Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 14. januára 2010
J. Simon a M. Geha se zabývali kinematikou velmi slabých trpasličích galaxií, objevených v přehlídce SDSS při hledání satelitů naší Galaxie. Využili k tomu spekter získaných Keckovým teleskopem pro osm satelitů s průměrnou absolutní hvězdnou velikostí -4 mag. Zjistili, že satelity vykazují vesměs velmi nízkou metalicitu alespoň o dva řády nižší než má Slunce, ale zejména, že poměr hmotnost/svítivost ve slunečních jednotkách dosahuje rekordních hodnot až 1 000! To prakticky znamená, že tyto soustavy obsahují velké množství skryté látky (dark matter), a že se tím zároveň snižuje rozpor mezi teorií, která předvídá až o dva řády více satelitů Galaxie, než kolik jich zatím známe. I po této revizi však dávají simulace čtyřikrát více satelitů než vychází z pozorování. Naštěstí se však díky novým přehlídkám počet známých satelitů významně zvyšuje.
V. Belokurov aj. nalezli v přehlídce SDSS 5 nových trpasličích galaxií - satelitů naší Galaxie. Nacházejí se v souhvězdích Com, CVn, Leo a Her. Pátý satelit je spíše poněkud protáhlou kulovou hvězdokupou Segue 1. Určili jejich vzdálenosti, absolutní hvězdné velikosti, rozměry a sestrojili i barevné diagramy příslušejících hvězd. Díky přehlídce SDSS se tak podařilo v posledních dvou letech objevit již 10 satelitů, přičemž téměř žádný z nich nemá rozměry v rozmezí 40 – 100 pc. Autoři tak stanovili praktickou dělicí čáru mezi obřími kulovými hvězdokupami, jejichž rozměry jsou menší než tato dělicí čára, a miniaturními trpasličími galaxiemi, které jsou naopak větší než zmíněné rozhraní.
M. Irwin aj. objevili na periférii Galaxie novou satelitní galaxii Leo T díky poslední části přehlídky SDSS. Je od centra Galaxie vzdálena plných 420 kpc a obsahuje množství modrých hvězd o stáří jen 200 mil. roků. Soustava je však jako celek stará už 7 mld. roků a vykazuje vcelku velmi nízkou metalicitu v porovnání s hvězdami slunečního typu. Kromě hvězd se v tomto miniaturním satelitu s nejnižší svítivostí mezi známými satelity Galaxie nachází též velký oblak neutrálního vodíku o hmotnosti 100 kM☉. V téže přehlídce nalezli S. Walsh aj. další miniaturní satelit v souhvězdí Pastýře ve vzdálenosti 60 kpc od Slunce. Má průměr 150 pc, absolutní hvězdnou velikost -3 mag a metalicitu hvězd o dva řády nižší než Slunce. Jde o soustavu starou plných 12 mld. roků.
M. Coleman aj. zkoumali trpasličí sféroidální galaxii Leo II (vzdálenost 233 kpc), která má průměr 360 pc a zářivý výkon 700 kL☉. Její zvláštností je vysoký podíl skryté látky, neboť poměr hmotnosti a svítivosti ve slunečních jednotkách dosahuje hodnoty 100. To odpovídá zjištění L. Mayera aj., že určité satelity naší Galaxie a galaxie M31 v Andromedě obsahují vysoký podíl skryté látky. Vesměs jde o trpasličí sféroidální galaxie, kterým chybí interstelární plyn. Podle počítačových simulací vznikly tyto trpasličí satelity dříve než všechny ostatní, takže slapy a náporový tlak v prostředí obří galaxie je zbavily veškerého volného plynu, ale zato jim zbyla veškerá původní skrytá látka, takže dnes obíhají kolem center obřích galaxií v nejkratších periodách. Podle výpočtu autorů jsou tyto satelity staré okrouhle 10 mld. roků. S. Majewski aj. objevili v poloze 0052+2942 trpasličí sféroidální galaxii Andromeda XIV (vzdálenost 630 – 850 kpc) o zářivém výkonu 180 kL☉ a lineárním průměru přes 2 kpc, která je od galaxie M31 úhlově vzdálena téměř 12°, ale zřetelně k M31 míří rychlostí 200 km/s, takže se na tuto pádovou trajektorii dostala teprve nedávno, anebo je podceňována hmotnost obří galaxie M31.
D. Black aj. ukázali, že před 210 mil. lety prošla satelitní galaxie M32 obří spirální galaxií v Andromedě (M31). Důsledkem průchodu je jednak vnější prachový prsten ve vzdálenosti 10 kpc od jádra M31 a jednak vnitřní prsten, objevený nedávno v infračerveném pásmu kosmickým teleskopem SST. T. Cox a A. Loeb ukázali, že galaxie M31 se těsně přiblíží k naší Galaxii za 2 mld. roků, což pozmění dráhu Slunce v Galaxii tak, že Slunce se od středu Galaxie vzdálí na plných 30 kpc (proti dnešním 8 kpc). Slunce sice ještě bude stále hvězdou hlavní posloupnosti, ale kvůli jeho vyššímu zářivému výkonu v té době už život na Zemi zanikne.
G. Beslaová aj. se zabývali otázkou, jak to vypadá s oběhem obou Magellanových mračen vůči Galaxii. Ukázali, že Mračna se od ostatních satelitů Galaxie liší jak vyšší prostorovou rychlostí tak nepravidelnou morfologií. Je dokonce možné, že se ke Galaxii nyní blíží poprvé ve své existenci. V tom případě jejich oběh kolem Galaxie trvá 3 mld. roků a vzdálenosti apogalaktik dosahují 200 kpc (nyní jsou jen 50 a 60 kpc daleko).
D. McNamara aj. využili proměnné pulsujícící hvězdy typu δ Sct ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) k nezávislému určení vzdálenosti VMM od nás. Obdrželi modul vzdálenosti 18,48 mag ve výborné shody s moduly pro pulsující hvězdy třídy RR Lyr (18,49 mag) a pro cefeidy (18,53 mag). Odtud tedy vychází nejpravděpodobnější hodnota vzdálenosti VMM 50 kpc. Naproti tomu A. Grocholskému aj. vyšla pro modul vzdálenosti těžiště VMM definovaného pomocí soustavy hvězdokup hodnota jen 18,40 mag, tj. vzdálenost 48 kpc. Autoři též ukázali, že stáří kulových hvězdokup a hvězd v disku VMM je totožné a obnáší plných 13 mld. roků.
J. Orosz aj. objevili pomocí 8m dalekohledu Gemini-N, že jasný rentgenový zdroj X-7, objevený družicí Einstein v galaxii M33 (Tri; vzdálenost 840 kpc) v r. 1981, je zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou periodou 3,45 d a sklonem dráhy 75°, což umožnilo určit její fyzikální parametry. Svítící složka dvojhvězdy sp. třídy O7-8 III má poloměr 20 R☉; efektivní teplotu 35 kK; svítivost 500 kL☉ (!) a hmotnost 70 M☉ (!). Tato obří hvězda ročně ztrácí téměř 3.10-6 M☉ hmoty ve prospěch svého neviditelného průvodce, jenž kolem ní obíhá po téměř kruhové dráze (e = 0,02) ve vzdálenosti 30 mil. km a jehož hmotnost činí (15,6 ±1,5) M☉, což znamená, že jde o dosud nejhmotnější známou hvězdnou černou díru!
Rekord však neměl dlouhého trvání, jelikož A. Prestwich aj. objevili již o měsíc později v trpasličí galaxii IC 10 (Cas; vzdálenost 660 kpc) s překotnou tvorbou hvězd další zákrytovou dvojhvězdu v rentgenovém zdroji X-1 o zářivém výkonu řádu 1031 W. Dvojhvězda vykazuje oběžnou periodu 34 h a její primární složka je hmotnou (17 – 35) M☉ Wolfovou-Rayetovou hvězdou, ztrácející hmotu intenzivním hvězdným větrem tempem 10-5 M☉/r. Vítr je zdrojem rentgenové svítivosti soustavy, jejíž sekundární složkou je černá díra o hmotnosti (24 – 33) M☉ (!).
M. Volonteriová aj. zjistili modelovými výpočty, že při splynutí dvou hvězdných černých děr dochází ke zpětnému rázu vinou nesouměrnosti vyzařování gravitačních vln. To může za jistých podmínek vést k náhodným prostorovým rychlostem splynuvší černé díry řádu až tisíců km/s. První splývání hvězdných černých děr by tak mělo přispívat ke vzniku populace velmi rychlých černých děr; teprve v dalších generacích splývání se jejich prostorové rychlosti postupně utlumí.
N. Bartel aj. využili pozorování rozpínajících se rádiových cárů z výbuchu supernovy 1993J k nezávislému určení vzdálenosti mateřské galaxie M81 pomocí radiového interferometru VLBI. Pozorování začali již 7 dnů po výbuchu supernovy a pokračovali v něm plných 9 let. Obdrželi tak vzdálenost (4,0 ±0,3) Mpc, tedy o něco větší než vyplývá z pozorování HST (3,6 ±0,3) Mpc.
