Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 0+. júla 2019
Dátum: 01. júla 2019
Autori: David Ondřich a Jiří Grygar
V r. 2003 byly v jeskyni Liang Bua na indonéském ostrově Flores objeveny pozůstatky drobných hominidů, kterým byl posléze přiznán status samostatného druhu Homo floresiensis. Dalších více než deset let trvalo bezvýsledné pátrání po dalších příbuzných těchto malých lidí s výškou v dospělosti jen kolem 1 m, běžně přezdívaných jako „hobiti“, jejichž pozůstatky byly datovány do doby před 60÷100 tisíci lety. Až v říjnu 2014 objevil v oblasti Mata Menge (74 km od místa původního nálezu) místní kopáč první zub, následovaný krátce na to spodní čelistí a dalšími zuby. G. van den Bergh aj. zveřejnili dvě práce s podrobnostmi nálezu. Čelist patřila dospělému jedinci, zatímco zuby povětšinou dětem. Pozůstatky, datované zhruba 700 000 roků nazpět, vyvolaly další otázky, především: odkud malí lidé přišli a proč byli tak malí? Podle tvaru čelisti autoři soudí, že předchůdci hobitů patřili k druhu Homo erectus, jehož zástupci se na ostrov dostali zhruba před milionem let. Tomu by také nasvědčovaly nejstarší nálezy 149 primitivních nástrojů a artefaktů. Malý vzrůst hobitů pak lze pravděpodobně přičíst přizpůsobení ostrovním podmínkám a omezeným zdrojům potravy; zmenšení velikosti těla je u ostrovních druhů v průběhu evoluce několikrát dobře zdokumentovaný jev. Je nutné dodat, že jiní autoři soudí, že ke zmenšení hobitů mohlo dojít ještě před jejich příchodem na ostrov Flores, a také příslušnost jejich předků k Homo erectus je vzhledem k omezené velikosti vzorku poměrně těžko prokazatelná. Také v tomto případě jsou potřeba další nálezy.
Jeden z nejdůležitějších čerstvých objevů v astronomii se týká počtu (exo)planet – jsou přinejmenším stejně časté jako hvězdy. Podle některých vědců to představuje velmi silné potvrzení, že jsme ve vesmíru sami. W. Borucki, vedoucí vědecký pracovník sondy Kepler, vyjádřil svou podporu hypotéze, známé z historie pod názvem Fermiho paradox: proč nás ještě žádná dostatečně vyspělá civilizace nekontaktovala? Dlouhodobé průzkumy vzdáleného a nejvzdálenějšího vesmíru zdánlivě zesilují tvrzení, že kromě nás (viditelný) vesmír nikdo jiný neobývá – nepozorujeme galaxie, jejichž energetické spektrum se proměňuje zesilováním v odpadním, tepelném záření a ubýváním v energetičtějších částech spektra. Na druhou stranu, je skutečně rozumné očekávat, že se vyspělá civilizace chová jako lidstvo v 19. století? R. 1960 astronom F. Dyson navrhl možnost detekce vyspělé civilizace na základě typického spektra hvězdného zdroje, který je slabý ve všech oborech s výjimkou infračerveného – inteligentní bytosti postupně obklopí celou svou mateřskou hvězdou soustavou fotoelektrických panelů, které veškeré záření přeměňují na snadno využitelnou energii; z panelů ovšem stále uniká odpadní tepelné záření, které je možné pozorovat, aniž by byla vidět samotná hvězda. Pokud je rychlé cestování vesmírem skutečně tak energeticky náročné, jak zatím vyplývá z našeho poznání fyzikálních zákonů, je velmi pravděpodobné, že rozvinuté civilizace jsou do značné míry limitované energií svých mateřských hvězd. Pak je samozřejmě rozumné očekávat, že se takové civilizace budou snažit využít dostupné zdroje maximálně a měli bychom pozorovat alespoň u některých hvězd postupný úbytek záření v energetičtějších oblastech spektra.
Zatím převládalo obecné mínění, že nic takového ve vesmíru neregistrujeme. Pozorování hvězdy KIC 8462852 – poněkud ironicky právě sondou Kepler – však toto přesvědčení poněkud nabouralo. Tabbyina hvězda, jak se KIC 8462852 přezdívá podle autorky první publikované práce T. Boyajianové, totiž vypadala, jako by ji v časovém intervalu zhruba 100 d začala právě taková postupně budovaná struktura obklopovat. Světelná křiva ve viditelném oboru spektra vykazovala nepravidelné a zvláštní poklesy, což následně podpořil B. Schaefer, který publikoval vývoj jasnosti hvězdy na harvardských fotografických deskách v rozmezí let 1890–1989. Podle něj došlo za století pozorování k 20% poklesu jasnosti Tabbyiny hvězdy, který není zaznamenatelný u kalibračních hvězd v zorném poli. Pokud by ztemnění ve světelné křivce Keplera bylo možné vysvětlit přítomností oblaku prachu v okolí hvězdy, dlouhodobá pozorování z Harvardovy observatoře by vyžadovala množství prachu v řádu 104–107 větším. Alternativní nabízené vysvětlení v podobě komet se pro dlouhodobý pokles jeví jako zcela nerealistické – komety by musely být obrovské (průměr ≥ 200 km) a musely by jich být statisíce. Následně další autoři (např. K. Stassun aj., M. Hippke a D. Angerhausen) ukázali, že postupný pokles jasnosti lze vysvětlit systematickými chybami při pořizování skleněných desek, resp. při jejich digitalizaci, neboť i u jiných hvězd je možné vysledovat podobná „ztmavení“. Světelná křivka z Keplera je však skutečná a stále platí, že KIC 8462852 obklopuje cosi, o jehož povaze nevíme vůbec nic.
V takové situaci se astronomové nacházejí poměrně často, takže se různé týmy pustily do různých simulací. E. Bodmanová a A. Quillenová publikovaly realistické modely, jak by musela vypadat kometární oblaka, schopná způsobit poklesy jasnosti Tabbyiny hvězdy v době pozorování sondou Kepler – zjednodušeně řečeno jich buď musí být hodně (stovky až tisíce) o průměru ≥ 10 km nebo méně (desítky až stovka) o průměru ≥ 100 km. Velkou část pozorované světelné křivky Keplera by bylo možné vysvětlit rodinou komet vzniklou rozpadem tělesa o velikosti planetky Ceres. B. Montet a J. Simon se zaměřili na nejprudší poklesy a zjasnění světelné křivky a publikovali svůj model, z nějž plyne, že ať hvězdu zakrývá cokoli, není to soustředěné na jedné oběžné dráze, ale téměř jistě se jedná o více těles v různých vzdálenostech od hvězdy. Ani jejich model však nedokázal úplně reprodukovat pozorované skutečné poklesy a zjasnění hvězdy KIC 8462852. J. Wright a S. Sigurdsson shrnuli zatím publikované modely a rozšířili teoretické možnosti o modely zahrnující mezihvězdnou látku a gravitačně vázaný objekt s opticky tlustým diskem. Jejich simulace ukázaly, že nepravidelný oblak mezihvězdné látky a (opticky) neviditelný objekt s diskem se statisticky jeví jako nejpravděpodobnější příčina pozorovaných změn jasnosti.
