ŽEŇ OBJEVŮ 2015 (L.) - DÍL E
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

Velký mezinárodní tým pod vedením V. Vikrama využil nové širokoúhlé (570 Mpix) kamery DECam během jejího testování u 4m Blancova teleskopu na observatoři CTIO v Chile ke snímkování 139 čtv. stupňů jižní oblohy se středem pole o souřadnicích 05-52 s cílem vytvořit hmotnostní mapu skryté látky pomocí metody slabého gravitačního čočkování. Podařilo se jim tak odhalit nadkupy i proluky v hlubokém vesmíru (vzdálenosti 1,8 ÷ 2,6 Gpc). Ze snímků více než 1 mil. galaxií pak nalézali fluktuace hmotnosti skryté látky na úrovni téměř 7σ při úhlovém rozlišení kolem 20´. Na snímcích jsou patrné hlavní rysy kosmologické pavučiny, v jejichž uzlech a vláknech se nacházejí kupy galaxií oklopené rozmytými obrysy skryté látky. Jde však teprve o slibný začátek. V programu DES (Dark Energy Survey ) se prohlédne zhruba 30× větší plocha oblohy.

Rozložení skryté látky lze též studovat pomocí reliktního záření, jehož intenzita je zesílena slabým gravitačním čočkováním rozsáhlých hal skryté látky o hmotnostech ~10¹³ M_☉, jak ukázali M. Madhavacheril aj. polarimetrickými měřeními radioteleskopem ACTPol (Atacama Cosmology Telescope Polarimeter ). Díky těmto měřením našli 12 tisíc téměř bodových zjasnění, jejichž polohy souhlasí s polohami obřích galaxií přehlídky SDSS. Každá z těchto galaxií je obklopena velmi hmotným halem skryté látky o řád větším než je halo skryté látky kolem naší Galaxie. Naměřená rozložení hal s úhlovým rozlišením kolem 1´ dobře odpovídají kosmologický modelům pro rozložení skryté látky.

Také D. Harvey aj. potvrdili existenci skryté látky ve 30 kupách galaxií pozorováním 72 případů, v nichž se jednotlivé galaxie právě prolínají. Nalezli pro každý úkaz jednak hmotné těžiště zářící látky (plynu a hvězd), ale též těžiště skryté látky, která se projevuje poruchami v rozložení zářící látky. Obě těžiště jsou vůči sobě soustavně posunuta, což svědčí o gravitačním působení skryté látky na látku zářící.

Jak uvedl D. Castelvecchi, urychlovač LHC v laboratoři CERN se zdokonaluje k poslednímu pokusu objevit částice skryté látky v podobě WIMP (Weakly Interacting Massive Particle ). Odhaduje se, že hmotnost těchto částic by měla být minimálně stejná jako hmotnost protonu (~1 GeV), ale může být i podstatně vyšší (~1 TeV), takže se budou pohybovat líně a budou tedy „chladné“. Mnozí odborníci však začínají pochybovat, že částice WIMP existují, a začínají hledat jiné možnosti, jak vysvětlit vlastnosti skryté látky, kterou astronomové vidí díky jejím gravitačním účinkům velmi dobře. M. Cervantes a R. Lang využili podzemní aparatury XENON100 k hledání interakcí mezi elektrony a hypotetickými částicemi skryté látky. Ani jim se nepodařilo najít během dlouhotrvajícího sledování žádný signál, takže existence částic skryté látky zůstává i nadále velkou záhadou.

Téměř surrealisticky působí nápad G. Prézeaua, jak studovat vlastnosti skryté látky ve Sluneční soustavě. Autor vychází z poznatku, že ve vnějších halech galaxií máme jasné doklady o existenci skryté látky v podobě velejemných vláken. Podle jeho názoru se vlákna koncentrují do míst, kde je podstatně zvýšená hustota zářící látky, což znamená, že velmi jemné „vlasy“ skryté látky bychom měli pozorovat v blízkosti planet Sluneční soustavy. Z autorových výpočtů pro Zemi a Jupiter vychází, že tyto vlasy procházejí skrze obě tělesa a jejich hustota se zvyšuje proti pozadí o 7 řádů pro Zemi a 8 řádů pro Jupiter. „Kořínky“ vlasů se nacházejí ve vzdálenosti kolem 1 mil. km od centra Země, resp. 100 tis. km od centra Jupiteru, a tam se údajně dociluje hustota o 9, resp. 11 řádů vyšší, než je hustota pozadí! Autor dokonce tvrdí, že pokud by se podařilo existenci těchto vlasů potvrdit, rozřešíme tím i otázku, jaká je jejich fyzikální podstata. Kdyby tato práce neprošla recenzním řízením v prestižním časopise ApJ 814; 122, věru bych se neodvážil o ní v tomto přehledu ani zmínit.

V polovině prosince 2015 vypustila čínská kosmická agentura CNSA (China National Space Administration ) umělou družici DAMPE (DArk MattErProbE ) určenou k detekci kosmického záření (KZ) a paprsků gama vysílaných supernovami, pulsary a snad i při interakcích zářící a skryté látky. Dva podobné přístroje z členských států NASA a ESA sledující podobné cíle už pracují na ISS. Jde o aparaturu AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer ) a CET (Calorimetric Electron Telescope).

J. Magana aj. využili hmotné kupy galaxií Abell 1689 (Vir ; vzdálenost 750 Mpc; hmotnost 500 TM_☉; nejvyšší počet svítících oblouků; přes 160 tis. kulových hvězdokup) jako mocné gravitační čočky pro zobrazování galaxií v hlubokém vesmíru. To jim umožnilo testovat čtyři různé modely budoucího zrychleného rozpínání vesmíru vinou skryté energie a porovnat empirické údaje z čočkování s dosavadními nezávislými metodami měření. K těm patří pochopitelně určování vzdáleností supernov třídy Ia hlubokém vesmíru (tak byl jev zrychleného rozpínání vesmíru v r. 1998 objeven), dále měření baryonových oscilací v kosmologické pavučině a rovněž pozorování fluktuací reliktního záření. Autoři prokázali, že pozorování velmi vzdálených galaxií pomocí silného gravitačního čočkování je velmi nadějné pro nezávislou a velmi přesnou kontrolu průběhu zrychleného rozpínání vesmíru, což pomůže rozlišit, který z dosavadních modelů rozpínání se nejvíce blíží realitě.

P. Hamilton aj. dokázali v podzemní laboratoři pomocí interferometrických měření, že skrytá energie pravděpodobně nemůže být vysvětlena existencí páté síly ve vesmíru, což by představovalo rozpor se současnou teorií gravitace. Ani E. Aprile aj. v pokusu XENON100 nenalezli žádné důkazy, že by se za skrytou energií skrývala tzv. chameleonová síla, jejímž nosičem by měl být částice, jež se chovají podobně jako populární ještěři, ale na rozdíl od nich nemění svou barvu, nýbrž hmotnost v závislosti na hustotě okolního prostředí! V hustém prostředí mají chameleony vysokou hmotnost, ale v řídkém naopak hmotnost ztrácejí. Oba zmíněné pokusy však jejich existenci silně zpochybnily.

6.3. Kosmologické konstanty a modely

V posledním roce druhého tisíciletí začala dosud nejrozsáhlejší přehlídka velkorozměrové struktury vesmíru díky 2,5m teleskopu SDSS (Sloan Digital Sky Survey ) instalovanému na observatoři Apache Point v Novém Mexiku (2,8 km n.m.) vybavenému širokoúhlou digitální mozaikovou kamerou se zorným polem o průměru 3°. Kamera se skládá ze 30 čipů CCD (2048x2048 pixelů), tj. celkem 126 Mpix, jež jsou uspořádány do šesti sloupců po pěti čipech a pokrývá pásmo UV až blízké IČ v šesti filtrech s centrem propustnosti 355 ÷ 893 nm. Duchovním otcem projektu je americký astronom James Gunn (*1938), jenž má ovšem řadu znamenitých spolupracovníků a pokračovatelů. Teleskop SDSS postupně uskutečňuje řadu přehlídek oblohy viditelné ze zeměpisné šířky +35°.

Během posledních 7 let pozorování zaznamenal teleskop rozložení galaxií na 25 % oblohy v projektu BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ), v němž se porovnává rozložení galaxií v obdobích před 3,5 a 5,7 mld. let a k tomu se připojilo rozložení kvasarů před 11 mld. let. To znamená, že se tak dá porovnat struktura vesmíru před a po začátku zrychleného rozpínání vesmíru v čase před 7 mld. let. Další výhodou přehlídky je možnost zjišťovat vzdálenosti těchto objektů nezávisle na hodnotách červeného posuvu, a to na základě velikosti fluktuací četností galaxií v různých epochách vývoje vesmíru. V raném vesmíru podléhaly malým oscilacím hustoty. V současné době je však hustota baryonů v galaxiích o šest řádů vyšší než je průměrná hustota zářící a skryté látky vesmíru. Větší hustota baryonů způsobila další nabalování hmoty z okolí, ale interakce baryonů s fotony vedla k ohřevu, který vyvolal tlakové vlny mířící zvnitřku koncentrovaných baryonů ven. Tyto akustické vlny lze dobře pozorovat. V současné době jsou vrcholy sousedních akustických vln od sebe vzdáleny průměrně 150 Mpc. Do r. 2015 se podle T. Delubaca aj. a F. Beutlera aj. podařilo zpracovat 85 % pozorovacího materiálu s udivující přesností 1 % v určování vzdáleností galaxií. Tak se podařilo dokázat, že ve shodě s teorií nejjednodušší formy skryté energie vesmíru se její hustota během rozpínání vesmíru nemění! To je důvod, proč v raném vesmíru nehrála skrytá energie téměř žádnou úlohu, ale od poloviny dosavadního věku vesmíru začala díky neměnné hustotě a své odpudivé síle převažovat nad gravitací zářivé i skryté látky a proto se tempo rozpínání vesmíru od té doby zvětšuje.

M. Rigault aj. zjistili, že supernovy třídy Ia, které vybuchují v prostředí výrazné tvorby hvězd, nejsou tak svítivé jako tytéž supernovy v prostředí, kde se hvězdy netvoří. Představuje to tedy problém pro studie, v nichž se užívá těchto „standardních“ svíček k určování vzdáleností galaxií a k výpočtu Hubbleovy konstanty tempa rozpínání vesmíru. Následkem toho je velikost této konstanty soustavně přeceňována. Autoři kriticky probrali celý řetězec určování vzdáleností v příčkách kosmologického žebříku, počínajícím trigonometrickými vzdálenostmi v naší Galaxii, následně pak cefeid ve Velkém Magellanově mračnu a ve spirální galaxii NGC 4258 (=M106; CVn ; typ AGN; vzdálenost 7,60 Mpc určená pomocí rádiových spektrálních čar megamaseru na frekvenci 22 GHz; vlnová délka 13,6 mm). Odtud pak dostali revidovanou hodnotu H _O = (70,6 ±2,6) km/s/Mpc. Pokud použili jenom megamaserovou příčku NGC 4258, tak obdrželi dokonce H _O = (68,8 ±3,3) km/s/Mpc ve velmi dobré shodě s naprosto nezávislým určením H_☉ pomocí multipólového rozvoje fluktuací reliktního záření.

Podobně revidovali hodnotu H_☉ S. Jang a M. G. Lee, kteří pro určování vzdáleností tří galaxií použili metodu přesného určení polohy špičky větve červených obrů z archivních snímků HST. Šlo o populární dvojici galaxií v interakci NGC 4038/4039 (Crv ) zvanou Tykadla, pro níž tak dostali poměrně přesnou vzdálenost (21,6 ±1,2) Mpc, a dále o galaxii NGC 5584 (Vir ), kde naměřili stejnou metodou vzdálenost (22,5 ±1,2) Mpc. Tyto vzdálenosti jim pak pomohly odvodit absolutní hvězdné velikosti pro pět zčervenalých supernov třídy Ia a pro tři nepatrně zčervenalé. Odtud dostali revidované hodnoty H_☉ pro obě skupiny. V prvním případě určili H _O = (69,3 ±3,9) km/s/Mpc a ve druhém H _O = (72,2 ±4,0) km/s/Mpc. Tím prvním určením H_☉ se přiblížili hodnotě určované nezávisle pomocí fluktuací reliktního záření.

P. Ade aj. ve velkém mezinárodním týmu (~170 spoluautorů) zveřejnili dosud nejpřesnější údaje o hodnotách důležitých fyzikálních konstant, což zlepšuje naše možnosti popsat události, které se odehrávaly v raném vesmíru během éry šerověku a při jeho ukončení rekombinací v čase 400 milionů let po Velkém třesku. Díky dosud nejpřesnějším údajům o fluktuacích reliktního záření mikrovlnné družice Planck (měření v letech 2009-2013) odvodili, že případná relativní změna velikosti konstanty jemné struktury nepřesáhla (3,6 ±3,7).10^-3 proti její současné hodnotě. Podobně její hodnota nezávisí na směru měření s přesností (-2,4 ±3,7).10^-2. Jinými slovy jde skutečně o konstantu nezávislou na stáří a poloze ve vesmíru. K podobně přesné nezávislosti na stáří vesmíru dospěli také při určování možné variace v hmotnosti elektronu, která není v relativní míře větší než (4 ±11).10^-3. Tato měření zlepšila v porovnání s výsledky předešlé družice WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - měření v letech 2000-2011) jim také umožnilo odstranit matematickou degeneraci mezi zmíněnými hodnotami a velikostí Hubbleovy konstanty H_☉.