T. Rector a H. Schweikerová pořídili kamerou Mosaic-1 (64 Mpix) v čáře H-α nádherný snímek galaxie IC 342 (Cam) pomocí 4m Mayallova teleskopu observatoře Kitt Peak. Optická jasnost této galaxie je podstatně zeslabena průchodem záření tlustou vrstvou mezihvězdného prachu v naší Galaxii. Nebýt tohoto oslabení, byla by galaxie na pozemské obloze na hranici viditelnosti očima a její úhlový průměr by dosáhl 30′. Galaxie je od nás vzdálena 3,4 Mpc a společně s galaxií Maffei 1 tvoří hlavní část nejbližší sousední soustavy galaxií k naší místní soustavě, v níž dominují naše Galaxie a galaxie M31. Hlavní galaxie sousední místní soustavy pozorovali L. Fingerhut aj. v čarách ionizovaného vodíku. Ukázali, že nejvíce je absorbováno světlo galaxie Maffei 2 (A = 5,6 mag), která je od nás vzdálena 3,3 Mpc. Nejblíže je již zmíněná Maffei 1 (2,85 Mpc) a IC 342 leží "uprostřed" ve vzdálenosti 3,0 Mpc (A = 1,9 mag).
Obě tyto místní soustavy leží na periférii nejbližší známé kupy galaxií v souhvězdí Panny, kde je dominantní obří galaxie M87 (Vir A = NGC 4486; vzdálenost 16 Mpc). Díky rentgenové družici Chandra se podařilo zjistit, že celá kupa je prostoupena sítí vláken a výběžků, které vycházejí z okolí gigantické černé veledíry (3 mld. M☉) v centru M87. Prakticky to znamená, že černá veledíra je aktivní (tj. akreuje velké množství hmoty ze svého okolí) během řádově miliónu roků a pak se na delší čas uklidní. V blízkém okolí černé veledíry se dle P. Chadwickové aj. a D. Marroneho aj. nachází silně proměnný zdroj záření gama, což svědčí o současném tempu akrece v rozmezí 2.10-9 – 2.10-7 M☉/r. A. Neronov a F. Aharonian ukázali, že paprsky gama s energiemi řádu TeV jsou urychlovány v magnetosféře černé veledíry poblíž jejího obzoru událostí, kde vznikají ultrarelativistické páry pozitron-elektron, které vzápětí anihilují.
Satelitem obří galaxie M87 je trpasličí galaxie NGC 4486A, kterou pozorovali N. Nowak aj. pomocí spektrografu SINFONI VLT ESO a zjistili, že v jejím centru se nachází černá veledíra o hmotnosti 12 mil. M☉. Nicméně i pro tuto relativně malou hmotnost platí přímá úměrnost mezi hmotností černé veledíry a disperzí rychlostí hvězd v galaktické výduti stejně jako pro veledíru v galaxii M87, tj. přinejmenším v rozmezí tří řádů (černá veledíra v centru naší Galaxie má totiž "jen" 4 mil. M☉ a tento vztah rovněž splňuje). Y. Krongold aj. ukázali na základě pozorování družice Newton, že i v okolí dalších černých veleděr se nacházejí mimořádně silná magnetická pole. Pozorování galaxie M88 (NGC 4501; Com; 10 mag) na okraji kupy v Panně toutéž družicí ukázalo, že z akrečního disku padá na černou veledíru značné množství plynu, jenž je v její magnetosféře z malé části (< 5 % dopadajícího plynu) urychlován zpět na ultrarelativistické rychlosti, kterých dosahuje ve vzdálenosti asi 4 tis. Schwarzschildových poloměrů černé veledíry.
T. Storchiová-Bergmannová aj. zobrazili galaxii NGC 6951 (Cep; 12 mag; vzdálenost 24 Mpc) pomocí obřího dalekohledu Gemini N a zjistili, že černá veledíra je obklopena prstencem vznikajících hvězd o poloměru 500 pc. Z prstence se směrem k veledíře odvíjí spirála svítící látky, která napájí veledíru vysokým tempem 3.10-4 M☉/r. Tutéž morfologii nalezli také u Seyfertovy galaxie NGC 1097 (For; vzdálenost 14 Mpc), takže to vypadá na obecný mechanismus růstu černých veleděr.
L. Ferraresová aj. objevili 56 cefeid s periodami světelných křivek 5 – 50 d v galaxii Cen A (NGC 5128) pomocí kamery WFPC2 HST, což jim umožnilo určit nezávisle vzdálenost této galaxie s aktivním jádrem (AGN) 3,4 Mpc v dobrém souladu s dosavadními méně přesnými metodami. K. Meisenheimer aj. rozlišili aktivní jádro galaxie ve střední infračervené oblasti a zjistili, že jeho zářivý výkon dosahuje 1,3 1034 W a černá veledíra v jádře má hmotnost 60 mil. M☉. Naproti tomu N. Neumayer aj. odvodili z měření spektrografem SINFONI VLT hmotnost černé veledíry jen 45 mil. M☉, což však lépe odpovídá zmíněnému vztahu mezi hmotností veleděr a disperzí rychlostí příslušné galaxie. M. Hardcastle aj. využili družice Chandra ke sledování rentgenového výtrysku z jádra galaxie až do vzdálenosti 4,5 kpc. Zatím není vysvětlení pro urychlování částic ve výtrysku pro vzdálenosti větší než 1 kpc od jádra galaxie. Družice Chandra navíc objevila protilehlý výtrysk, který sahá přinejmenším do 2 kpc od jádra galaxie. K. Gebhardt aj. zjistili pomocí HST, že v centrální galaxii NGC 1399 kupy galaxií Fornax vzdálené 21 Mpc se nalézá černá veledíra o hmotnosti 510 mil. M☉.
M. Mapelli aj. objevili v moderních přehlídkách galaxií objekty s velmi nízkou plošnou jasností, které označili anglickou zkratkou GLSB (= obří galaxie s nízkou plošnou jasností), jejichž prototypem je galaxie Malin 1, objevená již v r. 1986. Skutečné poměrné zastoupení GLSB ve vesmíru je následkem výběrového efektu silně podceněno. C. Vlahakisová aj. měřili podíl vyzařování různě vzdálených galaxií v daleké infračervené, submilimetrové a rádiové oblasti elektromagnetického spektra. Pro submilimetrové pásmo využívali bolometru SCUBA na radioteleskopu JCMT. Ukázali, že existuje velmi těsná korelace mezi zářivými výkony galaxií v rádiovém pásmu 211 mm a dalekém infračerveném pásmu 60 μm přes plných 5 řádů zářivých výkonů, ačkoliv rádiové záření galaxií je netepelné, kdežto daleké infračervené záření tepelné povahy. Tato korelace je dokonce těsnější než korelace mezi rádiovým a submilimetrovým zářením na vlnové déle 0,85 mm. Autoři se domnívají, že příčinou dobré korelace je záření pocházející z velkého počtu žhavých mladých hvězd spektrálních tříd O a B, které v galaxiích nedávno vznikly.
S. Arnouts aj. zkombinovali údaje o galaxiích z několika přehlídek oblohy v optickém a infračerveném pásmu spektra, když jejich vzdálenosti určovali buď z červeného posuvu (1,5 tis. galaxií), anebo z vícebarevné fotometrie (21 tis. galaxií). Ukázali, že před 10 mld. let začala ve vesmíru postupně klesat tvorba mladých hmotných hvězd, takže již před 8 mld. let počali převažovat dlouhožijící málo hmotní červení trpaslíci. Podíl hmotnějších, krátce žijících hvězd třídy O a B tak zvolna stále klesá.
K. Rines aj. zkoumali gigantickou srážku čtyř velkých eliptických galaxií v kupě CL 0958+4702 (UMa; vzdálenost 1,5 Gpc) ve všech hlavních spektrálních pásmech od infračerveného až po rentgenové. Zjistili, že následkem srážky jsou miliardy hvězd z galaxií doslova vymršťovány všemi směry. Výsledné galaktické monstrum má hmotnost o řád vyšší než naše Galaxie, tj. kolem 20 TM☉. M. Magliocchettiová aj. odhalili pomocí kosmického infračerveného teleskopu SST 800 opticky silně zastíněných objektů v pásmu 24 μm. Ukázali, že jde o ultrasvítivé infračervené galaxie (ULIRG) s červenými posuvy z v rozmezí 1,6 – 2,7 (2,9 – 3,4 Gpc), které se shlukují na délkové stupnici 14 Mpc v kupy. Podle všeho jde o právě tehdy vznikající sféroidální galaxie s aktivními jádry (AGN), v nichž se překotně tvoří hvězdy po dobu nejméně půl miliardy let. Hmotnost hal těchto galaxií je mimořádně vysoká, kolem 25 TM☉.
I. Labbé aj. nalezli na snímku ultrahlubokého pole HUDF(HST) dvě galaxie, které podle měření infračervenou kamerou SST mají červené posuvy z ≈ 7 (750 mil. let po velkém třesku), ale jejichž hmotnost dosahuje jen 1 % hmotnosti naší Galaxie, takže jde zřejmě o prvotní galaxie, které právě tehdy vznikaly. Jednotlivé hvězdy v nich však vykazují stáří až 300 mil. let; jinými slovy galaxie se rodily již necelé půl miliardy let po velkém třesku na konci šerověku vesmíru shlukováním poměrně malých hvězdokup. Jejich růst na plnokrevné galaxie probíhal tedy až překvapivě rychle.
Ještě hlouběji se dostali R. Ellis aj., když pomocí Keckova teleskopu hledali vzdálené galaxie, jejichž světlo bylo zesíleno gravitačními čočkami - mezilehlými kupami galaxií. V okolí kup A68, A1689 a A2219 tak nalezli celkem 6 velmi vzdálených galaxií s červenými posuvy ≈ 10 (500 mil. let po velkém třesku). Autoři se domnívají, že velkými dalekohledy příští generace v nich bude možné rozlišit kýžené hvězdy I. generace (populace III), tvořené pouze z vodíku a hélia.