Kromě teoretiků se na Tabbyinu hvězdu zaměřily také další přístroje experimentálních astrofyziků. M. Schuetzová aj. informovali, že optická pozorování na observatoři SETI v panamské Boquete a rádiová měření na Allenově poli v Kalifornii neprokázala výskyt jakýchkoli jen vzdáleně periodických signálů, které by bylo možné přičíst inteligentnímu životu. S. Tingay aj. zveřejnili taktéž neúspěšnou detekci umělých signálů pomocí Murchisonova širokoúhlého pole (MWA, Murchison Widefield Array) v pásmu 103÷133 MHz. MWA se nachází v západní Austrálii a je to technologický předchůdce připravované nízkofrekvenční radioobservatoře SKA (viz dále). Je nutno poznamenat, že aby byly signály případné civilizace u KIC 8462852 detekovatelné pomocí MWA, musel by mít rádiový vysílač namířený přímo na Sluneční soustavu výkon nejméně 1014 W, tedy několika řádově více, než dosahují naše nejlepší současné přístroje. A. Abeysekara aj. analyzovali devět hodin necílených historických záznamů KIC 8462852 v gama oboru z observatoře VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System), pořízených mezi r. 2009 a 2015; ani v tomto případě nebyla detekce umělých signálů úspěšná.
Pátrání po známkách mimozemské inteligence se nezaměřovalo jen na Tabbyinu hvězdu. Radioteleskop v australském Parkesu začal naslouchat okolí Proximy Cen v rámci 10letého projektu Breakthrough Listen, který darem 100 milionů dolarů financují Jurij a Julia Milnerovi. U Proximy se předpokládá přítomnost planety v ekosféře, projekt bude kromě rádiové oblasti hledat signály i v optickém oboru. Data projektu stejně jako software použitý pro zpracování dat budou veřejně k dispozici. G. Harp aj. publikovali zprávu o souboru pozorování 9 293 hvězd radioteleskopy Allenova pole (ATA, Allen Telescope Array) mezi r. 2009 a 2015. Z pozorovaných hvězd jich nejméně 2 015 hostí exoplanety, z nichž asi 65 se pravděpodobně nachází v ekosférách svých mateřských hvězd. Ve více než 19 000 hodin záznamů v rozsahu frekvencí 1÷9 GHz se při pátrání v mnoha pásmech naráz nepodařilo najít žádný umělý signál, přesahující prahovou citlivost observatoře 180÷310×10-26 W/m2. Organizace SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) dále oznámila, že ATA zahájí dva roky trvající projekt, který se zaměří 20 000 nejbližších červených trpaslíků v naději, že objeví umělé signály v jejich okolí. Červení trpaslíci jsou sice chladnější a méně svítiví než hvězdy slunečního typu, ale v Galaxii jsou nejpočetnější složkou ze všech hvězd a exoplanety kolem nich prokazatelně existují.
Hledání života mimo Zemi se opírá o znalosti života pozemského, v nichž stále máme mezery. K. Freeman aj. publikovali shrnutí známých limitů živých organismů na naší planetě; použili tři parametry okolního prostředí – teplotu, salinitu a pH. Teplotní extremofilové obývají prostředí s teplotou „pod nulou“ i nad bodem varu vody, specializované mikroby prosperují v extrémně kyselých i zásaditých roztocích. Kromě těchto parametrů se na Zemi vyskytuje řada dalších extrémů – nedostatek živin, světla, vody nebo silná radioaktivita, mnoho druhů organismů stále vůbec nepotřebuje kyslík. Rozsah zmíněných parametrů, v němž život dokáže prosperovat, je obrovský: teplota -15÷121 °C, salinita 0÷36 %, pH 0–14 (!) – v mnoha případech navíc nerozumíme mechanismům, které organismům umožňují v těchto extrémních podmínkách přežít.
Na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) probíhají mj. biologické experimenty, které zjišťují chování různých organismů v nízké gravitaci a při vysokých dávkách UV i kosmického záření. S. Onofri aj. publikovali výzkum dvou druhů antarktických hub Cryomyces, které ve svém domovském prostředí žijí v horninách a které byly na ISS po dobu 18 měsíců vystaveny simulované marsovské atmosféře s 95 % hladinou CO2. Po návratu na Zem se ukázalo, že 2/3 buněk zůstalo nedotčených a 10 % vzorku se dokázalo ve vhodných podmínkách opět rozmnožovat a založit kolonie.
B. L. Barney aj. provedli mechanické experimenty se spórami mikroba Bacillus subtilis, jejichž povrch nabili elektrickým nábojem a magnetickým polem je urychlovali na různé rychlosti, v nichž je nechali narážet do skleněné překážky. Ukázalo se, že spóry jsou schopné bez úhony přečkat i rychlosti (299 ± 28) m/s a (záporné) zrychlení při nárazu ~1010 m/s2. Většina spór přečkala experimenty při všech sledovaných rychlostech, což je podle autorů překvapivé a výrazně zvyšuje pravděpodobnost potenciálního přenosu života kosmickým prostorem.
C. Meinertová aj. oznámili výsledky experimentů s ozařováním povrchu ledů, tvořených vodou, metanolem a čpavkem, při teplotě 78 K a tlaku 10-5 Pa. Autoři nechali molekuly zkondenzovat na chladném povrchu, poté je ostřelovali UV zářením a po zahřátí na pokojovou teplotu analyzovali vzniklé látky. Ukázalo se, že v prostředí simulovaného mezihvězdného prostoru vede intenzivní záření k tvorbě komplexních molekul jako ribózy, lyxózy, arabinózy, ale i glykolu a glycerolu atd. Těchto molekul vzniká překvapivě vysoké množství, až 3,5 % hmotnosti původních látek. Vzniklé produkty jsou dobře rozpustné ve vodě, což silně podporuje hypotézu, že prekurzory aminokyselin i cukrů vznikly v kosmickém prostoru neživotnými procesy a na Zem byly dopraveny na povrchu meteorického materiálu.
