pokud je připutování exoplanety z větší vzdálenosti vyloučeno.

S. Portegies Zwart a S. McMillan se proto domnívají, že exoplaneta u primáru vznikla dříve, než se vytvořila zmíněná trojhvězda, tj. nejspíš uvnitř nějaké otevřené hvězdokupy. autoři odhadují, že do vzdálenosti 500 pc od Slunce se nachází přinejmenším 1 200 takto vzniklých trojic. U osamělých hvězd by totiž měli vznikat jupiteři až za tzv. sněhovou čarou mateřské hvězdy, vně jejího akrečního disku. V takových případech pak může raný jupiter migrovat v rané fázi vývoje hvězdy směrem ke hvězdě. Nepřímo to souvisí se zjištěním E. Masciadra aj., kteří využili adaptivní optiku a kameru CONICA VLT ESO k vyhledávání obřích exoplanet v okolí blízkých mladých hvězd. Mezi 28 zkoumanými hvězdami nenašli ani jednu, která by „vlastnila“ obří exoplanetu blíže než 8,5 aU.

A. Correia aj. pokračovali ve vyhledávání exoplanet na jižní polokouli pomocí spektrografu CORALIE na La Silla v Chile. Objevili tak u hvězdy HD 202206 (sp. G6 V; 45 pc; 1,15 M_☉; 1,07 L_☉; teplota 5 765 K; stáří 5,6 mld. r.) dvojici exoplanet s hmotnostmi 17 a 2,4 M_J, které obíhají po drahách s výstřednostmi 0,4 a 0,3 ve středních vzdálenostech 0,8 a 2,6 aU od hvězdy. Vnitřní exoplaneta je tedy spíše již hnědým trpaslíkem, ale podstatné je, že oběžné doby obou exoplanet (256 a 1 383 d) jsou v rezonanci 1 : 5, takže obě dráhy jsou dlouhodobě stabilní.

V r. 2003 byl uveden do chodu přesný spektrograf HARPS u 3,6m reflektoru ESO na La Silla. Jak ukázali F. Pepe aj., spektrograf měří radiální rychlosti se střední chybou jen 0,9 m/s, a tak se výborně hodí na hledání exoplanet s malými hmotnostmi od 10 M_Z. Za pouhého 1,5 roku se tak podařilo nalézt již 8 exoplanet s hmotnostmi nižšími než 100 M_Z. Mezi nimi je dle X. Bonfilse aj. také exoplaneta G 581 o hmotnosti 17 M_Z, obíhající v periodě 5,4 d kolem stejnojmenné trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti (sp. M3; 0,3 M_☉). Podle C. Lovise aj. se takto objevené exoplanety nacházejí blíže než 0,5 aU od mateřských hvězd hlavní posloupnosti sp. tříd G a K, které jsou nápadné svou vysokou metalicitou.

Jak ukázali a. Udalski aj. na příkladu objevu exoplanety při sledování gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-071, nabízí se tím velmi přesná metoda objevování exoplanet velmi vzdálených jak od nás, tak od mateřské hvězdy. V tomto případě je totiž parametrem rozhodujícím o detekci pouze hmotnost exoplanety. Protože velikost signálu klesá jen s odmocninou hmotnosti exoplanety, dovolují už dnešní prostředky odhalovat i exoplanety o hmotnosti Marsu. Ve zmíněném konkrétním případě měla mateřská hvězda (samotná gravitační čočka ve výduti Galaxie), vzdálená od nás zhruba 3 kpc, hmotnost pod 0,5 M_☉ a exoplaneta hmotnost v intervalu 0,05 ÷ 4 M_J. Jelikož projekt OGLE ročně zaznamenává asi 600 mikročoček, je slušná naděje na další objevy exoplanet. Vyžaduje to ovšem rychlou koordinaci pozorování v průběhu celého úkazu, protože zjasnění vyvolané případnou exoplanetou trvá jen několik hodin. Metoda ovšem neumožňuje určit celou dráhu exoplanety kolem mateřské hvězdy; pouze okamžitou lineární vzdálenost exoplanety od hvězdy.

Speciálním případem je i nadále vůbec první objevená (r. 1992) soustava exoplanet u milisekundového (perioda 6 ms) pulzaru B1257+12 (Vir; vzdálenost 500 pc) díky mimořádně přesným měřením kolísání jeho pozorované impulzní periody. Jak uvedli a. Wolszczan a M. Konacki, 15 let soustavného sledování pulzaru ukázalo na existenci celkem čtyř exoplanet, z nichž ta nejbližší k mateřské hvězdě (kruhová dráha ve vzdálenosti 0,2 aU od hvězdy) má hmotnost našeho Měsíce, zatímco ta další (0,4 aU) je nejhmotnější – 4,3 M_Z. Naposled zde nepřímo odhalili těleso o hmotnosti nanejvýš pětiny hmotnosti Pluta (4 % hmotnosti našeho Měsíce), které lze nejspíš klasifikovat jako obří (astrometrie, tj. měření úhlových výchylek hvězd následkem gravitačních poruch od dostatečně hmotné a blízké exoplanety. Zatím se to podařilo G. Benedictovi aj. díky vynikající astrometrii hledáčku FGS HST pro objekt GJ 876, když tak dokázali potvrdit parametry exoplanety odvozené přesnějšími metodami.

A. Sozzetti shrnul hlavní výsledky první dekády zkoumání exoplanet konstatováním, že v této chvíli vysoko vede pozorování nad teorií, která zdaleka nebyla schopna předvídat pestrost vlastností objevovaných exoplanet. Především kvůli výběrovým efektům se dosud daří objevovat exoplanety s hmotnostmi 1 ÷ 10 M_J u silně metalických hvězd pozdní sp. třídy F, dále pak G a rané K ve vzdálenostech do 50 pc od nás a do 3 aU od mateřské hvězdy. Ve vzdálenostech do 4 aU se nacházejí exoplanety s hmotnostmi 0,5 ÷ 10 M_J, ale tato statistika již zdaleka není úplná, podobně jako pro vzdálenosti menší než 0,5 aU. Hnědých trpaslíků s hmotnostmi 13 ÷ 80 M_J je relativně málo. Neobjevených exoplanet v pásmu 0,5 ÷ 3 aU je přinejmenším o řád více. Tyto exoplanety vznikají z plynných disků obklopujících mateřské proměnné hvězdy typu T Tau, přičemž kolem asi 10 % hvězd obíhá více exoplanet a medián výstředností jejich drah je 0,3. 12 % hvězd s exoplanetami patří do vícenásobných hvězdných soustav.

2. 2. Hnědí trpaslíci

Podle současné konvence se za hnědé trpaslíky považují všechny exoplanety s hmotností větší než 13 M_J. Jejich úhrnný počet v Galaxii se odhaduje na 30 miliard. K. Stassun aj. odhalili prvního binárního hnědého trpaslíka ve velké mlhovině v Orionu. To umožnilo určit z Keplerova zákona hmotnosti složek, které velmi dobře souhlasí s modelovou předpovědí pro mladé hnědé trpaslíky. K. Luhman aj. nalezli pomocí infračervené (0,8 ÷ 8,0 μm) kamery IRAC SST v hvězdné asociaci Cham 1 dosud nejlehčího a nejchladnějšího hnědého trpaslíka OTS 44 sp. třídy M9.5 a hmotnosti 15 M_J. Podobně jako mnozí další hnědí trpaslíci je obklopen akrečním diskem. M. Sterzik aj. získali díky VLT ESO kvalitní údaje o nejbližším binárním hnědém trpaslíkovi ε Indi B (vzdálenost 3,6 pc; úhlová vzdálenost složek 0,7″; sp. T1 a T6; efektivní teploty 1 100 a 800 K). V atmosférách obou složek objevili plynný čpavek. Dalšího binárního hnědého trpaslíka DENIS-P J1441-0945 (Lib) nalezli a. Seifahrt aj. u hvězdy G124-62 (sp. dM4.5e; 34 pc; stáří 500 ÷ 800 mil. r). Oba hnědí trpaslíci mají touž hmotnost 0,07 M_☉ a sdílejí s mateřskou hvězdou shodný vlastní pohyb po obloze.

M. Liu a S. Leggett zjistili pomocí laserové adaptivní optiky u Keckova teleskopu, že osamělý hnědý trpaslík Kelu-1 je ve skutečnosti dvojitý při úhlové vzdálenosti složek jen 0,3″, tj. 5,4 aU. Složky mají spektra L2 a L4; hmotnosti 0,060 a 0,055 M_☉ a jejich stáří je přibližně 0,5 mld. roků. Ještě těsnější pár hnědých trpaslíků SDSS J0423-0414 (Eri; 15 pc; stáří 1 ÷ 5 mld. roků) objevili a. Burgasser aj. Obě složky jsou totiž od sebe úhlově vzdáleny jen 0,16″ a jejich spektra klasifikovali jako L6 a T2 (teploty kolem 13,5 kK). Hmotnost celé soustavy je nižší než 0,14 M_☉ a při přibližně stejné hmotnosti složek to znamená, že jde opravdu o dva hnědé trpaslíky, kteří obíhají kolem společného těžiště v periodě o něco kratší než 20 let. Ve zmíněné přehlídce bylo mezitím objeveno téměř 30 podobných párů.

J. Setoawan aj. objevili po pěti letech sledování dalekohledy ESO na La Silla, že hvězda HD 11977 (sp. G5 III; 1,9 M_☉) má ve vzdálenosti 1,9 aU substelárního průvodce s oběžnou periodou 711 dnů a výstředností dráhy 0,4. Hmotnost průvodce odhadli v rozmezí 6,5 ÷ 65 M_J. Jde o první takový případ pro hvězdu středně velké hmotnosti. Také a. Hatzes našel průvodce o hmotnosti 8 ÷ 20 M_J, jenž obíhá v periodě 472 d kolem obří hvězdy HD 13189 (sp. K2 II), která dle jeho názoru měla počáteční hmotnost 2 ÷ 7 M_☉. To je zatím vůbec nejvyšší hmotnost mateřské hvězdy, kolem níž obíhá substelární objekt.

2.3. Vznik hvězd a prahvězdy

P. Kroupa uvádí, že horní mez pro hmotnosti hnědých trpaslíků – čili spodní mez pro hmotnosti hvězd – leží poblíž hodnoty 0,72 M_☉. Četnost hvězd s rostoucí počáteční hmotností velmi rychle klesá, jednak kvůli tzv. funkci hmoty, jednak také z toho důvodu, že evoluce hmotných hvězd probíhá nesrovnatelně rychleji. Prakticky to znamená, že trpasličích hvězd je ve vesmíru asi o tři řády více než hvězd s hmotností 20 M_☉. Ještě hmotnější hvězdy ukončí svůj život nejpozději za několik málo milionů roků, a tak je dost těžké objevit opravdu obézní hvězdy s hmotností řádu 100 M_☉. autor se však domnívá, že výjimečně se mohou vyskytnout i hvězdy s počáteční hmotnosti vyšší než 150 M_☉, ačkoliv ověřené pozorované hodnoty sahají jen k 80 M_☉. Pouze D. Figer uvádí na základě pozorování HST, že v kompaktní (průměr 1 pc) hvězdokupě Oblouky (Arches) v centru Galaxie (asi 30 pc od černé veledíry) se nachází přinejmenším 150 hvězd s hmotnostmi 20 ÷ 130 M_☉, ale ani jedna nad tuto horní mez.

B. Whitneyová uvažuje o dvou hlavních scénářích, jak by mohly takto hmotné hvězdy vznikat. Buď se gravitačně hroutí dostatečně husté a rozsáhlé mračno mezihvězdného prachu a plynu, anebo se v husté tlačenici srazí postupně mnoho menších hvězd. Nicméně vznik hvězd s hmotností > 10 M_☉ se téměř nedá vysvětlit. V rádiovém a submilimetrovém oboru známe totiž jen chladné mračno Cep a o průměru 660 aU s hmotností pouze 15 M_☉ a velmi jasný Becklinův-Neugebauerův infračervený objekt v mlhovině v Orionu o hmotnosti jen 7 M_☉. Podle N. Patela aj. je zdroj Cep a již ve stadiu gravitační kontrakce na plochý akreční disk, což dosvědčují bipolární usměrněné rádiové výtrysky chladného prachu a molekulového plynu ve směru kolmém na hlavní rovinu akrečního disku prahvězdy, které odnášejí přebytečný moment hybnosti. autoři odhadují, že z této prahvězdy vznikne nakonec hvězda hlavní posloupnosti spektrální třídy B o hmotnosti až 8 M_☉. Z. Jiang aj. tvrdí, že Becklinův-Neugebauerův objekt v obřím molekulovém mračnu OMC-1 (vzdálenost 500 pc) o infračervené svítivosti 2,5 tis. L_☉ je dosud zahalen cirkumstelárním diskem o úhrnné hmotnosti až 20 M_☉. Na přelomu let 2003–04 došlo ke zjasnění McNeilovy mlhoviny u proměnné V1647 Ori o celých 5 mag v pásmu I. Předtím se odehrála podobná epizoda v r. 1966. Z toho se dá usoudit, že jde o občasný výron prachu a plynu z prahvězdy V1647 Ori. Jak uvedli N. Grosso aj., družice Newton zaznamenala v dubnu 2004 rentgenové zjasnění proměnné hvězdy při teplotě 9 MK. Zhruba čtvrtina rentgenového toku dokonce odpovídala teplotě 42 MK. Příčinou mohly být rychlé nárazy částic z akrečního disku na fotosféru hvězdy o nízké hmotnosti a rekonexe magnetických siločar, podobně jako u jiných prahvězd typu T Tau.

M. Krumholz aj. srovnávali účinnost vznikání hvězd jednak akrecí na „kondenzační jádro“ s hmotností kolem 0,5 M_☉, jednak gravitačním hroucením hmotných chuchvalců a jejich sléváním. Zcela jednoznačně je tento druhý mechanismus mnohem účinnější. J. Donati aj. ukázali na příkladu prahvězdy FU Ori, že významnou roli zde hrají také relativně mocná magnetická pole řádu 0,1 T. Taková pole silně brzdí rotaci akrečního disku prahvězdy pak, takže disk se nakonec zřítí na povrch prahvězdy tempem až 10 ⁴ M_☉/r. Teprve pak dojde k výronu hmoty v bipolárních výtryscích, usměrněných magnetickým polem. H. Beuther aj. studovali pomocí SST infračervené záření temného mračna IRDS 18223-3, které má průměr 28 kAU a hmotnost 184 M_☉. Na okraji mračna je v submilimetrovém pásmu na frekvenci 93 GHz patrný výtrysk molekulového plynu CO a CS, což je rovněž důkazem, že uvnitř již vzniká velmi hmotná prahvězda.

2. 4. Osamělé hvězdy

Očima viditelná Granátová hvězda (μ Cephei; sp. M2 Ia; 3,7 kK; 350 kL_☉; 25 M_☉; 1,6 kpc) patřila donedávna k největším známým hvězdám, protože její poloměr činí asi 6,6 aU. Díky spektrální přehlídce 74 oranžových a červených veleobrů po třídu M5 však nyní E. Levesque aj. objevili celkem tři hvězdy o hmotnosti 25 M_☉, viditelné dalekohledem (9 ÷ 11 mag), které mají rozměry větší, tj. 6,7 ÷ 7,1 aU. Jsou to po řadě proměnné hvězdy KY Cyg, KW Sgr a V354 Cep. a. Richichi a V. Roccatagliata porovnali měření úhlového průměru Aldebarana (K5 III; 20 pc) jednak pomocí zákrytů hvězdy Měsícem, jednak pomocí moderních interferometrů. Vyšla jim průměrná hodnota úhlového průměru 0,021″, což odpovídá lineárnímu poloměru 44 R_☉ (0,2 aU). Je to jedno z nejpřesnějších měření úhlového rozměru hvězdy a slouží nyní jako referenční standard.

Měření průměrů tří hvězd pomocí interferometru VINCI VLT ESO umožnilo F. Théveninovi aj. zpřesnit hodnoty jejich hmotnosti a stáří, které po řadě činí pro δ Eri 1,2 M_☉ a 6,2 mld. r.; η Boo 1,7 M_☉ a 2,7 mld. r. a pro ξ Hya 2,65 M_☉ a 0,5 mld. r. V. Domiciano da Souza aj. využili VLTI ESO k určení tvaru Altaira (A7 IV-V; 7,55 kK; nízká metalicita Z = 0,008; vzdálenost 5,2 pc; stáří 1,3 mld. r.) a zjistili, že je díky rychlé rotaci (na rovníku 227 km/s) zploštělý v poměru os 1,14 : 1. O. Chesneau aj. se pokusili změřit interferometrem MIDI VLT ESO rozměry cirkumstelárního disku rané hvězdy α arae (sp. B3e V; 18 kK; 74 pc), ale neuspěli ani při základně interferometru 102 m. Odtud vyplývá horní mez poloměru disku 67 R_☉, zatímco samotná hvězda má poloměr 4,8 R_☉ a rotační rychlost na rovníku 300 km/s. Hmotnost disku odhadli na 2.10 ¹⁰ M_☉ a roční ztrátu hmoty hvězdy na 6.10 ⁷ M_☉. autoři však upozorňují, že vzdálenost hvězdy, odvozená z měření družice HIPPARCOS, je patrně chybná, protože daleko lepší souhlas modelu a pozorování dostali pro hodnotu 105 pc. To je poněkud hrozivá informace, protože jde o další zpochybnění správnosti paralax odvozených zmíněnou družicí, po dosud nevyřešeném problému vzdálenosti Plejád.

S. Hubrigová aj. změřili magnetické pole velmi chladné chemicky pekuliární hvězdy HD 154708 měřením kruhové polarizace spektrálních čar pomocí FORS VLT ESO. Jde patrně o nejméně hmotnou hvězdu ap, kterou známe, a tím více je překvapující, že má druhou nejsilnější indukci magnetického pole mezi všemi hvězdami tohoto typu – 0,75 T.

C. Beichman aj. objevili pomocí SST příznaky existence pásu planetek v okolí hvězdy HD 69830 (Pup). K. Suová aj. tvrdí, že v cirkumstelárních prachových discích mladých hvězd se srážejí planetesimály, protože podle měření SST je teplota prachových zrnek překvapivě vysoká. U Vegy jsou tato zrnka o průměrech 1 ÷ 50 μm horká až do vzdálenosti 815 aU od hvězdy. Ve vzdálenostech 86 ÷ 200 aU od hvězdy jsou v disku velmi pravděpodobně přítomny velké planetky podobně tělesům v našem transneptunském pásmu. autoři soudí, že zde před nejvýše tisícem roků proběhla srážka velké planetky, což obohatilo prachový disk rozdrceným materiálem. Doklady o srážkách velkých planetesimál o rozměrech 100 ÷ 400 km v discích hvězd β Pictoris a HIP 8920 (Ari) nalezli též C. Telesco aj. Vinou těchto srážek se vzhled disků kolem hvězd starých jen stovky milionů roků mění překvapivě rychle.

H. Hirsch aj. měřili radiální rychlost a vlastní pohyb hvězdy US 708 (B = 18,5 mag; sp. sdO; 44 kK; 19 kpc) v halu Galaxie (b = +47°) pomocí Keckova teleskopu. Vyšla jim rekordní hodnota 708 km/s a vlastní pohyb 0,002″/r, což znamená, že vůči centru Galaxie se hvězda pohybuje rychlostí minimálně 750 km/s a uniká navždy z Galaxie, protože v tom místě je úniková rychlost jen 430 km/s. autoři se domnívají, že před pouhými 32 mil. let se v blízkosti černé veledíry v centru Galaxie ocitla mateřská dvojhvězda, složená ze dvou heliových bílých trpaslíků, kteří v její blízkosti gravitačně splynuli za tu cenu, že prostorová rychlost složeného objektu se výrazně zvýšila. Další unikající hvězdu HE 0437-5439 (Dor; 16 mag; sp. B V; 20 kK; 8 M_☉; 61 kpc!) proměřovali pomocí spektrografu UVES VLT ESO H. Edelman aj. Dostali tak radiální rychlost 723 km/s, což v přepočtu na centrum Galaxie znamená rychlost nad 563 km/s, což je téměř dvojnásobek únikové rychlosti v dané místě. Jelikož se hvězda nalézá za Velkým Magellanovým mračnem a její pobyt na hlavní posloupnosti nemůže být delší než asi 25 mil. roků, byla nejspíš vymrštěna z tohoto Mračna brzy po svém zrodu. Zatím však nevíme, zda v centru Velkého Magellanovo mračna se nalézá černá veledíra.

2. 5. Těsné dvojhvězdy

S. Kraus aj. využili interferometru IOTA s délkou základny až 38 m na Mt. Hopkinsu v Arizoně k zobrazení kotoučků těsné dvojhvězdy Capella (Aur; sp. G8 III + G1 III). Primární složka má úhlový průměr 0,009″, zatímco sekundár 0,006″. H. McAlister aj. změřili pomocí interferometru CHARA na Mt. Wilsonu některé parametry primární složky čtyřhvězdné soustavy Regula (Leo; sp. B7 V; 3,4 M_☉; 347 L_☉; 24 pc). Regulus je silně zploštělý vinou rychlé rotace (na rovníku minimálně 317 km/s), takže polární poloměr činí 3,1 R_☉ a rovníkový 4,2 R_☉ (úhlově 0,00062″ a 0,00082″). Následkem toho jsou jeho póly podstatně teplejší (15,4 kK) než rovník (10,3 kK).

A. Tokovinin aj. zkoumali blízkou čtyřhvězdnou soustavu Gliese 225.2 (Col; 0600-31), skládající se ze složek a (sp. K5 V; 0,65 M_☉), B (M0 V; 0,52 M_☉), C (K4 V; 0,69 M_☉) a E (dM4 ?; 0,2 M_☉) – dříve uváděná složka D k soustavě fyzicky nepatří. V r. 1847 objevil J. Herschel dvojici a-C, v r. 1911 byla rozlišena těsná dvojhvězda a-B a složku E odhalili nyní zmínění autoři studie. Všechny oběžné dráhy jsou koplanární, přičemž nejkratší oběžnou dobu 24 r vykazuje soustava C-E; delší periodu 68 r má soustava a-B a nejdelší 390 r soustava a-C. Jelikož jde o velmi starý systém, vzniká otázka, jak je možné, že se dosud nerozpadl; nyní se ukázalo, že o jeho stabilitu se stará právě ten nejmenší člen soustavy E, objevený až v r. 2005.

P. Mayer aj. odvodili parametry velmi žhavé těsné trojhvězdy HD 175514 = V1182 aql, pozorované na ESO La Silla a na Calar alto. Primární složka sp. O8 o teplotě 43 kK má vysokou hmotnost 31 M_☉, poloměr 9 R_☉ a svítivost 250 kL_☉. Sekundární složka kolem ní obíhá v periodě 1,6 d a její teplota dosahuje 30 kK; hmotnost 17 M_☉, poloměr 4,9 R_☉ a svítivost 20 kL_☉. autory objevené třetí těleso sp. třídy O9 dodává soustavě 17 % celkového světla (V = 8,6 mag).

T. Boyajian aj. zjistili, že hvězdy HD 14633 a 15137 prchají z téže otevřené hvězdokupy NGC 654 ve spirálním rameni Perseus. První z nich se nachází ve vzdálenosti 2,15 kpc od nás a 0,67 kpc od hlavní roviny Galaxie; druhá je 2,65 kpc od nás a 350 pc od zmíněné roviny. První z nich je jednočarová spektroskopická dvojhvězda (sp. ON8.5 V) s oběžnou dobou 15,4 d a výstředností dráhy 0,7, kdežto druhá (O9.5 III) je podezřelá z dvojhvězdnosti a má případnou oběžnou dobu 28,6 d s výstředností dráhy 0,5. V obou případech je hmotnost sekundární složky asi 1 M_☉, takže by mohlo jít o neutronové hvězdy, které vznikly při výbuchu supernov ve zmíněné hvězdokupě před 14, resp. 10 mil. roků. To je ovšem delší interval, než je životnost primárních složek, takže buď se žhavé hvězdy O omladily, anebo jim prodloužila život jejich rychlá rotace (120, resp. 336 km/s). G. Roelofs aj. získali pomocí VLT ESO zajímavé údaje o těsné dvojhvězdě SDSS 1240-02 (Vir; 400 pc) typu AM CVn vysoko nad galaktickou rovinou (350 pc) s oběžnou dobou 37 min. Primární složkou je bílý trpaslík s hmotností 0,31 M_☉ s akrečním diskem helia, kdežto sekundární složku představuje zcela degenerovaná heliová hvězda o nízké hmotnosti 0,012 M_☉. Podle pozorovaného zastoupení chemických prvků He, N, Si a Fe jde o hvězdy I. populace. Přenos helia mezi složkami způsobuje prodlužování oběžné periody, což však časem přenos hmoty utlumí a pak se bude vývoj soustavy řídit ztrátou momentu hybnosti soustavy vinou vyzařování gravitačních vln. Jak uvádí M. Konacki, moderní spektrografy dokáží měřit Dopplerovy posuvy spektrálních čar s přesností lepší než 30 m/s pro dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy s pozdnějšími složkami, počínaje třídou F3. To pak umožňuje určit hmotnosti složek dvojhvězdy s přesností na 1 %.

F. Pont aj. využili gravitační mikročočky OGLE-TR-122 k určení parametrů samotné mikročočky, o které se nejprve domnívali, že jde o hvězdu doprovázenou exoplanetu. Podrobnější rozbor světelné křivky však ukázal, že jde o dvojhvězdu, jejíž primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti podobnou Slunci o teplotě 5,7 kK, poloměru 1,05 R_☉ a hmotnosti 0,98 M_☉. Sekundární trpasličí složka má však hmotnost jen 0,092 M_☉, takže se nachází těsně nad spodní hranicí pro hmotnosti hvězd. Obíhá kolem primární složky v periodě 7,3 d po dráze s výstřednosti e = 0,2, a jelikož sklon oběžné roviny činí 89°, jde z pohledu pozemského pozorovatele o klasickou zákrytovou dvojhvězdu s poloměrem sekundární složky 0,12 R_☉ (náš Jupiter má poloměr 0,10 R_☉). Jak autoři uvedli, v databázi OGLE je nyní již 177 kandidátů na exoplanety, které přecházejí před diskem čočkované hvězdy, ale ve skutečnosti jde většinou spíše o trpaslíky dM, kteří přecházejí před hvězdami hlavní posloupnosti tříd F a G. To by mohlo v dohledné budoucnosti zlepšit naše znalosti poloměrů hvězd dM, které jsou zatím hodně nepřesné. aby se databází přehlídek gravitačních mikročoček dalo pro tyto účely využít, je ovšem třeba spolehlivě a rychle najít potenciální těsné zákrytové dvojhvězdy v syrových údajích přehlídek. K tomu cíli, ale i pro obecnější použití v jakýchkoliv přehlídkách, vyvinuli K. Naficy aj. rychlou metodu pro první zpracování údajů ze světelných křivek potenciálních dvojhvězd, jež je k dispozici vážným zájemcům, kteří kontaktují hlavního autora práce.

Při hledání exoplanet metodou tranzitů se O. Creeveyovi aj. podařilo nalézt oddělenou těsnou dvojhvězdu, tvořenou dvěma červenými trpaslíky sp. třídy M3e (TrES 1650+4639; Her), kteří kolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 1,5 mil. km v periodě 1,1 d. Při sklonu dráhy 83° jde navíc o zákrytovou dvojhvězdu s poloměry složek 0,45 R_☉ a hmotnostmi 0,49 M_☉. Jde teprve o pátou soustavu s trpaslíky třídy M, takže uvedené parametry jsou o to cennější. Naopak N. Phan Bao aj. nalezli velmi široký pár červených trpaslíků LP 714-37 (sp. dM5.5 a dM7.5; 18 pc), obíhajících kolem sebe ve vzdálenosti 33 aU v rekordně dlouhé periodě asi 400 let. Přímo na spodní mezi hvězdných hmotností se dle T. Forveillea aj. nalézá dvojhvězda LP 349-25 (sp. obou složek M8 V; vzdálenost 8 pc; oběžná doba 5 r.) jejíž složky jsou dle měření pomocí CFHT a VLT (s využitím adaptivní optiky) navzájem vzdáleny 1,2 aU. Obě složky mají tutéž hmotnost 0,08 M_☉.

