ŽEŇ OBJEVŮ 2017 (LII.) - DÍL E
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

Dátum: 01. marca 2020

Autori: Jiří Grygar, a David Ondřich

OBSAH (časť E):

4.3. Reliktní záření a magnetická pole

Po objevu reliktního záření v r. 1965 publikovali v letech 1969 až 1980 ruští astrofyzikové R. Sjunjajev a J. Zeldovič sérii článků, v nichž předpověděli, že v kupách galaxií dojde na volných vysoce energetických elektronech k silnému rozptylu fotonů reliktního záření. To pozmění klasickou Planckovu křivku tepelných fotonů tak, že relativně ubude reliktních fotonů s nízkými energiemi a naopak přibude reliktních fotonů s vysokými energiemi.Efekt SZ by mohl mít velký význam pro kosmologii, protože jeho velikost nezávisí na vzdálenosti (kosmologickém červeném posuvu). Bohužel jeho amplituda není příliš veliká, takže v praxi se jen obtížně odděluje od šumu v Planckově spektru. Teprve spuštění obří mikrovlnné aparatury ALMA s vysokou citlivostí a přesností měření vedlo japonský tým (T. Kitayama aj.) k potvrzení efektu SZ zhruba půl století po předpovědi. Autoři efekt nalezli s dobrým poměrem signálu k šumu uvnitř kupy galaxií RX J1374.5-1145, jež je od nás vzdálena 1,5 Gpc. Radioastronomové tak získali konečně nový nástroj pro nezávislé určování kosmologický parametrů včetně Hubbleovy-Lemaȋtrovy konstanty rozpínání vesmíru.

J. Isern aj. publikovali pozoruhodnou studii o mechanismu vzniku magnetických polí osamělých bílých trpaslíků. Indukce magnetických polí bílých trpaslíků je totiž velmi vysoká (0,1 T – 100kT). Nebylo totiž jasné, jak se slabé remanentní magnetické pole může během života hvězdy, jež skončí jako bílý trpaslík, tak výrazně zesílit. Nabízely se různé možnosti, např. interakce s jinou hvězdou, ale to pro osamělé bílé trpaslíky nefunguje. Autoři však zjistili, že když se bílý trpaslík ochlazuje, tak nakonec jeho jádro krystalizuje. Nad ním se vytvoří nestabilní plášť tvořený zejména atomovými jádry C a O, který vytváří konvektivní zónu a efektem dynama zesiluje remanentní magnetické pole až do indukce 10 T. To znamená, že generace silného magnetického pole v osamělých bílých trpaslících probíhá pomocí téhož fyzikálního procesu jako magnetismus Země nebo Jupiteru.

N. Castro aj. upozornili, že podobnou záhadou jsou různě silná magnetická pole hvězd raných spektrálních tříd O a B. Zatím se podařilo změřit indukce globálního magnetického pole pro ~70 hvězd těchto tříd s velmi rozdílnými hodnotami. Autoři přidali do seznamu další hvězdu CPD −62° 2124 (sp. B2 IV; 35 % He; 24 kK), kterou pozorovali pomocí spektropolarimetrů na observatoři ESO La Silla. Z polarimetrie zjistili, že hvězda je obklopena silnou magnetosférou, takže indukce centrálního magnetického pole dosahuje vysoké hodnoty 0,52 T.

Přehledový článek J. L. Hana popsal současný stav výzkumů interstelárních i intergalaktických magnetických polí. Magnetická pole byla objevena nejenom u hvězd a planet, ale také v pozůstatcích po supernovách, v interstelárních vláknech plynu a prachu, v mračnech H II a bublinách, napříč Galaxií i v sousedních galaxiích, v kupách galaxií i v kosmologické pavučině. Magnetické pole v Galaxii se nejlépe studuje pomocí Faradayovy rotace pulsarů, takže díky tomu máme už dobrou představu o uspořádaných magnetických polích ve spirálních ramenech. V halu Galaxie se pozoruje opačná orientace magnetického pole. Slabá magnetická pole se vyskytují i v intergalaktickém prostoru, například ve slabém rádiovém mostě mezi kupami galaxií Coma a A1367. Postupně se tak daří získávat mapu 3D uspořádaných i chaotických magnetických polí zejména v blízkém vesmíru.

4.4. Kosmické záření (KZ)

Kosmické záření není věcně správný termín, protože většinou jde o silně urychlené částice, tj. elektrony, pozitrony, protony a atomová jádra, ale zvyk je železná košile. Donedávna se pozorovaly elektrony a pozitrony s energiemi až 2 TeV z výškových balónů kroužících celé týdny kolem jižního pólu ve výškách kolem 35 km. V posledních letech tak úhrnná expozice balónových měření dosáhla 191 dnů. K tomu lze připočítat nepřímá měření až do energií 5 TeV pomocí pozemních detektorů vysokoenergetických spršek záření gama. V srpnu 2016 se však podařilo instalovat shodnou aparaturu CREAM (CosmicRayEnergetics and Mass) na Mezinárodní kosmické stanici (ISS), což umožňuje dlouhodobé nepřetržité měření z mnohem výhodnější pozice, takže se daří zkoumat i vzácnější kosmické paprsky, které nepochybně vznikají při výbuších supernov a v jejich pozůstatcích. Podle Y. Zhanga aj. lze tak objasnit existenci tzv. kolena (přebytku) v energetickém diagramu částic kosmického záření pro energie 2÷5PeV.

Mechanismus vzniku KZ v pozůstatcích po supernovách simulovali J. West aj. Pro většinu pozůstatků po supernovách probíhá urychlování elektronů v magnetických polích Galaxie přibližně kolmo k magnetickým siločarám. Výjimkou je pouze pozůstatek po nejjasnější supernově z r. 1006 v souhvězdí Vlkavzdálené od Slunce 2,2 kpc, jež v dubnu toho roku dosáhla na pozemské obloze jasnosti -7,5 mag. V jejím pozůstatku se podíl urychlovaných elektronů ve směru rovnoběžném a kolmém k siločarám vyrovnal.

Tým (M. Amenomori aj.) observatoře TASA (Tibet Air ShowerArray; Yangbajing, 4,3 km n. m.; sběrná plocha 36,9 tis. m2), jenž sledoval kosmické záření o energiích primárních částic 0,01÷1 PeV v intervalu od října 1995 do února 2010 nejen na severní obloze, ale až do -30° deklinace, ohlásil objev anizotropie v rozložení zdrojů záření pro energie ≥0,1 PeV. Výsledky měření pro pásmo 0,3 PeV dobře souhlasí s pozorováním observatoře IceCube na jižním pólu pro pásmo 0,4 PeV. (Observatoř IceCube pozoruje neutrina, která prolétají Zemí, takže jde vlastně o pozorování shodné části oblohy.) Z pozorování TASA vyplývá, že největší anizotropie se vyskytuje v pásmu 0,1 PeV, kde je nástup dramatický, takže jde zřejmě o odlišnou sestavu zdrojů takto energetického záření v naší Galaxii.

V německo-italských projektech KASCADE (KArlsruhe Shower Core and Array DEtector) a KASCADE-Grande (CampoImperatore, Gran Sasso, Itálie) se pozorovaly primární částice KZ o energiích 0,1÷1 000 PeV. Tým (W. Apel aj.) observatoře KASCADE zkoumal podíl primárních energetických paprsků gama na sprškách ve zmíněném pásmu a určili horní mez podílu při energii 3,7 PeV na úrovni 10-5. Tento výsledek klade výrazné omezení na možné fyzikální modely a vzdálenosti zdrojů kosmického záření v celém zmíněném pásmu a pomáhají vysvětlit i výsledky měření přebytku neutrin na observatoři IceCube.

G. Krymsky aj. odhalili v archivu observatoře KZ v Jakutsku, která sledovala hadrony, elektrony, pozitrony, miony a Čerenkovovy fotony v letech 1974–2014, podivuhodnou koincidenci tří primárních částic UHE KZo energiích 36, 35 a 58 EeV, které přišly během jediného dne (22. 1. 2009) z přibližně stejného směru: α = 22,2÷23,7 h; δ = 62,3°÷65,8°. Z téhož směru pozorovala týž den aparatura TA (Telescope Array) v americkém Utahu další částici UHE. Autoři se domnívají, že zmíněný shluk částic UHE by mohl představovat nový způsob, jak lze efektivně urychlovat částice UHE KZ – mělo by jít o jejich interakci s relativistickou rázovou vlnou v intergalaktickém nebo interstelárním prostředí. Rozsáhlý mezinárodní tým (A. Aab aj.) observatoře Pierra Augera, která se nachází ve Žluté pampě v argentinské provincii Mendoza na ploše 3 tis. km2, uveřejnil výsledky svých dlouholetých (2004–2016) pozorování UHE KZ. Během doby se podařilo zaznamenat přes 32 tis. spršek s energiemi primárních částic ≥8 EeV a určit jejich směry příletu z různých částí oblohy sledované během roku na 35° jižní šířky (nadmořská výška ploché pampy 1,5 km). Během roku tak observatoř pokrývá 85 % úhlové plochy celé oblohy. Jde o hybridní observatoř, kde rozteče mezi více než 1,6 tisíci pozemními vodními (Čerenkovovými) detektory činí 1,5 km. Tato část observatoře pracuje nepřetržitě ve dne i v noci. Souběžně pozoruje oblohu 27 širokoúhlých komor se segmentovanými hexagonálními zrcadly – každé s průměrem 3,5 m. V ohniscích každé komory zaznamenává 440 citlivých a rychlých fotonásobičů za jasných nocí průlety spršek kosmického záření stratosférou, což umožňuje kalibrovat směry příletů i energie primárních částic. Údaje z rozsáhlého prostoru observatoře se přenášejí do centrálního počítače mikrovlnnými pojítky.

I když směry příletů spršek jsou nepříznivé rozmazávány intergalaktickými i interstelárními magnetickými poli, velký statistický soubor prokazuje, že směry příletů spršek jeví plošnou anizotropii, která odpovídá anizotropnímu rozložení blízkých(<100 Mpc) galaxií na obloze s přesností 5,2 σ. Největší přebytek částic UHE se nachází na obloze ve směru α = (6,7 ±0,7) h a δ = (-24 +12/-13)°, tj. v souhvězdí Velkého psa (~4° jižně od Síria). V prvním přiblížení jde o dipólovou anizotropii, takže největší deficit počtu částic spadá do okolí souřadnic α = 18,7 h; δ = +24° (severovýchodní okraj souhvězdí Herkula; ~8° jižně od Vegy). Redakce časopisu PhysicsWorld zařadila tuto práci mezi 10 nejvýznamnějších průlomů fyziky v roce 2017. Na objevu se významně podílejí čeští vědci a technici z odd. astročásticové fyziky Fyzikálního ústavu AV ČR, Společné laboratoře optiky FZU a UP v Olomouci i z Ústavu částicové a jaderné fyziky MFF UK.

4.5. Astročásticová fyzika

Nositel Nobelovy ceny za fyziku z r.1976 Sam Ting (*1936) dokázal v r. 1997 přesvědčit grantové agentury, aby financovaly částkou 1,5 mld. $ konstrukci Alfa-Magnetického Spektrometru (AMS) o hmotnosti 8,5 t, jenž byl v r. 2011 dopraven na ISS a od té doby tam sbírá data o urychlených pozitronech ve výšce 400 km nad Zemí. AMS dosud získal údaje o ~90 miliardách urychlených elektricky nabitých částic – většinou jader vodíku a hélia, a dále o malém zastoupení elektronů a jader C, O a Fe. V r. 2017 však Ting přišel s novým výsledkem, že v tomto kosmickém mixu nalezl i nepočetná (4-5 kusů) jádra antihélia (3He) složená ze dvou antiprotonů a jednoho antineutronu. V každém případě AMS registruje přebytek pozitronů proti modelovým výpočtům, což už dříve zaznamenala i italská družice AGILE (Astro rivelatore Gamma ad Immagini ultra LEggero). Zatím není jasný zdroj přebytku; mohou to být energetické pulsary, zmagnetovaná jádra neutronových hvězd anebo pozůstatky po supernovách. AMS by měl fungovat minimálně do r. 2024, takže čas snad ukáže prstem na pachatele.

Tým (A. Abeysekara aj.) americko-mexické observatoře HAWC (High Altitude Water Cherenkov; úbočí sopky Sierra Negra, Mexico; 4,1 km n. m.) zveřejnil první výsledky pozorování vysokoenergetických pozitronů pomocí 300 Čerenkovových vodních detektorů v podobě cisteren (základna 7,3 m; výška 5m), z nichž každá obsahuje 188 t destilované vody. Průlety pozitronů cisternami jsou viditelné díky zábleskům Čerenkovova záření, přičemž zorné pole má rozsah 2 steradiánů. Aparatura tak zachycuje nepřetržitě průlety částic a fotonů gama s energiemi 0,1÷50 TeV. Její úhlové rozlišení dosahuje v energetickém pásmu>1 TeV hodnoty <0,5° a pro >10 TeV dokonce 0,25°. Citlivost aparatury dosahuje 50 mCrab, což koinciduje s citlivostí aparatury na družici Fermi, jež pracuje v pásmu energií GeV. První výsledky ukazují, že přebytek pozitronů nepochází z blízkých pulsarů, jak se dosud soudilo, takže zdroj přebytku je záhadný.

Problém hmotnosti neutrin pronásleduje fyziku už od doby, kdy J. Chadwick v r. 1914 zjistil při experimentálním studiu radioaktivního rozpadu beta, že elektrony uvolněné z jádra mají nižší energii, než odpovídá zákonu zachování energie. V r. 1930 však problém vyřešil W. Pauli předpokladem, že chybějící energii odnáší „neviditelná částice“, kterou v r. 1934 E. Fermi pojmenoval neutrino. V r. 1966 C. Cowan a F. Reines objevili elektronová antineutrina v atomovém reaaktoru Savannah River Site v Jižní Karolině pomocí inverzního rozpadu beta (přeměna neutronu na proton). V r. 1995 získal za tento objev F. Reines Nobelovu cenu za fyziku (Cowan zemřel v r. 1974). Po jistou dobu fyzikové soudili, že neutrina nemají žádnou klidovou hmotnost, takže se podobají fotonům, ale v r. 1949 se poprvé stanovila horní mez hmotnosti elektronového neutrina či antineutrina na 0,001 melektron. Od té doby se horní meze pro hmotnosti neutrin všech tří vůní neustále snižují a v současné době se rozbíhá experiment KATRIN (KArlsruhe TRItium Neutrino experiment), jenž si klade za cíl snížit horní mez pro klidové hmotnosti neutrin na <0,2 eV/c2, a případně už tu skutečnou hmotnost určit.

Příprava experimentu vyžadovala zhotovení nerezové vakuové komory o hmotnosti 200 t dlouhé 23 m a s průměrem 10 m. Ačkoliv továrna, kde se komora vyráběla, byla od Karlsruhe vzdálena jen 400 km, neexistovalo silniční spojení, po němž by mohla být dopravena do laboratoře. Místo toho cestovala lodí po Dunaji do Černého moře, Středozemního moře a Atlantiku, dále proti proudu Rýna do vsi Leopoldshafen. Teprve tam byla přeložena na speciální trajler, který projel úzkým hrdlem ve vsi s tolerancí pouhých 5 cm na trase dlouhé jen 7 km. Celkem tak komora urazila 8,8 tis. km a cestovní náklady dosáhly částky 600 tis. €.

