Některé objekty naší Galaxie je těžké objevit nebo jsou na hranici naší současné pozorovatelnosti. Probereme si spolu např. hnědé trpaslíky, bludné planety, (nejen) migrující černé díry, tzv. temnou hmotu, měsíce exoplanet a další "skryté" či málo viditelné objekty.

1. Temné objekty
Galaxie Pavel Vachtl

2. Temné objekty Galaxie
Některé objekty naší Galaxie (i naší Sluneční soustavy) je těžké objevit
nebo jsou na hranici naší současné pozorovatelnosti.
Hranice se ale posunují.
Probereme si spolu např. hnědé trpaslíky, bludné planety, (nejen) migrující
černé díry, tzv. temnou hmotu, měsíce exoplanet a další "skryté" či velmi
málo viditelné objekty.
Zlaté pravidlo: v zásadě vše, co existuje, se projevuje aspoň gravitačně.
Gravitace je nejslabší ze všech 4 známých interakcí Standardního modelu

3. Obecně, co nevidíme? Co je to temný objekt?
Něco jako UFO:
- 1. Svítí, ale nemůžeme ho vidět (atmosférické okno, filtrace záření, jiné obory záření)
- 2. Svítí slabě (“temný” objekt)
- 3. Nesvítí principiálně vůbec (temná hmota) - nepřímý vliv na elmag pole přesto
existovat může
- 4. Projevuje se jinak? vždy nejméně gravitačně - gravistatické pole, grav. čočka, grav.
vlny

4. Plán přednášky - malé zoo
- jiné spektrální obory (elmag), jiné obory záření (non-elmag)
- hnědí a černí trpaslíci a podtrpaslíci
- bludné/migrující planety/černé díry; gravitační mikročočkování, potenciální hrozba pro Zemi?
- exoměsíce, exokomety
- temná hmota, její shluky, vlákna, galaktická halo
- divné “hvězdy” + Planeta 9 nebo X

5. Atmosférická okna, vesmírné observatoře

6. Atmosférická okna, vesmírné observatoře

7. Hnědí trpaslíci 1
Co odlišuje obří planetu od hnědého trpaslíka? Podle definice je to hmotnostní hranice. Do
hranice asi 13 hmotností Jupiteru jde o obří planetu, nad touto hranicí se už jedná o tzv.
hnědého trpaslíka. Hnědého trpaslíka si můžeme představit asi jako „mrtvě narozenou“,
hmotnostně „podměrečnou“ nebo „slabě doutnající“ hvězdu. Hnědý trpaslík je příliš malý na
to, aby v jeho jádru byly dostatečně velké teplota i tlak a mohl být tedy „plnohodnotně svítící“
hvězdou, spalující běžný lehký vodík, ale je zase příliš velký na to, aby se o něm dalo mluvit
jako o obří planetě.

11. Hnědí trpaslíci 2
Obří planeta vs. hnědý trpaslík
Obří planeta (plynný obr) je velká planeta, která není složena převážně z hornin nebo jiné pevné látky jako
Země či Mars. Plynní obři sice mohou mít pevné jádro, dokonce se předpokládá, že takové jádro je nutné
pro jejich vznik, ale většina jejich hmoty má formu plynu nebo plynu stlačeného do kapalného skupenství.
Na rozdíl od „kamenných“, Zemi podobných planet nemají plynní obři přesně definovaný povrch. Tyto
planety mají obvykle hmotnost v řádu desítek až stovek hmotností Země a jsou zpravidla velmi objemné,
ale jejich jádro nebývá dostatečně horké na to, aby v něm začala termojaderná fúze. Obří planety tedy
nemívají vlastní zdroj světla, ale jsou viditelné díky odrazu světla od hvězdy, kterou obíhají.
Hnědý trpaslík je těleso mnohem hmotnější než obří planeta, ale mnohem méně hmotné než hvězda. Tyto
objekty mají hmotnost mezi 13 a 80 hmotnostmi Jupiteru, což je někdy dostatečné na spuštění
termojaderné fúze v jejich jádrech, ale v omezené míře. Tento proces produkuje velké množství tepla,
avšak jen velmi malé množství viditelného světla, takže i hnědí trpaslíci jsou relativně obtížně
pozorovatelní, pokud nejsou souputníkem skutečné hvězdy.
ALE!
TEMNÁ HMOTA BY MOHLA EXOPLANETY I HNĚDÉ TRPASLÍKY ZAHŘÁT NATOLIK, ŽE BY MOHLY
ZÁŘIT

12. Hnědí trpaslíci 3
Hnědí trpaslíci se někdy nazývají „mrtvé hvězdy“, protože sice vznikají podobným
způsobem jako hvězdy, ale nemají dostatek hmotnosti, aby dlouhodobě udržely
termojadernou fúzi a trvale zářily. Na rozdíl od obřích planet sice hnědí trpaslíci mohou mít
vlastní zdroj viditelného světla, ale většinou jsou pozorovatelní díky teplu (infračervenému
záření), které září z jejich vnitřních částí.
V současnosti známe stovky až tisíce hnědých trpaslíků, nicméně pouze u několika z nich
byla zatím pozorována aktivní termojaderná fúze v jejich nitru. Podle současných
modelových odhadů by mohlo být asi 10 až 20 procent hnědých trpaslíků dostatečně
hmotných a teplých na to, aby v jejich nitru probíhala termojaderná fúze pomocí spalování
deuteria (těžkého vodíku).
V naší Mléčné dráze může být celkově kolem 100 miliard hnědých trpaslíků, tedy
„neúspěšných“ hvězd, jejichž hmotnost není dostatečná k zapálení „řádné“ jaderné fúze
(obyčejného lehkého) vodíku v jejich nitru. (Zároveň 100 až 400 miliard hvězd a více než
100 miliard planet)

13. Hnědí trpaslíci - barvy podtypů L - T - Y
Navzdory svému jménu hnědí trpaslíci pravděpodobně nejsou ve skutečnosti hnědí.
Hmotnější L-typy září sytě červenooranžovou barvou, protože vyzařují převážně oranžové,
červené a infračervené světlo.
“Střední” trpaslíci typu T mají tmavě purpurovou nebo fialovou barvu. Je to proto, že T-typy
nespalují těžké prvky, jako je draslík nebo sodík, a ponechávají je ve své atmosféře. Tyto
prvky absorbují více zelené než červené a modré, takže barvy mají tendenci k purpurové.
Hnědí trpaslíci typu Y neprodukují téměř žádné světlo, protože nic neslučují, takže jsou
prakticky neviditelní, když v jejich blízkosti není žádný zdroj světla.

