ŽEŇ OBJEVŮ 2016 (LI.) - DÍL D
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

5.5. Galaxie v hlubokém vesmíru

J. Thomasovi aj. se podařil kapitální úlovek zatím nejhmotnější černé veledíry (17 GM_ʘ) v jádře galaxie NGC 1600, což je docela blízká (64 Mpc) osamělá eliptická galaxie poblíž centra shluku galaxií v souhvězdí Eridanu. Galaxie o hmotnosti 1 TM_ʘ je produktem srážky dvou hmotných galaxií, jež se odehrála asi před 4 mld. let. Je obklopena minimálně 30 satelitními trpasličími galaxiemi. Dosud se soudilo, že takto obří hmotnosti veleděr se vyskytují pouze v centrech kup galaxií – dobrým příkladem jsou spící černé veledíry v galaxiích NGC 3842 (kupa ve Lvu) a NGC 4889 (kupa ve Vlasech Bereniky). Obě veledíry už patrně pohltily veškerý pro ně dostupný materiál, takže jejich okolí vyzařuje slabě, podobně jako okolí černé veledíry v jádře naší Galaxie. Nový objev však naznačuje že rekordně hmotné veledíry se mohou nacházet i mimo centra kup galaxií.

P. van Dokkum aj. nalezli v kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky (vzdálenost 100 Mpc) větší počet velkých galaxií vyznačujících se velmi nízkou plošnou jasností. Tato populace ultradifuzních galaxií se vyznačuje paradoxně vysokými hmotnostmi těchto objektů. Autoři věnovali 13,5 h expozic spektrografem DEIMOS (Deep Imaging Multi-Object Spectrograph) u dalekohledu Keck-II největší galaxii tohoto typu, která nese jméno Dragonfly 44 (Vážka; lineární poloměr 4,6 kpc; hmotnost 7 GM_ʘ; poměr hmotnost/svítivost 48). Odtud vyplývá překvapivý výsledek, že galaxie obsahuje jen 0,1 % standardní zářící látky, zatímco skrytá látka zde tvoří plných 99,9 % hmotnosti galaxie (řádově 1 TM_ʘ).

M. Bilicki s rozsáhlým týmem spolupracovníků porovnali navzájem dvě dosud největší fotometrické katalogy galaxií získané jednak infračervenou družicí WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), a dále digitálními skeny fotografické přehlídky UKST/POSS II. Oba katalogy pokrývají téměř 70 % oblohy mimo tzv. opomíjené pásmo a obsahují v průměru přes 650 galaxií na čtvereční stupeň oblohy. Jelikož jde o měření jasnosti galaxií ve čtyřech oddělených spektrálních pásmech, bylo tak možné odvodit z fotometrie přibližné vzdálenosti pro bezmála 20 milionů galaxií. Medián jejich vzdáleností dosahuje 750 Mpc s průměrnou chybou ± 17 % a celkový obraz o trojrozměrném rozložení těchto galaxií sahá až do vzdálenosti 1,33 Gpc od nás.

J. van Weeren s velkým týmem spolupracovníků studovali vlastnosti objektu RX J0603.3+4214 („Zubní kartáček“; vzdálenost 830 Mpc) pomocí obří evropské anténní soustavy LOFAR (LOw Frequency Array) ve frekvenčních pásmech 120 a 181 MHz (vlnové délky 1,66÷2,50 m) ve stejnojmenné kupě galaxií. Velmi kvalitní pozorování v této dosud málo prozkoumané oblasti rádiového spektra pak porovnali s měřeními rádiových aparatur VLA (Socorro, USA); GMRT (Pune, Indie) a rentgenové družice Chandra. Autorům se tak podařilo získat nové údaje o akustických rázových vlnách, jež vznikají během splývání a prostupování galaxií v kupě a jejich úloze při obnovování urychlování částic na relativistické rychlosti. Autoři pozorovali nadzvukové rázové vlny s průměrným Machovým číslem 2,8.

Desítky tisíc dobrovolníků z celého světa se podíleli na projektu Galaxy Zoo, jehož cílem od r. 2007 bylo vizuálně klasifikovat morfologii téměř milion galaxií snímkovaných pomocí 2,5m zrcadla SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Zkušenost dobrovolníků však nyní umožnila podobným způsobem klasifikovat morfologii 48 tis. galaxií v projektu HST CANDELS (Cosmic And Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey). B. Simmons aj tak klasifikovali každou galaxii nezávisle alespoň 40 dobrovolníky, kteří sledovali výskyt shlukování materiálu, nestabilitu příček, rozvinutost spirální struktury, prolínání galaxií a slapové jevy. Získali tak homogenní klasifikace pro galaxie v rozmezí vzdálenosti 2,4÷3,6 Gpc. Následně K. Willet aj v třetí fázi projektu GZH (Galaxy Zoo Hst) klasifikovali téměř 120 tis. galaxií na základě snímků v pásmu 814 nm s barevnou mezní hvězdnou velikosti <26,8 mag. Dobrovolníci klasifikovali galaxie s dominujícími výdutěmí nebo disky, detaily spirální struktury disků, výskyt příček, shlukování materiálů a geometrické tvary. Medián vzdáleností zmíněného souboru činil 2,3 Gpc, ale rozložení vzdáleností galaxií bylo zřetelně nesouměrné (1,0÷3,7 Gpc).

T. Di´az-Santos aj. studovali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA dosud nejsvítivější známou galaxii W2246-0526 (zářivý výkon 350 TL_ʘ = 1,3.10⁴¹ W; stáří 1,3 mld. let; vzdálenost 3,8 Gpc). Autoři zobrazili galaxii v čáře 157,7 μm [C II] a zjistili, že interstelární prostředí tam podléhá silným turbulencím. Galaxie v čase 1,4 mld. let po Velkém třesku marnotratně rozhazovala horký plyn, jenž z ní odtékal rychlostí 550 km/s.

K.-H. Huang aj. využili obřího spektrografu DEIMOS (DEep Imaging Multi-Object Spectrograph) Keckova 10m teleskopu a HST k objevu extrémně vzdálené galaxie zobrazené gravitační čočkou v podobě kupy galaxií MACS J2129.4−0741. Z červeného posuvu z = 6,85 vyplývá vzdálenost čočkované galaxie 4,0 Gpc, tj. stáří galaxie 800 mil. let po Velkém třesku. V té době představovala hmotnost všech hvězd galaxie jen 15 MM_ʘ, takže autorům se podařilo objevit zatím nejméně hmotnou galaxii v kosmologické epoše na konci šerověku (dark ages) vesmíru. Objev tak posílil názor, že o reionizaci vesmíru se nejvíce postaraly právě nejmenší vzniklé galaxie, které byly zdrojem silného ultrafialového záření.

V. Calvi aj. hledali pomocí kamery WFC 3 HST v projektu BoRG (Brightest of the Reionizing Galaxies) nejjasnější nečočkované galaxie ve stáří do 700 mil. let po Velkém třesku. Vyhledávání probíhalo souběžným snímkováním v pěti spektrálních filtrech v rozmezí vlnových délek 0,35 ÷ 1,7 μm. Autoři našli pět kandidátů s červenými posuvy z = 8,3÷10 (stáří 480÷615 Mr). Podle jejich názoru jde o vhodné cíle pro podrobné zkoumání vzájemných souvislostí mezi přibýváním skryté látky pro stavbu galaxie a reionizaci okolí.

C. Conselice aj. zjistili, že odhady počtu galaxií v pozorovatelné části vesmíru založené na pozorování Ultrahlubokého pole HST (UDF) jsou ve skutečnosti podceněny! Pro statistiku jsou totiž zmíněné málo hmotné galaxie v hlubinách vesmíru těžko dohledatelné. Když uvažovali spodní mez hmotnosti hvězd v nejstarších galaxiích 1 MM_ʘ a současnou funkci počtu galaxií v závislosti na stáří vesmíru, dospěli k závěru, že v čase 650 Mr po Velkém třesku se v pozorovatelné oblasti vesmíru již nacházely 2 bilióny galaxií, jejichž souhrnné záření v optické a blízké infračervené oblasti tvoří pozorované pozadí jasnosti oblohy.

P. Oesch aj. objevili pomocí grismové (grating – prism) kamery WFC3/IR HST galaxii GN-z11 (poloha 1236+6214) s červeným posuvem z = 11,1 ve věku 400 Mr po Velkém třesku. Využili k určení vzdálenosti galaxie posunuté polohy hrany Lymanovy série pro vodík do infračervené oblasti spektra (vlnová délka 1,47 μm). Odtud pak odvodili její třikrát vyšší zářivý výkon v ultrafialovém pásmu spektra v porovnání s typickými mladými galaxiemi shodného stáří. Úhrnná hmotnost hvězd zmíněné galaxie dosahuje 10⁹ M_ʘ, její průměr 1,2 kpc a tempo tvorby hvězd 20 M_ʘ/rok. Díky tomuto pozorování se posunula spektroskopická hranice reionizace o dalších 150 mil. let před vrchol éry ionizace (600 mil. let po Velkém třesku). To znamená, že již ve stáří vesmíru 450 mil. let po Velkém třesku probíhala v tehdejších galaxiích intenzivní tvorba hvězd. Je proto pravděpodobné, že budoucí kosmické teleskopy JWST a WFIRST zobrazí zárodky prvního pokolení galaxií.

5.6. Gravitační mikročočky

L. Wyrzykowski aj. upozornili na výběrový efekt, jenž usnadňuje objev hvězdných pozůstatků (bílých trpaslíků, neutronových hvězd a hvězdných černých děr) v binárních soustavách, které mezi sebou nápadně interagují a tím se snadno prozradí. Jen vzácně se podaří objevit osamělou neutronovou hvězdu nebo hvězdnou černou díru, ačkoliv je jisté, že takových objektů musí být mnoho. Autoři proto prohlédli gigantickou databázi OGLE-III (Optical Gravitational Lensing Experiment; širokoúhlá kamera 8×8 kpix na polském 1,3m reflektoru na observatoři Las Campanas v Chile) obsahující obrazy 150 mil. objektů pozorovaných v letech 2001-2009. Nalezli 59 případů gravitačních mikročoček, z nichž 13 patří mezi osamělé hvězdné pozůstatky. Pro tyto mikročočky dokázali určit jejich hmotnost i vzdálenost. Nejvyšší hmotnost 9,3 M_ʘ má hvězdná černá díra ve vzdálenosti 2,4 kpc od Slunce..

J.-P. Beaulieu aj. zjistili za pomocí rozboru světelné křivky úkazu OGLE-IV 2012-BLG-0026 (zorné pole 1,4 □°) čtyřmi dalšími teleskopy (včetně 10m Keck a 8,2m Subaru na Mauna Kea), že kolem čočkující hvězdy hvězdy sp. třídy G V (hmotnost 1,05 M_ʘ; vzdálenost 4,0 kpc) obíhají dvě obří exoplanety o hmotnostech 0,14 M_J a 0,86 M_J ve vzdálenostech 4,0 a 4,8 au. Další pozorování obřími dalekohledy umožní dokonce z metalicity hvězdy odhadnout stáří soustavy. W. Zhu s velkým týmem spolupracovníků kosmických aparátů SST, WISE a pozemních přístrojů OGLE. KMTNET, ROBONET a MINDSTEP zjistili, že gravitační mikročočka OGLE-2015-BLG-1268 je osamělým hnědým trpaslíkem o hmotnosti 45 M_J , a další úkaz OGLE-2015-BLG-0763 osamělou hvězdou o hmotnosti 0,5 M_ʘ ve vzdálenosti 6,9 kpc. Autoři upozornili, že když se kombinují po­zemní měření mikročočky s údaji kosmických teleskopů, přispěje to k výraznému zlepšení hodnot hmotnosti pro osamělé mikročočky. Také Y. Shvartzvald a velký tým identifikovali díky kosmickým teleskopům SST a Swift binární mikročočku OGLE-2015-BLG-1319 jako trpasličí hvězdu sp. Tří­dy K, kolem níž obíhá hnědý trpaslík o hmotnosti 30÷65 M_J. Soustava ve vzdálenosti 5 kpc patří do výdutě naší Galaxie.

C. Han s dalším rozsáhlým týmem analyzovali světelnou křivku binární mikročočky OGLE-2015-BLG-0479LA,B, jak byla pozorována na zemi a souběžně SST. Kaustické špičky světelných kři­vek na Zemi a na kosmickém teleskopu SST byly vůči sobě posunuty o celých 13 dnů, což umožnilo zpřesnit vzdálenost mikročočky na 3 kpc a určit hmotnosti obou složek spektrální třídy G: 1,0 a 0,9 M_ʘ. A. Santerne aj. se vrátili k rozboru velmi jasné binární mikročočky OGLE-2011-BLG-0417, protože se díky spektrografu UVES VLT (ESO) nepotvrdily předpokládané periodické změny radiálních rych­lostí. Další proměřování spektra pomocí UVES, ale též aparaturou NIRC2 Keckova dalekohledu ukázala, že jasnější složka je obří hvězdou ve výduti Galaxie, kdežto mikročočka má hmotnost 0,94 M_ʘ ve vzdálenosti jen 1,1 kpc od Slunce. Autoři proto doporučují, aby se jednotlivé případy bi­nárních mikročoček dodatečně prověřovaly spektroskopicky, což pomůže velmi podstatně zlepšit přesnost parametrů složek binárních mikročoček.