S. Marsden aj. odvodili ze spektroskopie parametry dvojhvězdy IM Pegasi = HR 8703, která slouží jako pointační hvězda pro relativistickou družici Gravity Probe B. Soustavu tvoří primární složka (sp. K2 III; 4 450 K) o hmotnosti 1,8 M_☉. Kolem ní obíhá po kruhové dráze v periodě 24,6 d sekundární složka (sp. K0 V). asi 15 % povrchu primární složky pokrývají tmavé skvrny, takže jde o typ proměnnosti RS CVn. C. Lacy aj. určili fyzikální elementy jedné z nejstarších (11 mld. let) známých zákrytových dvojhvězd RW Lacertae (190 pc). Jde o oddělenou soustavu s oběžnou dobou 10,4 d, která je současně dvoučarovou spektroskopickou dvojhvězdou, což umožnilo určit rozměry složek s přesností 0,5 % a hmotnosti na 0,7 %. Primární složka (sp. G5 V; 5 760 K) má hmotnost 0,93 M_☉ a poloměr 1,19 R_☉, zatímco sekundární složka (sp. G7 V; 5 560 K) 0,87 M_☉ a 0,96 R_☉. V soustavě se nachází ještě třetí složka, která však dodává jen 2,6 % světla soustavy. Hlavní složky velmi pravděpodobně rotují synchronně s oběžnou dobou. Pozorované parametry soustavy odpovídají výborně modelovým výpočtům na základě teorie hvězdného vývoje.

S. Goodwin a P. Kroupa uveřejnili práci o poměrném zastoupení vícenásobných hvězdných soustav v procesech vzniku hvězd. Přestože podle některých názorů by mělo vznikat hodně hierarchických soustav se třemi až desíti členy, pozorování tomu neodpovídají. Vícečlenné soustavy by se totiž po čase měly rozpadnout na těsné dvojhvězdy, což se neděje. Z nějakého důvodu proto příroda preferuje vznik dvoj- a trojhvězd. Pro hvězdy slunečního typu je poměr vícenásobných soustav a všech vzniklých hvězd 58 %. Podíl vícenásobných soustav je nejvyšší pro velmi mladé hvězdy. Ve „hvězdné kolébce“ v souhvězdí Býka jsou všechny hvězdy s hmotnostmi 0,3 ÷ 1,0 M_☉ dvojhvězdami se vzájemnými vzdálenostmi složek až 1 500 aU. Pokud se tam vyskytují osamělé hvězdy, tak prakticky všechny byly vyvrženy z hierarchických trojhvězd (těsná dvojhvězda doprovázená vzdálenější třetí složkou). V hustém molekulovém mračnu, které je typickou kolébkou hvězd, vzniká obvykle 40 % trojic a 60 % dvojic hvězd.

K. Yakut a P. Eggleton se věnovali dokladům o vývoji těsných dvojhvězd na základě pozorovaných údajů o jejich základních fyzikálních parametrech. Omezili se přitom na soustavy, kde se obě složky nacházejí na hlavní posloupnosti, popř. těsně u ní, a dále na soustavy s oběžnou dobou kratší než jeden den, protože takový soubor je dostatečně homogenní. Objevili tak zajímavé vývojové souvislosti mezi třemi Kopalovými typy dvojhvězd (dotykové, polodotykové a oddělené) a upozornili na velmi významnou vývojovou úlohu ztráty hmoty a momentu hybnosti u rychle rotujících chladných složek těsných dvojhvězd. Objevili také význam diferenciální rotace složek jako pozoruhodně účinný proces přenosu tepla ve vnějších vrstvách dotykových dvojhvězd.

H. abt se zabýval statistikou dráhových výstředností pro vizuální dvojhvězdy. Z rozboru drah 391 dvojhvězd spektrálních tříd B0 – F0 mu vyšlo, že pro oběžné periody řádu dnů jsou dráhy kruhové, ale s rostoucí periodou přibývá mírně excentrických drah. Teprve pro periody nad 1 000 d se vyskytují stejnoměrně libovolné excentricity, takže průměrná excentricita dosahuje hodnoty téměř 0,5. To znamená, že dráhová výstřednost nehraje při vzniku širokých párů dvojhvězd žádnou úlohu.

2. 6. Proměnné hvězdy

2. 6. 1. Novy a kataklyzmické proměnné

Hned počátkem ledna 2005 objevil K. Hornoch v galaxii M31 mimořádně jasnou novu, která dosáhla 14. ledna 15 mag. Během srpna objevil W. Liller v Malém Magellanově mračnu dvě novy; první byla 10 mag a její plynné obaly se rozpínaly rychlostmi až 3 200 km/s, kdežto druhá dosáhla jen 14,5 mag. Týž astronom objevil koncem listopadu novu 11,5 mag ve Velkém Magellanově mračnu poblíž hvězdokupy NGC 1856. J. Neill aj. objevili v letech 1993–2004 v blízké kupě galaxií Fornax 6 kandidátů na novy pomocí dalekohledů CTIO v Chile. Téměř dvě pětiny objevů nov v této kupě připadají na „prázdný prostor“ mezi galaxiemi, kde se novy snadno nacházejí, protože jejích absolutní hvězdná velikost dosahuje rekordní 10 mag. Jde tedy o první případy trampujících nov, tj. cestujících bílých trpaslíků.

Počátkem února 2005 objevil H. Nišimura v naší Galaxii novu V2361 Cygni, která v polovině měsíce dosáhla 10 mag a jejíž plynné obaly se rozpínaly rychlostí až 6 500 km/s. Šlo o velmi rychlou novu, jejíž jasnost do počátku dubna klesla na 18,5 mag. Koncem roku se její prachová slupka rozpustila a spektrum přešlo do tzv. koronální fáze se zakázanými emisemi He, O, N, Si a Ca. Během března a dubna 2005 byly objeveny novy CV Pyx (12 mag; trpasličí), V382 Nor (9,5 mag; rozpínání 1 100 km/s), V5115 Sgr (9 mag; 5 000 km/s) a V378 Ser (12 mag; 1 300 km/s). Počátkem června pak vzplanula nova V1663 aql (11 mag; 700 km/s), o měsíc později nova V5116 Sgr (8 mag; 2 200 km/s), koncem července nova V1188 Sco (9 mag; 1 700 km/s), počátkem září nova V1047 Cen (9 mag; 800 km/s) a koncem září nova V476 Sct (12 mag; 4 000 km/s). V témže malém souhvězdí vzplanula po dvou týdnech další nova V477 Sct (11 mag; 6 000 km/s). I. Hachisu a M. Kato využili multispektrálních měření novy V1974 Cyg (1992) k určení hlavních parametrů příslušné těsné dvojhvězdy, která je od nás vzdálena 1,7 kpc a jejíž složky kolem sebe obíhají ve vzájemné vzdálenosti jen 0,85 R_☉ v periodě pouhé 1,9 h. Bílý trpaslík, na jehož povrchu došlo k překotné termonukleární reakci, má hmotnost 1,05 M_☉ a při výbuchu se jeho plynná obálka zvětšila na 100 R_☉, takže zcela obklopila i sekundární složku o hmotnosti 0,2 M_☉ a poloměru 0,2 R_☉. Obálka se skládala téměř z poloviny z nespáleného vodíku, 15 % její hmotnosti představovaly produkty překotné termonukleární reakce (C, N, O) a 5 % hmotnosti obálky neon; zbytek připadl zřejmě na helium. Výron hustého hvězdného větru z bílého trpaslíka trval 245 dnů po výbuchu. Pak se objevilo měkké rentgenové záření, jež bylo pozorovatelné dalších 300 dnů, kdy nenávratně zmizelo, a tím celá epizoda výbuchu této mimořádně jasné novy (v maximu byla 1,7 mag) skončila.

Titíž autoři upozornili v další práci, že po plných 13 dnů od maxima byla svítivost této novy nad Eddingtonovou mezí, což je dosud nevysvětlený problém celé řady nov.I. Heywood aj. využili rádiových pozorování mimořádně pomalé (maximum 7 mag nastalo až 115 d po začátku výbuchu) novy V723 Cas (1995) interferometrem MERLIN v letech 1996–2001 k určení její vzdálenosti 2,4 kpc. Horká (17 kK) plynná slupka novy se rozpínala pomalu (400 km/s); zato její hmotnost činí asi 1.10 ⁴ M_☉. Počátkem ledna 2005 vzplanula poprvé od r. 1997 eruptivní nova V1118 Ori, která bývá v klidu 18 mag a náhle se zjasnila na 14 mag. Zhruba tutéž jasnost si udržela až do konce října 2005. E. Mason a S. Howell objevili zajímavou těsnou dvojhvězdu 0242-2802 (For; oběžná perioda 107 min.), která svým chováním připomíná trpasličí novy typu SU UMa. Primární složka o hmotnosti 0,6 M_☉ je obklopena akrečním diskem s horkou skvrnou v místě dopadání plynu ze sekundární složky o hmotnosti 0,2 M_☉. P. Rodríguez-Gil aj. studovali soustavu trpasličí novy HS 2219+1824 (Peg; vzdálenost 205 pc; typ SU UMa) s oběžnou periodou jen 86 min. Primární složkou je bílý trpaslík o povrchové teplotě 15 kK a hmotnosti 0,7 M_☉, obklopený malým akrečním diskem. Sekundární složkou, dodávající vodík do akrečního disku, je pozdní červený trpaslík o hmotnosti jen 0,1 M_☉.

P. Rodríguez-Gil a M. Torres studovali světelné křivky pozůstatků po 6 starých novách DM Gem, CP Lac, GI Mon, V400 Per, CT Ser a XX Tau. Prakticky u všech se podařilo najít oběžné periody těsných dvojhvězd, v níž jednou složkou je bílý trpaslík, který vybuchnul díky překotné termonukleární reakci ve vodíkové slupce na svém povrchu. Oběžné doby se pohybují v rozmezí od 0,12 d pro DM Gem do 0,16 d pro CT Ser. GI Mon je dokonce zákrytová dvojhvězda s trváním primárního minima 45 min. U novy XX Tau se podařilo pozorovat změny jasnosti v periodě 5 d, které jsou vyvolány pohyby skloněného a výstředného akrečního disku kolem bílého trpaslíka.

B. Schaefer vyšel z předpokladu, že pro výbuch rekurentní novy se musí nahromadit na povrchu bílého trpaslíka pokaždé stejné množství vodíku, a na základě toho se odvážil předpovědět, že rekurentní nova U Sco vybuchne na jaře 2009 (s chybou ±1 rok) a nova T Pyx v r. 2052. H. Yang aj. studovali korejské kroniky obsahující záznamy o astronomických úkazech za poslední dvě tisíciletí. Nalezli v nich údaje o dvou zjasněních symbiotické dvojhvězdy R aquarii, vzdálené od nás 270 pc a obklopené rozpínající se emisní mlhovinou, v letech 1073 a 1074 n. l. Hvězda tehdy dosáhla 5 a 6 mag, takže šlo zřejmě o nepřehlédnutelný úkaz.

O. Yaron aj. propočítali rozsáhlou síť modelů výbuchů nov pro rozličné parametry. Přitom ukázali, že pokud je tempo přenosu vodíku do slupky na povrchu bílého trpaslíka mimořádně nízké (kolem 5.10 ¹³ M_☉/r), dojde nakonec k obřímu výbuchu hvězdy s amplitudou přes 20 mag (!!) díky zvýšení svítivosti bílého trpaslíka nad Eddingtonovu mez svítivosti (nejvyšší zářivý výkon, který může přenést do volného kosmického prostoru kulová slupka plynu v hydrostatické rovnováze na povrchu hvězdy; při vyšší svítivosti se slupka začne rozpínat), což pak vede k odvržení rekordně vysokého množství hmoty do prostoru: 7.10 ⁴ M_☉. Netřeba dodávat, že nic takového nebylo v historii sledování nov nikdy pozorováno.

2. 6. 2. Fyzické proměnné

Obsáhlou práci o dlouhodobém vývoji světelné křivky a spektra Polárky od r. 1844 do současnosti uveřejnili D. Turner aj. autoři mj. zjistili, že nejstarší soustavná pozorování změn jasnosti Polárky očima vykonával od r. 1844 J. F. J. Schmidt (1825–1884) v Olomouci, což se nyní podařilo zhodnotit. Proměnnost Polárky byla totiž objevena teprve v letech 1852–57. Během celého sledovaného období rostla perioda pulzací (3,97 d) této nejjasnější a nejbližší (132 pc) klasické cefeidy v průměru o 4,5 s ročně. Nicméně v letech 1963 a 1966 se poloměr hvězdy zmenšil o 0,6 promile a perioda pulzací se přitom skokem zkrátila. až do r. 1963 byl celkový rozkmit pulzací Polárky větší než 0,1 mag, ačkoliv i tehdy se sekulárně zmenšoval tempem 0,02 mag/století. V letech 1963–66 nastal však velký pokles amplitud a od té doby až dosud nepřekročila perioda pulzací amplitudu 0,05 mag. Podle citovaných autorů pozorujeme v současnosti historicky první přechod Polárky pásmem nestability v diagramu H R. Nicméně I. Usenko aj. zjistili ze spekter pořízených v letech 1994 a 2001–04, že efektivní teplota Polárky nepatrně vzrostla z 5 970 K na 6 015 K a dále že změna amplitudy a periody oscilací se dá nejlépe vysvětlit přítomností druhé složky dvojhvězdy, která kolem Polárky obíhá v periodě cca 30 let. Jelikož perioda oscilací odpovídá I. harmonickému módu, autoři tvrdí, že jde již o třetí, resp. pátý, přechod Polárky pásmem nestability v diagramu H R.

D. Busazi aj. využili přesných měření jasnosti Altaira (0,8mag; sp. a7 IV-V; 7,6 kK; 1,6 R_☉; 1,75 M_☉; vzdálenost 5,1 pc; rotační rychlost 250 km/s; zploštění 1,14) družicí WIRE koncem r. 1999 k odhalení oscilací jasnosti, které ukázaly, že tato jasná hvězda patří mezi trpasličí cefeidy typu δ Sct a nachází se právě nyní v pásmu nestability diagramu H R. Altair jeví alespoň 7 módů oscilací s periodami 0,02 ÷ 0,3 d. Podle J. Suaréze aj. je rychlá rotace trpasličích cefeid obecným pravidlem, takže proměnné hvězdy tohoto typu jsou silně zploštělé.

R. Smolec studoval závislost Blažkova efektu pro proměnné hvězdy typu RR Lyrae na jejich metalicitě. Efekt, objevený S. Blažkem již v r. 1907, se projevuje cyklickými změnami tvaru a amplitud světelných křivek pro proměnné zmíněného typu, které pulzují v základním módu. Využil k tomu obsáhlé statistiky pozorování světelných křivek hvězd RR Lyr ve Velkém Magellanově mračnu, které byly získány jako vedlejší produkt při hledání gravitačních mikročoček OGLE a MACHO. Mezi tisíci proměnnými RR Lyr nalezl stovky případů Blažkova efektu, jenž je nejvýraznější pro pulzní periody kratší než 0,6 d. Jeho velikost, podobně jako zářivý výkon hvězd RR Lyr, jsou nepřímo úměrné jejich metalicitě. Příčina efektu však zůstává i po století od jeho objevu stále záhadou.

L. Crauseová aj. se zabývali určením vzdálenosti záhadné proměnné hvězdy V838 Mon pomocí měření vývoje úhlových rozměrů světelné ozvěny mezi květnem 2002 a prosincem 2004. Obdrželi tak vzdálenost 9 kpc a poloměr prachové obálky hvězdy 5 pc. Hvězda se tedy nachází ve vzdálenosti 17,5 kpc od centra Galaxie a 650 pc nad hlavní rovinou Galaxie. Zcela odlišnou polohu objektu však odvodil P. Carlqvist z fotogenických snímků světelné ozvěny, pořízených HST. Na nich je podle autora patrná „dvojitá spirála“ vláken zakroucených magnetickým polem. Odtud však obdržel vzdálenost V838 Mon pouze 2,4 kpc!

Jak uvedl T. Lawlor, klíčová hodnota vzdálenosti objektu od nás, na níž závisí veškerá další interpretace úkazu, je mimořádně nejistá: od 0,8 do 10 kpc! On sám si myslí, že hvězda před výbuchem byla bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,7 M_☉, jenž se ohřál tepelným impulzem na 50 kK, čímž svým vyzařováním zvýšil přenos hmoty z průvodce a dosáhl hmotnosti 1 M_☉. Následkem toho začalo ve slupce bílého trpaslíka překotně hořet helium, což v první fázi zvýšilo jasnost bílého trpaslíka z 16 mag o ≈ 5 mag během několika týdnů a pak ve druhé fázi o další 3 mag za jediný den – to výborně odpovídá pozorování. V maximu pak svítil jako 100 tis. L_☉. Po tomto maximu však teplota vzniklého znovunarozeného (vele)obra rychle klesala až na 2,3 kK, což odpovídalo spektru M III, a v říjnu 2002 dosáhla minima 1,3 kK, tedy spektra L I. I když fenomenologicky jde o zajímavý model, ostatní autoři ho nepotvrdili. Zdá se, že většina prací je spíše ve shodě s modely, které vycházejí z citované rekordní vzdálenosti kolem 9 kpc a z předpokladu, že jde fakticky o velmi hmotnou mladou dvojhvězdu. Například U. Munari aj. soudí, že vybuchnuvší hvězda o hmotnosti až 65 M_☉ je stará jen asi 4 mil. roků a prodělala termonukleární explozi ve slupce v době, kdy díky postupujícímu vývoji hvězdy začal hořet uhlík v jejím nitru. Druhou složkou dvojhvězdy je pak hvězda o hmotnosti 7 M_☉ sp. třídy B3 V chudá na kovy, která nebyla výbuchem nijak ovlivněna. Podle B. Lanea aj. je veleobr obklopen diskem o poloměru 9 aU o teplotě 2,1 kK a molekulovým oblakem o poloměru 43 aU a teplotě 850 K, který při výbuchu ztratil asi 0,1 M_☉.

Dosti odchylné údaje o této bizarní dvojhvězdě však dostali R. Tylenda aj., který sice odhadl vzdálenost objektu rovněž na 9 kpc, ale hmotnost primární složky buď na 5 M_☉ (v případě, že jde o hvězdu ještě před stadiem hlavní posloupnosti), anebo 8 ÷ 10 M_☉ (pokud se již na hlavní posloupnosti nachází). Odtud pak vyplývá dvojí možné stáří soustavy, buď asi 300 tis. roků, anebo asi 20 mil. let. V obou případech je však soustava dosud obklopena mezihvězdným materiálem, z něhož dvojhvězda vznikla, a právě na něm dochází ke světelné ozvěně. Prachová vrstva však není vůči vybuchlé složce rozložena kulově souměrně, nýbrž spíše jako „plát“ prachu, skloněný pod úhlem 26° k zornému paprsku. V prosinci 2001 se obálka hvězdy nafoukla na poloměr 1,6 aU; v lednu 2002 se svítivost veleobra zvýšila na 80 tis. L_☉ a opticky tenká obálka se rozepnula na 7 aU. Počátkem února 2002 dosáhl výbuch hvězdy na hranici fotosféry, což spustilo masivní výron hmoty až 0,6 M_☉, rozepnutí hvězdy na poloměr přes 3 aU a zvýšení zářivého výkonu na 1 mil. L_☉!

M. Rushton aj. zjistili pomocí infračervených spekter, že křemíková a titanová zrníčka vyvržená výbuchem v únoru 2002 se obloukem vracejí zpět do atmosféry chladného veleobra, což lze patrně vysvětlit pádem planet nebo hnědých trpaslíků na veleobra. Koncem r. 2004 začala proměnná V838 Mon dramaticky slábnout zejména v blízké infračervené oblasti spektra, takže zcela zmizely pásy TiO a VO. V optickém oboru její jasnost klesla na 16 mag. Měření rádiového záření objektu na frekvenci 43 GHz ukázalo podle S. Deguchiho aj., že v únoru 2005 se v rádiovém spektru objevila maserová čára SiO, která koncem dubna zesílila a byla pozorovatelná ještě v září téhož roku. Z radiální rychlosti čáry 54 km/s pak odvodili vzdálenost objektu od nás 7 kpc.

R. Tylenda aj. upozornili na podobně záhadný výbuch hvězdy V4332 Sgr z února 1994, který se svým průběhem poněkud podobal výbuchu V838 Mon. Také v tehdejším případě spektrum hvězdy v maximu připomínalo pozdního obra až veleobra sp. třídy K, teplota fotosféry po maximu klesala až na 750 K a interpretace jevu je nesnadná kvůli nejisté vzdálenosti v rozmezí 1,8 ÷ 8,5 kpc.

. Davidson aj. pozorovali nápadnou změnu vzhledu emisních čar vodíku ve spektru proslulé svítivé proměnné η Carinae uprostřed r. 2003, který následoval po předchozím takovém úkazu na přelomu let 1997–98. Interval mezi těmito změnami 5,5 r podle autorů potvrzuje domněnku, že jde ve skutečnosti o dvojhvězdu s takto dlouhou oběžnou dobou sekundární složky. Jelikož zmíněná periodicita nebyla zjištěna před r. 1940, domnívají se autoři, že hvězda se až nyní vzpamatovává z gigantického výbuchu před 160 lety, při kterém vznikla hmotná mlhovina Homunculus a primární složka přišla v krátké době až o 2 M_☉ své hmotnosti.

Většina nápadných erupcí jasnosti hvězd dosud souvisela s hmotnějšími hvězdami. Tím větším překvapením se stalo pozorování gigantického zjasnění trpasličí hvězdy Gliese 3685A (13 mag; sp. dM4; 14 pc), které dle B. Welshe aj. zaznamenala družice GALLEX 24. dubna 2004. Během pouhých 6 minut se hvězda zjasnila o 4 mag, přičemž světelná křivka vykazovala dva vrcholky. V maximech šlo o zářivé výkony milionkrát vyšší než u běžné sluneční erupce! Musíme tedy jen doufat, že nic takového nepotká Slunce, protože vůbec netušíme, jaká může být příčina tak neuvěřitelného zjasnění trpasličí hvězdy s hmotností podstatně menší, než má Slunce.

2. 7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

S. Jordan aj. objevili měřením kruhové polarizace světla pomocí FORS VLT ESO magnetická pole řádu 0,1 T u čtyř centrálních hvězd planetárních mlhovin, což je navíc nezávisle ověřeno také měřením polarizace rádiového záření. To má závažný důsledek pro vysvětlení spíše osové než kulové souměrnosti tvaru mlhovin. Je zřejmé, že za osovou souměrnost jejich vzhledu může téměř jistě magnetický dipól centrální hvězdy. J. Meaburn aj. popsali pravděpodobný etapový vznik blízké a rozměrné planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix = NGC 7293; Aqr; 213 pc). Centrální bílý trpaslík, ozařující mlhovinu, má hmotnost 0,9 M_☉ a svítivost 100 L_☉ při teplotě 117 kK. Je doprovázen průvodcem sp. dMe, který je odpovědný za tvrdé rentgenové záření v toroidu kolem bílého trpaslíka. Vnitřní plynná obálka mlhoviny se rozpíná rychlostí 12 km/s, ale bipolární rozpínání probíhá dvojnásobnou rychlostí. Radiální „pulci“, zobrazení HST, jsou chvosty kometárních globulí, jejichž „hlavy“ se vypařily působením ultrafialového záření. R. Ciardullo aj. ukázali, že centrální hvězda „úspěšné“ planetární mlhoviny musí mít hmotnost alespoň 0,6 M_☉. K tomu se nejvíce hodí těsné dvojhvězdy, jako např. tzv. modří loudalové (angl. blue stragglers), kteří vznikají splynutím těsné dvojhvězdy, ale zachovávají si dvě hvězdná jádra.

A. Kanaan aj. využili údajů z projektu celosvětového dalekohledu WET k asteroseizmickému pozorování bílého trpaslíka BPM 37093 (typ ZZ Cet) v letech 1998–99. Dostali hmotnost bílého trpaslíka 1,1 M_☉ při teplotě 12 kK, když nalezli díky rychlé fotometrii na 6 observatořích jižní polokoule oscilace s amplitudou až 0,004 mag. Odtud získali rámcové údaje o struktuře nitra tohoto bílého trpaslíka. Podle T. Metcalfa aj. obsahuje trpaslík krystalické jádro složené z jader atomů uhlíku („obří diamant ve vesmíru“), tvořící asi 90 % hmotnosti bílého trpaslíka. autoři se domnívají, že takovými diamantovými krystaly jsou všichni bílí trpaslíci s hmotností vyšší než 1,0 M_☉. Tyto práce však kritizovali P. Brassard a G. Fontaine, kteří z téhož pozorovacího materiálu odvodili nižší relativní hmotnost krystalu v rozmezí 32 ÷ 82 % hmotnosti bílého trpaslíka. Nejistota vyplývá z neznalosti chemického složení nitra bílých trpaslíků, takže domněnka o krystalizaci zůstává pouhou spekulací.

T. Strohmayer objevil pomocí družice Chandra, že oběžná doba páru bílých trpaslíků RX J0806+1527 (21 mag; Cnc; oběžná doba 5,4 min; vzdálenost složek 80 tis. km; vzdálenost od nás 500 pc) se zkracuje o 1,2 ms za rok, čili že vzdálenost mezi složkami klesá o 25 mm za hodinu. Domníval se, že příčinou těchto změn je vyzařování gravitačních vln, které z této dvojice činí potenciálně nejsilnější zdroj gravitačního záření na pozemské obloze. Vzápětí však T. Marsh a G. Nelemans ukázali, že zkracování oběžné doby je vyvoláno přenosem momentu hybnosti mezi rotujícím silně magnetickým bílým trpaslíkem a jeho oběžnou drahou; v tomto konkrétním případě je tento efekt o řád významnější než efekt gravitačního vyzařování.

M. Barstow aj. pozorovali spektrum bílého trpaslíka Sirius B (25 kK; 0,98 M_☉; 0,0084 R_☉; vzdálenost 2,6 pc) pomocí spektrografu STIS HST. Bílý trpaslík a Sirius a kolem sebe obíhají v periodě 50 let po silně výstředné dráze (e = 0,59) s posledním průchodem periastrem v r. 1993. Ze spekter vyšla nová hodnota gravitačního červeného posuvu na povrchu bílého trpaslíka 80 km/s, která vede k hmotnosti trpaslíka 1,02 M_☉ v uspokojivé shodě s dynamickým určením hmotnosti. J. Liebert aj. odhadli stáří Siria B na 240 mil. let a jeho původní hmotnost na 5 M_☉. (Sirius a má 2,1 M_☉ a 1,7 R_☉.) Jak uvádí J. Holberg, byla extrémní hustota Siria B rozpoznána až v r. 1915, kdežto o 5 let dříve astronomové díky spektru pořízenému W. adamsem odhalili extrémní hustotu bílého trpaslíka 40 Eri B. Název „bílý trpaslík“ poprvé použil W. Luyten v r. 1922 a celosvětově ho prosadil o dva roky později a. Eddington.

M. Kilic aj. zjistili, že dva slabé modré objekty, které byly objeveny před 7 lety na snímcích HDF HST, jeví vlastní pohyb na úrovni 0,01″/r. To znamená, že nejde o vzdálené extragalaktické objekty typu AGN, ale o klasické bílé trpaslíky v halu naší Galaxie, vzdálené od nás typicky asi 500 pc. M. Monelli aj. využili kamery ACS HST k nalezení více než 2 tis. bílých trpaslíků v obří kulové hvězdokupě ω Centauri. Úhrnná hmotnost hvězdokupy se odhaduje na 5 MM_☉, takže ji lze fakticky považovat i za miniaturní galaxii. Bílí trpaslíci se v ní jeví jako modré objekty 22 ÷ 27 mag. v závislosti na svém stáří, a tedy i stupni metalicity. Poskytují tak vodítko o vývoji hvězdokupy od doby jejího vzniku před 12 mld. let do současnosti.

B. Zhang a J. Gil objevili příležitostný rádiový pulzar GCRT J1745-3009 (Sco; 8,5 kpc) v pásmu 330 MHz s periodou 77,1 min a trváním impulzu 10 min. Podle názoru autorů se tak může chovat silně magnetický rotující bílý trpaslík. Magnetické pole bílého trpaslíka o indukci řádu 100 kT zbrzdilo jeho rotaci následkem interakce s magnetosférou pulzaru z původních několika minut na více než hodinu.