14. Hnědí podtrpaslíci
Hnědý podtrpaslík nebo planetární hnědý trpaslík je astronomický objekt , který vznikl stejným způsobem jako hvězdy a
hnědí trpaslíci (tj. kolapsem plynového mraku ), ale má planetární hmotnost , tedy podle definice je pod limitem
hmotnosti pro termonukleární fúzi deuteria ( asi 13 M J ). Jsou i mezi migrujícími planetami.
Někdy jsou kategorizovány jako hnědí trpaslíci spektrální třídy Y.
Hnědí pod trpaslíci se tvoří jako hvězdy , kolapsem plynového mračna (snad pomocí fotoeroze ), ale mezi astronomy
neexistuje shoda v tom, zda by měl být proces formování zohledněn při klasifikaci objektu. Volně plovoucí hnědí
podtrpaslíci jsou k nerozeznání od darebných planet, které původně vznikly kolem hvězdy a byly vyvrženy z oběžné
dráhy. Podobně může být hnědý podtrpaslík vytvořený jako volně plovoucí v hvězdokupě zachycen na oběžné dráze
kolem hvězdy, což ztěžuje rozlišení sub-hnědých trpaslíků a velkých planet.
Pracovní skupina IAU pro extrasolární planety jej definovala jako volně plovoucí těleso nacházející se v mladých
hvězdokupách pod spodní hranicí hmotnosti hnědých trpaslíků.
Spodní hmotnostní limit
Nejmenší hmotnost oblaku plynu, která by se mohla zhroutit a vytvořit subhnědého trpaslíka, je asi 1 hmotnost Jupiteru
(M J ). Je to proto, že kolaps gravitační kontrakcí vyžaduje vyzařování energie ve formě tepla a to je omezeno
neprůhledností plynu.

16. Planemo - Planetary Mass Objets
Planetární hmotný objekt, planeto nebo planetární těleso je podle geofyzikální definice nebeských objektů
jakýkoli nebeský objekt dostatečně hmotný na to, aby dosáhl hydrostatické rovnováhy, ale ne natolik, aby
udržel fúzi jádra jako hvězda.

17. Černí trpaslíci
Černý trpaslík je teoretický pozůstatek hvězdy , konkrétně bílého trpaslíka , který
se dostatečně ochladil, aby již nevyzařoval významně teplo nebo světlo . Vzhledem
k tomu, že min. doba potřebná k tomu, aby bílý trpaslík dosáhl tohoto stavu, je
vypočítána jako delší než současný věk vesmíru (13,8 miliard let), neočekává se, že
by v současné době ve vesmíru existovali černí trpaslíci. Teplota nejchladnějších
bílých trpaslíků je jedním z pozorovacích limitů stáří vesmíru.
Doba procesu souvisí i s vlastnostmi částic.
Název „černý trpaslík“ byl také použit pro hypotetické ochlazené hnědé trpaslíky v
pozdním stádiu – subhvězdné objekty s nedostatečnou hmotností (méně než
přibližně 0,07 M ☉ ).
Spekuluje se, že někteří masivní černí trpaslíci mohou nakonec způsobit výbuchy
supernov . Ty nastanou, pokud pyknukleární (založená na hustotě) fúze zpracuje
velkou část hvězdy na železo, což by snížilo Chandrasekharův limit pro některé
černé trpaslíky pod jejich skutečnou hmotnost. Pokud by se dosáhlo tohoto bodu,
došlo by k jeho kolapsu a zahájení jaderné fúze.
Je to i osud Slunce za 10na15 let. Existence částic WIMP doby prodlužuje.

18. Bludné planety (zákryty a mikročočkování, JWST)
Na programu NASA jsou čtyři
průzkumy JWST, které hledají
bludné planety a hnědé trpaslíky.
(2022 - 2023). Každá má za cíl
prozkoumat jednu hvězdokupu, z
nichž všechny jsou od Země
vzdálené 900 až 1200 světelných let.
Spodní odhad, 1 + 1 na 100 hvězd.
Počty ale mohou být mnohem vyšší.
Více informací o formování hvězd a
planetárních systémů - výlet těles z
rodné soustavy.
Filmy: Melancholia, The Wandering
Earth

19. Bludné planety (zákryty a mikročočkování)
"Změřili jsme drobné pohyby, barvy a svítivost desítek milionů zdrojů na velké ploše oblohy,"
řekla Miret-Roigová. "Tato měření nám umožnila bezpečně identifikovat nejslabší objekty v
této oblasti, darebné planety."
Výzkumníci viděli infračervenou energii vyzařovanou 70 až 170 plynnými obřími tuláckými
planetami, uvedli v nové studii , která byla dnes zveřejněna online v časopise Nature
Astronomy. (Mladé objekty září žárem svého formování po dobu prvních několika milionů let
svého života.)
Pozorování neumožnila týmu určit přesné hmotnosti pozorovaných těles a objekty nejméně
13krát hmotnější než Jupiter budou pravděpodobně spíše „neúspěšné hvězdy“ známé jako
hnědí trpaslíci než planety .
Nové výsledky podporují myšlenku, že bludné planety jsou běžné v celé galaxii Mléčná dráha ,
možná dokonce převyšují počet „normálních“ světů , které obíhají mateřské hvězdy.
Jsou i kandidáti na extragalaktické (bludné) planety.