W. W. Zhu aj. sledovali pomocí obřích radioteleskopů GBT (100m Green Bank Telescope, Západní Virginie) a 300m teleskopu v Arecibu oběžnou periodu (67,8 d) binárního pulsaru PSR J1713+0747 (kruhová dráha o poloměru 10 mil. km; sklon i = 73°) po dobu 21 let. Pulsary jsou obecně nejpřesnější kosmické hodiny, takže náhodné chyby jednotlivých měření nepřesáhly za celou dobu 90 nanosekund. Tak se jim podařilo odvodit, že pulsar (neutronová hvězda) má hmotnost (1,31 ±0,11) M_☉ a jeho průvodce (bílý trpaslík) hmotnost (0,286 ±0,012) M_☉. Zároveň zpřesnili i vzdálenost této soustavy na (1,15 ±0,03) kpc. Oběžná perioda se celou dobu nezměnila o více než (-0,20 ÷ 0,17) pikosekund/s, což dává vysoce konstantní oběžnou dobu. Díky tomuto výsledku a za pomoci podpůrných měření od dalších pulsarů autoři ukázali, že gravitační konstanta G měřená pomocí přesných vzdáleností Měsíce od Země laserem je shodná s hodnotou odvozenou pro binární pulsar s relativní přesností (-0,06 ±1,1).10^-12 G.

6.4. Reliktní záření a magnetická pole

V r. 2015 byly publikovány první výsledky měření fluktuací reliktního záření družice Planck (ESA) vypuštěné v r. 2009 a fungující do 23. 10. 2013. Tato zatím suverénně nejlepší družice pro pokročilé studium reliktního záření navazovala svými aparaturami na zkušenosti, které získaly předešlé družice COBE (COsmic Background Explorer, 1989-1993, Nobelova cena 2006) a WMAP. Lišila se od nich zejména tím, že kromě měření intenzity a rozměrů fluktuací možnila také změřit směr a velikost polarizace reliktního záření, což umožnilo poprvé mapovat průběhy magnetických siločar v interstelárním a intergalaktickém prostoru). Zatímco úhlové rozlišení družice COBE dosahovalo jen 10°, tak WMAP měřila s rozlišením 0,25° a Planck s rozlišením 5´. Čidla družice Planck byla ochlazována na teplotu 0,1 K (!), takže teplotní citlivost aparatury dosahovala 1µK.

Jak uvedl B. Keating, reliktní záření představuje nejdokonalejší experimentální černé těleso, takže umožňuje ověřovat Planckův zákon pro černá tělesa s nejvyšší možnou přesností vůbec. Další předností družice byla možnost souběžných měření v devíti pásmech elektromagnetického záření v rozmezí 30 ÷ 353 GHz (0,85 ÷ 10 mm). V  r. 2014 totiž J. Kovac aj. ohlásili objev gravitačních vln z inflační fáze rozpínání vesmíru v čase ~10^-35 s na základě měření aparatury BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalatic Polarization ) na jižním pólu. Tato polarizační měření však probíhala na jediné mikrovlnné frekvenci (150 GHz), a v lednu 2015 ukázaly výsledky družice Planck, že aparatura BICEP2 ve skutečnosti změřila vyzařování interstelárního prachu v naší Galaxii, který díky většinou hladce uspořádaným siločarám magnetického pole Galaxie jeví stejnou polarizaci jako teoreticky předpovídané gravitační vlny ve velmi raném vesmíru.

V červenci 2015 shrnula C. Carlisleová nejdůležitější výsledky družice Planck. Z multipólového rozvoje úhlových rozměrů fluktuací v rozmezí 0,07° ÷ 90° vychází hlavní vrchol na úhlovou rozteč 1°. Odtud pak vyšlo stáří vesmíru od velkého třesku (13,80 ±0,04) mld. let; podíl skryté energie (69,2 ±1,2) % a H _O = (67,8 M_☉ ±0,9) km/s/Mpc. Polarizaci prachu a plynu magnetickým polem Galaxie měřila družice Planck na frekvencích 353, 545 a 857 GHz (0,34 ÷ 0,85 mm). Tak se ukázalo, že magnetické pole je zejména v hlavní rovině spirální struktury Galaxie hladce uspořádané. Prachová zrnka sledují vlákna magnetických siločar. Turbulence a silná pole se však vyskytují v oblastech aktivní tvorby hvězd, jako je např. známá Velká mlhovina v Orionu (M42).

M. Johnson aj. využili tří antén (Havaj, Kalifornie a Arizona) systému EHT (Event Horizon Telescope ) v okolí rádiového zdroje Sgr A* v centru Galaxie, kde se nachází černá veledíra o hmostnosti ~4 MM_☉. Díky měření polarizace rádiového záření objevili synchrotronové záření, vyvolané kroužením elektronů ve vývrtce podél siločar magnetického pole. Intenzita záření však rychle kolísá na stupnici čtvrt hodiny, což znamená, že pole se rychle pohybuje ve vzdálenosti asi 6 Schwarzschildových poloměrů od veledíry. Jak poznamenal C. Reynolds, jde o velmi cenná pozorování, protože až dosud vědci předpokládali, že horký plyn bude kolem veledíry kroužit věčně, protože je velmi řídký a tak se nebrzdí. Jenže proměnlivé magnetické pole ho brzdí turbulencí, čímž mu odebírá moment hybnosti, takže plyn se nakonec zřítí do veledíry.

J. McBride aj. ohlásili první objev měření indukce magnetického pole v cizí galaxii pomocí Zeemanova rozštěpu spektrálních čar. Použili k tomu radiointerferometru na velmi dlouhé základně (VLA, GBT, Arecibo ) ve dvojitém polarizačním módu a sledovali tak čáry interstelárního megamaseru OH v prostupujících galaxiích Arp 220 (Ser ; vzdálenost 77 Mpc). Prolínání galaxií začalo před 700 mil. lety a je doloženo dvěma jasnými jádry s překotnou tvorbou hvězd v rozteči 350 pc od sebe, jakož i klasifikací soustavy jako nejbližší ultrasvítivý zdroj infračerveného záření (ULIRG ). Autoři proměřili indukci magnetického pole v centrálních zhuštěních o průměrech ~1 pc a dostali tak průměrnou hodnotu indukce lokálních magnetických polí v rozsahu 0,1 ÷ 0,5 µT. T. Yiastova-Hullová aj. ukázali, že v centrálních oblastech obou jader se absorbuje 65 ÷ 100 % KZ vinou velmi hustého molekulového plynu. To znamená, že jádra slouží jako protonové kalorimetry. Z obou jader tedy prýští jednak fotony záření gama, ale také vysoce energetická neutrina. Autoři odhadli, že v těchto centrech dosahuje indukce magnetického pole řádu 0,1 µT ve shodě s výsledky J. McBrideho aj.

J. Durrive aj. studovali možnosti vzniku magnetických polí v raném vesmíru během epochy reionizace vyvolaných existencí I. generace velmi hmotných hvězd (populace III), kvasarů a zárodků galaxií. Ukázali, že průměrná indukce intergalaktických magnetických polí na délkové stupnici stovek kiloparseků dosahovala hodnot 10 ^-27 T a na stupnici stovek parseků až 10 ^-23 T. Tak došlo v epoše reionizace k promagnetizování vesmíru, což pochopitelně ovlivnilo další vývoj struktur vesmíru. J. Finke aj. zjistili na základě měření spektrálního výkonu pěti vzdálených blazarů v pásmu vysoce energetického záření gama, že dnes na délkové stupnici ~1 Mpc musí být indukce intergalaktických magnetických polí ≥10 ^-23 T.

Význam magnetických polí v současném vesmíru zdůraznili v přehledovém článku v časopise Space Science Reviews vol. 191 (2015) V. Beskin aj. Zatímco průměrná magnetizace vesmíru je velmi nízké, procesy gravitačního hroucení a s tím související rychlé rotace vedou efektem dynama k obrovskému zvýšení indukce lokálních magnetických polí až na neuvěřitelné hodnoty 100 GT. Silně magnetičtí jsou již bílí trpaslíci, ale nejtěžší váhu představují magnetary.

6.5. Kosmické záření (KZ)

Z. Y. Wang aj. zkoušeli porovnat dosavadní výsledky pozorování UHE KZ s pozorováními toku neutrin v observatoři IceCube na jižním pólu. Tam se totiž občas zachytí neutrina s energiemi řádu PeV, která by teoreticky mohly pocházet z proslulých zábleskových zdrojů záření gama (GRB ). Autoři však zjistili, že neutrinový tok v pásmu vysokých energií je vyšší, než aby se dal vysvětlit činností GRB. D. Eichler proto tvrdí, že podíl neutrin na celkovém zářivém výkonu GRB dosahuje nanejvýš 15 %, takže převážnou část jejich výkonu obstarávají paprsky záření gama.

L. Tibaldo aj. ukázali, že kosmické záření o energiích ≤1 PeV pochází ze zdrojů v naší Galaxii. Data za 6,1 let pozorování záření gama v pásmu energií 0,3 ÷ 10 GeV družicí Fermi prokázala, že KZ sice prostupuje celou Galaxii včetně jejího hala, ale většina zdrojů tohoto záření se nachází v disku Galaxie. Elektricky nabité částice galaktického KZ se skládá především z protonů, ale i jader hélia, ale i ze stabilních jader těžších prvků až po vzácně se vyskytující aktinidy. Kromě toho však zahrnuje také elektrony, pozitrony a antiprotony. Průměrná hustota energie kosmických paprsků je srovnatelná s hustotami energie interstelárního záření, magnetických polí a turbulentních pohybů v interstelárním plynu. KZ galaktického původu tak výrazně ovlivňuje tepelný, chemický a magnetohydrodynamický stav mezihvězdného prostředí. Interakce KZ s ostatními složkami galaktického prostředí se projevuje jednak jako popředí, ale i jako pozadí v mnoha spektrálních oborech od rádiových vln až po záření gama. K tomu připojil M. Johnson aj. poznámku o tom, že povrchy planet v Galaxii jsou obvykle dobře chráněny před nepříznivými vlivy kosmických paprsků především existencí astropauzy (ve Sluneční soustavě heliopauzy), planetárním magnetickým polem (zejména planetárním dynamem) a ještě i samotnou atmosférou, pokud ji ovšem planety mají.

J. Dwyer aj. popsali svůj hrůzyplný zážitek ze srpna 2009 při výzkumném letu tryskovýn strojem Gulfstream V na Floridě, na jehož palubě instalovali částicový detektor. Kvůli navigační chybě neletěli k pobřeží státu Georgia, jak pilot odečetl na radaru, ale přímo do hradby silných bouřek, které letadlem pohazovaly dopředu i dozadu, až nakonec začalo padat. Vědci už počítali s tím, že průlet skončí tragicky, ale letadlo to naštěstí ustálo. Když pak zpracovali záznamy z detektoru, objevili, že během průletu zaznamenali tři silné záblesky záření gama s energiemi 511 keV, což je energie anihilace elektronu s pozitronem. Každý záblesk trval 0,2 s a byl doprovázen produkcí fotonů záření gama s nižšími energiemi. Rozluštění záhady, co se v bouřkovém mraku odehrávalo, jim trvalo pět let. Podle jejich názoru se vysoko v atmosféře Země odehrála srážka UHE částice KZ s jádry atomů dusíku, která způsobila, že vznikl obláček pozitronů, který na úrovni mraku anihiloval s elektrony, ale nejpravděpodobněji přímo s křídly letadla, jež se v bouřce silně nabila a vytvořila kolem svého profilu extrémně silné elektrické pole. Ostatně už delší dobu se mnozí odborníci domnívají, že blesky jsou iniciovány právě energetickými částicemi KZ, protože bez jejich přičinění by vodivé dráhy v mraku nebo výboje směřující k zemi nevznikly. Autoři se nyní snaží využít vojenských pancéřovaných letadel užívaných k útokům na tanky, které by mohly úmyslné průlety bouřkovými mraky bez pohromy přežít. V každém případě jsou bouřkové mraky fyzikálním prostředím, o němž dosud mnoho nevíme.

A. Aab aj. zveřejnili výsledky desetiletého (leden 2004 - březen 2014) sledování UHE KZ na obří (plocha 3 tis. km²; 1,66 tis. pozemních detektorů a 27 širokoúhlých světelných komor s průměry zrcadel 3,5 m) hybridní Observatoři Pierra Augera v argentinské pampě v okolí městečka Malargüe (zeměpisná šířka -35°; nadmořská výška 1,4 km). Observatoř dokázala během té doby zaznamenat sekundární spršky od 602 primárních částic KZ s energiemi ≥40 EeV včetně 231 primárních částic s energiemi ≥53 EeV (pro tak vysoké energie je zakřivení drah paprsků od vzdáleného zdroje pod vlivem magnetických polí menší než několik úhlových stupňů) v zenitových vzdálenostech

0° – 80°. Observatoř pokrývá během kalendářního roku pásmo oblohy mezi ˗90° a +45° deklinace, takže se zčásti překrývá s pásmem oblohy menší (plocha 762 km²) hybridní observatoře TA (Telescope Array ) v Utahu (zeměpisná šířka +39°; nadmořská výška 1,4 km) v pásmu deklinace –15° až +45°, což umožňuje v oblasti překryvu navzájem kalibrovat výsledky pozorování.