Nezávisle na tomto projektu se F. Couchot aj. zabývali otázkou, zda lze pomocí standardního kosmologického modelu ΛCDM stanovit horní mez součtu hmotností neutrin všech tří „vůní“ (elektronové, mionové a tauonové). Z údajů družice Planck o deformacích struktury reliktního záření gravitačním čočkováním, dále z velikosti baryonových akustických oscilací, jakož i z pozorování supernov třídy Ia odvodili horní mez součtu hmotností <0,17 eV/c2. Další výzkumné týmy se vydávají opačným směrem, tj. chtějí využít miniaturních zařízení, v nichž se bude měřit rádiové záření vysílané elektronem při rozpadu beta, popřípadě vyzářené teplo citlivým kalorimetrem. K tomu bude navíc potřebí mít stovku tisíc detektorů, takže to určitě bude podobně drahé jako KATRIN. Ve státě Jižní Dakota se nachází dnes již nefunkční důl na zlato Homestake,v němž se začal budovat obří detektor neutrin DUNE (Deep Underground Neutrino Experiment) v hloubce 1,5 km nákladem téměř 400 mil. $. Nejprve je třeba odtěžit 800 tis. tun horniny, aby vznikla kaverna pro uložení detektoru, která bude měřit neutrina vysílaná z Fermiho státní urychlovací laboratoře v Batavii ve státě Illinois ze vzdálenosti 1,3 tis. km.

W. Wright aj. simulovali vznik a intenzitu toku neutrin vznikajících během termonukleárního výbuchu supernov třídy Ia, o nichž se soudí, že jde výbuchy bílých trpaslíků ve stádiu transmutace uhlíku na kyslík v trpaslíkovi na Chandrasekharově mezi hmotnosti (~1,4 Mʘ). Autoři propočítali toky neutrin na Zemi, jež by pro různé modely byly pozorovatelné současnými podzemními nebo oceánskými detektory neutrin. Protože jednotlivé detektory mají různé citlivosti, lze předpovědět, které detektory zachytí signál, když je supernova vzdálena od Slunce <0,3 kpc atd. až do vzdálenosti 3,6 kpc, i jak se bude intenzita signálu měnit v čase. Porovnání výpočtů a pozorování pomůže odhalit skutečný fyzikální průběh tak gigantického úkazu, jakým supernovy Ia bezpochyby jsou.

4.6. Teorie relativity a gravitační vlny

Jak uvedli C. Marlettová a V. Vedral, v roce 1957 se konala pozoruhodná konference o relativitě a kvantové mechanice na univerzitě v Severní Karolině. Budoucí nositel Nobelovy ceny za fyziku (1965) R. Feynman tam navrhl myšlenkový experiment, jenž měl rozhodnout, zda je obecná teorie relativity na rozdíl od kvantové mechaniky klasickou teorií. Klasická teorie vyžaduje, aby každá pozorovatelná fyzikální hodnota se dala vyjádřit odpovídajícím reálným číslem. Naproti tomu v kvantové mechanice platí relace neurčitosti a superpozice stavů – kvantová částice může být například současně na dvou různých místech nebo ve dvou různých stavech – viz proslulá současně živá i mrtvá Schrödingerova kočka.

Feynman tehdy navrhl dvě možnosti řešení tohoto rozporu. Buď je i gravitace kvantovaná, anebo není (klasika). Pokud platí klasické řešení, tak kvantová teorie funguje jen v mikrokosmu. S odstupem po 60 letech se autoři domnívají, že přišel čas testovat zmíněnou Feynmanovu otázku pomocí interferenčního experimentu s fotonem, který letí po dráze A a rozdělí se polopropustným elementem na dvě navzájem kolmé dráhy A a B (superpozice stavů). Další manipulace s fotonem pak buď potvrdí, nebo vyvrátí kvantovou teorii. Autoři připouštějí, že provést obdobný pokus s objekty teorie relativity je mnohem obtížnější, protože gravitace je v částicovém prostředí neuvěřitelně slabá proti elektromagnetické interakci(u elektricky nabitých částic na úrovni10-43). To je mimochodem důvod, proč asi nebude nikdy možné pozorovat výměnné částice gravitačního pole (gravitony). V každém případě je zřejmé, že nesoulad mezi kvantovou fyzikou a obecnou teorií relativity je čím dál tím závažnější Achillovou patou soudobé fyziky.

Přitom Einsteinova teorie slavila 11. února 2016 neuvěřitelný triumf, když mezinárodní tým (100 institucí z 18 států) observatoře LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) oznámil, že po více než 30 letech marných pokusů se podařilo 14. 9. 2015 (ještě ve zkušebním provozu) pozorovat signály gravitačních vln doprovázejících splynutí dvou hvězdných černých děr v dokonalém souladu s výpočtem jejich původních hmotností a deficitu hmotnosti při splynutí v podobě vyzáření mocných gravitačních vln. Epochální objev zveřejnili přesně sto let po Einsteinově práci, v níž zdůvodnil, že z obecné teorie relativity existence gravitačních vln vskutku vyplývá.

První pozorovací kampaň probíhala od 12. 9. 2015 do 12. 1. 2016. Běhen ní se získaly údaje o třech zdrojích gravitačních vln (vesměs šlo o splynutí dvou hvězdných černých děr). Pak následovala přestávka, která měla za cíl další zvýšení stability a citlivosti aparatury. Druhá pozorovací kampaň započala 30. 11. 2016 a trvala do 25. 8. 2017. Italská aparatura Virgo (jméno má připomínat, že aparatura změří gravitační vlny do vzdálenosti kupy galaxií v souhvězdí Panny) se po pětiletém ladění připojila k měřením 1. 8. 2017 a měřila souběžně do konce kampaně, v níž se podařilo týmu LIGO/Virgo (A. Abbot aj.) získat údaje o 8 nových zdrojích gravitačních vln.

Signál GW 170817, jenž trval celých 100 s, byl projevem splynutí dvou neutronových hvězd. (Signály při splývání hvězdných černých děr trvají jen zlomky sekundy a po slití obou černých děr jakýkoliv signál zanikne). Virgo měl v té době jen čtvrtinu citlivosti aparatur LIGO, ale i to pomohlo vykrýt slepé skvrny amerických observatoří. Díky první triangulaci se proti předešlým měřením zpřesnila o řád poloha zdroje v blízké (44 Mpc) čočkovité galaxii NGC 4993 (Hya; 13 mag; ø 17 kpc; hmotnost centrální černé veledíry 80 MMʘ; poloha zdroje 11˝ od centra galaxie). Se zpožděním 1,7 s našly družice Fermi (NASA) a INTEGRAL (INTEgral Gamma-Ray Astrophysics Laboratory; ESA) v témž směru krátký záblesk paprsků gama GRB 170817A. První optický snímek zjasnění SSS17 (= DLT17ck = AT 2017 gfo) získali 10,9 h po splynutí neutronových hvězd M. Siebert aj. pomocí 1m teleskopu H. Swopeové na observatoři Las Campanas (Atacama, 30°j.š.; 2,4 km n.m.) v Chile.

Tato série událostí vyvolala obrovskou pozorovací kampaň, do níž se postupně zapojily jak kosmické teleskopy HST a Chandra, tak také velká řada pozemních teleskopů počínaje širokoúhlou kamerou DECam na observatoři CTIO v Chile (11,4 h po GW). Dále se přidaly teleskopy 8,1m Gemini-S (Cerro Pachón, Chile), 6,5m Magellan (Las Campanas) a mikrovlnná observatoř ALMA, 8,2m teleskopy VLT ESO (CerroParanal), přehlídkové teleskopy observatoře Las Cumbres, obří radioteleskop pro metrové vlny GMRT (Pune, Indie) atd. Do sledování „dosvitu“ splynutí dvou neutronových hvězd se postupně zapojilo na 70 observatoří. Výsledky byly souhrnně publikovány ve zvláštním čísle časopisu The Astrophysical Journal Letters přibližně 4 tis. spoluatory. To znamená, že do výzkumu jedinečného úkazu se zapojila asi třetina všech profesionálních astronomů na světě!

Podle E. Pianové se díky splynutí dvou neutronových hvězd zdařilo pozorovat jednak zmíněný krátký záblesk gama, dále gravitační vlny a přechodný optický a infračervený dosvit vyvolaný vznikem značným množství jader nejtěžších prvků periodické soustavy prvků. Potvrdilo se, že pozorované kilonovy se zářivými výkony řádu 108 Lʘ (tj. tisíckrát většími než výbuchy klasických nov) skutečně vznikají při splývání dvou neutronových hvězd ve shodě s předešlými domněnkami. Podle S. Smartta aj. se zplodiny výbuchu při splývání neutronových hvězd pohybovaly od centra splynutí rychlostmi ~0,2 c a jejich hmotnost dosáhla až 8.1028 kg (0,04 Mʘ). Během rozpínání cárů výbuchu vznikaly rychlou transmutací prvků (nukleosyntéza r = rychlé záchyty neutronů) jádra chemických prvků poslední třetiny Mendělejevovy tabulky prvků (lanthanidy). Odhaduje se, že splývající neutronové hvězdy se podílejí na výskytu lanthanidů ve vesmíru zhruba z poloviny. (Druhou polovinu obstarávají výbuchy supernov třídy II díky zachycování volných neutronů v rázových vlnách v cárech supernov). Podle C. Gallové aj. se díky spektroskopii zmíněného dosvitu až do konce srpna zjistilo, že během epizody splynutí vzniklo například celkem 10 MZ zlata a platiny. Optická, infračervená a rádiová měření dosvitu probíhala až do 28. 9. 2017. Měření průběhu gravitačního signálu dovolilo konsorciu LIGO/Virgo stanovit zcela nezávislou metodou Lemaȋtrovu-Hubbleovu konstantu rozpínání vesmíru H0 = 70,3 km/s/Mpc se střední chybou 8 %.

Podle B. Margalita a B. Metzgeraměly zmíněné neutronové hvězdy před splynutím hmotnosti ~1,8 Mʘ a ~1,1 Mʘ. Během splývání se do vesmíru rozmetalo asi 16 kMZ jader těch chemických prvků, které nevznikají termonukleárními reakcemi ve hvězdách. M. van Putten a M. DellaValle zjistili podrobným rozborem závěrečného chvostu gravitačního signálu, že splynutím obou hvězd vznikla rychle rotující hypermasivní neutronová hvězda o hmotnosti 2,7 Mʘ, ale její rotace se různými vnějšími vlivy rychle snížila, takže se během 10 sekund zhroutila na hvězdnou černou díru. V každém případě šlo o neuvěřitelnou shodu šťastných okolností, neboť tento mnohopásmový (multimessenger) úkaz potvrdil, že gravitační vlny se šíří rychlostí shodnou s rychlostí světla s přesností o 14 řádů (!) lepší, než dávala předchozí pozorování. Podobně se potenciální možnost narušení Lorentzovy invariance snížila o 10 řádů. Navíc se prokázalo, že pět populárních variant vůči obecné teorii relativity je těmito pozorováními vyvráceno, zatímco předpovědi Einsteinovy teorie výborně souhlasí s pozorováním.

Další přestávka mezi kampaněmi má umožnit znovu vylepšit technické parametry všech tří observatoří. Očekává se, že během třetí kampaně budou v dosahu gravitačních observatoří signály ze 40 % objemu pozorovatelného vesmíru. Konsorcium LIGO/Virgo by se mělo v dohledné době rozrůst o japonskou observatoř, což zlepší celosvětové pokrytí měření, takže četnost signálů poroste. Konsorcium na základě těchto epochálních výsledků změnilo modus operandi observatoří. Zatímco v prvních dvou kampaních se signály zveřejňovaly až po důkladném zpracování naměřených dat, nyní se data publikují online tak, aby co nejrychleji poskytla údaje pro sledování úkazu všemi dostupnými astronomickými přístroji mnohopásmové astronomie.

V prosinci 2015 odstartovala aparatura ESA LISA (Large Installation System Administration) Pathfinder (cena 400 M€), jež směřovala do Lagrangeova bodu L1 ve vzdálenosti 1,5 mil. km směrem ke Slunci. Cílem mise bylo ověřit, zda se podaří měřit vzdálenosti mezi virtuálním rameny zamýšlené kosmické gravitační observatoře, kterou ESA hodlá vypustit v r. 2034 (eLISA; cena ~1 G€). Plánovaná kosmická gravitační observatoř o délce ramen 1,5 mil. km by mohla zachytit gravitační vlny vznikající při splývání černých veleděr. Mise Pathfinder skončila velmi úspěšně koncem června 2017. Přesnost měření vzdáleností dosáhla podle M. Armana aj. neuvěřitelného1,0 femtometru s-2.Hz-1/2; o tři řády vyšší, než se čekalo (!). Tato přesnost umožní pozorovat signály v intervalu frekvencí gravitačních vln 0,1÷100 mHz (vlnové délky v rozmezí 3÷3 000 mil. km).

Přesvědčivý objev gravitačních vln však pravděpodobně pomůže docílit v budoucnosti ještě vyšší citlivosti stávajících aparatur, ale též urychlení projektu eLISA. Není divu, že překvapující pokračování v podobě objevu gravitačních vln při splynutí neutronových hvězd získalo první místo mezi fyzikálními průlomy roku 2017 vybraných redakcí amerického vědeckého týdeníku Science. Dokonce bych se odvážil konstatovat, že jde o vůbec nejvýznamnější objev astrofyziky v prvních dvou dekádách XXI. století.

N. Flowersová aj. oznámili, že v laboratorním testu supravodivého gravimetru, jenž probíhal po dobu celého roku, potvrdili platnost lokální Lorentzovy invariance s přesností více než o řád lepší proti předchozím experimentům. A. Bourgoin aj. zpracovali téměř půlstoletá měření vzdálenosti Měsíce pomocí laserových signálů a prokázali tak platnost Lorentzovy invariance v teorii relativity s přesností o tři řády lepší proti předešlým testům.

Mezinárodní tým autorů z Francie, Německa, Holandska a Velké Británie (P. Touboul aj.) využil mikrodružice MICROSCOPE (Micro-Satellite à traînée Compensée pour l'Observation du Principe d'Equivalence) vypuštěné 5.4. 2016 francouzskou kosmickou agenturou CNES k ověření platnosti principu ekvivalence v obecné teorii relativity. Na palubě mikrodružice byly instalovány dva válečky dlouhé několik centimetrů.Vnitřní váleček byl ze slitiny Pt a Rh a vnější z Ti a Al. Po celou dobu letu se válečky nacházely ve volném pádu a přesná čidla měřila jejich případné vzájemné posuny, které by svědčily o narušení principu ekvivalence. Po 1,5 tis. obletech Země se ukázalo, že princip ekvivalence platí s rekordní přesností 10-15.

Sám Einstein zformuloval smysl své teorie v r. 1921 tímto přirovnáním: „Lidé se donedávna domnívali, že když z vesmíru odstraníme veškeré hmotné předměty, tak ve vesmíru zbude dál prostor a čas. Avšak teorie relativity tvrdí, že v takovém případě současně zmizí prostor i čas“

4.7. Experimentální fyzika

R. Dias a I.F. Silvera již v říjnu 2016 oznámili, že se jim podařilo pozorovat Wignerův-Huntingtonův fázový přechod vodíku do kovového stavu. Jejich práce byla podrobena velké kritice a po následných úpravách vyšla v lednu 2017 vyšla v časopisu Science. Mnoho kritiků však není přesvědčených, že autoři skutečně vyrobili a pozorovali kovový vodík. Problematické je jednak uspořádání experimentu, jednak ověření výsledků. Autoři použili diamantovou kovadlinu uvnitř kryostatické komory, v níž snížili teplotu na 5,5 K a hydromechanickou cestou ve vzorku zvyšovali tlak až na 495 GPa. Na vzorek z několika stran svítili a měřili jeho optické vlastnosti; vzorek při zvyšujícím se tlaku změnil vlastnosti ze zcela průhledného do temně neprůhledného a nakonec zářivě jasného povrchu s albedem 0,91. Autoři právě jasný kovový vzhled vydávají za důkaz existence metalického vodíku. Problémů je ovšem několik: kryostatická komora neumožnila nezávislé měření tlaku, dále není jasné, zda lesklý kovový povrch skutečně patří vodíku a nejde např. o odpařenou povrchovou vrstvu diamantových hrotů tvořenou oxidem hlinitým, a nakonec největší potíž představuje skutečnost, že práce vychází z jediného experimentu. Nezávislé ověření je v tomto případě více než nutné.