20. Cha 110913-773444
Cha 110913-773444 je vesmírný objekt, který se
nachází v souhvězdí Chameleona asi 500 ly od Země.
Je starý asi 2 000 000 let a dosahuje hmotnosti asi 8
Jupiterů.
Byl objeven dvěma družicemi, Spitzerovým
vesmírným dalekohledem a Hubbleovým vesmírným
dalekohledem a dále dvěma pozemskými dalekohledy
v Chile, Blanco Telescope na Cerro Tololo (průměr
objektivu 4 m) a Gemini South Telescope (průměr
objektivu 8 m).
Je obklopen prachovým diskem, ve kterém by se
mohla vytvořit soustava asi 100krát menší než naše
sluneční soustava. Neví se, zda tento objekt nazvat
hnědým trpaslíkem, nebo bludnou planetou.

21. Teplota?
Mezihvězdné planety generují málo tepla a nejsou
ohřívány hvězdou. V roce 1998 však David J.
Stevenson vyslovil teorii, že některé objekty velikosti
planet, které se pohybují v mezihvězdném prostoru,
by mohly udržet hustou vodíkovou atmosféru, která
by nezamrzla.
Vyvržené těleso by přijalo méně ultrafialového světla
generovaného hvězdami, které odstraňuje lehčí
prvky z jeho atmosféry. Dokonce i těleso velikosti
Země by mělo dostatečnou gravitaci, aby zabránilo
úniku vodíku a hélia v jeho atmosféře. V objektu
velikosti Země by geotermální energie ze zbytkového
rozpadu radioizotopů jádra mohla udržovat
povrchovou teplotu nad bodem tání vody , což
umožnilo existenci oceánů s kapalnou vodou.
Podobně i slapy vyvolané event. měsíčkem.

22. Migrující, potulné černé díry (zákryty a mikročočkování, JWST)
Astronomové z týmu OGLE potvrdili existenci první černé díry volně putující vesmírem (únor
2022). Pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu spolu s Microlensing Observations in
Astrophysics (MOA) a Optical Gravitational Lensing . Experiment (OGLE).
Mezinárodní tým astronomů potvrdil, že gravitační mikročočka pozorovaná v roce 2011 byla
způsobena pohybující se černou dírou. Její hmotnost způsobila zesílení světla hvězdy v
pozadí. Jedná se o první detekci volně se pohybující černé díry, které byly doposud pouze
teoretické.
Analýza dat ukázala, že krátkodobé zesílení jasnosti hvězdy bylo způsobeno objektem o
hmotnosti asi 7 Sluncí, který se pohyboval mezi hvězdou a Zemí. Tento masivní objekt sám
žádné světlo nevydával a mělo by tak jít o černou díru hvězdné velikosti. Tato černá díra se
nachází 5000 světelných let daleko.
Tato černá díra pravděpodobně vznikla během výbuchu supernovy, kdy získala rychlost 45
km/s. Jedná se o první černou díru, jejíž hmotnost byla změřena bez analýzy interakce s jiným
objektem. Doposud se hmotnost černých děr odhadovala pouze v binárních systémech nebo
prostřednictvím gravitačních vln, které vznikly v kolizi dvou černých děr.

23. Migrující, potulné černé díry (zákryty a mikročočkování)
Migrující černá díra (také
nazývaná volně plovoucí,
mezihvězdná, nomád, sirotek,
nevázaná nebo putující černá
díra) je mezihvězdný objekt bez
hostitelské galaktické skupiny.
Vznikají při srážkách dvou galaxií
nebo při narušení splynutí dvou
černých děr. Odhaduje se, že v
galaxii Mléčná dráha by mohlo
být desítky až stovky takto
“zdivočelých” černých děr.

24. Exoměsíce
Exoměsíc nebo extrasolární měsíc je přirozený satelit , který obíhá exoplanetu nebo jiné nehvězdné
extrasolární těleso .
Exoměsíce je obtížné detekovat a potvrdit pomocí současných technik a do dnešního dne nebyly
žádné potvrzené detekce exoměsíců. Pozorování z misí jako Kepler však pozorovala řadu kandidátů,
zejména kolem Kepler-1625b , Kepler-1708b a Kepler-1513b.
Mikročočkou byly také detekovány dva potenciální exoměsíce, které mohou obíhat bludné planety .
V září 2019 astronomové oznámili, že pozorované stmívání Tabby's Star mohly být produkovány
fragmenty vyplývajícími z rozpadu osiřelého exoměsíce . Některé exoměsíce mohou být
potenciálními stanovišti pro mimozemský život .
V srpnu 2019 astronomové oznámili, že exoměsíc v systému exoplanety WASP-49b může být
vulkanicky aktivní.

25. Metody pozorování exoměsíců
Přímé zobrazování
Mikročočka
Pulsarové časování (Exoměsíce planet kolem pulsarů)
Efekty načasování tranzitu
Tranzitní metoda

26. Kandidáti exoměsíců n>20
Předpokládalo se, že prstenci opatřený společník hvězdy V1400 Centauri , 1SWASP J1407b, může mít několik
měsíců. Potvrzená extrasolární planeta WASP-12b může mít také měsíc.
V prosinci 2013 byl oznámen kandidátský exoměsíc volně plovoucí planety MOA-2011-BLG-262 , ale kvůli
degeneracím v modelování mikročočkové události lze pozorování vysvětlit také jako planetu o hmotnosti
Neptuna obíhající kolem nízkohmotný červený trpaslík, scénář, který autoři považují za pravděpodobnější.
Tento kandidát se také objevil ve zprávách o několik měsíců později v dubnu 2014.
Článek Chrise Foxe a Paula Wiegerta zkoumal datový soubor Keplera pro indikace exoměsíců pouze z variací
načasování tranzitu. Bylo nalezeno osm kandidátních signálů, které byly v souladu s exoměsícem, nicméně
signály lze také vysvětlit přítomností jiné planety. Fox a Wiegert dospěli k závěru, že ke zjištění, zda se
skutečně jedná o měsíce, bude zapotřebí více a kvalitnějších údajů o časování tranzitu. V srpnu 2020 však
David Kipping znovu odvodil načasování šesti z osmi cílů (na základě verze před vzájemným hodnocením) a
vyhodnotil důkazy TTV jako nepřesvědčivé. Stejná studie zjistila, že Kepler-1625b I zůstává kandidátem na
exoměsíc.