Výše zmíněný největší soubor údajů pro UHE KZ z observatoře Pierra Augera umožnil autorům porovnat rozložení příletů UHE částic s astronomickými katalogy kvasarů a galaxií s aktivnímí jádry, neboť odborníci mají silné podezření, že právě tyto druhy objektů mohou UHE KZ urychlovat na rekordní energie. Srovnáními s polohami v katalozích se především podařilo vyloučit, že by částice UHE KZ přicházely z centra naší Galaxie, z hlavní roviny naší Galaxie, nebo z hlavní roviny lokální kupy galaxií. V těchto směrech se nepozoruje zvýšená koncentrace zdrojů. Anizotropie se však pozoruje pro galaxie AGN vzdálené od nás <130 Mpc se zářivým výkonem >10³⁷ W z katalogu rentgenové družice Swift pro energie UHE KZ ≥58 EeV. Úhlový průměr této anizotropie na obloze dosahuje 18°. Podobnou anizotropii však autoři našli také u nejbližší (vzdálenost 3,8 Mpc) rádiové galaxie typu AGN Centaurus A (hmotnost centrální černé veledíry 55 MM_☉) s úhlovým průměrem anizotropie 15°.

Mezinárodní tým observatoře Telescope Array (Millard County) uveřejnil vzápětí obdobnou studii, v níž srovnávali směry příletů částic UHE KZ s polohami galaxií AGN a kvasarů na severní polokouli během měření v letech 2008-2013. Z podstatně skrovnějšího pozorovacího materiálu však žádné anizotropie nenalezli. Japonští vědci spolupracující na této observatoři získali od své grantové agentury prostředky na čtyřnásobné zvětšení plochy observatoře během následujících tří let, což by pochopitelně zvýšilo příliv údajů o UHE KZ a případné anizotropie mohlo odhalit. Rovnocenné sledování celé severní a jižní oblohy na podobné úrovni by rozhodně řešení záhady UHE KZ prospělo.

D. Caprioli navrhl, že urychlování elektricky nabitých protonů a atomových jader mohou obstarat blazary v kolimovaných relativistických výtryscích, kde urychlování probíhá v silných spirálových magnetických polích. Pokud Lorentzův faktor Γ v relativistickém výtrysku převýší hodnotu 30, tak určité procento kladně nabitých částic snadno dosáhne energie řádu 100 EeV, přičemž s rostoucí energií se zvyšuje podíl těžších atomových jader na úkor protonů, což podle L. Molino Bueno aj. dosavadní výsledky měření na Observatoři Pierra Augera jasně ukazují. N. Globus aj. soudí, že podobné výtrysky ze zdrojů GRB by mohly dosahovat týchž rekordních energií urychlených částic a energetické spektrum by se mělo s rostoucími energiemi rovněž přesouvat k těžším atomovým jádrům.

6.6. Astročásticová fyzika

E. Perelman aj. se pokusili testovat domněnku o kvantové gravitaci pomocí astronomických pozorování, v nichž se srovnávají parametry blízkých a vzdálených kvasarů a galaxií AGN získávané v rentgenové a a gama oblasti elektromagnetického spektra. Kvantová gravitace totiž předpokládá, že na velmi malých délkových stupnicích se prostoročas mění na kvantovou „pěnu“, jejíž rozmazanost se dá vypočítat z Planckovy délky (~10^-35 m). Rozličné varianty kvantové gravitace lze přitom rozlišit zavedením akumulačního parametru α, jenž má hodnotu 0,5 pro model náhodné procházky. Z rentgenových pozorování blízkých a vzdálených kvasarů družicí Chandra, jež dosahuje úhlového rozlišení 1″, však vyplynula spodní mez α >0,58. Ještě ostřejší spodní meze však vyplývají z pozorování družice Fermi v pásmu záření gama s energiemi řádu GeV (α >0,67) a z pozorování blazarů v energetickém pásmu TeV Čerenkovovými teleskopy VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System ), úbočí Mt. Hopkins, Arizona): α >0,72. Posledně uvedená mez dokonce prakticky vylučuje platnost tzv. holografického modelu vesmíru. Lze tedy konstatovat, že hodnota akcií hypotézy kvantové gravitace vinou zmíněných astronomických pozorování významně klesla.

Úplně opačnou cestou ke zkoumání fyziky velmi raného vesmíru se už před desítkami let vydala experimentální částicová fyzika budováním stále výkonnějších urychlovačů, jímž v současné době vévodí LHC (Large Hadron Collider ) v laboratoři CERN v Ženevě. Ten už dosáhl při experimentech se srážkami jader atomů olova podmínek, které panovaly v raném vesmíru v čase 1 µs po Velkém třesku při teplotách kolem 2 TK. Jak však uvádí D. Zieminska, fyzika částic je sice díky výsledkům LHC ve velmi dobré shodě teorie s experimentem, jenže samotné částice představují jen něco přes 4 % hmotnosti vesmíru. Čtvrtinu hmoty vesmíru tvoří tajemná skrytá látka, o níž víme jen to, že se projevuje gravitačními účinky, ale kterou nevidíme a neznáme, z čeho se skládá. Ještě větší problém představuje skrytá energie (70 % hmoty vesmíru), která také není vidět, a rovněž nevíme, z čeho se skládá. Navíc se projevuje rostoucí odpudivou silou, neboť se nezřeďuje navzdory rozpínání vesmíru.

S. Borsanyi aj. připomněli skutečnost podporující tzv. antropický princip, že hmotnost neutronu je o 0,14 % vyšší než hmotnost protonu. Pokud by totiž tento rozdíl byl menší než 0,09 %, tak by protony podléhaly inverznímu rozpadu beta a změnily by se v neutrony. Pokud by však ten rozdíl byl jen o něco větší než 0,05 %, vzniklo by v raném vesmíru podstatně více hélia-4 na úkor vodíku a v takových hvězdách by se nespustila termonukleární reakce. Kdyby však ten rozdíl byl o něco větší než 0,14 %, tak by inverznímu rozpadu beta podléhaly neutrony v takové míře, že v nitru hvězd by nenastartovala termonukleární reakce transmutace vodíku na hélium a nepodařilo by se jaderným slučováním vytvářet těžší prvky. Autoři si vytyčili úkol odvodit tento ideální rozdíl mezi hmotnostmi neutronů a protonů z prvních principů a po velmi složitých a časově náročných výpočtech se jim to podařilo.

Rostoucí databáze údajů o neutrinech pozorovaných antarktickou observatoří IceCube, jež pracuje naplno od května r. 2011 (celkové náklady stavby 279 mil. dolarů), obsahuje případy, kdy aparatura zaznamená ojedinělá kosmická neutrina s energií řádu PeV. Vysvětlit, jak tak vysoce energetická neutrina vznikají, není jednoduché. X. C. Chang aj. se domnívají, že neutrina přicházejí z cizích galaxií, v nichž se překotně tvoří hvězdy, což má za následek, že tam relativně často vybuchují supernovy. Pozůstatky po supernovách se považují za zásobárnu kosmického záření (KZ), takže energetická neutrina tam mohou snadno vznikat při srážkách vysoce urychlených protonů s energiemi řádu 1 EeV. K podobnému závěru dospěli také N. Senno aj., kteří za vhodný zdroj PeV neutrin považují jak klasické supernovy, tak nadsvítivé hypernovy. Tato neutrina mohou podle M. Aartsena aj. posloužit jako ukazovátka, kde přesně ve vesmíru se nacházejí zdroje UHE KZ. Přímá detekce zdrojů KZ je téměř nemožná, protože trajektorie paprsků KZ ovlivňují intergalaktická, interstelární a lokální magnetická pole.

G. Binder aj. a F. Vissani aj. snesli pádné argumenty, že vysokoenergetická neutrina pozorovaná observatoří IceCube přicházejí z hlubokého vesmíru, protože se jim podařilo určovat jejich „vůni“. Neutrina totiž při svém dlouhém letu oscilují mezi třemi vůněmi (elektronovou, mionovou a tauonovou) v časovém poměru 1:1:1, který skvěle platí pro dosud pozorovaných 137 neutrin s velmi vysokými energiemi zachycenými v Antarktidě. M. Aartsen aj. z třistačlenného týmu observatoře IceCube potvrdili, že observatoř zachytává vysoce energetická neutrina (energie >30 TeV) mimozemského původu. V rozsahu energií neutrin 0,25 ÷ 2,8 PeV klesá jejich tok s 2,5. mocninou energie.

D. Gaggerová aj. zkombinovali výsledky měření toku neutrin z aparatury IceCube s daty o záření gama na Čerenkovově observatoři Milagro (Fenton Hills, Nové Mexiko, 2,5 km n. m.; pásmo energií řádu TeV) a na družici Fermi (energie 20 MeV – 300 GeV). Autorům se podařilo vysvětlit pozorované hodnoty pro neutrina a fotony gama včetně anomálně vysoké difuzní emise paprsků gama s energiemi > TeV ve vnitřní části disku naší Galaxie za předpokladu, že asi čtvrtina toku vysoce energetických neutrin v aparatuře IceCube pochází z cizích galaxií.

L. Miramonti a V. Nachname zveřejnili výsledky scintilačního detektoru Borexino (BORon solar neutrINO EXperiment ) umístěného v Italské národní laboratoři v tunelu pod horským masivem Gran Sasso v Abruzských Apeninách ve střední Itálii. Aparatura už v r. 2010 prokázala výskyt neutrin ze tří větví termonukleárního protonově-protonového řetězce (⁷Be, ⁸B, pep), ale poté proběhla náročná modernizace, který nyní umožnila zaznamenat neutrina z hlavní větve slunečního cyklu (pp). V této fázi mohou vědci navíc sledovat sezónní kolísání výtěžnosti větve ⁷Be.

6.7. Experimentální a teoretická fyzika

N. Kanekar aj. ukázali, že během vývoje vesmíru patrně nedochází ke změnám poměru µ hmotností protonu a elektronu vůči dnešní hodnotě (µ = 1 836,152 673). K důkazu použili měření rádiových spektrálních čar methanolu (CH₃OH) anténní soustavou VLA v Socorro (Nové Mexico) v rádiově hlučném blazaru PKS1830-211 (vzdálenost 3,4 Gpc). Blazar je totiž zobrazen, a jeho čáry tudíž zesíleny, mezilehlou gravitační čočkou ve vzdálenosti 2,2 Gpc od nás. V rádiovém spektru pozorovali tři čáry methanolu na frekvencích 48 ÷ 61 GHz (vlnové délky 5,0 ÷ 6,2 mm). V porovnání s dalšími dříve změřenými poměry hmotností se tak podařilo snížit horní mez případné časové změny poměru µ na 4.10^-7 během posledních 7,5 mld. let. Podobnou metodou odvodili M. Dapra aj. při studiu čar molekulového vodíku kvasaru SDSS J1237+0647 (vzdálenost 3,48 Gpc) a jejich absorpci v mezilehlých mračnech vzdálených 3,45 Gpc. Použili k tomu výkonného spektrografu UVES u 8,2m teleskopu VLT ESO. Tak zjistili, že za posledních 11,4 mld. let zůstal tento poměr µ stálý s relativní přesností lepší než 10^-6 .

Jak uvedla redakce Nature (526, č. 7573, 305), po mnoha letech diskusí se podařilo sjednotit názory, jak nově definovat fyzikální jednotky hmotnosti, elektrického proudu a teploty. Kilogram bude napříště definován pomocí Planckovy konstanty h, a vztahů E = h.ν a E = m.c². Planckova konstanta h je v současné době známa s relativní přesností 10^-8. Nová jednotka hmotnosti pak poslouží k novým typům definicí ostatních zmíněných jednotek. Ke schválení převratné normy by mělo dojít v r. 2018. Hlavní výhodou nového systému je jeho nezávislost na etalonech, které se vyskytují jen na několika místech na světě, a jejichž stabilita není dostatečná. Nově si bude moci příslušné jednotky fyzikálních veličin změřit každý odborník ve své laboratoři.

V r. 1955 demonstroval britský fyzik první atomové cesiové hodiny, které se staly fyzikálním normálem pro jednotky času a frekvence v r. 1967. Tak vznikl atomový čas, v němž je trvání jedné sekundy definováno jako 9 192 631 770 cyklů záření mezi dvěma energetickými hladinami atomu Cs-133. Od r. 1997 se definice zpřesnila tak, že atomy Cs musí být v klidu a mají teplotu 0 K :-) Nejlepší cesiové hodiny dosahují relativní stability frekvencí 3.10^-16 , takže se předběhnou nebo zpozdí o 1 s za 138 mil. let. V současné době však probíhají pokusy s daleko přesnějšími optickými hodinami využívajícím kmitů atomů stroncia nebo ytterbia při vyšších frekvencích, takže dosahují stability frekvencí řádu 10^-18, tj. chyby 1 s za 15 mld. let. Tyto hodiny se zkoušejí ve Velké Británii, Francii, Německu, Itálii a v USA. Jejich signály se přenášejí na družice a přijímají ostatními laboratořemi, takže tím se dále zlepšuje synchronizace časových a frekvenčních měření. Problém je však v tom, že spojení s družicemi probíhá na mikrovlnách, takže tím se snižuje přesnost srovnávání. Proto se už zkouší propojení laboratoří optickými vlákny, ale to jde jen uvnitř jednoho kontinentu, nikoliv přes oceán.

M. Eremets aj. oznámili, že se jim podařilo docílit supravodivosti u sirovodíku (sulfan; H₂S) při intenzivním stlačení 150 GPa. Sirovodík je za pokojové teploty sice páchnoucí a jedovatý plyn, ale supravodivost při zmíněném stlačení nastává již při teplotě 203 K (-70° C), což je nový rekord. Předností objevu je také jednoduchost molekul, takže se uvažuje o testování jiných sloučenin vodíku s těžšími atomy. Svatým grálem oboru je docílit supravodivosti při teplotách >273 K, tj. nad bodem mrazu vody. To by mělo velký dopad na levnější přenos elektřiny, ale také na citlivost rozličných fyzikálních detektorů a čipů.