C. Kaiser se zabýval otázkou, co se děje s horkým intergalaktickým plynem, který postupně chladne a padá do nitra kup galaxií, kde by se měl proměňovat na hvězdy tempem až 1 kM☉/r, což se v žádném případě nepozoruje. Zdá se, že této přeměně brání ohřívání padajícího plynu mohutnými výtrysky z bezprostředního okolí černých veleděr v centrální galaxii dané kupy. V raném vesmíru byly tyto výtrysky tak mohutné, že doslova vymetly plyn z centrální oblasti dané kupy. Nyní už nejde o tak dramatické jevy, ale o nafukování bublin magnetického plazmatu díky známým rádiovým lalokům zvláště u aktivních jader galaxií (AGN). Jelikož jsou bubliny lehčí než okolní prostředí, stoupají vzhůru tak, jako bublinky páry v horké vodě, která ještě nezačala vřít. Toto "bublání" plynu je ověřeno nepřímo také numerickými simulacemi "kosmické pavučiny", jež představuje rozložení zářící hmoty vesmíru a jež se vyvíjí v důsledku dvou protichůdných procesů, tj. padání chladnoucího plynu směrem k centrálním černým veleděrám, kde by ovšem tento plyn díky velkému momentu hybnosti zůstal uvězněn v akrečních discích kolem veleděr, kdyby neexistovaly výtrysky ohřátého a zmagnetovaného plazmatu, jež přebytečný moment hybnosti roznášejí zpětně po celé kupě galaxií.
K. Schawinski aj. studovali zastoupení mladých hvězd v 16 tis. galaxiích třídy AGN s červeným posuvem z v rozmezí 0,05 – 0,1 z přehlídky SDSS a zjistili, že jejich počet zřetelně slábne při vyšší svítivosti akrečního disku kolem centrální černé veledíry. Aktivita jádra galaxie v okolí černé veledíry tak evidentně brzdí růst rozměrů celé galaxie, ale převodní mechanismus není zatím znám. Epizoda velké aktivity jádra galaxie trvá přibližně 1 mld. roků.
M. Wold aj. určovali hmotnosti černých veleděr v jádrech kvasarů z klasického katalogu rádiových galaxií 3CR (z <0,2; vzdálenost <0,7 Gpc). Ukázali, že tyto rádiové galaxie lze dobře klasifikovat jediným parametrem, totiž hmotností centrální černé veledíry. Průměrná hmotnost černých veleděr v jádrech galaxií z katalogu činí 250 mil. M☉. Počet známých kvasarů dosáhl koncem r. 2006 magické hranice 100 tisíc zejména díky přehlídkám SDSS, 2dF a 2MASS. D. Schneider aj. totiž vydali 5. díl katalogu kvasarů (souřadnice na 0,2″ a pětibarevná optická a infračervená fotometrie s přesností ±0,03 mag) z přehlídky SDSS, jenž sám obsahuje na 77 tis. objektů na 5 740 čtv. stupních oblohy. Medián jejich červených posuvů z činí 1,5 (2,4 Gpc) a celkové rozpětí 0,08 –5,41; z toho 891 kvasarů má z > 4 a 36 kvasarů z > 5. P. Bode a Y. Shen sestrojili mapu 4 tis. kvasarů v raném vesmíru (2,5 mld. roků po velkém třesku) díky přehlídce SDSS. Odhalili tak jednak rozložení skryté látky vesmíru a jednak existenci velmi hmotných (≈ 7 TM☉) hal již ve stáří 1,6 mld. let po velkém třesku. V halech se navíc nacházejí právě ty nejsvítivější kvasary. Teoretici žasnou, jak je možné, že tak obří hala o rozměrech řádu 100 Mpc mohla ve vesmíru vyrůst tak rychle po velkém třesku.
J. Kurk aj. pozorovali pomocí spektrografu ISAAC VLT ESO pět kvasarů se z ≈ 6 (≈ 900 mil. let po velkém třesku). Objevili v jejich infračerveném spektru čáry C IV, Mg II a Fe II, z čehož vyplývá, že jejich materiál byl již obohacen o zplodiny termonukleárních reakcí ve hvězdách I. generace, takže tvorba hvězd II. generace musela začít nejpozději 600 mil. let po velkém třesku). Hmotnost černých veleděr ve zmíněných kvasarech totiž vychází v rozmezí 0,3 – 5,2 mld. M☉. Kolem nich se pozorují dutiny o poloměru až 5 Mpc, k jejichž vytvoření černé veledíry potřebovaly řádově 100 mil. roků. Podobně C. Willot aj. našli pomocí CFHT čtyři kvasary se z ≈ 6, mezi nimiž je i rekordně vzdálený kvasar CFHQS J2329-0301 se z = 6,43 (3,9 Gpc), který byl tedy aktivní již 870 mil. let po velkém třesku. To znamená, že intergalaktické prostředí bylo v té době již dostatečně ionizováno a epocha šerověku vesmíru musela skončit ještě dříve.
S. Djorgovski aj. nalezli první trojitý kvasar LBQS 1429-008 (Vir; 3,2 Gpc), když v úhlové vzdálenosti 5″ od známého binárního kvasaru nalezli třetí, vzdálený od tohoto páru jen 40 kpc. Zřejmě jde o případ, kdy se vzájemně slévají tři galaxie s aktivními jádry. C. Kaiser a A. Fabian si položili otázku, zda aktivní jádra galaxií nemohou sloužit jako kosmické termostaty pro horký intergalaktický plyn v kupách galaxií, a zjistili, že tomu tak skutečně je, protože tento plyn má vždy teplotu kolem 10 MK. To je způsobeno vyzařováním energie z AGN po kosmicky krátkou dobu 100 mil. roků.
F. Aharonian aj. pozorovali výjimečně mohutné vzplanutí blazaru PKS 2155-304 (z = 0,12; vzdál. 0,5 Gpc) v pásmu gama (< 100 GeV) v červenci 2006, kdy se blazar zjasnil o řád a 28. července dosáhl jasnosti 7 Krabů, přičemž v krátkodobých (minutových) špičkách byl ještě dvakrát jasnější a současně se měnilo celé energetické spektrum. Jde o vůbec nejrychlejší změny jasnosti u blazarů dosud pozorované. Z toho vyplývá, že zdroj proměnného záření leží těsně nad obzorem černé veledíry o hmotnosti řádu 1 GM☉ a fiktivní rychlosti jeho rozpínání přesahují až o dva řády rychlost světla! Vše nasvědčuje tomu, že bouřlivé procesy v těsném okolí černých děr jsou vhodným prostředím pro generaci kosmického záření o extrémně vysokých energiích.
J. Albert aj. objevili pomocí aparatury MAGIC záření gama blazaru PG 1553+113 v pásmu energií 90 – 500 GeV. Energetický tok byl krátkodobě stálý, ale dlouhodobě vzrůstal mezi lety 2005 a 2006. Titíž autoři nalezli vzápětí ještě silnější zdroj gama v podobě blazaru s aktivním jádrem (AGN) 1ES 2344+514 v pásmu 0,2 – 5,4 TeV, přestože se blazar nalézal ve druhé polovině roku 2005 v nízkém vyzařovacím režimu. Třetím zkoumaným objektem byl jasný blazar Mrk 421 (z = 0,034; 140 Mpc), jehož jasnost v pásmu >0,1 – 5 TeV kolísala mezi listopadem 2004 a dubnem 2005 v rozmezí 0,5 – 2,0 Kraba. Toto kolísání není nijak korelováno s optickou proměnností blazaru. Podobně dopadl další známý blazar Mrk 501 (z = 0,031; 130 Mpc), jehož tok v pásmu energií >0,1 TeV kolísal na jaře 2005 až o řád někdy i během pouhých dvou minut. Nejdelší pozorované vzplanutí v pásmu gama trvalo 20 min. a vyznačovalo se fázovým zpožděním, tj. v pásmu energií 0,4 TeV nastalo o 4 min. dříve než v pásmu 1,2 TeV. Dalším zkoumaným objektem byl samotný prototyp blazarů zdroj BL Lac (z = 0,07; 280 Mpc). Ten slabě zářil v pásmu >200 GeV ve druhé polovině roku 2005, ale nebyl v oboru gama viditelný v létě 2006, kdy souběžně opticky zeslábl. Zato blazar 1ES 1011+496 (z = 0,21; 780 Mpc) vykázal zjasnění v pásmu gama v intervalu od března do května 2007, jež bylo o 40 % vyšší než předešlé zjasnění na jaře 2006. Zjasnění v oboru gama je korelováno se zjasněním optickým. Autoři úhrnem našli vysokoenergetické záření gama u 13 objektů AGN.
A. Treves aj. studovali dosud nejvzdálenější blazar (z >0,25; >900 Mpc) PG 1553+11 pozorovatelný aparaturami HESSi MAGIC- v pásmu TeV a zjistili, že jeho výbuchy dávají možnost určit rozmezí jeho vzdálenosti , což je jinak obtížné proto, že blazary nemají ve svém spektru žádné čáry. Metoda se hodí i pro jiné blazary se vzplanutími jasnosti v pásmu gama. Obecně se zdá, že vesmír je v oboru energetických fotonů záření gama průhlednější, než si dosud odborníci mysleli. O tom se mohli astronomové vzápětí přesvědčit, když A. Dean aj. zjistili, že rádiově hlučný blazar IGR J2251+2218, pozorovaný družici INTEGRAL v pásmu 20 – 100 keV, má červený posuv z = 3,67, tj. nachází se ve vzdálenosti 3,65 Gpc. Díky tomu se stal báječným světlometem, jenž ozařuje mezilehlý intergalaktický prostor až do minulosti bezmála 12 mld. let. Blazary, k nímž dnes řadíme nejenom objekty typu BL Lac, ale také rádiově hlučné kvasary, se vyznačují dvěma vrcholy v energetickém spektru: vrcholem v nízkoenergetickém spektru v pásmu od milimetrových rádiových vln po ultrafialové záření a druhým vrcholem ve vysokoenergetickém spektru od rentgenového záření až po vysokoenergetické paprsky gama. První z vrcholů je důsledkem synchrotronového urychlování elektronů ve spirálních magnetických polích, zatímco druhý je vyvolán inverzním Comptonovým rozptylem.