27. Kandidáti 2
V lednu 2022 byl ohlášen kandidát na exoměsíc kolem planety Kepler-1708b , a protože obíhá kolem planety ve
vzdálenosti přibližně 1,6 AU od hvězdy, která je o něco svítivější než Slunce, mohla by se také nacházet v
obyvatelné zóně. Tento kandidát je však založen na omezených pozorováních (pouze 2 tranzity) a někteří
považují údaje za nepřesvědčivé.
V listopadu 2022 byl kolem planety Kepler-1513b (KOI-3678.01) hlášen další kandidát na exoměsíc. Na rozdíl
od předchozích kandidátů na obří exoměsíc Kepler-1625 a Kepler-1708 má tento exoměsíc pozemskou
hmotnost v rozmezí od 0,76 hmotnosti Měsíce do 0,34 hmotnosti Země v závislosti na hmotnosti planety a
oběžné době Měsíce.
Projekt Hunt for Exomoons with Kepler (HEK) má v rámci mise Kepler odhalovat exoměsíce.

28. Exokomety
První exokomety byly detekovány v roce 1987 kolem Beta Pictoris , velmi mladé hvězdy hlavní posloupnosti typu A.
Nyní (k únoru 2019) existuje celkem 27 hvězd, kolem kterých byly pozorovány nebo předpokládány exokomety.
Většina objevených exokometárních systémů jsou kolem velmi mladých hvězd typu A . Relativně stará hvězda Phi
Leonis vykazuje ve spektru důkazy o exokometách a aktivita podobná kometě byla detekována kolem staré hvězdy
typu F2V Eta Corvi . V roce 2018 byly kolem hvězd typu F objeveny tranzitující exokomety pomocí dat z kosmického
dalekohledu Kepler . Je známo, že některé pozdní hvězdy typu B hostí exokomety.
Exokomety mohou být detekovány spektroskopií , když procházejí svými hostitelskými hvězdami. Přechody
exokomet, stejně jako tranzity exoplanet , produkují změny ve světle přijatém od hvězdy . Změny jsou pozorovány v
absorpčních čarách hvězdného spektra: zákryt hvězdy plynovým mračnem přicházejícím z exokomety vytváří další
absorpční rysy kromě těch, které jsou normálně pozorovány u této hvězdy, jako jsou ty pozorované u ionizovaného
vápníku.
Když se kometa přiblíží dostatečně blízko ke hvězdě, kometární plyn se vyvine z vypařování těkavých ledů a prachu s
ní. Absorpční čáry hvězdy hostující exokomety představují kromě stabilní složky jednu nebo několik proměnných
složek s červeným posuvem . Proměnné složky se mění v krátkodobých intervalech jedné hodiny. Variabilní složka
představuje exokomety. Exokometa padá směrem ke hvězdě a jakákoliv absorpční čára vytvořená vypařováním
exokomety je ve srovnání s absorpční čárou hvězdy posunuta do červena.

29. Mezihvězdné objekty - “vetřelci”
1I/ʻOumuamua v roce
2017.
2I/Borisov v roce 2019.
Oba mají významnou
hyperbolickou = nadměrnou
rychlost , což naznačuje, že
nepocházejí ze Sluneční
soustavy.

31. Temná hmota
Podle současných kosmologických a astrofyzikálních představ tvoří tzv. temná hmota asi 26-27 procent
hmotnosti Vesmíru. Víme o ní však zatím jen velmi málo a nebyla zatím žádným způsobem přímo
detekována. Viditelné svítící hmoty (baryonové hmoty, např. ve formě atomů či iontů) je ve Vesmíru asi 5x
méně, tedy zhruba jen asi 4-5 procent celkové hmotnosti. Zbývajících cca 69 procent tvoří tzv. temná
energie, o které nevíme téměř vůbec nic.
Temná hmota, stínový protějšek běžné hmoty, nevyzařuje, neodráží ani nepohlcuje světlo.
Astronomové občas pozorují pravděpodobné nepřímé gravitační projevy velkých a masivních shluků temné
hmoty v kosmologických dimenzích. Často zde jde o objekty s rozměry galaxie či kvazaru. Někteří autoři
však předpokládají, že temná hmota se bude vyskytovat v menších množstvích i kolem menších či méně
hmotných objektů. Někdy i tam, kde ji prakticky nečekáme.

34. Temná hmota - polarizace mikrovlnného pozadí
O chybějící hmotě referoval už v roce 1932 Jan Oort a roku 1933 švýcarsko-americký astronom Fritz
Zwicky, na základě nesrovnalosti při studiu rotací galaxií. Na rozdíl od temné energie není temná hmota
rozložena v prostoru rovnoměrně. Díky přitažlivé gravitaci tvoří shluky podobně jako viditelná hmota,
která je k těmto shlukům také přitahována. Některé novější výzkumy ukazují, že by temná hmota přece jen
mohla mít vliv na elektromagnetické záření přítomné ve vesmíru – na polarizaci mikrovlnného pozadí.
Svítící látka - Baryon je v částicové fyzice složená částice, která je tvořena lichým počtem kvarků.
Nejznámějšími baryony jsou tříkvarkové protony a neutrony (částice jádra atomu). Baryony jsou obecně
těžší než ostatní částice, proto získaly svůj název od řeckého βαρύς barys, těžký. Na základě svých
vlastností se řadí mezi hadrony (silně interagující) a fermiony (poločíselný spin).