V květnu 2015 byl po dvouleté modernizaci opět spuštěn nejvýkonnější hadronový urychlovač (LHC) v laboratoři CERN a při zkušebním provozu dosáhl plánované rekordní energie 13 TeV. Mezitím byly uveřejněny výsledky experimentu LHCb (Nature Physics 11, 743), v němž při čelních srážkách vznikaly biliony subatomových baryonů Λ⁰. Při jejichž následném rozpadu se kvark b měnil na kvark u. Podle předpovědi standardního modelu částic by se vlivem slabé jaderné síly měly takto proměnit jen kvarky b s levotočivým spinem. To se v experimentu bezvadně potvrdilo. Kdyby se totiž takto měnily i kvarky b s pravotočivým spinem, znamenalo by to, že ve vesmíru existuje alespoň jedna další fundamentální fyzikální síla. Standardní model tak vyšel z této důležité zkoušky bez ztráty květiny.

Koncem roku 2015 se v LHC po dobu jednoho měsíce proháněla jádra atomů ²⁰⁸Pb. Při jejich čelních srážkách totiž vznikalo kvarkové-gluonové plazma ohřáté na teplotu >10 EK. Tak se podařilo napodobit podmínky, které panovaly ve vesmíru zhruba pikosekundu po Velkém třesku.

V r. 1990 rozhodla Národní vědecká agentura USA, že podpoří výstavbu dvou observatoří pro pozorování gravitačních vln v Hanfordu (stát Washington) a v Livingstonu (stát Louisana). Observatoře byly uvedeny do zkušebního technologického provozu v r. 1999 a v r. 2006 dosáhly předpokládané citlivosti pro vědecká pozorování. Brzy však bylo zřejmé, že pro úspěšnou detekci bude potřebí podstatně zvýšit citlivost i časové rozlišení signálů, takže v r. 2014 byla dokončena významná modernizace aparatury. Během zkušebního provozu v r. 2015 byly pozorovány dva vzdálené kosmické zdroje gravitačních vln, ale výsledky měření byly publikovány po pečlivém rozboru až v r. 2016.

Koncem roku 2015 (přesně 2. prosince) uplynulo 100 let od zveřejnění Einsteinovy epochální práce o obecné teorii relativity (OTR) čítající pouhé čtyři strany textu a výpočtů. Einstein na ni pracoval plných osm let. Nepochybně to byly pro něho velmi vyčerpávající roky. Naštěstí pro Einsteina se v r. 1914 neuskutečnilo kvůli I. světové válce ověření předpovědi o ohybu světla hvězd v okolí Slunce během úplného zatmění, protože Einsteinův tehdejší výpočet velikosti odchylky byl koncepčně chybný (0,87″). Podle P. Ferreiry však v listopadu 1915 Einstein zjistil, že se touto teorií dá báječně vysvětlit záhadný přebytek (43″/100 let) stáčení dráhové elipsy planety Merkuru.

Publikoval vzápětí naprosto suverénní dílo, které změnilo nejenom fyziku a astronomii, ale i filosofii. Sám Einstein napsal 10. prosince 1915 svému příteli M. Bessovi: „Jak nápomocná je nám tady pedantická přesnost astronomie, které jsem byl zvyklý se tak často posmívat“.

V květnu 1919 se zásluhou A. Eddingtona aj. uskutečnila v Atlantiku a v Brazílii dvě nezávislá měření ohybu obrazu hvězd během úplného zatmění Slunce, které se v té době promítalo přes známou hvězdokupu Hyády s řadou jasných hvězd. V listopadu 1919 Eddington sdělil odborné výsledek: naměřil ohyb v naprostém souladu s revidovanou Einsteinovou předpovědi (1,75″). Důležitými mezníky se pak stala předpověď existence gravitačních vln (1905 H. Poincaré, 1916 Einstein), teorie gravitačních singularit – statických černých děr (1916 K. Schwarzschild) a dále modely rozpínajícího se vesmíru (1922 A. Fridman, 1927 G. Lemaître, který model potvrdil na základě pozorování úprku galaxií a 1929 E. Hubble). Na to navázaly předpovědi existence gravitačních čoček (březen 1936 F. Link, prosinec 1936 Einstein). Přesto se však OTR nestala příliš populární, protože její jemné efekty se při tehdejší přesnosti fyzikálních a astronomických měření daly ověřit jen s velkými náhodnými a někdy i systematickými chybami.

Naprostý zvrat však způsobil objev kvasarů v r. 1963 (M. Schmidt aj.). Ukázalo se, že jde o nesrovnatelně vzdálenější objekty než tehdy rekordně vzdálené galaxie s obrovskými zářivými výkony a miniaturními rozměry. V prosinci 1963 se uskutečnila v Dallasu mezinárodní konference, jíž se zúčastnili přední fyzikové a astronomové a kde se fakticky zrodila relativistická astrofyzika. Od té doby až dosud se vždy v lichých rocích konají „Texaské konference“ v různých světových vědeckých centrech a obor neustále rozkvétá. Symbolicky právě v jubilejním roce 2015 byly poprvé pozorovány gravitační vlny vznikající při splývání hvězdných černých děr.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

S. Bowlerová referovala o druhém sympoziu londýnské University College, věnovaném počátkům života (na Zemi). Představy o zformování základních kamenů pro vznik života jsou celkem dobře propracované, ale stále zůstává veliký neprozkoumaný prostor mezi komplexními chemickými procesy a živými organismy. Protože z doby předpokládaného vzniku života na Zemi zcela chybí fosilní záznam, jsou vědci odkázáni pouze na odhadování procesů, které vedly ke vzniku prvních živých struktur. Je pravděpodobné, že se to nestalo najednou, naopak šlo spíše o různé posloupnosti postupných kroků. Je také pravděpodobné, že se skutečnou historii vzniku života nedozvíme. V dalších výzkumech mohou napomoci extremofilové, organismy přežívající za vysokých (55 ÷ 122 °C) i nízkých teplot (-20 °C), tlaků desítek MPa, kyselého i zásaditého prostředí (pH 0 ÷ 9), v nasycených roztocích solí. Ačkoli jsou vlastnosti těchto organismů (a zejména mnohých biomolekul, díky kterým přežívají) nepochybně důležité i pro potenciální průmyslové využití, stále o nich mnoho nevíme.

L. Bargeová aj. zveřejnili výsledky dlouholetých experimentů s laboratorními napodobeninami podmořských hydrotermálních vývěrů. Nejde o slavné „černé kuřáky“, ale o mírnější alkalickou variantu tzv. komínů, objevenou šťastnou náhodou r. 2000 v severním Atlantiku. Autoři prokázali, že sulfidy a oxidy železa rozpuštěné v okolí takového teplého vývěru mohou zformovat jednoduchou membránu, která dokáže vytvořit gradient protonů a umožní vznik elektrického napětí o hodnotě téměř 1 V, což stačí na rozsvícení LED diody. Autoři dále experimentují s dalšími chemickými sloučeninami, zaměřují se zejména na fosfor a molybden.

T. Samuels aj. publikovali zprávu z prvního setkání mladých astrobiologů a Evropské astrobiologické asociace (EANA). Pozoruhodná je mj. práce M. Mory z Lékařské univerzity v Grazu na experimentu ABREX na palubě Mezinárodní kosmické stanice (ISS). Lišejník terčovník pohledný (Xanthoria elegans ) byl vystaven účinkům ultrafialového (UV) i kosmického záření, značným změnám teploty a vakuu na plošině modulu Columbus po dobu 18 měsíců a přežil v dobré kondici. I na Zemi se vyskytuje v poměrně krušných podmínkách (roste v nadmořských výškách až 7 000 m) a za odolnost vůči UV záření vděčí svým pigmentům, i tak je ovšem překvapivé, jak snadno vydržel extrémní podmínky ve volném kosmu.

20. 7. 2015 oznámil na tiskové konferenci internetový podnikatel Jurij Milner, že daruje v příštích deseti letech 100 milionů dolarů organizaci SETI (Search for Extra-Terrestrial Inteligence ) na program Breakthrough Listen, tedy soustavnou přehlídku oblohy v rádiovém a optickém oboru. Rádiová přehlídka bude založená na datech ze 100m radioteleskopu v Green Bank (Západní Virginie, USA) a 64m radioteleskopu v Parkesu (Austrálie), pokud budou k dispozici další finanční prostředky, možná se přidají další radioteleskopy. Optickou přehlídku má zajišťovat 2,4m Automated Planet Finder na Lickově observatoři (Mt. Hamilton, Kalifornie, USA). Pátrání v rádiovém oboru bude rozděleno do dvou projektů: první se bude věnovat postupnému a důkladnému průzkumu milionu nejbližších hvězd, zatímco druhý bude pravidelně prohlížet oblast Mléčné dráhy a centra Galaxie a následně ještě 100 nejbližších galaxií ve snaze zachytit signál od civilizace u některé ze vzdálenějších hvězd. Součástí programu má být vývoj nových hyperspektrálních snímacích technik v rádiovém oboru a také nových algoritmů pro zpracování velkého množství dat. Datové toky z nových přehlídek se odhadují o několik řádů vyšší, než v současné době zpracovávaná data z radioobservatoře v Arecibu. J. Milner dále vyhlásil cenu Breakthrough Message v hodnotě milionů dolarů na nalezení zprávy, kterou bychom měli vyslat potenciálně objevené mimozemské civilizaci; zda vůbec nějakou zprávu vysílat, má být součástí diskuze.

C. Xie aj. publikovali článek o údajném objevu biologického kompasu, kterým se někteří zástupci ptáků, hmyzu a (mořských) savců řídí při migracích napříč pozemskými kontinenty i oceány. Podle autorů jde o molekulární komplex proteinů, biopolymerů a zvláštních smyček atomů železa, který dovoluje octomilkám cítit slabé magnetické pole Země dokonce včetně jeho polarity (severojižní orientace). Práce vyvolala rozporuplné reakce, mnozí výzkumníci poukazují na nedostatečné objasnění, jak je orientace magnetické střelky nanometrové velikosti detekována uvnitř senzorických buněk a jak dále funguje přenos této informace do mozku zvířat. Také se zdá, že stavební kameny zmíněného komplexu se nacházejí v mnoha buňkách v tělech zkoumaných živočichů, nejen v předpokládaných senzorech magnetického pole. Nezávislé ověření a další výzkum jsou v tomto případě nutné, mj. i proto, že mezi autory zmíněného článku došlo k veřejné roztržce, což na celou věc vrhá další podezření. Faktem nicméně je, že žádné lepší vysvětlení prokazatelné citlivosti některých druhů zvířat k zemskému magnetickému poli zatím neexistuje.

S. Seagerová a W. Bains shrnuli současný stav hledání života na exoplanetách. Objevů exoplanet přibývá a je celkem zřejmé, že „planetární zoo“ se bude rozrůstat stále rychleji. Naproti tomu o mnoha planetách nevíme nic víc, než že existují, případně několik základních parametrů jako je hmotnost, vzdálenost od mateřské hvězdy a průměrná hustota. Spektroskopie planetárních atmosfér je však na vzestupu a má smysl hledat cesty, jak detekovat přítomnost života. Pátrání komplikuje fakt, že nevíme dost o vlastní zemské biosféře, abychom mohli např. rozhodnout, zda si některé molekuly vybral pozemský život pro danou roli proto, že jsou celkově nejvhodnější, anebo proto, že jiné v dané době nebyly k dispozici. Autoři navrhují dva směry pátrání – jeden je založený na vlastnostech pozemského života, druhý je zcela obecný. Prvním je snaha detekovat stopové prvky molekuly, které jsou v dané atmosféře dlouhodobě nestabilní, zato na Zemi jsou běžnou součástí biologických cyklů; příkladem může být molekula O ₂ v převážně vodíkové atmosféře u hvězdy aktivnější než Slunce – UV záření molekuly kyslíku rozbíjí a vysoce reaktivní kyslík se velmi rychle slučuje s okolními prvky na jiné molekuly. Mírné, ale stálé zastoupení O₂ v takové atmosféře pak znamená, že ho něco nebo někdo musí doplňovat. Druhým směrem je pátrání po všech malých molekulách, které jsou zároveň stabilní a těkavé, takže se mohou do atmosféry snadno dostat z povrchu planety. Budeme-li mít k dispozici katalog všech takových plynů na všech známých exoplanetách, vystoupí do popředí nějaký skrytý vzor, nějaká převažující charakteristika, pokud existuje. Pak můžeme i laboratorně na Zemi zkoumat, jaký se za tímto opakujícím složením atmosféry skrývá způsob vzniku. Autoři nicméně zdůrazňují, že dosavadní úroveň zkoumání exoplanet je nedostatečná – i kdybychom pozorovali Slunce jen od jeho nejbližší hvězdy, nedokázali bychom Zemi ani objevit, natož na ní zjistit přítomnost pozemského života.

Záblesky gama záření (GRB ) jsou pokládány za potenciální hrozbu pro život na příliš blízkých planetách. Vzhledem k tomu, že počet identifikovaných zdrojů GRB stoupá v galaxiích s vyšším červeným posuvem, obecně se předpokládá, že podmínky vhodné pro život byly v důsledku tehdy častějších výbuchů GRB horší než dnes.. Y. Li a B. Čang analyzovali dostupné záznamy výbuchů GRB v pozemském fosilním záznamu, z nichž vyplývá, že na posledních 500 Mr připadá 0,93 GRB, který by způsobil hromadné vymírání. Autoři zaokrouhlili hodnotu na 1 a zkoumali, zda se i mezi galaxiemi přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey ) najdou takové, v nichž je frekvence výbuchů GRB nižší než tato hodnota. Překvapivě se ukázalo, že ano: pro galaxie s červeným posuvem z ~ 1,5 je jich přibližně 50 % a i pro galaxie z ~ 3 téměř 10 %. Jako nejvhodnější pro život se jeví galaxie podobné Mléčné dráze, poměrně hmotné s nepříliš překotnou tvorbou hvězd.