S. Kepler aj. zjistili, že pulzující bílý trpaslík G117-B15A (typ ZZ Cet; rotační perioda 215 s) představuje dlouhodobě nejstabilnější hodiny. Za 31 let pozorování totiž dostali hodnotu relativního brzdění (4,3 ±0,8).10 ¹⁵, zahrnující ovšem i vliv vlastního pohybu trpaslíka po obloze. Čistá změn rotační rychlosti tak činí jen 3,6.10 ¹⁵. V budoucnosti tak bude možné odvodit i chemické složení nitra bílého trpaslíka.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3. 1. Supernovy a jejich pozůstatky

Supernovou roku se stala supernova 2005cs, objevená W. Kloehrem, která vzplanula 27. června 2005 v galaxii M51 (NGC5194; CVn; 8,4 Mpc) a v maximu dosáhla 14 mag. Ze snímků ACS HST pořízených před objevem se podařilo identifikovat v kupě mladých hvězd jejího předchůdce jako červenou hvězdu 24 mag, z čehož vyplývá, že šlo o červeného veleobra o hmotnosti jen 8 M_☉ a absolutní hvězdné velikosti 5,8 mag, který vybuchnul jako supernova třídy II. Družice Swift zaznamenala 6. července 2005 v této galaxii krátký rentgenový záblesk s maximálním zářivým výkonem 3.10³² W, jenž by mohl pocházet od supernovy.

Nejbližší supernova severní polokoule za poslední půlstoletí 2004dj v galaxii NGC 2403 (3,3 Mpc) dosáhla v maximu 11,2 mag a již týden po maximu byla dle R. Beswicka aj. pozorována v rádiovém pásmu 5 GHz pomocí interferometru MERLIN. Jde o vůbec nejranější pozorování rádiového záření supernovy třídy SN II-P. Vzápětí se dostavilo i její rentgenové záření; prostě typická pekuliární supernova trochu vynahrazuje zklamání, že předešlá supernova tohoto typu 1987A byla viditelná očima pouze na polokouli jižní.

Jak uvedli B. Sugerman aj., díky mohutné světelné ozvěně se daří propátrat okolí supernovy 1987A do nevídaných podrobností. Všude ve vzdálenostech 0,3 ÷ 9 pc se nachází prachové vrstvy a bohatě strukturovaná bipolární plynná mlhovina. V mlhovině se dá rozlišit řada nápadných útvarů: vnitřní a vnější válcové hodinové sklíčko, Napoleonův klobouk, vnější burský oříšek (2,5× protáhlejší v polárním směru než podél rovníku) severní a jižní koncentrický prstýnek a excentrický rovníkový prsten. Hmotnost mlhoviny odhadli na 1,7 M_☉. Původní červený veleobr ztrácel ročně asi 5.10 ⁶ M_☉, ale těsně před výbuchem supernovy se proměnil v modrého veleobra spektrální třídy B3 I o teplotě do 18 kK, svítivosti 100 kL_☉ a poloměru 43 R_☉. Na místě výbuchu se však dosud nepodařilo najít žhavý bodový zdroj – vlastní neutronovou hvězdu, popř. pulzar.

S. Zhekov aj. shrnuli nejnovější sledování cirkumstelárního okolí supernovy 1987A v rentgenovém pásmu pomocí družice Chandra. První optická horká skvrna ve vnějším prstenu se objevila již v r. 1995, ale během následující dekády se prsten změnil v nádherný zářivý náhrdelník. Od října 1999 se prsten začal zvýrazňovat také v rentgenovém pásmu a do konce r. 2004 se zjasnil o řád. Jeho teplota však přitom klesala z 26 MK na 4 MK. Rentgenově zářící plyn se rozpíná pomalu rychlostí jen 530 km/s, zatímco opticky zářící plyn expanduje zhruba čtyřikrát rychleji. Celý úkaz je vyvolán rázovou vlnou po výbuchu supernovy, která postupuje prostorem o dva řády pomaleji než elektromagnetické záření. Podle S. Parka aj. se kolem supernovy šíří dvě různé rázové vlny – rychlá, jež se projevuje tvrdým rentgenovým zářením, a zbrzděná, která září v měkkém rentgenovém pásmu. Právě tato zbrzděná vlna nyní dosáhla hlavní oblasti plynné cirkumstelární mlhoviny a stává se hlavním zdrojem její vybuzení.

R. Manchester aj. využili radioteleskopu ATCA na vlnové délce 12 mm k rádiovému zobrazení celého úkazu s rozlišením 0,45″. Zatímco celkový obraz oblasti se shoduje s optickým a rentgenovým snímkem, v podrobnostech se obrazy liší. Na rádiovém snímku jsou patrné jak hlavní rázová vlna, tak také zpětný ráz a zejména nesouměrnost vlastního výbuchu. Podle N. Smitha aj. má tento zpětný ráz svítivost 15 L_☉ a zpátečním směrem nyní proudí asi 0,002 M_☉/r, což je tempo 4× vyšší než v r. 1997.

A. Pastorello aj. zjistili velkou podobnost ve vzhledu spektra mezi supernovami 1987A a 1998A v galaxii IC 2627 (Crt; 30 Mpc). Supernova 1998A však byla podstatně svítivější, neboť její předchůdce měl hmotnost 25 M_☉ (proti 20 M_☉ u SN 1987A) a poloměr 85 R_☉. Z toho důvodu vyvrhla supernova v souhvězdí Poháru celkem 22 M_☉ (proti 18 M_☉) a více izotopu ⁵⁶Ni – 0,11 M_☉ (0,075 M_☉). Vyzářila celkem čtyřikrát více energie – 6.10⁴⁴ J oproti supernově ve Velkém Magellanově mračnu.

Pozůstatek po Keplerově supernově z r. 1604 (Oph) se rozpíná rychlostí 2 000 km/s a vnější okraj plynné bubliny dosáhl poloměru 2 pc. P. Ruizová-Lapuentová aj. nalezli pomocí WFPC2 HST rychle letící hvězdu spektrální třídy G1 V, která byla průvodcem Tychonovy supernovy z r. 1572 (Cas; 3 kpc). Vzdaluje se od pozůstatku po ní, protože při výbuchu ztratila příslušnou gravitační vazbu.

F. aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS záření gama v pásmu 0,8 ÷ 10 TeV, přicházející od pozůstatku RX J1713-3946 (Sco; 900 pc) supernovy z r. 393 n. l. Odtud odhadli hmotnost předchůdce na 14 M_☉, tj. šlo o supernovu třídy II. Týmž přístrojem také nalezli záření gama v pásmu 0,2 ÷ 10 TeV v rádiové mlhovině kolem pulzaru J1747-28 (Sgr; 8,5 kpc). Zářivý výkon v tomto pásmu činí 2.10²⁷ W, což je polovina zářivého výkonu pulzaru v Krabí mlhovině. Podobně objevili slabý zdroj záření gama od pozůstatku po supernově RX J0852-46 (Vel). Naproti tomu se jim nezdařilo najít záření gama od historicky nejjasnější supernovy z r. 1006 (Lup; 2 kpc). V každém případě je však poměrně překvapující, že od 17. stol. nevybuchla v naší Galaxii žádná pozorovatelná supernova, ačkoliv z nejrůznějších srovnání vychází, že četnost samotných supernov třídy II (závěrečné stadium vývoje hvězd hmotnějších než ≈ 8 M_☉) by měla v naší Galaxii činit minimálně jeden úkaz za 150 roků.

R. Foley aj. zkoumali pomocí spektrografu u Keckova teleskopu časový vývoj optického spektra supernovy 1997ex (z = 0,36), kde by se už měl projevit vliv dilatace času v porovnání s podobnými supernovami v našem okolí. Pro toto srovnání použili vývoj spektra blízké supernovy 1998bw (z = 0,085), která měla na sestupné části spektrální křivky dva dobře definované hrbolky v 18,3 a 22,7 dne po maximu. Tytéž hrboly v časech 24,9 a 30,95 dnů po maximu vykazuje i zmíněná vzdálenější supernova, což velmi dobře odpovídá dilataci času podle vztahu t₀ = t/(1 + z), kde t₀ je lokální interval času a t je naměřená hodnota časového intervalu pro objekt s červeným posuvem z. Výsledek přepočtu na lokální intervaly pak dává hodnoty 17,0 a 18,0 dnů, což prakticky vylučuje domněnku, že červený posuv je způsoben „únavou“ světla.

S. van den Bergh aj. klasifikovali 604 supernov v cizích galaxiích různých typů, z toho 212 supernov, které vzplanuly v letech 2003–04. Supernovy třídy Ia s prototypem 1991bg se nejčastěji vyskytují v galaxiích typu E a E/Sa; s prototypem 1991T pak v přechodných typech galaxií. Supernovy třídy II převládají v raných typech galaxií. Supernovy tříd Ibc a II mají vesměs velmi hmotné předchůdce. Pravou továrnou na supernovy lze nazvat galaxii M83 (NGC 5236; Hya; 4,7 Mpc), v níž vzplanulo již 6 supernov (1923, 1945, 1950, 1957, 1968 a 1983), jež v maximu dosáhly 12,5 ÷ 15 mag.

G. Meyner a a. Maeder spočítali rozsáhlou síť vývojových modelů rotujících velmi hmotných (> 20 M_☉) hvězd s různou počáteční metalicitou (Z v rozmezí 0,004 ÷ 0,04, přičemž mezní hodnoty odpovídají situaci v Malém Magellanově mračnu a v centru Galaxie). Tyto hmotné hvězdy dosti brzy vstoupí do fáze Wolfových-Rayetových hvězd a minimální hmotnost pro tento přechod se snižuje s rychlostí rotace. Rychlost rotace však nepřímo úměrně závisí na metalicitě hvězdy, protože rostoucí metalicita má za následek vyšší tempo ztráty hmoty během hvězdného vývoje. Obecně z toho plyne, že typické hvězdy WR rotují pomalu s obvodovou rychlostí na rovníku asi 50 km/s; jedině při velmi nízké metalicitě hrozí hvězdě dokonce roztržení odstředivou silou. Příkladně hvězda se Z = 0,04 a počáteční hmotností > 50 M_☉ skončí jako supernova s hmotností 5 ÷ 7,5 M_☉. Pokud však má Z = 0,004, tak je její hmotnost 17 ÷ 29 M_☉. Výsledek velmi dobře souhlasí s pozorovanou četností supernov Ib/Ic vůči supernovám třídy II.

K. Kohri aj. se vrátili k řešení kardinálního problému teorie supernov třídy II, na který upozornili již S. Colgate a R. White v r. 1966, když počítali hroucení hmotné hvězdy, která předešlými termonukleárními reakcemi dospěla k vytvoření železného jádra: následná exploze se totiž zastaví dříve, než dojde k výbuchu supernovy! Problém spočívá v tom, že vnější vrstvy hvězdy se sice řítí volným pádem na železnou pecku v jádře, ale kvůli velkému momentu hybnosti utvoří akreční disk, který krouží kolem pecky a zabrzdí rázovou vlnu postupující směrem ven. Podle novějších výpočtů mohou tento akreční pat údajně rozlousknout neutrina, která odnášejí přebytečný moment hybnosti v podobě hvězdného větru o energii až 10⁴⁴ J. Tím se pro vhodně vyladěné parametry exploze daří obnovit rázovou vlnu a v akrečním disku proběhne kýžené slučování těžkých prvků od mědi po uran procesem r (rychlé zachycování neutronů), takže supernova doopravdy vybuchne, jenže pořád se neví, zda jsou zmíněné modely dostatečně realistické.

B. Fields aj. si všimli, že v zemské kůře pod dny oceánů se nachází 100× větší koncentrace radioaktivního izotopu ⁶⁰Fe s poločasem rozpadu 2,2 Mr, jakož i přebytek manganu. To lze vysvětlit tím, že zhruba před 3 mil. let vybuchla v našem okolí ve vzdálenosti 15 ÷ 120 pc supernova. Pokud je tato domněnka správná, měl by se v téže vrstvě najít také přebytek ¹⁸²Hf a ²⁴⁴Pu, takže nejlepší cestou k poznání chemického složení nitra supernov by se stala výprava na dno pozemských oceánů.

3. 2. Rádiové pulzary

S. Ransom aj. oznámili objev 21 milisekundových pulzarů v kulové hvězdokupě Terzan 5 (Sgr; vzdálenost 8,6 kpc), čímž jejich celkový počet v této velmi hmotné a kompaktní hvězdokupě dosáhl rekordu 24 (rozmezí jejich period činí 1,7 ÷ 80 ms; 13 z nich jsou binární – z toho 2 na velmi výstředných drahách). Tím se dosud vedoucí známá kulová hvězdokupa 47 Tuc ocitla na druhém místě s 22 pulzary (periody 2 ÷ 8 ms). Obecně platí, že četnost milisekundových pulzarů v kulových hvězdokupách je asi o řád vyšší než v galaktickém poli. a. King aj. ukázali, že pulzary, označované jako „černé vdovy“, které již téměř vysály své původní průvodce, se rovněž vyskytují nejčastěji v kulových hvězdokupách. Průvodci mají obvykle hmotnosti menší než 0,1 M_☉ a oběžné doby pod 10 h. Obecně tedy platí, že každý milisekundový binární pulzar s takto krátkou periodou patří mezi černé vdovy.

E. Splaver aj. zkoumali v letech 1992–2004 binární pulzar PSR J1713+07 (Oph), vzdálený od nás 1,1 kpc, který má mimořádně dlouhou oběžnou periodu 68 d, když jeho průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,3 M_☉. Pulzar s rotační periodou 4,6 ms má hmotnost 1,3 M_☉ a vykazuje téměř kruhovou dráhu o poloměru 9,7 mil. km. Je vzdálen 25° od hlavní roviny Galaxie a jeho příčná rychlost pohybu dosahuje 33 km/s. Indukce magnetického pole jen 20 kT svědčí o tom, že jde o velmi starý pulzar s charakteristickým stářím 8 mld. let.

F. Graham-Smith a M. McLauhglinová uveřejnili zatím nejpřesnější údaje o páru pulzarů J0737-30 aB (Pup), který je nyní nejslibnější soustavou pro ověřování efektů obecné teorie relativity. Pulzary a a B mají po řadě rotační periody 22,7 mas a 2,77 s při oběžné době 2,45 h a sklonu dráhy 90°. Velké poloosy jejich drah činí po řadě 420 tis. km a 450 tis. km při výstřednosti 0,09. Hmotnosti obou složek dosahují 1,34 a 1,25 M_☉. Následkem toho dosahuje relativistické stáčení periastra rekordních 16,9°/r a systém jeví i další dobře měřitelné relativistické efekty. Složka a má relativně nízkou indukci magnetického pole 600 kT, zatímco složka B plných 200 MT. Brzdění rotací uvolňuje u složky a výkon 5,8.10²⁶ W, kdežto u složky B jen 2.10²³ W. Podle R. Manchestera aj. obíhají pulzary kolem společného těžiště rychlostí 300 km/s. P. Podsiadlowski aj. určili mimořádně přesně hmotnost neutronové hvězdy B: (1,249 ±0,001) M_☉. Odtud odvodili maximální možnou hmotnost neutronové hvězdy 1,37 M_☉. To má velký význam pro ověřování stavových rovnic pro neutronové hvězdy.

M. Burgay aj. zjistili během 20 měsíců sledování radioteleskopem v Parkesu, že impulzní emise pulzaru a se mění jednak díky geodetické precesi a jednak též následkem stáčení periastra, což jsou dva předpokládané relativistické efekty. D. Lai a R. Rafikov ukázali, že jelikož pulzary procházejí při každém oběhu ve vzdálenosti jen 4 000 km vůči zornému paprsku a jelikož odpovídající Einsteinův poloměr zde činí plných 2 600 km, dochází přitom po dobu několika sekund ke zjasnění pulzaru a až o 10 % efektem gravitační čočky. Současně se zvýší tzv. Shapirovo zpoždění příchodu impulzů milisekundového pulzaru o několik mikrosekund. O. Löhmer aj. objevili pomocí obřích antén v Arecibu a Effelsbergu Shapirovo zpoždění o velikosti 740 ns u binárního pulzaru PSR 1640+2224 (Her), kde je průvodcem pulzaru s impulzní periodou 3,2 ms bílý trpaslík o hmotnosti 0,15 M_☉, obíhající kolem pulzaru v periodě 175 d ve vzdálenosti 17 mil. km po dráze skloněné k zornému paprsku pod úhlem jen 6°.

Pomocí týchž radioteleskopů zkoumali D. Nice aj. binární milisekundový (3,4 ms) pulzar PSR J0751+1807 (Cnc; 620 pc; oběžná doba 6 h; poloměr dráhy 60 tis. km; výstřednost 2.10 ⁶) a zjistili ze zkracování oběžné periody tempem 6.10 ¹⁴ a ze Shapirova zpoždění, že neutronová hvězda v soustavě má rekordní hmotnost 2,1 M_☉, zatímco průvodce je bílý trpaslík o hmotnosti jen 0,2 M_☉. Problém vysoké hmotnosti neutronových hvězd u některých pulzarů (Cyg X-2; 4U 1700-37 či Vela X) je docela vážný, protože je v rozporu s výpočtem maximální hmotnosti neutronové hvězdy pro běžné stavové rovnice degenerovaného neutronového plynu. Zdá se, že tyto neutronové hvězdy prodělaly po svém vzniku při výbuchu supernovy delší období akrece, kdy svého bílého trpaslík ještě řádně vysály. Další možností je změna stavové rovnice díky existenci tzv. kvarkových (podivných) hvězd. Nicméně M. alford aj. se domnívají, že s ohledem na zřejmou existenci neutronových hvězd s vysokou hmotností je existence kvarkových či hybridních (částečně neutronových a částečně kvarkových) hvězd vysoce nepravděpodobná.

A. Hotna aj. sledovali během pěti let vývoj impulzního profilu binárního pulzaru PSR J1141-6545 (Mus; rotační per. 0,4 s; oběžná doba 4,8 h; e = 0,2; vzdálenost > 3,7 kpc). Za tu dobu se totiž šířka impulzního profilu zvětšila o polovinu původní hodnoty. autoři to vysvětlili geodetickou precesí s periodou 265 let, předpovězenou obecnou relativitou. Precese má za následek, že podmínky viditelnosti silně relativistických pulzarů se s časem neustále mění. Zákon schválnosti praví, že ty nejzajímavější soustavy jsou se Země vidět v nejkratších časových epizodách, takže jejich vyhledávání nikdy neskončí. Neutronová hvězda v této soustavě má hmotnost 1,3 M_☉ a je doprovázena bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,0 M_☉.

Dalším nadějným párem pro ověřování obecné relativity je dle a. Faulknera aj. dvojice neutronových hvězd PSR 1756-2251 (Sgr) s úhrnnou hmotností složek 2,6 M_☉, jež kolem sebe obíhají po dráze s výstředností e = 0,2 v periodě 7,7 h. Hmotnější neutronová hvězda s periodou rotace 0,03 s je pulzarem, který jeví relativistické stáčení periastra 2,6°/r. Obě složky se k sobě blíží po spirále smrti, která skončí jejich splynutím za 1,7 mld. let.

F. aharonian aj. odhalili pomocí aparatury HESS pro studium záření gama silný signál v pásmu 280 GeV – 40 TeV z plošného zdroje v blízkosti pulzaru MSH 15-52. Pulzar při svém letu kosmickým prostorem vytváří kolem sebe nesouměrnou vlečku hvězdného větru, v níž dochází k inverznímu Comptonovu rozptylu relativistických elektronů na nízkoenergetických fotonech, což je příčinou tvrdého záření gama. Jde o první důkaz výskytu silného hvězdného větru kolem rychle rotující neutronové hvězdy. Podobně ohlásili titíž autoři objev hvězdného větru v pásmu TeV záření gama v mlhovině G 18.0-0.7, spojené s pulzarem PSR B1823-13 (Sct; 4 kpc; stáří 21 tis. r; per 0,1 s).

B. Khelifimu aj. se podařilo touž aparaturou objevit mohutný vítr díky silnému záření gama kolem binárního pulzaru PSR B1259-63 (= SS 2883; Mus; výstřednost dráhy 0,9; oběžná doba 3,6 r) během průchodu pulzaru periastrem počátkem r. 2004. Při magnetickém poli pulzaru řadu 100 MT se během průchodu periastrem uvolňuje energie řádu 10⁴² J, což významně posílí intenzitu hvězdného větru. F. aharonian aj. využili v téže době aparatury HESS k objevu impulzně modulovaného záření gama v pásmu nad 380 TeV. Silný, avšak časově velmi proměnný signál pozorovali jak před vlastním průchodem pulzaru, tak i po něm. Rádiová pozorování průchodu periastrem, vykonaná S. Johnstonem aj., ukázala, že během půlročního intervalu kolem průchodu kolísala disperzní míra rádiových signálů i stáčení polarizovaného signálu Faradayovou rotací. Lze to vysvětlit měnící se hustotou cirkumstelárního disku kolem průvodce třídy Be i složitou strukturou magnetického pole neutronové hvězdy.

L. Pellizza aj. zjistili, že proslulý pulzar Geminga se zrodil ve vzdálenosti 90 ÷ 240 pc od Slunce jako hmotná hvězda 15 M_☉ buď v asociaci Cas-Tau OB, anebo Ori OB1a. Po výbuchu supernovy před 340 tis. lety získal vysokou prostorovou rychlost přes 125 km/s. a. Tutukov modeloval vývoj těsných dvojhvězd s oběžnými periodami 0,1 ÷ 100 dnů, v nichž hmotná složka posléze vybuchla jako supernova třídy Ib nebo Ic. Vyšlo mu, že z pozůstalé neutronové hvězdy se stane pulzar jen tehdy, pokud předchůdce s hmotností 2,5 ÷ 10 M_☉ rotoval dostatečně rychle. Proto je rádiových pulzarů méně, než by odpovídalo četnosti supernov tříd Ib, c a II. Vysoké prostorové rychlosti pulzarů jsou pak odrazem velikosti orbitálního pohybu v těsné dvojhvězdě ještě před výbuchem.

U binárního milisekundového pulzaru PSR J1909-3744 (Sgr; 1,1 kpc) dostali B. Jacoby aj. jeho příčnou rychlost 200 km/s a téměř dokonalou kruhovou dráhu s výstředností řádu 10 ⁷ (!). Jelikož rovina dráhy pulzaru téměř splývá se směrem zorného paprsku, odhalili též Shapirovo zpoždění, které umožnilo určit velmi přesně hmotnost neutronové hvězdy na 1,44 M_☉. Vzápětí však S. Chatterjee aj. nalezli opravdový expres mezi pulzary B1508+55 (Dra; 2,4 kpc; stáří 2,3 Myr), jehož příčná rychlost činí 1 080 km/s (!), takže uniká z Galaxie natrvalo. Jde o tak velkou rychlost, že se nedá vysvětlit Tutukovovým mechanismem. Pulzar s rotační periodou 0,74 s o magnetické indukci 200 MT se nachází daleko od hlavní roviny Galaxie v šířce 52°, ačkoliv se zrodil v galaktické rovině poblíž hvězdné asociace Cyg OB.

M. Falanga aj. pozorovali díky družici INTEGRAL v únoru–březnu 2003 extrémně silný výbuch rentgenového milisekundového (5,25 ms) binárního pulzaru XTE J1807-294 (Sgr; vzdálenost 8 kpc). Zatímco v klidu je jeho zářivý výkon v pásmu 0,1 ÷ 200 keV řádu 10²⁴ W, během výbuchu vzrostl až o 7 řádů. Pulzar má nejkratší oběžnou periodu mezi všemi binárními pulzary – 40 min – a vyniká též nízkou indukcí magnetického pole neutronové hvězdy jen 10 kT. autoři odvodili z pozorování družic INTEGRAL, Newton a RXTE, že charakter spektra během výbuchu odpovídá záření černého tělesa, přes něž se překládá tepelný Comptonův jev. Záření vychází z disku o poloměru pouhých 30 km, tj. velmi blízko povrchu neutronové hvězdy. R. Turolla aj. zjistili, že rádiový zdroj GCRT J1745-3009 (Sgr) vysílá na frekvenci 0,3 GHz série silných (1 Jy) rádiových záblesků v trvání 10 min, které se pravidelně opakují po 77 min. autoři se domnívají, že úkaz lze nejlépe vysvětlit jako následek oběhu dvou neutronových hvězd kolem společného těžiště po protáhlé dráze. Když jsou hvězdy v pericentru, dostává se rázová vlna do světelného kužele méně energetického pulzaru a následkem toho se objeví silné rádiové záblesky.

D. Kaplan a M. van Kerkwijk využili družice Chandra k objevu pulzací s periodou 8,4 s u osamělé neutronové hvězdy RX J0720-3125 (Pup). Během pětiletého sledování se podařilo zjistit, že se tato perioda sekulárně prodlužuje tempem 7.10 ¹⁴, takže autoři z toho usoudili, že jde fakticky o rádiový pulzar pozorovaný mimo směrovaný svazek rádiového záření. Podle těchto měření vychází indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy na 2,4 GT a charakteristické stáří pulzaru 2 mil. roků. E. Bonning a M. Falanxa prozkoumali pomocí družice INTEGRAL základní vlastnosti pozoruhodného rentgenového binárního pulzaru 2S 0114+65 (Cas; 7 kpc; oběžná doba 12 d). Jeho zvláštností je totiž rekordně dlouhá rotační perioda neutronové hvězdy – 2,8 h! Tato rotační perioda se však zkracuje tempem téměř 10 ⁶, za což nejspíše může pokřivený akreční disk s rotační periodou 31 d. Soustava vydává v pásmu 5 ÷ 100 keV zářivý výkon 2.10²⁹ W a z intenzity cyklotronové čáry na 22 keV vychází indukce magnetického pole 250 MT. Není vyloučeno, že v době vzniku neutronové hvězdy dosahovala indukce hodnoty až 10 GT.

R. Duncan aj. studovali proměnnost anomálního rentgenového pulzaru AXP 1E 2259+58 (Cas; vzdálenost 3,1 kpc), objeveného již r. 1979. Ukázali, že na povrchu neutronové hvězdy dochází díky extrémně silnému magnetickému poli řádu až 10 GT čas od času k silným zábleskům o rentgenovém výkonu až 100 L_☉. To jsou zářivé výkony až trilionkrát vyšší než u rekordních erupcí na Slunci a uvolněné celkové energie záblesků dosahují až 10 bilionnásobku energie uvolněné v gigantické sluneční erupci. Dále zjistili, že rotační perioda neutronové hvězdy vzrostla za 25 let ze 7 na 8 s, což je přímý následek brzdění hvězdy interakcí s extrémně silnou magnetosférou. Dosud známe jen 8 aXP s rotačními periodami 5,5 ÷ 11,8 s a magnetickými poli o indukci 6 ÷ 70 GT. Rentgenové záblesky takové mohutnosti by dokázaly zabít člověka ještě ve vzdálenosti 300 pc, takže dobrá zpráva praví, že známá aXP se nacházejí ve vzdálenostech 2 ÷ 55 kpc od nás. Není příliš pravděpodobné, že aXP bližší než 500 pc by unikly naší pozornosti.

3. 3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

K nejzajímavějším objevům roku patří bezpochyby sdělení T. Strohmayera aj., kteří pomocí družice Chandra sledovali změnu oběžné periody (321,5 s) ultrakompaktní rentgenové dvojhvězdy RX 0806+1527 (Cnc) během 320 dnů. Zjistili, že perioda se zkracuje následkem gravitačního záření relativním tempem 10 ¹⁶, což je efekt o pět řádů (!) větší než u již citovaných relativistických binárních pulzarů. Dává to rázem velkou naději, že nová generace detektorů gravitačních vln objeví takovou soustavu relativně snadno.

A. Nandi aj. se věnovali soustavnému, téměř tříletému sledování rentgenové dvojhvězdy SS 433 pomocí družice RXTE. Pozorovali tak chování emisních čar vysoce ionizovaného železa a zjistili, že proslulé výtrysky směřují kolmo na akreční disk, jehož perioda precese činí 165,1 dne. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 13,1 d. Ve výtryscích, dosahujících rychlosti až 78 tis. km/s, jsou do vzdálenosti několika obl. vteřin od dvojhvězdy vidět pohybující se zhustky látky, zatímco ve větších vzdálenostech pozorujeme jen spojité rentgenové a rádiové záření až do vzdálenosti 0,5° od zdroje. Samotný bodový zdroj září rentgenově jen slabě v pásmu energií do 30 keV. Jeho povaha je stále sporná. Může jít o neutronovou hvězdu anebo o hvězdnou černou díru. a. Čerepaščuk aj. se domnívají, že jde určitě o černou díru s hmotností kolem 9 M_☉, zatímco druhá složka je veleobrem sp. třídy a6 o hmotnosti 30 M_☉, jenž vyplňuje svůj Rocheův lalok. akreční disk je skloněn pod úhlem 20° k oběžné rovině dvojhvězdy a přirůstá o 0,000 1 M_☉/rok, takže akrece je vysoce nadkritická – žhavý plyn se při dopadu do akrečního disku pohybuje rychlostí 2 000 km/s.