J.–G. Ren aj. publikovali důkaz kvantové teleportace mezi povrchem Země (Ngari, Tibet) a družicí na nízké oběžné dráze. Autoři použili laserový paprsek ke změně stavu nezávislého kvantově provázaného páru fotonů na vzdálenost ~1 400 km, což představuje rekord vzdálenosti naměřené kvantové provázanosti. Stav fotonového páru byl změněn celkem šestkrát. Čínská družice QUESS (Quantum Experiments at Space Scale, také známá jako Micius) již dříve prokázala, že je možné dostat kvantově provázané fotony z jednoho laserového svazku na dvě místa na zemském povrchu, nikdo však zatím nedokázal překonat hranici několika stovek km. Důkaz představuje důležitý krok pro vývoj bezpečné komunikace s využitím přenosu šifrovacích klíčů pomocí kvantových stavů, která je v principu neodposlouchávatelná; tato oblast výzkumu pochopitelně velmi zajímá vojensko-průmyslový komplex, ale je důležitá i pro rozvoj globálního internetu. Podobné družice chystá Kanada, Velká Británie a NASA připravuje několik experimentů pro umístění na Mezinárodní kosmické stanici ISS. Kvantová teleportace byla teoreticky předpovězena r. 1993 a již v r. 1997 se dvěma týmům (D. Boschi aj. a D. Bouwmeester) nezávisle podařilo ji experimentálně prokázat.

F. Heiße aj. zveřejnili zatím nejpřesnější měření hmotnosti protonu. Autoři použili Penningovu past, tedy rovnoměrné válcové magnetické pole s kvadrupólovým elektrickým polem, jež nabitým částicím nedovoluje uniknout v ose magnetického pole. Přesnost experimentu dosáhla 32×10–12, což je asi 3× lepší než u předchozích měření. Proton se nicméně jeví lehčí, než udává standard CODATA (Committee on Data ofthe International Science Council), odchylka představuje ≥ 3,3 σ. Autoři se chystají stejným způsobem změřit hmotnost antiprotonu – pokud by se jeho hmotnost v rámci přesnosti měření lišila, mohlo by se jednat o vysvětlení nepoměru mezi hmotou a antihmotou ve vesmíru.

Velikost protonu je v posledních 7 letech poněkud záhadnou veličinou. Měření pomocí mionového vodíku (namísto elektronu se v obalu vodíku vyskytuje mion) ukázala, že poloměr protonu je asi o 4 % menší, než vycházelo z dřívějších spektroskopických měření obyčejného vodíku. A. Beyer aj. pořídili spektroskopii obyčejného vodíku v oblasti přechodu 2S–4P (jde o jednu z čar Balmerovy série) s mimořádným rozlišením. Autoři použili proud atomů vodíku s teplotou 5,8 K, který excitovali dvojicí laserů s vlnovými délkami 243 nm a 486 nm. Z měření vyplynul poloměr vodíku s hodnotou (0,8335 ± 0,0095) fm. Tato hodnota je v rámci chyby v souladu s měřením mionového vodíku, avšak o ≥ 3 σ menší oproti historické hodnotě standardu CODATA.

B. Wood oznámil, že Mezinárodní úřad pro hmotnosti a míry BIPM (Bureau International des Poids et Mesures) se chystá vyměnit dosavadní standard 1 kg za nový. Etalon kilogramu je válec slitiny platiny a iridia z r. 1889, který je uložen v Sèvres u Paříže; problematický je kvůli nutnosti čištění usazenin, jež lze ale zase jen velmi těžko provést beze změny hmotnosti samotného etalonu. Návrh redefinice je založen na Planckově konstantně a funkci Kibbleovy–Wattovy váhy, jejíž jedno rameno tvoří supravodivá cívka v magnetickém poli, která při průchodu elektrického proudu vyrovnává gravitaci působící na závaží na druhém rameni. Aby BIPM redefinici přijal, vyžaduje přesnost určení Planckovy konstanty h třemi nezávislými měřeními s přesností nejméně 50 ppb (parts per billion), z nichž jedno musí mít přesnost 20 ppb. Pokud se tato měření sejdou do 1. července 2017, BIPM přistoupí k přijetí nového standardu.

Lawrence Livermore National Laboratory dokončila výrobu laseru pro výzkumné centrum ELI (Extreme Light Infrastructure) v Dolních Břežanech. Laser má pulzní výkon 1 PW (předpona peta- značí 1015), pulzů je schopen vygenerovat až 10 s–1. Centrum u Prahy je jedno ze tří (další je v maďarském Szegedu a třetí je blízko rumunské Bukurešti), která mají získat další výkonné lasery: začátkem r. 2017 bylo rozhodnuto, že namísto ambiciózního plánu postavit laser s výkonem 200 PW budou centra vybavena zatím „jen“ 10 PW lasery. Autoři projektu předpokládají, že zkrácením pulzů bude možné zvýšit výkon laseru až na 100 PW; jde pochopitelně také o peníze. Výkonné lasery se nicméně chystají v Japonsku, USA, Rusku a Čína již dokončila výzkumné centrum u Šanghaje s laserem s pulzním výkonem 5,3 PW.

Evropský rentgenový laser XFEL (X-ray Free Electron Laser) 1. září 2017 oficiálně zahájil provoz. Laser výzkumného centra poblíž německého Hamburku vyzařuje pulzy trvající několik stovek femtosekund (10–15 s), což je dostatečně krátká hodnota, aby v kombinaci s krátkými vlnovými délkami umožnila „vyfotit“ jednotlivé molekuly nebo velké atomy. Takových pulzů je laser schopen vygenerovat několik desítek tisíc během jedné sekundy, což je zhruba 200× víc než dosahovaly dosavadní aparatury v USA a Japonsku.

5. Supernovy, neutronové hvězdy a záblesky gama

5.1. Supernovy

Všechny dosud pozorované supernovy byly považovány za konečný výbuch hvězdy. Supernovy s absorpčními čarami beze zbytku vykazovaly zmenšování rychlosti absorbující látky, jak se rozpínající se obálka ztenčovala a odhalovala pomaleji se pohybující látku, dříve skrytou. Tyto supernovy dosáhnou maxima jasnosti a udrží se na něm po asi 100 d, supernovy v maximu jasnosti delší než 130 d jsou mimořádně vzácné. I. Arcavi aj. oznámili objev supernovy iPTF14hls (označení podle přehlídky Intermediate Palomar Transient Factory, jež ji zaznamenala jako první), která zářila v maximu jasnosti po dobu delší než 600 d. Jasnost iPTF14hls nepravidelně kolísala, jako by nešlo o jeden výbuch, ale náhodnou sérii po sobě jdoucích výbuchů. Naopak spektrum se v průběhu exploze téměř nezměnilo. Žádný z jednoduchých modelů supernov, které jsou nám ku pomoci u většiny supernov, v tomto případě není použitelný. Aby toho nebylo málo, existují náznaky, že stejný objekt vybuchl již v r. 1954. Autoři navrhují, že záření může mít na svědomí téměř homogenní obálka hvězdné látky s hmotností ≥ 10 M, odhozenou několik let před samotnou závěrečnou explozí. Dalším vysvětlením může být supernova s pulzační párovou nestabilitou, tedy hvězda s hmotností 95–130 M, jejíž obezita v kombinaci s rotační rychlostí umožní ve velkých oblastech pod povrchem vznik párů elektron–pozitron, které při následné anihilaci způsobí odtržení hvězdné atmosféry. Takováto supernova je pravděpodobným předchůdcem hvězdných černých děr s hmotnostmi kolem 40 M, ovšem její existence zatím nebyla prokázána a teoretické modely nejsou dostatečně propracované.

R. 2015 vybuchla nejjasnější známá supernova ASASSN-15lh – se svítivostí 20 Mléčných drah dvojnásobně překonala předchozí rekord. G. Leloudas aj. na základě analýzy dat z HST (oběžná dráha Země), VLT (CerroParanal, Chile) a NTT (New Technology Telescope, La Silla, Chile) pokrývajících 10 měsíců po zjasnění objektu přišli s hypotézou, že nešlo o výbuch supernovy, ale slapové roztrhání hvězdy s nízkou hmotností v blízkosti černé veledíry. Pro tuto hypotézu mluví jednak viditelná zjasnění ve světelné křivce, nerovnoměrnost zjasňování v různých částech spektra a také přítomnost supernovy v červené, hmotné a staré galaxii. Autoři přiznali, že i roztrhání hvězdy vyžaduje, aby černá díra měla dostatečnou hmotnost a také velmi rychle rotovala, aby bylo možné vysvětlit pozorované vlastnosti světelné křivky. R. Margutti aj. nezávisle potvrdili pravděpodobnost zjasnění coby roztrhání hvězdy na základ rentgenových měření z družic ChandraSwift. Odhadnout, kolik výrazných zjasnění pokládaných za supernovy představuje ve skutečnosti roztrhání hvězdy v okolí černé veledíry, zatím není možné, nicméně je potřeba začít vážně uvažovat o způsobech, jak oba jevy od sebe odlišit.

M. Nicholl aj. publikovali výsledky analýzy UV a optických světelných křivek velmi jasné supernovy Gaia16apd. Na základě srovnání dat z družice Swift a dalekohledu MMT (MultipleMirrorTelescope) s dřívějšími daty z družice GaiaHST autoři zjistili, že v prvních 10–15 d zjasnění supernovy zářila v UV oblasti spektra podstatně více než ve viditelném světle. Na základě porovnání šířek spektrálních čar dostupných spekter určili, že zdrojem silnějšího UV záření byl samotný centrální zdroj. To potvrzuje hypotézu, že velmi jasné supernovy pohání hvězdné jádro chudé na vodík. Autoři odhadli, že hmotnost odhozené obálky je ≥ 4 M a exploze dala vzniknout magnetaru s periodou 2 ms a magnetickým polem s indukcí asi 2×1014 G. N. Soker teoreticky odvodil vztah mezi energií výbuchu magnetaru a rotační energií právě vzniklé neutronové hvězdy v jádru magnetaru – pro velmi jasné supernovy, u nichž vzniknou polární výtrysky, je rotační energie přímo úměrná energii uvolněné při explozi. Čím energetičtější vzplanutí supernovy je, tím rychleji bude vytvořená neutronová hvězda rotovat.

R. Neuhäuser aj. zveřejnili analýzu historických pramenů z Jemenu, které popisují vzplanutí supernovy na jaře r. 1006. Dřívější datace supernovy v souhvězdí Vlka (dříve mylně určená v souhvězdí Berana) předpokládaly, že vzplanula na konci dubna (28. nebo 30.). Autoři nalezli ve spisech historiků al-Jamáního a Ibn al-Dayby datování jevu přesně do poloviny měsíce radžabu, po přepočtu do gregoriánského kalendáře tedy (17. ± 2) dubna 1006. Srovnání s dalšími prameny ukázalo, že tato možnost je ve skutečnosti mnohem pravděpodobnější než dosud předpokládaná datace – časové určení vzplanutí ½ h po západu Slunce, datování v japonské kronice IčidaiJoki, záznam evropského pozorovatele z kroniky St. Gallen, který údajně supernovu pozoroval po 3 měsíce (v jeho zeměpisné šířce zmizela pod obzorem nejpozději 10. července). Stejní autoři dále zveřejnili, že popis této supernovy se také objevuje v knize al–Šífá perského učence Ibn Síny neboli Avicenny. Ibn Síná popisuje, že nová hvězda – objevila se „mezi jinými hvězdami“ – „setrvala po tři měsíce slábnouc, až zmizela docela“, „sršela jiskrami“ a „měnila svou barvu“. Tuto hvězdu Avicenna použil při diskuzi s Aristotelovou Meteorologií.

A. U. Abeysekara aj. oznámili výsledky pravidelného denního monitorování Krabí mlhoviny pomocí observatoře HAWC (High Altitude Water Cherenkov observatory). Primárním cílem pozorování jsou blazary Markarian 421 a 501, Krabí mlhovina slouží jako referenční zdroj paprsků gama záření s energiemi 0,5–100 TeV. Autoři zpracovali data od listopadu 2014 do června 2016 a použili je především k určení systematických chyb měření – v rozsahu energií 1–37 TeV dosahuje nepřesnost měření ±50 %; pozoruhodné ovšem je, že je HAWC v průběhu dne schopen zachytit energetické fotony z Krabí mlhoviny.

Supernova SN1987A oslavila 30. narozeniny. J. Spyromilio aj. shrnuli známá data o vývoji této supernovy. V poslední dekádě se ukázalo, kolik se v centrální oblasti pozůstatku po supernově vytvořilo prachových zrn. Spektrální měření odhalila vznikající molekuly v obálce a také rozpad struktur v rozpínající se látce působením záření okolních zdrojů. Díky stále lepšímu úhlovému rozlišení máme možnost v přímém přenosu sledovat návrat hvězdné látky zpět do mezihvězdného prostředí. Pomocí mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array) F. Abellán aj. pořídili velmi přesnou trojrozměrnou mapu oblasti ve spektrálních čarách různých molekul – některé z nich byly v pozůstatcích po supernově pozorovány úplně poprvé, např. HCO+ nebo SO, jiných molekul bylo nalezeno výrazně více, např. SiO až o 2 řády proti teoretickým modelům.

P. Ruizová-Lapuenteová zkompilovala veškerá dostupná historická data o vývoji jasnosti Keplerovy supernovy. Autorka došla k závěru, že SN1604 byla patrně normální supernova typu Ia, což souhlasí i se světelnou křivkou z poslední doby, získanou díky světelnému echu. Autorka také odvodila vzdálenost supernovy na (5 ± 0,7) kpc. T. Sato a J. P. Hughes zveřejnili analýzu vlastností 14 filamentů v pozůstatku po Keplerově supernově z dat družice Chandra. Autoři měřili vlastní pohyb, radiální rychlost a základní spektrální charakteristiku látky ve zhuštěninách – pět nejrychlejších má radiální rychlosti 8 700÷10 200 km/s a pohybuje se prostorem v podstatě volně. Mají vysoké zastoupení křemíku a síry a naopak málo železa a velmi málo kyslíku. Autoři upozorňují, že takové chemické složení odpovídá látce z vrchních vrstev teoretických modelů bílých trpaslíků. Autoři z pohybu zhuštěnin odvodili přesnější polohu centra výbuchu, kterou navrhují použít k pátrání po potenciální sekundární složce systému, která teoreticky mohla vzplanutí supernovy přežít.

V Mléčné dráze proběhne každou sekundu několikrát 1043 anihilací elektronu s pozitronem. Přísun pozitronů zejména z disku Galaxie je víceméně stálý, ale jeho zdroj stále neznáme. R. Crocker aj. přišli s hypotézou, že za doplňováním částic antihmoty může stát jediný typ zdroje – splývající bílí trpaslíci s nízkou hmotností. Autoři pomocí numerických modelů zjistili, že splynuvší bílí trpaslíci se stářím 3÷6 Gr jsou dobrým zdrojem radioaktivního 44Ti. Jedna taková supernova vyvrhne do prostoru asi 0,03 M44Ti, který generuje pozitrony, dokud se nepřemění na 44Ca. Autoři odvozují, že vhodným kandidátem je např. SN1991bg, v jejímž okolí by mělo být možné ověřit zastoupení 44Ca.

D. Liu aj. numericky modelovali dvojitý výbuch těsných dvojhvězd, tvořených bílými trpaslíky různých typů: jednu složku tvoří trpaslíky bohatý na uhlík a kyslík (CO) a druhý na hélium. Pomocí simulací Monte Carlo dvojitého systému s různými metalicitami obou složek zjistili, že příspěvek tohoto typu zdrojů tvoří ≤ 15 % všech supernov typu Ia, ale jde o pozvolna přispívající složku – střední doba života takového systému před vzplanutím je asi 110 Mr. Simulace také ukázaly, že čím je metalicita obou složek nižší, tím pravděpodobněji dojde k explozi supernovy. Již zmíněná SN1991bg je podle všeho dobrým příkladem právě takového zdroje.