C. Henderson s dalším velkým týmem využili pozorovací kampaně K2C9 družice Kepler (obdo­bí 22. 4. - 2.7. 2016), kdy velká vzdálenost družice od Země umožnila zpřesnit paralaxy 170 mikro­čočkových úkazů, pozorovaných ze Země. Tak se podařilo odhalit několik případů, kdy za mikročoč­kou se skrývá obří planeta. Nejkratší mikročočkové úkazy byly pravděpodobně způsobe­ny osamělými planetami (nomády). To by mohla definitivně potvrdit budoucí kosmická přehlídky WFIRST.

5.7. Gravitační čočky

Již koncem v r. 1990 zjistili A. Tyson aj., že kupy galaxií A 1689 a CL 1409+52 deformují obrazy vzdálenějších galaxií vinou gravitačního čočkování předpověděného obecnou teorií relativity. O sedm let později upozornil J. Gunn, že v hlubokém vesmíru jsou fakticky obrazy všech galaxií deformovány popředím, tj. bližšími hmotnými kupy galaxií. Slabé gravitační čočkování se zřejmě stane měřitelné pomocí přehlídkového 8,4m teleskopu LSST v Chile a družice Euclid (ESA). Kosmická tomografie bude perspektivní, jakmile se podaří zobrazit slabé gravitační deformace pro miliony velmi vzdálených galaxií.

P. Kelly aj. potvrdili předpověď z konce r. 2014, že obří kupa galaxií MACS J1149.5+2223 (hmotnost 1,4 PM_ʘ ; vzdálenost 1,6 Gpc), jež posloužila kameře HST jako gravitační čočka pro více než řádové zjasněné zobrazení výbuchu supernovy vzdálené 2,9 Gpc v podobě Einsteinova kříže, zopakuje celý úkaz ještě jednou s odstupem roku díky jiné hmotné galaxii v kupě. To se skutečně stalo 11. prosince 2015 v předem vypočtené poloze posunuté o 8" proti dřívější poloze, přesně ve shodě s teorií, kterou v r. 1964 publikoval norský astrofyzik S. Refsdal. Pouze jasnost úkazu z r. 2015 byla ve shodě s předpovědí nižší (26,5 a 26,2 mag v UV spektrálních pásmech 125 a 160 nm). S. Rodney aj. snímkovali Refsdalovu supernovu průběžně a zjistili, že od prvního objevu se ještě dalších 150 d pomalu zjasňovala až k maximu v dubnu 2015. Zároveň se jim zdařilo určit zpoždění tří vrcholů Einsteinova kříže vůči nejrychlejšímu v rozmezí 0,6÷27 dnů. Relativní zjasnění vůči prvnímu vrcholu dosáhlo 0,4÷1,17násobku. Podle všeho se Refsdalova supernova podobá očima viditelné supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, jejímž předchůdcem byl poněkud netypický modrý veleobr. C. Grillo aj. využili nejmodernějšího spektrografu MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) VLT (ESO) na Paranalu k určení parametrů 68 galaxií v kupě, jež posloužila jako gravitační čočka. Podobně pak prozkoumali průběh jasnosti mateřské galaxie Refsdalovy supernovy, což do jisté míry odpovídá rozložení hustoty materiálu v této velmi vzdálené galaxii. Tyto údaje pak umožnily autorům realisticky modelovat čočkování a modelové výsledky porovnávat s pozorováním. Shoda byla více než uspokojivá.

Také D. Bina aj. využili potenciálu spektrografu MUSE k prozkoumání kupy galaxií Abell 1689 (vzdálenost 700 Mpc), jež slouží jako silná gravitační čočka pro více různě vzdálených galaxií v pozadí. Na úrovni kupy jde o oblast o plošném rozměru 185×185 kpc². Autoři zjistili, že všechny pozorované vzdálenější galaxie v zorném poli kupy jsou měřitelně čočkovány. Nejbližší z nich je vzdálena 2,1 Gpc a nejvzdálenější 3,9 Gpc. Autoři pořídili spektra 63 členů čočkující kupy a 26 čočkovaných galaxií, z toho 17 se nachází ve vzdálenostech >3,5 Mpc. Podle T. Petrushevské aj. je kupa A 1689 patrně vůbec nejlepší gravitační teleskop, který máme. Autoři využívají kryogenního zobrazovače HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager) VLT ESO, jakož i podpůrných údajů z 2,6m teleskopu NOT (Nordic Optical Telescope) k objevům čočkově zjasněných supernov v hlubokém vesmíru, ale též supernov ve zmíněné kupě galaxií. Zisk pro čočkované supernovy se pohybuje v rozmezí 0,3÷1,6 mag, což umožňuje objevovat v daném směru supernovy až do vzdáleností 3,5 Gpc (2,2 Gr po Velkém třesku). Autorům se v rámci projektu podařilo nalézt již 5 čočkovaných supernov třídy II v rozsahu vzdáleností 1,9÷3,0 Gpc.

M. Limousin aj. studovali silné čočkování kupy galaxií MACS J0717+3745 v zorném poli pozorování HFF (Hubble Frontier Field). Získali tím údaje pro 61 vícenásobně zobrazených vzdálených soustav. Jenže ani to nestačí k podrobnému zmapování rozložení hmoty v čočkující kupě. Problém spočívá v matematické degeneraci dvojrozměrných modelů, které provázejí výpočet optického zjasnění čočkovaných objektů, takže je potřebí získávat data pro modelování nezávislými pozorovacími metodami. Podle D. Cleryho se však už rozeběhl ředitelský program HST hledání I. generace hvězd po Velkém třesku, jenž využívá šesti nejhmotnějších kup galaxíí v programu HFF, na nějž bylo přiklepnuto 60 h expozic během tří let. Na tomto programu spolupracují také další kosmické aparáty – Spitzerův infračervený teleskop a rentgenová družice Chandra.

M. Betinelliová aj. objevili při prohlídce archivu 4m teleskopu V. Blanca (CTIO, Chile) téměř dokonalý Einsteinův prsten IAC J0101-3343 (Scl, pozorovatelný oblouk dlouhý 300°; Einsteinův poloměr 2,16"). Autoři se proto rozhodli prostudovat parametry gravitační čočky podrobněji pomocí spektrografu OSIRIS 10,4m teleskopu GTC (Roque de los Muchachos, La Palma). Spektra prokázala, že jako gravitační čočka slouží hmotná červená galaxie ve vzdálenosti 1,7 Gpc, kdežto čočkovaná galaxie patří mezi galaxie s překotnou tvorbou hvězd o hmotnosti 1,9 TM_ʘ ve vzdálenosti 2,6 Gpc.

P. Kervella aj. uvedli, že rychlý vlastní pohyb (3,7"/r) dvojhvězdy α Centauri skýtá příležitosti těsných konjunkcí se vzdálenějšími hvězdami, K vyhledávání cílů používají teleskopů ESO NTT (La Silla) a kamery NACO VLT (Paranal). Nejvýznamnější sblížení nastane s červeným obrem nebo veleobrem sp. třídy K a jasností 8 mag v poloze 2MASS 1439-6049 počátkem května 2028, k němuž se α Cen tehdy přiblíží na minimální úhlovou vzdálenost 0,015". Je dokonce naděje, že zmíněný obr vstoupí do oblasti Einsteinova prstenu gravitačního čočkování naší nejbližší dvojhvězdy. Tak těsné přiblíženi navíc umožní zvýšení jasnosti objektu 5×. Současně se zvýší naděje na objev dalších exoplanet kolem dvojhvězdy a podstatně se zpřesní hodnoty vlastního pohybu, paralaxy a také dráhových parametrů dvojhvězdy.

5.8. Kvasary a aktivní jádra galaxií

Y.L. Ai aj. zveřejnili první část přehlídky kvasarů pomocí čínského spektroskopického mnohovláknového spektrografu obří Schmidtovy komory LAMOST (Large sky Area Multi-Object fiber Spectroscopic Telescope; počet vláken 4 tisíce; primár ø 4 m; sekundár ø 6 m; Xinglong, Čína), pořízených během prvního roku provozu. Databáze DR1 obsahuje údaje o více než 3,9 tis. kvasarech, z nichž téměř 1,2 tis. připadá na nové objevy. Jde většinou o blízké a středně vzdálené objekty; nejvzdálenější kvasar se nachází ve vzdálenosti 3,8 Gpc.

V. Karamanavis aj. studovali blazar PKS 1502+106 (vzdálenost 3,1 Gpc), jenž byl objeven pomocí družice Fermi v r. 2008. Blazar vykazuje silnou proměnnou aktivitu v ultrarelativistickém výtrysku fotonů záření gama v řádech měsíců. Autoři sledovali chování výtrysku pomocí milimetrové interferometrie VLBI na frekvencích 43 GHz (vlnová délka 7 mm) a 86 GHz (3,5 mm) a doplněných také o frekvenci 15 GHz (20 mm). Výtrysk vykazuje vysokou superluminální rychlost 5÷22.c a během času se tempo průběhu superluminální rychlosti průběžně zvyšuje. Vrcholový úhel výtrysku usměrněného spirálovým magnetickým polem dosahuje (3,8 ±0,5)°. Emisne fotonů gama ve výtrysku počiná ve vzdálenosti <6 pc od základny výtrysku.

Y. Kovalev aj. a M. Johnson aj. využili družice RadioAstron, jež se od Země vzdaluje na vzdálenost až 170 tis. km, k rekordnímu úhlovému rozlišení prototypu kvasarů 3C-273 (Vir; vzdálenost 750 Mpc) 26 mikrovteřin (lineární rozlišení ve vzdálenosti kvasaru ~14,5 tis. au). Radiointerferometrie probíhala na vlnových délkách 62 a 180 mm (frekvence 4,8 a 1,66 GHz). Za normálních podmínek pro inverzní Comptonův jev může jasová teplota zářícího plazmatu dosáhnout maximální hodnoty nanejvýš 10^11.5 K. Relativistické zesilování může tuto hodnotu zvednout ve výtrysku nanejvýš na 1.10¹³ K. Jenže díky VLBI pozorujeme nyní ve výtrysku oblasti s rozměry 15 tis. au s jasovou tep­lotou nad zmíněnou relativistickou mezí. Patrně se v okolí centrální černé veledíry plazma zahřívá netepelnými procesy, jež však vyžadují rychlejší pohyby, než ve výtrysku pozorujeme. E. Meye­rová aj. zpracovali výsledky 20 let pozorování kvasaru 3C-273 pomocí teleskopu HST. Úzký vý­trysk vyvěrající z kvasaru je zřejmě vysoce relativistický na stupnici pod 1 pc a jeví superluminální rychlosti až 15c. Reálné rychlosti uzlíků o rozměrech do 1 kpc však ukazují, že hmota výtrysku se pohybuje průměrnou rychlostí jen 0,2c.

C. Chidiac aj. považují rádiový kvasar 3C-273 za blazar, protože jeho výtrysk směřuje téměř přímo k Zemi. Sledovali výraznou aktivitu zdroje v letech 2008-2012 a ukázali, že variace zářivého výko­nu v různých pásmech elektromagnetického spektra vykazovaly silnou provázanost s tím, že se změny v oboru rádiového záření soustavně opožďovaly za variacemi zářivého výkonu v pásmu gama o (110 ±27) d. Podobnou korelaci vykazovala i měření v rentgenovém pásmu s tím, že šlo evidentně o dvě složky. První z nich se předbíhala proti záření gama o 50 d a druhá se opožďovala o 110 d za změnami v pásmu gama.. Autoři to přičítají geometrickým rozdílům mezi zdroji různých složek spektra vůči ose výtrysku.

Podobně X.-n. Sun aj. srovnávali údaje o proměnnosti obřích laloků blízké (3,6 Mpc) aktivní galaxie Cen Az rádiových měření družice Planck s údaji o variacích záření gama družice Fermi. Díky úpravě ovládacího softwaru pokrývá nyní družice Fermi rozšířené energetické pásmo v roz­sahu 60 MeV – 30 GeV. Autoři ukázali, že severní lalok je v pásmu gama větší než v rádiovém pás­mu, a v obou lalocích se zdroj záření gama stěhuje v čase. Měření z družice Planck poskytla údaje o rozložení magnetických polí v obou lalocích; nejsilnější pole se nachází na okraji jižního laloku.