K velmi podobným výsledkům došli M. J. Abplanalp aj., kteří ve spolupráci s R. Kaiserem ostřelovali svazkem elektronů led o teplotě jen 10 K, tvořený molekulami CO, CH4 a C2H6. Také v tomto případě se podařilo potvrdit, že simulované kosmické záření funguje jako katalyzátor chemických reakcí, které vytvářejí molekuly jako acetaldehyd a vinylalkohol. Autoři zdůrazňují, že prebiotické molekuly mohou tímto způsobem vznikat i uvnitř ledu, ne jen na jeho povrchu, jak se až do nynějška soudilo. To má velký význam pro následný potenciální přenos těchto stavebních kamenů pro život na povrch planet, formujících se kolem hvězd ve hvězdných porodnicích, kde již bylo detekováno přes 200 molekul od jednoduchých po komplexní uhlovodíkové struktury.
T. Suzuki aj. pátrali po molekulách metaniminu (CH2NH) ve 14 hvězdných porodnicích. Metanimin je prekurzorem glycinu, jedné ze základních 24 aminokyselin, které vznikají translací z RNA; tato molekula byla údajně ve vesmíru objevena již r. 1994, což se nejprve neprokázalo, nakonec se ji ale skutečně r. 2008 podařilo objevit pomocí radioteleskopu v Arecibu. Autoři metanimin potvrdili ve čtyřech oblastech a ve čtyřech dalších jako první objevili její přítomnost. Koncentrace molekuly jsou velmi nízké (10-8–10-9) a jsou nepřímo úměrné stupni rozvoje H II regionů; zdá se, že čím méně UV záření produkují čerstvě vzniklé hvězdy, tím více metaniminu se v mezihvězdné látce vyskytuje. Podle autorů molekula vzniká v plynné fázi látky a ne termochemickými procesy při odpařování ze zrn prachu.
A. Coutens aj. zaměřili mikrovlnnou observatoř ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) na pra-dvojhvězdu s nízkou hmotností IRAS 16293–2422 a potvrdili přítomnost molekuly formamidu (NH2CHO) v okolí složky B. Formamid používáme jako účinné rozpouštědlo a také jako zdroj pro výrobu kyanovodíku, za vysokých teplot se ale při působení UV záření může přeměnit na guanin, jednu z bází nukleových kyselin. Autoři navíc zjistili, že kromě základní formy se molekula v okolí vznikající dvojhvězdy vyskytuje ve variantách, kdy je jedno z jader vodíku nahrazeno deuteriem. Poměr molekul s těžkým vodíkem vůči základním molekulám víceméně kopíruje poměr pro molekulu kyseliny isokyanaté (HNCO), což podle autorů podporuje hypotézu, že formamid i kyselina isokyanatá vznikají podobným procesem, pravděpodobně na povrchu prachových zrn.
Samotná detekce jednotlivých molekul k potvrzení nebo vyvrácení přítomnosti života na exoplanetě nestačí. Astrobiologové zatím nedovedou říci, které spektrální čáry molekul v atmosféře exoplanety při přechodu před hvězdným diskem můžeme považovat za důkaz, že se na planetě vyskytují živé organismy. S. Domagal-Goldman informoval, že v Seattlu (WA, USA) proběhla konference astrobiologů, zaměřená právě na určení vhodné kombinace plynů. V zásadě jsou dvě možnosti, jak k problému přistoupit – buď sledovat molekuly plynů, které známe ze Země jako převážně biogenní (tj. vytvořené živými organismy), a vyloučit takové jejich kombinace, které ukazují na jiný původ vzniku (např. přítomnost molekul O2, vytvořených fotodisociací vodní páry). Druhá možnost je vzít dlouhý seznam molekul plynů, které jsou dostatečně stabilní, aby přečkaly v atmosféře (exo)planety, a postupně jednu po druhé vylučovat ty, jejichž významné zastoupení lze vysvětlit geochemickými procesy; zbylá množina molekul, resp. nějaká jejich kombinace by měla představovat solidní „biosignaturu“ – výhoda druhého přístupu je mj. v tom, že se neomezuje na pozemské podmínky, nevýhoda je samozřejmě v podstatně větší náročnosti celého procesu.
J. Krissansen-Totton aj. se na problém podívali z velké vzdálenosti a druhé strany: jak bude z dálky vypadat celkové odrazné spektrum Země (její dvojnice) v optickém oboru? Rayleighův rozptyl husté atmosféry s ledovými částicemi by v modré oblasti vypadal stejně jako zemská atmosféra, ale mimo modrou barvu by chyběl výrazný pokles uprostřed vizuálního spektra, způsobený pohlcováním světla molekulami ozónu. Podobně se pro jednotlivé abiotické atmosféry, jejichž jednotlivé spektrální charakteristiky jsou shodné s tou zemskou, dají nalézt odlišnosti. Jestli je metoda prakticky využitelná, závisí především na přístrojové přesnosti a možnosti odlišit odražené světlo atmosféry od ostatních zdrojů (svit mateřské hvězdy, zodiakální světlo atd.). Autoři upozorňují, že pro atmosféry srovnatelné s dávnou Zemí je metoda paradoxně citlivější než pro exoplanety shodné se současnou Zemí.
D. Carrera, M. B. Davies a A. Johansen zkoumali, jak se změní možná obyvatelnost exoplanet, vezmeme-li v potaz dynamické jevy ve slunečních soustavách, v nichž se nachází exoplanet více. Zejména vnější obří planety na excentrických drahách působí jako silné nakopávače, které dokáží exoplanetu odsunout z ekosféry, odmrštit ji pryč od mateřské hvězdy nebo dokonce způsobit její rozpad. Série simulací ukázala, že vnitřní planety v systému jsou schopné zůstat v ekosférách svých hvězd, pokud platí následující podmínky: obří planety nemají příliš rozdílné hmotnosti (čím větší rozdíl v jejich hmotnosti, tím větší dynamická nestabilita systému), ani jedna z obřích planet nemá excentricitu větší než 0,4, a dále, že čím je větší velká poloosa dráhy a menší excentricita obřích planet, tím větší procento vnitřních planet zůstává na stejných nebo podobných drahách; medián 50 % přeživších vnitřních se nachází u vzdálenosti 5 au a excentricitě 0,2 vnějších obřích planet. S rostoucím počtem vnitřních planet také roste pravděpodobnost, že dojde k dynamické interakci a posléze katastrofické události – srážce nebo vymetení ze soustavy – mezi nimi samotnými.