35. Temná hmota - také baryony?
Baryonová “temná” hmota a nebaryonová temná hmota
Předpokládá se, že malou částí temné hmoty může být i baryonová “temná” hmota (tzn. částice s
poločíselným spinem složené ze tří kvarků). Tato hmota by měla vyzařovat nepatrné (nebo žádné) množství
elektromagnetické energie.
Do těchto objektů patří např. hnědí trpaslíci, (migrující nebo izolované černé díry) nebo masivní halo objekty
(MACHO). Ale i plyn může tvořit podstatnou část hmoty galaxie. Větší množství baryonové hmoty by mohly
skrývat filamenty mezi galaxiemi. Také bylo zjištěno, že přibližně polovina světla je absorbována prachovými
částicemi. Přesto se v mainstreamové teorii předpokládá, že drtivou většinu temné hmoty tvoří nebaryonová
temná hmota, která není složena z atomů.
Byly pozorovány možné projevy anihilace temné hmoty v radiových vlnách, konkrétně v mikrovlnném
pásmu. Naopak pozorování elektromagnetického pozadí v pásmu záření gama neukázalo žádný příspěvek
od temné hmoty (např. z anihilace jejích částic), tedy který by korespondoval s jejím rozložením, i když
některá dřívější pozorování podobnou možnost naznačovala.

36. Nebaryonovou temnou hmotu rozdělujeme do
tří uvažovaných skupin
Horká temná hmota (HDM)
Má malou klidovou hmotnost a částice se pohybují ultrarelativisticky. Předpokládá se, že tento typ hmoty by mohla
zprostředkovávat reliktní neutrina. Experimentální zjištění vylučují, že by temná hmota mohla být tvořena pouze známými
druhy neutrin.
Teplá temná hmota (WDM)
U tohoto typu temné hmoty se částice pohybují relativisticky. Předpokládá se, že tento typ temné hmoty by mohl
zprostředkovávat supersymetrický partner k částici graviton (předpovězen z teorie supergravitace).
Chladná temná hmota (CDM)
Má větší klidovou hmotnost a pohybuje se nerelativisticky. Tuto hmotu by měly zprostředkovávat dosud neobjevené slabě
interagující hmotné částice (WIMP, z angl. Weak Interacting Massive Particles) jako lehčí supersymetrické částice (fotino,
neutralino) nebo axiony, případně silně interagující hmotné částice (SIMP, z angl. Strong Interacting Massive Particles)
obdobné pionům. Existují i mnohem exotičtější návrhy, např. že by CDM byla tvořena „částicemi“ MACHO (z angl. MAssive
Compact Halo Objects), tedy primordiálními černými děrami vzniklými při velkém třesku.

37. Detekce
Kandidátů na částice, ze kterých se skládá temná hmota, je mnoho a podle typu těchto částic budeme také dělit způsoby
jejich detekce. Např. experimenty, které se snaží nalézt jednoho z kandidátů na temnou hmotu - slabě interagující hmotné
částice (WIMP), které každou sekundou procházejí Zemí, tak můžeme jmenovat např. experimenty CDMS (Cryogenic Dark
Matter Search), DRIFT (Directional Recoil Identification From Tracks) nebo PICASSO (Project in Canada to Search for
Supersymmetric Objects).
Dalším, v dnešní době hodně diskutovaným, kandidátem na temnou hmotu jsou axiony. Jsou to velmi lehké částice s nulovým
spinem i nulovým elektrickým nábojem. I na detekci axionů je v dnešní době mnoho experimentů a jsou to např. OSQAR,
PVLAS nebo CAST.
Experimenty můžeme rozdělit do dvou kategorií – přímé a nepřímé. Do přímých experimentů zařazujeme experimenty, které
hledají rozptyl částic temné hmoty, a nepřímé experimenty studují produkty anihilace WIMP.

38. Temné fotony?
Temný foton je hypotetická elementární částice, navrhovaná jako elektromagnetická intermediální částice pro temnou
hmotu. Temné fotony by teoreticky měly být zjistitelné mícháním s běžnými fotony, a jejich následným vlivem na interakce
známých částic.
Temné fotony byly navrženy v roce 2008 jako přenašeč síly, nového dalekodosahového U(1) kalibračního pole, "temného
elektromagnetismu", působícího na temnou hmotu. Jako obyčejný foton i temné fotony by měly mít nulovou klidovou
hmotnost.
Temné fotony byly navrženy jako možné příčiny tzv. 'g–2 anomálie' získaná experimentem E821 v Brookhaven National
Laboratory, která se zdá být tři až čtyři směrodatné odchylky nad hodnotami Standardního modelu. Nicméně temné fotony
byly do značné míry vyloučeny jako příčina anomálie několika experimentů, včetně PHENIX detektoru v Relativistic Heavy
Ion Collideru v Brookhavenu. Nový experiment ve Fermilabu „Mion g-2“, čtyřikrát přesnější než Brookhavenský experiment,
statistickou významnost v dubnu 2021 zvýšil na 4,2 σ.
Obecněji, temný foton je boson se spinem 1 spojený s novým U(1) kalibračním polem. To znamená každou novou silou přírody,
která vzniká v teoretickém rozšíření Standardního modelu a obecně se chová jako elektromagnetismus. Na rozdíl od běžných
fotonů, tyto modely často mají temný foton jako nestabilní částici, která může mít nenulovou hmotnost a proto se rychle
rozpadá na jiné částice, např. elektron-pozitronové páry. Také mohou komunikovat přímo se známými částicemi, jako jsou
elektrony nebo miony, v případě, že tyto částice mají náboj nové síly.