S. Levšakov aj. využili spektrografu UVES VLT ESO k více než 15h expozici mezihvězdných absorpčních čar Fe II se z =1,84 (stáří 3,6 mld. let po velkém třesku) ve spektru kvasaru Q1101-264 (V = 16 mag; z = 2,15; stáří 3,1 mld let) a pokusili se z relativního posuvu radiálních rychlostí (-180 ±85) m/s mezi čarami s klidovými vlnovými délkami 161 – 260 nm odvodit časovou změnu konstanty jemné struktury α, která podle toho činí v relativní míře 5,4.10-6, což je nečekaně vysoká hodnota určitě vyžadující nezávislé ověření.
S. Komossa a D. Xu nalezli těsnou úměrnost mezi šířkou emisních čar ve spektrech Seyfertových galaxií a hmotností jejich centrálních černých veleděr, což usnadňuje studie vývoje těchto soustav během dosavadního věku vesmíru. S. Young aj. pozorovali kvasar PG 1700+518 (z = 0,29; 1,0 Gpc), jehož hvězdný vítr vane kolmo k rovině akrečního disku centrální černé veledíry. Vítr však poblíž akrečního disku navíc rotuje rychlostí až 4 tis. km/s. Autoři to vysvětlují tak, že většina galaxií prochází aktivní fází kvasaru, kdy po stamilióny let černá veledíra pohlcuje velké množství galaktického plynu akrecí. To však vyžaduje, aby se padající plyn nejprve zbavil přebytečného momentu hybnosti, což zařizuje zmíněný mocný hvězdný vítr, jenž navíc odnáší i mechanickou energii ovlivňující stavbu i další vývoj celé galaxie.
J. Greenová a L. Ho využili přehlídky SDSS k hledání galaxií AGN s hmotností černých veleděr nižších než 2 mil. M☉. Našli tak celkem 174 galaxií s mediánem hmotnosti černých veleděr jen 1,3 mil. M☉, které jsou navíc rádiově tiché, obsahují jen staré hvězdy a i jejich úhrnná hmotnost je nízká. Chybí jim dokonce klasická výduť. Naproti tomu J. Bagchi aj. nalezli v jasné (B = 14,5 mag) galaxii CGCG 049-033, jež se nachází přes 1 Mpc od centra kupy galaxií kolem UGC 09767 (z = 0,045; 180 Mpc) jednu z nejhmotnějších černých veleděr o hmotnosti >1 mld. M☉. Z galaxie vychází podle pozorování radioteleskopy GMRT a Effelsberg silně polarizovaný rekordně dlouhý usměrněný rádiový výtrysk, končící horkou skvrnou ve vzdálenosti 440 kpc od černé veledíry. Jde o vynikající kosmickou laboratoř pro studium vlivu toroidálního magnetického pole na stabilitu výtrysku i tvorbu rádiového laloku.
Podobně jako při splývání hvězdných černých děr vyplývá podle W. Bonninga aj. z modelování metodami numerické relativity, že i při splývání černých veleděr by mělo docházet k pronikavému zvýšení prostorové rychlosti splynuvší veledíry až na hodnoty kolem 4 tis. km/s, což se nepozoruje, jak ukázala E. Ninningová aj. pro soubor 2 600 kvasarů. T. Bogdanovicová aj. zjistili, že tento rozpor lze odstranit, když započteme efekt rychlého srovnání rotačních os obou veleděr, který funguje tak, že obě černé veledíry jsou před splynutím nutně obklopeny menšími akrečními disky a k tomu přibývá ještě další akreční disk obklopující celou dvojici. Díky těmto diskům se směr rotačních os obou složek páru veleděr srovná do kolmice k oběžné rovině černých veleděr již během miliónu roků, takže prostorová rychlost takto slitého páru veleděr nepřesáhne 200 km/s.
J. Fohlmeister aj. pozorovali od prosince 2003 do dubna 2006 světelné křivky pěti obrazů (A-E) kvasaru SDSS J1004+4112 (z = 1,7; 3,0 Gpc) pomocí silné gravitační čočky (největší separace obrazů dosahuje plných 15″), kterou je mezilehlá kupa galaxií (z = 0,7; 1,9 Gpc). Dlouhodobá měření proměnnosti kvasaru umožnila určit pořadí příchodu signálů C-B-A-D-E a některá relativní zpoždění BA (38 d); CB (681 d); AD (>800 d). Mezilehlá kupa galaxií zobrazuje též ještě vzdálenější galaxie nebo kvasary v podobě svítících oblouků, takže její úhrnná hmotnost musí být zcela mimořádná.
Tatáž přehlídka SDSS umožnila S. Allamovi aj. nalézt svítící oblouk od vzdálené modré galaxie (z = 2,7; 3,4 Gpc), zobrazené gravitační čočkou v podobě svítivé červené galaxie SDSS J0022+1431 (z = 0,38; 1,25 Gpc; 1,4 TM☉). Modrá galaxie se vyznačuje překotnou tvorbou hvězd tempem 160 M☉/r, což se podařilo zjistit proto, že její jasnost je zesílena 12krát mezilehlou gravitační čočkou. Podobně V. Belokurov aj. objevili "kosmickou podkovu" kolem obří svítivé galaxie 1148+1930 (19 mag; z = 0,44; 1,4 Gpc; hmotnost 5,4 TM☉), jež má tvar oblouku o poloměru 10″ a úhlové délce 300°. Jasnost podél oblouku kolísá mezi 20 a 22 mag a jeho červený posuv z = 2,4 (3,3 Gpc). I v tomto případě probíhá v čočkované galaxii překotná tvorba hvězd, jak ukázaly snímky z 6m teleskopu BTA. I. Kayo aj. pozorovali čtyři obrazy kvasaru SDSS J1210+2935 (z = 0,8; 2,1 Gpc; separace obrazů až 1,8″), zobrazené červenou galaxií (z = 0,4; 1,3 Gpc); jde tedy o druhý nejbližší kvasar zobrazený gravitační čočkou. Celkový počet identifikovaných gravitačních čoček se přiblížil stovce.
Podobně se neustále zdokonalují přehlídkové soustavy pro hledání gravitačních mikročoček. M. Darnley aj. popsali rozsáhlou mezinárodní spolupráci ANGSTROM, jež zahrnuje velké robotické dalekohledy o průměru zrcadel až 2 m, které začaly spolupracovat na severní polokouli (Jižní Korea, Majdanak v Uzbekistánu, La Palma, Arizona a Havajské ostrovy) při pozorování gravitačních mikročoček ve výduti galaxie M31 v Andromedě. Příslušná pozorovací sezóna trvá každoročně od srpna do února a dva robotické dalekohledy (Liverpool a Faulkes) zpracují snímek výdutě během 15 min. po expozici. V případě objevu mikročočky vyhlásí poplach pro nepřetržité sledování průběhu světelné křivky mikročočky zejména s cílem objevit případné "zoubky" exoplanet. O podobném projektu PLANET - sledování mikročoček kvůli potenciálním exoplanetám na jižní polokouli referoval O. Pejcha. Na této spolupráci se podílejí teleskopy s průměry zrcadel 0,6 – 1,5 m na observatořích ESO, v Tasmánii, Perthu, SAAO v Sutherlandu a Bloemfonteinu v Jižní Africe. Klasické přehlídky OGLE a MOA v hustých hvězdných polích ve výduti Galaxie a obou Magellanových mračnech mají v současné době roční výtěžnost kolem 600 mikročoček!
S. Dongovi aj. se podařil neuvěřitelný husarský kousek, když využili v praxi návrhu S. Refsdala z r. 1966 a změřili poprvé geometrickou paralaxu gravitační mikročočky OGLE-2005-SMC-001 souběžným sledováním ze Země a z kosmického teleskopu SST. Zjistili tak, že čočka se nenachází v Malém Magellanovu mračnu, ale v halu naší Galaxie a její příčná rychlost dosahuje 230 km/s. Podle sdělení A. Fukuiho aj. se podobně proslavil japonský amatér A. Tago, když hledal novy v okolí souhvězdí Kasiopeje a narazil přitom 31. října 2006 na gravitační mikročočku v řídkém hvězdném poli v poloze 0009+5439 v galaktické šířce -8°, jež byla v té chvíli zjasněná o 4,5 mag! Objekt nezávisle objevil také další známý japonský astronom amatér Y. Sakurai. Rychlé oznámení objevu mezinárodním sítím CBAT a VSNET umožnilo celosvětové fotometrické i spektroskopické sledování průběhu zjasnění, které trvalo ještě 15 dnů. Zjasňující se hvězda má v klidu V =11,4 mag, spektrální třídu B/A a nachází se relativně blízko (≈ 1 kpc). Šlo o statisticky nesmírně vzácný úkaz, takže v tomto případě sehrála svou úlohu příslovečná serendipita, poukazující na velký potenciál nových mocnějších přehlídek oblohy pro objevování takových mikročoček, opět zejména s cílem hledat tímto způsobem terestrické exoplanety.