D. H. Forgan použil stejný přístup k modelování planetárních soustav kolem obou složek dvojhvězd. Obyvatelnost planety v takovém systému závisí nejen na vzdálenostech a radiačních aktivitách obou složek dvojhvězdy, ale také na gravitačních poruchách drah jednotlivých exoplanet. Autor simuloval vývoj dvou skutečných dvojhvězd, Kepler-47 a α Cen. V prvním případě by exoplaneta podobná Zemi prodělávala rychlé Milankovićovy cykly, tedy periodické nebo kvaziperiodické změny excentricity a sklonu rotační osy – zhruba každých 1 000 let, modulovaných případnými dalšími exoplanetami, pokud by se v systému nacházely. Dopady na planetární klima by byly srovnatelné s mnohem rychlejším střídáním podnebí v důsledku oběhu složek centrální dvojhvězdy. Ve druhém případě autorovi vychází perioda Milankovićových cyklů zhruba na 15 000 let, což je srovnatelné s dobou oběhu složek kolem sebe; fázové posuny jednotlivých oscilací se pak skládají do dlouhodobého cyklu s periodou zhruba 100 000 let. Také v tomto případě by změny klimatu byly modulovány případnými dalšími exoplanetami v systému.
J. Steffen a G. Liová simulovali vývoj těsného páru exoplanet, podobného dvojici systému Kepler-36, také s ohledem na oscilace sklonu rotační osy, které mají na planetární klima nejvýraznější vliv. Překvapivě se ukázalo, že bez vnějšího vlivu obřích planet nejsou orbitální rezonance prvního řádu příliš významné a sklony rotačních os exoplanet se výrazně nemění. Rezonance také nejsou důležité při přenosu meteorické látky mezi jednotlivými planetami, dokud se k sobě dráhy exoplanet výrazně nepřiblíží – pak se pravděpodobnost přenosu hornin (a s nimi potenciálního mikrobiálního života) výrazně zvýší.
M. Cuntz a E. Guinan zveřejnili porovnání vhodných podmínek pro život v okolí jednotlivých spektrálních typů hvězd, se zaměřením na (červené) trpaslíky. Autoři použili k posouzení vhodnosti mateřské hvězdy k hoštění obyvatelné exoplanety pět kritérií: četnosti jejího spektrálního typu mezi všemi hvězdami, rychlost hvězdného vývoje, velikost ekosféry, síla a stálost hvězdného větru generovaného magnetickým polem a frekvence a síla eruptivních procesů na povrchu. Zejména poslední dvě kritéria výrazně snižují vhodnost červených trpaslíků jako ideálních hostitelů obyvatelných exoplanet. Jako statisticky nejvhodnější hostitelé exoplanet s podmínkami vhodnými pro život se podle autorů jeví rané hvězdy spektrální třídy K.
R. Gobat a S. E. Hong využili model vývoje naší Galaxie s pozorovaným výskytem exoplanet v ekosférách svých hvězd v okolí Slunce k odhadu, jak jsou ostatní galaxie potenciálně vhodné k poskytování obyvatelných podmínek na povrchu exoplanet. Autorům ze statistiky vyšlo, že poměr hvězd hostících obyvatelné exoplanety zemského typu vůči všem ostatním jen slabě závisí na celkové hmotnosti galaxie s maximem kolem 4×1010 M⊙. Autoři odhadují, že 0,7 % všech hvězd v galaxiích typu Mléčné dráhy hostí ve své ekosféře exoplanetu zemského typu. Z modelu dále plyne, že vhodnost galaktických podmínek pro život se v průběhu posledních asi 8 Gr výrazně nezměnila. V Galaxii se většina obyvatelných planet zformovala v oblasti galaktického disku už asi 1,5 Gr před vznikem Sluneční soustavy a Zemi podobných exoplanet se v Mléčné dráze dosud zformovalo asi 1,4×109.
Událostí roku v přístrojové oblasti bylo bezesporu zveřejnění první várky dat z družice Gaia, DR1 (Data Release 1). Přístroj Evropské kosmické agentury (ESA) o hmotnosti přes 2 tuny odstartoval 19. prosince 2013 z kosmodromu poblíž Kourou ve Francouzské Guyaně. Má tři hlavní moduly – astrometrický, fotometrický a spektrografický. Astrometrie a fotometrie je zaměřená na hvězdy s magnitudami v rozsahu 5,7–20 ve vlnových délkách 320÷1000 nm, spektrograf měři radiální rychlosti v pásmu 847÷874 nm (čáry ionizovaného vápníku). Po počátečních těžkostech s kalibrací přístrojů družice od 25. července 2014 měří a vydání DR1 doprovázelo 19 vědeckých článků přímo od členů jejího týmu. Prvotní výsledky jsou v následujících odstavcích – začněme faktem, že během prvních 24 hodin po zveřejnění se do katalogu připojilo 11 000 uživatelů a již během několika dní se na preprintových serverech objevily první články. Do konce r. 2016 dosáhl počet publikovaných článků na základě DR1 téměř tisícovky.
L. Lindegren aj. (celkem 83 spoluautoři) spolu se zveřejněním DR1 publikovali zmíněné souhrnné zprávy o získaných a zpracovaných datech. Gaia za prvních 14 měsíců činnosti změřila polohy více než 1,1 miliardy hvězd jasnějších než 20,7 mag, pro 2 miliony jasnějších hvězd (≤ 11,5 mag) katalog obsahuje polohy, paralaxy a vlastní pohyby s přesností stejnou jako u družice HIPPARCOS nebo lepší (~0,3 mas). Autoři upozorňují, že s dalšími várkami dat (během primární plánované mise družice budou nejméně další tři) se bude přesnost dat významně zvyšovat a bude možné určit např. systematické chyby dřívějších katalogů způsobené posunem definovaných souřadnicových soustav. A. G. A. Brown aj. (jiní = 590 spoluautorů) doplnili informace o fotometrických datech, která jsou k dispozici pro všechny změřené zdroje ve filtru G; speciální pozornost byla věnována přibližně 3 000 cefeid a proměnných typu RR Lyr v oblasti kolem jižního pólu ekliptiky, pro něž Gaia pořídila světelné křivky s vysokým časovým rozlišením. V dalších článcích byla podrobně zveřejněna redukce syrových dat, metody kalibrace fotometrických dat a vývoj a stav přístrojů družice samotné. Některé očekávané problémy – např. zvýšený šum čipů CCD vlivem kosmického záření – se neprojevily v takové míře, jak se čekalo; naopak se vyskytly nečekané potíže – roztřepená vlákna materiálu, z něhož je vyroben tepelný štít, částečně zasahují do zorného pole objektivů družice a dochází na nich k rozptylu světla. Družice je celkově v dobré kondici a již z DR1 je zřejmé, že výsledný katalog bude pro astronomii 21. století převratný.