Podle M. Ackermanna aj. se v kvasaru 3C-279 (vzdálenost 1,6 Gpc) odehrál gigantický výbuch v pásmu záření gama zaznamenaný družicí Fermi. Je to vůbec nejmohutnější krátkovlnný výbuch za dobu sledování zmíněného kvasaru z kosmického prostoru. Pokud byl výbuch všesměrový, tak jeho maximální zářivý výkon dosáhl 10⁴² W. Pozorování ukázala, že zdroj výbuchu se nalézal ve vzdá­lenosti několika stovek Schwarzschildových poloměrů (R_S) od černé veledíry a fotony gama nazna­čily vysoký Lorentzův faktor minimálně Γ = 35, spíše ale Γ = 50! Autoři odhadli indukci magne­tického pole 0,13 T. Jde vesměs o zcela výjimečné až neuvěřitelně obří hodnoty.

L. Ahnen aj. pozorovali extrémně silné záření gama u blazaru QSO B0218+357 (vzdálenost 2,3 Gpc), jenž je gravitačně čočkován, takže byl pozorován jako dvojitý s časovým zpožděním 11 d mezi oběma obrazy. V červenci 2014 prodělal blazar silný výbuch v pásmu gama objevený pomocí družice Fermi a následně soustavně sledovaný aparaturou MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes) na ostrově La Palma. Výbuch se projevil v pásmu energií 65÷175 GeV. Jde o dosud nejvzdálenější zdroj záření gama, který astronomové pozorovali.

L. Matvějenko a S. Selezněv zkoumali jemnou strukturu jádra Seyfertovy galaxie NGC 1275 (= Per A = 3C 84; vzdálenost 110 Mpc) pomocí radiointerferometrie VLBI v období let 2005-2010. Na vlnové délce 20 mm (frekvence 15 GHz) tak dosáhli úhlového rozlišení až 50 μarcs. V jádru se nacházejí dvě rovnoběžné soustavy (ve směru východ-západ) s projekcí rozteče 0,5 pc. Každá sou­stava má svůj napájecí zdroj, jenž je zdrojem pro příslušný bipolární lalok o severním průměru 5 pc a jižním průměru 6,5 pc. Laloky jsou navíc obklopeny třemi pásmy s nízkými rychlostmi rozpínání. Projektované průměry pásem mají po řadě úhlové průměry 0,3 pc; 0,8 pc a 1,4 pc. Jasové teploty na základnách soustav dosahují pro východní složku 50 TK a pro západní binární složku s lineární roztečí 0,27 pc 15 TK. Teploty na základnách laloků přesahují 1 TK a rychlosti rozpínání se rela­tivně liší o 600 km/s. Pokud obě soustavy obíhají kolem těžiště po Keplerových elipsách, tak jejich oběžná perioda dosahuje 5 tis. roků a centrální veledíry mají hmotnosti ~10 MM_ʘ.

B. Boccardi aj. proměřili pomocí radiointerferometrie VLBI (vlnová délka 3,5 mm; 86 GHz) obou­stranný výtrysk rádiové galaxie Cygnus A (vzdálenost 230 Mpc). Docílili tak rekordního lineárního rozlišení 200 R_S pro jádro galaxie. Základny obou výtrysků jsou velmi široké (227 ±98) R_S, což je daleko vyšší hodnota než poloměr poslední vnitřní stabilní kruhové dráhy kolem černé veledíry. Vý­trysky jsou napájeny buď z rotace akrečního disku, a/nebo dokonce z rotace veledíry.

Z.-Y. Zheng aj. objevili, že rádiově tichý kvasar SDSS J0159+0105 (vzdálenost 800 Mpc) sou­stavně sledovaný přes 8 let jeví dvě periodické změny jasnosti v pásmu V: 2,02 r a 4,11 let. Poměr obou period 1:2 je typický pro binární černé veledíry v širokém rozsahu poměru jejich hmotností. Podporou pro podvojnost veleděr poskytla také spektroskopická měření. Autoři uvedli, že součet hmotností obou veleděr dosahuje 130 MM_ʘ, jejich rozteč činí pouze 0,013 pc (15 světelných dnů) a společný cirkumbinární disk má vnitřní poloměr 0,026 pc (30 sv. dnů).

I. Khrykin aj. upozornili, že navzdory velkému úsilí panuje nejistota v určení průměrné životnosti kvasarů, což je podstatné pro naše představy o tempu růstu černých veleděr a průběhu reionizace vesmíru po konci šerověku. Jednotlivé odhady se dokonce o řády liší. Autoři přicházejí s myš­lenkou, že dobrým indikátorem životnosti je sledování čáry Lyman-α pro He II u kvasarů ve vzdá­lenostech kolem 3,5 Gpc (z ~ 3), kde je výskyt kvasarů relativně největší. Odtud vychází, že kvasa­ry jsou aktivní po dobu až 30 mil. let.

G. Madejsi a M. Sikora zveřejnili přehledový článek o současném stavu sledování galaxií s aktivní­mi jádry (AGN) v pásmu záření gama. Velkou zásluhu má především neúnavná družice Fermi, která objevuje výbuchy a kolísání nejenergetičtějšího elektromagnetického záření, ale též italská družice AGILE (Astro‐Rivelatore Gamma a Immagini Leggero). Následná měření však pro­bíhají na zemském povrchu díky Čerenkovovu efektu (VERITAS v Arizoně, MAGIC na ostrově La Palma, HESS-II v Namibii a GT-48 na Krymu). Tak je dobře pokryté pásmo energií 100 MeV – 175 GeV. Největší záhadou stále zůstává vznik vysokoenergetických úzce kolimovaných výtrysků v pásmu gama, kde máme sice jisté představy o urychlování elektricky nabitých částic ve spirálových magnetických polích, ale vznik výtrysků zůstává nejasný. Kromě konkrétních zdrojů existuje také difuzní extragalaktické pozadí, jež nepochybně souvisí jak s blazary, tak s existencí černých veleděr v dlouhé historii existence vesmíru.

5.9. Černé díry a veledíry

K. Belczynski aj. se pokusili zhodnotit čerstvý objev splynutí hmotných dvojhvězdných černých děr prozrazený příchodem kratičkého signálu gravitačních vln. Modelováním ukázali, že k takové­mu splynutí může dojít individuálním vývoje velmi hmotných (40÷100 M_ʘ) složek těsné dvojhvězdy, jež mají alespoň o řád nižší metalicitu než Slunce. Soustava prodělala minimálně jednu výměnu hmoty mezi složkami a také fázi společné plynné obálky. Dvojhvězda musela vzniknout nejpozději 2 Gr po Velkém třesku, popřípadě s menší pravděpodobností 2,8 Gr před současností. Obě složky se přitom zhroutily individuálně do černých děr bez průvodního výbuchu supernovy. Autoři odhadli, že pokud se podaří dále zvýšit citlivost detektorů gravitačních vln, mohli bychom ročně zaznamenávat až 1 tisíc signálů gravitačních vln vyvolaných splynutím párů černých děr s hmotnostmi 20÷80 M_ʘ.

A. El-Batala aj. pozorovali pomocí družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) rentgenovou dvojhvězdu o nízké hmotnosti (LMXB) GS 1354-645 (= BW Cir; vzdálenost 25÷61 kpc), jež se skládá z černé díry o hmotnosti >8 M_ʘ a hvězdného průvodce sp. třídy G III o hmotnosti >1,0 M_ʘ, který kolem ní obíhá v periodě 2,5 d. Hvězdná černá díra má zatím nejrychlejší přesně změřený spin: a > 0,98.

J. Haas a L. Šubr se zabývali otázkou, kde se vzaly mladé a dosti hmotné hvězdy v bezpro­středním okolí černých veleděr v jádrech galaxií. Nejlépe to pozorujeme právě v naší Galaxií, kde se kolem veledíry potlouká několik stovek takových hvězd. Začátkem příběhu je pád hmotného plynného mračna do blízkosti veledíry, jež se poměrně rychle přemění na hustý akreční disk v rovníkové rovině veledíry. Hydrodynamické modelování autorů prokázalo, že proces vzniku hvězd je pak velmi rychlý, takže většina zrozených hvězd obíhá po silně protáhlých Keplerových elipsách a jejich dráhy podléhají oscilacím díky různým variantám Kozaiova-Lidovova efektu. V další práci pak titíž autoři ukázali tento efekt vede řadu hvězdných párů k těsnému přiblížení k veledíře, kde pak dochází k jejich slapovém rozpadu s tím, že jedna složka zůstane těsně svázána s veledírou, za­tímco druhá složka získá únikovou rychlost. Tento scénář dokáže vysvětlit, proč unikající hvězdy jeví silnou anizotropii únikových směrů. J. VanLandigham aj. označují Kozaiův-Lidovovův me­chanismus za příčinu splývání párů hvězdných černých děr v blízkosti veledíry díky zesilující pro­dukci gravitačních vln.

A. Taylor a P. Jagannathan zkoumali pomocí anténní soustavy GMRT (Giant Metrewave Radio Te­lescope, Pune, Indie) rozložení rádiových výtrysků z galaxií v zorném poli ELAIS N1 o ploše 1,2 □°. Pracovali na vlnové délce 0,5 m (frekvence 612 MHz) a rozlišili tak celkem 65 výtrysků. Nej­méně tucet výtrysků vykazovalo shodný směr, což dokazuje, že tyto černé veledíry mají shodný směr rotačních os. Mateřské galaxie těchto veleděr jsou přitom od sebe navzájem vzdáleny více než desítku Mpc. To podle názoru autorů znamená, že zmíněné galaxie pocházejí z jediné obří struktury jednotně rotujícího oblaku plynu ve velmi raném vesmíru.

A. Barth aj. využili aparatury ALMA k přesnému určení hmotnosti černé veledíry, jež se nachází v centru galaxie NGC 1332 (Eri; 22 Mpc). Proměřovali v čáře CO (2-1) rotující disk, který obklopuje jádro galaxie až do vzdálenosti 200 pc od centra. Odtud pak odvodili hmotnost veledíry 6,6 MM_ʘ s chybou jen 10 %.

A. King si položil otázku, zda existuje teoretická horní mez hmotnosti pro černé veledíry. Souvisí to s pojmem Eddingtonovy svítivosti, jež pro každé těleso udává rovnováhu mezi zářivým výkonem a gravitací, takže těleso je stabilní. Pro černé veledíry tak spočítal maximální Eddingtonovu svítivost 6,5.10⁴¹ W. To dobře souhlasí s pozorováním, kdy nejvyšší pozorované luminosity jsou sice blízké, ale vždy o něco menší než zmíněná mez. Tomu pak odpovídá maximální možná hmotnost veleděr 50 GM_ʘ. Pouze v případě, že by měla veledíra maximální možný prográdní spin a = 1, mohla by existovat i s hmotností až 270 GM_ʘ. K nižší mezi hmotnosti černých veleděr (10÷60) GM_ʘ dospěli K. Inayoshi a Z. Haiman, kteří vyšli z odhadu, kolik volného plynu může být vtaženo do nejhmotnějších veleděr. V každém případě už známe veledíru s hmotností 17 GM_ʘ.

K. Bosnon a L. Gallo varují, že spiny černých veleděr se daří i pro nejvyšší hodnoty spinu určit v nejlepším případě s chybou ± 12 %. Výjimkou je podle M. Valtonena hodnota spinu primární černé veledíry kvasaru OJ 287 (Cnc; vzdálenost 1,1 Gpc). Primární veledíra má hmotnost 18 GM_ʘ a ko­lem ní obíhá sekundární veledíra o hmotnosti 100 MM_ʘ v periodě ~12 let po velmi výstředné dráze (e = 0,7) s velkou poloosou 0,1 pc. Jelikož v pericentru dráhy dochází k pravidelným výbuchům, podařilo se z opakovaných měření odvodit spin primární černé díry a = 0,31 s chybou jen 3 %.

Podle A. Lupiho aj. a J. Gabora aj. však stále není jasné, jak mohly vyrůst černé veledíry v tak krát­kém údobí necelých 800 Mr po Velkém třesku. Zatím to vypadá tak, že „stavební kameny“ pro ta­kovou náročnou práci musely mít hmotnost řádu 10⁵ M_ʘ! Kde se taková monstra vzala, je záhada. V r. 2016 byly vyvinuty tři hydrodynamické kódy (ramses, gizmo, gasoline), které to se skřípěním zubů dokáží tím, že předpokládají ideální podmínky pro vznik hmotných hvězd, brzkých výbuchů supernov a hladkou akreci na černé díry.