Další vzácné pozorování se zdařilo S. Kozlowskému aj., když pomocí kamery ACS HST pozorovali v r. 2004 "starou" gravitační mikročočku MACHO-95-BUL-37 v poloze 1804-2825, která dosáhla maximálního zjasnění 21. září 1995. Na snímku 9 roků po vlastním úkazu totiž zaznamenali oba objekty: čočku i čočkovanou hvězdu, které už jsou od sebe úhlově dostatečně posunuty vlivem rozdílných vlastních pohybů vůči pozorovateli. Problém spočívá v tom, že se nedá zjistit, která hvězda byla čočkou a která byla čočkována, protože jejich vzdálenosti od nás nelze ze snímků jednoznačně určit. Gravitační mikročočkou byla buď trpasličí hvězda o hmotnosti 0,6 M☉, vzdálená 4 kpc od nás, anebo hvězda hlavní posloupnosti o hmotnosti 0,85 M☉ na poloviční cestě k výduti Galaxie. J. Skowron aj. hledali podvojné mikročočky v přehlídce OGLE III pro pozorovací sezónu r. 2005 a našli tak 9 nových binárních mikročoček a 4 případy, kdy čočka zjasnila vzdálenější binární zdroj. Statistika za léta 1997-2005 pak ukazuje, že poměr hmotností q příslušných párů objektů dosáhl extrémních hodnot q <0,01 pouze ve 4 případech, kdežto v naprosté většině (56 úkazů) se pohyboval v rozmezí 0,1 < q < 1. To tedy dává docela dobrou představu o tom, že dvojhvězdy jsou daleko četnější než soustavy hvězda-exoplaneta.
J. Johnson a V. Bromm ukázali, že hvězdy I. generace (populace III) mají pravděpodobně velmi vysoké hmotnosti řádu 100 M☉, povrchové teploty řádu 100 kK a vznikají již 180 mil. let po velkém třesku. Jejich termonukleární stárnutí probíhá extrémně rychle (řádově 1 mil. let) a po jeho dokončení se bleskově hroutí na černé díry, pokud jejich původní hmotnost spadala do rozmezí 40 – 140 M☉. Teprve 100 mil. roků po vzniku těchto velmi hmotných černých děr začíná akrece interstelárního plynu a jejich následný růst. V původních oblastech ionizovaného vodíku vznikají molekuly HD, které usnadňují tvorbu hvězd o nižších hmotnostech řádu 10 M☉, jež se nyní označují za hvězdy populace II.5. Přesto je naprosto záhadné, jak se z těchto černých děr vytvoří veledíry o hmotnostech řádu 1 GM☉, potřebné jako zdroj energie prvních kvasarů.
Přechodným stádiem vývoje vesmíru od vzniku hvězd I. do vzniku hvězd II. generace se zabývali B. Smith a S. Sigurdsson. Své výpočty započali pro zárodečný materiál vesmíru, obsahující jen vodík a hélium ve stáří vesmíru 17 mil. roků a skončili u "mírně zašpiněného" mezihvězdného materiálu ve věku 210 mil. let po velkém třesku. Vyšlo jim, že v tomto období se vytvářela obrovská hala skryté látky o hmotnostech kolem 500 tis. M☉, jež se po ochlazení na teplotu kolem 200 K začala rozpadat na chuchvalce o hmotnostech řádu 1 kM☉ a v nich vznikaly "čisté" hvězdy I. generace. Jakmile se jejich výbuchy v podobě supernov obohatil interstelární materiál na úroveň 1 promile dnešní metalicity, usnadnilo se tak chlazení zárodečných chuchvalců a v nich začaly vznikat hvězdy 1,5. generace (populace II.5) o hmotnostech převážně v rozmezí 8 – 40 M☉.
L. Tornatore aj. tvrdí, že přechod od hvězd populace III k čisté populaci II nastává již pro mezihvězdnou metalicitu na úrovni setin promile. Nicméně hvězdy populace III stále ještě vznikají a dosahují maxima četnosti ve stáří 950 mil. let po velkém třesku, kdy představují desetinu promile četnosti hvězd populace II. Jejich tvorba definitivně končí teprve 3,3 mld. let po velkém třesku, tj. pro z – 2,5, což znamená, že při troše serendipity bychom je mohli občas objevit, byť jen velmi vzácně.
J. Cowan ukázal, že izotopové složení vesmíru se nemění s časem, neboť např. velmi staré hvězdy v halu Galaxie mají totéž izotopové složení europia a barya jako daleko mladší objekty ve sluneční soustavě. Totéž platí i pro vůbec nejstarší hvězdy populace II, kde se podařilo izotopové složení určit pro 25 prvků periodické soustavy. Tato nezávislost na plynoucím čase je z hlediska kosmické nukleogeneze naprostou záhadou.
M. Trenti a M. Stiavelli se domnívají, že černé díry z hvězd populace III jsou fakticky intermediální, tj. mají hmotnosti kolem 40 M☉ i více. Proto i při relativně nízké účinnosti akrece kolem 10 % dokáží do stáří 950 mil. let po velkém třesku přibrat interstelární plyn a následně se slévat na gigantické černé veledíry o hmotnostech až 3 GM☉. Problém je spíš opačný, tj. z téhož výpočtu vyplývá, že dnes by měl být černými veleděrami vesmír doslova zaplevelen, což rozhodně není. Ve skutečnosti představují nyní černé veledíry nanejvýš 6 promile celkové baryonní hmoty původních kosmických hal.
C. Wanjek shrnul dosavadní poznatky o úloze černých veleděr při stavbě a vývoji vesmíru. Především je zřejmé, že materiál padající na černou veledíru silně vyzařuje v nejrůznějších pásmech elektromagnetického spektra. Z důvodu zachování momentu hybnosti padajícího plynu a prachu se kolem každé černé veledíry vytváří mohutný akreční disk ohřátý na teploty stovek MK, což nutně ovlivňuje zpětně další tvorbu hvězd i strukturu galaxií. K ohřevu nejvíce přispívá mechanické tření, jak poprvé ukázali koncem 60. let minulého století N. Šakura a R. Sunjajev, když objevili, že akreční disky jsou v tomto případě silně turbulentní. Jejich modely pak v r. 1991 zdokonalili S. Balbus a J. Hawley započtením vlivu magnetických polí na základě úvah J. Velichova z konce 50. let a S. Chandrasekhara z r. 1961. Vliv magnetismu na chování akrečních disků pak zcela stylově potvrdila rentgenová družice Chandra. V r. 2006 objevili S. Allen a C. Reynolds kvasary, jejichž účinnost přeměny gravitační energie na záření dosahuje 20 %, tj. je 25krát účinnější než v případě klasické termonukleární reakce přeměny vodíku na hélium v nitru hvězd.
S. White aj. nyní ukázali, že modely vývoje vesmíru bez započtení vlivu černých veleděr dávají příliš velké a jasné galaxie, vznikající příliš rychle a s vysokou četností. Jakmile však do těchto modelů započteme vliv akrece materiálu do disků kolem černých veleděr, získáme realistické výsledky odpovídající pozorování. Přesto zbývá vyřešit závažný problém vzniku mocných výtrysků, které vycházejí z bezprostředního okolí černých veleděr ve směrech kolmých k rovině akrečních disků. Rychlost plynu ve výtryscích dosahuje až pětiny rychlosti světla; jsou až do velké vzdálenosti od veledíry dobře usměrněné (kolimovány) - i zde je tedy vliv silných magnetických polí nepochybný.
Jak uvedl R. Naeye, z modelů vývoje struktury vesmíru z kvantových fluktuací existujících před kosmologickou inflací vyplývá, že hlavními stavebními kameny vesmíru by měly být miniaturní trpasličí galaxie, obsahující jen tisíce hvězd, které se "slepily" dohromady díky gravitaci skryté látky, jež představuje plných 99 % úhrnné hmotnosti trpasličích galaxií. Jenže teorie nesouhlasí s pozorováním, protože modely naznačují, že v současné době by měla mít např. naše Galaxie na 200 satelitů - trpasličích galaxií. Nicméně na konci roku 2005 jsme znali pouhých 11 takových satelitů. Ani dnes není situace o mnoho lepší - je jich známo jen 20. S. Koposov aj. uvedli, že možnosti nejlepší současné přehlídky SDSS jsou tím prakticky vyčerpány.
Objevy dalších satelitů Galaxie lze očekávat až od přehlídky Pan-STARRS, která začíná díky 1,8 m přehlídkovému teleskopu na Havajských ostrovech. Přehlídka dokáže během týdne pokrýt celou oblohu až do mezní hvězdné velikosti 23 mag. Přehlídka SDSS však podle T. Sousbieho aj. přinesla jeden zásadní výsledek, týkající se trojrozměrné stavby vesmíru. Zářící látka vesmíru (a potažmo asi i látka skrytá) je soustředěna do vláken (špaget) dlouhých 8,2 – 16,4 kpc. Tímto měřením je dobře potvrzována koncepce chladné skryté látky v rozpínajícím se vesmíru.