Supernovy jsou po desetiletí zásadní složkou tzv. kosmologického žebříku vzdáleností, pomocí něhož určujeme vzdálenosti ve velkých měřítkách, měříme rychlost rozpínání vesmíru a potvrzujeme existenci skryté energie. Co když ale jasnost vzplanutí jednotlivých supernov není tak shodná, jak předpokládáme? G. Hosseinzadeh aj. analyzovali podrobnou světelnou křivku SN2017cbv, která obsahuje výrazné zjasnění v modré a UV oblasti v prvních pěti dnech. Autoři se pokusili namodelovat vzplanutí s přítomností sekundární složky a ukázalo se, že model dokáže dobře reprodukovat skutečnost s podobrem ve vzdálenosti 56 R. Autoři přiznávají, že existují i alternativní vysvětlení, nicméně pokud by se potvrdilo, že supernovu způsobil systém s nedegenerovanou složkou, která vzplanutí přežila, šlo by o první důkaz, že standardní svíčky nejsou ve skutečnosti tvořené jen jedním astrofyzikálním procesem.

5.2. Degenerované hvězdy

Tým rádiové observatoře FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope) oznámil objev prvních dvou pulsarů pomocí tohoto největšího radioteleskopu s jedinou anténou. Objev byl potvrzen australskými observatořemi a jde o první příspěvek k přehlídce pulsarů, kterých by měl FAST objevit stovky až tisíce. První detekci pulsaru také oznámili R. Mignani aj., v tomto případě pomocí observatoře ALMA. ALMA dokázala kromě samotné detekce pořídit spektrum, z něhož vyplývá, že mikrovlnné záření přichází z oblastí s teplotou 1015÷1017 K, což naznačuje, že okolí pulsaru přispívá tepelným zářením k pozorovanému spektru nejen v rádiové oblasti. ALMA dále dokázala identifikovat protáhlou strukturu, patrně protější výtrysk.

Pulsary objevila také observatoř LOFAR (LOw-Frequency ARray) při pátrání po rádiových protějšcích zdrojů záření ɣ z katalogu družice Fermi. Z. Pleunis aj. v jedné práci informovali o nalezení protějšku zdroje 3FGL J1553.1+5437. Jedná se o milisekundový pulsar s periodou 2,3 ms, mírou disperze 22,9 pc/cm3 a prudkým spektrem. C. Bassa aj. v dalším článku publikovali objev dosud nejrychlejšího pulsaru v Mléčné dráze: PSR J0952−0607 má periodu 1,414 ms, oběhne každých 6,42 h kolem průvodce s hmotností asi 0,02 M, jehož jasnost kolísá asi o 1,6 mag, což autoři připisují působení záření a toku částic z pulsaru. Ačkoliv se obě složky nezakrývají a není možné to určit jednoznačně, patrně jde o systém typu černá vdova, tj. neutronovou hvězdu, která svou gravitací a intenzivním hvězdným větrem doslova obrušuje sekundár.

Dvojitý systém V404 Cyg sestává z červeného obra obíhajícího kolem černé díry a od výrazného rentgenového zjasnění v r. 2015 jde o intenzivně studovaný systém. P. Gandhi aj. využili spojení optických dat ze 4,2m dalekohledu Williama Herschela (La Palma, Španělsko) a družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) a zjistili, že variace intenzity rentgenového záření předchází stejný profil zjasnění v optické oblasti o ~0,1 s. Rentgenové záření pochází z velké části z velmi zahřáté látky v akrečním disku, zatímco optickému spektru s největší pravděpodobností dominuje mohutný polární výtrysk. Podobnost variací s blazary naznačuje, že se v obou případech uplatňuje stejný mechanismus, rozdíl je jen v měřítku hmotnosti centrálního objektu. R. M. Plotkin nezávisle zpracovali data družice NuSTAR spolu s daty družic Chandra, Swift a pozemních radioobservatoří VLAVLBApotvrdili provázanost změn jasnosti akrečního disku a výtrysku(ů). Autoři také došli k závěru, že v klidné fázi nemůže rentgenové záření produkovat synchrotronní záření v polárním výtrysku. Buď jde o interakci výtrysku s okolním prostředím, anebo pochází z akrečního disku. P. Chandra a N. Kanekar zpracovali rádiová data z přístroje GMRT (Giant Metrewave RadioTelescope) a odhadli průměr výtrysku na 5,33 au a magnetické pole v něm asi 50 µT. Autoři z nízkých variací v rádiové oboru usuzují, že variabilita výtrysku nijak nekoreluje se spinem černé díry. Y. Dallilar aj. zpracovali dostupná data poklesu jasnosti ve všech spektrálních oborech od rádiového po rentgenový a z různé rychlosti pohasnutí odhadli poloměr oblasti zářící synchrotronovým zářením na 108÷109 km a sílu magnetického pole odvodili na (3,31 ± 0,09) mT, což je výrazně méně, než předpovídají teoretické modely. D. Huppenkothen aj. zpracovali rentgenová data s vysokým časovým rozlišením z družic Swift, Fermi, ChandraNuSTAR a pátrali po kvaziperiodických oscilacích. Podařilo se jim nalézt statisticky významné oscilace s frekvencemi 18 mHz, 73 mHz, 136 mHz a 1,03 Hz. Zatímco oscilace s nízkými frekvencemi mohou být připsány předpokládaným nehomogenitám v akrečním disku, oscilace na 1,03 Hz má velmi netypickou frekvenci – autoři navrhují, že může jít o projev zkroucení vnější části akrečního disku.

Na VLTI (Very Large Telescope Interferometer) začal pracovat detektor GRAVITY a již pilotní provoz přinesl první znamenité výsledky. Tým detektoru (P.–O. Petrucci aj.) zveřejnil výsledky 3,5 d trvajících optických měření v rozlišení pod 1 mas (tisícina obloukové vteřiny) – u mikrokvasaru SS 433 se podařilo rozlišit bodový zdroj, výtrysky i příspěvek difúzního okolí. Výtrysky se pohybují od zdroje rychlostí 0,26·c a patrně jsou tvořeny těžšími prvky než vodík. V další práci (I. Waisberg aj.) tým zveřejnil pozorování rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností BP Cru v blízké IR oblasti. Přístroj dokáže určit střed soustavy s přesností ~2 µas, obří složku v soustavě lze přímo rozlišit v konkrétních spektrálních čarách a kombinací dat z kontinua a jednotlivých spektrálních čar je možné přímo potvrdit přítomnost proudu plynu přetékajícího z obra na černou díru.

G. Wiktorowicz aj. se rozhodli propočítat simulace vzniku velmi jasných rentgenových zdrojů (ULXs, UltraLuminous X-ray sources) poté, co se ukázalo, že v centru akrečních disků některých z nich sídlí neutronová hvězda. Ze série výpočtů se překvapivě ukázalo, že neutronové hvězdy v dlouhodobém měřítku tvoří většinu akrečních zdrojů. Černé díry převažují v prvních 100 Mr po vlně intenzivní tvorby hvězd, ale neutronové hvězdy následně převládnou; záleží nicméně na dalších parametrech jako např. metalicitě – čím nižší, tím větší množství ULX zdrojů s černou dírou. Autoři také zjistili, že existuje jasný vztah mezi vývojovým stádiem sekundáru a stářím systému a dále určili typické zástupce obou druhů: ULX s neutronovou hvězdou má primár s hmotností ~1,3 M a sekundár je červený obr s hmotností ~1,0 M, ULX s černou dírou má primár s hmotností ~8 M a sekundár je hvězda hlavní posloupnosti s hmotností ~6 M.

Dlouhé záblesky záření ɣ a velmi jasné supernovy chudé na vodík byly již dříve podezřívány, že jejich společným zdrojem mohou být rychle rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem – milisekundové magnetary. B. D. Metzger, E. Berger a B. Margalit spojili polohu opakujícího se rychlého rádiového záblesku FRB 121102 s klidnou rádiovou trpasličí galaxií a přišli s hypotézou, že všechny čtyři jevy mohou mít společný původ: vzplanutí jasné supernovy vytvoří pozůstatek chudý na vodík a dlouhý záblesk záření ɣ. Vzniklý magnetar pak silným magnetickým polem vybuzuje opakovaná rádiová zjasnění v okolní plazmě. Klidné rádiové pozadí je možné připsat buď interakci obálky rozhozené látky z výbuchu supernovy s okolním materiálem, nebo jde o reakci silného hvězdného větru s pozůstatkem supernovy. Autoři odhadují, že ke vzplanutí supernovy došlo před několika desítkami let, nanejvýš stoletím, a navrhují nezávislé ověření pomocí míry disperze v různých vlnových délkách.

F. Nappo aj. zveřejnili detailní analýzu záblesku záření ɣ GRB 151027A. Jedná se o 999. záblesk, který objevila družice Swift a jeho protějšek bylo možné sledovat v optické i rádiové oblasti ještě 140 d po samotném záblesku. V rentgenovém záření se asi 100 s po záblesku objevilo zjasnění, které se následně projevilo i v optické oblasti, kde byl také následný netypický pomalejší pokles jasnosti. Podrobný průzkum zjasnění odhalil, že ≤ 35 % jasnosti připadá na tepelné záření – buď se jednalo o výšleh horké látky přibližně naším směrem, nebo jde o důsledek srážky rázové vlny hlavního výbuchu s pomaleji se pohybujícím opticky tlustým materiálem, vyvrženým ještě před hlavním výbuchem.

H.–J. Lü aj. zpracovali data družice Fermi pro ɣ záblesk GRB 160625B, který se projevil ve třech časově oddělených epizodách. Autoři odvozují ze spekter, že první epizodu je možné vysvětlit čistě jako tepelné záření. Druhou epizodu, která za první následovala asi po 180 s, je možné vysvětlit jako kombinaci tepelného záření a mocninného spektra. Třetí epizodu, ke které došlo až po dlouhé pauze ≥ 300 s, už nevykazuje žádné znaky tepelného záření. Vše dohromady naznačuje, že za vyzařováním v jednotlivých fázích stojí různé fyzikální procesy – první epizoda může být záření fotosféry prudce se rozpínající kolem relativistického výtrysku, druhá epizoda je kombinací rázové vlny relativistického výtrysku a záření fotosféry a třetí epizoda je interní a externí rázová vlna relativistického výtrysku. Podivné je, že rentgenová a optická data dosvitu záblesku ɣ žádné epizody nevykazují.

A. Murguiaová–Berthierová aj. numericky modelovali interakci relativistických výtrysků s hvězdným větrem v okolí objektu, vzniklého splynutím dvou neutronových hvězd. Takové splynutí se předpokládá jako zdroj krátkých záblesků ɣ, ovšem kolem nového objektu okamžitě vznikne oblak neprůhledného materiálu, takže původce záblesku není možné pozorovat. Autoři zkoumali, za jakých podmínek se relativistickému výtrysku podaří prorazit hvězdný vítr a vytvořit záblesk ɣ. Ukázalo se, že záleží na vrcholovém úhlu výtrysku – pokud je dostatečně sevřený, tj. ≤ 40°, výtrysk dokáže vytvořit záblesk ɣ se svítivostí odpovídající těm, které pozorujeme jako krátké GRB. Pokud je vrcholový úhel relativistického výtrysku větší, vznikne jen slabý záblesk ɣ – to se podle autorů může týkat mnoha párů neutronová hvězda – černá díra.

Výsledkem splynutí dvou neutronových hvězd může teoreticky být buď stabilní neutronová hvězda, černá díra nebo velmi hmotná neutronová hvězda, udržovaná před zhroucením pouze rychlou rotací. A. Piro aj. propočítali, s jakými pravděpodobnostmi vznikají různé typy výsledků na základě parametrů stavové rovnice jednotlivých neutronových hvězd. Překvapivě hodně simulací dává vzniknout neutronovým hvězdám, ať už stabilním nebo rychle rotujícím velmi hmotným. To podporuje hypotézu, že rotující neutronové hvězdy jsou zdrojem mnoha zjasnění v elektromagnetickém spektru. Autoři na základě porovnání statistik simulací a pozorování odhadují, že 60–70 % krátkých záblesků ɣ pochází ze splynutí neutronové hvězdy a černé díry.

Kolizi dvou neutronových hvězd, která se projevila jako signál GW 170817, se podrobně věnujeme v kap. 4.6 – zde doplňujeme poznatky z teoretických výpočtů. A. Bauswein aj. odvodili jednoduchý postup určení poloměru neutronové hvězdy vzniklé sloučením původně samostatných složek pouze na základě hmotnosti výsledného objektu, pokud nedošlo ke kolapsu, což lze určit z průběhu gravitačních vln a světelné křivky jevu. Pro GW 170817 autoři odvodili poloměr neutronové hvězdy s hmotností 1,6 M na 10,68+0,15–0,04 km. Týmy LIGO a Virgo (B. P. Abbott aj., 1101 spoluautor) publikovaly postup, jakým je na základě simulací splývajících neutronových hvězd možné pouze z vlastností průběhu gravitačních vln odvodit hmotnost zplodin, rozmetaných do okolí při samotném splynutí. Pro různé hmotnosti neutronových hvězd vychází hmotnost rozhozené látky na 10–3÷10–2 M; pokud se ≥ 10 % této látky v důsledku výbuchu přemění nukleosyntézou r na těžké prvky, plně to postačí na pozorované zastoupení v Galaxii. H. Gao aj. zveřejnili metodu, jak pomocí odhadu hmotnosti zplodin výbuchu a znalosti jeho barevného indexu odvodit hmotností poměr původních neutronových hvězd. Červenější barevný index kilonovy znamená menší hmotnostní poměr, modřejší značí větší poměr – pro zdroj GW 170817 autoři odvodili hmotností poměr složek 0,46–0,67, tedy hmotnosti původních složek M1 = 0,90÷1,16 M a M2 = 1,61÷2,11 M.

6. Mezihvězdná a mezigalaktická látka

Neutrální vodíkový plyn v mezihvězdném prostoru je obvykle strukturován ve vláknech, smyčkách a obálkách, z nichž ty největší mají rozměry dosahující tisíců sv. let. Za jejich vznik se předpokládají zodpovědné supernovy, vybuchující ve velkém počtu v OB asociacích. Alternativní vysvětlení jejich vzniku je v náporovém vyfukování oblaky s vysokou rychlostí, které dopadají na disk Galaxie z galaktického hala. G. Park aj. publikovali objev prvního důkazu, že velké bubliny galaktického plynu mohou vzniknout právě v důsledku nárazu oblaku mezigalaktického plynu. V datech přehlídky ALFA (Arecibo L-band Feed Array) na HI čáře 21 cm objevili na vnějším okraji Mléčné dráhy bublinu o průměru asi 3 tis. sv. let, v jejímž středu se nachází oblak s vysokou rychlostí CHVC040. Podle autorů se jedná buď o pozůstatek blízké pohlcené galaxie, nebo o zhuštěninu mezigalaktického plynu; do disku Mléčné dráhy oblak narazil asi před 5 Mr.

Kompaktní oblaka plynu s vysokou rychlostí mohou také hostit hvězdy. W. Janesh aj. oznámili identifikaci optického protějšku oblaku AGC 249525 (také z přehlídky ALFA) – pomocí 3,5 m dalekohledu WIYN (Kitt Peak, Arizona) rozlišili jednotlivé hvězdy, jejichž spektroskopie odpovídá větvi červených obrů ve vzdálenosti (1,64 ± 0,45) Mpc. Hustota hvězd kopíruje hustotu neutrálního plynu, což znamená, že se ve skutečnosti jedná o velice slabou trpasličí galaxii v Místní skupině, v níž převažuje plyn. Autoři odhadují hmotnost hvězd na (2,2 ± 0,6)×104 M a hmotnost plynu na (3,6 ± 1,0)×105 M.