48. Euclid bude zkoumat historii expanze vesmíru a formování kosmických
struktur měřením rudého posuvu galaxií na hodnotu 2, což je
ekvivalentní pohledu 10 miliard let zpět do minulosti. Spojení mezi
galaktickými tvary a jejich odpovídajícím rudým posuvem pomůže
ukázat, jak temná energie přispívá ke zvýšenému zrychlení vesmíru.
Použité metody využívají fenomén gravitační čočky , měření
baryonových akustických oscilací a měření galaktických vzdáleností
spektroskopií .
Gravitační čočka je důsledkem vychýlení světelných paprsků
způsobených přítomností hmoty, která lokálně modifikuje zakřivení
časoprostoru : světlo vyzařované galaxiemi, a tedy i pozorované
obrazy, jsou zkresleny, když procházejí blízko hmoty. ležící podél
zorného pole. Tato hmota se částečně skládá z viditelných galaxií, ale
většinou se jedná o temnou hmotu. Měřením ohybu lze odvodit
množství temné hmoty, což podporuje pochopení toho, jak je
distribuována ve vesmíru.
Spektroskopická měření umožní měřit rudé posuvy galaxií a určovat
jejich vzdálenosti pomocí Hubbleova zákona . Tímto způsobem lze
rekonstruovat trojrozměrné rozložení galaxií ve vesmíru.
Z těchto dat je možné současně měřit statistické vlastnosti týkající se
distribuce temné hmoty a galaxií a měřit, jak se tyto vlastnosti mění v
čase.

49. Temná hmota v naší Galaxii? modrá křivka - co pozorujeme

50. Halo temné hmoty obklopující Mléčnou dráhu

51. Disk temné hmoty kolem Země?
Ben Harris, odborník na satelitní telekomunikace z Univerzity v Texasu, přednesl na zasedání Americké geofyzikální unie
překvapivou hypotézu, že kolem Země se možná nachází v rovině jejího rovníku disk tzv. temné hmoty. Své závěry odvozuje z měření
pohybu družic systémů typu GPS.
Existující data ze systémů typu GPS podle něj naznačují, že efektivní hmotnost Země je větší, než by měla teoreticky být. Právě tento
rozdíl může být způsoben přítomností velkého množství neviditelných a se světlem nijak nereagujících částic, které obíhají kolem
Země v rovině rovníku. Dokonce i některé starší studie z r. 2009 podle Harrise ukazují, že umělé družice a kosmické sondy občas v
jistých místech kolem Země náhle a nečekaně změní svoji rychlost. Samozřejmě, temná hmota nemusí být jediným vysvětlením
tohoto zvláštního jevu, ale je jedním z možných.
Harris dal dohromady údaje o pohybu družic z celkem tří různých globálních pozičních systémů - z amerického GPS, evropského
systému Galileo a z ruského systému GLONASS. Po aplikaci zákonů nebeské mechaniky zjistil, že hmotnost Země mu vychází asi o
5-8 tisícin procenta větší, než by měla být podle standardních měření. Tento rozdíl by se podle něj dal vysvětlit poměrně masivním
diskem temné hmoty kolem Země, který se nachází v rovině rovníku, je asi 190 kilometrů tlustý a má 70 tisíc kilometrů v průměru.
Harrisova hypotéza však zatím nebere v úvahu jemné vlivy teorie relativity či gravitace Měsíce a Slunce na pohyb družic, takže je
předčasné dělat nějaké závěry.
Disk temné hmoty kolem Země, pokud by se vědcům podařilo jeho existenci dokázat, by byl tedy velmi cenným objevem.

52. Temná hvězda (z temné hmoty)
Temná hvězda je typ hvězdy, která mohla existovat brzy ve vesmíru předtím, než se konvenční hvězdy mohly
tvořit a prosperovat. Hvězdy by se skládaly převážně z normální hmoty, jako moderní hvězdy, ale vysoká
koncentrace neutrální temné hmoty v nich přítomné by generovala teplo prostřednictvím anihilačních reakcí
mezi částicemi temné hmoty. Toto teplo by zabránilo takovým hvězdám, aby se zhroutily do relativně
kompaktních a hustých velikostí moderních hvězd, a tím zabránily zahájení jaderné fúze mezi „normálními“
atomy hmoty.
Podle tohoto modelu je temná hvězda předpovězena jako obrovský mrak molekulárního vodíku a helia o
průměru mezi 4 a 2 000 astronomickými jednotkami as povrchovou teplotou a svítivostí dostatečně nízkou, aby
emitované záření bylo neviditelné pouhým okem.
V nepravděpodobném případě, že by temné hvězdy vydržely až do moderní éry, mohly by být detekovatelné
svými emisemi gama paprsků , neutrin a antihmoty a byly by spojeny s mračny studeného molekulárního vodíku,
které by za normálních okolností neměly takové energetické, extrémní hodnoty, a vzácných částic.

53. Gravastar
Gravastar je objekt, který v astrofyzice předpokládají Pawel O. Mazur a Emil Mottola jako alternativu k teorii černých děr .
Má obvyklou metriku černé díry vně horizontu, ale de Sitterovu metriku uvnitř. Na obzoru je tenká skořápka hmoty.
Termín „gravastar“ je převzatým slovem „gravitační vakuová hvězda“.
Struktura
V původní formulaci od Mazura a Mottoly gravastary obsahují centrální oblast s p = − ρ falešným vakuem nebo „temnou
energií“, tenkou skořápkou p = ρ dokonalé tekutiny a skutečným vakuem p = ρ = 0 vnější. Chování vnitřní oblasti podobné
temné energii zabraňuje zhroucení do singularity a přítomnost tenké slupky brání vytvoření horizontu událostí, čímž se
vyhne nekonečnému modrému posunu. Vnitřní oblast nemá termodynamicky žádnou entropii a lze ji považovat za
gravitační Bose-Einsteinův kondenzát . Silný červený posun fotonů, když vylézají z gravitační studny, by způsobil, že by se
tekutý obal také zdál velmi chladný, téměř absolutní nula.
Navenek se gravastar jeví jako černá díra: Je viditelná díky vysokoenergetickému záření, které vyzařuje, když
spotřebovává hmotu, a pomocí Hawkingova záření.