K. Landová si položila otázku, jak dalece je náš vesmír podivný, a to na základě přesných měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP, která pracuje již od konce roku 2001 a neustále zpřesňuje mapu těchto fluktuací. Autorka připodobňuje tvar současného vesmíru k děravé masové kuličce nabodnuté na párátko. Tím naznačuje, že párátko je rotační osa vesmíru, což okamžitě narušuje platnost obecně přijímaného kosmologického principu, že ve vesmíru je všechno homogenní a izotropní. Podle M. Tegmarka a A. deOliveriové-Costové leží osa kvadrupólu i oktupólu v rovině ekliptiky a směřuje k protilehlým uzlům zemské dráhy, tj. k jarnímu a podzimnímu bodu. Tomu odpovídá i analýza fluktuací reliktního záření z družice WMAP po 3 letech měření. Podle S. Caillerieho aj. by tato měření nasvědčovala tvrzení, že tvarem vesmíru je pravidelný dvanáctistěn, čímž oprášili Luminetovu domněnku (2003), která tehdy vzbudila spíše nesouhlasné reakce. Autoři totiž zjistili, že korelace mezi fluktuacemi reliktního záření náhle končí pro úhlově vzdálená pozorování více než 60°. Problém určení topologie vesmíru však spočívá zejména v tom, že nemůžeme v principu pozorovat celý vesmír, ale jen jeho (možná velmi zanedbatelnou) část. Absolutní mezi dohlednosti ve vesmíru (tzv. Hubbleova koule) je totiž nanejvýš 15 mld. roků, takže není zcela jisté, že budeme moci někdy určovat stavbu vesmíru z dostatečně reprezentativního vzorku prostoročasu.
Dalším palčivým problémem kosmologie je okolnost, že vesmír v principu nelze porovnávat s jiným vesmírem. Jakmile totiž začneme cokoliv z "jiného vesmíru" pozorovat, okamžitě se to stává součástí našeho vesmíru. Dobře to charakterizoval známý americký astrofyzik J. Gunn: "Kosmologie dělá dojem, že to je věda, ale není, protože se v kosmologii nedají uskutečnit reprodukovatelné pokusy". Podobá se tak evoluční biologii, která zkoumá jedinečný život (na Zemi).
M. Bojowald se zabýval další, spíše filosofickou otázkou, co se mohlo dít před velkým třeskem? Pokud se podaří vytvořit kvantovou teorii gravitace, je možné, že velký třesk nebyl počátek, ale spíše významný fázový přechod existence hmoty. To prakticky znamená, že předešlý vesmír se zhroutil do bodu, v němž se gravitace stala odpudivou silou, jež pak vyvolala velký třesk - okamžik zrození našeho vesmíru. V každém případě se však autor domnívá, že velký třesk představuje počátek toho, co se můžeme o hmotě dozvědět, jelikož v tom případě to, co se dělo "před" velkým třeskem, nemá žádné měřitelné následky pro to, co se děje "potom". Jinými slovy, jestliže hmota vesmíru "před" velkým třeskem představovala kvantovou fluktuaci, tak všechna informace o ní se v okamžiku velkého třesku ztratila!
G. Laughlin a F. Adams vydali v kontrastu s předešlou úvahou knihu o daleké budoucnosti vesmíru, kdy vinou rostoucího podílu skryté energie dojde k překotnému rozpínání vesmíru přibližně za 100 mld. let. Tehdy i nejbližší okolní galaxie zmizí za obzorem událostí. Současně galaxie v Andromedě M31 a naše Galaxie vytvoří obří eliptickou galaxii, ale již za 100 biliónů let se ke Slunci těsně přiblíží jiná hvězda a odtrhne svou gravitací Zemi, která bude od té doby putovat jako bludný Holanďan temnotami vesmíru, pokud se ovšem vyhne pádu do černé veledíry v centru naší Galaxie, popř. v centru galaxie v Andromedě. Během úděsné doby 10120 roků se vesmír prakticky rozplyne v nicotu a jeho průměrná teplota klesne velmi blízko k absolutní nule. Tento scénář se obrazně nazývá "velký chlad", ale je klidně možné, že se v mezidobí projeví platnost fyzikálních zákonů, o jejichž povaze nemáme tušení.
S. Madchenko aj. zkoumali pozorované rozložení skryté látky uvnitř trpasličích galaxií, kde teoretické modely selhávají, protože dávají nekonečně vysokou hustotu skryté látky v jejich centru. Z pozorování však vyplývá, že hustota skryté látky v okolí jádra je konečná a stálá, tj. nezávisí na vzdálenosti od centra galaxie. To lze vysvětlit silným hvězdným větrem a výbuchy supernov, které dohromady promíchávají hustý mezihvězdný plyn v okolí jádra galaxie, čímž se snižuje gravitační potenciál a nepříjemná singularita zmizí.
R. Massey a N. Scoville v projektu COSMOS zobrazili pomocí HST 1,7 čtv. stupně oblohy a mapovali v něm ve třech rozměrech rozložení skryté látky vesmíru pomocí jejího účinku na gravitační čočkování 1 mil. galaxií až do vzdáleností 2 Gpc (polovina stáří vesmíru). Zjistili, že zastoupení skryté látky ve zkoumaném objemu je šestkrát vyšší než zastoupení látky zářící, a že prostorové rozložení obou látkových složek vesmíru se kryje.
A. Riess aj. využili objevu 13 vzdálených supernov Ia se z >1 v projektu GOODS (Chandra a ACS HST) k ověření platnosti stavové rovnice pro skrytou energii (dark energy) w(z) = -1 i potvrzení skutečnosti, že za posledních 10 mld. roků věku vesmíru se spektrální rozložení skryté energie nezměnilo. G. Miknaitis aj. a W. Wood-Vassey aj. dostali z obsáhlejšího souboru 102 supernov Ia se z v rozmezí 0,10 – 0,78 v kombinaci s výsledky přehlídky Supernova Legacy Survey v projektu ESSENCE pro stavovou rovnici skryté energie w = (-1,07 ±0,1) a zastoupení souhrnné hmotnosti skryté a zářící látky vesmíru ΩM = (0,27 ±0,03).
F. Wang aj. využili k výzkumu vlastností skryté energie jak supernov, tak fluktuací reliktního záření, akustických oscilací baryonů v přehlídce SDSS, měření zastoupení horkého plynu v kupách galaxií, růstu gravitačních poruch v přehlídce 2dFa rozložení vzdálených zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Odtud jim vyšla změna parametru w stavové rovnice od w = -1 pro současnost do w = -0,6 pro z = 1,75, tj. před 10 mld. let. Odtud též vyplývá, že k měřitelnému zrychlení tempa rozpínání vesmíru vlivem skryté energie došlo pro z v rozmezí 0,4 – 0,65 (před 4,3 – 6,0 mld.lety). I z tohoto komplexního výzkumu vychází tatáž hodnota ΩM = 0,27. M. Hobson aj. však poznamenávají, že i když je skrytá energie vesmíru jeho hlavní složkou, kvantová mechanika předvídá její ještě mnohem vyšší zastoupení - jde dokonce o vůbec největší nesouhlas teorie s pozorováním o neuvěřitelných 120 řádů a v tuto chvíli si s tím nikdo neví rady!
Se zajímavým postřehem přišli C. Lineweaver a C. Egan, kteří si uvědomili, že v současné epoše vesmíru je relativní zastoupení skryté látky i skryté energie zhruba téhož řádu, což je důsledek pozorouhodného výběrového efektu: jedině v tom případě je totiž vysoká pravděpodobnost výskytu planet terestrického typu a tedy i astronomů, kteří mohou vesmír rozumově zkoumat. Epocha srovnatelné velikosti skryté látky a skryté energie přitom není nijak dlouhá: v raném vesmíru je zastoupení skryté energie zanedbatelné, kdežto v senilním vesmíru je nicotné zastoupena baryonová látka, z níž jsou jak planety podobné Zemi, tak i hvězdáři. Pokud se tedy na planetě terestrického typu nestihne vyvinout inteligentní život do 10 mld. let od jejího vzniku, tak svou příležitost propásl.
F. van Leeuwen uskutečnil heroický projekt přepočítání všech paralax hvězd z katalogu družice HIPPARCOS na základě zlepšených údajů o systematických chybách měření na nestandardní oběžné dráze této družice. U některých známých objektů šlo o docela drastickou revizi paralax, zejména pro Deneb z 980 pc na 430 pc (!), ale pro Plejády se jejich vzdálenost mírně zvýšila ze 118 pc na 122 pc. Autor tím rovněž získal kvalitnější paralaxy pro bližší cefeidy v naší Galaxii a k nim přidal ještě 10 paralax blízkých cefeid z HST. Společně se třemi kolegy z Jižní Afriky tak přepočítali Hubbleovu konstantu H☉ z klasické práce A. Sandageho, takže příslušná hodnota H☉ vzrostla ze 62 na 70 km/s/Mpc. Podobně v klíčové práci W. Freedmanové aj. na základě měření z HST stoupla H☉ ze 72 na 76 km/s/Mpc. Zmenšil se také modul vzdálenosti Velkého Magellanova mračna na hodnotu (m - M) = 18,39 mag, tj. vzdálenost Mračna klesla na 47,5 kpc.
D. Spergel aj. využili tříletých měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP ke komplexnímu přepočtu parametrů standardního kosmologického modelu. Dostali tak H☉ = 73; w = (-0,97 ±0,07); ΩΛ = 0,72; součet klidových hmotností všech módů neutrin <0,66 eV/c2.
Jisté znepokojení vyvolala práce D. Schwarze a B. Weinhorsta, kteří zjistili, že z pozorování supernov třídy Ia pro z <0,2 vyplývá, že na severní polokouli se vesmír rozpíná zrychleně, kdežto na jižní polokouli konstantním tempem. Jelikož největší nesoulad rychlostí rozpínání se projevuje ve směru pólů nebeského rovníku, je ovšem pravděpodobné, že jde o neodhalený systematický efekt, nikoliv o anizotropii v rozpínání samotného vesmíru.