P. Dayalová aj. se taktéž zaměřili na galaxie a jejich vhodnost k poskytování podmínek potřebných pro vznik a udržení života. Na základě dostupných parametrů galaxií z přehlídky SDSS zjistili, že „galaktická ekosféra“ se dá poměrně dobře určit pomocí tří základních parametrů: celková hmotnost hvězd, celková hmotnost kovů (tedy prvků hmotnějších než hélium) a celková míra tvorby hvězd v galaxii. Při použití těchto parametrů na obří eliptické galaxie se ukázalo, že díky vysoké metalicitě a nízké probíhající tvorbě hvězd mohou hostit až 10 000× víc planet uvnitř ekosfér svých mateřských hvězd než naše Galaxie. To z takových galaxií o hmotnosti alespoň dvojnásobku hmotnosti Mléčné dráhy dělá mnohem pravděpodobnější kolébky života než spirální galaxie. V každém případě je zřejmé, že pro vznik a udržení života je jedním z nejdůležitějších parametrů poměrně malá tvorba nových hvězd.

R. L. Griffith aj. využili katalog galaktických objektů družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer ) k vytipování potenciálních kandidátů na civilizace III typu podle Kardašovovy škály (viz níže). Tyto galaxie vykazují abnormální emise ve středních infračervených (IR) vlnových délkách, které by bylo možné vysvětlit jako nepřímý důkaz zpracování energie vyspělou civilizací – jasnost těchto galaxií v IR oboru je vyšší než v kratších vlnových délkách, zejména v optickém oboru, což je možné vysvětlit tak, že někdo zachycuje energetičtější záření jednotlivých hvězd dané galaxie a při zpracování této energie naopak přispívá k IR zářivému toku odpadním teplem. M. Garret následně provedl porovnání IR spekter těchto 93 galaxií s rádiovými vlnovými délkami, díky čemuž zjistil, že drtivou většinu pozorovaných anomálií lze vysvětlit čistě astrofyzikálně, např. IR emisí hustého prachu, zcela zakrývajícího masivní černou veledíru ve středu aktivního galaktického jádra. Zbylo šest galaxií, v nichž je poměr toku záření v IR oblasti vůči jiným spektrálním oblastem skutečně netypický a další výzkum těchto výjimečných objektů je nutný. Vzhledem k celkovému počtu původního souboru v řádu stovek tisíc galaxií však autor uzavírá, že civilizace III typu jsou v blízkém vesmíru mimořádně vzácné, pokud vůbec existují.

P. Behroozi a M. S. Peeplesová porovnali porovnali parametry modelů formování galaxií s modely tvorby planetárních soustav. V Hubbleově sféře (objem 10¹³ Mpc³) podle tohoto porovnání vychází pravděpodobný počet Zemi podobných planet přibližně na 10²⁰ a zhruba stejné číslo připadá na obří planety. Různá metalicita galaxií překvapivě příliš neovlivňuje tvorbu planet zemského typu, naopak ale zpožďuje tvorbu plynných obrů; čím vyšší zastoupení kovů v galaxii, tím později obří planety vzniknou. Sluneční soustava vychází z porovnání modelů jako úplně průměrný zástupce, obří planety se zformovaly v mediánu stáří po vzniku Galaxie a terestrické planety vznikly po čtyřech pětinách vzniku Zemi podobných planet v Mléčné dráze. Naše Galaxie je podle všeho chudší na terestrické planety; obsahuje jich asi jen 10⁹, zatímco plynných obrů je v ní přibližně 10¹⁰. Autoři dále uvádějí, že pokud bude ve viditelném vesmíru i nadále probíhat tvorba hvězd z galaktického plynu tak jako dosud, vznikne ještě téměř desetinásobný počet planet, než kolik jich nyní existuje. To znamená, že pravděpodobnost, že jsme první a jedinou civilizací ve vesmíru je jen asi 8 %, nezávisle na jednotlivých proměnných v Drakeově rovnici.

Kardašovova škála (též klasifikace) oslavila půl století existence. V polovině 60. let 20. století ji navrhl ruský astronom Nikolaj Semjonovič Kardašov na základě růstu celosvětové spotřeby energie. Nejjednodušší varianta předpokládá tři úrovně spotřeby energie, kterým odpovídají jednotlivé typy : typ I, planetární civilizace, tedy taková, která spotřebovává veškerou dostupnou energii na své domovské planetě (odhadem asi 10¹⁶ W), typ II, hvězdná civilizace, která spotřebovává většinu nebo všechnu energii své mateřské hvězdy (např. pomocí tzv. Dysonovy sféry; odhadem asi 10²⁶ W), a typ III, galaktická civilizace, spotřebovávající dostupnou energii své domovské galaxie (asi 10³⁶ W). Ačkoli je Kardašovova škála mnohdy vysmívána jako příliš zjednodušující měřítko, dosud přežila všechny pokusy o překonání nebo významné modifikace. M. M. Ćirković publikoval přehledný souhrn půlstoletí těchto navrhovaných změn – od zjemnění typu II na několik samostatných kategorií (např. Kecskesova klasifikace nebo Barrowova škála založená naopak na schopnostech civilizace ovládat stále elementárnější částice mikrosvěta), přes rozšíření na typ IV a V (ovládající kupy galaxií, resp. celý vesmír) až po fantastické koncepty jako introdus (přenos celé civilizace do virtuálního, pravděpodobně elektronického světa; podle románu Diaspora G. Egana) nebo stroj Krellů (stroj skrytý uvnitř planety, schopný z dostupné energie tvořit jakoukoliv hmotnou látku; podle filmu Zakázaná planeta F. M. Wilcoxe). Pátraní po mimozemských civilizacích pod hlavičkou SETI se postupně přesunuje od hledání civilizací typu II (uvnitř Mléčné dráhy nebo Místní skupiny galaxií) k hledání civilizací typu III v blízkém i vzdálenějším vesmíru. Kardašovova škála se stále jeví jako dostatečně dobré základní měřítko pro pátrání po cizím inteligentním životě; je jednodušší objevit jednu civilizaci typu III (pokud existuje) než najít tisíce civilizací typu I.

8. Přístroje

8.1. Pozemské optické přístroje

Na vrcholku havajské sopky Mauna Kea započala stavba 30m dalekohledu (TMT, Thirty-Meter Telescope ). Zahájení stavby má velké zpoždění, které zavinila politika, nedostatek financí i protesty místních obyvatel. Do financování projektu s předpokládanou cenou 1,4 miliardy dolarů se zapojila Kanada a Indie a po dlouhých vyjednáváních se konečně podařilo připravit detailní rozpočet (např. zmiňovaná Kanada zaplatí budovu dalekohledu a kopuli). Zrcadlo obřího dalekohledu bude sestávat z 492 voštinových segmentů, z nichž každý má velikost 1,4 m napříč; celková plocha bude 144× větší než Hubbleův kosmický dalekohled (HST). Očekává se, že úhlové rozlišení bude alespoň 10× lepší. TMT je prvním z nové generace obřích dalekohledů po několika desetiletích; následovat by měly Obří Magellanův dalekohled (GMT, Giant Magellan Telescope ) a evropský Extrémně velký dalekohled (E-ELT, European Extremely Large Telescope ). TMT měl být dokončen v r. 2022; dá se ovšem očekávat, že se to nestihne, neboť jen v průběhu r. 2015 došlo k několika přerušením stavebních prací a nakonec pozastavení na neurčito; projekt TMT už díky tomu získal přezdívku stop-and-go scope (dalekohled „zastav a jeď“). Jedním z možných kompromisů je utlumení či dokonce vyřazení z činnosti ostatních dalekohledů na Mauna Kea, jakmile bude TMT uveden do provozu. Dosavadní historie učí, že zlepšení o řád u všech přístrojů přineslo objev dosud zcela neznámého jevu, očekávání astronomů jsou tedy pochopitelně veliká.

Spory o stavbu se vedou také na sousedním ostrově Maui na vrcholu Haleakala, kde se staví sluneční dalekohled D. K. Inouyeho (DKIST ); v červenci 2015 byla kvůli neoprávněnému přístupu na stavbu dalekohledu zatčena skupina více než 20 lidí. DKIST (pojmenovaný po havajském senátorovi) buduje americká Národní sluneční observatoř a po dokončení plánovaném v r. 2019 se stane největším slunečním dalekohledem na světě s efektivním průměrem 4,2 m.

Výše zmiňovaný projekt GMT získal povolení ke stavbě na observatoři Las Campanas v Chile. Sedm zrcadel dohromady bude tvořit dalekohled s celkovou plochou zrcadla ekvivalentní primárnímu zrcadlu o průměru 25 m. Jedenáct partnerských subjektů z Austrálie, Brazílie, Chile, Koreje a USA projektu přislíbilo finance ve výši půl miliardy dolarů, což je předpokládaná polovina celkové ceny. První zrcadlo by mělo spatřit první světlo v r. 2021, celý dalekohled by měl být kompletní r. 2024. Také projekt GMT má své problémy; jeho ředitel fyzik Ed Moses se po necelém roce působení vzdal z rodinných důvodů vedení. Prozatímním vedením byl pověřen astronom P. McCarthy, dokud nebude zvolen řádný ředitel.

Potvrzení spolupráce a financování získal také projekt E-ELT. Brazilská první komora parlamentu po letech diskutování a odkládání schválila smlouvu o spolupráci na projektu, který se má zhmotnit v sousedním Chile na Cerro Armazones. 39m zrcadlo E-ELT by mělo spatřit první světlo v r. 2024 a Brazílie do projektu přinese 270 milionů eur v průběhu deseti let. V Chile na Cerro Pachón byl položen základní kámen přehlídkového dalekohledu LSST (Large Synoptic Survey Telescope ). LSST bude mít průměr zrcadla „jen“ 8,36 m, zato bude vybaven citlivou 3Gpx kamerou a jeho primárním cílem bude průběžná přehlídka celé oblohy. První světlo by měl spatřit již v r. 2019 a do plného provozu má být uveden r. 2022. Očekávaná cena je 680 milionů dolarů a financován je z prostředků vládních institucí USA a soukromých dárců.

Velké dalekohledy se však jen nebudují a nechystají, nýbrž bohužel i zavírají. UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope ), jeden z nejproduktivnějších dalekohledů v oblasti exoplanet, černých veleděr v jádrech galaxií a dalších oborech astrofyziky se od r. 2012 potýká s problémy s financováním provozu. Královská rada pro vědecké a technické přístroje zastavila svůj peněžní příspěvek, který tvořil většinu příjmů; prozatím provoz převzala Havajská univerzita s podporou University of Arizona a firmy Lockheed Martin, nicméně budoucnost zůstává velmi nejistá, neboť ve hře je opět politika kvůli výše zmiňovanému TMT (UKIRT by se měl stát jedním z „obětovaných“ dalekohledů). Podobná situace nastala s 15m mikrovlnným dalekohledem Jamese Maxwella (JCMT, James Clerk Maxwell Telescope ), jehož podporu opět převzala Havajská univerzita a sdružení východoasijských observatoří. Tentýž osud hrozí také výše zmiňovanému radioteleskopu Green Bank, VLBA (Very Long Baseline Array ), optickým dalekohledům na Kitt Peaku a také kalifornské Lickově observatoři (pro tu se podařilo zajistit krátkodobé financování, ale dlouhodobý výhled je nejistý).

R. Zimmerman zveřejnil velký přehled technických potíží, které provázely počátky velkých optických přístrojů posledních dvou dekád. Žádný z velkých dalekohledů se problémům nedokázal vyhnout a některé z nich dokonce způsobily částečnou nefunkčnost oproti původním plánům. Od konce 70. let 20. století, kdy vznikly první funkční dalekohledy se segmentovými zrcadly, se očekávalo, že druhá generace s rozměry primárního zrcadla nad 8 m bude prostým rozšířením prvotního konceptu. Keckův dalekohled spatřil první světlo v r. 1993 (druhý dalekohled v r. 1996), ale uvést do provozu interferometr, který měl sběrnou plochu obou 10m primárů proměnit na dalekohled s efektivním průměrem 85 m, se nikdy nepodařilo. Částečně kvůli technickým problémům, částečně kvůli politickým tahanicím, které protahovaly vybudování pomocných menších dalekohledů ve směru kolmém na základnu mezi oběma hlavními zrcadly; až NASA v r. 2010 definitivně rozhodla zastavit financování interferometru, což vedlo k úplnému zrušení projektu v r. 2012. Oba dalekohledy samostatně naštěstí pracují dobře a patří ke špičce pozemské optické astronomie.