A. Fuente aj. zveřejnili objev molekuly S2H v mlhovině Koňská hlava v zastoupení ~5x10–11, tedy asi 4–6× nižším než u sulfanu H2S. Autoři provedli sérii experimentů a modelovali možnosti vzniku S2H v mezihvězdném prostředí a zjistili, že na rozdíl od sulfanu se koncentrace S2H nedá jednoduše dosáhnout fotoerozí na povrchu prachových zrn. Za přítomností pozorovaného množství tohoto plynu tak musí být další mechanismy – autoři odvozují, že do určité míry může napomoci chemická a mechanická eroze prachových zrn a působení kosmického záření, ale ani to nestačí; je nutný zatím neznámý chemický proces, pravděpodobně v plynné fázi a za účasti sulfanu a iontů S+ a SH+.

C. O'Dell aj. publikovali analýzu ionizace plynu v Mlhovině v Orionu (M42) v průběhu pilotního provozu detektoru MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) na VLT. Autoři zjistili, že uvnitř mlhoviny je za ionizaci plynu zodpovědná hvězda θ1Ori C, jak se dlouhodobě předpokládá. Platí to ovšem jen pro vnitřní část mlhoviny – za jasným pásem (Bright Bar) a ve vnějších částech mlhoviny je dominantním ionizujícím zdrojem hvězda θ2Ori A. Autoři při určování ionizujících zdrojů také pořídili podrobnou 3D mapu mlhoviny.

NGC 7023, neboli mlhovina Kosatec (Iris, Caldwell 4) je reflexní mlhovina v souhvězdí Cefea. H. A. N. Le aj. na ni zaměřili spektrograf IGRINS (Immersion Grating Infrared Spectrometer) na 2,7m dalekohledu H. J. Smithe na McDonaldově observatoři (západní Texas) a zjistili, že plyn v mlhovině je chladnější, než by dle teoretických předpovědí měl být. Mlhovina se skládá z různých chuchvalců a nejhustší shluky mají hustotu části přibližně 105 cm–3 s typickým rozměrem ~5×10–3pc, zatímco střední hustota mlhoviny je 103÷104 cm–3.

D. Neufeld aj. oznámili objev THz vodního maseru u tří hvězd pomocí přístroje GREAT (German REceiver for Astronomy at Terahertz frequencies) na palubě létající IČ observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy). Autoři nalezli vodní maser s frekvencí 1,296 THz u pozdních hvězd W Hya, U Her a VY CMa a pro jednotlivé hvězdy sestavili modely stimulované emise. Pro W Hya z modelu vyplývá odnos hvězdné látky tempem asi 7×10–8 M/r a poměr stimulované emise tvoří nejméně 86 % (zbylých 14 % připadá na důsledek excitace molekul radioaktivním rozpadem). Autoři odvozují, že podíl stimulované emise s rostoucí frekvencí klesá.

Obří molekulární mračna (GMC, Giant Molecular Clouds) jsou gravitačně vázané útvary plynu a prachu, která mohou gravitačně zkolabovat a dát vzniknout kupám nových hvězd, které intenzivním zářením mračna rozfouknou a tvorbu hvězd zastaví. E. Corbelli aj. prozkoumali vztah mezi 566 GMC a 630 kupami mladých hvězd v galaxii M33. Prostorové uspořádání obou druhů objektů je velmi podobné, typická vzdálenost GMC a kupy mladých hvězd je asi 17 pc, a obě skupiny velmi přesně sledují strukturu HI filamentů v galaxii. GMC mají hmotnosti 2×104÷2×106 M a zhruba třetina jich je neaktivních (žádné mladé hvězdy), přibližně šestina obsahuje mladé hvězdy a asi polovina jich je již rozfouknutých kolem kupy mladých hvězd. Pro přímo viditelné hvězdy autoři odvodili jejich stáří, které kulminuje kolem 5 Mr; jen velmi málo hvězd je starších ≥ 8÷10 Mr. Z těchto údajů vyplývá, že typické stáří GMCM33 je asi 14 Mr, přičemž neaktivní fáze trvá zhruba 4 Mr a fáze s vnořenými hvězdami trvá jen asi 2 Mr, tj. vznik hvězd a rozsvícení kupy trvá méně než polovinu života GMC.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

Program Breakthrough Listen je jednou z iniciativ, kterou založili Juria a Julia Milnerovi r. 2015 na podporu pátrání po mimozemském životě. Ve spolupráci s institutem SETI program pomáhá financovat provoz radioteleskopu v Green Bank (Západní Virginie), radioteleskopu v Parkesu (Austrálie) a dalekohledu APF (Automated Planet Finder, Lickova observatoř, Kalifornie). H. Isaacson aj. publikovali seznam cílů, jimž se bude pátrání věnovat. Celkem jde o milion zdrojů – nejbližší hvězdy, hvězdy vybrané jako typičtí zástupci částí diagramu H–R, nejbližší galaxie s přihlédnutím k jejich typu a konečně exotické objekty (bílí trpaslíci, černé díry, neutronové hvězdy a také několik planetek). J. Enriquez aj. zveřejnili výsledky prvního roku pátrání v pásmu 1,1÷1,9 GHz v blízkém okolí 692 blízkých hvězd. Automatické zpracování signálu odhalilo 11 událostí, které vypadaly jako umělý signál; manuální zpracování nicméně ukázalo, že jde o některou ze známých interferencí s pozemskými rádiovými systémy.

Počátek života na Zemi není znám ani časově, ani místně; předpokládá se, že první biotopy se nacházely v blízkosti podvodních horkých vývěrů. M. Dodd aj. publikovali nález železitých usazenin v Nuvvuagittuqu (Québec, Kanada), které obsahují fosilizované mikroby. Struktura usazenin je stejná jako sedimenty kolem současných podmořských komínů a jejich stáří je 3,77÷4,28 Gr. T. Djokicová aj. nalezli v Dresserově formaci (Pilbara, Austrálie) usazeniny, které nesou znaky přítomnosti mikrobiálního života v jezírkách kolem horkých pramenů a gejzírů, včetně stromatolitů. Datování usazenin je před 3,48 Gr a jde o nejstarší důkaz přítomnosti života na pevnině.

Zda panují na povrchu planety nebo měsíce podmínky příhodné pro život, nezávisí jen na míře osvitu od mateřské hvězdy a složení atmosféry, ale také na minulosti, kterým těleso prošlo. J. Yang aj. modelovali vývoj ledových těles s různým složením ledu a zjistili, že u některých z nich nikdy nenastane dlouhodobý obyvatelný stav – jakmile se těleso ohřeje nad určitou mez, mohou nastat dva extrémy: buď se vodní pára skleníkovým efektem ohřívá natolik, že překotně uniká do vesmíru a těleso vyschne, nebo naopak skleníkové plyny ohřejí atmosféru tak rychle, že se kapalná voda na povrchu vyvaří. R. Ramirez a L. Kalteneggerová modelovali vliv vulkanického vodíku na podmínky vhodné pro život – průběžně uvolňovaný H2 (i při započtení jeho úniku do volného prostoru) umožňuje zvětšení vnějšího okraje ekosféry o ~30÷60 %; v případě Země by ekosféra dosahovala až do vzdálenosti 2,4 au. Vnitřní okraj ekosféry se posune také, ale jen o 0,1÷4 %. L. Darriba aj. provedli sérii simulací vývoje planetárního systému s obří planetou typu Jupiteru s ohledem na vznik a vývoj vnitřních planet a množství vody na nich. Ukázalo se, že vznikají tři typy vnitřních planet: vodní světy s hmotnostmi 2,75÷3,57 MZ a zastoupením vody 58÷75 %, planety terestrického typu s hmotnostmi 0,58÷3,8 MZ a suché světy s ≤ 1,2 % vody. Dále se ukázalo, že planetární systémy s Jupiterem ve vzdálenosti 1,5÷2 au od mateřské hvězdy jsou dynamicky stabilní ≥ 1 Gr.

D. Sloan aj. propočetli pravděpodobnost, že život na Zemi vyhladí nějaká katastrofa. Autoři vzali v potaz různé události – výbuch supernovy, blízký záblesk záření ɣ, dopad velké planetky atd. – a převedli všechny na energii přijatou do atmosféry a pozemských oceánů. Ačkoli lidstvo nemá velkou naději na přežití, neboť k jeho úplnému vyhubení stačí prostě odstranit atmosféru, život jako takový má tužší kořínek. Energie potřebná k úplnému vyvaření oceánů je tak velká, že k odpovídající události dojde s pravděpodobností jen 10–7 za 1 Gr. Jakékoli méně drsné podmínky by extremofilové dokázali přežít – kralující zástupci v odolnosti jsou želvušky (např. Milnesiumtardigradum), kterým ani var vody nevadí. Skutečnou pohromu pro pozemský život bude představovat rozepnutí Slunce v závěrečné fázi jeho života; pokud ovšem předtím Země nebude vymrštěna do prostoru mimo Sluneční soustavu.

8. Přehlídky, přístroje

Tým družice Gaia uvolnil první sadu dat katalogu družice, tzv. DR1 (Data Release 1), v září 2016. Následně byly publikovány články o zpracování astrometrických a fotometrických dat 1,14 miliard hvězd. F. van Leeuwen aj. zveřejnili způsob zpracování fotometrických dat a porovnání s dosavadními katalogy. Celková přesnost fotometrie se pohybuje v řádu tisícin mag, při dalším zpracování dat se očekává zlepšení ještě nejméně o řád. Hvězdy jasnější než ~6,5 mag jsou z automatického zpracování vyřazeny kvůli saturaci, dalších asi 0,1 % (1,2 mil. hvězd) vyřadily algoritmy kvůli příliš červené nebo naopak modré barvě z automatické kalibrace. Již v DR1 je pokrytá celá obloha, byť značně nerovnoměrně – některá místa byla snímána pouze dvakrát, naopak oblasti kolem pólů ekliptiky jsou kvůli pilotnímu provozu nasnímány v několika desítkách průchodů. D. Evans aj. validovali fotometrická data proti standardním kalibračním zdrojům a nezávisle potvrdili, že přesnost fotometrie DR1 je ≤ 3÷4 mmag. F. Arenou aj. popsali způsob validace astrometrických dat DR1 proti dřívějším katalogům – kromě standardních testovacích hvězd byly určeny vybrané hvězdokupy, dvojhvězdy, fyzické proměnné a kvasary. DR1 není perfektní: limitní magnituda závisí na počtu průchodů, velmi husté oblasti utrpěly nedostatkem výpočetního výkonu na palubě družice a jsou v nich díry a úhlové rozlišení neodpovídá přístrojovým limitům, celé oblasti s vysokou extinkcí byly vyřazeny z automatického zpracování, některé zdroje se v katalogu vyskytují 2× atd. Autoři proto upozorňují, že jakékoli statistické závěry na základě DR1 by měly tyto neúplnosti brát v potaz; další várky dat by měly zmíněné nedostatky napravit.

Vyšla také celá řada prací založených na datech DR1. Samotný tým (G. Clementini aj.) zveřejnil výsledek analýzy paralax blízkých cefeid (331 klasických a 31 typu II) a hvězd typu RR Lyr (celkem 364). V porovnání s katalogem družice HIPPARCOS jsou data DR1 dle očekávání přesnější pro všechny typy proměnných a vztahy perioda–svítivost vykazují menší střední chybu. Modul vzdálenosti pro Velké Magellanovo mračno souhlasí pro všechny tři typy hvězd v rámci chyby s přijímanou hodnotou (18,49 ±0,09) mag, tj. vzdálenost (49,9 ±2,0) kpc. Autoři upozorňují, že astrometrie DR1 stále vychází z katalogu Tycho a na nezávislé určení je třeba počkat nejméně na DR2. S. Casertano aj. provedli nezávislou analýzu vzdáleností 212 cefeid v Mléčné dráze a zjistili, že paralaxy DR1 jsou velmi přesné a jejich chyby jsou konzervativně nadhodnocené asi o 20 %, ačkoliv pro 9 cefeid jasnějších 6. mag jsou paralaxy patrně podhodnocené. Data DR1 by pro hodnotu lokální Hubbleovy konstanty H0 znamenala snížení asi o 0,3 %; autoři jsou si ale vědomi, že s podobnými závěry je třeba počkat na další datové sady nebo ještě lépe na finální zpracování celého katalogu. K podobnému závěru došli V. Makarov aj., podle nichž jsou rozdíly paralax dvojhvězd mezi daty DR1 a družice HIPPARCOS menší než očekávání a chyby paralax dvojhvězd jsou nadhodnocené. Autoři odhadli míru chybně identifikovaných nebo prohozených složek dvojhvězd v DR1 na ≤0,4 %. D. Stevens aj. spočítali bolometrické zářivé výkonyúhlové průměry kotoučků hvězd pro 1,6 mil. hvězd katalogu Tycho 2 na základě barevných indexů a vývojových modelů a následně odvodili poloměry pro 355 tis. těchto hvězd, jejichž chyba určení paralaxy je ≤ 10 %. Tato data autoři použijí k porovnání s daty DR2, která budou obsahovat nezávisle určené poloměry a povrchové teploty hvězd.

S. Majewski aj. oznámili dostupnost DR12 přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), která je jedním z programů v rámci projeku SDSS–III (Sloan Digital Sky Survey III) na Sloanově 2,5m dalekohledu (Sunspot, Nové Mexiko). APOGEE obsahuje 0,5 mil. IR spekter 146 tis. hvězd s vysokým rozlišením se zaměřením na všechny populace hvězd v Mléčné dráze. A. Y. Hoová aj. zveřejnili metodiku přepočtu parametrů hvězd – povrchová teplota, log g, metalicita, extinkce – v katalogu APOGEE na spektra přehlídky LAMOST (Large sky Area Multi-Object fibre Spectroscopic Telescope, Xinglong, Čína) pro 450 tis. obřích hvězd pomocí vzorku 9 952 hvězd, které jsou v obou katalozích. Stejní autoři použili tuto metodu k odvození hmotností a stáří 230 tis. z těchto obrů pomocí zastoupení uhlíku a dusíku ve spektrech – se zapojením jasností hvězd z katalogů APASS, 2MASS a WISE je podle autorů možné odvodit zastoupení jednotlivých prvků i ze spekter s nízkým rozlišením.

26. května 2017 byl položen základní kámen evropského ELT (Extremely Large Telescope). Oficiální slavnost za účasti chilské prezidentky M. Bacheletové se kvůli počasí konala na Cerro Paranal. Kopuli i konstrukci dalekohledu bude stavět konsorcium ACe, složené z firem Astaldi, Cimolai a EIE Group – jde o největší kontrakt ESO a také o nejrozsáhlejší zakázku pozemní astronomie v historii. Dalekohled by měl spatřit první světlo v r. 2024.

Situace kolem 30m dalekohledu TMT (Thirty Meter Telescope) je i nadále nejasná. Ačkoli havajský nejvyšší správní soud rozhodl ve prospěch stavby a prohlásil nové stavební povolení za platné při splnění celkem 43 podmínek, protesty místních obyvatel neutichly a protestující se odvolali k nejvyššímu soudu. Konsorcium projektu prozkoumalo záložní variantu umístění na observatoři Roque de los Muchachos (La Palma, Kanárské ostrovy) a po opětovném vyhodnocení atmosférických podmínek rozhodlo, že pokud do dubna 2018 nebude možné zahájit stavbu, bude TMT přesunut na Kanáry.

Protesty na Havaji způsobily komplikace také dalším přístrojům; některé z nich byly při blokádě příjezdové cesty na několik dní až týdnů postaveny mimo provoz. Protestující mj. bránili transportu primárního zrcadla dokončovaného slunečního dalekohledu DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope), který má být uveden do provozu v r. 2020. Na místě musela zasáhnout policie a několik lidí bylo zadrženo.