E. de Gouveia Dal Pino a a. Lazarian se pokusili vysvětlit pozorované „nadsvětelné“ ejekce plynu během rádiových erupcí mikrokvasaru GRS 1915+105 (Aql; 12,5 kpc) pomocí prudké magnetické rekonexe. Podle jejich modelu je centrální černá díra o hmotnosti 10 M_☉ obklopena akrečním diskem s indukcí magnetického pole 70 kT. K rekonexím dochází v koróně nad vnitřním okrajem akrečního disku při teplotě plynu do 500 MK. Tím lze objasnit energie záření až 10³² J.

J. Gonzálesová-Hernándezová aj. pozorovali rentgenovou dvojhvězdu o nízké hmotnosti Cen X-4, která se vyznačuje vysokou výstředností oběžné dráhy e = 0,85. Dvojhvězda je od nás vzdálena 1,2 kpc a nachází se plných 25° od roviny Galaxie, což naznačilo, že by mohla mít velký vlastní pohyb, protože téměř určitě vznikla v galaktické rovině. autorům se podařilo určit vlastní pohyb soustavy tempem 190 km/s, z něhož vyplývá, že neutronová hvězda v této soustavě vznikla před 150 mil. lety výbuchem supernovy, a to vedlo jednak k vysoce výstředné dráze, jednak k retrográdnímu „vykopnutí“ soustavy z galaktické roviny pod úhlem 110°. Podobně B. Williams aj. zjistili, že při nesouměrném výbuchu supernovy v soustavě GRO 1655-40 (Sco) došlo k vymrštění soustavy z galaktické roviny rychlostí 45 ÷ 115 km/s. Soustava se nyní nachází asi 200 pc od roviny Galaxie. Kompaktní složka o hmotnosti vyšší než 3,5 M_☉ se zhroutila na černou díru, zatímco průvodce, jenž dodává černé díře dodnes „rentgenovou zářivou munici“, je stále hvězdou hlavní posloupnosti o hmotnosti 2,3 ÷ 4,0 M_☉.

A. Val Baker aj. určili hmotnost neutronové hvězdy v zákrytové soustavě Sk160/SMC X-1, kde průvodce Sk 160 o hmotnosti 17 M_☉ vyplňuje svůj Rocheův lalok. Protože minimální sklon oběžné roviny soustavy činí 65°, lze tak odvodit horní mezi hmotnosti neutronové hvězdy 1,2 M_☉. Obecně platí, že zákrytové rentgenové pulzary dávají zatím nejspolehlivější údaje o hmotnostech a poloměrech neutronových hvězd.

A. Schwope aj. objevili pomocí družice Newton pulzní rentgenové záření u blízké (76 ÷ 380 pc) osamělé neutronové hvězdy RBS 1223 a dostali tak její neproměnnou rotační periodu 10,3 s i poloměr 12 km. Na povrchu neutronové hvězdy se nacházejí dvě horké skvrny, vzdálené od sebe 160°. Stáří hvězdy odhadli na několik set tisíc roků. a. de Luca aj. nalezli optické protějšky izolovaných neutronových hvězd Geminga, 0656+14 a 1055-52, vzdálených od nás po řadě 157, 288 a 750 pc, jež mají shodně 25 mag a přibližně stejné stáří řádu stovek tisíc let. Zpomalování rotace těchto hvězd uvolňuje ve všech případech energii řádu 10²⁷ W, jež se vyzáří převážně v rentgenovém oboru spektra. Všechny hvězdy mají dosud velmi silné magnetické pole řádu 100 MT.

B. Williams aj. oznámili objev rentgenové novy 0044+4112 v galaxii M31 v Andromedě. Družice Chandra ji pozorovala od 9. 11. do 27. 12. 2003. Její maximální zářivý výkon dosáhl hodnoty 10³¹ W. Rentgenové novy byly objeveny také v Magellanových mračnech a v galaxii M32. Jejich maximální zářivé výkony se pohybovaly v rozmezí 10²⁹ ÷ 10³³ W.

S. Rappapport aj. se zabývali určením povahy ultrasvítivých (> 10³² W) bodových rentgenových zdrojů, objevených družicemi ROSAT, Newton a Chandra v cizích galaxiích. Rozhodovali se mezi třemi možnostmi: buď by mohlo jít o akreci na intermediální černé díry s hmotnostmi 100 ÷ 1 000 M_☉, nebo o pokračování funkce svítivosti pro rentgenové dvojhvězdy s kompaktním příjemcem, popřípadě o dosud zcela neznámý typ objektů. Příslušné modelové výpočty jednoznačně upřednostnily druhou možnost, tj. že jde o extrémní případy těsných dvojhvězd s kompaktní neutronovou hvězdou či hvězdnou černou dírou a s velmi vysokou hmotností hvězdy-dárce (> 10 M_☉). Tyto soustavy se nejčastěji vyskytují v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Na zajímavou možnost vývoje těsných dvojhvězd, obsahujících hmotnou klasickou hvězdu a dále neutronovou hvězdu, upozornili a. Bogomazov aj. Neutronová hvězda o minimální kritické hmotnosti 1,35 M_☉ může postupně nabrat tolik hmoty, že nakonec dosáhne Oppenheimerovy-Volkoffovy meze 2,5 M_☉ a spontánně se zhroutí na černou díru.

L. Ferrariová a D. Wickramasinghe ukázali, že poměrně vysoká indukce magnetických polí bílých trpaslíků je úměrná indukci magnetického pole jejich předchůdců – hvězd hlavní posloupnosti. Druhým faktorem je přitom rychlost rotace předchůdců: čím pomaleji rotují, tím je magnetické pole bílého trpaslíka vyšší. autoři se proto domnívají, že tato závislost se dá protáhnout i směrem k daleko vyšším indukcím magnetického pole pro neutronové hvězdy, tj. až do oblasti 100 GT, což odpovídá magnetarům. Je-li tato úvaha správná, pak magnetary jsou potomky hmotných silně magnetických hvězd, které rotovaly velmi pomalu.

3. 4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

L. Zhang aj. upozornili, že z 271 bodových zdrojů záření gama, objevených aparaturou EGRET na družici Compton, není více než 60 % dosud identifikováno. Přesto však autoři soudí, že naprostá většina neidentifikovaných zdrojů patří do naší Galaxie a nalézají se blíže než 50° od její hlavní roviny. Občas se daří identifikace těchto tajemných zdrojů s nově objevenými rádiovými pulzary. F. aharonian aj. objevili pomocí pozemního detektoru záření gama HEGRA plošný (přes 6 obl. minut) stálý zdroj J2032+4130 (Cyg), vysílající pouze záření gama v oblasti TeV, jenž zůstává neidentifikovaný rentgenově, opticky či rádiově. Titíž autoři využili aparatury HESS k objevu 8 nových zdrojů > 100 GeV záření gama poblíž galaktické roviny (do vzdálenosti 0,7° v galaktické šířce). Dva z nich nemají žádný rádiový či rentgenový protějšek, kdežto tři další jsou totožné s pozůstatky supernov. Zbylé plošné zdroje nejsou zatím prozkoumány. J. Knödlsedar aj. dokončili pomocí družice INTEGRAL přehlídku 95 % oblohy v anihilační čáře 511 keV. Tato emise se silně a souměrně koncentruje ke galaktické výduti. Záření disku Galaxie je více než o řád slabší. Nejčastějšími zdroji anihilačního záření jsou pozůstatky po supernovách Ia a rentgenové dvojhvězdy o nízké hmotnosti (LMXB).

První rentgenový dosvit GRB byl zpozorován v únoru 1997. Do konce r. 2004 však už počet pozorovaných rentgenových dosvitů dosáhl 55, přičemž prodleva mezi GRB a dosvitem činila 6 ÷ 24 h. Při studiu zábleskových zdrojů záření gama začala nová kapitola úspěšným vypuštěním specializované družice Swift, která má na palubě tři spolupracující přístroje: přehlídkový teleskop BAT pro pásmo 15 ÷ 150 keV; rentgenový teleskop XRT pro pásmo 0,3 ÷ 10 kVe a optický dalekohled a spektrograf UVOT pro pásmo 170 ÷ 650 nm. Tím se neobyčejně zkrátila doba mezi detekcí GRB a určením dostatečně přesné polohy, která je internetem předávána dalším družicím i pozemním aparaturám, což vzápětí vedlo k podstatně hlubšímu poznání procesů, jež probíhají během GRB a v prvních chvílích po jejich zhasnutí. Již nedlouho po vypuštění 20. 11. 2004 počala družice, zhotovená ve spolupráci amerických, britských a italských vědců a techniků, dodávat jedinečná data. Tak např. jeden z prvních družicí spatřených GRB 041219a trval rekordních 9 minut. Koncem roku zaznamenal Swift odrazem od Měsíce (!) i fantastickou erupci SGR 041227 (magnetar 1806-20 v Sgr).

Na rozdíl od klasických GRB, které vesměs vzplanuly v cizích galaxiích, šlo v případě SGR o nevídaný záblesk měkkého záření gama uvnitř naší vlastní Galaxie, naštěstí v bezpečné vzdálenosti od Země. V době záblesku se magnetar nacházel v zorném poli nad Tichým oceánem v úhlové vzdálenosti jen 5° od Slunce, takže vizuální pozorování nebyla možná. Nicméně ani v ostatních oborech spektra nebylo jednoduché záblesk pro jeho vysokou intenzitu kvantitativně zaznamenat. Celkem 15 družic a sond bylo signálem zahlceno, naštěstí jen po krátký čas 0,2 s. Během té doby magnetar vyzářil tolik energie jako Slunce za čtvrt milionu let a překonal podobné záblesky předešlých magnetarů o dva řády! Není divu, že na to reagovala zemská ionosféra stlačením z obvyklé denní výšky 70 km napolovic – k normálu se vrátila až za hodinu.

Po tomto gigantickém záblesku gama následovalo podle K. Hurleye aj. exponenciální doznívání v trvání 380 s, které bylo modulováno v periodě 7,6 s – evidentně šlo o rotační periodu magnetaru. Podrobný průběh světelné křivky s časovým rozlišením 5,5 ms popsali T. Terasawa aj. Magnetar dosáhl vrcholu světelné křivky již 50 ms po začátku úkazu, avšak další injekce energie přišla o 60 ms později. Odtud vyplývá, že se celkem uvolnilo asi 10⁴⁰ J energie, což přesně odpovídá magnetické energii magnetaru při indukci magnetického pole 100 GT. To zároveň naznačuje, že indukce magnetického pole uvnitř neutronové hvězdy je patrně ještě vyšší! K podobným závěrům dospěli též R. Yamazaki aj., kteří využili měření z nezahlcené japonské družice Geotail. Po 500 ms od začátku jevu tak zjistili výrazný pokles jasnosti, který byl zřejmě následkem zúžení rozpínající se relativistické ohnivé koule do úzkého výtrysku o vrcholovém úhlu kolem 20° díky silnému magnetickému poli. Obrovská svítivost v maximu odpovídá počáteční teplotě ohnivé koule kolem 2 GK!

Patrně nejpodrobnější výsledky získali S. Schwartz aj. díky náhodným pozorováním úkazu dvěma družicemi soustavy Cluster a čínskou družicí Double star TC-2. Rentgenový náběh světelné křivky byl téměř okamžitý, kratší než 0,25 ms. Pak následoval exponenciální nárůst během pouhých 4,9 ms a další v 70. ms po začátku úkazu. Celé hlavní divadlo se tedy odehrálo během pouhých 100 ms. autoři z těchto údajů usuzují, že jsme byli svědky vzniku trhliny v kůře neutronové hvězdy, která se rychle šířila. Magnetary v klidu vysílají s výkonem 10²⁸ W a drobné trhlinky v kůře se projevují kratičkými záblesky. Blesková obří exploze však byla důsledkem rekonexe ve vnější magnetosféře neutronové hvězdy, která se odehrála během zlomku milisekundy. Trhlina v kůře o délce 5 km vznikla během 4,9 ms a 100 ms je čas, potřebný k přestavbě celého magnetického pole. Je pozoruhodné, že zmíněné družice byly konstruovány ke studiu rekonexí v magnetosféře Země a nyní se prokázalo, že kvalitativně jde o stejné procesy navzdory diametrálně odlišným energetickým měřítkům těchto procesů v okolí Země a neutronové hvězdy.

B. Gaensler aj. pozorovali pomocí antény VLA na frekvenci 1,4 GHz od 6. do 19. dne po explozi kolem polohy SGR rádiovou mlhovinu, rozpínající se rychlostí 0,25c. P. Cameron aj. sledovali týž rádiový dosvit pomocí řady aparatur v širokém pásmu frekvencí 0,2 ÷ 250 GHz v intervalu od 3. 1. do 24. 2. 2005. Odtud mj. odvodili rozmezí vzdálenosti magnetaru od nás 6,4 ÷ 9,8 kpc. Naproti tomu X. Wang aj., kteří sledovali rádiové záření v pásmu 0,2 ÷ 8,5 GHz, určili tempo rozpínání mlhoviny na 0,35c, protože odhadli vzdálenost magnetaru na plných 15 kpc. autoři se též domnívají, že asi 3 h po explozi mohl optický dosvit zdroje dosáhnout 13 mag, jenže to na denním nebi nebylo možné zpozorovat. Také S. Merenghetti aj. dospěli na základě pozorování družice INTEGRAL k dlouhé stupnici vzdálenosti 15 kpc a odtud pak odvodili maximální zářivý výkon magnetaru na neuvěřitelných 10³⁷ W a energii vyzářenou během výbuchu na 10³⁹ J. autoři také zjistili z archivních údajů, že magnetar byl mimořádně činný několik let a zejména pak v posledních měsících před explozí. Totéž potvrdili také G. Israel aj., kteří monitorovali magnetar pomocí teleskopu VLT ESO již od října 2003. Optický tok rostl nejvíce v infračerveném oboru spektra zejména v období od června do října 2004. Naprosto tvarově shodné světelné křivky pořídila též družice Chandra a anténa VLA. To znamená, že chování magnetaru bylo konzistentní v rozsahu pěti řádů energie fotonů.

A. Tiengo aj. využili družice Newton k následnému monitorování magnetaru od března 2005, kdy se zdroj dostatečně vzdálil od Slunce. Zjistili, že rentgenové spektrum změklo a záblesková činnost zdroje v podstatě ustala, jakmile skončila celková rekonfigurace magnetosféry. Ve spektru se objevila také tepelná složka, odpovídající záření žhavého černého tělesa. Rotace magnetaru se nyní brzdí tempem 10 ¹¹, podobně jako tomu bývá u AXP. Ostatně řada autorů se domnívá, že všechny aXP jsou fakticky rovněž magnetary. Vysílají běžně záření o výkonu 10²⁹ W; rotují s periodami 5 ÷ 12 s a na rozdíl od akreujících milisekundových pulzarů se jejich rotace s časem zpomaluje vinou extrémně silného magnetického pole o indukci až 100 GT. Jde vesměs o osamělé objekty, obvykle velmi blízko hlavní roviny Galaxie, jež nejsou starší než 100 tis. roků.

D. Figer aj. zkoumali hvězdokupu v okolí SGR 1806-20 a zjistili, že obsahuje řadu dalších hmotných hvězd, z nichž tři klasifikovali jako Wolfovy-Rayetovy hvězdy a jednu jako raného veleobra třídy OB. Stáří hvězdokupy odhadli na 4 mil. roků. autoři se domnívají, že předchůdce magnetaru měl hmotnost přes 50 M_☉ – navzdory tomu však neskončil jako černá díra, nýbrž jako silně magnetická neutronová hvězda.

T. Strohmayer a a. Wattsová zjistili, že při výbuchu magnetaru SGR 1900+14 (Aql) v r. 1998 zaznamenala družice RXTE na sestupné větvi světelné křivky kvaziperiodické oscilace na frekvencích 84, 53,5 a 155,1 Hz. Podobné oscilace se objevily také na rentgenových záznamech výbuchu magnetaru SGR 1806-20. autoři soudí, že jde o torzní vibrace kůry neutronové hvězdy v extrémně silném magnetickém poli. Odtud též vyplývá, že indukce magnetického pole SGR 1806 je asi dvojnásobná v porovnání se SGR 1900.

B. Thomas aj. zkusili propočítat rizika pro život na Zemi v případě, že by některý magnetar vybuchl ve vzdálenosti do 1 kpc od nás. Obrovský příliv záření gama by zřejmě vážně poškodil ozonosféru Země – nejvíce by byly postiženy mírné a nízké zeměpisné šířky. To by následně vedlo k řádově četnějšímu poškozování DNA v živých organismech a nepřímo ke globálnímu ochlazení a kyselým dešťům. Devastace životního prostředí na Zemi by trvala řadu let a nepochybně by způsobila masové vymírání planktonu, rostlin i živočichů, a tudíž rozvrácení potravních řetězců. autoři dokonce soudí, že za velkým vymíráním v pozdním ordoviku před 443 mil. lety mohl být výbuch blízkého magnetaru.

Již zmíněný GRB 041219a, pozorovaný družicí Swift, se stal dle W. Vestranda aj. teprve druhým zábleskovým zdrojem gama, u něhož byl souběžně zaznamenán optický protějšek. Jistě k tomu přispěla okolnost, že šlo o mimořádně dlouhý zdroj v trvání 520 s, který byl pozorován v poloze 0024+6250 (Cas) optickou kamerou RAPTOR v Los alamos, N. M., již 8 s po doručení avíza ze Swiftu. Jasnost protějšku dosáhla R = 18,6 mag. Světelná křivka protějšku se tvarově naprosto shoduje s prvním pozorovaným optickým protějškem u GRB 990123 s tím rozdílem, že u něho trvalo celé vzplanutí gama jen 80 s, takže i optická světelná křivka se vyvíjela rychleji. C. Blake aj. zaznamenali infračervený záblesk v 7. min po začátku GRB, což dle názoru autorů odpovídá průchodu vnitřní rázové vlny materiálem v okolí GRB. Podobně D. Burrows aj. využili rychlé identifikace GRB 041223 družicí Swift k optické detekci dosvitu pomocí VLT v čase 16 – 87 h po vzplanutí GRB, které trvalo 130 s. Na začátku zmíněného intervalu měl optický dosvit jasnost J = 19,5 mag a na konci 21,7 mag.

Díky rychlé identifikaci GRB 021004 (Psc; 0027+1855) družicí HETE-2 pořídili R. Starling aj. spektra jeho dosvitu pomocí velkých dalekohledů WHT a VLT v časech 0,5 ÷ 6,6 dne po vzplanutí. Ve spektru nalezli absorpční čáry se z = 1,4 a 1,6, které přísluší mezilehlým útvarům mezi GRB a pozorovatelem; dále pak silné absorpční čáry mateřské galaxie se z = 2,3, jakož i modře posunuté čáry H I, Si IV a C IV, které náležely dosvitu a odpovídají rychlosti 2 900 km/s vůči centru výbuchu. autoři dále odvodili, že výtrysk z GRB je silně usměrněn – nejužší vrcholový úhel zářícího kužele vykazuje záření gama, kdežto optický svazek dosvitu je mnohem širší. Povrch rozpínající se ohnivé koule byl v té době vzdálen asi 100 mld. km od vlastního kolapsaru, jehož předchůdcem byla patrně velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda. Titíž autoři studovali pomocí rentgenové a optické světelné křivky dosvitu optické vlastnosti prachu a plynu v mateřské galaxii jednoho z nejvzdálenějších pozorovaných GRB 050730 (Vir; 1408-0346; z = 4,0). H. Chen aj. využili 4 h po explozi ešeletu u obřího 6,5m Clayova teleskopu k pořízení vysokodisperzního spektra dosvitu, jenž byl v té době 18 mag. Spektrum obsahuje kromě kontinua celou soustavu absorpčních čar (O, C, Si, Ni, Fe, N) s červenými posuvy od 1,8 po 3,6. Jde o vynikající nástroj pro studium intergalaktického prostoru do velké vzdálenosti od pozorovatele.

G. Tagliaferri aj. v široké mezinárodní spolupráci prostudovali podrobně rekordně vzdálený dosvit GRB 050904 (Psc; 0055+1405; z = 6,3; vzdálenost 3,9 Gpc!) s trváním 225 s. Spolupráce 45 autorů z 25 institucí umožnila sledovat světelnou křivku dosvitu v rentgenovém, optickém i blízkém infračerveném pásmu. Ze zlomu na optické křivce se dala odvodit kolimace světelného svazku, a tím odvodit i výslednou uvolněnou energii při explozi řádu 10⁴⁵ J. Samotný GRB tak slouží jako světlomet, ozařující jako blesk krajinu mezi vzdálenou galaxií a pozorovatelem. Současně jde podle V. Bromma a a. Loeba o mocný nástroj pro zkoumání vzniku (nekovových) hvězd I. generace v galaxiích v nejstarších epochách vesmíru.

Družice Swift se tak rázem vyšvihla do čela optických přehlídek nejvzdálenějších hlubin vesmíru, protože střední červený posuv pro dlouhé GRB, objevené touto družicí, se posunul až k z = 2,8 a mezi GRB, které pozoruje, představují zániky hvězd I. generace (populace III) asi 10 % úkazů. Podle E. Bergera se díky Swiftu daří nalézt optické a rentgenové dosvity u plné poloviny pozorovaných GRB (dříve byla výtěžnost jen 1/3). Navíc se zvýšila četnost identifikací mateřských galaxií pro jednotlivé GRB. asi u 10 % případů GRB se však optický dosvit nenajde, protože GRB je buď příliš daleko, anebo je zdroj zahalen rozsáhlými prachovými mračny. Rádiové dosvity jsou stále vzácné, neboť se je daří nalézt jen u 10 % GRB – za to však zčásti může nedostatečná citlivost antény VLA.

Ve výčtu prvenství bychom neměli opomenout husarský kousek brněnských pozorovatelů, kteří pozorovali první dosvit GRB u nás. Šlo o GRB 050922c (Aqr; 2109-0846; z = 2,2), jehož dosvit 18 mag zachytili kamerami CCD pomocí 0,4m a 0,6m reflektorů na Kraví hoře. Uprostřed přesvětleného velkoměsta tak zaznamenali objekt vzdálený od nás 10 mld. světelných let!

N. Butler aj. studovali rentgenové vzplanutí XRF 030723 pomocí družic HETE-2, Chandra a Ginga i jejich dosvit pomocí 6,5m Clayova reflektoru, které se odehrálo v poloze 2149-2742 (Cap). Optický dosvit dosáhl R = 21 mag v čase 1,2 d po rentgenovém vzplanutí a vykázal z = 0,4. Dosvit se překvapivě zjasnil plných 9 dnů po vzplanutí. Podobně jako u zhruba třetiny záblesků pozorovaných HETE-2 nebo družicí Ginga, i v tomto případě leželo maximum vyzářené energie kolem 10 keV, v porovnání s klasickými GRB, které mají maximum kolem 200 keV. autoři se domnívají, že ve skutečnosti není mezi oběma typy úkazů rozdíl. XRF jsou zkrátka GRB, které vidíme mimo osu úzkého svazku záření gama. E. Ramirez-Ruiz aj. dospěli ke shodnému závěru pro GRB 031203, jehož rádiový dosvit byl o dva řády slabší, než je běžné, a jehož vyzářená energie dosáhla „jen“ 10⁴³ J, oproti typickým energiím pro GRB řádu 10⁴⁵ ÷ 10⁴⁶ J. I v tomto případě však posléze vzplanula supernova 2003lw, což lze dohromady nejjednodušeji vysvětlit mimoosovým pohledem se Země.

A. Levan aj. zjistili, že GRB 020410 měl slabý dosvit v 6. h po výbuchu, ale pomocí HST spatřili na témže místě podstatně jasnější dosvit v časech 7 ÷ 28 d po GRB. Podle všeho šlo výbuch vzdálené supernovy třídy Ib/c se z = 0,5. Podobně J. Deng aj. nalezli supernovu 2003dh, která vzplanula na místě dosvitu po GRB 030329. Její světelná křivka byla celkově kratší než u prototypu – supernovy 1998bw (u GRB 980425). Měla tedy velmi strmý náběh, nižší maximum a rychlejší pokles. Odtud vyplynulo, že předchůdcem supernovy 2003dh byla hvězda o hmotnosti 25 ÷ 40 M_☉, která však před výbuchem hodně hmoty ztratila, protože při vlastní explozi rozhodila do okolí jen 7 M_☉ a z toho 0,4 M_☉ izotopu ⁵⁶Ni. Celkem při výbuchu vyzářila 4.10⁴⁵ J. Nejnověji K. Stanek aj. nalezli hypernovu 4. den po explozi GRB 041006 (z = 0,7) jako výrazný „hrbol“ 24 mag na exponenciálně klesající světelné křivce klasického dosvitu, pozorovaného už 15 min po explozi. Hypernova klesla na 25 mag až dva měsíce po výbuchu GRB.

J. Petrovic aj. hledali vhodné předchůdce „dlouhých“ GRB a dospěli k závěru, že musí jít o velmi hmotné dvojhvězdy kvůli dostatečnému momentu hybnosti obnaženého hmotného jádra s hmotností alespoň 35 M_☉. To znamená, že pravděpodobnými předchůdci těchto GRB mohou být Wolfovy-Rayetovy hvězdy, představující závěrečné vývojové stadium červených veleobrů. Za předpokladu, že těsná dvojhvězda měla hmotnost složek 56 a 33 M_☉, se lehčí hvězda přenosem hmoty mezi složkami roztočí na velké obrátky a nakonec se stane magnetarem. D. Xu aj. uvažovali o možnosti, že by se dlouhé GRB staly analogicky jako supernovy třídy Ia standardními svíčkami pro určování kosmologických vzdáleností, protože jsou často ještě svítivější než tyto supernovy. Z různých kalibrací odvodili hodnotu energie pro standardní svíčku GRB na 5.10⁴³ J na základě údajů pro 17 GRB.

M. Davies aj. se zabývali přenosem hmoty a vývojem těsných dvojhvězd, kde jsou obě složky kompaktní, tj. jedna je hvězdnou černou dírou a druhá neutronovou hvězdou. V první fázi přenosu hmoty z neutronové hvězdy na černou díru se vinou ztráty momentu hybnosti gravitačním záření dostává neutronová hvězda na protáhlou dráhu a když tak ztratí dost hmoty, rozepne se na normální nedegenerovanou hvězdu. Tím ovšem vyplní svůj Rocheův lalok a přenos hmoty se tak velmi zrychlí, zejména v pericentru dráhy. Kolem černé díry se vytvoří akreční disk, jenž nakonec může vyvolat záblesk záření gama ve dvou protilehlých výtryscích ve směru osy rotace. To znamená, že hmotnost neutronové hvězdy při jejím zániku je konstantní, čili totéž platí i pro konečnou fázi akrečního disku – a to je další důvod, proč dlouhé GRB lze považovat za standardní svíčky. Podobné výpočty uveřejnili také C. Fryer a a. Heger pro vývoj dvou kompaktních heliových hvězd, které nakonec splynou na kolapsar. M. Colema Miller se však domnívá, že v kombinacích černá díra-neutronová hvězda se vůbec nevytváří akreční disk a po přiblížení neutronové hvězdy ke hmotnější černé díře následkem gravitačního vyzařování se obě tělesa okamžitě slijí na kolapsar. Jak patrno, dosavadní kusá pozorování ještě nestačí k odlišení tak rozdílných vývojových scénářů pro vznik dlouhých GRB.

Podle D. Guetty a T. Pirana je mnohem obtížnější výzkum „krátkých“ GRB s trváním do 2 sekund, jež představují asi třetinu všech pozorovaných GRB. Teorie předpokládá, že jde o splynutí dvou neutronových hvězd, popř. neutronové hvězdy s černou dírou. Jelikož vrcholový úhel optických výtrysků dosahuje v těchto případech jen 1,5°, nedaří se zatím zpozorovat dosvity od krátkých GRB, a tak spektrální údaje, potřebné pro interpretaci pozorování, zcela chybí. X. Wang aj dokonce soudí, že výtrysky optického dosvitu nemají tvar kuželů, nýbrž úzkých válců. E. Berger aj. uvádějí, že krátké GRB mají tvrdší spektrum než dlouhé.