Takové štěstí neměl ani Hobbyho-Eberlyho dalekohled (HET) v Texasu, ani jihoafrický SALT (Southern African Large Telescope ). Oba dalekohledy jsou navržené se sférickým primárním zrcadlem s pevnou zenitovou vzdáleností a pohyblivým sekundárním zrcadlem; od počátku se předpokládalo, že výsledný obraz nebude příliš ostrý a doménou přístrojů bude spektroskopie. Ukázalo se však, že skutečná kvalita obrazu je velmi špatná vinou velkých tepelných dilatací v důsledku špatně větratelné kopule, což mj. způsobuje i rychlou degradaci pokovení zrcadel. Přes deset let trvala náprava největších nedostatků HET, ale ani pak nebyly výsledky tak dobré, jak se očekávalo. McDonaldova observatoř získala od NASA grant na přestavbu HET na jednoúčelový přístroj pro pátrání po skryté energii na základě širokoúhlé spektroskopie mnoha cílů; do provozu by měl být modernizovaný HET uveden snad v r. 2018. SALT se dokázal největším potížím HET vyhnout, ale kvalita obrazu byla kolísavá od očekávané dobré po naprosto strašlivou. Sedm let trvalo, než technici a vědci přišli na příčinu problémů – přístroj pro korekci zakřivení jednotlivých zrcadel byl navařen na hliníkovou konstrukci, přilepenou k uhlíkovému kompozitu hlavního rámu; každý z materiálů (hliník, lepidlo, uhlík) má jiný průběh tepelné roztažnosti, takže korekční mechanismus nebyl schopen při změnách teplot jednotlivá zrcadla správně korigovat. I po nalezení problému se musí primární zrcadlo 2× za noc znovu adjustovat, aby se SALT alespoň přiblížil očekávaným limitním parametrům. Large Binocular Telescope (LBT), dvojice zrcadel o průměru 8,4 m s výslednou společnou plochou odpovídající efektivnímu průměru zrcadla 11,8 m a prostorovým rozlišením, jaké by měl dalekohled o průměru 22 m, se také potýkal s vážnými potížemi. Stavba začala později, než měla, otočná konstrukce budovy o hmotnosti 2 200 tun se velmi rychle opotřebovávala, navíc jedno z nosných těles celého systému bylo mírně vychýlené. Dalekohled měl také mouchy, které bylo třeba vychytat – unikající olej se přes chladicí větráky dostával až na primární zrcadla, posuvná ramena pro přístroje v sekundárním ohnisku vibrovala ve větru. Vše se nakonec podařilo vyřešit, ale větším problémem se ukázaly přístroje – některé z dvojic byly instalovány až r. 2014, tedy až devět let po uvedení dalekohledu do provozu. Ani GTC (Gran Telescopio Canarias ) se neobešel bez počátečních potíží. Hlavním problémem se ukázalo chlazení obou hlavních přístrojů, Dewarova nádoba s kamerou OSIRIS byla chybně navržená a teplotu CCD čipu nebylo možné stabilně udržet na požadovaných 170 K; jiný neduh postihl IR přístroj CanariCam, jehož chladicí směs by měla vydržet rok, ale po pěti (někdy i pouhých dvou) měsících je nutná její výměna, což dalekohled na týden vyřadí z provozu. Podobné dětské nemoci prodělal i HST a je rozumné je očekávat u všech budoucích velkých přístrojů TMT, GMT i E-ELT. Velkým rizikem je samozřejmě výskyt podobných potíží u JWST (James Webb Space Telescope ), u něhož případná oprava nebude možná.

W. Sutherland aj. publikovali detailní popis dalekohledu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy ), 4m širokoúhlého přístroje vybaveného 67 Mpx kamerou VIRCAM (Vista IR CAMera ) se zorným polem o průměru 1,65°. Přístroj se nachází na Evropské jižní observatoři na Cerro Paranal v Chile. VIRCAM je umístěna v Cassegrainově ohnisku, má hmotnost 2,9 tuny (z čehož 800 kg připadá na chladicí směs) a detektor je tvořen 16 CCD prvky HgCdTe. Hlavním úkolem je pravidelné a rychlé skenování rozsáhlých oblastí jižní oblohy; více než ¾ pozorovacího času je vyhrazeno šesti přehlídkám (jedna zcela obecná, jedna zaměřená na disk a výduť Galaxie, jedna věnovaná Magellanovým mračnům a tři extragalaktické). Detektor druhé generace 4MOST (4-m Multi-Object Spectroscopic Telescope ) se projektuje a měl by být instalován v r. 2021.

P. Wheatly aj. zveřejnili zprávu o prvním světle dalekohledu NGTS (Next-Generation Transit Survey ), který bude také z Paranalu pátrat po exoplanetách zákrytovou metodou. NGTS provozuje sdružení britských a švýcarských univerzit a německá kosmická agentura DLR. Dalekohled se skládá z 12 objektivů o průměru 20 cm s běžnými komerčními CCD kamerami a je zamýšlen jako doplněk k družici Kepler, neboť díky širšímu zornému poli a schopnosti zobrazovat jasnější hvězdy bude moci detekovat také obří planety u jasných hvězd. Dalekohled pracuje plně automaticky a získaná data budou sloužit mj. pro výběr cílů příští generace obřích dalekohledů.

Podobný projekt byl pod názvem Evryscope spuštěn na Cerro Tololo taktéž v Chile, jak informují N. Law aj. Za projektem stojí Severokarolínská univerzita a jedná se o 27 běžných dalekohledů o průměru pouhých 7 cm, které jsou na robotické montáži připevněny tak, aby pokryly necelou čtvrtinu viditelné oblohy. Soustava pořídí snímek oblohy každé dvě minuty; datový tok 13 Mbps není možné z observatoře přímo přenášet, proto se data předzpracovávají na místě. Cílem je detekce exoplanet kolem pozdních hvězdných fází, zejména bílých trpaslíků a autoři vyjednávají o možnosti instalovat stejný přístroj také na další observatoře. Obdobnou konfiguraci využívá také síť malých dalekohledů HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network ) G. Bakose, která je naopak zaměřena na hledání planet podobných Neptunu kolem nejbližších a nejjasnějších hvězd.

B. Flaugher aj. zveřejnili podrobný popis detektoru DEC (Dark Energy Camera ), instalovaného na 4m Blancově dalekohledu na Cerro Tololo v primárním ohnisku. Hlavním cílem přístroje je pátrání po supernovách. Zorné pole kamery je 2,2°, průměr závěrky 60 cm, sedm filtrů a pětičlenný optický korektor, jehož poslední čočka zároveň slouží jako čelní stěna Dewarovy nádoby. Srdce kamery tvoří 62 CCD čipů (2 048×4096 px), 12 CCD čipů je navíc vyhrazeno pro pointaci a ostření. Celkové rozlišení kamery je 570 Mpx, vyčtení všech čipů trvá 20 s a elektroniku pro vyčítání čipů je nutné chladit vodou. Vývoj kamery trval téměř čtyři roky, pracovalo na něm více než 120 lidí a jde o zatím nejpropracovanější detektor, který je k dispozici.

8.2. Kosmické přístroje

HST oslavil 25 let na oběžné dráze kolem Země. V r. 1990 ho do kosmu vynesl raketoplán Discovery a ukázalo se, že jde o nejdražší katastrofu v dosavadních dějinách astronomie – za 2 miliardy dolarů lidstvo poslalo na oběžnou dráhu přístroj, který poskytoval neostré obrázky. V prosinci 1993 problém se sférickou aberací vyřešila korekční zrcadla COSTAR, čímž se rázem katastrofa změnila v obrovský úspěch. HST od té doby změnil znalosti o Sluneční soustavě, tvorbě hvězd, Místní skupině galaxií, struktuře galaktických kup, vzniku prvních galaxií ve vesmíru, rozpínání a stáří vesmíru a v neposlední řadě vyrobil tisíce úchvatných obrázků vesmíru, které se pro mnoho lidí staly zdrojem potěšení a díky otevřenému přístupu také zásadním výukovým materiálem ve školách. Za čtvrt století HST stihl 130 000 obletů Země, pořídil přes milion expozic, na základě jeho dat vyšlo téměř 13 000 článků, které získaly přes půl milionu citací. Po instalaci poslední generace přístrojů v r. 2009 (kterou nebylo snadné prosadit, neboť po havárii raketoplánu Columbia NASA zakázala další servisní mise) je HST ve výborné kondici a očekává se, že bude pracovat nejméně do r. 2020. Astronomická obec doufá, že vydrží pracovat alespoň několik let souběžně s JWST, který postrádá schopnost zobrazení v optickém a UV oboru. Sílí hlasy, že HST by bylo možné robotickou misí vylepšit ještě jednou a tím prodloužit životnost o další desetiletí, ale zatím jde pouze o představy. Také se uvažuje o nástupci, High Definition Space Telescope (HDST), který by měl 12m segmentové primární zrcadlo a pokrýval by IR, optickou i UV oblast spektra; takový dalekohled by snad mohl odstartovat ve 30. letech.

Spitzerův kosmický dalekohled (SST) je po vyčerpání chladicí směsi v polovině r. 2009 odkázán jen na pasivní chlazení, nicméně měření na vlnových délkách 3,6 a 4,5 µm v tzv. teplém režimu nadále pokračují, v posledních dvou letech dokonce požadavky na pozorovací čas neustále stoupají. SST ve spolupráci s HST pozoruje „hraniční pole“ (Frontier Fields ) – gravitačními čočkami vzdálených hustých kup galaxií zobrazené ještě mnohem vzdálenější galaxie z  raného vesmíru, a určuje jejich parametry jako vzdálenost, hmotnost a stáří. Oba dalekohledy ve spolupráci vlastně připravují pozorovací program pro JWST, který se od počátku bude moci zaměřit na tyto předvybrané cíle.

Projekt JWST se sice posunuje kupředu, ale rozhodně neběží podle plánu. Předpokládaný start v r. 2018 je v ohrožení, což předraženému projektu (doposud stál 8,8 miliardy dolarů) kladné body nepřidává. Celý projekt NASA, Kanadské vesmírné agentury CSA a evropské ESA byl r. 2011 zreorganizován a začalo sestavování jednotlivých částí dalekohledu. V této fázi už však projekt nemá téměř žádné časové rezervy, takže pokud se objeví nějaké problémy, téměř jistě to bude znamenat posun startu.

8.3. Radioteleskopy

Po 17 letech se podařilo vyřešit záhadu tzv. perytonů, detekovaných na radioteleskopu v Parkesu. Perytony jsou milisekundové záblesky pozemského původu, jejichž frekvenční drift zdařile imituje průchod horkého výtrysku chladným plazmatem ve vzdáleném vesmíru. Právě tato podobnost astronomy dlouho mátla, neboť rychlé rádiové záblesky (FRB ) se již celkem spolehlivě podařilo lokalizovat v kosmologických vzdálenostech. Zdroj perytonů byl nakonec objeven: mikrovlnná trouba. Otevře-li totiž nedočkavec chtivý teplého jídla mikrovlnku dřív, než se sama vypne, milisekundový záblesk záření magnetronu unikne ze stíněné klece – a pokud je anténa radioteleskopu nakloněná pod vhodným úhlem, peryton je na světě. To také znamená, že ostatní FRB, které Parkes zaznamenal a které byly dosud sporné, pocházejí skutečně ze vzdáleného vesmíru. Dosud nejvíce zkoumaný FRB 140514 byl díky spolupráci 12 dalších teleskopů ve velkém rozsahu vlnových délek konečně přesněji lokalizován – E. Petroff aj. zveřejnili přehledovou studii, která ukazuje, že se nejedná ani o blízkou supernovu, ani dlouhotrvající gama záblesk, ale o jev odpovídající červenému posuvu z ~ 0,5 (asi 5,5 Gly). Výrazná polarizace signálu ukazuje, že záblesk vznikl ve velmi silném magnetickém poli. Co je zdrojem záblesků, zatím nevíme – jedním ze slibných návrhů jsou dopady meziplanetární látky, tedy komet a/nebo planetek, na neutronovou hvězdu.

Square Kilometer Array (SKA) je ambiciózní projekt největší radioobservatoře světa, jejímž cílem má být mj. detekce gravitačních vln v nepatrném časovém kolísání period pulsarů anebo detekce reliktního záření vodíkových oblaků, z nichž se zformovaly první hvězdy. Projekt se po dlouhé stagnaci opět posunul vpřed; ústředí projektu bude v Jodrell Banku na půdě Manchesterské univerzity. Observatoř bude mít dvě lokality – pro střední frekvence 350 MHz÷14 GHz 200 antén v Jihoafrické republice, pro nízké frekvence 50÷350 MHz 130 000 antén (sic!) v Austrálii. Pozorovací program by měl začít vznikat v r. 2018 stejně jako první stavby; do té doby je nutné vyřešit mnohé technické problémy – např. datový tok ze všech antén v obou lokalitách je srovnatelný se současným průměrným tokem celého internetu, což pochopitelně znamená, že bude nutné vyřešit, jak takový obrovský objem dat přenášet, zpracovávat a ukládat. Náklady projektu jsou samozřejmě vysoké, prozatím se počítá s fází I, která by měla mezi lety 2018 ÷ 2030 stát 680 milionů eur.

8.4. Astronomické přehlídky a databáze

Jak uvedla M. Agnerová, pradávná fotografická přehlídka oblohy provozovaná na severní i jižní polokouli Harvardovou observatoří od r. 1885 do r. 1992 (s přestávkou v letech 1953-1973 zaviněnou skrblickým ředitelem Observatoře D. Menzelem) má nesmírný význam pro studium vývoje nov a supernov, ale dokonce i černých děr a veleděr. Podle B. Schaefera jde o půl miliónu skleněných fotografických desek s hmotností 170 tun. Většina desek má rozměry 200 x 300 mm, ale část z nich má formát 360 x 432 mm. J. Grindlay tak nedávno zjistil, že v r. 1918 se kvasar OJ 287 zjasnil o 6 mag, a prototyp kvasarů 3C-273 mění poměrně pravidelně svůj zářivý výkon v periodě 16 let už po dobu delší než století. V současné době dobrovolníci postupně skenují všechny snímky s cílem jejich digitalizace a zachování tohoto unikátního archivu pro budoucí pokolení astronomů.

Naproti tomu D. Michalik aj. využili prvních dat z astrometrické družice II. generace Gaia (ESA) k porovnání s předešlou družicí HIPPARCOS (ESA), která pracovala na blízké dráze. Časový odstup dvou desetiletí mezi družicemi umožnil podstatně zpřesnit údaje o vlastních pohybech 2,5 milionu hvězd z katalogu Tycho. Pokud se podaří dokončit plánovanou pětiletou misi, tak se dočkáme ještě výrazně přesnějších a obsáhlejších dat o jasnostech, vzdálenostech, vlastních pohybech a spektrech více než miliardy hvězd až do vzdálenosti 8 kpc od Slunce. Podle P. Jofréové aj. dosáhla přesnost trigonometrických vzdáleností hvězd z družice HIPPARCOS 3 %.