G.  Talens aj. oznámili zahájení provozu systému MASCARA (Multi-site All-Sky CAmeRA), jehož primárním cílem je pátrání po exoplanetách v okolí jasných (≤ 8,4 mag) hvězd, které jsou mimo dosah družic. Jeden dalekohled tvořený pěticí kamer s 24 mm ohniskem je na La Palmě, druhý se nachází na La Silla a datové centrum je v Leidenu (Nizozemí). Předzpracování dat se provádí na místě a do datového centra se posílají jen redukovaná data; finální katalog by měl obsahovat světelné křivky asi 70 tis. hvězd s vysokým časovým rozlišením ~5 min.

Tým přístroje GRAVITY na VLTI zveřejnil (R. Abuter aj., 133 spoluautoři) při uvedení do provozu výsledky pilotního provozu. VLTI využívá sběrnou plochu ~200 m2, interferometr má efektivní průměr asi 130 m a dosažitelná astrometrická přesnost je ≤ 10 µas (miliontin obloukové vteřiny). A. Mérand aj. publikovali výsledky, které byly pořízeny v rámci ověřování přístrojů – např. složky čtyřnásobného hmotného systému HD 93206 (celková hmotnost ~90 M) byly přímo rozlišeny a centrální dvojice je zřejmě také složená z dvojhvězd.

Na VLT také začal pracovat přístroj ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations), nástupce předchozího úspěšného spektrografu HARPS. Přístroj využívá všech čtyř jednotek VLT, takže pracuje jako dalekohled s efektivním průměrem primárního zrcadla ~16 m a měl by dosáhnout přesnosti měření radiálních rychlostí v řádu desítek mm/s.

Observatoř HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array, Karoo, Jižní Afrika) získala financování od nadace G. & B. Mooreových na zvýšení počtu antén na 350. Jde o radioobservatoř nízkých frekvencí, jakýsi prototyp připravovaného globálního projektu SKA – větší počet antén zvýší citlivost aparatury. Zmiňovaná observatoř SKA (Square Kilometer Array) je ambiciózní projekt desítky zemí, který má ve výsledku zahrnovat na 2 tis. antén v Africe a téměř milion antén v Austrálii s celkovou sběrnou plochou 1 km2. Již r. 2013 bylo rozhodnuto, že v první fázi SKA1 observatoř zprovozní 194 parabol v Jižní Africe a asi 130 tis. antén v Austrálii. Nyní projekt narazil na potíže s financováním (674 M€) a vedení projektu rozhodlo o úsporách v podobě snížení výpočetního výkonu a také zhuštění jednotlivých antén na menší plochu. Toho se astronomové obávají, protože zmenšení základny bude znamenat snížení citlivosti i úhlového rozlišení observatoře. Stavba observatoře má začít v polovině r. 2019 a vědci apelují na vedení projektu, aby zajistilo náhradní financování, aby k zahušťování polí antén nemuselo dojít.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Giovanni BIGNAMI (*1944; kosmická astronomie); Eugene CERNAN (*1934; astronaut, Apollo 10 a 17; čestný člen ČAS); Ronald DREVER (*1931; gravitační vlny); Eugene GARFIELD (*1925; zakladatel scientometrie); Neil GEHRELS (*1952; zdroje záření gama); John GLENN (1921-2016; astronaut); Leon MESTEL (*1927; magnetická pole, bílí trpaslíci, pulsary); Luděk NEUŽIL (*1926; vysoká atmosféra Země); Theodor SCHMIDT-KALER (*1930; astrofyzika, prezident Astronomische Gesellschaft); Jaroslav TRNKA (*1976; správce hvězdárny ve Slaném; c. Jindřicha Šilhána 2011); Helen J. WALKEROVÁ (*1953; družice IRAS, ISO, JWST);

9.2. Ceny a vyznamenání

Mezinárodní ceny

Cathie CLARKEOVÁ (Eddingtonova m. RAS; teoretická astrofyzika hvězd a planet); Françoise COMBESOVÁ (Janssenova c.; vývoj galaxií); Michaël GILLON (Balzanova c.; exoplanety u blízkých hvězd); Sandra M. FABEROVÁ (Gruberova c.; kosmologie a přístroje); Nick KAISER (Zlatá m. RAS; kosmologie); Nicholas Z. SCOVILLE (M. Bruceové, ASP: komplexní přehlídka oblohy COSMOS); Kip THORNE, Rainer WEISS, Barry BARISH (Nobelova c. za fyziku: detekce gravitačních vln); Simon D. M. WHITE (Shawova c.; astronomie); Richard WIELEBINSKI (m. Karla Schwarzschilda A. G.; radioastronomie).

Populární cena Edgara Wilsona udělovaná od r. 1998 každoročně astronomům amatérům za objevy komet se dostala v posledních letech do potíží a ceny se udělují s výrazným zpožděním. Teprve počátkem května 2017 byly zveřejněny údaje o nositelích Ceny za rok 2014: Terry LOVEJOY, Michael SCHWARTZ (3 komety), Paolo HOLVORCEM (2 komety), Gennadij BORISOV, Vitali NEVSKI, Cristovao JACQUES (2 komety). Kromě toho udělil komitét speciální ceny 2014 dalším amatérům: Michel ORY, Eduardo PIMENTAL, Joao PIMENTAL, Matthias BUSH, Rafal RESZELEWSKI.

Domácí ceny

Petr BROŽ (AV ČR; prémie O. Wichterleho); Jakub VÍCHA (AV ČR; prémie O. Wichterleho); Miloslav DRUCKMÜLLER (ČAS; c. Jindřicha Zemana); Lukáš GRYGAR (ČAS; LitteraAstronomica); Martin JELÍNEK (ČAS; Kopalova přednáška); Matúš MOTLO (ČAS; c. Jindřicha Zemana — Junior); Vladimír REMEK (Astronautická sekce ČAS; c. Antonína Vítka); Martin ŠOLC (ČAS; Nušlova cena).

Slovenská astronomická společnost při SAV zřídila při příležitosti 100. výročí narození zakladatele hvězdárny v Hlohovci Dr. Eleméra Csereho (1917–1992) cenu za popularizaci astronomie. Jejím prvním nositelem se stal Peter BEGÉNI z Prešova.

Mezinárodní astronomická olympiáda (IAO; Čína): zlato: Jozef LIPTÁK (SK); stříbro: Marco Souza de Joode(CZ); bronz: Sára Elichová (CZ); Jana SVRČKOVÁ (SK); Martin OKÁNIK (SK).

Mezinárodní olympiáda v astronomii a astrofyzice (IOAA;Thajsko); stříbro: Jindřich Jelínek (CZ); bronz: Martin Orság (CZ) a Jiří Vala (CZ).

9.3. Astronomické katalogy, observatoře a společnosti

F. Stoehr aj. uvedli, že observatoř ALMA ukládá všechna získaná měření do generálního archivu, který je během chráněné doby přístupný pouze hlavnímu řešiteli a jeho týmu, ale po definovaném čase je otevřen pro všechny zájemce. Tuto praxi už od počátku provozuje z iniciativy R. Giacconiho archiv HST. Je to velmi prozíravé opatření, protože dnes je už více prací založeno aspoň zčásti právě na veřejném archivu HST, než kolik prací publikují autoři projektů. Veřejný archiv observatoře ESO využívá 30 % astronomů, kteří nikdy nebyli hlavními řešiteli, ale ani členy jejich týmů. Na základě těchto poznatků bude více než polovina rozpočtu budoucího přehlídkového teleskopu LSST (Large Synoptic Survey Telescope) věnována na správu archivu.

Y.L. Chang aj. dokončili nový katalog 2WHSP blazarů a kandidátů na blazary, jejichž energetické spektrum má vrchol nad energií několika GeV. Dosavadní katalogy obsahují jen stovky blazarů zmíněné třídy, kdežto nový katalog má téměř 1,7 tis. položek. Autoři v katalogu porovnávali údaje z nejrůznějších pásem elektromagnetického spektra s cílem zařadit do seznamu především blazary, které mohou být silným zdrojem neutrin a částic UHE KZ. Přednostně jsou uvedeny blazary v úhlové vzdálenosti galaktických šířek >10° a se slabším podílem infračerveného záření.S. Abdollahi aj. dokončili druhý katalog transientů záření gama, založený na pozorování družice Fermi. Během více než 7 let provozu zaznamenal družice přes 4,5 tis. transientů se zjasněním na úrovni >6 σ. Kromě toho zjasnění v katalogu musela být pozorována v obou pásmech energií: (0,1÷0,8 GeV) a (0,8÷300 GeV). Díky pozorováním se podařilo identifikovat přes 500 proměnných zdrojů záření γ a 440 z nich bylo ztotožněno s protějšky v jiných oborech spektra. Nejčastěji jde o aktivní jádra galaxií (AGN). Tvrdší průběh spektra platí pro svítivější vzplanutí, ale výjimkou je prototyp BL Lac, který je nejsvítivější v měkčím pásu záření gama.

A. Kunder aj. zveřejnili již 5. katalog projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment) náhodně vybíraných hvězd na jižní polokouli v rozsahu jasností I (9÷12 mag). Projekt započal v r. 2003 a skončil v r. 2013. V jeho rámci autoři získali téměř 521 tis. spekter pro 475,6 tis. hvězd, z nichž pro 253 tis. hvězd jsou známy přesné paralaxy i vlastní pohyby díky projektu Tycho-Gaia. Z pozorovaných údajů byly pro tyto hvězdy odvozeny i efektivní teploty, tíhová zrychlení na jejich povrchu a stupně metalicity. Doplněna jsou i zastoupení chemických prvků Mg, Al, Si, Ca,Ti, Fe a Ni. U všech spektrálních údajů je uvedena přesnost měření.

Tým projektu Sloan Digital SkySurvey (M. Blanton aj.) zahájil v létě 2014 monumentální přehlídkový program SDSS IV zahrnující tři spektrografické části: 1. Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment 2 (APOGEE-2) pořídí vysokodispersní spektra s příznivým poměrem signálu k šumu stovek tisíc hvězd naší Galaxie v blízké infračervené oblasti. 2. Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory (MaNGA) – pořízení spekter tisíců blízkých galaxií s mediánem jejich vzdáleností 125 Mpc. 3. extended Baryon Oscillation SpectroscopicSurvey (eBOSS), jenž bude mapovat prostorové rozložení galaxií, kvasarů a neutrálního vodíkového plynu v rozmezí vzdáleností 1,8÷3,6 Gpc. Výsledky mapování poslouží zlepšení kosmologických údajů o baryonových akustických oscilacích, deformaci prostoru vlivem kosmologického červeného posuvu a o tvaru výkonového spektra. Program APOGEE-2 probíhá v blízké infračervené části spektra na 2,5m teleskopu SDSS na observatoři Apache Point (Sunspot, N.M.; 33°s. š.; 2,8 km n. m.), ale též na jižní polokouli na duPontově 2,5m teleskopu observatoře Las Campanas v Chile.

N.N. Samus aj. zveřejnili elektronickou verzi 5.1.Generálního katalogu proměnných hvězd (GCVS). V r. 1946 se tehdy lístkového katalogizování proměnných hvězd pro Mezinárodní astronomickou unii ujali ruští astronomové pod vedením B. V. Kukarkina (1909–1977) a P. P. Parenaga (1906–1960). V r. 2017 vyšel péčí týmu N. N. Samuse již 81. seznam proměnných hvězd, jenž je volně přístupný na webové adrese: http://www.sai.msu.su/gcvs/index.htm.V r. 2017 obsahoval katalog údaje o více než 52 tis. proměnných hvězdách.

V září 2017 skončil mandát generálního ředitele ESO holandskému astronomovi Timovi de Zeeuwovi (*1956). Do této funkce nastoupil španělský astronom Xavier Barcons (*1959). Jeho hlavním úkolem bude pokračovat ve výstavbě teleskopu ELT s průměrem 39 m segmentovaného zrcadla na hoře Armazones v Chile. Současný výkon observatoře podstatně překonává technické parametry z r. 1998, kdy byly v provozu už všechny čtyři 8,2m reflektory na hoře Paranal. Především se podařilo podstatně zvýšit mezní hvězdnou velikost aparatury na 30 mag za 1 h expozice. Dále se uvedly do chodu koncové aparatury II. generace ESPRESSO, MUSE a GRAVITY. Další aparatura VISIR bude díky dotaci od Y. Milnera modernizována s cílem hledat planety v ekosféře u dvojhvězdy α Cen. Milner dostane za svou dotaci pozorovací čas u kamery VISIR, aby mohl zjistit, zda se vyplatí poslat roj miniaturních sond s cílem prozkoumat po dvacetiletém letu do blízkosti dvojhvězdy podmínky pro život na potenciálních exoplanetách v jejich ekosférách. V provozu je i interferometr VLTI, který využívá všech čtyř 8,2m teleskopů a čtyř pomocných 1,8m teleskopů na základnách dlouhých až 200 m. Ve spojení s pokročilými systémy adaptivní optiky tak interferometr VLTI překonává rozlišovací schopnost HST. Na Paranalu rovněž pracuje 4m přehlídkový teleskop VISTA (Visible and Infrared SurveyTelescope for Astronomy) a 2,6m širokoúhlý dalekohled VST (VLT Survey Telescope). ESO se také významně podílí na činnosti mezinárodní mikrovlnné observatoře ALMA, která doslova chrlí prvotřídní výsledky snad ve všech oborech soudobé astronomie. V dubnu 2018 se ujme funkce ředitele ALMA kanadský radioastronom S. Dougherty. Ke vstupu do ESO se chystá Austrálie (druhá neevropská země po Chile). Její roční příspěvek dosáhne v přepočtu 7,8 mil. €. O přístup do ESO se zřejmě zasadil u své vlády australský nobelista B. Schmidt, jenž se podílel na objevu skryté energie jako nejvýznamnější energetické složky vesmíru. Podle F. Watsona a W. Couche má Austrálie výhodné podmínky zejména pro radioastronomii díky nízké úrovně šumu pozadí, což umožnilo objevy 64m radioteleskopu v Parkesu. V blízké budoucnosti to usnadní provoz budované obří rádiové aparatury SKA (Square Kilometer Array).

Také neméně úspěšná Evropská kosmická agentura (ESA) bude mít nového vědeckého ředitele G. Hasingera (*1954), který začínal svou vědeckou dráhu výzkumem černých děr pomocí rentgenových družic. Od r. 2011 byl šéfem Astronomického ústavu na Havaji, který obstarává provoz na Mauna Kea i Mauna Loa. Podílel se na instalaci přehlídkového teleskopu Pan-STARRS-1 a 4m slunečního teleskopu D. K. Inouye na hoře Haleakalā (21° s. š.; 3,1 km n. m.) na ostrově Maui. K významným projektům, které bude připravovat a sledovat, patří Solar Orbiter, CHEOPS (CHaracterising ExO Planets Satellite), BepiColombo u Merkuru a Athena (Advanced Telescope for High Energy Astrophysics).

Podle D. Cleryho se začínají američtí astronomové spojovat tak, jak to předvádějí evropské země sdružené v ESO, aby získali více peněz na rozvoj astronomické techniky na hoře Pachón v severním Chile. Americké univerzity i další americké instituce tam už provozují 8,1m teleskop Gemini-S (Gemini-N je na Mauna Kea), dále 4,1m SOAR (Southern Observatory Astrophysical Research). V současné době se tam buduje přehlídkový 8,4m teleskop LSST.

Legendární britský vědecký týdeník Nature začal vycházet v r. 1869 a jeho prvním výkonným redaktorem byl astronom Norman Lockyer. Protože řada vědeckých oborů v současnosti produkuje čím dál tím více kvalitních prací, řeší to vydavatelé časopisu dalšími oborově zaměřenými časopisy. Od r. 2017 začal vycházet časopis Nature Astronomy a zároveň s ním ještě další čtyři specializované časopisy pro různá odvětví přírodních věd. Pozadu nezůstal ani evropský časopis Astronomy and Astrophysics, který od r. 2017 publikuje přílohu A&A Letters. Podle J. Alvese & T. Forveilleho bude nový časopis tisknout stručné články s velkým potenciálním ohlasem a s volným přístupem pro všechny čtenáře. Podobně jako hlavní časopis A&A budou mít články své přísné recenzenty, i když o něco shovívavější k neortodoxním nápadům.