G. Tremblay aj. uvedli, že podle současných názorů na krmení černých veleděr plynem jde o plynu­lé proudění rozžhaveného plynu do chřtánu veledíry ze všech směrů. Autoři však při pozorování okolí jádra obří blízké galaxie Abel 2597 (vzdálenost 330 Mpc) zjistili, že kolem veledíry se na­chází hustý oblak horkého plazmatu, do něhož se však vsáváji rychlostmi ~ 300 km/s chladná obla­ka plynu vinou tepelných nestabilit, takže to zesiluje rychlé krmení centrální veledíry.

Mezitím R. McElroy aj. a B. Husemann aj. objevili nápadnou proměnnost emisního spektra galaxie Mrk 1018 (třída AGN; vzdálenost 180 Mpc). Až do 80. let minulého století byly emisní čáry v oko­lí černé veledíry velmi úzké, ale pak došlo ke změně, když se emisní čáry zjasnily a podstatně rozší­řily. Byl to zřejmý důkaz, že akrece plynu na veledíru prudce vzrostla a horký obal se rozšířil. Oba týmy však sledovaly vývoj aktivity plynule a zjistily, že v r. 2010 začaly široké čáry slábnout a do r. 2015 se vše vrátilo do původního stavu před r. 1980. Nezávisle se to potvrdilo i pozorováními v rentgenovém spektrálním oboru. To znamená, že zvýšená aktivita trvala přibližně 30 let, což představuje dů­ležitou zprávu o tom, jak dlouho a jak intenzivně černé veledíry hodují. I když dnes známe řádově statisíce objektů třídy AGN (kvasary a blazary mezi ně patří), tak zatím jen u 20 z nich byly pozorovány střednědobé změny spektra, a jen u tří z nich se podařilo sledovat celý cyklus od nízkého stavu k vysokému a nazpět. Lze očekávat, že se v příští dekádě pozorovací materiál o těchto změnách rozšíří, což umožní lépe pochopit, jak akrece na veledíry probíhá.

W.-H. Lei aj. ukázali, že zdroj IGR J1258+0134, klasifikovaný jako černá veledíra v jádru blízké (17 Mpc) galaxie NGC 4845, prodělal v r. 2011 výbuch v pásmu tvrdého rentgenového záření způ­sobený slapovým roztrháním a pohlcováním objektu o hmotnosti 8÷40 M_J veledírou o hmotnosti (0,3÷18) M_ʘ. Součástí scénáře slapové drcení byl podle autorů i relativistický rádiový výtrysk, jenž byl o rok později objeven rádiovou aparaturou JVLA na frekvencích 1,6 a 6 GHz (191 a 50 mm). Osa výtrysku svírala se zorným paprskem úhel 30°.

G. Leloudas s velkým týmem spolupracovníků navrhli nové vysvětlení pro záhadnou supernovu 2015 lh, která vzplanula 14. června 2015 na rozhraní souhvězdí Indiána a Tukana, dosáhla v maxi­mu absolutní hvězdné velikosti -23,5 MAG, tj. zářivého výkonu 2.10⁴⁰ W (5 TL_ʘ) a celkově vyzáři­la energii 10⁴⁵ J. Navíc po 70 dnech slábnutí od maxima měla světelná křivka zastávku až do 160 d od začátku vzplanutí. Objekt se nachází se v galaxii vzdálené od nás 860 Mpc. Spektroskopie po­mocí HST prozradila, že zastoupení různých chemických prvků ve spektru odpovídá spíše slapové­mu roztrhání a pohlcování trosek í méně hmotné hvězdy černou veledírou než klasické supernově. Autoři tak soudí díky tomu, že ve spektru výbuchu jsou přítomny prvky skupiny C N O, odpovídají­cí vzniku v termonukleárních reakcích, a černá veledíra v galaxii má jednak vysokou hmotnost >800 MM_ʘ a současně rychle rotuje.

E. Cheung aj. ukázali, jak během vývoje vesmíru přibývá galaxií s hmotnostmi >20 GM_ʘ, v nichž téměř nebo dočista přestávají vznikat hvězdy. Během posledních 10 mld. let existence vesmíru se zastoupení takových galaxií zvedlo 25krát. O snížení tempa vzniku hvězd se totiž posta­rají aktivní černé veledíry v centru galaxií, když překotně nabírají hmotu a jeví se na dálku jako kvasary. Jenže galaxie současně získávají stavební materiál pro další pokolení hvězd vinou ztráty hmoty hvězdnými větry, popřípadě vzájemnými srážkami hvězd. Tento plyn by měl vychladnout a následně splynout do nové generace hvězd. Autoři však zjistili, že právě neaktivní veledíry v cent­ru hmotných galaxií jsou alespoň v 10 % případů obklopeny bisymetrickými emisemi io­nizovaného plynu s vysokým gradientem rychlostí. Odtud vypočítali, že právě tato aktivita stačí, aby dostatečně ohřívala interstelární plyn, čímž mu zabrání, aby se ochladil a proměnil na hvězdy další generace. Proto dnes již více čtvrtina galaxií nemá žádný nebo skoro žádný plyn a stávající hvězdy v nich postupně odumírají.

5.10. Kupy a nadkupy galaxií

V rámci projektu „Jižní opomíjené pásmo“ prohlédli L. Staveley-Smith aj. v rádiové čáře H I po­mocí 64m radioteleskopu v australském Parkesu plochu >1 800 □° v galaktických souřadnicích 212° < l < 36° a  ǀbǀ <5° až do vzdálenosti 80 Mpc. V tomto opticky opomíjeném pásmu v rovině disku naší Galaxie nalezli 883 galaxií o rádiové jasnosti ≥ 6 mJy; z toho třetinu dosud neznámých. Dostali se tak do vzdáleností větší než je Velký Poutač (Great Attractor). Z tohoto souboru má 51 % galaxií protějšek v optickém nebo blízkém infračerveném pásmu (NIR). Navíc se podařilo poprvé najít protějšky dalších 27 % galaxií. Pouze pro 8 % galaxií však existují údaje o jejich vzdá­lenostech na základě velikosti kosmologického červeného posuvu. Nejvýznamnější předtím nezná­mou galaxii je objekt HIZOA J1353-58, který je pravděpodobně průvodcem galaxie Circinus (ESO 97-G13; poloha 1413-65; typ Seyfert; vzdálenost 4,0 Mpc; 4° od roviny Galaxie), jež patří mezi 12 velkých galaxií obklopujících Místní soustavu galaxií.

A. Kovács a J. Bellido si povšimli, že mezi tzv. Chladnou skvrnou v rozložení reliktního záření a superprolukou v Eridanu existuje fyzikální vazba. Pomocí údajů z fotometrických (2MPZ) a spektroskopických (6dF) měření kosmologických červených posuvů vylepšili trojrozměrnou mapu hustoty hmoty v Eridanu. Superproluka je ve směru zorného paprsku protáhlá v délce 1 Gpc. Jde vlastně o celou šňůru navzájem propojených proluk, která se protíná s bohatými nadkupami v Herkulu a Vlasech Bereniky a také se Sloanovou velkou stěnou. Superproluka má tvar protáhlého elipsoidu, ale pokles teploty reliktního záření v ní dosahuje jen 40 μK, takže to nestačí pro objasně­ní příčiny Chladné skvrny v reliktním záření.

M. Einasto aj. konstatovali, že Sloanova velká stěna (Sloan Great Wall) je výsledkem interakce gravitační síly skryté látky a antigravitace skryté energie v lokálním vesmíru. Simulacemi prokázali že Stěna má hmotnost ≥2,5 PM_ʘ. Centrální oblast Stěny o poloměru ≤8 Mpc může mít hmotnost až 2 PM_ʘ, takže se pravděpodobně nakonec zhroutí do černé veledíry.

A. Dey aj. využili kamery MOSAIC1.1 Mayallova 4m teleskopu (Kitt Peak, Arizona) k zobrazení plochy 1,2° × 0,6° (lineární rozměry 150 × 75 Mpc), kde se nachází jádra budoucí kupy galaxií PC 217.96+32.3. Na této ploše napočítali 165 galaxií se silnou čárou Lyman-α a 788 galaxií s vidi­telnou hranou Lymanovy série vodíku. Autoři pak pomocí spektrografu DEIMOS u 10m Keckova te­leskopu změřili kosmologické červené posuvy pro 164 galaxií a dostali tak vzdálenost prakupy 3,7 Gpc. Odtud pak odhadli, že do současné doby se prakupa rozdělila na dvě kupy s úhrnnými hmotnostmi >10¹⁵ M_ʘ a >6.10¹⁴ M_ʘ. Celý systém se tak dnes pravděpodobně podobá známé blízké nadkupě v souhvězdí Vlasu Bereniky (Com) vzdálené od nás jen 100 Mpc.

M. Ishigaki aj. nalezli silnou koncentraci kompaktních galaxií A2744z8OD ve vzdálenosti 4,0 Gpc (650 Mr po VT). Nalézá se v Hubbleově hraničním poli (HFF) a je viditelná díky gravitačnímu čoč­kování kupou galaxií Abell 2744 (Scl; vzdálenost 1,2 Gpc). Koncentrace je neuvěřitelně vysoká; překračuje průměrné hodnoty o dva řády, takže nic takového předtím nikdo neviděl. Jde zřejmě o ranou fázi vývoje kupy galaxií, která má v současnosti hmotnost 10¹⁴ M_ʘ. Pozorovaná koncentrace tvoří v současnosti jádro kupy galaxií, v němž započala tvorba hvězd v čase <370 Mr po VT.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě a vývoji vesmíru

Během r. 2016 byly publikovány v 16 pracích (DR12) výsledky projektu BOSS (Baryon Os­cillation Spectroscopic Survey), jenž využil technického potenciálu 2,5m přehlídkového teleskopu SDSS (Sloan Digital Sky Survey; zorné pole 3°; 2,8 km n.m.; Apache Point Observatory, Sunspot, N.M.) ke zviditelnění zvukových vln šířících se vesmírem v souladu s předpovědmi J. Peeblese, J. Yu, J. Zeldoviče a R. Sjunajeva v 70. letech minulého století. Na tomto programu spolupracovalo od r. 2000 přes tisíc astronomů z 50 vědeckých institucí. Výsledkem je mapa a katalog rozložení poloh 1,5 milionů galaxií v objemu 7,5.10⁹ (sv.let)³, jež zmíněné předpovědi o akustických vlnách s vysokou přesností potvrdily.

A.Veropalumbo aj. využili baryonových oscilací pro určování vzdáleností kup galaxií pomocí vztahu mezi vzdálenostmi a kosmologickým červeným posuvem. Vybrali si velké soubory kup galaxií pro tří červené posuvy z (0,2; 0,3 a 0,5) a pro každý posuv vyhledali velký počet kup (~13, ~42 a ~12 tisíc). Pro zmíněné tři vzorky pak vyhledali vrcholy vln akustických oscilací a dostali tak so­lidní údaje o velikosti Hubbleovy konstanty (H₀), plochosti vesmíru a hodnotě stavové rovnici pro skrytou energii. Tyto hodnoty potvrzují správnost standardního kosmologického modelu s chladnou skrytou látkou.

A. Riess aj. zlepšili přesnost v určení H₀ pro lokální vesmír z 3,3 % na 2,4 %. Díky vynikající ka­meře WFC3 na HST proměřovali periody cefeid v 11 lokálních galaxiích a pozorovali také 300 su­pernov třídy Ia až do vzdálenosti 580 Mpc, jejichž vzdálenosti kalibrovali pomocí cefeid v naší Galaxii a cefeid ve zmíněných lokálních galaxií. Vzdálenosti cefeid kontrolovali také pomocí trigo­nometrie megamaserů v galaxii NGC 4258, oddělených zákrytových dvojhvězd v galaxii M31, dru­žice HIPPARCOS atd. Odtud dostali výslednou hodnotu H₀= (73,2±1,7) km/s/Mpc. Tato hodnota se ovšem dosti výrazně liší do výsledku družice Planck kombinované s údaji družice WMAP, ba­ryonových oscilací a mikrovlnného teleskopu ACT v poušti Atacama: H₀ = (69,3±0,7) km/s/Mpc. Na tento rozpor upozornili také G. Adddison aj. právě díky zmíněnému rozdílu hodnot Hubbleovy konstanty, jenž je výrazně větší než udávané střední chyby měření.

D. Rubin a B. Hayden uvedli, že všechny dosavadní kosmologické testy potvrzují zrychlené rozpí­nání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadního stáří. Svědčí o tom jak supernovy třídy Ia, tak hodnota H₀ , vlnové délky baryonových akustických oscilací a hodnota kosmologické konstanty Λ. K témuž závěru dospěli M. Jee aj., kteří odvodili základní kosmologické parametry z přehlídky gravitačního čočkování v hlubokém vesmíru (mezní hvězdná velikost v pásmu R 27,5 mag) v kombinaci s údaji s družice WMAP za 9 let jejího měření fluktuací reliktního záření. Konstanta křivosti geometrie vesmíru k = -0,01 svědčí o ploché geometrii; podíl hmotnosti zářící látky činí 4,75 %; skryté látky 24,6 % a skryté energie 70,7 %; H₀ = 68,6 km/s/Mpc. Z kombinace údajů gravitačního čočkování, družice WMAP a z baryonových akustických oscilací jim pak vyšla stavová rovnice skryté energie w = -1,02, což odpovídá názoru, že jde o kosmologickou konstantu v rovnicích obecné teorie relativity.