54. Černá hvězda (poloklasická gravitace)
Černá hvězda je gravitační objekt složený z hmoty. Je to teoretická alternativa ke konceptu černé díry z obecné teorie
relativity . Teoretický konstrukt byl vytvořen pomocí semiklasické teorie gravitace .
Černá hvězda nevyžaduje horizont událostí a může nebo nemusí být přechodnou fází mezi kolabující hvězdou a
singularitou . Černá hvězda vzniká, když se hmota stlačuje rychlostí výrazně nižší, než je rychlost volného pádu
hypotetické částice padající do středu své hvězdy, protože kvantové procesy vytvářejí vakuovou polarizaci , která vytváří
formu degenerativního tlaku , bránící časoprostoru (a částicím v něm), aby ve stejnou dobu nezabíraly stejný prostor. Tato
energie vakua je teoreticky neomezená, a pokud se vybuduje dostatečně rychle, zastaví gravitační kolaps a vytvoření
singularity . To může mít za následek stále se snižující rychlost kolapsu, což vede k nekonečné době kolapsu nebo
asymptotickému přibližování se k poloměru většímu než nula.
Černá hvězda s poloměrem o něco větším, než je předpovězený horizont událostí pro černou díru o ekvivalentní
hmotnosti, se bude jevit jako velmi tmavá, protože téměř všechno produkované světlo bude přitahováno zpět ke hvězdě a
jakékoli unikající světlo bude silně gravitačně rudým posuvem. Bude tedy vypadat téměř přesně jako černá díra.

55. Exotické hvězdy - alternativy k černým děrám
kvarkové hvězdy (složené z kvarků )
podivné hvězdy ( složené z podivné kvarkové hmoty , kondenzátu up , down a podivných kvarků )
Preonové hvězdy (spekulativní materiál složený z preonů , což jsou hypotetické částice a „stavební kameny“ kvarků,
pokud by kvarky byly rozložitelné na dílčí částice).
Planckovy hvězdy
Z různých typů navrhovaných exotických hvězd je nejlépe dokázaná a pochopená kvarková hvězda .
Objekty dostatečně husté na to, aby zachytily jakékoli vyzařované světlo, ale ve skutečnosti to nejsou černé díry , se
nazývají temné hvězdy , nicméně stejný název se používá pro hypotetické starobylé "hvězdy", které získávaly energii z
temné hmoty .

56. kvarkové hvězdy (složené z kvarků )
Kvarková hvězda je předpokládaný objekt, který vzniká rozkladem neutronů na jejich složky up a down kvarky pod
gravitačním tlakem. Očekává se, že bude menší a hustší než neutronová hvězda a může přežít v tomto novém stavu
neomezeně dlouho, pokud se nepřidá žádná další hmota. Ve skutečnosti je to jediný, velmi velký hadron . Kvarkové
hvězdy, které obsahují podivnou hmotu, se nazývají podivné hvězdy .
Na základě pozorování zveřejněného rentgenovou observatoří Chandra 10. dubna 2002 byly navrženy dva objekty,
pojmenované RX J1856.5−3754 a 3C 58 , jako kandidáti na kvarkové hvězdy. První se zdál být mnohem menší a druhý
mnohem chladnější, než se očekávalo u neutronové hvězdy, což by ukazovalo, že byly složeny z materiálu hustšího než
neutronium . Tato pozorování se však setkala se skepsí výzkumníků, kteří uvedli, že výsledky nejsou průkazné. Po další
analýze byla RX J1856.5−3754 vyloučena ze seznamu kandidátů na kvarkové hvězdy.

57. Podivné hvězdy ( složené z podivné kvarkové hmoty ,
kondenzátu up , down a podivných kvarků )
Podivná hvězda je hypotetický astronomický objekt, kvarková hvězda vyrobená z podivné kvarkové hmoty.
Podivné hvězdy mohou existovat (bez ohledu na Bodmer-Wittenův předpoklad stability) při teplotách a tlacích
blízkých nule, protože podivná kvarková hmota se může tvořit a zůstat stabilní v jádru neutronových hvězd ,
stejně jako běžná kvarková hmota.
Takové podivné hvězdy budou mít přirozeně vrstvu kůry z materiálu neutronové hvězdy . Hloubka vrstvy kůry
bude záviset na fyzikálních podmínkách a okolnostech celé hvězdy a na vlastnostech podivné kvarkové hmoty
obecně.
Hvězdy částečně složené z kvarkové hmoty (včetně podivné kvarkové hmoty) se také označují jako hybridní
hvězdy.
Zhroucení vrstvy kůry podivných hvězd je jednou z navrhovaných příčin rychlých rádiových výbuchů .

58. Preonové hvězdy
Preonová hvězda je navrhovaný typ kompaktní hvězdy vyrobené z preonů , skupiny hypotetických subatomárních částic .
Očekává se, že preonové hvězdy budou mít obrovské hustoty přesahující 1023 kg/ m3 . Mohou mít větší hustoty než
kvarkové hvězdy a byly by těžší, ale menší než bílí trpaslíci a neutronové hvězdy.
Preonové hvězdy by mohly pocházet z výbuchů supernov nebo velkého třesku . Takové objekty by mohly být detekovány
v principu prostřednictvím gravitační čočky gama paprsků. Preonové hvězdy jsou potenciálním kandidátem na temnou
hmotu.
Současná pozorování z urychlovačů částic však hovoří proti existenci preonů, nebo alespoň neupřednostňují jejich
zkoumání, protože jediný detektor částic v současnosti dokáže prozkoumat velmi vysoké energie (např.Velký hadronový
urychlovač ) není určen speciálně pro toto a jeho výzkumný program je zaměřen na jiné oblasti,