Poznámka: V tomto pokračování seriálu Žní jsem začal používat pro jednotný přepočet kosmologických červených posuvů z na vzdálenosti objektů v Gpc algoritmu z práce: E. L. Wright: PASP 118 (2006), 1711 pro plochý kosmologický model vesmíru. Autor používá pro tento model parametry: H☉ = 71 km/s/Mpc; zastoupení zářící a skryté látky vesmíru ΩM = 27 %; zastoupení skryté energie vesmíru ΩΛ = 0,73.
L. Rudnick aj. objevili pomocí antény VLA "chladnou" obří proluku v reliktním záření, jež je od nás vzdálena 3 Gpc o průměru 300 Mpc ve směru k souhvězdí Eridanu. Její původ není jasný, protože teorie nic takového nepředpokládá.
A. Kogut aj. ukázali, jak byla v tříletých údajích družice WMAP odečítána polarizace reliktního záření kosmického popředí, na němž se nejvíce podílí záření naší Galaxie. Autoři spočítali Stokesovy parametry I, Q a U po celé obloze s úhlovým rozlišením až 0,2° pro pět mikrovlnných frekvencí v rozsahu 23 – 94 GHz. Polarizační měření značně zvyšují hodnotu měření fluktuací reliktního záření pro účely kosmologie. Kosmologický červený posuv reliktního záření z = 1089 (380 tis. let po velkém třesku) je totiž podstatně větší, než kam lze do minulosti vesmíru dohlédnout v ostatních oborech elektromagnetického spektra.
J. Peacock upozornil, že nejvýznamnější složka vesmíru v podobě skryté energie svými vlastnostmi nápadně připomíná Einsteinovu kosmologickou konstantu LAMBDA, tj. fyzikální vakuum má homogenní a časově konstantní hustotu energie a vyvolává tak záporný tlak, způsobující přídavné rozpínání vesmíru. Energie vakua činí asi 2,4 meV/c2 s chybou jen 1 %.
D. Ballantyne aj. modelovali urychlování protonů v turbulentním magnetickém poli v okolí černé veledíry v centru naší Galaxii. Ukázali, že zásoba protonů se patrně nachází v prstenu, který obklopuje veledíru, přičemž jejich energie se pohybují v rozmezí 1 – 40 TeV a dohromady představují energii řádu 5.1038 TeV. Tento oblak vidí aparatura HESS, jež rovněž pozoruje protony unikající z prstenu až do úhlové vzdálenosti přes 1° od veledíry.
J. Abraham aj. uveřejnili první souhrnné výsledky pozorování kosmického záření o extrémních energiích pomocí hybridní (kombinace pozemních Čerenkovových detektorů a astronomických fluorescenčních detektorů spršek kosmického záření) Observatoře Pierra Augera za 3,7 roku expozice od ledna 2004 neúplnou aperturou observatoře, která byla v té době ještě ve výstavbě. Během zmíněného časového údobí se podařilo zaznamenat příchod 81 částic s primární energií vyšší než 40 EeV, z toho 27 částic mělo primární energii vyšší než 57 EeV, kde lze očekávat menší vliv intergalaktických a interstelárních magnetických polí na odchylky trajektorií částic od přímky.
Ze statistiky rozložení jejich směrů příletu jednoznačně vyplynulo, že rozložení je anizotropní, tj. že zdroje extrémně energetických částic (protonů a atomových jader) kosmického záření jsou diskrétní a leží velmi pravděpodobně za hranicemi Místní soustavy galaxií, ale blíže než 75 Mpc od nás. Ukázala to také statistická korelace mezi polohami zdrojů kosmického záření extrémních energií a polohami blízkých galaxií s aktivními jádry. Observatoř Pierra Augera v Argentině začala v rubrice Event Display na adrese www.auger.org uveřejňovat 1 % naměřených dat pro zachycené částice o energiích do 50 EeV s cílem povzbudit učitele i studenty, aby využili těchto údajů pro seznámení s problematikou kosmického záření o extrémních energiích.
Uplynulo již půl století od epochální práce Wheelerova žáka H. Everetta III: "Relative State" formulation of Quantum Mechanics (Rev. Modern Phys. 29 (1957), no. 3, 457), v níž se autor pokusil spojit obecnou relativitu s kvantovou mechanikou pomocí domněnky o paralelních souběžně existujících vesmírech. Ty však obvykle nevidíme, protože se zhroutí dříve, než je stihneme pozorovat vinou tzv. dekoherence. S odstupem doby je zřejmé, že Everett (*1931) měl tu smůlu, že přišel se svým nápadem příliš brzo, takže jeho lidský osud byl truchlivý. Další vědecké práce již nepublikoval, nezískal žádné akademické místo a zemřel v r. 1982, aniž by se dožil rehabilitace své práce, která je dnes považována za průkopnickou, přestože se pohybuje na tenkém ledě vědecké sci-fi. M. Tegmark explicitně vyslovil názor, že pokud přijímáme kvantovou mechaniku, musíme uvěřit i v paralelní vesmíry.
M. Abramowicz upozornil na další rozšířenou chybnou představu, že kosmologické rozpínání geometricky plochého třírozměrného prostoru vesmíru s křivostí 0 nelze při pozorování odlišit od kinematiky galaxií, jež se pohybují v plochém a nerozpínajícím se prostoru. Ve skutečnosti se totiž rozpínání vesmíru odehrává v zakřiveném prostoročase a to umožňuje odlišit kosmologické rozpínání od Dopplerova vzdalování v nerozpínajícím se prostoru, dokonce bez ohledu na to, zda by tento prostor byl geometricky plochý nebo zakřivený.
Tento odstavec nelze začít jinak než zprávami o marném stopování neutrin v laboratoři i z kosmu. M. Ikeda aj. uveřejnili výsledky hledání mimoslunečních neutrin s energiemi řádu 10 MeV v detektoru Superkamiokande v obdobích květen 1996 - červenec 2001 a prosinec 2002 - říjen 2005, což představuje úhrnem 2589 dnů (téměř 7,1 roku) pozorování. Pokud by v tom období vzplanula supernova ve vzdálenosti do 10 kpc od Země, měla by podle současných teorií aparatura zaznamenat řádově 10 tis. neutrin této energie během několika desítek sekund. Jelikož nebyl zjištěn vůbec žádný signál, znamená to, že ve zmíněných intervalech v Galaxii ani jejím okolí do 100 kpc od Slunce žádná nevzplanula.
Ačkoliv již od r. 2000 funguje v Antarktidě obří detektor kosmických neutrin AMANDA hluboko zapuštěný do čirého antarktického ledu, všech 4282 neutrin, která byla zachycena do konce r. 2004 po průchodu zeměkoulí (AMANDA vybírá jen taková neutrina; jinak by byla zahlcena částicemi, přicházejícími z oblohy nad Antarktidou) pochází z rozpadu energetických částic primárního kosmického záření v atmosféře Země nad severní polokoulí. Ani jedno z registrovaných neutrin nepřiletělo z vesmíru, což je vlastně velké zklamání. Podobně skončilo neúspěchem hledání hypotetického sterilního neutrina v experimentu MiniBooNE v laboratoři Fermilab v Batavii (Illinois), který probíhal po dobu 9 roků. Neexistence sterilních neutrin je však dobrou zprávou pro platnost standardního částicového modelu kvarků a leptonů.
Stejně tak se stále nedaří nalézt Higgsův boson předpovězený již v letech 1963-64 řadou autorů, jenž by měl završit standardní částicový model. Nejblíže objevu byl urychlovač Tevatron ve Fermilabu, ale v r. 2007 se ani tam nepodařilo Higgsův boson objevit; tamější fyzikové stanovili alespoň horní mez jeho hmotnosti 144 GeV/c2. Větší naději tak bude mít až evropský urychlovač LHC v CERN u Ženevy, jehož spuštění se však neustále odsouvalo pro sérii technických problémů při stavbě a dokončování tohoto mimořádně složitého zařízení na hranici možností současné techniky.
C. Spiering poukázal na současný stav a perspektivy astročásticové fyziky v Evropě pro období do r. 2015. Největší úsilí bude soustředěno na rozpoznání povahy skryté látky vesmíru a na experimenty, které by mohly stanovit poločas rozpadu protonu. Třetím nosným tématem bude komplexní studium neutrin, jakož i výzkum nitra Slunce, Země a výbuchů supernov pomocí těchto plachých částic. Čtvrtým prioritním oborem se stává výzkum původu kosmického záření rekordních energií a posledním hledání gravitačních vln z vesmíru.
D. Kapner aj. uveřejnili výsledky důmyslného experimentu, při němž měřili gravitační sílu mezi třemi rotujícími disky o tloušťce 1 mm až do minimální vzdálenosti 55 μm od sebe pomocí Cavendishových torzních vah. Nenalezli přitom s přesností na 0,1 % žádné měřitelné odchylky od platnosti Newtonova gravitačního zákona, což mimochodem znamená, že údajné další geometrické rozměry vesmíru jsou "sbaleny" pod délku 44 μm
Naproti tomu vědeckou tragédií zejména pro vedoucího projektu F. Everitta ze Stanfordovy University představuje činnost americké družice Gravity Probe B, která odstartovala v dubnu 2004 po 44 letech (!) příprav a po vynaložení 760 mil. dolarů na její konstrukci a vypuštění. Družice měla na oběžné dráze kolem Země ověřit jemné efekty obecné teorie relativity (OTR; relativistickou deformaci prostoročasu v gravitačním poli Země a relativistické strhávání inerciální souřadné soustavy zemskou rotací) s rekordní přesností. I když družice měřila od konce srpna téhož roku až do konce září 2005, výsledek je žalostný. Podařilo se tak sice změřit geodetickou precesi s přesností na 1,5 %, ale nikoliv zmíněné strhávání prostoročasu, protože na klíčových součástkách experimentu - vyleštěných křemenných kuličkách čtyř gyroskopů - se hromadily elektrostatické náboje a souvislá měření byla narušována poruchami od slunečních erupcí. Vznikly tak velké systematické chyby měření, které se ani po velkém úsilí nepodařilo řešitelskému týmu odstranit.