Současně byly publikovány výsledky měření družice Planck, jež s velkou přesností měřila fluktua­ce teploty reliktního záření a odtud se vědcům podařilo zjistit, že v čase 480 Mr po VT bylo io­nizováno nanejvýš 10 % rozptýlené látky vesmíru. Tento podíl stoupl na 50 % až v čase 700 Mr a vesmír byl plně ionizován v čase 1 Gr. Poté začala ionizace znovu klesat a dnes je většina rozptýlených atomů vodíku a hélia elektricky neutrálních.

H. Kamdar aj. využili strojového učení při modelování vzniku a vývoje galaxií v hierarchických strukturách vesmíru. Dosud byly tyto pokusy omezeny prudkým nárůstem počítačového času v problému N těles, zejména když se do programu měla zahrnout hydrodynamika. Autoři využili k trénování strojového učení obří simulace Illustris a odtud se pak při velké úspoře výpočetního času podařilo správně určit hmotnost plynu, hvězd i černých děr jakož i tempa vzniku hvězd a růstu jejich metalicity. Podařilo se tak také vysvětlit vazby mezi diskem a halem galaxií. Výpočet za­hrnující plně rozvinutou hydrodynamiku se přitom výrazně zkrátil na pouhé minuty!

6.2. Problém skryté hmoty (látky a energie)

Všechny dosavadní snahy částicových fyziků najít částice skryté látky a případně i skryté energie selhávají. Podzemní detektor LUX (Large Underground Xenon) v dole Homestake v Jižní Dakotě nezískal žádný signál skryté látky v podobě částic WIMP (Weakly Interacting Massive Particles). Podobně neúspěšná jsou i měření v urychlovači LHC. Podle D. Castelvecchiho rozpačitě dopadl také experiment DAMA (DArk Matter) v italské podzemní laboratoři pod masivem Gran Sasso i jeho mezinárodní nástupce XENON1T (detektorem je 1 tuna xenonu), korejský experiment KIMS (Korea Invisible Mass Search). Další pokusná zařízení se rojí jako pověstné houby po dešti, ale žádné z nich navzdory velkému úsilí nepřineslo očekávané výsledky. Podobně selhávají i astronomické metody pozorování, které se pokoušely najít známky existence sterilního neutrina v rentgenových spektrech kup galaxíí nebo v HFF (Hubbleovo hraniční pole).

6.3. Reliktní záření a magnetická pole

Během poslední čtvrtiny roku 2016 byly ve 28 pracích publikovaných v časopise Astronomy and Astrophysics zveřejněny podrobné výsledky měření fluktuací pole reliktního záření a jeho polariza­ce díky bezchybné činnosti družice Planck, jež pracovala na oběžné dráze od srpna 2009 do října 2013. Na zpracování výsledků se podíleli odborníci ze 150 institucí celého světa. Tak se podařilo zpřesnit hodnotu stavové rovnice pro skrytou energii: w = (-1,006 ±0,045), což znovu potvrzuje před­poklad, že jde skutečně o kosmologickou konstantu v rovnicích obecné teorie relativity. Podobně skvěle je prokázána nukleosyntéza atomových jader H, He, Li, Be, B v prvních minutách po Velkém třesku. Naproti tomu existuje mírný rozpor mezi amplitudou multipólového spektra odvo­zeného z reliktního záření v porovnání s nižšími hodnotami amplitud téhož spektra v bohatých ku­pách galaxií, resp. v datech získaných slabým čočkováním.

V další práci Planckova týmu dospěli autoři k závěru, že v počáteční fázi vývoje vesmíru hrála skrytá energie zcela zanedbatelnou roli. Tím se podařilo vyvrátit celou řadu alternativních domně­nek o povaze gravitace (MOND = Modified Newton Dynamics). Všechny výsledky jednoznačně podporují správnost standardního kosmologického modelu ΛCDM s nenulovou kosmologickou konstantou a s chladnou skrytou látkou. V další práci se rozebíraly výsledky měření slabého gravitačního čočkování, jež je potvrzeno na úrovni 10 σ. Ačkoliv je rozložení fluktuací teplot re­liktního záření docela izotropní, přece jen existuje výrazná anomálie v podobě „chladné skvr­ny“, pro níž zatím není žádné vysvětlení.

Díky měřením polarizace reliktního záření získali astronomové podrobná data o průběhu siločar magnetických polí v naší Galaxii a dokonce i jejím blízkém okolí (Místní soustava). Siločáry magnetických polí jsou většinou překvapivě hladké a spojité. Pouze v oblastech, kde probíhá tvor­ba prahvězd, ale též v centru Galaxie je pole silnější a velmi turbulentní. Indukce prvotního magne­tického pole je napříč Galaxií velmi nízká, na úrovni nanejvýš 0,4 pT, ale ve zmíněných expo­novaných oblastech stoupá až na 0,14 nT. V měřeních se nenašly žádné známky o Alfvénových vlnách, jejichž existenci některé kosmologické domněnky předpokládaly. Soubory údajů o fluktua­cích teploty a polarizaci reliktního záření též jednoznačně ukázaly, že v čase 10^-36 s po VT proběhla prudká kosmologická inflace, jež trvala možná až do času 10^-32 s ve shodě s teoretickými pracemi A. Gutha, A. Lindeho, P. Steinhardta aj. počínaje r. 1980.

6.4. Kosmické záření (KZ)

A. Cummings aj. uvedli, že počínaje srpnem 2012 registruji aparatury na sondě Voyager 1 spek­trum interstelárních částic KZ s energiemi >3 MeV/nukleon a >2,7 MeV/elektron. Protony a jádra He mají v energetickém spektru ploché maximum v pásmu 10÷50 MeV, ale mohou dosáhnout energií až 346 MeV/nukleon. Díky těmto měřením, která od té doby stále pokračují, se daří charak­terizovat i podíl jader různých prvků v galaktických zdrojích KZ.

A. Taylor shrnul v přehledovém článku problémy, které se vyskytují při hledání mechanismů urychlování částic kosmického záření v Galaxii na energie vyšší než 1 PeV. V tomto energetickém pásmu se začíná snižovat podíl urychlených protonů v energetickém spektru na úkor těžších jader včetně nej­těžších jader železa. Současně končí výrazná převaha zdrojů energetického KZ, takže pro energie >100 PeV už téměř úplně převažují extragalaktické zdroje. Výhodou je, že tak vysoké energie lze registrovat pozemními vodními nebo scintilačními detektory počínajíc energiemi 1 EeV, tj. ve dne i v noci. Při této energii tvoří protony stále ještě 80 % primárních částic, ale s rostoucí energií nad tuto mez jich ubývá, zatímco postupně přibývá urychlených jader atomů He, C, O, N a nakonec Fe. Nevýhodou však zůstává, že s rostoucí energií primárních částic rychle klesá jejich četnost, takže je obtížné i pomocí velmi rozlehlých aparatur získat dostatečně rychle velkou statistiku. Částice s nejvyššími energieemi řádu 100 EeV se daří zachytit jen několikrát za rok.

S. Buitink aj. zveřejnili údaje o registraci primárních částic KZ v rozmezí energií 10¹⁷÷10^17,5 eV v intervalu měření od června 2011 do ledna 2015. Pomocí evropské rádiové soustavy LOFAR pracu­jící v pásmu metrových rádiových vln tak ukázali, že v tomto pásmu existuje dosud neznámá složka galaktického KZ. Není snadné zjistit, kde se takové energie v naší Galaxii berou, protože po­zůstatky po supernovách vysílají KZ jen s energiemi řádu 10 TeV. Jako na zavolanou mezinárodní observatoř H.E.S.S. v Namibii, která registruje vysokoenergetické záření gama pomocí soustav mozaikových zrcadlových teleskopů, odhalila nový zdroj záření gama, jenž s přesností 1' souhlasí s polohou centra Galaxie (zdroj Sgr A*). Observatoř totiž svými zrcadly zaznamenává v noci koláče modrého Čerenkovova záření vznikajícího v atmosféře při superluminálním průletu fotonů záření gama i jeho energetické charakteristiky v centrální oblasti Galaxie o průměru 10 pc. Odtud se dá odhadnout, že souběžně vznikající částice KZ mohou snadno dosahovat energií řádu PeV. Souběžně pozorování odlesků dávných výbuchů v okolí centrální černé veledíry na prachových mračnech vzdálených od nás o stovky tisíc sv. let dále, než je zdroj Sgr A*, prokázala, že okolí veledíry jeví krátkodobá silná zvýšení jasnosti v intervalech 10⁶÷10⁷ let.

Pokud jde o rekordní energie KZ, které dnes sledují aparatury Observatoře Pierra Augera (PAO) v Argentině a TA (Telescope Array, Utah), tak měření z PAO prokázala, že při srážkách s energiemi o řád většími než mají srážky v urychlovači LHC v laboratoři CERN, vzniká o 30÷60 % více mionů, než kolik dávají extrapolace dat z LHC. A. Khanin a D. Mortlock hledali původ 69 spršek s re­kordními energiemi získanými měřením na PAO a zjistili, že pravděpodobným zdrojem těchto částic jsou galaxie s aktivními jádry (AGN) z katalogů kvasarů VCV, Swift-BAT, a 2MRS. Určit přesně polohu zdrojů UHE KZ je o něco snazší, protože primární částice o tak vysokých energií podléhají daleko méně zakřivením v kosmických magnetických polích než částice o energiích <1 EeV.

Bohužel však UHE KZ podléhá poměrně rychle degradaci původní energie srážkami s fotony ul­traměkkého reliktního záření. Již v r. 1966 ukázali K. Greisen, G. Zatsepin a V. Kuzmin, že primární částice KZ s energiemi >50 EeV proto nedoletí k Zemi s původní energií, pokud byl jejich zdroj od nás vzdálen >50 Mpc (= mez GZK). Jak patrno, Matka Příroda si svá největší tajemství skrývá opravdu rafinovaně. K. Kotera a J. Silk však přišli v souvislosti s objevem gravitačních vln při sráž­kách hvězdných černých děr s domněnkou, že v těchto případech musí souběžně vznikat silný záblesk UHE KZ. Pokud budeme pozorovat takový zdroj ve vzdálenosti pod limitem GZK, tak se nám možná rozsvítí. K. Fang a K. Kotera snesli argumenty, že částice KZ s nejvyššími energiemi nemohou být protony ze stabilních zdrojů, ale jádra lehčích i těžších prvků buď ze stabilních, anebo i krátcežijících zdrojů. To se dobře shoduje s dosavadními výsledky statistiky UHE KZ na observa­toři PAO i s měřeními aparatury LOFAR.

6.5. Astročásticová fyzika

Na jižním zeměpisném pólu se nachází několik experimentálních systémů. Jedním z nich je observatoř IceTop, jejímž úkolem je měřit tok neutronů z galaktických zdrojů pomocí atmosférických spršek kosmického záření. Neutrony mají na rozdíl od nabitých částic tu velkou výhodu, že při průletu Galaxií není jejich dráha ovlivněna galaktickým magnetickým polem. Naproti tomu jsou dlouhodobě nestabilní a doba jejich života na cestě je přímo úměrná jejich energii; zhruba platí, že na každý PeV (10¹⁵ eV) energie stihnou uletět 10 pc, než se rozpadnou. M. Aartsen aj. (spoluautorů řazených dle abecedy je celkem 310) zveřejnili analýzu čtyř let pozorování celé dostupné části oblohy, tedy od deklinace -90° do zhruba -50°. Autoři pátrali po statisticky významném zvýšení toku částic, přicházejících z úzkého prostorového úhlu – a nic nenalezli. Cílené pátrání po známých zdrojích v pásmu energií nad 100 PeV (neboť většina známých zdrojů se nachází ≥ 1 kpc) ale také nebylo úspěšné, přestože v optickém záření známe pulsary a hmotné rentgenové dvojhvězdy, schopné produkovat fotony s energiemi vysokých TeV. Vysvětlení se skrývá buď ve faktu, že zdroje energetického záření neprodukují dostatečně energetické neutrony (a v dostatečném množství), nebo že se všechny takové zdroje nacházejí tak daleko od nás, že k nám vytvořené neutrony nedoletí. Také je možné, že neutrony jsou směrované v úzkém výtrysku a shodou okolností žádný takový výtrysk nemíří k jižní zemské polokouli.