Jedním z prvních praktických výsledků DR1 je nezávislé určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Plejády (M45), kolem jejíž hodnoty panuje dlouhodobý spor. Zatímco rádiová interferometrie poskytovala hodnotu (136,2 ± 1,2) pc – blízké hodnoty byly následně potvrzeny dalšími způsoby měření vzdálenosti –, astrometrická družice HIPPARCOS však naměřila hodnoty o 16 pc nižší, a to s přibližně stejnou chybou. Z dat DR1 vyplývá hodnota (134 ± 6) pc, jde tedy o další nezávislé potvrzení, že zpracování dat z Hipparca trpí nějakou systematickou chybou. Podle autorů týmu Gaia by mohlo jít o problém při aplikaci korekcí pro relativně jasné hvězdy Plejád; konečný katalog družice Gaia by měl obsahovat přesné paralaxy všech jednotlivých hvězd, které do hvězdokupy patří, což snad spor konečně rozhodne. Druhým praktickým výsledkem je, že první várka dat obsahuje více hvězd, než se čekalo – z toho autoři usuzují, že Mléčná dráha je o něco větší, než jsme si mysleli.
Tvůrci projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment), který využívá mnohoobjektovou spektroskopii na 1,2m UKST (UK Schmidt Telescope) v Austrálii, oznámili 5. vydání dat spektroskopické přehlídky, která přímo navazuje na DR1. Obsahuje totiž přes 520 tis. spekter více než 457 tis. hvězd, z nich přes 215 tis. se nachází v katalogu DR1; pro tyto hvězdy představuje přehlídka RAVE nejméně dvojnásobné zpřesnění hodnot radiálních rychlostí a pro ≥ 70 % hvězd dosahuje přesnosti ≤ 10 km/s. Kromě dat radiálních rychlostí projekt ze spekter určuje povrchovou teplotu, gravitační zrychlení, celkovou metalicitu a zastoupení 7 chemických prvků.
Ohledně DR1 však není všechno jen růžové. Někteří vědci se ozvali s námitkami vůči naměřeným hodnotám paralax v porovnání s nezávislými měřeními. K. Stassun a G. Torres zjistili ze souboru 158 zákrytových proměnných, že katalog DR1 udává hodnoty paralaxy posunuté v průměru o (−0,25 ± 0,05) mas, tj. vzdálenosti vycházejí větší proti dřívějším měřením. Autoři upozornili, že problém zřejmě nějak souvisí s ekliptikální šířkou – zatímco u severního pólu ekliptiky má posun hodnotu -0,38, u jižního pólu jen -0,05. W.-Ch. Jao aj. získali prakticky shodnou systematickou chybu (-0,24 ± 0,02) mas porovnáním s paralaxami 612 samostatných hvězd; díky většímu vzorku také zjistili, že velikost chyby klesá se vzdáleností hvězdy. Do třetice s podobnou hodnotou systematické chyby přišli J. de Ridder aj., kteří pomocí astroseismologické metody na vzorku 938 červených obrů získali hodnotu posunu paralax (-0,29 ± 0,02) mas.
A. C. Schneider aj. použili data družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) k vytvoření přehlídky blízkých hvězd s velkým vlastním pohybem (≥ 250 mas/r). Družice WISE byla v prosinci 2013 znovu oživena s novým hlavním cílem, jímž je detekce blízkozemních planetek, ale její infračervené (IR) detektory jsou vhodné i k pozorování málo zářících trpasličích hvězd. Autoři získali katalog 20 548 objektů s velkým vlastním pohybem, z nichž 1 001 je nových. Zaměřili se na ty se vzdáleností ≤ 25 pc od Slunce a podrobili je následnému výzkumu v optickém i IR oboru – výsledkem je 24 nově objevených trpaslíků spektrálních tříd M, L i T.
D. Lang, D. Hogg a D. Schlegel využili stejná data z družice WISE k poněkud netradičnímu zpracování, jemuž říkají „vnucená fotometrie“. Pomocí poloh nebeských zdrojů z katalogu přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a typu zdroje z téže přehlídky (rozlišení hvězda / galaxie, galaktický profil atp.) vypočetli „jasnost“ zdroje v jednotlivých snímcích WISE pomocí datových charakteristik, použitých k redukci dat v dřívějších katalozích družice WISE. Tento postup nelze označit za skutečnou fotometrii, ale má dvě zásadní výhody: i pro splývající zdroje WISE díky vysoké přesnosti SDSS umožňuje určit jejich jednotlivé relativní „jasnosti“ a především poskytuje konzistentní porovnání vizuálních jasností v katalogu SDSS a IR „jasností“ WISE. Autoři zveřejnili na internetu kromě vybraných ukázek výstupů také software pro zpracování jednotlivých dlaždic katalogu WISE.
S. Majewski publikoval shrnutí výsledků přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) v rámci SDSS–III, která v rozmezí let 2011–2014 pořídila přes půl milionu spekter více než 160 000 hvězd Mléčné dráhy ze všech jejích oblastí, včetně hvězd zakrytých hustým prachem. Předběžné výsledky se už stihly uplatnit např. v dynamice Galaxie, mapách chemického složení hvězd v disku i výduti, chemii mezihvězdného prostředí, detekci neviditelných průvodců a chemickém vývoji hvězdokup. V běhu je druhá fáze přehlídky, která by měla skončit v r. 2020 a která bude více zaměřená na hvězdy, které pozorovaly přístroje Kepler a CoRoT a pro něž bude možné kombinací dat určit velmi přesně chemické složení, dynamiku a věk, což má ve výsledku umožnit vznik velmi přesného modelu vývoje Mléčné dráhy.
R. de Jong aj. za konsorcium 4MOST (4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope) informoval o této přehlídce, která se připravuje na Evropské jižní observatoři (ESO) na Paranalu na 4metrovém dalekohledu VISTA. Jde o širokoúhlou přehlídku, jejímž úkolem bude pořídit 25 milionů spekter objektů z celé jižní oblohy; při pozorováních za soumraku a při špatných podmínkách je projekt připraven pořídit i spektra jasných hvězd. Projekt je ve fázi dokončení návrhu přístrojů; první světlo by měl spatřit v r. 2021 a přehlídka by měla trvat nejméně pět let, přičemž by se ke každému pozorovanému objektu měla vrátit nejpozději za dva roky. Projekt by měl být doplňujícím pozemským přístrojem k očekávaným objevům od kosmických teleskopů Gaia, eROSITA, Euclid, TESS a PLATO a ESO očekává jeho významný přínos astroseismologickým měřením, která opět umožní zpřesnění znalostí o stáří, hmotnostech a chemickém složení hvězd v Galaxii.
ESO oznámila vítěze výběrového řízení některých zakázek pro Evropský velmi velký dalekohled (E-ELT) za 400 milionů €, což je zatím největší kontrakt, jaký byl v historii pro pozemní astronomii uzavřen. Zakázku na kruhovou budovu o výšce bezmála 80 m s otočnou kopulí o průměru 85 m a samotnou konstrukci dalekohledu s průměrem primárního zrcadla 39 m získal italský průmyslový holding ACe Consortium. Menší zakázku na sekundární zrcadlo o průměru 4 m a další pomocná zrcadla systému adaptivní optiky získala francouzská společnost Reosc. Stavební práce na Cerro Armazones by měly začít v r. 2017 (pozn. z budoucnosti: základní kámen byl skutečně položen 25. května 2017) a konstrukce dalekohledu i budovy by měly být hotové v r. 2024.