I zde však došlo k průlomu díky družicím HETE-2 a Swift, které zaznamenaly GRB 050509b s trváním jen 0,03 s poblíž (33 kpc) obří eliptické galaxie (Com; 1236+2859; 17 mag; z = 0,22), vzdálené od nás 800 Mpc. Již za 53 s byl na místě GRB viditelný rentgenový dosvit, který po 5 min vymizel. Slabý optický dosvit objevili po 33 h J. Hjorth aj., avšak k pozdější explozi supernovy v tomto případě prokazatelně nedošlo. Jelikož zmíněná galaxie obsahuje převážně velmi staré hvězdy, vyplynulo odtud, že tento krátký GRB vyvolalo splynutí dvou neutronových hvězd, které kolem sebe obíhaly po spirále smrti stovky milionů až miliardy let. J. Villaseno aj. objevili rentgenový a D. Fox aj. a J. Horth aj. vzápětí též optický dosvit dalšího krátkého (0,07 s) GRB 050709 (Gru; 2302-39; z = 0,16) ve vzdálenosti asi 3,5 kpc od centra trpasličí galaxie, vzdálené od nás 750 Mpc. Odtud vyšla energie GRB řádu 10⁴³ J, v souladu s modelem splývajících kompaktních hvězd, jež je typická pro krátké GRB. Zdá se, že krátké GRB se vyskytují nejčastěji dále od centra galaxií, v nichž je tvorba nových hvězd již potlačena na hodnoty řádu 0,01 M_☉/r. Podle N. Tanvira aj. díky nižší svítivosti vidíme většinu krátkých GRB v bližším okolí naší Galaxie do vzdálenosti 25 Mpc.

4. Mezihvězdná látka

E. Polehampton aj. ohlásili objev absorpcí methylenu (CH₂) v molekulových mračnech Sgr B2 a W49N. Využili k tomu pozorování z družice ISO v dalekém infračerveném pásmu 93 ÷ 154 μm. Nejsilnější pásy nalezli na vlnové délce 128 μm. Je zajímavé, že tato molekula nebyla dosud nalezena ve spektrech komet. a. Markvick aj. objevili v mračnu TMC-1 deuterovaný izotopomer metylacetylenu – CH₃CCD na frekvencích 93 a 97 GHz, což je prebiotická molekula. S. Weaverová a G. Blake nalezli v jádře mračna Sgr B2 první interstelární ketózu 1,3DHA – CO(CH₂OH)₂ o rotační teplotě 220 K. Jde o další prebiotickou sloučeninu, což zvyšuje naději na syntézu stavebních prvků biomolekul v příhodném mezihvězdném prostředí. Naproti tomu L. Snyder aj. zpochybnili interstelární objev nejjednodušší aminokyseliny glycinu, ohlášený Y. Kuanem aj. v r. 2003, neboť soudí, že šlo o chybnou identifikaci čar.

D. Friedel aj. nalezli 28 emisí interstelárního acetonu – (CH₃)₂CO pomocí milimetrového radiointerferometru BIMA v horkém jádře objektu Orion-KL (vzdálenost 480 pc). Jde o první případ takového výskytu v oblasti, kde se právě nyní tvoří velmi hmotné hvězdy. Y. Wu aj. objevili pomocí bolometru SCUBA u 15m submilimetrového radioteleskopu JCMT na Mauna Kea hustý zárodek o úhlovém průměru 10″ v poloze 1835-0649 (Sct; průměr 0,3 pc; vzdálenost 5,7 kpc na vlnových délkách 450 a 850 μm. Spektra molekul HCN, HCO vykazují zřetelná smršťování zárodku, zatímco plyn CO se rozpíná rychlostí 38 km/s. autoři odhadli hmotnost plynoprachového zárodku na 820 M_☉ (!), což by mělo bohatě stačit na vznik velmi hmotné prahvězdy nebo i celé hvězdokupy.

D. Ojha aj. zkoumali McNeilovu mlhovinu u hvězdy V1647 Ori (IRAS 0544-00), objevenou autorem v lednu 2004. K objevu přispěl výbuch osvětlující prahvězdy, která se na přelomu let 2003/04 zjasnila o 5 mag patrně díky překotné akreci plynu z vlastního akrečního disku. Mlhovina má v infračervených pásmech JHK úhlový průměr asi 70″ a uvnitř je doslova dutá. Výbuch postupně slábnul, což se v průběhu r. 2005 odrazilo též na slábnutí jasnosti mlhoviny.

I. Grenierová aj. nalezli v okolí Slunce nepřímo pomocí studia rozložení difuzního záření gama rozsáhlá mračna chladného plynu, skládajícího se chemicky z neutrálního vodíku a oxidu uhelnatého. Jejich hmotnost je srovnatelná s již dávno známými obřími molekulovými mračny, a tudíž i chladná mračna hrají významnou úlohu v proměnách mezihvězdného prostředí.

A. Dey aj. nalezli pomocí infračerveného kosmického teleskopu SST obří mlhovinu o průměru 200 kpc v kosmologické vzdálenosti 3,7 Gpc. Mlhovina je ozařována infračerveným zdrojem o zářivém výkonu 1,7.10³⁷ W a průměru 160 kpc. V mlhovině se nacházejí diskrétní infračervené zdroje záření, a autoři se proto domnívají, že zde pozorujeme vznik celé soustavy galaxií o úhrnné hmotnosti asi 6 TM_☉ (!).

5. Galaxie

5. 1. Hvězdokupy

Kontroverze kolem určení přesné vzdálenosti Plejád se prohlubuje. Jak známo, z pozorování astrometrická družice HIPPARCOS vyplývá, že Plejády jsou od nás vzdáleny jen 118 pc, což je téměř o 15 % méně, než dávají souhlasně všechny ostatní metody určování vzdálenosti této proslulé otevřené hvězdokupy. Nejnověji J. Southworth aj. studovali v Plejádách oddělenou zákrytovou dvojhvězdu HD 23642 a dostali pro ni nezávisle určenou vzdálenost (139,0 ±3,5) pc – pro tutéž dvojhvězdu obdrželi v r. 2004 U. Munari aj. vzdálenost (132 ±2) pc. Je tedy zřejmé, že HIPPARCOS dává chybný výsledek, ale příčina chyby stále není objasněna. To má bohužel nepříjemné závažné důsledky pro spolehlivost „žebříku vzdáleností“, který sahá od „přízemních“ trigonometrických vzdáleností hvězd až po vzdálenosti určované z Hubbleova vztahu pro galaxie v rozpínajícím se vesmíru. Jak však uvádí N. Charčenko aj., vlastní pohyby a paralaxy hvězd z družice HIPPARCOS slouží dobře k odhalování dosud neznámých otevřených hvězdokup v Galaxii. Dosud se jim podařilo pomocí katalogů založených na pozorování družice objevit 130 nových otevřených hvězdokup.

H. Kobulnicky aj. využili infračerveného kosmického teleskopu SST k objevu nové kulové hvězdokupy v hlavní rovině naší Galaxie v galaktické šířce 0,1°. Tato poloha neumožňuje optické pozorování, protože extinkce ve vizuální části spektra dosahuje 15 mag. Průměr hvězdokupy je jen 1,5 pc a její vzdálenost se odhaduje na 4 kpc od Slunce, tj. 6 kpc od centra Galaxie. H. Baumgart aj. tvrdí, že každá pořádná kulová hvězdokupa obsahuje ve svém centru intermediální černou díru o hmotnosti řádu kM_☉. Podle E. Pfahla dokáže taková intermediální díra roztrhnout od sebe složky těsných dvojhvězd s oběžnými periodami od dnů do desítek let, pokud se k ní taková dvojhvězda neopatrně přiblíží. autor odhaduje, že v dané kulové hvězdokupě k tomu dochází v průměru jednou za 1 ÷ 10 mil. roků.

cela unikátní postavení v naší Galaxii má hvězdokupa Arches (Oblouky), která je vzdálena jen 25 pc od centrální černé veledíry naší Galaxie. Podle a. Stolteové aj. chybí v této hvězdokupě hvězdy malých i středních hmotností pod 4 M_☉. Zřejmě jde o vzácný případ překotné tvorby hvězd o vysokých hmotnostech, jejichž stáří nepřesahuje 2 mil. roků. Hvězdokupa sama se rozptýlí během pouhých 10 mil. roků.

5. 2. Naše Galaxie

5. 2. 1. Jádro Galaxie

T. Lazio a T. LaRosa využili obří rádiové antény VLA na frekvenci 330 MHz k mapování struktury magnetických polí v centru Galaxie. Jako v každé spirální galaxii se i zde nacházejí dvě základní složky pole – pravidelná a chaotická. Jejich magnetické indukce jsou srovnatelné a dosahují 0,3 nT. Kromě toho však nalezli podélná magnetická pole s indukcemi až tisíckrát vyššími ve vláknech kolmých k hlavní rovině Galaxie. Vlákna mají tloušťku kolem 1 pc a délku až 40 pc a jejich rádiové záření je silně polarizováno (30 ÷ 70 %), což svědčí o synchrotronovém záření relativistických elektronů. S. Hyman aj. objevili v centru Galaxie touž aparaturou na zmíněné frekvenci silné záblesky rádiového záření , které trvají obvykle asi 10 min, načež následuje tichá přestávka v trvání 77 min. Plošný rozměr zdroje činí asi 10″, ale jeho fyzikální podstata není známa.

G. Bower aj. zkombinovali údaje o zdroji Sgr a*, získané anténou VLA a družicemi Chandra a Newton. V březnu 2004 objevili v těsné blízkosti zdroje rádiové zjasnění na 80 mJy, které se podařilo rozlišit na dvě složky, které se vůči sobě příčně vzdalovaly rychlostí řádu desítek tisíc km/s. Uprostřed rozpínání rádiových výtrysků se nacházel rentgenový zdroj o zářivém výkonu 2.10²⁹ W. Tento úkaz se odehrál ve vzdálenosti 0,1 pc od polohy černé veledíry. Podle M. Muna aj. byla zdrojem zjasnění rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti (LMXB), jež se energie výbuchu zbavuje pomocí výtrysků o zářivém výkonu až 10³⁰ W. Z. Shen aj. využili interferometru VLBI na vlnové délce 86 GHz k mapování okolí zdroje Sgr a*, přičemž dosáhli lineárního rozlišení 1 aU, tj. 13,5 Schwarzschildových poloměrů pro černou veledíru v centru. To je velmi silný důkaz, že tam černá veledíra opravdu existuje.

M. Muno aj. nalezli pomocí družice Chandra v poloměru 2 pc kolem černé veledíry v jádře Galaxie na 20 tisíc (!) hvězdných černých děr s hmotnostmi 5 ÷ 20 M_☉. Tyto díry se projevují výbuchy v rentgenovém pásmu spektra, takže jejich celkový počet bude ještě stoupat – dříve či později padají tyto černé díry na centrální veledíru a tím pomalu zvyšují její celkovou hmotnost. E. Churazov aj. objevili v centru Galaxie díky družici INTEGRAL anihilační čáru o energii 510 keV, která svědčí o neproměnném tempu anihilace pozitronů, jíž předchází tvorba pozitronia (vázaného stavu elektronu a pozitronu) o elektronové teplotě 7 ÷ 40 kK. B. Teergarden aj. zjistili z údajů téže družice, že mimo jádro Galaxie se tato čára vůbec nevyskytuje.

A. Ghezová aj. získali díky laserové adaptivní optice u Keckova teleskopu dosud nejlepší údaje o infračervené proměnnosti zdroje Sgr a* na krátké časové stupnici řádu minut. Jeho jasnost v pásmu L (3,8 μm) kolísala o 2 mag během pouhých 8 min. G. Bélanger aj. zaznamenali díky družici Newton dvě rentgenová vzplanutí zdroje koncem března a srpna 2004. První vzplanutí trvalo přes hodinu a druhé dokonce téměř 3 h. Rentgenový zářivý výkon v pásmu 2 ÷ 10 keV přitom stoupl až 40krát proti klidovému stavu na hodnotu bezmála 10²⁸ W.

A. Ghezová aj. využili Keckova teleskopu k identifikaci 17 hvězd 14 ÷ 17 mag v infračerveném pásmu K v úhlové vzdálenosti do 0,4″ od polohy rádiového zdroje Sgr a*, který je považován za centrum Galaxie. Poloha zdroje je nyní známa s úhlovou nejistotou jen 0,01″, tj. s lineární chybou jen 80 aU. Sedm z objevených hvězd jeví eliptický oběžný pohyb kolem hmotného centra Galaxie a proměnná rychlost jejích pohybů se určuje s přesností ±60 km/s. Pravou lahůdkou je hvězda S16, která nedávno proletěla pericentrem své dráhy ve vzdálenosti 45 aU od černé veledíry, což je jen 600 Schwarzschildových poloměrů, rekordní rychlostí 12 000 km/s. Z Keplerova zákona pak vyplývá hmotnost černé veledíry (3,6 ±0,3) MM_☉. F. Eisenhauer aj. studovali tytéž hvězdy pomocí VLT ESO s úhlovým rozlišením 0,075″ a zjistili, že patří ke spektrálním třídám B0 – B9 V. Orientace jejich drah v prostoru je náhodná. Hvězda S2 obíhá černou veledíru v periodě 15 roků při výstřednosti elipsy 0,9. Nejvyšší výstřednost 0,94 naměřili pro hvězdu S14.

M. Davies a a. King se domnívají, že zmíněné hvězdy patří mezi červené obry, kteří díky častým průletům v blízkosti černé veledíry přišli slapovými silami o své vnější obaly, takže simulují hvězdy s daleko vyšší efektivní teplotou. Jejich životnost činí pouze 1 mil. roků, takže zřejmě jsou plynule nahrazovány přísunem čerstvých posil ze vzdálenějšího okolí černé veledíry. Přítomnost černé veledíry velmi zásadně pozměňuje vývoj hvězd v její blízkosti. M. Gürkan a F. Rasio tvrdí, že podobně jsou vývojově ovlivněny i blízké hvězdokupy, které díky dynamickému tření rychle směřují do centra Galaxie a v centrálním parseku se z nich uvolní do obecného pole mnoho mladých hvězd s hmotnostmi přes 30 M_☉ a ve věku do 20 mil. roků. Ještě mladší hvězdy o stáří do 7 mil. let se nalézají v kouli o poloměru jen 0,4 pc.

5. 2. 2. Disk a halo Galaxie

W. Brown aj. nalezli v přehlídce SDSS hvězdu J0907+02 (Hya), která se vůči místnímu těžišti pohybuje vlastním pohybem rychlostí 730 km/s, což znamená, že její prostorová rychlost je největší mezi všemi prchajícími hvězdami v naší Galaxii. a. Gualandrisová aj. se domnívají, že hvězda získala tak vysokou rychlost při setkání s další hvězdou v blízkostí černé veledíry v jádře Galaxie – takové hvězdy mohou být katapultovány z Galaxie rychlostmi až 1 000 km/s.

M. Groenewegen a J. Blommaert studovali téměř 2 700 mirid z přehlídky OGLE II s cílem určit vzdálenost galaktického centra od nás. Obdrželi tak hodnotu (8,8 ±0,4) kpc. V. avedisovová odvodila základní dynamické konstanty pro Galaxii na základě kombinace měření vzdáleností 270 oblastí tvorby hvězd a radiálních rychlostí pro molekulová mračna v Galaxii. Dostala také vzdálenost Slunce od centra Galaxie (8,0 ±0,4) kpc a jeho kruhovou rychlost při oběhu kolem centra 200 km/s. Křivka oběžných rychlostí hvězd ve vzdálenostech mezi příčkou Galaxie a její periferii je plochá, tj. rychlost oběhu hvězd kolem centra soustavy určuje rozptýlená skrytá látka.

Podle E. Churchwella aj. je příčka skloněná šikmo k hlavní rovině Galaxie pod úhlem 45° a její celková délka dosahuje 8 kpc. V Galaxii se podařilo díky infračervenému teleskopu SST rozlišit celkem 8 spirálních ramen, navzájem propojených příčnými spojkami. K obdobnému závěru dospěl J. Vallée, jenž shrnul všechna měření od r. 1980 a tak zjistil, že nejblíže k jádru Galaxie na vnější hranici příčky ve vzdálenosti 3 kpc začínají spirální ramena Nor-Cap a Sct-Cru. Následuje rameno Car-Sgr, na jehož vnějším okraji se nachází Slunce. Dalšími v pořadí od centra jsou pak ramena Per a Cyg. V 10 kpc od centra se objevuje úsek dalšího ramene.

E. del Peloso aj. odvodili stáří tenkého disku Galaxie na základě radioaktivního datování z rozpadové řady Th/Eu pro 27 podobrů a hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F5-G8. Nuklid ²³²Th je téměř ideálním radioaktivním chronometrem, neboť jeho poločas rozpadu je 14 Gr. Dostali tak stáří disku (8,8 ±1,7) Gr, zatímco stáří galaktického hala dosahuje (13,5 ±0,7) Gr. K tenkému disku patří 95 % hvězd v blízkém okolí Slunce. Jeho tloušťka dosahuje v okolí Slunce jen 0,6 kpc.

5. 3. Místní soustava galaxií

Dlouholetou nevyřešenou záhadou galaktické astronomie jsou tzv. vysokorychlostní mračna (angl. High velocity clouds = HVC), která lze sice dobře zmapovat pomocí známé čáry neutrálního vodíku (211 mm; 1,4 GHz), ale nelze přitom určit jejich vzdálenost od nás. Nyní T. Westmeier aj. ukázali na základě pozorování 11 kompaktních HVC radioteleskopem v Effelsbergu, že jejich typické vzdálenosti dosahují řádu 100 kpc, takže pocházejí z Místní soustavy galaxií. Mají velmi různorodý vzhled a podle autorů za jejich existenci může smykový tlak, vznikající pohybem zhustků vodíku v obecném intergalaktickém poli.

R. Hilditch aj. využili pozorování 50 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu (MMM) z přehlídek OGLE III a 2dF k určení jejich základních parametrů, tj. hmotností, poloměrů, zářivých výkonů a metalicity. Odtud pak mohli zcela nezávisle na jiných metodách odvodit střední vzdálenost MMM (60,6 ÷ 4) kpc. S. Javiel aj. zjistili, že v MMM poblíž příčky z Velkého Magellanova mračna (VMM) vznikaly hvězdy zejména ve dvou samostatných epizodách, tj. před 10 mld. roků a před méně než 1 mld. let. V ostatních částech MMM byly však epizody rozprostřeny do období přes 6 ÷ 10 mld. let a 2 ÷ 3 mld. let, popř. probíhal vznik hvězd plynule. Podle a. Subramaniama a T. Prabhua vykazuje VMM dvě oddělená jádra a dvě příčky, obklopené disky, které rotují protiběžně. To znamená, že tato nepravidelná soustava vznikla splynutím alespoň dvou menších galaxií. C. Matropietro aj. uskutečnili modelové hydrodynamické výpočty interakce VMM s naší Galaxií za poslední 4 mld. let. Ukázali, že slapové síly naší Galaxie protáhly VMM do známého podlouhlého tvaru, vytvořily v něm příčku a kolem difuzní halo.

B. Willman aj. objevili díky přehlídce SDSS v poloze 1049+51 (UMa) objekt, který je buď obří kulovou hvězdokupou naší Galaxie, anebo trpasličí galaxií. Je od nás vzdálen 45 kpc, má střední poloměr 23 pc a absolutní hvězdnou velikost 3 mag. Titíž autoři vzápětí našli v témže souhvězdí další trpasličí galaxii ve vzdálenosti 100 kpc s poloměrem 250 pc a absolutní hvězdnou velikostí 6,8 mag. M. Cioni a H. Habing oznámili objev trpasličí galaxie o rozměru 14 kpc v souhvězdí Draka (gal. šířka 35°) ve vzdálenosti 80 kpc od Slunce a s velmi nízkou metalicitou, stokrát menší než je metalicita Galaxie. Musí jít tudíž o velmi starou soustavu, kde se už dávno hvězdy netvoří.

T. Sawa a M. Fujimoto modelovali vývoj Místní soustavy galaxií za předpokladu, že před 10 mld. let se mimoosově srazily dvě velké galaxie, které stlačily plyn v jejich halech, a tak vznikla místní soustava trpasličích galaxií, včetně Magellanových mračen. VMM krouží kolem naší Galaxie po eliptické dráze s apocentrem ve vzdálenosti 200 kpc a jeho hmotnost dosahuje 20 GM_☉, kdežto naše Galaxie obsahuje v poloměru 15 kpc desetkrát více hmoty.

Podle R. Ibaty aj., P. Guhathakurty aj. a F. Pecciho aj. má galaxie M31 shodnou hmotnost jako naše Galaxie, ale odlišuje se třikrát větším počtem kulových hvězdokup, větším diskem i galaktickou výdutí, takže nejspíš pohltila více trpasličích galaxií než naše Galaxie, i když je také možné, že se tím pouze dále rozostřila hranice mezi obřími kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi. Zmínění autoři navíc našli hvězdy galaxie M31 ještě ve vzdálenostech 150 kpc od centra. Také černá veledíra v centru M31 je podstatně hmotnější než v naší Galaxii – podle měření STIS HST dosahuje totiž 140 MM_☉! I. Ribas aj. proměřili fotometricky a spektroskopicky dvoučarovou zákrytovou dvojhvězdu v galaxii M31. Tím určili všechny fyzikální a geometrické parametry této soustavy, sestávající z hmotných hvězd sp. tříd O a B, a odtud pak odvodili i vzdálenost M31 (772 ±44) kpc. Proměření většího počtu zákrytových dvojhvězd v M31, což je nyní poprvé technicky možné, povede ke zpřesnění této fundamentální kosmologické veličiny s chybou jen 5 %.

A. Brunthaler aj. určili nezávislou metodou, tj. měřením úhlových vlastních pohybů a radiálních rychlostí vodních maserů v protilehlých spirálních ramenech, vzdálenost a lineární vlastní pohyb galaxie M33 v Trojúhelníku. Použili k tomu poprvé radiointerferometrie na velmi dlouhé základně VLBA, jež dovoluje měřit úhlové vlastní pohyby vodních maserů s přesností na 5 obl. mikrovteřin. Odtud vyplynulo, že galaxie M33 se vůči naší Galaxii pohybuje rychlostí (190 ±60) km/s a že její vzdálenost od nás činí (730 ±170) kpc. Podle a. Loeba aj. objasnila tato měření různé aspekty vývoje Místní soustavy galaxií za posledních 10 mld. let. Především je zřejmé, že disk galaxie M33 nebyl slapově ovlivněn ani naší Galaxií, ani galaxií M31. Je škoda, že v M33 nebyly dosud nalezeny žádné vodní masery, takže zatím lze pouze odhadovat, že temná hala M31 a naší Galaxie se navzájem prostoupí už za 5 ÷ 10 mld. roků, neboť jádra obou soustav se sbližují tempem 120 km/s. To bude mít drastické následky pro pohyby hvězd v obou galaxiích, jak ostatně vidíme na příkladech interagujících galaxií typu Tykadla apod.

5. 4. Cizí galaxie

Y. Maya aj. objevili na infračervených snímcích nepravidelné galaxie s překotnou tvorbou hvězd M82 (UMa) spirální ramena, která jsou modřejší než galaktický disk. Ramena jsou navíjena na jádro galaxie, která je spojena 20 kpc dlouhým mostem s nedalekou galaxií M81. Vzdálenost těchto soustav činí 3,6 Mpc. Překotná tvorba hvězd probíhá v centrálních 500 pc galaxie M82 a většina její hmoty se soustřeďuje v centrálních 2 kpc. Tvar galaxie klasifikované jako Irr2 odráží nedávné těsné setkání obou zmíněných galaxií.

M. Corbin aj. objevili pomocí kamery ACS HST vznikající trpasličí galaxii HE 0822+35 (Cnc), sestávající ze dvou obřích hvězdokup, vzdálených od nás necelých 13 Mpc. První složka o průměru 100 pc vykazuje uprostřed překotnou tvorbu hvězd, kolem nichž se nachází prstenec starších červenějších hvězd. Druhá hvězdokupa má průměr 50 pc a jejich hmotnost činí dohromady něco přes 10 MM_☉. Zatímco nově vzniklé hvězdy nejsou starší než několik milionů roků, druhá složka obsahuje výhradně hvězdy staré několik miliard let. Svítivost první složky dosahuje 5 mil. L_☉, zatímco starší hvězdokupa dává jen 0,9 ML_☉. Právě srážka obou hvězdokup evidentně vyvolala v první hvězdokupě onu překotnou hvězdnou tvorbu, takže jde o vůbec první případ, kdy vidíme vznikání trpasličí galaxie v přímém přenosu.

J. Gracia aj. studovali strukturu známého výtrysku z galaxie s aktivním jádrem M87 (Vir), jenž byl objeven H. Curtisem fotograficky již v r. 1918. V pásmu milimetrových vln dosáhlo lineární rozlišení v galaxii, vzdálené od nás asi 18 Mpc, neuvěřitelné hodnoty 0,01 pc. Při hmotnosti černé veledíry v centru M87 asi 3 GM_☉ to odpovídá 30 Schwarzschildovým poloměrům. Zcela blízko černé veledíře je vrcholový úhel výtrysku plných 60°, ale ve vzdálenosti 4 pc od veledíry úhel klesá na 10° díky kolimaci silným magnetickým polem. Proto je výtrysk pozorovatelný až do vzdálenosti 2 kpc od černé veledíry.

A. Riessovi aj. se podařilo díky kameře ACS HST objevit cefeidy v galaxii NGC 3370 a určit tak její vzdálenost 29 Mpc. Je to zatím největší vzdálenost, v níž se zdařilo pozorovat cefeidy. Jelikož v r. 1994 vzplanula v této galaxii supernova Ia, je to tudíž první případ, kdy se obě metody určování vzdáleností galaxií mohou přímo porovnat a kalibrovat, což má značný význam pro kosmologii.

P. Nulsen aj. popsali mocný výbuch v rádiové galaxii Her a, která leží v centru kupy galaxií se z = 0,15. Galaxie s aktivním jádrem dosáhla během výbuchu zářivého výkonu až 10³⁹ W a celková energie uvolněná výbuchem, který trvá již 60 Mr, činí 3.10⁵⁴ J. Tomu odpovídá hmotnost černé veledíry v jádře této galaxie alespoň 200 MM_☉. B. McNamara aj. pozorovali během 11h expozice družicí Chandra kupu galaxií MS 0735+74 (Cam), vzdálenou od nás 800 Mpc. Na rentgenovém snímku jsou patrné dvě tmavé dutiny, k nimž směřují rádiové výtrysky z černé veledíry v jádře obří galaxie v centru kupy. Pozorování lze dle autorů nejlépe objasnit tím, že černá veledíra získala v poslední stovce milionů let na 300 MM_☉ hmoty překotnou akrecí, což vedlo ke zmíněným protilehlým výtryskům z bezprostředního okolí černé veledíry. Výtrysky pak vymetají horký intergalaktický plyn, čímž vznikají zmíněné dutiny. Množství vymeteného plynu je přitom srovnatelné s hmotností všech hvězd naší Galaxie. Jde o největší doloženou dlouhodobou explozi ve vesmíru.

E. Vanzella aj. pořídili v rámci projektu GOODS-S optická spektra 300 rentgenových objektů z přehlídky CDF-S pomocí spektrografu FORS2/VLT a pro více než 230 objektů získali údaje o červených posuvech. Medián rozložení z je 1,0; většina objektů se vejde do intervalu z = 0,5 ÷ 2,0; jen tři galaxie mají z větší než 4,8 – rekord je 5,8. Rozdělení červených posuvů vykazuje koncentrace kolem hodnot z 0,67; 0,73; 1,10 a 1,61.

D. Stern aj. ohlásili objev galaxie 1621+26 (Her) se z = 6,54, která tím dává první zprávu o konci epochy reionizace raného vesmíru. Y. Taniguchi aj. odhalili na přehlídkových snímcích v blízké infračervené oblasti kolem 920 nm, získaných obřím teleskopem Subaru celkem 58 kandidátů s červenými posuvy z v rozmezí 6,5 ÷ 6,6, což jen podtrhuje význam takto vzdálených galaxií pro pochopení povahy tvorby hvězd v nejdávnější minulosti vesmíru. Odtud je podle R. Whitea aj. zřejmé, že klíčovým faktorem pro vznikání hvězd a galaxií je začátek epochy reionizace intergalaktického vodíku, což mohlo nastat již při z ≈ 20. Bohužel, jak ukázali M. Lehnert aj., dřívější objev R. Pelló aj. galaxie se z = 10, čočkované mezilehlou kupou galaxií A1835, se nepotvrdil; šlo nejspíš o artefakt při počítačovém zpracování snímků.

D. Elmegreenová aj. se věnovali morfologii 884 galaxií o úhlových rozměrech nad 0,3″ na snímcích Hubbleova ultrahlubokého pole (HUDF) ve 4 spektrálních pásmech od 435 do 850 nm. Nejčetnější jsou spirální galaxie (269), dále následují řetízky chuchvalců (178), dvojité chuchvalce (126), eliptické galaxie (100) a „pulci“ (97). Při nejslabších, a tudíž v průměru nejvzdálenějších galaxií jsou nejvíce zastoupeni pulci, řetízky a dvojice chuchvalců. Jen 10 % spirálních galaxií obsahuje příčky. Nejrychleji se vyvíjejí eliptické galaxie, které se velmi podobají těm současným. Spirály byly na rozdíl od dnešních silně protáhlé a měly až dvakrát tlustší disky. Nepravidelné či chaotické galaxie naproti tomu postupně mizí a dnes se už téměř nevyskytují.