Na Vatikánské observatoři v Castel Gandolfo se v polovině května 2017 uskutečnil již 8. workshop s tématy černých děr, gravitačních vln a singularitách prostoročasu. Pozvání přijalo 40 nejvýznamnějších světových odborníků, kteří probírali otevřené otázky astronomie a fyziky, jakými jsou ztráta informacív černých dírách, centrální singularity v kvantové teorii černých děr, propojení kvantové mechaniky s obecnou relativitou, problémy kvantové teorie gravitace a neuspokojivého stavu výzkumu kosmologické inflace. Účastníci setkání se shodli, že zatím je stále nejlepší kosmologickou teorií model ΛCDM, tj. standardní teorie velkého třesku, která se však potýká s exotickými prvky v podobě skryté látky a skryté energie vesmíru, jež svou hmotností výrazně převyšují zastoupení zářící látky vesmíru. Za největší záhadu v kosmologii označili singularitu velkého třesku a jen o něco menší jsou také záhady existence černých děr a veleděr. Někteří účastníci vyslovili domněnku, že skrytá látka vesmíru není tvořena částicemi.

Koncem června 2017 se v Praze konala v budově Právnické fakulty UK již 26. výroční konference Evropské astronomické společnosti (EAS) pod zkratkou EWASS = European Week of Astronomy and Space Science). Praha se stala hostitelským městem konference EAS už potřetí – tentokrát díky stoletému jubileu České astronomické společnosti. Ve vědeckém organizačním výboru konference nás reprezentoval J. Palouš a lokální astronomický komitét řídil C. Ron. Z pěti plenárních přednášek pronesli dvě čeští astronomové: A a P. Hadravovi o historii astronomie v českých zemích a R. Wünsch o vývoji hvězd a hvězdokup. Další plenární přednášku měl slovenský astronom N. Werner o chemickém obohacení kup galaxií a velkorozměrové struktuře vesmíru. Na konferenci byly také uděleny ceny a proneseny čestné přednášky o vývoji teleskopů pro mnohoobjektovou spektroskopii, o možnostech a rizicích neortodoxních výzkumů v astronomii, o osudech velmi hmotných dvojhvězd, které dospějí do stádia binárních hvězdných černých děr a nakonec splynou, o vazbě černých veleděr na jejich mateřské galaxie a dále o optice se zakřivenými ohniskovými plochami a o nelineární optice pro astronomické přístroje.

J. Vošmera podal v Čs. časopise pro fyziku zprávu o II. mezinárodním workshopu v astronomii a astrofyzice, jenž proběhl počátkem července 2017 v Praze (soutěžní část na MFF UK v Praze) a v novém planetáriu v Hradci Králové.

Největší domácí událostí roku 2017 se ovšem staly oslavy 100. výročí založení České astronomické společnosti (8. prosince 1917). Probíhaly téměř po celý rok nejen v Praze, ale na mnoha místech našeho státu. Počátkem dubna se na Hvězdárně a planetáriu v Brně uskutečnil 20. sjezd České astronomické společnosti, kde si členové Společnosti připomněli výzvu iniciátora Dr. L. Pračky v časopise Živa (r. 1913), aby u nás taková společnost vznikla. V dalších letech se přípravných prací zúčastnili Ing. J. Štych, J. Klepešta, J. J. Frič a zejména prof. F. Nušl. Díky baronu A. Krausovi z Pardubic se podařilo schválit stanovy Společnosti českým místodržitelstvím ještě ke konci I. světové války. Zakládající schůze v posluchárně ČVUT v Náplavní ul. na pražské technice proběhla 8. 12. 1917. Společnost si tehdy vytkla dva hlavní cíle: vydávání členského astronomického časopisu a vybudování veřejně přístupné hvězdárny v Praze. Od r. 1920 začala vycházet Říše hvězd a v r. 1929 byla pro veřejnost otevřena Štefánikova hvězdárna v Praze na Petříně. Kromě toho už v r. 1922 na I. kongresu Mezinárodní astronomické unie (IAU) bylo Československo přijato za člena Unie. Už tři čeští astronomové (F. Nušl, B. Šternberk a J. Palouš) a jeden slovenský astronom (Ľ. Kresák) byli zvoleni viceprezidenty IAU. Kromě toho na 13. kongresu IAU v Praze (1967) byl L. Perek zvolen generálním tajemníkem IAU.

Během II. světové války díky odvaze B. Šternberka probíhaly na Petříně sobotní přednášky, které fakticky nahrazovaly vysokoškolské přednášky z astronomie v době uzavření českých vysokých škol nacisty. To usnadnilo rychlou obnovu české účasti na poválečném rozvoji evropské astronomie. V posledních letech se aktivita České astronomické společnosti výrazně zkvalitňuje díky dobré spolupráci výkonného výboru vedeného od r. 2010 Janem Vondrákem (*1940) s odbornými sekcemi i pobočkami. Webové stránky a tiskové zprávy ČAS mají vysokou citovanost; populární je soutěž Česká astrofotografie měsíce a velkou odezvu mezi středoškolskými studenty má Astronomická olympiáda, jejíž vítězové pak zdatně reprezentují Česko na obou mezinárodních astronomických olympiádách (IAO a IOAA). Vondrákův tým také rozhodující měrou přispěl k důstojné oslavě vzniku ČAS. Ve shodě se stanovami však v Brně došlo k volbě nového předsedy ČAS, jímž se stal Petr Heinzel (*1950) z Astronomického ústavu AV ČR.

Není zajisté možné vzpomenout všech slavnostních akcí. Připomeňme aspoň, že v roce 2017 vyšla jak poštovní známka k jubileu ČAS, tak stříbrná pamětní mince ČNB. Příslušná komise IAU schválila 9. června pojmenování planetky (100308) ČAS, kterou objevili v Ondřejově v dubnu 1995 P. Pravec a L. Šarounová (základní označení 1995 HB). Počátkem září 2017 se konal pod vedením P. Bartoše na pozemku observatoře megaevent českých kešistů, na který přijelo více než tisíc zájemců. kteří lovili v areálu observatoře keše se jmény stovky českých astronomů. Následně 22. 9. 2017 byla odhalena v budově ZŠ v Přešticích pamětní deska významnému českému astronomovi RNDr. Ottovi Seydlovi (1884–1959), jenž se narodil v Merklíně u Přeštic a navštěvoval základní i měsťanskou školu v Přešticích. Působil po studiu učitelství v oboru matematika a fyzika na UK jako středoškolský profesor, ale po několika letech se dostal jako asistent k prof. Nušlovi a mohl se naplno věnovat astronomii. Po obhajobě disertace v r. 1924 se stal posledním ředitelem hvězdárny v Klementinu, kde vykonal obdivuhodnou práci při rekonstrukci dnes proslulé dlouholeté klementinské řady meteorologických pozorování od r. 1775. Jeho práce o historii české astronomie jsou dodnes nenahraditelné. Navíc se dlouhou řadu let věnoval redigování časopisu Říše hvězd. Byl zvolen mimořádným členem Královské české společnosti nauk a členem IAU.

Další mimořádnou osobností české astronomie, na níž se pomalu zapomínalo, byl nepochybně Josef František Smetana (*1801 Svinišťany, +1861 Plzeň). Premonstrát, český buditel a první popularizátor astronomie vydal v r. 1837 knihu „Základové hvězdosloví čili astronomie“. Jeho památce byla věnována dvoudenní březnová konference v Plzni. Jsou po něm pojmenovány Smetanovy sady v Plzni, kde se nachází i jeho socha. Svého času se staral i o výchovu svého mladšího bratrance Bedřicha Smetany.

Ředitel Astronomického ústavu Uzbecké Akademie věd S. Ehgamberdiev publikoval v českém čtvrtletníku Astropis 24, č.4, str.28 článek:„Český astronom v carských službách“ o Josefu Sýkorovi, který se narodil v Charkově v r. 1870, kde od r. 1892 pracoval v astronomické observatoři. Postupně působil i na observatořích v Tartu, Moskvě a Pulkovu. Zúčastnil se rusko-švédské expedice na Špicberky v r. 1899/1900, kde se zabýval výzkumem polárních září. Své poznatky o výskytu spektrálních čar v aurorách publikoval v ruských, německých i francouzských časopisech. V r. 1906 nastoupil jako astronom na observatoři v Taškentu, kde jako první astronom v Rusku zahájil systematická pozorování meteorických rojů. Je po něm pojmenován Sýkorův ledovec na Špicberkách a Sýkorův ostrov v Karském moři. V r. 1921 však přesídlil do Československa, kde působil v Praze jako univerzitní profesor astronomie. Na odpočinku žil v Ondřejově, kde v r. 1944 zemřel a je pochován na místním hřbitově. Těsně před vrcholem oslav jubilea ČAS se konala pietní shromáždění u hrobů významných českých astronomů, zejména Františka Nušla a Zdeňka Kopala, ale i dalších osobností nejenom v Praze, ale i v Pardubicích (Artur Kraus).

Vyvrcholením jubilejního roku se pak stala slavnostní schůze ČAS v Modré posluchárně i v  aule Karolina v Praze, jež se konala přesně 8. 12. 2017 od 14 h, tedy ve stejném čase jako v r. 1917. O vtipnou rekonstrukci zakládající schůze ČAS se zasloužil P. Sobotka, v jehož režii vystupovali otcové zakladatelé, ale i manželka ing. Štycha L. Landová-Štychová. Roli prof, Nušla bravurně sehrál významný český herec M. Myšička, o němž není příliš známo, že je jednak absolventem pražského Dopplerova gymnázia, ale též oboru subnukleární fyziky na MFF UK (souběžně s DAMU). Navíc další herec a spisovatel M. Čepelka nemohl vyloučit, že v otevřených vstupních dveřích posluchárny zahlédl Járu Cimrmana, od dubna 2017 čestného člena ČAS.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

V.G. Kurt referoval o oslavách 100. výročí narození geniálního ruského astronoma Iosifa Samujloviče Šklovského (1916-1985), jenž za své ohromující životní dílo v astrofyzice byl poctěn zvolením dopisujícím členem Ukrajinské akademie věd a členem Národní akademie USA, Královské astronomické společnosti v Londýně atd. Publikoval přes 300 vědeckých prací a napsal 9 monografií. Vychoval řadu vynikajících současných astronomů, kteří na jeho počest uspořádali mezinárodní konferenci s názvem: „Vševlnová astronomie: Šklovskij 100“.

D. Clery shrnul v článku týdeníku Science č. 6322 diskusi o nebezpečích, která mohou v blízké budoucnosti ohrozit rozvoje pozorovací astronomie v optické a rádiové oblasti. Současné veřejné osvětlení na bázi LED o barevné teplotě 5 kK ohrožuje astronomická pozorování v celém optickém spektru, zejména pak v modré oblasti. Problémem se paradoxně stalo, že LED mají výrazně nižší spotřebu elektřiny než dříve užívané vysokotlaké sodíkové výbojky, které vydávaly spíše žluté a červené pouze čárové spektrum, což se dařilo snadněji odfiltrovat. Kanadský fyzik M. Aubé zjistil, že i LED s nižší barevnou teplotou 4 kK jsou čtyřikrát větším zdrojem světelného znečištění než sodíkové výbojky. Ve Spojených státech se veřejné osvětlení rozšiřovalo tempem 6 %/rok, ale po nástupu LED tempo vzrostlo na 15 %/rok. Podle Aubého by pomohlo, pokud by se prosadily LED s barevnou teplotou 2,7 kK, což je pro lidský zrak optimální. V tom případě by mohlo světelné znečištění dokonce klesnout pod úroveň, kterou mělo v době sodíkových výbojek. Rychle rostoucí velkoměsto Phoenix v Arizoně, v jehož okolí pracuje velké množství velkých astronomických dalekohledů i rádioteleskopů, ohrožuje veřejným osvětlením observatoře i ve vzdálenostech nad 100 km. Městská rada se však zavázala, že postupně přejde na osvětlení LED s barevnou teplotou 2,7 kK. Podle C. Kyby aj. roste celosvětově světelné znečištění tempem2 %/r.

J. Jíra referoval o nově objevené tmavé obloze v chráněné krajinné oblasti Brdy v okolí Padrťských rybníků. Bortleova stupnice světelného znečištění obsahuje stupně 1 až 9. Jednička umožňuje spatřit hvězdy 7 mag, dvojka 6 mag. V naší republice se tyto stupně už nikde nevyskytují. Stupeň 3 se najde v odlehlých částech Šumavy a Novohradských hor. Velkoměsta jako Praha dosahují stupně 9.

Neméně nebezpečný pro astronomii je nadcházející souboj o přidělení úseků krátkovlnných rádiových pásem (vlnové délky v rozmezí 0,1 mm až 30 m), kde se kříží zájmy mnoha uživatelů: rozhlasové a televizní stanice, armáda, průmysl Hi-Tech, kosmonautika. Největší nebezpečí v budoucnu podle radioastronoma H. Liszta hrozí od provozu samořiditelných aut vybavených aktivními radary kvůli prevenci karambolů. Radary budou rušit radioteleskopy až do vzdálenosti 100 km od automobilu. Řada mezinárodních společností jako Iridium, Google, SpaceX a Boeing chtějí budovat retranslační stanice pro internet pomocí výškových balónů a nízkolétajících družic, což zatím vůbec nikdo nedokáže podrobit rozumným pravidlům. Navíc se začíná uvažovat o blokování slunečního záření vysíláním tuhých částic do vysoké atmosféry, aby se zmírnilo globální oteplování…

A. Abbottová v Nature č. 7670 vyzdvihla úlohu německé kancléřky Angely Merkelové při stabilizaci a prozíravém rozvoji německé vědy, Kancléřka nezapřela své kořeny, neboť v NDR vystudovala fyziku (též během dlouhodobé stáže u prof. R. Zahradníka v Heyrovského ústavu ČSAV). V současné době je Německo na špici v oborech obnovitelných zdrojů energie a ochrany klimatu, ale též v technických oborech. Mnoho zahraničních badatelů se nyní uchází o zaměstnání v německých ústavech Maxe Plancka nebo Fraunhofera, ale i na německých univerzitách. Strategický výzkum ve vědě nyní probíhá pod štítem Helmholtzovy a Leibnizovy asociace. Dřívější odliv mozků do USA nebo Velké Británie se zastavil. Sami němečtí vědci připisují tuto změnu „efektu Merkelové“.

Podle zprávy v Nature č. 7675 rostly v roce 2016 celosvětově nejrychleji kapacity fotovoltaických elektráren (roční přírůstek 77 GW), uhlí (58 GW) a větru (50 GW). Všechny obnovitelné zdroje zvýšily kapacitu celkem o 162 GW.

Q. Schiermeier zveřejnil v Nature č. 7642 zprávu o zrychlujícím pokroku vědy v Polsku, které tak se ocitlo na špici mezi státy bývalého sovětského bloku. Procento výdajů na vědu se mezi lety 2005 a 2015 zdvojnásobilo a další veřejné a firemní vklady do vědy se dokonce ztrojnásobily na 4,3 mld. €. Když Polsko v r. 2004 vstoupilo do EU; obdrželo od té doby až do r. 2017 100 mld. € na modernizaci infrastruktury (dálnice, nemocnice, ale též vybavení vědeckých pracovišť!). Podle indexování států redakční radou Nature je nyní Polsko na 24. místě ve světovém vědeckém žebříčku států a za poslední rok se zlepšilo o téměř 13 %. ČR byla v témž žebříčku 26., Maďarsko 37., Slovinsko 40. a Rumunsko 43.