Projekt 30metrového dalekohledu (TMT, Thirty Meter Telescope) na Mauna Kea se nadále nachází v nejistém stavu. Poté, co v prosinci 2015 místní soud rozhodl o zrušení mimořádného stavebního povolení, se zástupci projektu odvolali a věc řeší právníci. Vedení TMT se začalo rozhlížet po náhradní lokalitě, pokud by se se zástupci havajských náboženských skupin nepodařilo dojít k rozumné dohodě. Projekt za 1,5 miliardy dolarů před koncem roku oznámil, že jako záložní umístění byl vybrán vrchol Roque de los Muchachos na kanárském ostrově La Palma – jeho nadmořská výška je sice o 1650 m nižší, což by představovalo zhoršení podmínek pro IR astronomii, naproti tomu na místě existuje rozsáhlá observatoř s dobrou infrastrukturou.
Adaptivní optika potřebuje k činnosti referenční zdroj světla ve vysoké atmosféře, aby mohla detekovat změny vlnoploch při průchodu vzduchovými vrstvami. Takovým zdrojem bývá v dnešní době laser – R. Arsenault aj. informovali, 26. dubna 2016 byl na čtvrtém z dalekohledů VLT (Very Large Telescope) na Paranalu uveden do provozu kompletní laserový systém 4LGSF (4 Laser Guide Star Facility), který bude následně doplněn aktivními prvky pro primární i sekundární zrcadlo a v dalším roce umožní zapojení nových přístrojů MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) a HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager). Všechny systémy byly vyrobeny a otestovány v laboratořích v německém Garchingu a čeká je už jen kompletace na observatoři. Po dokončení a uvedení do provozu půjde o nejdokonalejší systém adaptivní optiky, který lidstvo vytvořilo.
J. Vaubaillon aj. informovali, že 28. května 2018 byla spuštěna rozsáhlá bolidová síť FRIPON (Fireball Recovery and InterPlanetary Observation Network), čítající na 100 kamer a 25 rádiových přijímačů, pokrývajících celou viditelnou oblohu nad Francií. Rozestupy mezi kamerami jsou 50÷100 km, řada z nich je umístěná na univerzitních či kulturních budovách, dvě jsou na Korsice a po jedné v rakouské Vídni a rumunské Bukurešti. Automatický systém při detekci meteoru z více než dvou kamer provede přibližný výpočet dráhy a pravděpodobné dopadové oblasti a upozorní lidský dohled. Kromě sítě detektorů tvůrci projektu mysleli i na podporu dobrovolníků, kteří následně vyrazí do terénu hledat úlomky dopadnuvších meteoritů – systém Vigie-Ciel má v budoucnu nabídnout i koordinaci hledajících.
E. V. Garcia aj. zveřejnili zprávu o úspěšných testech optického vláknového interferometru VISION (Visible Imaging System for Interferometric Observations at NPOI) na dalekohledu NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) na Andersonově náhorní plošině nedaleko Flagstaffu v americké Arizoně. Autoři po laboratorních testech provedli zkoušku na nadobří dvojhvězdě ζ Ori A (celá trojhvězda je Alnitak, v Orionově pásu při pohledu ze severní polokoule nejvíce vlevo) – ve vlnových délkách 570÷750 nm je rozdíl jasností obou složek (2,18 ± 0,13) mag, poziční úhel (223,9 ± 1)° a úhlová vzdálenost složek je (40,6 ± 1,8) mas, což je v dobré shodě s dříve publikovanými parametry drah.
K. Gwinner aj. publikovali podrobný popis vlastností kamery HRSC (High Resolution Stereo Camera) na palubě evropské družice Mars Express, která 25. prosince 2003 po téměř sedmiměsíčním letu zakotvila na oběžné dráze kolem Marsu. HRSC má objektiv typu APO-Tessar s ohniskovou vzdáleností 175 mm a světelností f = 5,6, detektorem je 9 CCD čipů s velikostí pixelů 7×7 µ při rozlišení 8,25″/pixel a filtrovým kolem s devíti pozicemi pro barevné i panchromatické filtry. Kamera umožňuje jednotlivé expozice s časy v rozsahu 2,24÷54,5 ms a díky sekvenčnímu vyčítání poskytuje také pásové skenování povrchu Marsu. Šířka snímaného pásu odpovídá 52,2 km při výšce 250 km nad povrchem (povrchové rozlišení 10×10 m), délka závisí na velikosti volné operační paměti v danou chvíli. Díky snímání stejných míst pod různými úhly je možné zkonstruovat jak digitální model terénu (DTM), tak pořídit ortofoto mapy se subpixelovým rozlišením. Za 10 let provozu družice se podařilo pořídit DTM s rozlišením 50 m a výškovým rozlišením ~10 m pro zhruba 40 % povrchu planety, panchromatické ortofoto mapy s rozlišením ≤20 m pro ~70 % povrchu a s rozlišením ≤100 m pro 97 % povrchu. HRSC je doplněna druhou kamerou SRC (Super Resolution Channel), která má přibližně 5× vyšší rozlišení, ovšem jen 1 Mpx CCD snímač bez filtrového kola. Důležitým doplňkovým programem obou kamer je pravidelné snímání obou Marsových měsíců; pro Phobos byl dat již pořízen dostatek k vytvoření úplného DTM a kompletní ortofoto mapy.
NASA zveřejnila datum 1. října 2016 coby zahájení programu Beyond Spitzerova kosmického teleskopu (SST), tedy prodloužení mise o dalšího 2,5 r. 13 let po zahájení provozu je SST stále v překvapivě dobré kondici, přestože chladicí směs je dávno vyčerpaná. Pracují dvě kamery z původních čtyř a pasivní chlazení udržuje jejich teplotu na 30 K. Sonda stále více zaostává za Zemí, což vynucuje její poněkud nevhodnou orientaci – aby fungovala komunikace se pozemním střediskem, musí sonda odklonit sluneční panely od optimální polohy, což klade vyšší nároky na baterie. Primárními cíli programu Beyond bude sledování exoplanet a spolupráce s HST na pozorování nejvzdálenějších galaxií. T. Esplin a K. Luhman navrhli metodu využití kamery IRAC (InfraRed Array Camera) na SST k přesné IR astrometrii slabých zdrojů, zejména k měření paralaktických vzdáleností hnědých trpaslíků v okolí Sluneční soustavy a ke zjišťování vlastních pohybů vznikajících prahvězd v blízkých oblastech tvorby hvězd; autoři prokázali úspěšnost metody na vzorku archivních dat.