B. Mobasher aj. našli v HUDF pravděpodobného kandidáta na rekordně vzdálenou galaxii (z = 6,5) s překotnou tvorbou hvězd a nízkou metalicitou. Kombinace snímků z VLT a SST poukázala na stáří soustavy pouhých 900 mil. let po velkém třesku a její úctyhodnou hvězdnou hmotnost 6.10¹¹ M_☉. N. Pirzkal aj. hledali na snímcích HUDF obyčejné hvězdy naší Galaxie. Celkem tam našli 29 hvězd jasnějších než 29,5 mag a téměř pro všechny se jim podařilo získat spektra pro jejich spektrální zařazení. Nejčetnější jsou červení trpaslíci třídy M (18), dále následují bílí trpaslíci (4), hnědí trpaslíci (2) a kvasary (2). S. Malhotrová aj. využili spektrografu (grism) ve spojení s kamerou ACS HST k identifikaci 29 červených objektů na snímcích HUDF. Zjistili, že 23 z nich jsou galaxie se z v rozmezí 5,4 ÷ 6,7 a jen 4 představují bližší galaxie se z 1 ÷ 2 a 2 objekty jsou červené trpasličí hvězdy. Odtud vyplývá čtyřnásobný objemový přebytek galaxií pro z ≈ 5,9.

Možnosti přehlídek vlastností blízkých i vzdálených galaxií výrazně rostou, jak ukazuje práce O. LeFevrea aj. o prvních výsledcích projektu VIMOS VLT (ESO). Spektrograf VIMOS dokáže najednou získat štěrbinová spektra 600 objektů s přesností radiálních rychlostí ±280 km/s. V první části přehlídky získal údaje z pole o ploše 0,6 čtv. stupně a pořídil spektra 9 677 galaxií a 836 hvězd. Z toho 1 065 galaxií má z > 1,4, takže v přehlídce jsou zachyceny objekty z 90 % věku vesmíru, mezi nimi 90 galaxií s aktivními jádry. autoři též potvrdili závěr o vysokém zastoupení galaxií s velkými červenými posuvy, které odpovídají epochám 9 ÷ 12 mld. let před současností. Tyto galaxie se vyznačují překotnou tvorbou hvězd tempem 10 ÷ 100 M_☉/r a obsahují až třikrát více hvězd, než se dosud předpokládalo.

M. Volonteriová a M. Rees studovali možnosti růstu černých veleděr v raném vesmíru pro z ≈ 6 (stáří vesmíru 1 mld. roků po velkém třesku) a zjistili, že tempo jejich růstu akrecí z disku kolem černé veledíry může být úctyhodně vysoké a již v té době mohou dosáhnout hmotností až 6 GM_☉, což se ostatně i pozoruje. D. alexander aj. zjistili, že v jádrech kvasarů se nalézá asi třetina všech černých veleděr. Jelikož však v kvasarech již neprobíhá překotná tvorba hvězd, musely příslušné veledíry dorůst ještě před vznikem kvasarů, tj. nejpozději před 8 mld. let. Tak se to vskutku pozoruje u vzdálených rentgenových galaxií, v nichž rostou černé veledíry souběžně s překotnou tvorbou hvězd. Nejlépe se to projeví při sledování mikrovlnného záření z takové galaxie – a skutečně: při červeném posuvu z v rozmezí 1,5 ÷ 3 mají tyto galaxie nejvyšší hodnoty překotné tvorby hvězd a současně rekordní zářivé výkony řádu 10 TL_☉. Jak ukázali E. Bell aj. rozborem údajů infračerveného teleskopu SST pro 1 500 galaxií s červenými posuvy kolem 0,7, asi 40 % z nich prodělalo předtím epizodu překotné tvorby hvězd, která však mezitím klesla na pouhou setinu původního tempa. autoři to vysvětlují tím, že se během evoluce vesmíru vyčerpává zásoba chladného plynu vhodného pro tvorbu nových pokolení hvězd a klesají též vzájemné interakce s okolními satelitními galaxiemi.

Podrobný popis celého procesu evoluce černých děr ve vesmíru propočítal a. Tutukov. V raném vesmíru se hmotné hvězdy I. generace (populace III) hroutí na konci svého vývoje na hvězdné černé díry o hmotnostech nad 25 MM_☉. Jsou-li černé díry ve dvojhvězdách, ztrácejí hodně energie gravitačním vyzařováním, takže se nutně slijí. V jádrech obřích kulových hvězdokup pak hvězdné černé díry splývají na intermediální černé díry s hmotnostmi řádu kM_☉. Hmotné černé díry pak dříve či později dospějí do centra galaxie, kde se opět slévají na černé veledíry, které dokáží okolní hvězdy při jejich průletu v blízkosti veledíry urychlit až na 10⁵ km/s. To je příčina existence hvězd prchajících z dané galaxie do intergalaktického prostoru a to se může přihodit i osamělým hvězdným černým dírám, neutronovým hvězdám a bílým trpaslíkům; nikoliv však dvojhvězdám. Tutukov společně s a. Fedorovou propočítali i případ, kdy se hvězda dostane do spárů dvojice černých veleděr, což je běžné v případě předchozích srážek galaxií. Slévání takové dvojice má na kolemjdoucí trpasličí a degenerované hvězdy opravdu zásadní vliv: hvězdy mohou být vymrštěny z centra takové soustavy rychlostmi blízkými rychlosti světla! Nejhmotnější černé veledíry řádu GM_☉ tak dokáží urychlit i hvězdy hlavní posloupnosti. Najít pozorovací důkazy pro tyto výpočty však bude nesnadné.

V naší Galaxii vzniká 10 % velmi hmotných hvězd přímo v jádře Galaxie, takže se pravděpodobně dostanou do blízkého kontaktu s černou veledírou, což určí jejich další osud. Nejbližším příkladem skutečně obří černé veledíry je jádro galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny. Tam na černou veledíru přitéká až 1 000 M_☉ horkého plynu ročně, a tak není divu, že při vhodné geometrii považujeme takové případy za kvasar. Podle N. Häringa a H. Rixe, kteří zkoumali černé veledíry ve 30 galaxiích, činí hmotnost veledíry v centru galaxie vždy zhruba 0,14 % hmotnosti výdutě celé galaxie, což svědčí o vývojové souvislosti obou jevů.

Jak uvedli S. Zibetti aj., objevil jasnozřivý F. Zwicky již v r. 1951, že v intergalaktickém prostoru kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky se vyskytují hvězdy, a totéž se pak zjistilo v r. 1970 pro další kupy galaxií včetně kupy v Panně. Nyní jsou k dispozici výsledky přehlídky SDSS, které ukazují, že při těsném průchodu či srážce galaxií se do intergalaktického prostoru dostává poměrně hodně hvězd, které uniknou díky srážce gravitačních potenciálů obou aktérů srážky. J. Neill aj. dokázali, že v intergalaktickém prostoru se vyskytují i novy, tj. dvojhvězdy s bílým trpaslíkem jako vybuchující složkou. Tyto trempířské novy se kvůli extrémní absolutní jasnosti 10 mag dají nalézt poměrně snadno. Konečně D. Maoz aj. zjistili, že v intergalaktickém prostoru vybuchují i supernovy třídy Ia, což je ostatně obvyklé závěrečné stadium vývoje klasických nov.

5. 5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

D. Schwartz a S. Virani zkoumali pomocí družice Chandra vzdálený (3,9 Gpc) kvasar SDSSpJ 1306 a zjistili, že jeho rentgenové spektrum i optický a rentgenový zářivý výkon (10¹³ L_☉) je shodný s parametry u mladších kvasarů. Podobně dopadl výzkum stejně vzdáleného kvasaru SDSSpJ 1030 družicí Newton. Odtud plyne, že černé veledíry vznikaly velmi brzo (≈ 850 mil. let) po velkém třesku patrně sléváním hvězdných černých děr – pozůstatků po krátkožijících velmi hmotných hvězdách III. populace. To odpovídá tvrzení T. di Matteové, že v raném vesmíru již existovaly černé veledíry s hmotnostmi řádu 1 GM_☉, přičemž mezi hmotnostmi veleděr a výdutěmi vznikajících galaxií existuje lineární úměra – viz předešlý odstavec 5.4. Jelikož v raném vesmíru byly zárodky galaxií navzájem blízko, docházelo běžně k jejich vzájemným srážkám, což zvyšovalo překotně tvorbu nových hvězd i přítok materiálu na veledíry. Paradoxně kvasary tento proces zpomalují, protože svým velkým zářivým výkonem rozptylují mezihvězdný plyn a snižují tak pravděpodobnost vzniku hvězd.

Naštěstí podle P. Hopkinse aj. jsou kvasary aktivní (se zářivým výkonem nad 100 GL_☉) nanejvýš 10 mil. roků, takže v kosmických měřítkách času není toto opoždění ve vzniku nových pokolení hvězd příliš významné. Podle výpočtu autorů trvá výstavba černé veledíry asi 100 mil. let, ale po větší část té doby nic nevidíme, protože veledíra je obklopena hustými závoji prachu. Teprve když veledíra dosáhne zralosti, zvedne se silný vítr, který prach odfoukne, takže na krátkou kosmickou chvíli vidíme kvasar s rozpětím svítivostí 1 GL_☉ – 100 TL_☉, tj. s bolometrickou hvězdnou velikostí 17 ÷ 30 mag.

S. Frey aj. sledovali pomocí rádiového interferometru sítě VLBI strukturu nejvzdálenějšího (z = 5,8) rádiově hlučného kvasaru SDSS J0836+00 (Hya). Průměr rádiového zdroje není větší než 40 pc a tok v pásmu 5 GHz činí 0,3 mJy. Odtud plyne horní mez hmotnosti příslušné černé veledíry 4,8 GM_☉. R. Maiolino aj. zkoumali nejvzdálenější (z = 6,4; stáří vesmíru 870 mil. r.) rádiový kvasar J1148+52 (UMa) pomocí mikrovlnného radioteleskopu IRAM. V jeho spektru objevili čáru [C II], což znamená, že v tomto kvasaru probíhá překotná tvorba hvězd tempem 3 kM_☉/r! Kvasar leží v centru obří nadsvítivé infračervené galaxie se zářivým výkonem přes 10 TL_☉; samotný výkon ve zmíněné zakázané čáře ionizovaného uhlíku dosahuje 4 GL_☉! Přehlídka SDSS zatím odhalila celkem 12 kvasarů se z > 5,7 a potvrzuje, že již ke konci první miliardy let po velkém třesku byla látka vesmíru silně obohacena o tzv. kovy (prvky s protonovým čísly > 5). D. Schneider aj. uveřejnili třetí část katalogu kvasarů z přehlídky SDSS, která obsahuje na ploše 4 200 čtv. stupňů celkem 46 tis. objektů s absolutní magnitudou I nižší než 22; z toho je 44 tis. objektů nově objevených, což jen podtrhuje obrovský význam zmíněné přehlídky. Kvasary v katalogu mají červené posuvy z v rozmezí 0,08 ÷ 5,41 s mediánem z = 1,5, přičemž 520 z nich má z > 4 a 17 kvasarů má z > 5.

S. Paltani a M. Türler využili archivních pozorování nejjasnějšího kvasaru 3C 273 (Vir; z = 0,16) pomocí ultrafialové družice IUE k určení hmotnosti centrální černé veledíry a obdrželi tak rekordní hodnotu 7,6 GM_☉. R. Zavala a G. Taylor objevili pomocí interferometru VLBA v pásmu 12 ÷ 22 GHz silnou Faradayovu rotaci ve výtrysku z tohoto kvasaru, jehož magnetické pole má zřejmě šroubovicovou strukturu. Tím se ještě komplikuje odpověď na otázku, jak se zmíněný výtrysk vůbec může vytvořit a dlouhodobě udržet v témže směru. a. Lobanov a J. Roland zjistili, že v jádře jasného (V = 16 mag) superluminálního kvasaru 3C 345 (Her; z = 0,6) se nachází pár černých veleděr o identických hmotnostech 7 MM_☉, které jsou od sebe vzdáleny 0,3 pc a obíhají kolem sebe v periodě 480 r. akreční disk kolem první z nich se kolébá díky precesi v periodě 2,6 tis. let. Kolmo k disku směřují úzké relativistické výtrysky urychlených pozitronů a elektronů, obklopené širšími a pomalejšími výtrysky urychlených protonů a elektronů. Podobný pár černých veleděr objevili J. Wu aj. u blazaru PKS 1510-089 (Lib; z = 0,36), kde dokonce dochází ke krátkým asi půlhodinovým zákrytům objektů a k precesnímu komíhání rádiového výtrysku.

Výrazné variace jasnosti galaxií s aktivními jádry v optickém či rentgenovém pásmu znamenají, že ve skutečnosti je objektů aGN ve vesmíru více, než pozorujeme, protože ty vzdálenější zaznamenáme jen během krátkých epizod vysoké aktivity. To platí také pro pozorování AGN v pásmu záření gama, jak dokazují četná pozorování objektů, jako jsou blazary Mkn 421 a 501, pomocí aparatur HESS a MAGIC, vykonaná v průběhu r. 2005. F. aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS v Namibii proměnné záření gama od blazaru PKS 2155-304 (PsA; z = 0,12), což je zatím druhý nejvzdálenější zdroj záření gama (> 160 GeV) ve vesmíru. Přitom v pásmu nad 300 GeV dosahuje intenzity 10 ÷ 60 % záření nesrovnatelně bližší Krabí mlhoviny. P. Magain aj. objevili jasný (Mv = 26 mag) kvasar HE0450-29 (Coe; z = 0,3) na okraji 2,5 kpc širokého plynného mračna bez hvězd. autoři usuzují, že před stovkami milionů let došlo ke srážce infračervené galaxie s kvasarem, která vyvolala překotnou tvorbu hvězd v galaxii s vrcholem před 130 mil. lety. Hmotnost černé veledíry v kvasaru odhadli na 800 MM_☉.

Jak upozornili F. Nicastro aj., lze využít vzdálených svítivých kvasarů jako světlometů, které ozařují mezilehlou kosmickou scénu a dávají tak představu o podílu jednotlivých složek zářivé látky vesmíru, byť tato látka představuje jen necelé 4 % hmoty vesmíru. Dosavadní inventura je docela deprimující: hvězdy a galaxie představují jen 0,5 % hmoty vesmíru, kdežto intergalaktický plyn 1 %. Zbylá 2 % jsou dosud zcela neznámá! Porovnáme-li počet publikací věnovaných hvězdám a galaxiím s počtem prací o intergalaktickém plynu, je zde nepoměr ve prospěch první složky přinejmenším o tři řády, takže astronomové se od starověku až dodnes věnují převážně té nejnicotnější složce hmoty vesmíru a jediný pokrok spočívá v tom, že na počátku XXI. stol. o tomto svém zásadním handicapu při zkoumání vesmíru konečně vědí.

5. 6. Gravitační mikročočky a čočky

D. Kubas aj. uveřejnili výsledek komplexního studia binární mikročočky OGLE-2002-BLG-069, pozorované ve výduti Galaxie v poloze 1748-21 a objevené 1. června 2002. Díky včasnému avízu v projektu PLANET byl průběh zjasnění a následného poklesu jasnosti sledován od 18. června po dobu více než tří měsíců nepřetržitě 6 většími dalekohledy v různých zeměpisných délkách, což umožnilo získat mimořádně kvalitní světelnou křivku úkazu v rozmezí jasností od 16 do 12 mag. Tak se podařilo určit, že hvězda zobrazená binární mikročočkou se nachází ve výduti Galaxie ve vzdálenosti ≈9 kpc a její spektrum lze klasifikovat jako G5 III. Binární mikročočka se skládá z trpasličích hvězd třídy M ve vzdálenosti 3 kpc, které kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 5 aU. autoři též uvedli, že z dosud objevených 2 tis. gravitačních mikročoček je asi 5 % binárních. Celý úkaz je přímo učebnicovým příkladem efektivní mezinárodní spolupráce v oboru, který dává i do budoucna velké možnosti při sledování vzdálených dvojhvězd či dvojic hvězda-exoplaneta. Takový husarský kousek se zdařil N. Rattenburymu aj., když pozorovali binární mikročočku MOA 2002-BLG-33, jejíž těžiště přecházelo přesně před vzdálenou hvězdou sp. třídy F/G těsně nad hlavní posloupností. Pro tuto hvězdu 17 mag, vzdálenou 5 kpc, se tak z průběhu světelné křivky zjasnění podařilo určit i její zploštění 0,98 při neuvěřitelném úhlovém rozlišení 4.10 ⁵ obl. vteřiny!

M. Jaroszynski aj. využili databáze projektu OGLE III k odhadu hmotností binárních mikročoček, pozorovaných v průběhu r. 2003, kdy aspoň jednou složkou mikročočky byl hnědý trpaslík. Úkaz BLG 170 způsobila binární mikročočka, vzdálená 6 kpc, jejíž složky měly hmotnosti 0,065 a 0,08 M_☉. Nejzajímavější úkaz 267 vyvolala dvojice hnědých trpaslíků s hmotnostmi 0,055 a 0,068 M_☉ ve vzdálenosti 5,5 kpc a konečně úkaz BLG 291, jenž byl pozorován až do dubna 2004 po dobu 255 dnů (!), způsobila dvojice objektů s hmotnostmi 0,056 a 0,09 M_☉, vzdálená od nás jen 0,3 kpc.

M. Smith aj. shrnuli dosavadní výsledky výzkumů všech projektů sledování gravitačních mikročoček (MACHO, OGLE, MOA, EROS, POINT-AGAPE) v Místní soustavě galaxií. Nejvíce úkazů se pozoruje ve směru k centru Galaxie; z toho asi ve 30 případech se zdařilo určit i paralaxu úkazů. V galaktické výduti bylo pozorováno 38 % vzdálených objektů, z toho 1/6 příslušných mikročoček patří do disku Galaxie ve vzdálenostech do 5 kpc. Ve třetině případů je zdroj i mikročočka v disku Galaxie. Průměrné trvání zjasnění činí měsíc, ale paralaktické případy trvají obvykle kolem 130 dnů a jejich čočky jsou v průměru vzdáleny 3,7 kpc, kdežto průměr vzdáleností pro všechny úkazy je 6,7 kpc.

Přehlídka SDSS je velmi úspěšná v odhalování dalších gravitačních čoček. Dosud jich nalezla 114, což je mnohem více, než se čekalo. Jejím pozoruhodným výsledkem je objev kvasaru J1004+41 (LMi; z = 1,7), zobrazeného mezilehlou kupou galaxií (z = 0,7)) s úhlovou roztečí složek až 14,6″, což je nový rekord pro gravitační čočky, dvojnásobek předešlého. N. Inada aj. objevili pomocí ACS a NICMOS HST u tohoto kvasaru i slabý 5. obraz, vzdálený jen 0,2″ od centra nejjasnější galaxie. NICMOS díky zesílení obrazu dokonce vidí i mateřskou galaxii kvasaru. Hlavní čtyři čočkované obrazy kvasaru jsou velmi jasné, tj. v rozmezí optických magnitud 18,5 ÷ 20,1 a to dává dobrou možnost studovat v tomto směru rozložení skryté látky vesmíru. Jak ukázali K. Sharon aj., je zmíněná mezilehlá kupa galaxií opravdu mocnou gravitační čočkou, protože ve stejném směru za kvasarem objevili ještě další vícekrát zobrazené galaxie s červenými posuvy z 2,7 a 3,3!

Tato pozorování ovšem naznačují jistý problém při sledování vzdálených svítivých kosmických objektů, jako jsou právě kvasary, supernovy třídy Ia a zábleskové zdroje záření gama, protože gravitační čočky – jak známo – rovněž zvyšují jasnost zdrojů ležících na zorném paprsku za těmito čočkami. Obecně tak pravděpodobnost nezapočítaného zesílení jasnosti objektu roste se vzdáleností objektu od nás. Dle D. Holze a E. Lindera to začíná vadit u supernov se z > 1,5, takže to znehodnocuje jejich využití jako standardních „kosmologických svíček“, a totéž se týká také ještě svítivějších zábleskových zdrojů záření gama. R. Scranton aj. tento efekt ostatně objevili statisticky v souboru údajů pro 200 tis. kvasarů a 13 mil. galaxií z výseku přehlídky SDSS na ploše 3 800 čtv. stupňů. Zesílení jasnosti vzdálenějších objektů vinou kolektivního působení mezilehlých gravitačních čoček je 8σ, tedy vysoko nad hranicí statistických odchylek.

T. York aj. využili pozorování zpoždění rádiových světelných křivek složek gravitační čočky B0218+357 (Tri; úhlová rozteč složek 0,3″) v rámci programu CLASS k nezávislému určení hodnoty Hubbleovy konstanty H₀ = (61 ±7) km/s/Mpc. Podobně P. Jakobson aj. měřili zpoždění optického signálu u složek gravitační čočky FBQ 0951+26 (Leo; zpoždění 16 d) k určení H₀ = (60 ±8) km/s/Mpc. E. Egami aj, našli velmi vzdálenou galaxii (z ≈ 6,7), zobrazenou gravitační čočkou v podobě mezilehlé kupy galaxií A2218 (z = 0,2), kterou pozorovali v blízké infračervené oblasti spektra až do 4,5 μm. Galaxie stihla navzdory svému ranému vzniku prodělat epizodu překotné tvorby hvězd, starých jen stovky mil. roků, jejichž úhrnná hmotnost činí sice jen 1 GM_☉, ale obsahuje již zralou hvězdnou populaci s dostatečně vysokou metalicitou.

G. Smith aj. shrnuli výsledky přehlídky gravitačního čočkování svítivých rentgenových kup galaxií s průměrným červeným posuvem z ≈ 0,2 pomocí HST. V této vzdálenosti představuje 1″ na snímcích lineárně 4,2 kpc. Zjistili, že tyto velmi hmotné kupy s dynamickými hmotnostmi řádu PM_☉ obsahují, jak se dalo čekat, velké množství skryté látky, dále horký vnitrokupový plyn o teplotě ≈8 MK a k tomu na tisíce standardních galaxií. Střední zářivý výkon zkoumaných kup v pásmu tvrdého rentgenového záření dosahuje téměř 10³⁹ W. HST díky svému skvělému úhlovému rozlišení odhalil u poloviny kup svítící oblouky, typické pro gravitační čočkování. Zhruba 70 % zkoumaných kup dosud splývá s ostatními, což vede ke zvýšení teploty intragalaktického plynu i rentgenového zářivého výkonu. Z globálního pohledu představují tyto kupy uzlíky, čili průsečíky „vláken“ v kosmické „pavučině“ velkorozměrové struktury vesmíru, kterou jednak pozorujeme v trojrozměrných přehlídkách oblohy a jednak ji dokážeme spočítat v simulacích vývoje struktury vesmíru. Výhoda gravitačních čoček, jimiž jsou zobrazovány, spočívá především v tom, že čočky reagují přesně na rozložení součtu zářivé i skryté látky vesmíru, takže poskytují objektivní obraz o rozložení hmoty vesmíru v prostoru. Výsledek dobře odpovídá vesmírnému modelu s parametry Ω_m = 0,3; Ω_Λ = 0,7; H₀ = 65.

6. Kosmologie a fyzika

6. 1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

N. Panagia aj. nalezli na snímku Hubbleova ultrahlubokého pole (HUDF) v souhvězdí Chemické pece velmi hmotnou (600 GM_☉) galaxii s červeným posuvem z > 6,5. To znamená, že tak svítivé galaxie dokázaly reionizovat okolní vesmír již pro posuvy z ≈ 15 (250 Mr po velkém třesku) a ukončit tak epochu šerověku (angl. dark ages) vesmíru. Navíc to dobře souhlasí s měřením polarizace reliktního záření družicí WMAP, která udává konec šerověku na z = 17. Od té chvíle se tudíž zvyšovala průzračnost vesmíru a tato epocha skončila pro z = 6 (900 Mr po velkém třesku), kdy vesmír téměř dokonale „prokoukl“.

Přehlídka SDSS umožnila podle R. Jimeneze aj. poprvé pochopit, co v raném vesmíru rozhoduje o epoše, množství a hmotnostech vznikajících hvězd. K tomu, aby v zárodečném plynném oblaku tvorba hvězd vůbec započala, musí jeho hmotnost převyšovat 10 GM_☉ plynu. Účinnost přeměny plynu na hvězdy přitom výrazně stoupá s rostoucí hmotností zárodečného oblaku, takže asi 4/5 hvězd vznikají v nejhmotnějších (> 200 GM_☉) plynných oblacích při červených posuvech z > 1 (před 7,5 Gr). V té době byla účinnost tvorby hvězd asi dvojnásobná v porovnání s dnešní. Pokud je současná hmotnost galaxie nižší než 100 GM_☉, začala v ní tvorba hvězd teprve při z = 0,2 (před 2,5 Gr). a. Kashlinsky aj. odvodili z polarizace reliktního záření a fluktuací infračerveného pozadí měřených družicí WMAP, že první (velmi hmotné) hvězdy ve vesmíru začaly vznikat již 200 mil. let po velkém třesku.

F. Nicastro aj. zjistili z pozorování družice Chandra během vzplanutí galaxie Mkn 421 s aktivním jádrem, že baryonová složka vesmírné hmoty představuje 4,6 % úhrnné hmoty vesmíru. Mohli tak totiž díky tomuto „světlometu“ určit množství intergalaktického plynu pro červené posuvy z 0,01 a 0,03 (tj. ve vzdálenostech 45 a 115 Mpc od nás). Jak se ukazuje, horký (1 MK) intergalaktický plyn představuje asi 35 % baryonové látky vesmíru a 40 % tvoří chladný neutrální vodík. Pouze 10 % baryonové látky se kondenzovalo v galaxiích, takže na všechny hvězdy vesmíru připadá méně než 10 % baryonové látky vesmíru. Povaha zbylých 15 % baryonové látky není známa.

Díky přehlídkám 2dF a SDSS se v široké mezinárodní spolupráci podařilo objevit akustické oscilace o typické „vlnové délce“ 150 Mpc v mapě rozložení galaxií, které jsou otiskem interakcí mezi zářením a látkou v čase asi 300 tis. let po velkém třesku, což velmi výrazně podpořilo správnost současného standardního kosmologického modelu vesmíru a zdůraznilo klíčovou úlohu gravitace při vzniku galaxií. Příslušné simulace vzniku, vývoje a shlukování galaxií a kvasarů uskutečnili v programu Millenium V. Springel aj. Modelovali vývoj v krychli o hraně 0,7 Gpc pro červené posuvy z od 127 do nuly, když jejich superpočítač během 28 d činnosti vykonal půl trilionu operací. Obdrželi tak hierarchický růst nehomogenit vesmíru zezdola v modelu s chladnou skrytou látkou a kosmologickou inflací ve výborné shodě s pozorováním. Přehlídka SDSS podle S. Tanga a S. Zhanga rovněž ukázala, že téměř 2 700 kvasarů s velkým červeným posuvem nijak nekoreluje s více než 77 tis. galaxiemi s aktivními jádry (AGN), takže alternativní vysvětlení těchto posuvů jako důsledek vymrštění kvasarů z těchto galaxií, které po řadu desetiletí prosazuje H. arp a jeho škola, nemá žádnou oporu v pozorování.

Jak připomněli D. Xu aj., kosmologie prodělala na přelomu století opravdovou revoluci díky soustavnému sledování velmi vzdálených supernov třídy Ia, přesným měřením fluktuací a polarizace reliktního záření družicí WMAP, zmíněným přehlídkám SDSS, 2dF, 2MASS a programu GOODS (HST, SST, Chandra, VLA). Také úžasný výkon družice Swift při rychlé poziční identifikaci vzdálených zábleskových zdrojů záření gama (GRB) může velmi napomoci studiu struktury vesmíru i identifikaci zdrojů překotné tvorby hvězd ve velmi raném vesmíru. Epocha blouznivých kosmologických spekulací zkrátka skončila.

6. 2. Problém skryté hmoty

M. Kilic aj. porovnali polohy slabých modrých objektů objevených v letech 1999 a 2000 R. Ibatou aj. a R. Mendezem a D. Minnitim na snímcích HDF-N s polohami na nových snímcích, pořízených za 7 let v rámci programu GOODS. Původní autoři se domnívali, že jde o bílé trpaslíky v halu Galaxie, jejichž četnost by v tom případě byla tak vysoká, že by mohla vysvětlit existenci větší části skryté látky v halu Galaxie. Nyní se však ukázalo, že jen dva z těchto modrých objektů vykazují v intervalu 7 let mezi snímky vlastní pohyb řádu 0,01″/r, což odpovídá bílým trpaslíkům v disku Galaxie vzdáleným přibližně 500 pc od Slunce. Všechny ostatní modré objekty nejeví žádný vlastní pohyb, takže jde o objekty extragalaktické, velmi pravděpodobně o galaxie s aktivními jádry (AGN). Povaha skryté látky (angl. dark matter) tak zůstává i nadále skrytá.