Podle I. Ciufoliniho však lze pro ověření velikosti obou efektů OTR využít pozorování družic Lageos 1 a 2, vypuštěných na vysoké oběžné dráhy (>5,6 tis. km) v letech 1976 a 1992. Jde fakticky o nevelké (0,6 m) mosazné koule o hmotnosti cca 400 kg, jejichž povrch je pokryt 426 křemennými retroreflektory pro přesné laserové měření jejich polohy a tím i parametrů jejich dráhy. Z dosavadních mnohaletých měření byla ověřena geodetická precese OTR s přesností ma 0,1 % a strhávání souřadné soustavy s přesností 10 %.
Zatímco experimentální ověřování OTR je, jak patrno, obtížné, v teorii se podařil průlom díky numerické relativitě na soudobých výkonných počítačích. M. Campanelliová aj. ukázali na zajímavý důsledek splývání hvězdných (Kerrových) černých děr, které mají obecně různé hmotnosti a různě orientované spiny (osy rotace). Je-li např. osa spinů skloněna k oběžné rovině dvojdíry pod úhlem 45° a jestliže poměr hmotností obou složek dvojdíry je 1:2, pak slitá černá díra má spin otočený o 103° od původního směru a získá prostorovou rychlost 450 km/s, která je více než dvojnásobná proti případu, kdy by se slévaly nerotující (Schwarzschildovy) černé díry. Jsou-li spiny obou složek dvojdíry protiběžné a dosahují hodnot spinu ±0,5 (spin 1 znamená, že černá díra rotuje maximální možnou rychlostí), přičemž rotační osy leží v oběžné rovině dvojdíry, tak dostanou při slití rychlost přes 1,8 tis. km/s kolmo k oběžné rovině. Pokud by spiny dosáhly hodnot ±1, tak rychlost sloučené černé díry dosáhne dokonce 4 tis. km/s, takže takové objekty mohou navždy opustit i velmi hmotná jádra galaxií a stát se intergalaktickými nomády, protože únikové rychlosti z galaxií nikdy nepřesahují 2 tis. km/s.
Obdobné výpočty pro slévání černých veleděr v jádrech galaxií uveřejnili T. Bogdanovicová aj., C. Reynolds a C. Miller. Při rozdílným směrech spinu obou veleděr by mělo dojít k nesouměrnému vyzařování gravitačních vln a tím i k silnému gravitačnímu impulsu slité veledíry únikovou rychlostí z nitra galaxie. Akreční disky kolem veleděr však představují nástroj pro srovnání souososti obou složek, takže výsledný gravitační "štulec" nepřesáhne 200 km/s. K podobnému výsledku dospěli také E. Bonning aj., kteří na jedné straně ukázali, že v "obnažené" verzi by díky odrazu nesouměrným gravitačním vyzařováním černých veleděr dostala výsledná veledíra prostorovou rychlost řádu tisíců km/s, ale vlivem akrečních disků bude mít jen 0,2 % veleděr prostorovou rychlost >800 km/s a jen 0,04 % rychlost >2 500 km/s. Skutečně pak E. Nonningová aj. ukázali na souboru 2,6 tis. kvasarů z přehlídky SDSS, že ani jeden z nich nemá vysokou prostorovou rychlost.
Podle Y. Lua aj. mohou však binární černé veledíry v jádře galaxií vymrštit z galaxie osamělé hvězdy únikovou rychlostí až 1 tis. km/s. Alternativně stačí jedná černá veledíra na urychlení těsné dvojhvězdy, která se neopatrně dostala do blízkosti veledíry. Objev tak rychlé dvojhvězdy by byl zřetelným důkazem, že černé veledíry skutečně existují.
M. Micic aj. využili numerické relativity k simulaci procesů, které z hvězdných černých děr vytvářejí intermediální černé díry a nakonec i černé veledíry. Ukázali, že zdrojem intermediálních černých děr jsou hmotné hvězdy populace III, které žijí velmi krátce a zhroutí se na poměrně hmotné černé díry, které se již pro z = 11 (420 mil. let po velkém třesku) slévají na intermediální černé díry s hmotnostmi 100 – 100 000 M☉. Z nich pak nejpozději za další půl miliardu let vznikají černé veledíry o hmotnostech nad 1 MM☉, které však v té době ukončí růst, prožijí krátkou epizodu galaxií typu AGN, následovanou obdobím překotné tvorby hvězd a nakonec skončí jako "usedlé" galaxie, příkladně jako naše Mléčná dráha.
V r. 1969 vyslovil známý britský teoretický fyzik R. Penrose domněnku, že nelze získat žádné informace o nahých singularitách při řešení rovnic OTR, protože jsou skryty za obzorem událostí. Podle Penroseho existuje tedy kosmická cenzura a jedinou nahou singularitou ve vesmíru je samotný velký třesk. Nyní však ukázali nezávisle A. da Silva a A. Peters s M. Wernerem, že při dostatečně rychlé rotaci elektricky nabité černé díry obzor událostí zmizí, takže v tom případě by kosmická cenzura nefungovala. Je ovšem otázka, zda skutečné černé díry nebo veledíry mohou nést elektrický náboj, i když teoreticky to možné je.
F. Tipler aj. se věnovali informačnímu paradoxu černých děr, protože, jak ukázal S. Hawking v sérii prací z let 1976-1996, pádem objektů do černých děr zaniká informace, kterou objekty nesly před pádem pod obzor událostí. Hawking však v r. 2005 změnil názor na informační paradox, ale zatím svůj důkaz nezveřejnil. To však nezávisle udělali T. Vachaspati, L. Krauss a D. Stojkovic, když ukázali, že materiál padající na černou díru ve skutečnosti z pohledu vnějšího pozorovatele "zamrzne" na obzoru událostí a vlivem Hawkingova kvantového vyzařování se nakonec dostane zpět do vnějšího prostoru vesmíru, takže informační paradox opravdu neplatí. Zřejmě tedy existují "černé hvězdy", které nenápadně a velmi pomalu informační paradox řeší stejně jako paradox termodynamický.
Dalším známým, ale dosud jen nepřímo potvrzeným důsledkem OTR je existence gravitačních vln při pohybu "gravitačních nábojů", tj. při zrychleném nebo brzděném pohybu jakékoliv hmoty. Na rozdíl od silné elektromagnetické interakce je však gravitační interakce mimořádně slabá (pro srovnatelné objekty o plných 36 řádů!), takže sám A. Einstein dlouho na existenci gravitačních vln nevěřil a v r. 1936 dokonce ve spolupráci s N. Rosenem připravili teoretický důkaz jejich neexistence! Naštěstí H. P. Robertson stačil přesvědčit Einsteina, že v jejich interpretaci je chyba, kterou Einstein opravil - jak sám uvedl na konci článku - až po odjezdu spoluautora Rosena do Sovětského svazu. Výsledným článkem v r. 1937 (J. Franklin Inst. 223, 43) pak existenci gravitačních vln teoreticky dokázal!
V r. 2007 zjistili R. Easther aj., že v principu by bylo možné zaznamenat gravitační vlny z doby, kdy končila kosmologická inflace, tj. asi 10-32 s po velkém třesku. Téměř současně objevili J. Jonsson aj. efekt rozmítání frekvence gravitačních vln při splývání hmotných těsných dvojhvězd, které připomíná kolísavé houkání sirény. Frekvence kolísání je stálá, takže takové dvojhvězdy mohou sloužit jako gravitační "standardní svíčky". Tím se též stávají nezávislými indikátory své vzdálenosti, protože kolektivní gravitační čočkování signálu v mezihvězdném prostoru (úměrné vzdálenosti) posouvá frekvenci houkání, podobně jako se mění okamžik příchodu impulzů rádiového záření pulsarů v závislosti na jejich frekvenci vlivem disperze rádiového záření na volných elektronech v mezihvězdném prostoru.
Podle C. Feffayeta a K. Menoua lze očekávat, že pozorování "houkajících sirén" při splývání hmotných černých děr bude možné uskutečnit pomocí kosmického projektu LISA někdy koncem příštího desetiletí. Nicméně K. Belczynski aj. zchladili případný optimismus v tomto směru výpočtem pravděpodobnosti výskytu dvojhvězd složených z dvojice černých děr, když ukázali, že takové soustavy vznikají jen ojediněle. Jen o řád vyšší je pravděpodobnost vzniku dvojhvězd složených ze dvou neutronových hvězd, ale i takové soustavy jsou ve vesmíru vzácné (viz pulsar 1913+16, kde byly gravitační vlny objeveny nepřímo J. Taylorem a R. Hulsem v r. 1983 ze soustavného zkracování oběžné doby soustavy a získali tak v r. 1993 Nobelovu cenu za fyziku).
Od přímého objevu gravitačních vln jsme však stále ještě vzdáleni, i když technický pokrok aparatur je povzbuzující: jednak se docílilo synchronizace měření amerických aparatur LIGO s německým detektorem GEO600 a italsko-francouzským detektorem VIRGO a jednak se dle B. Abbotta aj. podařilo v r. 2007 zvýšit citlivost detektorů LIGO v pásmu frekvencí 51 – 150 Hz více než o řád a další řádové zvýšení citlivosti se už připravuje.
Dátum poslednej zmeny: 14. januára 2010