Astronomové ale i fyzici všech profesí touží po co nejpřesnějších časových stupnicích zachovávajících stabilitu po celé věky. Současné nejpřesnější cesiové normály dosahují relativní přesnosti 10^-17, ale ta asi ještě s novými normály poroste. Na druhé straně pro občanský provoz se používá univerzální čas (UT), který se vztahuje k rychlosti zemské rotace. Ta, jak známo, nepravidelně kolísá, a dlouhodobě se zpomaluje. Proto už řadu desetiletí je třeba občas vkládat do běhu UT přestupné sekundy. To však je v konfliktu s požadavkem rovnoměrně plynoucího atomového času (AI). Zatím nikdo neví, jak z toho vybruslit. Řešení se odkládá minimálně do r. 2023.

Jiný svízelný problém spočívá ve snaze astronomů sestavit databázi, která by o libovolném objektu pozorování shromáždila veškerá data získaná pozorováním a jeho interpretací. Tak vznikla už koncem minulého století idea zřídit digitální databázi univerzálního formátu, jež by byla plynule rozšiřována a aktualizována. V r. 2002 vznikla dokonce Aliance virtuálních observatoří (IVOA), jenže ta se skládá z 21 dílčích virtuálních observatoří, takže k ideálu pro pohodlí astronomů je ještě velmi daleko.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Jacob BEKENSTEIN (*1947; termodynamika černých děr); Alexander BOJARČUK (*1931; stelární astronomie); William BONNOR (*1920; kosmologie); Alexander DALGARNO (*1928; molekulová astrofyzika); Jean DENISSE (*1915; radioastronomie a kosmonautika); Val FITCH (*1923; asymetrie hmoty a antihmoty, Nobel 1980); Helena HOLOVSKÁ (*1946; ČAS); Robert KRAFT (*1928; těsné dvojhvězdy); Bruce McINTOSH (*1929; meteory); Yoichiro NAMBU (*1921; narušení symetrie, Nobel 2008); Andrzej PACHOLCZYK (*1936; astrofyzika); David RAUP (*1933; periody vymírání organismů); Gregorz SITARSKI (*1932; nebeská mechanika, komety); Charles TOWNES (*1915; maser, mezihvězdné molekuly, Nobel 1964); Ingrid VAN HOUTEN-GROENEVELD (*1922; objevitelka >4,6 tis. planetek); Jean-Paul ZAHN (*1935; stelární hydrodynamika).

H. Abt srovnal na souboru 674 amerických astronomů, kteří zemřeli v letech 1991-2015 jejich úmrtní věk s nejčastějším úmrtním věkem v americké populaci, který v té době činil 77 let. Astronomové nejčastěji umírali ve věku 85 let a 11% z nich se dožili minimálně 90 let.

Někdy však astronomové umřeli i násilnou smrtí. To se týká legendární dvojice čínských astronomů Hi a Ho, kteří byli popraveni, když se opili, a proto nepředpověděli úplné zatmění Slunce 22. října 2137 př. n. l. Ještě smutnější osud čekal Timurova vnuka – slavného uzbeckého astronoma a matematika Ulugh Bega (1394 -1449), jenž se stal v r. 1411 i vládcem tamějšího chanátu. Mezi lety 1417-1420 vybudoval v hlavním městě Samarkandu něco na způsob univerzity a v letech 1424 -1428 tam nechal postavit obří zední kvadrant, kterým se výrazně zapsal do dějin astronomie. V r. 1437 určil délku siderického roku s chybou +58 sekund a o několik let později délku tropického roku s chybou +25 sekund. Přesnost jeho měření poloh hvězd byla překonána až Tychonem Brahem ke konci 16. století. Jako vládce byl konfrontován s odbojným synovcem, nad nímž sice zvítězil v r. 1448, ale o rok později ho nechal popravit jeho vlastní nejstarší syn, jenž se stal guvernérem Samarkandu.

9.2. Ceny a vyznamenání

Svět

William BORUCKI (Shawova c.: družice Kepler); Takaaki KAJITA (Nobel: oscilace neutrin); Michel MAYOR (Zlatá m. RAS: exoplanety); Arthur McDONALD (Nobel: oscilace neutrin); Rašid SJUNJAJEV (Eddingtonova m. RAS: efekt SZ); 1337 fyziků (Breakthrough c.: 5 mezinárodních experimentů prokázavších oscilace neutrin)

Domácí

Jan PALOUŠ (Nušlova c.; dynamika galaxií); Petr PRAVEC (Kopalova přednáška; planetky); Jana OLIVOVÁ (Littera astronomica; publicistika); Reinhold AUER (c. J. Šilhána; proměnné hvězdy); Pavel PECH (Zemanova c.; astrofotografie)

9.3. Astronomické katalogy, observatoře a společnosti

Z iniciativy populární americké senátorky B. Mikulski vznikl veřejně dostupný katalog MAST (Mikulski Archive for Space Telescopes ) uložený v archivu STScI v Baltimoru. Od února 2015 tam jsou na adrese: http://archive.stsci.edu/ přístupné snímky HST z kamer WFPC2, ACS a WFP3. Navíc mohou kvalifikovaní zájemci využívat i řadu dalších archivů v pásmech od extrémní ultrafialového až po rádiové jak v oboru přímého zobrazování, tak i pro spektroskopii. Velmi se tak přiblížila idea univerzální virtuální observatoře, kdy na jednom portálu lze získat o pozorovaných objektech veškeré pozorovací informace.

T. Shibuya aj. využili jedinečných vlastností kamer HST k sestavení katalogu CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Survey ) jakož i údajů Hubbleova ultrahlubokého pole (HUDF ) k morfologické klasifikaci zhruba 190 tis. galaxií ve vzdálenostech od Místní soustavy až po 4,0 Gpc (stáří vesmíru 0,5 mld. let po Velkém třesku). Prokázali tak, že nejstarší galaxie měly menší lineární rozměry než galaxie pozorované v současnosti a poukázali na významnou roli, kterou ve vývoji vesmíru hrají galaxie s překotnou tvorbou hvězd (až tisíc M_☉/rok).

S. Alam se svým velkým týmem vydali 11. a 12. vydání univerzální přehlídky hvězd a galaxií SDSS-III (Sloan Digital Sky Survey ) obsahující optická a blízké infračervená měření jasnosti a spekter pořízená od r. 2008 – do července 2014. V rámci projektů BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ), APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment ), MARVELS (Multi-object Apache point observatory Radial Velocity Exoplanet Large area Survey ) a SEGUE-2 (Sloan Exploration of Galactic Understanding 2 ) se podařilo od úplného začátku projektu SDSS v r. 1998 do léta 2014 zobrazit v pěti spektrální oborech přes 1/3 oblohy a zaznamenat přes 5 milionů spekter. To umožňuje řešit na vyšší úrovni základní kosmologické otázky a odhalit podrobnosti o vývoji vesmíru od vzniku prvních galaxií až po současnost.

N. Secrets aj. nalezli díky výslednému katalogu AllWISE družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer ) ve středním pásmu infračerveného spektra 1,4 milionů galaxií s aktivními jádry (AGN ); z toho 1,1 mil. zdrojů nebylo dosud známo! Na každý čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru 38 zdrojů AGN. Zdánlivá jasnost ve spektrálním pásmu g stoupá s klesající jasností až do g ~ 20 mag; pak začne klesat. Mezní hvězdná velikost pro zdroje AGN činí 26 mag. Ve většině (84 %) případů korelují zdroje AGN s kvasary pro jasnosti v oboru R <19 mag. Záměna s hvězdami je málo pravděpodobná a autoři odhadují, že v celém souboru není více než 60 chybných klasifikací.

J. Souchay aj. zveřejnili již III. vydání Velkého astrometrického katalogu kvasarů (LQAC-3 ), jenž je výsledkem srovnávání údajů o téměř 322 tis. kvasarů z devíti dílčích katalogů. N. Zacharias aj. publikovali první roboticky zpracovaný astrometrický katalog URAT1, jenž obsahuje přesné (<0,003″) polohy více než 228 milionů bodových objektů pro deklinace >-15° a jasnosti R v rozmezí 3 ÷ 18,5 mag. Používali k tomu širokoúhlé kamery Námořní observatoře USA ve Flagstaffu se zorným polem o průměru 9° a astrografu o průměru objektivu 203 mm. Měření probíhala od dubna 2012 do června 2015. Astrograf byl pak demontován a převezen na jižní polokouli, kde má dokončit homogenní měření pro celou oblohu.

Také katalog zdrojů záření gama pozorovaných družicí Fermi (3FGL ; NASA) se díky F. Acerovi a jeho týmu dočkal III. vydání. Obsahuje něco přes 3 tis. objektů pozorovaných družicí za čtyři roky měření pomocí širokoúhlé aparatury Fermi LAT (Large Area Telescope ), která pokrývá energetické pásmo 0,1 ÷ 300 GeV. Více než 1,1 tis. zdrojů se podařilo ztotožnit s blazary, ale pro další tisíc zdrojů se zatím žádný protějšek v jiných oborech elektromagnetického spektra nenašel. V naší Galaxii jsou nejčastějšími zdroji záření gama pulsary.

I když kvalita a rozsah moderních astronomických katalogů je dechberoucí, velmi cenné údaje obsahují starověké a středověké katalogy, byť obvykle obsahují jen stovky objektů a úhlová přesnost měření je opravdu nevelká. Jejich výhodou je však velký časový předstih; jinými slovy: čím starší měření, tím cennější. J. Jeon aj. uvedli, že zatímco staré evropské a arabské katalogy jsou již vesměs prozkoumány, neplatí to pro katalogy z východní Asie. Prohlédli tak korejský katalog údajně z roku 1396,0, jenž obsahuje polohy 277 hvězd do úhlové vzdálenosti 10° od roviny ekliptiky. Díky astrometrickému katalogu družice HIPPARCOS se jim podařilo najít současné polohy 274 hvězd z korejského katalogu, což je znamenitý výkon. Autoři však zjistili, že ve skutečnosti se korejské pozice hvězd vztahují k epoše (1363,1 ±3,2). Je přitom zřejmé, že katalog vznikl kompilací údajů z ještě starších katalogů včetně Ptolemaiova Almagestu.

Evropská jižní observatoř (ESO) se rozrostla o Polsko, takže má nyní již 15 členských států; hostitelskou zemi je Chile a strategickým partnerem Austrálie. V r. 2015 byla do plného provozu uvedena kamera MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer; spektrální pásmo 365 ÷ 930 nm ) vybavená adaptivní optikou II. generace. Dalším skvělým příspěvkem je aparatura SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument ), která umožňuje přímo zobrazovat exoplanety a měřit polarizaci jejich světla. Pracuje v červené a infračervené oblasti 0,6 ÷ 2,3 µm. Systém spřažení 4 teleskopů VLT umožnil v r. 2015 protáhnout základnu pro optickou interferometrii VLTI na celých 200 m. 8,2m teleskopy VLT nyní dosahují mezní hvězdné velikosti 30 mag (!) během hodinové expozice. Mikrovlnná aparatura ALMA uvedená do chodu v r. 2013 docílila v r. 2015 maximální délky inteferometrické základny 15 km. V r. 2014 publikovali astronomové z celého světa 865 prací založených na pozorováních přístroji ESO na La Silla, Paranalu a Chajnantoru. Nejenom tímto počtem, ale i špičkovou kvalitou výsledků se tak ESO stala nejvýznamnější světovou astronomickou observatoří.

V porovnání s úspěchem ESO je smutné, že řadě severoamerických observatoří hrozí omezení provozu, nebo i zánik. V r. 2008 zanikla observatoř David Dunlopa v kanadském Torontu, založená v r. 1935 a vybavená reflektorem o průměru zrcadla 1,9 m. Tehdy to byl po Mt. Wilsonu druhý největší teleskop na světě. Velká Británie hodlá uzavřít 3,8m infračervený teleskop a 15m radioteleskop JCMT na Mauna Kea na Havajských ostrovech. Na sopce Mauna Kea byl odmontován 0,9m reflektor pro výuku studentů, protože tamější aktivisté tím podmiňují případný souhlas s vybudováním 30m teleskopu TMT (Thirty Meter Telescope). Ve skutečnosti žádají demontáž alespoň dalších dvou teleskopů na této sopce. Podobně je ohrožena další existence 3m reflektoru Lickovy observatoře v Kalifornii. Americká Národní grantová agentura plánuje uzavřít 100m radioteleskop (GBT) na observatoři Green Bank v Západní Virginii, 300m radioteleskop v Arecibu a čtyři teleskopy na observatoři Kitt Peak v Arizoně.

S. Cavazzani aj. srovnávali po dobu 10 let pomocí družic GOES (Geostationary Operational Enviromental Satellite ) a Aqua, noční oblačnost nad observatořemi La Silla a Paranal (ESO) a Mt. Graham v Arizoně (sídlo 2x8,4m binokulárního teleskopu LBT a 1,8m Vatican Advanced Technology Telescope ). S převahou zvítězil Cerro Paranal (12 %) před La Silla (22 %) a Mt. Graham (37 %).