W. de Boer aj. přinesli zajímavý důkaz o rozložení skryté látky v halu Galaxie na základě přehlídky záření gama v pásmu 0,1 ÷ 10 GeV, vykonané aparaturou EGRET družice Compton. Ve všech směrech je tam totiž vidět přebytek záření > 1 GeV na úrovni 10násobku střední chyby, což považují za důkaz anihilace částic skryté látky, protože rozložení tohoto přebytku ve tvaru toroidálních prstenců ve vzdálenostech 4 a 14 kpc od centra Galaxie souhlasí se zvláštnostmi v rotační křivce Galaxie v týchž vzdálenostech. Rotační křivka přitom přímo odhaluje rozložení skryté látky v halu Galaxie, takže ve vnitřním prstenu je 9 GM_☉ skryté látky a vnější prsten má dokonce polovinu celkové hmoty Galaxie. Podle těchto měření činí celková hmota (tj. jak zářící, tak skrytá látka) naší Galaxie 3 TM_☉, přičemž zářící látka představuje jen 55 GM_☉. autoři se na základě podrobných fyzikálních argumentů domnívají, že skrytá látka Galaxie je supersymetrickým protějškem fotonů reliktního záření, což by mělo být tzv. neutralino. Naproti tomu R. Mainini aj. tvrdí na základě rozboru měření reliktního záření družicí WMAP, že skrytou látku tvoří výhradně tzv. axiony (hypotetické elektricky neutrální částice s extrémně nízkou hmotností, velmi slabě interagující s běžnou hmotou).

Ještě komplikovanější je pojem skryté energie (dark energy), o níž se soudí, že jde o základní vlastnost prostoročasu, jak odhadl už a. Einstein, když se trápil s neurčenou kosmologickou konstantou v rovnicích obecné teorie relativity pro modely vesmíru. Vývoj vesmíru daný jeho rozpínáním mění dle S. Carrolla poměrné zastoupení jednotlivých složek hmoty (zářící látka – ZL; skrytá látka – SL; skrytá energie – SE) zcela dramaticky. Podle současných modelů před 11,5 Gr představovala ZL 16 %; SL 80 % a SE 3 % z celkové hmoty vesmíru. Současné podíly jsou však přibližně 5/25/70 % a za 11,5 Gr budou 0,8/4,2/95 %! Za 14,5 Gr bude 99,3 % hmoty vesmíru představovat skrytá energie!! Podle L. Krausse je díky existenci skryté energie budoucí vývoj vesmíru nezávislý na jeho geometrii, čili i geometricky uzavřený vesmír se může trvale rozpínat, a naopak geometricky otevřený vesmír se může nakonec zhroutit do singularity.

6. 3. Základní kosmologické parametry

Nejvýznamnější událostí roku se stalo již zmíněné protažení stupnice vzdáleností galaxií pomocí cefeid díky ACS HST do pásma, kde pozorujeme nejbližší supernovy třídy Ia, které jsou přes všechny výhrady těmi nejspolehlivějšími standardními svíčkami pro vzdálený vesmír. Jelikož už neexistuje psychologická bariéra proti vyšším hodnotám Hubbleovy konstanty H₀, vyvolaná faktem, že ve standardním Einsteinově-de Sitterově modelu z nich vyplývalo nesmyslně krátké stáří vesmíru pod 10 mld. let, začínají se tyto vyšší hodnoty přijímat a navzájem sbližovat. Za tuto změnu názorů mohou přirozeně množící se důkazy o existenci skryté energie vesmíru, která fakticky už v současné epoše dominuje, jak vyplývá z poznatků předešlého odstavce tohoto přehledu. Tím se totiž v modelech, které se skrytou energií počítají, přiměřeně prodlužuje stáří vesmíru a tzv. paradox stáří vesmíru se tím daří přesvědčivě odstranit.

M. Stritzinger a B. Leibundgut to připomněli zcela názorně: aby mohl platit Einsteinův-de Sitterův model, muselo by být H₀ = 46 (v jednotkách km/s/Mpc), což je z pozorování supernov Ia už zcela bezpečně vyloučeno. Nejnižší slučitelná hodnota H₀ činí 66 a nejpravděpodobněji (78 ±9). Pozorovat překryv supernov Ia a cefeid se zdařilo – jak jsem již uvedl v odst. 5.4. – a. Riessovi aj., když v galaxii NGC 3370 odvodili na základě pozorování 64 cefeid spolehlivou hodnotu H₀ = (73 ±9). Další možnost překryvu se týká galaxie NGC 3982, v níž vzplanula supernova 1998aq a v níž nyní měření cefeid probíhají. Těmto hodnotám H₀ v modelech, které předpokládají současné poměrné zastoupení zářící a skryté látky i převahu skryté energie, dobře odpovídá dnes už kanonické stáří vesmíru 13,5 Gr s chybou menší než 2 %. Nejnovější měření fluktuací reliktního záření na vysokohorské stanici v Andách aparaturou CBI v pásmu frekvencí 26 ÷ 36 GHz dala dle a. Readheada aj. poměrné zastoupení skryté energie 74 % a stáří vesmíru 13,7 Gr. Mírou těchto fluktuací je veličina σ₈, která udává relativní amplitudu fluktuací rozložení látky vesmíru na vzdálenost přibližně 8 Mpc (tato vzdálenost poněkud závisí též na hodnotě H₀). V současných experimentech vychází v rozmezí 0,7 ÷ 0,9, což dobře souhlasí s představou o růstu nehomogenit v rozložení látky vesmíru z nepatrných kvantových fluktuací těsně po velkém třesku.

6. 4. Kosmické záření

Pozoruhodnou levnou metodu pro studium kosmického záření objevili radioamatéři v r. 1965: když si naladíte na citlivém přijímači FM pásmo VKV, můžete zaznamenat mžikové rádiové záření, které vzniká při průletu spršek vysokoenergetického kosmického záření zemskou atmosférou. Nyní H. Falcke aj. navrhli doplnit touto metodou detekci spršek extrémně energetického kosmického záření na obří observatoři Pierra augera v Argentině. Observatoř, na jejíž výstavbě a provozu se podílí téměř 400 fyziků, astronomů a techniků ze 17 zemí včetně ČR, byla slavnostně uvedena do chodu v listopadu 2005, ale vědecké údaje získává již od r. 2004. Za prvních 17 měsíců provozu shromáždila přes 3,5 tis. dat pro spršky s energiemi primárních částic nad 3 EeV; nejvyšší zaznamenaná energie primární částice činila 140 EeV.

D. Giaglis a G. Pelletier navrhli mechanismus urychlování částic kosmického záření na rekordní energie v zábleskových zdrojích záření gama, a to klasickým Fermiho procesem ve vnitřní rázové vlně. Tento proces by měl také urychlovat na vysoké energie neutrina, která by navíc obsahovala přesnou informaci o poloze příslušného zdroje. a. Uryson se na základě údajů z observatoře AGASA v Japonsku domnívá, že extrémně energetické částice kosmického záření, které dopadají na Zemi, přicházejí nejspíš z blízkých galaxií s aktivními jádry (AGN).

6. 5. Jaderná a částicová fyzika

A. Suzuki aj. popsali japonský experiment KAMLAND, jehož scintilační detektor antineutrin pod horou Ikenoyama na ostrově Honšu má hmotnost 1 000 t a je schopen registrovat antineutrina vznikající při provozu jaderných reaktorů v japonských jaderných elektrárnách. Jejich instalovaný výkon dosahuje 152 GW, což je 7 % světové výroby elektřiny z jaderných zdrojů. Detektor zaznamenává asi 70 % počtu antineutrin, která by měla do detektoru dorazit, kdyby antineutrina po cestě dlouhé v průměru 175 km nepodléhala oscilacím. Měření jsou tak citlivá, že zřetelně reagují na případné odstávky jaderných elektráren. Jak uvedli T. araki aj., detektor registruje též elektronová antineutrina vycházející na povrch v důsledku radioaktivního rozpadu v horninách v zemském nitru. Jejich počet je však vyšší, než odpovídá zásobám radioaktivních hornin v zemském plášti. V r. 1953 navrhl G. Gamow, aby se těchto geoneutrin využívalo ke geologické prospekci, a s týmž návrhem přišli o něco později také T. Gold, G. Edler a G. Marx.

Americká laboratoř Fermilab uskutečňuje za 170 mil. dolarů experiment, při němž se mionová neutrina vzniklá v injekčním urychlovači MIA ve Fermilabu registrují v detektoru NuMI/MINOS v podzemní jeskyni v Soudanu v Minnesotě. Urychlovač produkuje biliony neutrin, z nichž tisíce doletí do detektoru ve vzdálenosti 735 km. Cílem experimentu je potvrdit existenci a odvodit vlastnosti neutrinových oscilací, které se považují za vhodné vysvětlení deficitu slunečních neutrin v dosavadních detektorech.

Studium kosmických vysokoenergetických neutrin se začalo rozvíjet díky experimentu AMANDA v antarktickém ledu. Podle K. Kuehna aj. měří AMANDA od r. 1997, ale do r. 2005 se nepodařilo najít žádnou korelaci mezi příchody neutrin a cca 500 zábleskovými zdroji záření gama, jež byly v tomto mezidobí zaznamenány. aMANDA je ovšem jen odrazovým můstkem pro mnohem rozsáhlejší experiment IceCube, který má být v provozu v r. 2010 a jenž bude mít 60krát větší výtěžnost než AMANDA. Celkem bude do ledu zapuštěno 80 kabelů v šachtách o průměru 0,5 m, na nichž bude zavěšeno 4 800 fotonásobičů činných v hloubkách 1,4 ÷ 2,4 km, takže objem detektoru neutrin dosáhne 1 km³. Podstatně skromnější detektor NESTOR se zkouší v Jónském moři poblíž Peloponésu v mořské proláklině hluboké přes 4 km. Také v tomto případě mají sloužit fotonásobiče zavěšené na lanech v minimální hloubce 2,4 km k detekci Čerenkovových záblesků způsobených miony, vznikajících při interakci mionových neutrin s mořskou vodou.

Pokud jde o růst energií částic dosažitelných uměle v urychlovačích, je pokrok dle R. Racinea znamenitý. Od r. 1940, kdy byl postaven obří van den Graafův generátor, urychlující částice na energie 10 MeV, se do r. 2008 dosáhne díky LHC energií milionkrát vyšších než tehdy. V r. 2005 ohlásili J. Cramer aj, že na urychlovači RHIC v Brookhavenu se jim podařilo vytvořit kýžené kvarkové-gluonové plazma při srážkách iontů zlata. V takovém stavu byla látka vesmíru v čase 1 ms po velkém třesku. Zatímco po větší část zmíněného období dominovaly částicové fyzice americké urychlovače, nyní nastává soumrak experimentální částicové fyziky v USA ve prospěch Evropy, tj. perspektivního urychlovače LHC v CERN u Ženevy a plánovaného lineárního urychlovače TESLA v Hamburku.

6. 6. Relativistická astrofyzika

Rok 2005 byl vyhlášen Světovým rokem fyziky právě z toho důvodu, že před sto lety mezi 18. 3. a 27. 9. publikoval albert Einstein v prestižním vědeckém časopise Annalen der Physik sérii zcela různorodých prací, jež se s odstupem doby jeví jako zcela zásadní a převratné. Šlo především o důkaz kvantové povahy fotonů, čímž vysvětlil podstatu fotoefektu, dále o objasnění Brownova pohybu pylových zrnek a odvození rozměrů molekul, speciální teorii relativity a konečně úvahu o setrvačnosti těles, v níž odvodil slavný vztah mezi klidovou hmotností a energií částic. Mimochodem, patrně nejslavnější z těchto prací, nazvanou „O elektrodynamice pohybujících se těles“, v níž vyložil speciální teorii relativity, doručil Einstein do redakce 30. 6. a vyšla již 27. 9., čili s její publikací neměl v redakci žádné potíže (co by dnes v době elektronického publikování člověk za to dal, aby mu Dopis redakci vyšel během tří měsíců!). Je proto na místě připomenout, kam na základě Einsteinova epochálního vkladu dospěla od té doby relativistická fyzika a zejména astrofyzika.

K ověřování závěrů obecné teorie relativity stále dobře slouží retroreflektory na Měsíci, instalované americkými astronauty v programu Apollo. Na observatoři Apache Point v Novém Mexiku se nyní staví nový přijímač pro laserové impulzy odražené od retroreflektorů, což je klasické astronomické zrcadlo o průměru 3,5 m. Velký průměr je potřebný proto, že vysílané impulzy nového laseru budou mít trvání jen 90 pikosekund (tj. délku 28 mm), takže budou obsahovat pouze 100 petafotonů ve svazku, který se na Měsíci rozšíří na průřez 2 km a při návratu na Zemi na průřez 15 km, takže na astronomické zrcadlo dopadne jen asi půl tuctu odražených fotonů. Nicméně to stačí k tomu, aby se vzdálenost Měsíce tímto způsobem dala měřit na milimetry přesně, což naopak umožní odhalit v jeho pohybu řadu relativistických efektů.

Také aparatura pro hledání gravitačních vln od kosmických zdrojů LIGO ve státech Washington (Hanford) a Louisiana (Livingston) přináší již velké množství dat, na jejichž zpracování se mohou zásluhou B. allena podílet i počítačoví nadšenci díky programu Einstein@Home – dosud se k programu na adrese einstein.phys.uwm.edu přihlásilo na 65 tis. zájemců. Podle D. Ugoliniho pracují od března 2005 optické interferometry na obou stanicích současně již po více než polovinu možného času a při frekvenci 100 Hz se jejich relativní citlivost blíží plánované hodnotě 10 ²², takže aparatura by měla zaznamenat splynutí dvou neutronových hvězd až do vzdálenosti 8 Mpc od Země.

S. Rainville aj. publikovali přímý test platnosti slavné Einsteinovy rovnice E = m.c² měřením difrakce na krystalech izotopů síry a křemíku. Rovnice platí s relativní přesností lepší než 1,4.10 ⁷. Podle J. Horského a Z. Kopeckého lze dnes měřit ohyb světla v gravitačním poli hmotných objektů s relativní přesností 10 ⁴; Shapirův jev (zpoždění rádiových signálů v silném gravitačním poli) s přesností 10 ⁵; stáčení pericentra oběžných drah s přesností 10 ³ a silný princip ekvivalence v soustavě Země-Měsíc s přesností 10 ⁴. Rovněž využívání družicového systému měření poloh GPS vyžaduje při špičkovém nasazení zahrnovat do výpočtů korekce plynoucí z obecné teorie relativity.

M. Volonteriová a M. Rees studovali možnosti růstu černých veleděr v raném vesmíru a ukázali, že akrece látky na zárodky černých veleděr může probíhat nadkritickým tempem i tehdy, když ve vesmíru ještě chybí těžší prvky (kovy), které by přispívaly k chlazení akrečního disku. O chlazení se v tom případě postará všudypřítomný atomární vodík, takže už koncem první miliardy let po velkém třesku mají některé kvasary zářivé výkony řádu 10⁴⁰ W, což znamená, že v jejich nitrech jsou ukryty černé veledíry s hmotností řádu 1 GM_☉. Nejvyšší změřená hodnota pro černou veledíru činí plných 6 GM_☉. Podle P. Berczika aj. při splývání galaxií dochází nutně i k vytvoření těsného (vzájemná vzdálenost řádově 1 pc) páru černých veleděr, které při svém obíhání ztrácejí čím dál více energie vyzařováním gravitačních vln, takže nakonec splývají a v té chvíli vysílají vůbec nejsilnější gravitační vlny ve vesmíru pozorovatelné.

6. 7. Experimentální a teoretická fyzika

S. Levshakov aj. využili spektrografu UVES/VLT k odhadu horní meze případné sekulární změny konstanty jemné struktury α, o čemž v r. 1937 spekulovali E. Milne a P. Dirac. Měřili rozteč páru ostrých čar Fe II ve spektru kvasarů s červenými posuvy z v rozmezí 0,16 ÷ 0,80 a nenašli žádné změny na úrovni 10 ⁶, což přepočteno na celé dosavadní stáří vesmíru dává relativní změnu nanejvýš 7.10 ⁵. Laboratorní měření dávají změnu do 4.10 ⁵, takže velmi pravděpodobně k žádné sekulární změně hodnoty α nedochází.

P. Davies se ve své Whitrowově přednášce zabýval porovnáním tzv. šipek času. Sám Whitrow rozlišoval šipku historickou, kosmologickou a termodynamickou. Historická šipka vychází z faktu, že v průběhu času se ve vesmíru hromadí informace a tento proces je nezvratný, takže fakticky zvětšuje entropii vesmíru. Kosmologická šipka je dána rozpínáním vesmíru v současné epoše jeho vývoje. Nicméně i kdyby se jednou rozpínání vesmíru zastavilo „velkým stopem“ a následovalo by jeho smršťování, nezmění se tím směr kosmologické šipky času. Nejsložitější je z tohoto pohledu termodynamická šipka času, která popisuje nevratnost dějů: rozbití sklenice, která upadla na podlahu, skok plavce do vody, vytěkání parfému z odzátkované láhve, chladnutí ohřáté vody v hrnci po odstavení z horké plotny, atd.

Potíž je ovšem v tom, že II. věta termodynamická pak vede k Helmholtzově tepelné smrti vesmíru, jenže tato věta platí pouze pro uzavřené fyzikální soustavy, a vesmír není uzavřená soustava (nemá stěny). Jelikož se navíc vesmír nyní rozpíná, klesá průměrná teplota látky vesmíru s 2. mocninou času, kdežto teplota záření jen s první mocninou času, čímž se mezi oběma složkami vesmíru teplotní nůžky rozvírají. Zatím je z toho důvodu vesmír velmi vzdálen od „tepelné smrti“: skutečná entropie vesmíru roste mnohem pomaleji, než entropie „dovolená“ jeho rozpínáním.

Vážným problémem je však počáteční entropie vesmíru ve chvíli, kdy byl určen směr termodynamické šipky. Nyní je téměř jisté, že počáteční entropie vesmíru byla velmi nízká, což je neuvěřitelně nepravděpodobné (pravděpodobnost takového počátku vesmíru je dána naprosto nicotnou hodnotu 10 ¹²³)! Davies soudí, že zatím existují čtyři možná vysvětlení této nepravděpodobnosti: 1. jde o holý fakt, s nímž se máme prostě smířit, a to je tak vše, co s tím můžeme dělat (J. Cimrman); 2. existuje nějaký časově nesouměrný přírodní zákon, dosud neobjevený; 3. platí antropický princip; 4. existují paralelní vesmíry s různými počátečními hodnotami entropie a my jsme se prostě narodili v tom nejexotičtějším.

7. Život ve vesmíru

P. Davies též připomněl, že jeden ze zakladatelů kvantové mechaniky E. Schrödinger v r. 1944 napsal, že pomocí kvantově-mechanických principů se podaří rozluštit, jak vůbec život vznikl. Tato myšlenka se sice příliš neujala, ale podle Daviese je stále nosná a představuje výzvu pro badatele v blízké budoucnosti. I. ten Kateová aj. zjistili pomocí laboratorních simulací podmínek na povrchu Marsu, že aminokyseliny glycin a D-alanin by byly na povrchu Marsu zničeny ultrafialovým zářením Slunce již během jediného dne, kdežto pod povrchem v regolitu mohou vydržet i 10 mil. roků. Proto hledání stop života na Marsu má smysl, budeme-li odebírat vzorky z regolitu, nikoliv z vlastního povrchu planety. Z tohoto úhlu pohledu je jistě pozoruhodné, že agentura ESA připravuje projekt Pasteur k hledání stop života na Marsu snad již v r. 2013.

L. arnolda inspirovaly úspěšné detekce exoplanet díky přechodům přes kotoučky mateřských hvězd k nápadu hledat tak umělá tělesa vyrobená mimozemšťany, která by se díky svému geometrickému tvaru mohla při přechodu přes kotouček hvězdy vyznačovat zcela neobvyklým vzhledem poklesu světelné křivky. Prý by to mohly být i celé formace takových umělých těles, což by nás upozornilo na jejich umělý původ.

8. astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Počátkem září 2005 byl slavnostně uveden do chodu obří teleskop SALT na jihoafrické observatoři SAAO poblíž městečka Karoo (Sutherland) v poušti Kalahari v nadmořské výšce 1 800 m na 32,5° j. š. Na jeho výstavbě, která zabrala pět let, se podílely Jižní afrika, USA, Spojené království (UK), SRN, Polsko a Nový Zéland celkovou částkou 32 mil. dolarů. Obří zrcadlo o rozměrech 10 × 11 m sestává z 91 šestiúhelníkových segmentů o průměru 1 m a svou konstrukcí připomíná známý částečně pohyblivý americký obří dalekohled HET v Texasu; má však některá technická vylepšení, takže lépe využívá gigantické sběrné plochy. Kromě digitální kamery pro přímé zobrazování je vybaven také Stobieho digitálním spektrografem v primárním ohnisku (f/1,2). Dalekohled je trvale skloněn pod úhlem 37° k obzoru, ale může se otáčet v azimutu, což umožňuje sledovat vybrané objekty v pomyslném čtverci o hraně 12°. Expoziční doba je tak omezena na 0,75 ÷ 2,0 h pro daný objekt a noc. Jde přirozeně o největší optický dalekohled na jižní polokouli.

R. Racine shrnul historické údaje o růstu rozměrů optiky dalekohledů a získal tak několik velmi zajímavých údajů: 1. Od časů Galileiho se zdvojnásoboval rozměr optiky největších dalekohledů v průměru vždy za půl století.
2. Od r. 1730 rostly průměry optiky refraktorů exponenciálně až do r. 1897, kdy bylo na Yerkesově observatoři v USA dosaženo maxima 1,02 m.
3. Do r. 1850 měly největší dalekohledy velké technické nedostatky, takže jejich menší konkurenti byli vědecky výkonnější. Ve XX. stol. však jsou obří dalekohledy i vědecky nejvýkonnější a nové generace technicky dokonalejších přístrojů nastupují vždy zhruba po 35 letech. Také růst rozměrů zrcadel se zejména v posledních 20 letech zrychluje proti dlouhodobému průměru.
4. Sběrná plocha optiky vzrostla od času Galileiho dodnes o šest řádů.

Nyní jsme na prahu další revoluce, kterou budou představovat reflektory se složenými zrcadly o průměrech 20 ÷ 40 m, vybavené adaptivní optikou, případně kombinované do optických interferometrů o základnách až 200 m (ESO: VLTI a OWL = E-ELT; USA: Keck, GMT a TMT). K tomu přibudou výkonné přehlídkové stroje, umožňují opakované přehlídky celé oblohy (synoptické dalekohledy) a možnost kombinace všech pozorování díky rozvoji virtuálních observatoří. Podle R. Ruttena je však současná adaptivní optika, využívající měření scintilace světla okolních jasnějších hvězd ke korekci tvaru vlnoplochy zkoumaného objektu, omezena jen na studium pouhého 1 % plochy oblohy, protože jasných hvězd je zkrátka málo. Proto je nutné vyvinout systémy založené na umělých (sodíkových) hvězdách, které jsou pochopitelně dražší a technicky mnohem náročnější, takže se zatím rozvíjejí pomalu a jsou příliš těžkopádné. Ostatně pro zamýšlené obří dalekohledy příští generace bude dle M. Lloyda-Harta aj. nutné vyvinout mnohem důmyslnější laserové systémy adaptivní optiky, což si vyžádá ještě velké úsilí a bude klást mimořádné nároky na výpočetní techniku.

M. Strauss a G. Knapp zhodnotili přínos přehlídkového teleskopu SDSS, což je 2,5m reflektor na observatoři Apache Point v Novém Mexiku. Jeho zobrazovací matice se skládá z mozaiky 30 čipů CCD, která prosévá oblohu tempem 20 čtv. stupňů za hodinu a dosahuje v přímém zobrazení mezní hvězdné velikosti R = 22,5 mag. Dokáže také během hodiny pořídit přes 600 spekter a v nadplánu měří barvy planetek, protože se ukázalo, že to stačí k určení příslušnosti konkrétních planetek k tzv. rodinám planetek, které mají společný původ v minulé srážce dvou těles v hlavním pásmu planetek. Dosud tak přehlídka získala údaje o 100 tis. planetkách. Přehlídka se ovšem přednostně soustřeďuje na zkoumání velkorozměrové struktury vesmíru a tak už našla na 50 tis. kvasarů, pro něž tak lze určit jejich rozložení v kosmickém prostoru, protože tak známe i jejich kosmologické červené posuvy. Díky přehlídce také známe novou gravitační čočku J1004+4112 (LMi) s rekordní roztečí mezi obrazy kvasaru téměř 15″.

P. McCullough aj. uvedli do chodu projekt XO pro vyhledávání exoplanet během jejich přechodů před mateřskou hvězdou. Na observatoři na Mt. Haleakala na havajském ostrově Maui instalovali světelnou (f/1,8) kameru s průměrem objektivu 200 mm, která dokáže změřit jasnosti hvězd do 12 mag s přesností lepší než 1 %. Kamera ročně prohlédne opakovaně téměř 7 % plochy oblohy v deklinacích 0 ÷ +63° a za noc nahromadí 1 GB údajů, takže během roku soustředí alespoň 1 tis. měření jasnosti pro 100 tis. hvězd. Na téže observatoři se dle N. Kaisera aj. uvedla koncem r. 2005 do zkušebního chodu první přehlídková kamera projektu Pan/STARRS. Půjde celkem o čtyři kamery se zrcadly o průměru 1,8 m se zorným polem 7 čtv. stupňů a obřími čipy o kapacitě 1,4 Gpix, které dosáhnou 24 mag a budou zobrazovat opakovaně celou oblohu zhruba jednou týdně. Na Mt. Haleakala budou instalovány postupně do konce r. 2010. Jejich hlavním úkolem bude hledat nebezpečné planetky křižující zemskou dráhu.

Britští astronomové uvádějí postupně do chodu širokoúhlé kamery SuperWASP na observatořích La Palma a SAAO. Na obou polokoulích tak každou jasnou noc hlídkuje baterie 8 kamer, každá se zorným polem o průměru téměř 8°. Každá kamera je schopna změřit okamžitou jasnost až 100 tis. hvězd do 15 mag s přesností lepší než 1 %. Hlavním cílem projektu je sledovat přechody exoplanet před kotoučky mateřských hvězd. Na každé observatoři se tak během jasné noci získává na 50 GB údajů, okamžitě zpracovávaných specializovaným počítačem. Prototyp další baterie širokoúhlých kamer se podle a. Burda aj. instaluje také na americké observatori Las Campanas v Chile. Hlavní úkol této soustavy bude spočívat v hledání optických protějšků a dosvitů zábleskových zdrojů záření gama (GRB). D. Fabricant aj. uvedli do chodu robotický spektrograf Hectospec u 6,5m teleskopu MMT v Arizoně. Spektrograf využívá k simultánnímu zobrazení 300 spekter o střední dispersi optická vlákna dlouhá 25 m, nastavovaná do ohniskové roviny robotem s přesností 25 μm během 5 minut. Za jediný rok provozu tak získali 60 tis. spekter vzdálených galaxií a kvasarů.

B. Koehler aj. oznámili, že na Cerro Paranal se po instalaci dvou pomocných 1,8m teleskopů ESO VLTI podařilo pozorovat poprvé interferenční proužky budovaného obřího optického interferometru. Po kompletaci zařízení koncem r. 2006 bude možné využívat pro interferometrii celkem 30 definovaných poloh čtyř pomocných teleskopů a tedy 256 různě dlouhých základen orientovaných do mnoha směrů. VLTI se tak stane s převahou největším optickým interferometrem na světě s délkou základny až 205 m.

E. aristidi aj. studovali kvalitu obrazu (seeing) během dne v letech 2003–05 na stanici Dome C (Concordia) v Antarktidě na 75° j. š. v nadmořské výšce 3 250 m, když soustavně pozorovali jasnou hvězdu Canopus. Průměrný seeing činil 0,5″ a v pozdním odpoledni dokonce jen 0,4″. To dává slibnou naději pro nepřetržité sledování Slunce po dobu letních měsíců.