Výše zmíněný experiment IceTop se nachází přímo nad observatoří IceCube, která je doslova zavrtaná do souvislé ledové pokrývky pod jižním pólem. Tým mezinárodního projektu 12 států Severní Ameriky, Evropy, Asie a Austrálie (vedený F. Halzenem) zveřejnil zpracování měření mezi roky 2009–2015 z detekovaných průchodů nabitých mionových neutrin, jejichž vrchol spršky se nacházel i mimo objem 1 km³ samotné observatoře IceCube. Data jsou omezená na severní (sic!) oblohu a směry není možné určovat přesně, takže opět nastupuje statistické zpracování; z něj vyplývá, že pozorované spektrum neutrin je „tvrdší“ – zastoupení vyšších energií je významnější – než předchozí publikovaná energetická spektra. Nejenergetičtější zaznamenaná sprška odpovídá energii původního mionového neutrina (4,5 ± 1,2) PeV, což s pravděpodobností ≥ 99,995 % vylučuje jeho atmosférický původ. V detekovaných sprškách s energií neutrin ≥ 200 TeV se autorům nepodařilo nalézt korelaci se známými zdroji záření gama.

Stejní autoři použili ještě další data z experimentu DeepCore, pořízená mezi květnem 2012 a dubnem 2013, aby – opět pro severní oblohu – pátrali pro přechodných zvýšeních v toku neutrin. Ani v tomto případě se nepodařilo najít korelaci se známými zdroji vysoce energetického elektromagnetického záření; jinými slovy, zdroje generující např. záření gama nejsou dostatečně mocné, aby vyvolaly zvýšenou tvorbu neutrin. Další potvrzení této skutečnosti zveřejnili S. Adrián-Martínez aj. (spolupráce projektů ANTARES a IceCube, celkem 427 spoluautorů), kteří zpracovali překrývající se data obou detektorů mezi roky 2008–2011; ani v těchto datech se nepodařilo nalézt významné zvýšení toku neutrin z elektromagneticky aktivních zdrojů.

Ač by se tedy mohlo zdát, že neutrinová astronomie vlastně jen určuje horní limity teoretických modelů kataklyzmických dějů, které nedokáží vytvářet neutrina, skutečnost je jako obvykle složitější. Tým projektu IceCube (opět 311 spoluatorů) na sklonku r. 2016 nakonec publikoval zprávu, že se mu podařilo v datech pro 807 záblesků záření gama (GRB) nalézt korelaci pěti slabých zvýšení toku neutrin a mionů, která jsou však s velkou pravděpodobností atmosférického původu. To znamená, že záblesky gama přece jen nějaké dostatečně energetické částice kosmického záření generují, ale jednak jsou naše přístroje zatím málo citlivé a jednak nedokážeme dost dobře odlišit původní neutrina, která přiletěla ze zdroje, od těch, která vznikla ve spršce po srážce se zemskou atmosférou.

K. Murase aj. upozornili, že existuje také opačný problém – pro některé zaznamenané události zvýšeného toku neutrin v datech experimentu IceCube neznáme jejich protějšky v rentgenovém a gama oboru elektromagnetického záření. Autoři analyzovali neutrina s energiemi kolem 30 TeV, pro něž družice Fermi nezaznamenala žádné zjasnění v záření gama s energiemi ~GeV–TeV. To buď znamená, že existuje nějaký mechanismus urychlení neutrin na vysoké energie, aniž by zároveň vznikalo záření gama, anebo jsou fotony gama pohlceny v okolí zdroje. Autoři zkoumali, co by mohlo způsobit takové pohlcování, a přišli s hypotézou, že právě tak se chovají srážky proton-foton v hustém prostředí – srážky přímo vytvářejí energetická neutrina a vzniklé fotony gama záření se velmi často „anihilují“ za vzniku částice a antičástice, kterými může být elektron a pozitron, ale také neutrino a antineutrino.

Do čtveřice zpráva od týmu IceCube (F. Halzen a M. G. Aartsen aj., 303 spoluautoři) o neúspěšném pátrání po tzv. sterilním neutrinu (a antineutrinu), čtvrtém druhu neutrina, které bylo teoreticky navrženo v 90. letech minulého století jako vysvětlení pozorovaného nedostatečného počtu mionových neutrin při průchodu podzemními detektory. Čtvrtý druh (anti)neutrina by nezapadal do standardního modelu elementárních částic, takže pátrání po něm pochopitelně vzrušuje mnoho fyziků. Hmotnost sterilního (anti)neutrina by měla být o něco vyšší než elektronového, mionového nebo tauonového (anti)neutrina. Přesto se v datech IceCube podle autorů v rozsahu energií 320 GeV÷20 TeV nepodařilo s 90 % věrohodností najít ani náznak existence sterilního (anti)neutrina, při započtení výsledků experimentů LSND (Liquid Scintillator Neutrino Detector) a MiniBooNE (Mini Booster Neutrino Experiment) je věrohodnost jeho neexistence dokonce téměř 99 %.

P. Padovani aj. prozkoumali korelace mezi známými blazary emitujícími záření gama a neutriny zachycenými experimentem IceCube, a to pomocí kombinace energetických spekter neutrin a elektromagnetického záření. Zatímco pro většinu známých blazarů je korelace neznatelná, pro pět zdrojů se podařilo ztotožnit slabý (~10–20 %) signál z IceCube s polohou blazaru – jde ovšem pouze o ty nejsilnější zdroje záření gama. Autoři upozorňují, že ztotožnění zatím není možné pro žádný galaktický zdroj záření gama, ačkoli pro dva nejsilnější takové případy by mohla pomoci prostá statistika zachycených neutrin, tedy vytrvat a měřit dostatečně dlouho.

Neutrina při pohybu oscilují mezi třemi druhy; to je známo od r. 2001 (teoreticky oscilaci předpověděl již r. 1957 B. Pontecorvo). Kdybychom věděli, jestli antineutrina oscilují stejně anebo odlišně, mohlo by nám to napovědět, proč ve vesmíru vidíme více hmoty než antihmoty. Tým projektu Daya Bay Reactor Neutrino Experiment (227 spoluautorů) zveřejnil výsledky měření ze dvou období – 621 dnů se dvěma detektory a 217 dnů se šesti detektory. Detekce funguje na principu inverzního β rozpadu elektronového antineutrina, při němž vznikne neutron a pozitron, který během několika ns anihiluje v okolí za vzniku záblesku. Pokud jádro gadolinia zachytí neutron, dostane se do excitovaného stavu, z něhož přejde opět do stabilního stavu vyzářením fotonu gama záření, většinou během desítek až stovek µs. Detektory naplněné rozpuštěným gadoliniem jsou umístěny pod zemí ve vzdálenosti stovek m až jednotek km od šesti reaktorů jaderné elektrárny, která vygeneruje každou sekundu asi 3,5×10²² elektronových neutrin. Díky dvojici charakteristických záblesků je možné jasně identifikovat, které zaznamenané události odpovídají zachycení elektronového antineutrina. Autoři zjistili, že elektronových antineutrin je méně, než vyplývá z dřívějších experimentů Daya Bay, které nebyly zaměřeny na jednotlivé druhy antineutrin – situace podobná 60. letům 20. stol., kdy „chyběla“ sluneční neutrina. Závěr je zřejmý: antineutrina také oscilují, ale měření zatím nejsou dostatečně přesná, aby bylo možné jednoznačně říct, zda rozdílné chování částic a antičástic zodpovídá za jejich odlišné zastoupení v pozorovaném vesmíru.

Nezávislé potvrzení odlišného chování neutrin a antineutrin přišlo od experimentu T2K (Tokai to Kamioka). K. Iwamoto aj. publikovali výsledky 6 let experimentu, v němž proud mionových neutrin z experimentu Japan Proton Accelerator Research Complex poblíž obce Tokaimura mířil na detektor Super-Kamiokande, vzdálený víc než 295 km. Detektor měřil zvýšení toku elektronových neutrin, aby bylo zřejmé, kolik neutrin v průběhu cesty změnilo svůj druh. Posléze JPARC změnil tok částic na mionová antineutrina a měření Super-Kamiokande se opakovalo. Podle teoretických předpokladů měl detektor zjistit 24 elektronových neutrin a 7 antineutrin – ve skutečnosti ale bylo detekováno 32 elektronových neutrin a jen 4 antineutrina. Stále ještě nelze vyloučit, že jde o náhodu, neboť počty zaznamenaných událostí jsou příliš nízké. Pomoci by měl experiment NOvA, který běží pod vedením Fermi National Accelerator Laboratory v Illnois a který vystřeluje proud neutrin (resp. v době psaní tohoto článku již proud antineutrin) do 810 km vzdáleného dolu v Minnesotě.

Již r. 1937 navrhl italský teoretický fyzik E. Majorana, že mohou existovat fermiony, které jsou samy sobě antičásticemi. To bylo v r. 2012 potvrzeno pro superponované stavy velkého množství elektronů v supravodivých polovodičích. Návrh, že právě neutrina by také mohla být takovými „autoantičásticemi“, představuje jedno z alternativních vysvětlení přebytku hmoty nad antihmotou v pozorovaném vesmíru. A. Gando aj. publikovali výsledky pátrání po takových Majoranových neutrinech pomocí dvojitého β rozpadu ¹³⁶Xe v experimentu KamLAND-Zen. Výsledky jsou negativní, což znamená pouze to, že pokud (anti)neutrina jsou Majoranovými částicemi, horní hranice jejich hmotnosti se nachází v rozmezí 61÷165 meV. Jinými slovy: potřebujeme citlivější detektor, abychom mohli Majoranovu teorii v případě neutrin potvrdit či vyloučit.

A. Peimbert, M. Peimbert a V. Luridiana na základě kompilace studií oblastí H II a nových výpočtů rekombinačních koeficientů spektrálních čar He I přepočítali hmotnostní zastoupení primordiálního hélia ve vesmíru. Jejich hodnota 0,2446 ± 0,0029 je nižší než z předchozích výpočtů, což je podle autorů dáno kombinací systematických a statistických chyb při výběru oblastí H II zahrnutých do měření. Mezi parametry teoretických modelů, které vysvětlují vznik počáteční nukleosyntézy, patří počet druhů neutrin a střední doba života neutronu. Autoři ukázali, že jejich výsledku nejlépe odpovídají hodnoty 2,90 ± 0,22 druhů neutrin a délka života neutronu (880,3 ± 1,1) s.

K. Fang a A. Olintová spočítali příspěvek kup galaxií k urychlování částic s extrémními energiemi. Pomocí prostorového modelování rozložení baryonové látky a turbulentních magnetických polí zkoumali interakce protonů, urychlených na velmi vysoké rychlosti. Z teoretického modelování vyplývá, že zatímco nabité částice zůstávají zachyceny v pasti magnetických polí okolo galaktických kup, energetická neutrina s energiemi ≥ 30 TeV vzniklá z těchto srážek mohou přispívat až 20 % ke spektru, pozorovanému experimenty jako IceCube. Podle autorů je možné, že stejný efekt postihuje i naše blízké okolí, tedy že příspěvek takových interakcí v bezprostřední blízkosti naší Galaxie je pro neutrina s energiemi ≤ 200 TeV vyšší, než vyplývá z pouhého odhadu počtu aktivních zdrojů neutrin v Galaxii.

6.6. Teorie relativity a gravitační vlny

Y. Sang, H.–N. Lin a Z. Chang zveřejnili výsledky měření platnosti Einsteinova principu ekvivalence, který je základem relativity. Autoři využili dat 20 krátkých záblesků záření gama z přístroje Burst Alert Telescope na palubě družice Swift pomocí rozdílu času příletů méně a více energetických fotonů. Výpočet je založen na předpokladu, že energetičtější fotony ve zdroji nemohou vzniknout dříve než méně energetické fotony. Využitím celých spekter a ne jen času příletu izolovaných fotonů autoři dosáhli vyšší přesnosti, např. pro GRB 150101B má potvrzení platnosti přesnost nejméně 5,59×10^-10.

Neobvyklým příspěvkem obecné relativity může být podle N. Gorkavyie a A. Vasilkova gravitační odpudivá síla, kterou v silném gravitačním poli vytváří odnos energie v podobě gravitačních vln. Autoři použili model zrychlení částice v nestacionárním kvazisférickém poli, v němž velký počet objektů vyzařuje gravitační vlnění, a ukázali, že úbytek energie (a látky) systému v míře ~5 % hmotnosti vede ke vzniku gravitační odpudivé síly, která s časem slábne, ale nikdy zcela nezmizí. Autoři spekulují, že taková síla může souviset se zrychlováním rozpínání vesmíru.