Podle C. Moedase jsou země EU silnou baštou pro rozvoj vědecké intuice. Už deset let uděluje Evropská výzkumná rada (ERC) masivně dotované granty pro projekty základního výzkumu. Radě se daří vybírat kvalitní projekty, které svými výsledky obohacují vědecké poznání. A. Abbottová uvedla v Nature č. 7661, že v dotačním programu EU Horizon 2020 se během sedmi let rozdělí na podporu vědy 75 mld. €. Žadatelé o granty však kritizují často obludnou byrokracii spojenou s žádostmi a výkazy o činnosti. Současně doporučují pro období po r. 2020 zdvojnásobení částky v programu Framework Nine (FP9). Příslušný komitét parlamentu EU navrhuje, aby pro sedmiletý program FP9 byla vyčleněna částku 120 mld. €.

H. Abt zveřejnil v časopise PASP č. 972 studii, jež měla odpovědět na otázku, zda významné astronomické výsledky produkují více velké nebo malé týmy astronomů. Autor se zaměřil na práce ve stěžejních časopisech Astronomy and Astrophysics, Astrophysical Journal a Monthly Notices publikované během ledna a února r. 2012. V tom období vyšlo ve zmíněných časopisech 1,3 tis. prací. Následně zjišťoval, jak často byly tyto práce citovány v následujících 4,5 letech. Pro první časopis A&A vybral pro kontrolu ještě data z počátku roku 2013, která dala stejný výsledek. Z těchto podkladů mu vyšlo, že práce velkých týmů byly citovány dvakrát častěji než práce malých týmů. Háček byl však v počtu vlastních citací. Zatímco osamělí autoři vykazovali 13 % vlastních citací, tak pro týmy nad 100 spoluautorů vzrůstal tento podíl lineárně až na 46 %. Když pak Abt začal srovnávat počet citací připadajícího na jednotlivé členy týmu, zjistil, že členové malých týmů mají v průměru 6× více citací než členové velkých týmů. Z toho vyplývá, že práce velkých týmů obsahují daleko větší soubory údajů než práce malých týmů. Naproti tomu v publikacích malých týmů se řeší daleko výrazněji základní fyzikální procesy. V další práci autor připomněl, že se obvykle tvrdí, že geniální či jinak výjimeční vědci jsou nejproduktivnější mezi 30. a 40. rokem svého života, a později už publikují velmi málo. Autor studie se zaměřil na produktivitu 25 význačných členů Americké astronomické společnosti, kteří v poslední době zemřeli. Všichni byli nejproduktivnější kolem 45. roku svého života a polovinu svých významných publikací napsali až po své padesátce.

R.J. Roberts v Nature č. 7660 komentoval úmrtí zakladatele scientometrie E. Garfielda. Jedním z jeho scientometrických vynálezů byl impaktní faktor jako matematicky jednoznačné kritérium produktivity každého vědce. Ve skutečnosti hodnota faktoru závisela na tom v jak významném impaktovaném časopise byly práce konkrétního vědce publikovány. Takové jednoznačné kritérium těšilo administrátory vědy, ale s objektivním hodnocením práce vědců mělo jen máloco společného. Podle Robertse neměly být impaktní faktory nikdy zavedeny, neboť silně poškodily rozvoj vědy. Roberts proto doporučil, aby byly pohřbeny spolu s jejich vynálezcem.

Také S. Vazireová v Nature č. 7661 kritizovala dosavadní praxi, že podporu projektů získávají přednostně vědci, kteří už dříve v grantových soutěžích uspěli. To na první pohled dává smysl. Jelikož autorka působí jako oponentka prací a zasedá v grantových komisích, dokáže obvykle podpořit několik již na první pohled vynikajících projektů či rukopisů prací, ale má problémy, jak rozhodnout o pořadí na nižších místech grantových žebříčků. Tam se totiž nachází většina vědců, kteří jsou ale pro rozvoj vědy díky své erudici podobně důležití pro vědecký pokrok jako vyvolená elita. Uvádí vlastní zkušenost, kdy jako redaktorka časopisu posuzovala rukopis, který všichni recenzenti strhali, že v něm není nic nového. Jelikož se jí zdálo, že recenzenti se mýlí, rozhodla o své vůli rukopis publikovat. Během půl roku po zveřejnění měla práce výborné ohlasy, prakticky nejpočetnější mezi všemi články daného čísla časopisu. Autorka se proto přimlouvá za změnu praxe výběrových komisí a recenzních řízení podle návrhu F. C. Fanga a A. Casadevaliho v Science č. 6282. Tito autoři konstatovali, že výběrové komise celkem snadno posoudí kvalitu nejlepší pětiny návrhů nebo rukopisů. Pro další čtyři pětiny víceméně vyrovnaných podkladů navrhují loterii.

Pracovnící Bodleiánských knihoven v Oxfordu oznámili v září 2017, že se jim podařilo určit stáří rukopisu matematika Bakhshaliho nalezeného v Pakistánu v r. 1881. Využili totiž zpřesněné metody datování pomocí radioaktivního uhlíku, takže dokázali, že rukopis pochází z 3. stol. AD. V rukopisu se používá pro nulu speciální symbol, aby se tak od sebe odlišila čísla 10 nebo 100. Se zavedením nuly se sice po svém vyrovnali Babyloňané a Mayové, ale Bakhshali ji užil přibližně tak, jak to dnes děláme my.

Odborníci z univerzity ve Warwicku (U.K.) nalezli v r. 2014 ve vraku portugalské plachetnice Esmeralda, která ztroskotala v Indickém oceánu v r. 1503, kulatý bronzový předmět o průměru 175 mm, který v r. 2017 prozkoumali pomocí laseru. Objevili na obvodu disku pravidelné značky po 5°. Zjistili, že šlo o primitivní astroláb, který námořníkům umožňoval určovat z výšky Slunce nad obzorem zeměpisnou šířku lodi. Astroláb z Esmeraldy je s převahou několika desítek let nejstarším nalezeným námořním astrolábem na světě.

S. Gupta aj. zjistili, že Británie se oddělila od kontinentální Evropy přes 450 tis. lety, když se narušila hráz preglaciálního jezera a voda zaplavila nížinu pod hrází v oblasti dnešní Doverské (Calaiské) úžiny.

V týdeníku Science č. 6333 vyšla zpráva, že pavouci ročně spořádají minimálně 400 mil. tun kořisti, zejména hmyzu a různých šestinožců. Tím se vyrovnají lidem, kteří za rok spotřebují přibližně stejné množství masa (včetně ryb). Není však vyloučené, že pavouci během roku sežerou snad až 800 mil. tun potravy.

Japonská družice ALOS-2(Advanced Land Observing Satellite) objevila 6. 1. 2016 až 100mm posuvy půdy na místě, kde Severní Korea prováděla podpovrchové testy jaderných zbraní. Na palubě družice pracuje radar na frekvencí 1,2 GHz (vlnová délka 0,25 m) pomocí aperturní syntézy umožňující pozorovat na zemském povrchu objekty s velmi vysokým lineárním rozlišením. Odtud se odborníkům podařilo odhadnout sílu jaderné nálože v rozmezí 12÷24 kt TNT.

Americká státní laboratoř Lawrence Livermora v Kalifornii zpracovala digitálně filmové záběry pokusných jaderných výbuchů prováděných na zemi i v atmosféře jak v USA, tak i na ostrovech v Tichém oceánu v letech 1945–1962. Přibližně 10 tis. filmů bylo pořízeno rychloběžnými kamerami. Celkem jde o záznamy 210 atmosférických výbuchů, z nichž je v katalogu asi 6,5 tis. filmů. Zatím 4,2 tis. filmů bylo digitalizováno a 750 odtajněno a zveřejněno v aplikaci YouTube.

K. Bouracová uvedla, že ve státní laboratoři OakRidge ve státě Tennessee začala stavba obřího superpočítače Summit financovaného ministerstvem energie částkou 280 mil. $. Chladící nádrž na vodu má parametry 100m plaveckého bazénu a v počítači budou instalována optická vlákna o souhrnné délce 290 km. Předpokládá se, že špičková rychlost superpočítače dosáhne 200 Petaflopů/s v plovoucí čárce. Od r. 2012 drží světové rekordy ve výkonu superpočítačů Čína, ale Summit by měl být o 60 % rychlejší. Jenže soutěž o rychlejší superpočítače stále trvá, protože Čína plánuje první exabytový superpočítač už v r. 2020, kdežto USA plánují takový počítač až na r. 2021. Tyto superstroje by měly pomoci zvládnout klimatické a meteorologické výpočty s daleko vyšší spolehlivostí, ale zasáhnou i do mnoha současných vědeckých oborů jako je genomika, geofyzika, obnovitelné zdroje energie a umělá inteligence, jež by mohla vyřešit otázky snížení skleníkového efektu v atmosféře Země. Háček spočívá v tom, že exabytové počítače spotřebují 90 % příkonu energie na přenos spočtených dat. Zatím rekordní čínský superpočítač spolyká 15 MW, u exabytových strojů vzroste elektrický výkon na stovky MW. Evropané, kteří plánují tyto počítače až na rok 2023, však tvrdí, že vystačí s výkonem 10 MW.

Tyto počítačové perspektivy se silně týkají i astronomie. Jakmile bude do chodu uveden přehlídkový 8,4m teleskop LSST, tak za jedinou jasnou noc nasbírá tolik dat jako dosavadní 2,5m přehlídkový dalekohled SDSS za 20 let provozu! Podobně radioastronomický projekt SKA (soustava radioteleskopů o celkové ploše antén 1 km2 v Austrálii a Jižní Africe) bude vyžadovat stejnou kapacitu ukládání dat jakou má celosvětový internet v r. 2017.

Podle D. Castelvecchiho se brzo dostanou kvantové počítače z výzkumných laboratoří do výroby. R. Blatt a jeho tým na univerzitě v Innsbrucku sestavil kvantový počítač obsahující zatím nejvyšší počet 20 qubitů, takže okamžik, kdy kvantové počítače nabudou ve výkonu převahu nad klasickými digitálními superpočítači, se rychle blíží. Firma IBM ohlásila v květnu 2017, že nabídne služby kvantového počítače se 17 qubity ve druhé polovině roku 2018. K ní se v srpnu přidala se stejným oznámením firma IonQ z College Park v Marylandu, jejíž kvantový počítač bude prý mít dokonce 32 qubitů.

Týž autor popsal, jak astronomové pomocí neuronových sítí trénují programy na rozpoznávání a klasifikaci astronomických snímků a vytváření vědeckých programů pro obrovské soubory dat.V r. 2014 přišel I. Goodfellows koncepcí generativních kontradiktorových sítí (GAN = Generative Adversarial Nets), složených ze dvou neuronových složek: generátoru, jenž vyrábí falešné obrazy, a diskriminátoru, jenž se postupně učí je odlišit od obrazů skutečných. Tak se bez zásahu člověka odděluje zrno od plev. Generátor přitom nikdy skutečné obrazy nevidí; úlohou diskriminátoru je upravit výstup tak, aby obrazy co nejlépe vystihovaly reálné objekty. Diskriminátor tak slouží generátoru jako učitel, který mu ukazuje, jak se má zlepšit.

J. Perkel v týdeníku Nature č. 7639 popsal současnou situaci ve vytváření Internetu věcí (IoT), kdy k internetu jsou připojeny různé objekty, které tím mohou o své situaci vydávat pravidelné zprávy a vysílat poplachy v případě, že mají nějaké potíže. Přímo se nabízí ovládat laboratorní přístroje z mobilního telefonu a dálkově přenášet a zpracovávat data. Potíž rozvoje IoT však brzdí potřeba normalizace platforem, vstupní náklady i obavy ze zabezpečení proti zneužití hackery.

M. Moravčík aj. vytvořili a otestovali program DeepStack pro karetní hru poker ve spolupráci katedry aplikované matematiky UK a kateder počítačových věd ČVUT a univerzity provincie Alberta v Edmontonu v Kanadě. Poker se liší od šachů a hry Go tím, že hráči nemají úplné informace o svých šancích vyhrát a musí jednat intuitivně. V praxi to znamená, že musí inteligentně blafovat. Autoři vyzkoušeli kvalitu programu ve virtuální hře proti 33 profesionálním hráčům ze 17 států vybraným Mezinárodní pokerovou federací. Každý z nich měl sehrátke konci roku 2016 proti programu DeepStack3 tis. partií během pěti týdnů. Jenom 11 hráčů tolik partií dokončilo. Celkem se podařilo sehrát 44,8 tis. partií. Prvních 11 dnů hráli všichni pozvaní hráči, ale pak jejich počty rychle klesaly, takže po 20 dnech už hrálo jen několik jedinců.DeepStack proti nim zvítězil na úrovni 20 σ. Autoři zjistili, že program se v průběhu testu začal sám zdokonalovat, tj. jakoby se naučil blafovat… Konkurenční program Libratus vytvořený pracovníky Carnegie Mellon University v Pittsburghu, Pa. docílil podobného výsledku o měsíc později. Na rozdíl od programu DeepStack, který lze provozovat na běžném počítači, Libratus vyžaduje superpočítač. K původně plánovanému souboji programů DeepStack a Libratus však zatím kvůli ladění programu Libratus nedošlo.

Umělá inteligence se podle O. Etziona začíná vměšovat i do hodnocení vědeckých prací pomocí citačních indexů. Pouhá citace některé práce nedává přesný obraz o její váze v citující práci. Autor vytvořil program SemanticScholar, který umí rozpoznat význam citované práce pro práci citující. Pomocí strojového učení se pak program sám začíná zdokonalovat. Nakonec bude mít význam pro zmenšení informační zátěže nadbytečnými citacemi.

V americkém vědeckém týdeníku Science č. 6349 vyšla roztomilá zpráva o osudu brašny, do níž Neil Armstrong ukládal vzorky měsíčních hornin, které posbíral na Měsíci. Když byla brašna po návratu vyprázdněna a vzorky prozkoumány a uloženy v Kosmickém centru v Houstonu, tak po řadu odpočívala na regále v krabici označené „Navrácené vzorky z Měsíce“. Po delším čase se však zjistilo, že krabice je prázdná. Detektivové posléze brašnu našli ukrytou v garáži ředitele Kansaského muzea, který byl v r. 2014 usvědčen z krádeže brašny, kterou policie zkonfiskovala a vrátila NASA, jež pak brašnu nabízela v dražbě a až napotřetí uspěla. Brašnu vydražila právní zástupkyně ze státu Illinois za 995 $. Brašna však ještě zůstala kvůli ověření pravosti v Houstonu. Když se při autentizaci ukázalo, že v brašně lpí částečky měsíčního prachu, tak NASA prohlásila, že patří do pozůstalosti N. Armstronga a odmítla ji právničce vydat. Toto rozhodnutí však právní zástupkyně soudně napadla – a vyhrála! Načež brašnu sama nabídla do dražby známé aukční síni Sotheby's v New Yorku. Brašnu pak vydražil neidentifikovaný soukromý kupec za 1,8 mil. $...

Závěr

V roce 1871 začal vycházet český populárně-vědecký časopis Vesmír. Vycházel nepřetržitě až do r. 1906, ale na popud Aloise Rašína ho obnovil Bohumil Němec v r. 1923. Až do r. 1950 byl hlavním tahounem časopisu Dr. Otakar Matoušek. Když však v únorovém čísle Vesmíru v tom roce hodlal publikovat velkou fotografii TGM a připomínku 100. výročí jeho narození, narazil na cenzuru, která to zakázala, a Dr. Matoušek přišel o práci. Vesmír navzdory tomuto podrazu nezanikl a velmi úspěšně vychází dosud. V noticce 2. čísla 96. ročníku Vesmíru na str. 120 vyšla geniální zkratka popisující vývoj civilizace od r. 1871 do r. 2015:

Letopočet 1871 2015
Procento novorozenců zemřelých do 1 roku 24,8 % 0,25 %
Průměrná délka života mužů 32,5 r. 75,8 r.

Roční předplatné časopisu Vesmír po celou dobu zůstalo konstantní = cena 5 kg másla.

(Konec LII. Žně objevů 2017)
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LII. (2017).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 01. marca 2020