F. Schaaf referoval o regulaci veřejného osvětlení v řadě amerických měst od Kalifornie přes Oregon, Texas, Floridu až po Filadelfii. V městě Des Moines v Iowě zrušili dvě pětiny výkonných svítidel, a tím město ušetřilo za rok 750 tis. dolarů za elektřinu. Současně díky menšímu oslnění klesl vandalismus, loupeže i krádeže. Uvažuje se rovněž o ochraně národních parků před světelným znečištěním. Také kanadské provincie Saskatchewan a Alberta se dohodly na spolupráci s kanadskou astronomickou společností na omezení světelného znečištění v rezervaci Cypřišových pahorků. Budou tam používat správně stíněné lampy, sníží intenzitu osvětlení a svícení omezí jen na část noci. americký fyzik a. Rosenfeld, který pracuje jako poradce kalifornského guvernéra a. Schwarzeneggera, připravil dlouhodobý plán, jak snížit světelné znečištění v celé Kalifornii tím, že do 20 let nebude do horního poloprostoru unikat více než 2 % umělého světla. Současně se v mezidobí podstatně sníží spotřeba elektrických zařízení přepnutých do pohotovostního režimu (standby). Kalifornie přitom představuje podle velikosti HDP 6. největší ekonomiku na světě. Přitom už dnes má poloviční spotřebu elektřiny na obyvatele proti průměru USA.

8. 2. Optické dalekohledy v kosmu

Hubbleův kosmický teleskop (HST) je po patnácti letech v kosmu sice vědecky stále vysoce úspěšný (dodává řádově 100 GB vědeckých dat týdně; v archivu je přístupných celkem na 25 TB dat), ale přesto se po katastrofě raketoplánu Columbia potýká s řadou problémů. Poslední úspěšný servis HST se totiž uskutečnil v březnu 2002 a po havárii Columbie oznámil tehdejší generální ředitel NASA S. O´Keefe, že kvůli bezpečnosti astronautů už se žádnou údržbou HST nepočítá. O´Keefe však počátkem r. 2005 odstoupil a v dubnu ho nahradil v pořadí již 11. generální ředitel NASA M. Griffin, který vyslyšel volání americké akademické obce jakož i ESA, která hradí 10 % nákladů na stavbu a provoz HST, po záchraně unikátního zařízení.

D. Leckrone sice podal zprávu o úspěšných testech robotů, které by mohly další servis uskutečnit bez lidské přítomnosti v kosmu a odhadovaná cena takového letu by byla „jen“ 1,3 mld. dolarů (pilotovaný servis přijde na 2,1 mld. dolarů), ale přesto Griffin robotickou opravu kvůli nevyzkoušenosti zavrhl a dal přednost riskantnějšímu, ale pravděpodobně úspěšnějšímu, pilotovanému letu v r. 2008. Protože kritickými díly, které mohou v mezidobí kdykoliv selhat, jsou navigační gyroskopy, rozhodlo vedení NASA o přechodu na řízení pomocí pouze 2 gyroskopů, což se dá softwarově obejít za tu cenu, že se pozorovatelná část oblohy zmenší z 80 % na pouhých 50 %. Tento přechod se uskutečnil v září 2005, čímž se patrně oddálil nevyhnutelný konec práce neudržovaného HST přinejmenším o půl roku, možná i o rok. HST by pak mohl být udržován v tzv. bezpečném módu, kdy se jeho činnost dá ještě obnovit, asi až do r. 2010. Vydrží pak na oběžné dráze jako mrtvé neopravitelné těleso až do r. 2020, kdy zanikne v zemské atmosféře.

Naneštěstí dochází ke zpožděním ve výrobě příštího kosmického teleskopu JWST, který by mohl částečně nahradit HST, i když bude pracovat výhradně v blízkém a středním infračerveném pásmu, ale nedostane se na dráhu dříve než v r. 2013. Silně se opožďuje také společný americko-německý projekt stratosférické observatoře pro infračervenou astronomii SOFIA, která měl původně koncem r. 2005 již létat. Lehce kuriózně působí zpráva, že také infračervený Spitzerův kosmický teleskop (SST) vykazuje tzv. trojúhelníkovou aberaci primárního zrcadla a že o tomto problému vědělo vedení NASA již před startem. Když se však ukázalo, že v infračerveném pásmu spektra nejsou nároky na potlačení optických vad tak vysoké, rozhodlo vedení NASA, že zrcadlo přebrušovat nebudou a spokojí se s touto naštěstí nepodstatnou vadou. SST úspěšně pracuje na driftující dráze již 2 roky a chlazení kapalným heliem vystačí do r. 2008. Problémem však začíná být rostoucí vzdálenost SST od Země, která v říjnu 2005 činila již 28 mil. km. To znamená že kvůli zachování poměru signálu k šumu se postupně snižuje přenosová rychlost pro data z teleskopu.

V. Trimbleová se zabývala produktivitou 250 optických dalekohledů (včetně kosmických a infračervených) za r. 2001 a zjistila, že nejlépe si vedou HST a obří pozemní teleskopy jako Keck, VLT, MMT a Palomar. Dobře jsou na tom observatoře na Havajských ostrovech, v Arizoně a v Chile. Éra 4m dalekohledů pozvolna končí, ale i malé dalekohledy jsou produktivní, pokud se provozují na observatořích v součinnosti s těmi velkými. Velmi dobře si stojí infračervené a milimetrové teleskopy UKIRT, IRTF a JCMT, jakož i přehlídkové stroje SDSS a AAT. Módními obory se staly kosmologie a exoplanety, zatímco pozorování planetárních mlhovin a dvojhvězd ustupuje do pozadí.

8. 3. Rádiová astronomie

Číňané ve spolupráci s americkými radioastronomy budují obří radioteleskop pro nízkofrekvenční pásmo PaST, který se bude skládat z 10 tis. 2m dipólů pracujících v pásmu 100 ÷ 200 MHz. Holanďané s Němci chystají gigantickou anténu LOFAR, jež dosáhne rozteče až 350 km mezi 25 tis. anténními prvky a jejíž směr pozorování bude řízen elektronicky, nikoliv natáčením antén. V USA plánují soustavu LWA pro pásmo 20 ÷ 80 MHz, tvořenou 10 tis. dipóly ve vzdálenostech až 400 km. Austrálie chce postavit soustavu 3 tis. dipólů rovněž pro metrové a dekametrové pásmo elektromagnetických vln a australané spolu s američany by dokonce rádi vybudovali podobný systém v antarktidě, kde odpadá rušení komerčními rozhlasovými a televizními vysílači. Tento průlom v otevření nízkofrekvenčního okna do vesmíru způsobila jednak pokročilá výpočetní technika, jednak nalezení vhodného postupu pro odečtení vlivu ionosféry od pozorovaných údajů. Hlavní vědeckou motivací je poznání stavu vesmíru v období jeho reionizace po skončení éry šerověku raného vesmíru.

8. 4. astronomické umělé družice

Podle D. Thompsona aj. není dosud astronomicky prozkoumáno pásmo energií paprsků gama 10 ÷ 100 GeV. aparatura EGRET družice Compton získala za celou dobu své existence jen něco přes 1,5 tis. fotonů gama v tomto pásmu a to na podrobnější průzkum případných zdrojů zdaleka nestačí. Pozemní teleskopy typu HESS nebo MAGIC naopak nedokáží zaznamenat fotony s energiemi nižšími než 100 GeV; výjimečně zaznamenají fotony těsně pod touto hranicí. Zatímco HESS v Namibii úspěšně měří již od počátku r. 2004, na jaře 2005 se přidal první teleskop MAGIC na ostrově La Palma v nadmořské výšce 2,4 km s tisícovkou segmentových zrcadel o výsledném průměru 17 m (ploše 236 m²). Oba teleskopy pozorují záblesky Čerenkovova záření, které vznikají při interakcích tvrdých fotonů gama se zemskou atmosférou.

Koncem listopadu 2004 odstartovala americko-britsko-italská družice SWIFT, jejímž primárním úkolem je rychlé určení polohy zábleskových zdrojů záření gama (GRB) aparaturou BAT (15 ÷ 150 keV) a její následné zpřesnění pomocí palubního rentgenového teleskopu XRT (0,2 ÷ 10 keV) a optického reflektoru UVOT (170 ÷ 600 nm) tak, aby bylo možné sledovat optické protějšky se zpožděním jen desítek sekund po vzplanutí gama. Družice se skutečně rychle prosadila jako suverénně nejlepší ukazovátko, které poskytuje po internetu přesné informace o polohách zdrojů robotickým teleskopům po celé zeměkouli. To se v průběhu roku 2005 projevilo velkým nárůstem identifikací protějšků i dosvitů, a tím paradoxně značným zkomplikováním úvah o povaze těchto stále tajemných úkazů ve vzdáleném vesmíru.

Smůlu měla japonsko-americká družice Suzaku, vypuštěná počátkem července 2005, která během dvou týdnů ztratila kapalné helium, nutné pro provoz výkonného rentgenového spektrometru. Další dva přístroje pro detekci a energetické spektrum rentgenového záření, které chlazení nepotřebují, však pracují dobře. aparatura na družici do jisté míry kopírovala zařízení na palubě družice Astro-E, která selhala při startu v r. 2000.

Americká družice GALEX, určená pro přehlídky oblohy v krátkovlnném ultrafialovém pásmu pomocí 0,5m zrcadla, přinesla podle D. Christophera Martina aj. po roce vědeckého provozu na kruhové oběžné dráze ve výšce 700 km významné údaje především o extragalaktickém vesmíru a hvězdných populacích. Prohlédla do konce r. 2004 celou oblohu do 20,5 mag v rozsahu 135 ÷ 275 nm a podrobněji na 1 tis. čtv. stupňů do 23 mag a na 100 čtv. st. do 25 mag. Získala tak 1 TB dat o vývoji galaxií v raném žhavém vesmíru.

V srpnu 2005 ukončila vědecká měření efektů obecné teorie relativity americká družice Gravity Probe B a o měsíc později skončila také nutná kalibrační měření. Měření se od té doby pečlivě zpracovávají. Výsledky prý budou oznámeny až v průběhu r. 2008, protože měření obsahují nečekané systematické efekty, které se budou muset trpělivě a soustavně odstraňovat.

V lednu došlo na oběžných drahách kolem Země ke srážce mezi posledními stupni americké a čínské rakety, což je 3. kosmická srážka od r. 1991, ačkoliv dosavadní modely kosmického smetí předpokládaly za tu dobu jen jednu srážku. Na nízkých drahách u Země je v současné době na 10 tis. úlomků větších než 0,1 m a to je už dosti hrozivé číslo.

8. 5. Kosmické sondy

Kosmická sonda SMART 1 (ESA) překročila v listopadu 2004 Lagrangeův bod L₁ soustavy Země-Měsíc (≈60 tis. km od centra Měsíce), přiblížila se k Měsíci na vzdálenost 5 tis. km, ale opět se od něho vzdálila na více než 51 tis. km. Nicméně dalšími úpravami trajektorie se počátkem ledna 2005 dostala na eliptickou dráhu kolem Měsíce v rozmezí 300 ÷ 3 000 km nad jeho povrchem. V polovině ledna 2005 odstartovala kosmická sonda Deep Impact (NASA) v ceně 330 mil. dolarů ke kometě 9P/Tempel 1. Přiletěla k ní 4. července téhož roku a vypustila 370kg měděný projektil, jenž rychlostí 10 km/s šikmo narazil na jádro komety.

V březnu 2005 proletěla kosmická sonda ROSETTA ve výšce 2 tis. km nad polostrovem Baja California, aby tak díky gravitačnímu praku získala na rychlosti, potřebné k dosažení komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko v r. 2014. Podobně se počátkem srpna proletěla nad Mongolskem ve výšce 2,3 tis. km sonda Messenger (NASA), která v r. 2008 doletí k Merkuru, aby se po třech průletech kolem této planety definitivně usadila na oběžné dráze kolem Merkuru v březnu 2011.

V září 2005 se na dráze kolem planetky (25143) Itokawa (490 × 180 m) usadila japonská sonda Hayabusa, jejímž cílem bylo odebrat vzorky z povrchu jádra komety a přivézt je v pořádku na Zemi. Prakticky současně se k Zemi vrátila sonda Genesis, která vezla vzorky slunečního větru, ale pro poruchu padáků se nezbrzdila a vrazila pádovou rychlostí do půdy, čímž se vážně poškodila. Přesto se snad podaří část vzorků zachránit.

Jelikož americká NASA vážně uvažuje o pilotovaném letu na Mars, začínají nabývat na významu zkušenosti se zdravotním stavem astronautů na Mezinárodní kosmické stanici (ISS). Ze 607 lidí na palubě mělo nějaké zdravotní potíže plných 588 (97 %). Největším problémem při dlouhodobém letu je především radiační zátěž, která se však nedá simulovat při letech na nízké oběžné dráze kolem Země, dále řídnutí kostí v beztížném stavu, zajištění lékařské péče po celou dobu letu a psychosociální problémy. Jde také o finanční aspekt: pilotovaný let na Mars by byl asi stokrát dražší než doprava vozítek Spirit a Opportunity, která patrně přinesla více poznatků, než by dokázali astronauti na Marsu, i kdyby pracovali do úmoru.

8. 6. astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

Obří přehlídka oblohy SDSS je tak úspěšná, že se uvažuje o jejím zopakování SDSS II po dobu 3 let za 15 mil. dolarů, když finanční příspěvky poskytly instituce v USA, Německu a Japonsku. Cílem II. kola je studovat strukturu a vývoj naší Galaxie a přispět k určení povahy skryté energie. F. van Leeuwen a E. Fantino uskutečnili novou redukci syrových pozorovacích dat z družice HIPPARCOS, neboť dokázali najít a odečíst rozličné drobné vlivy, které systematicky poškozovaly přesnost i správnost původního katalogu z r. 1997. Zatímco originální měření byla uložena na více než 1 tis. magnetických pásek, resp. na 160 optických discích, katalog z r. 1999 se vešel na 180 disků CD-ROM a nová revize na 24 disků DVD.

M. Lópezová-Moralesová a J. Clemens přišli s návrhem na automatickou přehlídku Pisgah, což je fotometrické vyhledávání oddělených těsných dvojhvězd s malou hmotností pomocí automatizovaného komerčního dalekohledu 0,2m Meade v ceně 80 tis. dolarů včetně vyhledávacího a archivního softwaru. Přehlídka v pásmu I dokáže za noc prohlédnout 16,5 čtv. stupňů oblohy do 15 mag. Podobně H. Rauer postavil přehlídkový dalekohled s průměrem zrcadla 0,2 m a kamerou 2 048 × 2 048 pixelů jako nástroj pro tzv. berlínský projekt hledání tranzitů exoplanet.

V r. 2005 uplynulo půlstoletí od instalace prvních ceziových hodin L. Essenem a J. Parrym. Ceziové hodiny dosáhly postupně relativní přesnosti 10 ¹⁵, čímž se dostaly k mezím svých možností. Ostatně od r. 1967 máme díky nim moderní definici sekundy jako doby, která uplyne během 9 192 631 770 kmitů vyzařování mezi dvěma velejemnými hladinami základního stavu izotopu ¹³³Cs při 0 K a nulovém magnetickém poli. Tato definice a pokrok měřicí techniky umožnil rovněž zvýšit přesnost v určení délky 1 aU na 149 597 870,6960 km s chybou ±10 m! Nyní je však možné sestrojit optické hodiny s relativní přesností až 10 ¹⁸, což např. znamená, že bude možné změřit Einsteinův gravitační posuv kmitočtu hodin při jejich zdvižení v zemském gravitačním poli o 10 mm! Takové hodiny přispějí ke zlepšení družicové navigace i astronomické interferometrie v optickém i rádiovém oboru.

Paradoxně však před astronomy, fyziky i techniky vyvstal v poslední době nečekaně nový problém, když po sedmileté přestávce bylo potřebí vložit na konci r. 2005 kladnou přestupnou sekundu pro zmenšení rozdílu mezi koordinovaným univerzálním časem UTC a časem atomovým TAI. Zatímco od 1. ledna 1999 platila korekce UTC-TAI = 32 s, od 1. ledna 2006 platí korekce 33 s. Nyní však některé odborné instituce přicházejí s návrhem, aby se tyto přestupné sekundy, poprvé zavedené v r. 1972, od r. 2008 zcela zrušily! Problém spočívá totiž v tom, že přibližně od poloviny XXI. stol. bude potřebí přidávat přestupné sekundy už dvakrát ročně a za 1 500 let dokonce každý měsíc, jelikož nepatrné odchylky se bohužel akumulují, podobně jako tomu bylo v juliánském kalendáři s nedostatečně přesným pravidlem pro přestupné roky. Jestliže však přestupné sekundy zrušíme, tak kolem r. 2900 bude Slunce vrcholit ve 13 h místního pásmového času...

Zatímco IAU je proto pro zachování přestupných sekund, Mezinárodní telekomunikační unie o přestupných sekundách jednala na své konferenci v listopadu 2005 a chtěla by je zrušit, zejména kvůli moderním navigačním systémům družic GPS. Těm přestupné sekundy způsobují problémy při vysoce přesném určování polohy, což vadí zvláště pilotům letadel, protože chyba polohy tak může dosáhnout až fatálních několika km! Mám dojem, že tento problém nemá žádné kloudné řešení.

9. astronomie a společnost

9. 1. Úmrtí a výročí

V r. 2005 zemřeli John Bahcall (*1935; astrofyzika, kosmologie, neutrina), Hans Bethe (*1906; termonukleární reakce, supernovy, Nobel 1967), Hermann Bondi (*1919; kosmologie), Alistair Cameron (*1925; kosmogonie Sluneční soustavy), Hubert Curien (*1924; gen. ředitel ESA), Michel Festou (*1945; komety); Anton Hajduk (*1933; meteory), Petr Jakeš (*1940; geologie Měsíce a planet), Karl Heinz Schmidt (*1932; extragalaktická astronomie) a Richard Twiss (*1920; interferometrie).

9. 2. Ceny a vyznamenání

Významná uznání ve světě získali tito badatelé: Roger M. Bonnet (generální ředitel ESA; Janssenova cena, SAF); Catherine Cesarsky (ředitelka ESO; zvolena členkou NAS, Švédské akademie a Královské společnosti); Françoise Combesová (výzkum galaxií; zvolena členkou académie Française); James Gunn, James Peebles, Martin Rees – (kosmologie; Crafoordova cena – 0,5 mil. $); James Gunn (projekt SDSS; Russellova přednáška, AAS), William Hubbard (obří planety; Kuiperova cena, DPS aAS); Carole Jordanová (sluneční fyzika; Zlatá medaile RAS); Rudolf Kippenhahn (hvězdná astrofyzika; Eddingtonova medaile, RAS) Robert Kraft (dvojhvězdy a novy; cena Bruceové, ASP); Andrew Lyne aj. (UK, SRN, NL, I, GR) – (binární pulzar 0737-30; Descartesova cena EU); David Nesvorný (dynamika planetek; Ureyova cena, DPS aAS); Lord Martin Rees (Královský astronom; zvolen 59. prezidentem Královské společnosti), Charles Townes – (věda a spiritualita; Templeton cena – 1,5 mil. $). U nás byli vyznamenáni: Soňa Ehlerová (výzkum galaxií; prémie O. Wichterleho, AV ČR); Pavel Příhoda (popularizace astronomie; Littera astronomica, ČAS) a Ladislav Sehnal (dynamika pohybu družic; Nušlova cena, ČAS).

9.3. astronomické konference, časopisy, instituce a společnosti

Prestižní americký přírodovědecký týdeník Science oslavil v červenci 2005 již 125. výročí své existence. U jeho zrodu stál T. a. Edison a později a. G. Bell. V současné době publikuje méně než 10 % došlých příspěvků na základě velmi přísného recenzního řízení. Má náklad asi 130 tis. výtisků a jeho impaktní faktor 30,9 je opravdu úctyhodný a prakticky shodný s britským týdeníkem Nature, který založil anglický astronom Norman Lockyer o 11 roků dříve. Během r. 2005 přispěli do Nature autoři z 88 zemí světa z více než 3 tis. institucí. Nejvíce publikací (106) dodali badatelé z amerického ústavu MIT (Mass.). Ostatně američtí autoři dodali úhrnem 38 % zveřejněných prací. Nature přijala jen 14 % nabízených rukopisů.

Individuální badatelé jsou dnes často podrobováni scientometrickým ukazatelům jejich produktivity. Kdysi stačil počet publikací v recenzovaných časopisech, ale později začal vítězit počet citací prací daného badatele jeho kolegy (bez autocitací). Zdá se, že o něco lepší jednoduchý ukazatel je počet citací na jednu publikovanou práci, anebo tzv. index H, zavedený r. 2005 americkým fyzikem argentinského původu J. Hirschem. Index je zásadně celé číslo, které udává počet H prací daného autora, z nichž každá byla citována alespoň H-krát. Index H má ovšem různou úroveň pro různé obory. Nejproduktivnější biologové současnosti dosahují až H ≈ 190, kdežto nejlepší fyzikové „jen“ H ≈ 100. Sám Hirsch uvádí, že pro členství v americké akademii NAS je zapotřebí dosáhout H ≈ 45 a pro úspěšného badatele, který se má stát univerzitním profesorem, je nutný index H > 20. Jen tak pro zajímavost: NAS má 1949 členů, z toho je 83 astronomů (4,2 %).

To, co mi na tom nyní čím dál populárnějším ukazateli vědecké produktivity připadá roztomilé, že index H je formálně shodný s cyklistickým indexem N, který si vymyslel proslulý astrofyzik první poloviny XX. stol. Sir arthur Eddington (1882–1944). Ten měřil svou cyklistickou výkonnost tak, že si poznamenával délku svých jednodenních cyklistických vyjížděk v mílích a index N definoval jako počet dnů N, v nichž ujel alespoň N mil. Eddington dosáhl na konci svého života N = 75, tj. alespoň 75krát uskutečnil vyjíždku delší než 120 km! (Eddingtonův index H = 17; a. Einstein má H = 22; naproti tomu třeba J. Bahcall má H = 76 a H. Bethe 52). Odtud je ovšem patrné, že ani index H není žádným absolutním metrem; dnes zkrátka publikuje daleko více badatelů a tak indexy neustále stoupají jako indexy akcií na burze.

V září 2005 se po rezignaci Stevena Beckwithe stal novým ředitelem amerického Ústavu pro kosmický teleskop (STScI) v Baltimore Matt Mountain, jenž předtím vedl americký projekt Gemini. Novým ředitelem observatoře ESO Cerro Paranal byl jmenován Jason Spyromilio. Na observatoři nyní pracuje 200 zaměstnanců, z toho 50 vědeckých pracovníků. Zrušený důl na zlato Homestake v Jižní Dakotě, který se proslavil instalací experimentu R. Davise, kterému se podařilo v hloubce 1 500 m zaznamenat poprvé sluneční neutrina, se nyní na základě rozhodnutí vlády Jižní Dakoty stane vědeckým experimentálním pracovištěm DUSEL. Bude sloužit výzkumům v jaderné a částicové fyzice i astrofyzice, ale také dalším vědeckým disciplínám (geologie, hydrologie, geofyzika atd.). americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO má od r. 2005 nového ředitele arna Hendena po zesnulé Janet Mattei.

Neuvěřitelný vzestup za posledních 30 roků zaznamenala astronomie ve Španělsku. V r. 1975 byli v celém Španělsku jen 4 profesionální astronomové. V r. 2005 dosáhl jejich počet více než stonásobku (!) a na observatoři na Tenerife se dokončuje dalekohled GTC s průměrem zrcadla 10,4 m. Na Kanárských ostrovech má nyní své dalekohledy 19 zemí a Španělé mají za to garantovánu pětinu pozorovacího času. Legislativa ostrovů také chrání observatoře před světelným znečištěním. Španělsko plánuje vstoupit v r. 2006 do ESO, neboť v současné době španělští astronomové publikují 5 % celkového počtu astronomických prací, tj. stejně jako Holandsko nebo Japonsko. Podobně si znamenitě vedou kanadští astronomové, kteří v letech 1995–2004 publikovali celkem přes 4,8 tis. prací, jež získaly až dosud téměř 77 tis. citací, což dává průměr 15,9 citací na jednu práci. Naproti tomu američtí astronomové dosáhli poměru 15,2 citace, britští 14,8 a ruští 5,0.

9. 4. Letem (nejen) astronomickým světem

Podle P. Rochera se díky stáčení přímky apsid dráhy Země kolem Slunce zkrátila od r. 130 př. n. l. na severní polokouli zima i jaro o 30 h, zatímco léto se prodloužilo o 31 h a podzim o 29 h.

V USA se v poslední době rozšířilo používání laserových ukazovátek při hledání souhvězdí či objektů na obloze. Zelené lasery však mohou ohrozit piloty letadel a skutečně se již stalo, že jeden astronom amatér ve státě New Jersey byl obviněn za ohrožení pilota při přistávacím manévru, za což může být potrestán až dvacetiletým vězením!

Ve Spojených státech se ovšem v poslední době rozmohlo nejenom prodávání parcel na Měsíci či na Marsu, ale také prodej volitelných jmen hvězd ve vesmíru – zásoba je díky přehlídkám typu SDSS více než postačující i při extrémní poptávce. Zvolené jméno hvězdy si můžete koupit za pakatel 54 dolarů a příslušná firma už obsloužila na milion zákazníků – náklady na provoz má nepatrné a zisk si můžete snadno spočítat. Přitom hodnota koupě je přesně nula, ale to nevadí: firma prosperuje a dokonce najala právníky, kteří žalují ty naivní astronomy, kteří před takovým byznysem chtěli veřejnost varovat.

Tradiční ceny Ignáce Nobela za „výkony, které způsobují, že se jim člověk nejprve směje, pak ho ale přinutí k zamyšlení“ se na Harvardově univerzitě udělovaly v říjnu 2005 již popatnácté. Cenu za chemii získala studie, která prokázala, že člověk může plavat stejně rychle ve vodě jako v sirupu. Naprosto nejznamenitější cenu za fyziku dostala práce, v níž se viskozita dehtu studovala experimentem započatým v r. 1927 v Austrálii. V držáku byla upevněna kostka dehtu při pokojové teplotě. Jelikož viskozita dehtu je stomiliardkrát vyšší než viskozita vody, ukápne kapka dehtu vždy po 9 letech. Nikomu se však nikdy nepodařilo samotné ukápnutí pozorovat, protože trvá jen 0,1 s. Z toho důvodu před očekávaným ukápnutím v r. 2000 instalovali fyzikové automatickou kameru, která měla konečně celý děj zdokumentovat. Kamera se však v kritický okamžik nerozběhla, takže další příležitost nastane až v r. 2009. Chce to opravdu andělskou trpělivost.

10. Závěr

Podle úvodníku v týdeníku Nature roste dnes nejrychleji vědecká produkce asijských států, tj. Japonska, Číny, Jižní Koreje a Indie. Zatímco v r. 1990 vzniklo v Asii 16 % světové vědecké produkce, v r. 2004 to už bylo 25 %. V r. 1995 sice Evropa předehnala ve vědecké produkci USA a v r. 2004 dosáhla podílu 38 %, zatímco USA zůstaly na druhém místě (33 %), jenže podle předpovědi Nature bude už v r. 2010 Asie před Evropou. Je zřejmé, že významné asijské země, donedávna považované za rozvojové, již pochopily, že jejich hospodářský pokrok závisí na kvalitní domácí vědecké základně, a teď se jim začíná neobyčejně dařit.

Evropa na to sice reagovala tzv. Lisabonskou strategií a rámcovými programy, ale z nejrůznějších důvodů se jí nedaří dosáhnout významnějšího pokroku, ačkoliv nyní zřizuje Evropskou vědeckou radu, která má podporovat vědu přílivem finančních prostředků. U nás doma se však naše politické kruhy chovají stále předpotopně, a pokud o něčem vůbec přemýšlejí, tak hlavně o tom, jak případné evropské dotace do vědy převést rozličnými triky na jiné, pro ně zajisté daleko významnější, účely. Zdá se mi, že se na tomto neutěšeném stavu podepisuje zanedbatelný zájem veřejnosti na podpoře vědy jako prostředku pro zlepšení národního hospodářství – na rozdíl právě od USA, kde dle týdeníku Science Spojené státy vděčí vědě a technice téměř za polovinu ekonomického růstu ve druhé polovině XX. stol.

Možná, že v tomto směru může popularizace úžasných výsledků moderní astronomie sehrát důležitou roli katalyzátoru změny veřejného mínění u nás doma a to by pak zajisté donutilo i politiky k soustavné podpoře vzdělání a vědy, tak jako se to v posledních desetiletích podařilo např. ve Španělsku, Finsku nebo Irsku. Velmi trefně to vyjádřil americký popularizátor, boxer a zkušební řidič závodních aut Timothy Ferris (*1944): „Vesmír je chytřejší než my, a chceme-li ho studovat, musíme být zároveň tvořiví i kritičtí“.