11. února 2016 tým projektu Advanced LIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) oznámil na tiskové konferenci, že se 15. září 2015 podařilo zachytit signál gravitačních vln ze splynutí dvou černých děr. Dlouho očekávaná zpráva přišla přesně 100 let po předpovědi jevu samotným A. Einsteinem. Experimentátoři si zprvu nebyli jisti, zda jde o skutečný signál nebo jen o neoznámené „cvičení“, které mělo prověřit jejich schopnost najít signál v zašuměných datech. Když se ukázalo, že jde o skutečné pozorování, M. Drago, který patroloval nad automatikou experimentu, rozeslal zprávu více než tisícovce ostatních členů týmu a začala intenzivní práce na analýze získaných dat. Experimentátoři se následně rozhodli měřit ještě celý další měsíc, aby ověřili, že nejde o náhodný výkyv měřicích aparatur. Pak přišlo zpracování na několika nezávislých superpočítačích, sepsání zprávy (B.  Abbott aj., 1 015 spoluautorů ze 133 vědeckých institucí; údajně ≥ 5 tisíc e-mailů) a oznámení výsledků. Ty jsou fascinující: frekvence gravitační vlny během pouhých 150 ms vzrostla z 35 Hz na 250 Hz, maximální amplituda dosáhla velikosti 10^-21; vlna nejprve dorazila do interferometru v Livingstonu a o 7 ms později do Hanfordu (vzdálenost mezi interferometry je asi 3 tis. km). Signál má podobu charakteristického „cvrknutí“ (angl. chirp), tedy souběžné rychlé zvýšení frekvence a amplitudy vlny, zakončené prudkým exponenciálním úbytkem do nuly – stejný profil mají zvuky hmyzího cvrkotu, odtud tedy název. Zdrojem signálu byla dvojice černých děr s hmotnostmi (36 ± 4) M_⊙ a (29 ± 4) M_⊙, jejichž splynutí dalo vzniknout černé díře s hmotností (62 ± 4) M_⊙ a energie (3,0 ± 0,5) M_⊙·c² byla vyzářena v podobě gravitačních vln. Zdroj se nacházel někde za Magellanovými mračny v kosmologické vzdálenosti asi 410 Mpc (odpovídající červený posuv z ~ 0,1) a gravitační výkon černé dvojdíry byl v danou chvíli větší než zářivý výkon všech hvězd v pozorovatelném vesmíru. Jde o obrovský úspěch experimentální – potřebného zvýšení přesnosti interferometrů na hodnotu 10^-23 bylo dosaženo společným úsilím materiálových, optických, vakuových i výpočetních technologií – i teoretické fyziky; někteří členové týmu zasvětili detekci gravitačních vln 50 let svého profesního života! Kromě dalšího otevřeného okna do vesmíru jde také o nové potvrzení platnosti Einsteinovy obecné relativity.

Stejní autoři zároveň zveřejnili další práci, zabývající se povahou černé dvojdíry, která splynula v jednu větší. V zásadě jsou představitelné dva základní scénáře, podle nichž může takový binární objekt vzniknout: buď jde o pozůstatek velmi hmotné dvojhvězdy, jejíž složky postupně prošly fází supernovy, neutronové hvězdy a zhroucením do černé díry, nebo jde o výsledek dynamického zachycení dvou původně zcela samostatných černých děr v hustě osídlené hvězdokupě. Z prvního objevu nelze rozhodnout, který scénář je pravděpodobnější; pokud by se jednalo o první variantu, znamenalo by to, že musejí existovat i velmi hmotné dvojhvězdy s poměrně slabým hvězdným větrem a nízkou metalicitou. Také by to znamenalo, že vývoj od zažehnutí termonukleárních reakcí ve složkách dvojhvězdy až po splynutí dvojice černých hvězd musel proběhnout velmi rychle. Pokud jde o druhou variantu, o původních hvězdách nevíme téměř nic kromě toho, že zjevně existuje mechanismus tvorby černých děr s hmotnostmi ≥ 25 M_⊙ . Mezi vznikem jednotlivých černých děr a jejich zachycením ve dvojdíře mohly uplynout až miliardy roků.

S. Adrián-Martínez aj. (1 405 spoluautorů) oznámili, že v časovém období 1 000 s kolem události GW150914 neutrinové observatoře ANTARES a IceCube nezachytily žádná neutrina, související se splynutím dvojice černých děr. ANTARES je podmořská observatoř, umístěná ve Středozemním moři jižně od francouzského Toulonu; ta v době splynutí černé dvojdíry nezaznamenala žádné neutrino. IceCube zachytil neutrina 3, ale ani jedno nepřiletělo ze směru GW150914. Nulová detekce umožňuje stanovit horní hranici, kolik energie mohla splývající dvojice černých děr vyzářit v podobě neutrin: 1,3×10⁴⁷ J. V případě GW150914 to představuje víc než pětinu celkově vyzářené energie. K. Abe aj. následně zveřejnili, že identifikovat související neutrina se nepodařilo ani detektoru Super-Kamiokande – ten v případě GW150914 zachytil 4 neutrina, která však s jevem nesouvisela, v případě druhého GW151226 nezaznamenal neutrino žádné.

Naproti tomu družice Fermi nějaký signál s energií ≥ 50 keV asi 0,4 s po GW150914 zachytila. Podařilo se ho najít až v archivu, protože byl tak krátký a slabý, že automatika experimentu ho nevyhodnotila jako dostatečně zajímavý. Záblesk záření gama přišel z oblasti oblohy, kde se GW150914 nacházel, ale byl na okraji zorného pole přístrojů a nepřesnost v určení polohy zahrnuje oblast 200 čtv. stupňů. Podle V. Connaughtonové aj. jsou tři možnosti: buď jde o falešný poplach (chyba měření nebo náhodná fluktuace) nebo jde o náhodný souběh dvou nesouvisejících jevů anebo jde skutečně o optický protějšek splynutí dvou černých děr. Poslední možnost je značně nepravděpodobná, neboť elektromagnetické záření v okolí černých děr vzniká v horkém plynu nebo výtrysku, ale těsná dvojice černých děr se musela navzájem připravit o své akreční disky dávno před tím, než došlo k jejich splynutí.

Týmy projektů LIGO a Virgo (W. Del Pozzo a B. P. Abbott aj., 983 spoluautoři) prozkoumaly událost GW150914 z teoretického hlediska a porovnali získaný signál s předpokládaným průběhem splynutí dvou černých děr. Zjistili, že hmotnost a spin výsledné černé díry jsou v souladu s relativistickými výpočty, a pokusili se určit limit Comptonovy vlnové délky gravitonů, která je s 90% pravděpodobností ≥ 10¹³ km. Autoři uzavírají, že podle všech dostupných informací jsou měření GW150914 v souladu s obecnou relativitou.

17. února 2016 indická vláda oznámila, že třetí interferometr s identickým uspořádáním jako LIGO bude vybudován na území Indie do r. 2023. Projekt s názvem LIGO-India bude stát 12,6 miliardy rupií. Později bylo oznámeno, že vybranou lokalitou bude oblast Marathwada ve státě Maharashtra na západní straně Indického poloostrova, v níž již místní vláda pro budoucí laboratoř vyčlenila 40 ha pozemek. Přidání třetího interferometru umožní určení polohy zdroje gravitačních vln na obloze a Indie má vzhledem ke geografickým vzdálenostem od USA téměř ideální polohu.

Na začátku dubna 2016 oznámili japonští vědci z týmu experimentu KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector), že zahájili ověřovací provoz interferometru, který má spolupracovat s americkým LIGO a evropským Virgo. Cílem testu je ověřit kvalitu stavebních prací, plný provoz s výkonným laserem by měl být zahájen za 2 roky.

Devět měsíců po oznámení prvního experimentálního potvrzení gravitačních vln byla oznámena druhá detekce, k níž došlo 14. června 2016. Také v tomto případě šlo o splynutí dvojice černých děr, tentokrát „pouze“ s hmotnostmi (14,2 +8,3 -3,7) M_⊙ a (7,5 ± 2,3) M_⊙, také vyzářená energie odpovídala „jen“ asi 1 M_⊙ . Hmotnost výsledné černé díry činí (20,8 +6,1 -1,7) M_⊙ a její vzdálenost od nás činí asi 440 Mpc. Detekovatelný signál trval téměř celou 1 s a zachytil 55 oběhů s frekvencí rostoucí do 35 Hz do 450 Hz s amplitudou přibližně 3,4×10^-22.

Experiment LIGO po úvodních dvou objevech absolvoval desetiměsíční odstávku a vylepšení detektorů. V polovině listopadu 2016 proběhl zkušební náběh a od konce měsíce interferometry opět měří. Cílem vylepšení bylo především zvýšení citlivosti a frekvenčního rozsahu aparatury, což fakticky znamená zvýšení dosahu observatoře.

Pozemské interferometry pro detekci gravitačních vln budou vždy omezené co do frekvencí, na nichž mohou efektivně měřit. Proto se již připravují interferometry, jejichž ramena budou měřit stovky tisíc nebo dokonce miliony km – a to na oběžné dráze kolem Slunce. První vlaštovkou je evropský projekt eLISA, o němž bude řeč dále, a nedlouho po objevu první detekce gravitačních vln oznámili také čínští vědci dva ambiciózní projekty založené na stejném principu. Prvním byl projekt Taiji („velký předěl“) čínské Akademie věd, jehož šéfem bude W. Yue-Liang. Kosmická aparatura by měla sledovat dráhu Země s roztečí sond ~3 mil. km. Náklady na projekt a jeho provoz by měly dosáhnout 14 mld. jüanů a sondy by měly odstartovat v r. 2033. Druhým oznámeným projektem byl TianQin (metafora označující drnkání na strunný nástroj), což je trojice družic na oběžné dráze Země s roztečí asi 150 tis. km. Ten by měl stát „jen“ 2 mld jüanů a družice by mohly odstartovat v r. 2030; tento projekt zaštiťuje S. Yat-Sen z University of Zhuhai. Oba projekty jsou zatím pouze na papíře a shánějí finance, nicméně oba se dostaly do stovky strategických projektů pro příští pětiletku.

Číňané také projevili zájem spolupracovat na zmíněném projektu eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna), ať už by mělo jít o financování nebo spolupráci ve formě sdílení dat z přípravy misí či dokonce výměnu konkrétních technologií. V prosinci 2015 odstartovala průzkumná sonda, skutečně nazvaná LISA Pathfinder, do Lagrangeova bodu L1 dráhy Slunce–Země. Primárním cílem sondy bylo prověřit technologii laserového interferometru v podmínkách nulové gravitace. Dvojice krychliček ze slitiny zlata a platiny ve vzdálenosti 38 cm od sebe měla jediný úkol – ověřit, že v podmínkách volného pádu je možné změřit vzdálenost jejich odrazných ploch s přesností nejméně 1 pm (10^-12 m). To se ve skutečnosti podařilo s přesností víc než 5× lepší a data z prvních měření byla na Zem odvysílána 23. února 2016, tedy ani ne 2 týdny po první úspěšné pozemní detekci gravitačních vln. Jelikož se průzkumná mise mimořádně vydařila, M. Perryman jako předseda příslušné komise Evropské kosmické agentury (ESA) v červenci 2016 oznámil, že projekt eLISA za miliardu € by mohl být urychlen možná až o 5 let a odstartovat již r. 2029. Tomu by mohlo napomoci oznámení ze září 2016, že NASA by se mohla do projektu, z něhož kvůli rozpočtovým škrtům v r. 2011 odstoupila, opět vrátit. Rozpočet původního projektu byl přes 4 mld. $ a následně byl jako čistě evropský zredukován; nyní by se nejednalo o další rozšíření rozpočtu, ale především o urychlení celého projektu.

Stabilní velmi rychlá rotace neutronových hvězd, kterou měříme jako tikání milisekundových pulsarů, je možné využít k různým astrofyzikálním experimentům. Jedním z nich je potenciální detekce gravitačních vln – za tím účelem vznikla tři experimentální sdružení radioteleskopů, označovaná jako PTA (Pulsar Timing Arrays, termín původně označoval vybranou sadu pulsarů na obloze, ale přeneseně se začal používat i pro spolupracující radioteleskopy): Parkes PTA na observatoři v australském Parkesu, evropský PTA sestávající z čtveřice velkých radioteleskopů (Effelsberg, Lovell, Nançay, Westerbork) a konečně americký NANOGrav (North-American Nanohertz Observatory for GWs). Princip měření spočívá v dlouhodobém sledování řady milisekundových pulsarů a měření zpoždění jednotlivých signálů na mnoha místech současně.