Vrcholnou akcí Mezinárodní astronomické unie (IAU) jsou valná shromáždění, konaná obvykle jednou za tři roky pokaždé v jiném světadíle. V r. 2015 se ve dnech 3. – 15. srpna konal XXIX. kongres IAU v Honolulu. Bylo to, jak poznamenal časopis Nature, největší profesionální astronomické shromáždění od Velkého třesku, neboť se ho zúčastnilo na 3,5 tisíce astronomů. Rychlý pokrok astronomie se projevil rekordním počtem příspěvků v rámci plenárních zasedání, odborných sympozií, 22 speciálních zasedání k aktuálním otázkám, zasedáních 9 vědeckých divizí a několik desítek odborných komisí. Určitou představu dává také výběr témat prestižních zvaných přednášek: Výsledky sondy Rosetta a vznik Sluneční soustavy, Výzkum raného vesmíru, Exoplanety – tisíce světů k prozkoumání, Náš vesmírný domov – nadkupa Laniakea a Spektroskopie H3+ : unikátní sonda rozložení molekulového plynu v Galaxii a dále v prostoru. Na kongresu v Honolulu se také volil nový výkonný výbor IAU. Jeho prezidentkou se stala Silvia Torresová-Peimbertová z Brazílie a generálním sekretářem Piero Benvenuti z Itálie. Příští prezidentkou od kongresu v r. 2018 ve Vídni bude Ewine van Dishoecková z Holandska. Poprvé v historii IAU je ve výkonném výboru více žen (6) než mužů (4).

Proslulý americký astronom Geoffrey Marcy (*1954), jenž patří k průkopníkům pozorování exoplanet, přišel o svou profesuru na prestižní kalifornské univerzitě v Berkeley kvůli mnoha stížnostem na sexuální obtěžování, na které si studentky stěžovaly už na jeho předchozím pracovišti na Univerzitě v San Francisku. Nicméně jeho chování se nezměnilo ani v Berkeley, kde dostal profesuru v r. 1999 a stížnosti začaly už v r. 2001, takže ho rektor opakovaně napomínal. Marcy byl donucen rezignovat v říjnu 2015 a zničil si svou pověst i kariéru.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

R. Bourtembourg zjistil, že Hipparchos zaznamenal ve svém katalogu z r. 128 př. n. l. planetu Uran jako hvězdu 5,4 mag blízko nad Spikou v Panně. Týž autor našel Uran jako hvězdu také v Almagestu (137 n.l.), takže jej viděl i Ptolemaios.

Jak uvedl P. Tyson, v r. 1840 pořídil americký chemik a fyziolog J. Draper první daguerrotypii Měsíce. Další daguerrotypie pořizovali od konce 40. let XIX. stol. J. Whipple a W. & G. Bondové pomocí 0,4m refraktoru Harvardovy observatoře. Fotografovali především Měsíc; od r. 1851 už zcela kvalitně. Pořídili také 100s expozicí snímek Vegy, takže zachytili fotony, které opustily Vegu čtvrt století před jejich dopadem na snímek. Těžko tehdy někdo mohl předvídat, že se ve XX. stol. objeví citlivé barevné fotografické emulse a v 80. letech supercitlivé čipy a jiné detektory nejenom pro viditelné světlo, ale pro detekci téměř libovolně krátkých i dlouhých elektromagnetických vln.

Astronom amatér D. Partyka svým 0,2m Celestronem vybaveným polární montáží s dělenými kruhy pozoruje ve dne mezi 11. a 16. h planety a hvězdy. Zvlášť oceňuje snímky Merkuru a Venuše ve spodní konjunkci se Sluncem, kdy vykazují nádherné srpky. Pozoruje na denním nebi také Mars, Jupiter a Saturn. Během dne už spatřil 62 hvězd, z toho 4 dvojhvězdy, např. Albireo nebo λ Ori, tj. vidí i hvězdy 5,5 mag. Také J. McCormick stejným typem Celestronu našel na denním nebi Arktura ; na něm dalekohled přesně zaostřil. Pozoroval pak dvojhvězdu ξ Boo a rozlišil obě složky úhlově vzdálené 5,7″, přičemž primární složka má jasnost 4,7 mag, ale sekundární 7,0 mag!

Další klíčový časopis Astronomy and Astrophysics (zal. 1969) vydávaný Evropskou jižní observatoří (ČR má v redakci svého zástupce) skončil v r. 2015 vydávání tištěné verze a od ledna 2016 přechází na výhradně elektronickou verzi publikace. Digitální revoluce tak opět výrazně pokročila. Ve Spojených státech dochází k témuž datu ke sloučení redakčních rad hlavních severoamerických profesionálních časopisů, tj. The Astrophysical Journal (zal. 1895) a The Astronomical Journal (zal. 1849; nevycházel v letech 1861-1864), od ledna 2016 s jediným šéfredaktorem E. Vishniacem. Tyto časopisy už rovněž vycházejí jen v elektronické verzi.

U nás oslavil v r. 2015 už 20 let své existence internetový portál České astronomické společnosti, založený v r. 1995 J. Chlachulou, jeden z prvních vědeckých portálů v Česku. Za dvě dekády v něm naši astronomové zveřejnili 6,7 tis. článků; 3,2 tis. zpráv o novinkách v astronomii a kosmonautice, 195 tiskových zpráv a 180 tiskových prohlášení. Na obsahu portálu se dosud podílelo téměř 260 autorů. Od r. 2006 běží populární soutěž astrofotografie měsíce. Portál má průměrnou roční návštěvnost 1,5 mil. hitů. Denní rekord přes 100 tis. hitů dosáhl portál během částečného zatmění Slunce 20. března 2015.

S rozvojem kosmické navigace GPS vznikla otázka, kde vlastně je nultý poledník. Ten byl v r. 1884 definován polohou pasážníku na britské observatoři v Greenwichi. Nyní je však nultý meridián posunut o 102 m směrem na východ od pasážníku. Způsobily to změny techniky měření souřadnic vlivem radiointerferometrie, moderní geodezie a zavedení atomových hodin. Po r. 1984 se pro určování přesných souřadnic přestalo užívat optické astrometrie. Zvítězila kosmická geodézie. V okolí observatoře v Greenwichi jsou rozmanité hustoty hornin, což způsobilo zmíněný posuv nultého poledníku.

Americké ministerstvo energie uvolnilo 200 mil. dolarů pro konstrukci superpočítače Aurora, jenž by měl být dokončen v r. 2018 a dosahovat rychlosti exaflopů. Naproti tomu C. Herley z Microsoftu odhadl, že uživatelé internetu stráví denně kolektivně 1 389 let (!) vkládáním bezpečnostních hesel do svých připojení k internetu. Firma IBM vyvinula ultrarychlý čip pro počítače dvojnásobným snížením rozměrů jeho tranzistorů na 7 nm, takže zvýšila čtyřikrát jeho kapacitu proti nejlepším dosavadním komerčně prodávaným čipům. Kanadská firma D-Wave Systems vyvinula kvantový počítač s rekordním počtem 1 152 qubitů, jenž údajně už dokáže konkurovat nejvýkonnějším digitálním počítačům.

Z mnoha článků v časopisech jako je Nature, Science a Daedalus vyplývá, že po útlumu pokroku ve výzkumu umělé inteligence v 70. a 80 letech minulého století se tento obor doslova probudil od začátku 21 stol. k novému strmému rozvoji. Počítačové programy postupně vyhrály nad mistry světa v šachu a hře GO a vedly k vývoji autonomně řízených aut a kamionů. Umělá inteligence může být velmi užitečná při zpracování gigantických datových souborů, v akademické i finanční sféře, strojovém překladu jazyků, zlepšení diagnóz chorob, a přeměně mobilů na osobní asistenty.

Na druhé straně, jak upozornil jeden z průkopníků umělé inteligence J. Bohannon, se před námi otevírají hrozivá rizika. Cituje vizionářské drama R.U.R. Karla Čapka z r. 1920 a vražedný počítač H.A.L. z filmu 2001: A Space Odyssey (1968) vymyšlený A. Clarkem a S. Kubrickem. Argumentuje analogií s jadernou energií, která skýtá naději na téměř neomezené množství energie pro lidstvo, ale byla už od r. 1942 (projekt Manhattan ) využita pro vývoj jaderných bomb. Podle jeho názoru jsme nyní v podobném, ale možná ještě hrozivějším dilematu, protože se před námi otevírá možnost využívání/zneužívání téměř neomezeného množství inteligence. Hlavní světové velmoci už nepochybně pracují na využití umělé inteligence při vývoji chytrých zbraní a kybernetických útoků.

Týdeník Nature (517, č. 7532) doložil mnoha čísly rozvoj vědy do r. 2015. V r. 2010 tvořili vědci 0,128 % světové populace, ale v r. 2015 stoupl tento podíl na 0,138 %. V absolutních počtech vědců vede Čína (1,4 mil. badatelů) před USA (1,25 mil.). Celosvětově se počet vědců pohybuje kolem 10 milionů. Většina vědců pracuje kolem 60 h týdně a řada z nich ještě déle. Redakce odhadla, že za rok vědci odpracují asi 26 miliard hodin, čili asi 2,97 milionů let. (Kdybychom se vrátili v mysli o stejný časový úsek do minulosti, tak se ocitneme mezi australopitéky v Africe. Naproti tomu celosvětová populace věnuje během roku sledování videí na YouTube zhruba 8 mil. let.) Roční celosvětové výdaje na vědu (výzkum a vývoj) plynule stoupají. V r. 2000 dosáhly 706 G$, ale v r. 2010 už 1,3 T$ a r. 2015 se vyšplhaly na 1,9 T$. R. 2015 bylo uděleno na celém světě 1,2 milionů patentů; dvojnásobek proti r. 2000.

V r. 2015 získalo celosvětově vědeckou hodnost PhD. rekordních 260 tis. badatelů. Počet uveřejněných prací v renomovaných časopisech dosáhl 920 tis. a jen 470 prací (0,5 ‰) bylo po publikaci odvoláno. V květnu r. 2015 byl v časopise Phys. Rev. Lett. sv. 114 překonán světový rekord v počtu spoluatorů jedné práce: 5 154. Tématem práce byla měření hmotnosti Higgsova bosonu v experimentech ATLAS a CMS na urychlovači LHC v laboratoři CERN. Během jednoho roku vědci vypijí v práci asi 1,7 miliardy šálků kávy, tj. asi 290 mil. litrů.

Týž časopis uvedl, že od r. 1990 do r. 2015 klesl počet podvyživených lidí na světě z 1,001 mld. na 795 milionů. Naproti tomu rychle roste výroba elektřiny ve fotovoltaických elektrárnách. Očekává se, že do r. 2020 bude instalován celosvětově výkon 700 GW. Díky umělým družicím, které se věnují dálkovému průzkumu Země v kombinaci s měřeními na místě (ground truth ) se ukázalo, že na zeměkouli rostou ~3 biliony stromů; je jich osmkrát více, než se dosud odhadovalo.

V týdeníku Science (347, č.6229) redakce referovala o výpočtu doby průletu kuličky Zemí pomyslnou dírou procházející středem Země a spuštěné volným pádem z jednoho otvoru díry. Výpočet uveřejnil časopis Amer. J. Phys. : průlet Zemí by trval 38 min 11 s.

Ve stínu oslav 100. výročí vzniku Einsteinovy obecné teorie relativity zůstalo pro astronomii neméně důležité výročí 150 let od zveřejnění Maxwellových rovnic pro elektromagnetismus. Skotský fyzik James Clerk Maxwell (1831-1879) ve své studii vystihl podstatu své teorie takto: „Souhlas mých výsledků s experimentem naznačuje, že světlo a magnetismus jsou vlastnostmi téže podstaty, takže světlo je elektromagnetická porucha, jež se šíří polem podle elektromagnetických zákonů“ (daných Maxwellovými rovnicemi). Slavné čtyři Maxwellovy rovnice, v nichž se mj. poprvé vyskytla mezní rychlost šíření elektromagnetických signálů a autor zavedl pojem elektromagnetického pole (místo éteru), znamenaly převrat v technických aplikacích a ten pokračuje dodnes.

Jak uvedl N. Engheta v týdeníku Science, s elektromagnetickými vlnami se dá manipulovat, přizpůsobovat je a ovládat pomocí různých materiálů, což až dodnes umožňuje vynalézat nová funkční zařízení. Začalo to radiofrekvenčními anténami, čočkami a zrcadly a pokračovalo telegrafy, mikrovlnnými vlnovody, lasery, optickými vlákny a silovými rozvody elektřiny. V nejnovějších aplikacích materiálových věd, nanotechnologiích a fyzice pevné fáze se tak na úrovni atomů podařilo vyvinout součástky, které mají nečekané vlastnosti, neznámé u přírodních materiálů. Světlo lze doslova tvarovat na stupnicích nano-, mikro- a mesoškálách podle libosti.

Závěr

Jubilejní 50. ročník Žně objevů mne nutí k zamyšlení nad naprosto neuvěřitelným tempem rozvojem astronomie během pouhého půl století. Je to jasně patrné z jednoduché statistiky. První Žeň objevů 1966 se vešla na 8,5 normalizovaných stran (1 strana = 1,8 tis. znaků). V r. 1975 to však už bylo 49 str.; 1985 – 50 str., 1995 – 155 str.; 2005 – 170 str. a 2015 - 258 str. Proto jsem loni uvítal návrh Mgr. Martina Gembece, že mi s psaním rozsáhlého textu pomůže. Jeho nápad mne navíc inspiroval, abych oslovil ještě Mgr. Davida Ondřicha, s nímž už řadu let píšu kratší přehledy objevů pro Astropis. Na prvních dvou dílech Žně 2015 jsme pracovali všichni tři, a na dalších třech pokračováních odvedl skvělou práci David, kterému velmi děkuji za kvalitu textu i dodržování harmonogramu. V tomto tandemu budeme pokračovat i nadále.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ L. (2015).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 04. septembra 2018