59. Bosonové hvězdy
Bosonová hvězda je hypotetický astronomický objekt vytvořený z částic zvaných bosony (konvenční hvězdy jsou tvořeny
převážně protony, což jsou fermiony , ale také se skládají z jader helia-4, která obsahují bosony ).
Aby tento typ hvězdy existoval, musí existovat stabilní typ bosonu se sebeodpudivou interakcí; jedna z možných
kandidátních částic je stále hypotetický „axion“ (který je také kandidátem pro dosud nezjištěné částice „nebaryonové
temné hmoty“ , které podle všeho tvoří zhruba 25 % hmotnosti vesmíru ). Teoretizuje se, že na rozdíl od normálních hvězd
(které vyzařují záření v důsledku gravitačního tlaku a jaderné fúze) by bosonové hvězdy byly průhledné a neviditelné.
Obrovská gravitace kompaktní bosonové hvězdy by ohýbala světlo kolem objektu a vytvořila by prázdnou oblast
připomínající stín horizontu událostí černé díry . Stejně jako černá díra by bosonová hvězda absorbovala běžnou hmotu ze
svého okolí, ale kvůli průhlednosti by byla hmota (která by se pravděpodobně zahřívala a vyzařovala záření) viditelná v
jejím středu. Simulace naznačují, že rotující bosonové hvězdy by měly tvar torusu nebo „koblihového tvaru“, protože
odstředivé síly by daly bosonické hmotě, že se tvoří.
Od roku 2018 neexistuje žádný významný důkaz, že takové hvězdy existují. Může se však stát, že je bude možné
detekovat pomocí gravitačního záření emitovaného dvojicí bosonových hvězd na společné oběžné dráze a událost
GW190521 , která je považována za nejúčinnější sloučení černé díry , může být čelní srážkou dvou bosonových hvězd.

60. Planckovy hvězdy
Ve smyčkové kvantové gravitaci je Planckova hvězda teoreticky možným astronomickým objektem , který vzniká, když
hustota energie kolabující hvězdy dosáhne hustoty Planckovy energie . Za těchto podmínek, za předpokladu, že gravitace
a časoprostor jsou kvantovány , vzniká odpudivá „síla“ odvozená z Heisenbergova principu neurčitosti.
Jinými slovy, pokud jsou gravitace a časoprostor kvantovány, akumulace hmoty-energie uvnitř Planckovy hvězdy se
nemůže zhroutit za tento limit a vytvořit gravitační singularitu , protože by to porušilo princip neurčitosti pro samotný
prostoročas.
Klíčovým rysem tohoto teoretického objektu je, že toto odpuzování vychází z hustoty energie , nikoli z Planckovy délky , a
začíná působit mnohem dříve, než by se dalo očekávat. Tato odpudivá "síla" je dostatečně silná na to, aby zastavila kolaps
hvězdy dlouho předtím, než se vytvoří singularita , a skutečně dlouho před Planckovou stupnicí pro vzdálenost. Vzhledem
k tomu, že Planckova hvězda je vypočítána jako podstatně větší než Planckova škála, existuje dostatečný prostor pro
všechny informace zachycené uvnitř černé díry , které mají být zakódovány do hvězdy; tím se zabrání ztrátě informací .

61. Planeta X nebo 9 ? Kuiperův pás. Zachycené
bludné planety.

62. Planeta 9
Devátá planeta sluneční soustavy (anglicky pracovně nazývaná Planet Nine, do češtiny překládáno planeta Devět, Devítka)
je hypotetická planeta, jejíž možnou existenci oznámili v lednu 2016 astronomové z Kalifornského technologického
institutu. Měla by být zhruba pětkrát hmotnější než Země. Zatím nebyla její existence prokázána pozorováním, pouze
odvozena matematickými modely z chování transneptunických těles.
Dříve, když patřilo Pluto mezi planety, bylo obdobné hypotetické těleso nazýváno jako „neznámá planeta“ nebo také
„planeta X“. Jedna z variant hypotézy periodicity hromadného vymírání organismů jej vysvětluje rušením Kuiperova pásu
planetek takovým tělesem.
Kuiperův pás obsahuje velké množství těles, kromě planetek také trpasličí planety. I kdyby v něm byla objevena tělesa o
velikosti srovnatelné s planetami, moderní definici planety by neměla splnit.
Možnost existence dalšího tělesa planetární velikosti je však zpochybňována. Oponenti odkazují především na to, že podle
dřívějších výzkumů je v takové vzdálenosti od Slunce málo materiálu k tomu, aby zde tak hmotný objekt mohl vzniknout.
Namítají také, že tak velké těleso by už muselo být zaznamenáno při pravidelných prohlídkách oblohy, které prováděla
družice WISE v infračervené oblasti spektra. Obdobné námitky byly použity i v roce 2014, kdy španělští astronomové
Carlos a Raúl de la Fuente Marcosovi oznámili objev dvou transneptunických těles větších než Země. Pohyb objektů pro
oddělený disk lze vysvětlit také společnou interakcí menších těles.

63. Planeta X nebo 9 ? Kuiperův pás. Zachycené
bludné planety.

65. Planeta 9 - ano či ne?
Autoři hypotézy Deváté planety však poukazují na to, že v blízkosti vypočteného afelu (kolem 1000 AU od Slunce) směrem
přibližně k souhvězdí Orion, kde by se planeta vyskytovala nejpravděpodobněji, mohla dosavadním prohlídkám oblohy
uniknout a navrhují cílený průzkum této části oblohy. Poukazují také na to, že modely rané sluneční soustavy naznačují
možnost vypuzení malého plynového/ledového obra na dráhu odpovídající Deváté planetě.
Pro další tělesa ve Sluneční soustavě srovnatelná se Zemí také hovoří analýza sluneční aktivity, kterou udělali v roce 2006
Kalenda a Málek.
Analýza membránového modelu (Pintr et al. 2008) a porovnání distribuce hmot ve Sluneční soustavě s extraterrestrickými
planetami ukázalo, že nejpravděpodobnější koncentrace hmoty za dráhou Neptuna je v pásu mezi 300 a 1000 AU (orbity
č.14 a 15). Nejpravděpodobnějším největším tělesem by měla být planeta velikosti Země.
V současnosti (rok 2020) na základě mnoha důvodů astronomové o možnosti neobjevené planety pochybují.