Konstrukce JWST (James Webb Space Telescope), největšího kosmického dalekohledu s průměrem zrcadla téměř 6,5 m pokročila do další významné fáze. Po sérii jednotlivých testů platformy, přístrojové sekce a primárního zrcadla byly všechny části teleskopu sesazeny dohromady. Celý komplet teď čekají obdobné zkoušky, jakými nejprve prošly samostatné části: vakuový, kryo a vibrační test, kvůli nimž je nutné nejprve dokončit na míru vyvinutou testovací komoru. Celý projekt provázejí od počátku problémy a zásadní změny, pracuje na něm přes 1 000 lidí ze 17 zemí světa už více než 20 let; rozpočet projektu několikrát překročil stanovenou hranici a JWST má aktuální cenovku 8 miliard dolarů.
NASA kromě zpráv o vývoji JWST vypustila do světa také podrobnější informace o dalekohledu WFIRST (Wide-Field Infrared Survey Telescope), který má být dalším z nástupců HST a SST. Americký Kongres uvolnil finance na zahájení projektu a přístroj, jehož hlavním cílem bude rozsáhlá přehlídka vzdálených galaxií, by měl být hotov v polovině 20. let. Na projektu už se podle původních představ mělo pracovat, ale zdržel se mj. právě kvůli průtahům a prodražení JWST. Tentokrát se zdržení ukázalo jako prospěšné, neboť r. 2012 dostala NASA od bezpečnostních složek dvojici zrcadel o průměru 2,4 m, původně určených pro špionážní družice. Rozměr zrcadel je větší, než měla mít původní verze WFIRST, ale přizpůsobení sondy většímu průměru zrcadel nevyžaduje vyšší náklady, než by stála výroba nového primárního zrcadla – sonda tak díky zdržení bude mít větší sběrnou plochu a citlivost.
Největší astronomickou záhadu posledních let, rychlé radiové záblesky (Fast Radio Bursts, FRB), se zvolna daří rozplétat víc a víc. V archivu radioteleskopu z Green Bank (GBT) K. Masui aj. objevili záznam FRB110523, u něhož se poprvé podařil zjistit lineární polarizaci signálu (kruhová polarizace již byla detekována dříve). Autoři dle modelu rozložení mezihvězdné látky směrem ke zdroji odhadli vzdálenost zdroje odpovídající červenému posuvu z ≤ 0,5. Lineární polarizaci lze vysvětlit buď hustým oblakem látky se silným magnetickým polem v těsném okolí zdroje, nebo polohou zdroje v centrální oblasti mateřské galaxie. Protože se zároveň z jiných zdrojů zdá, že FRB jsou pravděpodobně dvojího druhu, autoři upozorňují, že FRB110523 pochází spíše od mladého hvězdného objektu než od splývající neutronové dvojhvězdy, které se typicky uvnitř hustých oblastí mezihvězdné látky nenacházejí. Kromě tohoto případu bylo v archivu GBT nalezeno dalších ≥ 6 000 záznamů FRB.
E. Keane aj. pomocí postupně budované sítě SKA (viz níže) zachytili FRB150418, ke kterému následně australská observatoř ATCA (Australia Telescope Compact Array) nalezla slabý rádiový dosvit, jenž po 6 dnech zmizel. Díky zpřesněné poloze autoři využili 8,2m dalekohled Subaru na Mauna Kea a nalezli slabou eliptickou galaxii s červeným posuvem z = (0,492 ± 0,008). Tato galaxie nevykazuje žádné známky tvorby hvězd, podle autorů se v tomto případě nejspíš jedná o druhý typ FRB, vyvolaný pravděpodobně kolizí dvou kompaktních objektů.
Do třetice FRB: L. Spitlerová aj. použili r. 2015 radioteleskop v Arecibu k následným pozorováním FRB121102 a zjistili, že záblesky se opakují; celkem v rozmezí asi 3 h zachytili dalších deset vzplanutí s dostatečně shodnou lokalizací na obloze. Ať je tedy příčina záblesku jakákoli, přinejmenším tento zdroj ji dokáže přežít. Záblesky se od sebe poněkud liší, což autoři přičítají fyzickým změnám prostředí kolem zdroje. Snaha pozorovat opakované záblesky FRB121102 observatoří v Parkesu byla neúspěšná, což je patrně způsobené nedostatečnou citlivostí tamější aparatury. P. Scholz aj. naopak ohlásili úspěšnou detekci další pětice záblesků pomocí GBT a potenciální rentgenový protějšek v archivu družice Swift (pravděpodobnost náhodné shody polohy je však vysoká). Na základě kombinace dat z různých zdrojů autoři odhadují, že za den na celé obloze zableskne ≥ 10 000 FRB.
R. Adam aj. publikovali zprávu o prvním „světle“ observatože MeerKAT (More of Karoo Array Telescope), která je předstupněm budované sítě SKA (Square Kilometer Array). MeerKAT zatím sestává z 16 antén o průměru 13,5 m. Antén bude nakonec 64 na ploše více než 17,5 tis. m2 a po dokončení celého pole se bude jednat o nejcitlivější radioteleskop na jižní polokouli a zároveň jednu ze tří hlavních základen systému SKA. Další části SKA měly být podle původního plánu budovány od r. 2018 a má se jednat jednak o 133 středněvlnných antén, umístěných stejně jako MeerKAT v Jižní Africe – tzv. SKA1, a pak o australský dlouhovlnný systém LFAA (Low-Frequency Aperture Array), který bude mít antén téměř 130 tisíc. Jako malá ukázka budoucích schopností může posloužit fakt, že MeerKAT v zorném poli prvního pozorování objevil více než 1 300 galaxií, zatímco před jeho spuštěním jich v daném poli bylo známo pouze 70. Celý systém by měl začít pracovat v r. 2020, SKA1 však vzbudil nevoli místních obyvatel kvůli velkým nárokům na prostor a vyvlastňování farem a další vývoj tak není zcela jasný; také slibovaný přínos místní ekonomice se v případě MeerKAT zatím příliš neprojevil.
Největší anténa světa radioteleskopu FAST (Five-hundred metre Aperture Spherical Telescope) vybudována v Číně poblíž vesnice Jinke (26° s. š.; 107° v. d.) zahájila 25. září 2016 testovací provoz. Anténa se skládá ze 4 450 panelů a funguje na principu aktivní optiky. Projekt stál 180 mil. dolarů a jeho hlavními pozorovacími cíli budou pulsary, molekulární mračna, FRB a pravděpodobně také pátrání po mimozemské inteligenci. Systém teleskopu je poměrně složitý a očekává se zhruba tříletá fáze ladění a vychytávání problémů.