J. Verbiest aj. publikovali první zprávu o zpracování dostupných dat z jednotlivých observatoří za téměř dvě desetiletí měření. Analýza se potýká s mnohými těžkostmi od kalibrace dat po šum způsobený různými citlivostmi přístrojů, ale autoři uvádějí, že mezinárodní spolupráce PTA zvyšuje citlivost proti jednotlivým PTA více než 2× a momentálně je schopna dosáhnout citlivosti 1,7×10^-15 pro alespoň jedno splynutí černé dvojdíry ročně. R. N. Caballero aj. publikovali konkrétní výsledky měření 42 pulsarů evropským PTA, z nichž vyplývá, že šum v datech časování jednotlivých záblesků pulsarů rozmývá potenciální signál gravitační vlny zeslabením ≥ 9,1×. Výhodou je, že nepřetržitým sledováním dlouhodobě stabilních pulsarů je možné tento šum výrazně potlačit – stačí jich tedy nalézt dostatek. G. Desvignes aj. informovali o zpřesnění známých parametrů zmíněných pulsarů – vzdáleností, vlastních pohybů, v šesti případech objevu podvojnosti pulsaru a v jednom případě i přesném určení hmotnosti složek.

A. M. Matthewsová aj. a E. Fonseca aj. stejným způsobem analyzovali sadu milisekundových pulsarů, vybraných pro výše zmíněný NANOGrav, za období přes 9 let systematických pozorování. Zkoumaných pulsarů bylo 37, resp. 24 a oba týmy autorů publikovaly výrazně zpřesněné fyzické parametry všech z nich. Hmotnost neutronových hvězd v souborech se pohybuje v rozmezí 1,180÷1,928 M_⊙ . Vlastní pohyby a rychlosti vzhledem k centru naší Galaxie napovídají, že zvolené pulsary patří spíš ke starší populaci hvězd.

S. R. Taylor aj. analyzovali dosavadní činnost PTA z teoretického hlediska. Aktuální citlivost spřažených radioteleskopů zatím nedovoluje gravitační vlny detekovat, což se podle autorů v nejbližších dvou desetiletích nemůže změnit, pokud by jednotlivé observatoře nevěnovaly sledování vybraných milisekundových pulsarů veškerý pozorovací čas. Autoři doporučují zaměřit se na spolupráci co nejvzdálenějších radioobservatoří a co nejvíce zvětšit počet sledovaných pulsarů, což by mělo umožnit detekci kvadrupólových momentů gravitačních vln mezi různými dvojicemi pulsarů. I tak se podle nich nedá očekávat první detekce dříve než za několik let dalšího sběru dat.

6.7. Teoretická fyzika

S. Hawking, M. Perry a A. Strominger publikovali práci, která by měla pomoct rozřešit paradox ztráty informací při Hawkingově vypařování černých děr. V komunitě teoretických fyziků článek zaznamenal rozporuplné přijetí, neboť podle některých z nich paradox vlastně neřeší. Autoři předložili možnost, že vakuum v okolí černé díry sice musí být prosté energie, ale nikoli nízkoenergetických částic (např. fotonů, hypotetických gravitonů, příp. dalších polních částic); právě do těchto částic se při překročení horizontu událostí může „obtisknout“ informace, obsažená v původní látce. Autoři pak ukázali možnost, jak se takto „uložená“ informace nakonec může dostat do černé díry. Kritici ovšem namítají, že práce je neúplná, neboť přenos informace do černé díry je nadmíru složitý (složitost teoretičtí fyzikové velmi nemají v oblibě) a – jak sami autoři připouštějí – hlavně není jasné, jak by se takto přenesená informace dále dostala do Hawkingova záření. Někteří teoretici ovšem myšlenku přivítali jako možné řešení jiného problému s černými děrami, známého jako ohnivá zeď na horizontu událostí.

Problém tří a více těles je od konce 19. století znám jako oříšek, který obecně nemá analytické řešení, tedy polohu těles v čase není možné popsat (jednoduchou) matematickou funkcí. Pro speciální konfigurace těles taková řešení mohou existovat; všechna dosud známá řešení představují tzv. centrální konfigurace, kdy všechna tělesa obíhají kolem společného těžiště. B. Érdi a Z. Czirják zveřejnili objev dalšího takového rovinného řešení pro čtyři tělesa, z nichž dvě se nacházejí na ose symetrie systému a zbylá dvě mají stejnou hmotnost a nacházejí se symetricky vůči sobě dle dané symetrie. Autoři kromě analytického řešení v polárních souřadnicích ukázali některé varianty hmotností složek se stabilním uspořádáním.

Kvantoví fyzici obvykle označují separátní koherentní stavy elektromagnetického oscilátoru jako „kočičí“ podle anekdotické Schrödingerovy kočky. Ch.  Wang aj. publikovali práci o uspořádání experimentu, v němž se taková „kočka“ tvořená fotony mikrovlnného záření může nacházet současně ve dvou vhodně uspořádaných dutinách. Na celý systém je podle autorů možné pohlížet jako na jednu superponovanou dutinu, v níž se nachází kvantově provázaná dvojice „koček“. Experiment má velký význam pro budované kvantové počítače.

6.8. Experimentální fyzika

Spektroskopická měření jsou nejpřesnějším nástrojem současné vědy ve všech odvětvích. M. Hori aj. zveřejnili výsledky měření vlastností exotického atomu epHe, v němž se na místě vnitřního elektronu nachází antiproton. Vnější elektron zajišťuje elektrickou neutralitu, a atomy tak mohou přežít četné srážky v plynu, což zase umožňuje ochlazení vzorku. Při teplotě zhruba 1,5 K pak mají tyto atomy střední dobu života v mikrosekundách, což je dostatečně dlouho, aby bylo možné posvítit si na ně laserem a měřit frekvence přechodů mezi jednotlivými stavy systému. Autoři se rozhodli využít neobvyklé uspořádání k prověření symetrie CPT, tedy invariance obrácení náboje, parity a času, která je jedním ze základních stavebních kamenů částicové fyziky. Na základě měření frekvencí 13 přechodů autoři uvádějí, že symetrie CPT je potvrzena v rámci přesnosti měření, tj. 10^–9. Dalšími výsledky jsou potvrzení teoretických modelů kvantové elektrodynamiky a shoda hmotnostní protonu a antiprotonu, oboje s přesností nejméně 10^-10.

15. prosince 2015 došlo při srážce typu proton–proton v LHC (Large Hadron Collider) s celkovou energií asi 750 GeV k zachycení atypického páru fotonů záření gama, které částicovým fyzikům řádně zamotaly hlavu. Jednoduché vysvětlení je, že se jedná o anomálii, kterou se nepodaří zopakovat dalšími experimenty. Proti tomu mluví skutečnost, že dvojici fotonů nezávisle zachytily dva různé detektory (konkrétně ATLAS a CMS) rozmístěné kolem tubusu srážejících se částic. Spekulace sahají od nového druhu kvarku (víc než 4× těžšího než kvark u) přes částici příbuznou Higgsovu bosonu až po druh gravitonu, částici zodpovědnou za přenos gravitační síly. Na místě je opatrnost, ačkoli jen během čtvrt roku po objevu teoretičtí fyzikové zveřejnili 285 článků s možnými způsoby vysvětlení pozorovaných záblesků. Jako obvykle rozhodnou další měření.

Tým projektu LHCb (R. Aaij aj., 1468 spoluautorů; LHCb je jeden z detektorů LHC) zveřejnil postupně dvě zprávy, z nichž vyplývá, že exotická částice pentakvark s největší pravděpodobností skutečně existuje. Zatímco všechna látka kolem nás, na níž si můžeme sáhnout, je tvořena baryony, tedy trojicemi kvarků, teoretičtí fyzici již poměrně dlouhou dobu předpokládají, že za vysokých energií mohou po krátkou dobu existovat částice složené ze čtyř kvarků a jednoho antikvarku. V první studii autoři ukázali, že výsledky zachycené srážky je obtížné interpretovat bez přítomnosti pentakvarku, ve druhé provedli porovnání teoretické předpovědi pozorovaných spekter a skutečné srážky za předpokladu, že pentakvark existuje. Důkazy jsou nepřímé, ale přesvědčivé.

Měření experimentu LHC 29. dubna 2016 neočekávaně přerušila kuna skalní, která chtěla k neznámému účelu využít izolaci kabeláže jednoho z povrchových transformátorů, což způsobilo výpadek elektřiny v části urychlovače a odstávku celého experimentu. Na rozdíl od kuny se experiment po krátké době zotavil. LHC v průběhu r. 2016 stanovil rekord v počtu srážek typu proton–proton, neboť jich do 25. října toho roku stihl provést 10¹⁵, čímž byl naplněn jejich plánovaný počet. Následně byl LHC překonfigurován na srážky protonů s jádry olova a po zhruba měsíci provozu byl zastaven kvůli údržbě (do května 2017).

Dlouho protahovaný projekt jaderné fúze ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) se dočkal revize plánů a zjednodušení připravované aparatury. Vedení projektu 16. června 2016 oznámilo, že namísto dříve plánovaných těžkých izotopů vodíku bude prstenec plazmatu tvořen jen obyčejným vodíkem. Stavební práce u francouzského města Cadarache nezačnou dříve než v r. 2025, tedy o 5 let později proti dosavadnímu plánu, a projekt bude vyžadovat dalších nejméně 4,6 mld. €. První testy nebudou moci začít dříve než v r. 2032 a fúzní reakce se dočkáme nejdříve r. 2035.

Těžkosti má také experiment NIF (National Ignition Facility) v Lawrence Livermore National Laboratory v Kalifornii. Po neúspěšných pokusech o zažehnutí jaderné fúze v letech 2010 a 2012 si americká energetická administrativa nechala vypracovat zprávu o stavu projektu. Z ní vyplývá, že namísto vyjmenovávání překážek, proč se zatím nepodařilo naplnit cíle projektu, by se výzkum měl začít věnovat tomu, zda je vůbec možné navrhovaným způsobem fúzní reakce nastartovat. Laboratoř se brání, že se nemůže naplno věnovat výzkumu kvůli přednostním armádním zakázkám, týkajících se fyziky jaderných zbraní. Mírných pokroků se přesto podařilo dosáhnout, i tak ale administrativa požaduje lepší koordinaci jednotlivých projektů a osekání činností, které s hlavním cílem nesouvisejí.

Čínský experiment CEPC (Circular Electron Positron Collider) také nemá budoucnost jistou. Projekt v přepočtu asi za 6 mld. $ kritizoval laureát Nobelovy ceny Ch. N. Yang jako neopodstatněně drahý a vzhledem k nedávným úspěchům LHC v Ženevě především jako zbytečný. 70 % nákladů by měla zaplatit Čína. Kdo zafinancuje zbylých 30 %, stále známo není. Především chybí jasný program, co by měl vlastně urychlovač měřit a proč. Představitelé Ústavu fyziky vysokých energií Čínské Akademie věd kritiku odmítají, ale faktem je, že kromě základních parametrů se o projektu nic dalšího neví.

Protony mohou být ve skutečnosti menší, než se dlouhou dobu domníváme na základě experimentů s rozptylem elektronů na vodíkových jádrech. První náznak přišel již r. 2010 při měřeních vázaných stavů exotických atomů vodíku, v nichž kolem protonu namísto elektronu obíhá mion. R. Pohl aj. zveřejnili výsledky měření podobného experimentu, v němž mion obíhá kolem jádra těžkého vodíku – i v tomto případě vychází nábojový poloměr protonu přibližně o 5 % menší proti hodnotám, plynoucím z elektronového rozptylu. Autoři si dali velmi záležet, aby ověřili, že nejde o systematickou chybu měření; vysvětlení zatím chybí a jsou zapotřebí další nezávislé experimenty.

Rychlé radiové záblesky (Fast Radio Bursts, FRB) jsou charakteristické trváním v řádu milisekund, polohami mimo disk Galaxie a vysokou disperzí signálu. Vzhledem k nedávnému potvrzení kosmologické vzdálenosti záblesku FRB150418 je právě vysokou disperzi možné využít k testu základní fyziky: X.-F. Wu aj. použili data FRB150418 ke stanovení horní hranice hmotnosti fotonů – pro červený posuv z = 0,492 musí být klidová hmotnost fotonu ≤ 5,2×10^-47 g, tedy nejméně 10²⁰× menší než hmotnost elektronu. Přesnost určení hmotnosti touto metodou je téměř o 3 řády lepší než dokázaly předešlé metody.

X.-C. Duan aj. prověřili platnost univerzality volného pádu v „kvantovém“ režimu. Autoři nechali v interferometru padat atomy ⁸⁷Rb s různými spiny a měřily rychlost jejich volného pádu a prokázali, že s přesností 10^-10 je volný pád nezávislý na spinu. Pro budoucí teorii kvantové gravitace tento fakt tedy představuje jasnou okrajovou podmínku.

Mezinárodní unie pro čistou a užitou chemii (International Union of Pure and Applied Chemistry) oznámila v červnu 2016 jména čtyř nových chemických prvků. Nihonium (s atomovým číslem 113) je pojmenováno podle „země vycházejícího slunce“ – prvek objevil japonský tým; moscovium (115) a tennessin (117) jsou nazvané podle umístění objevitelských laboratoří a oganeson nese jméno na počest ruského chemika Jurije Oganesjana.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LI. (2016).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. mája 2019