Průzkumný projekt LISA Pathfinder, jehož hlavním úkolem je ověřit koncept pro projekt pozorování gravitačních vln z černých veleděr eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna; ESA), zahájil v březnu 2016 testovací provoz. Sonda obíhající kolem bodu L1 má pracovat šest měsíců. Jádro sondy sestává ze dvou krychlí ze slitiny zlata a platiny o hraně 46 mm, umístěných ve dvou vakuových komorách ve vzdálenosti 380 mm od sebe. Hlavním cílem je prověřit, že je možné změřit změny vzdálenosti krychlí s přesností ≤ 10 pm (pikometr = 10-12 m), doplňkovým programem je testování mikroakcelerometrů a orientačních trysek s nepatrným výkonem.
E. Barrelet zveřejnil velmi neobvyklou metodu kalibrace optického systému velkých dalekohledů, která využívá důmyslného propojení řízeného zdroje světla s vyčítáním elektronického signálu z detektoru dalekohledu. Autor na příkladu dalekohledu CFHT (Canada France Hawaii Telescope) a kamery MegaCam a LED zdroje světla SNDICE (SuperNova Direct Illumination Calibration Experiment) ukázal, že díky analýzám vlnoploch, statistickým výpočtům a optimalizacím elektroniky detektorů je možné zvýšit citlivost dané soustavy až o dva řády bez nutnosti zasahovat do optiky nebo mechaniky teleskopu. Metoda díky statistickým přístupům zohledňuje drobné vady zrcadel, charakteristický šum jednotlivých prvků elektroniky a dokonce i efekty zbytkového světla v prostoru primárního zrcadla. Jednou vypočtené „kalibrace“ je navíc možné používat poměrně dlouhou dobu, samozřejmě pokud se nemění konfigurace optického systému.
John BEKENSTEIN (*1947; termodynamika černých děr); André BRAHIC (*1942; planety a jejich prstence); James CRONIN (*1931; astročásticová fyzika; Nobel 1980); Klim ČURJUMOV (*1937; komety); Rodney DAVIS (*1930; radioastronomie); Pietro GIANNONE (*1937; stelární astrofyzika); Ichiro HASEGAWA (*1928; meziplanetární látka); Michael JURA (*1947; interstelární látka a astrobiologie); Georgij KARSKÝ (*1932; kosmická geodézie); Ladislav KOŠINÁR (*1929; hvězdárna Sobotište); Sir Harry KROTO (*1939; fullereny v kosmu); A. G. Davis PHILIP (*1924; stelární astrofyzika a stavba galaxií); Teodor PINTÉR (*1947; sluneční fyzika); Nina POLOSUCHINA-ČUVAJEVA (*1931; stelární astrofyzika); Jaroslav RAJCHL (*1931; meteorická astronomie); Mercedes RICHARDSOVÁ (*1955; těsné dvojhvězdy); Elizabeth ROEMEROVÁ (*1929; komety a planetky); Antonín RÜKL (*1932; astronomická kartografie); Lutz SCHMADEL (*1942; planetky; historie astronomie); Roberto SISTERÓ (*1939; výzkum hvězd a galaxií; kosmologie); Jean-Louis STEINBERG (*1922 (přežil holocaust); radioastronomie a kosmonautika); Ewen Whitaker (*1923 (tajný podíl na invazi 1944); výzkum Měsíce, podíl na projektu Apollo).
Mezinárodní ceny
Immo APPENZELLER (m. Karla Schwarzschilda; Astronomische Gesellschaft; vývoj hvězd a astronomická technika); John BARROW (Zlatá m. RAS: kosmologie; >500 prací); Anthony BELL (Eddingtonova m. RAS: astrofyzikální urychlovače částic); Ronald DREVER + Kip THORNE + Rainer WEISS + LIGO tým [1015 osob – 2,5 tis. $/os. ]: (Gruberova c. + Special Breakthrough c. + Shawova c. + Kavliho c.; gravitační vlny); Andrew FABIAN (m. Bruceové ASP; >1 tis. prací; obecná astrofyzika); Roy KERR + Roger BLANDFORD (Crafoordova c.: rotující černé díry).
Domácí ocenění
Zdeněk MIKULÁŠEK (Nušlova c.; stelární astronomie); Zdeněk STUCHLÍK (Kopalova přednáška; relativistická astrofyzika); Alena a Petr HADRAVOVI (Littera astronomica; překlady klasiků); Martin MAŠEK (c. Jindřicha Šilhána; proměnné hvězdy); Pavel PROKOP (c. Jindřicha Zemana; astrofotografie); Michal ŠVANDA (c. AV a nadace Neuron: popularizace); Michal ŠVANDA (c. Akademie věd ČR za popularizaci vědy).
Mezinárodní astronomické olympiády
21. IAO (Mezinárodní astronomická olympiáda; Pamporovo, Bulharsko; 16 států):
Jindřich JELÍNEK (II. pořadí; Olomouc);
Martin SCHMIED a Martin ORSÁG (III. pořadí; Vyškov);
10. IOAA (Mezinárodní olympiáda v astronomii a astrofyzice; 47 států) Bhubaneswar, Indie):
Josef LIPTÁK (3. místo; Banská Bystrica);
Jindřich JELÍNEK (9. místo; Olomouc) – oba zlaté m.
Martin OKÁNIK (48. místo; Banská Bystrica) – stříbrná m.;
Lukáš SUPIK (83; Třinec);
Jana SVRČKOVÁ (89. místo; Senica) – oba bronzová m.
I. Soszynski aj. zveřejnili katalog proměnných hvězd třídy RR Lyrae na základě mimořádně úspěšného polského projektu OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), jehož primárním cílem bylo získat údaje o gravitačních mikročočkách. V jeho rámci se opakovaně zobrazuje jak oblast výdutě naší Galaxie, tak také obě Magellanova mračna. Jelikož projekt uchovává již od r. 1992 data o všech změnách jasnosti hvězd v těchto polích, umožňuje vytvářet homogenní katalogy o různých typech proměnnosti hvězd až do vzdálenosti Malého Magellanova mračna. Nový katalog obsahuje údaje o více než 39 tis. hvězd RR Lyr ve Velkém a 6,4 tis. hvězd v Malém mračnu. Pro účely kalibrace vzdáleností jsou přidány také údaje o proměnných hvězdách tohoto typu v popředí. Katalog pomůže kalibrovat přesné vzdálenosti ostatních trpasličích galaxií v okolí naší Mléčné dráhy, protože hvězd třídy RR Lyr je daleko více než cefeid, jenže pro nižší zářivý výkon oproti cefeidám se hodí k přesné kalibraci vzdáleností soustav jen v lokálním okolí Galaxie.
Podobně M. Pavlak aj. využili projektu OGLE k sestavení katalogu zákrytových dvojhvězd v obou Magellanových mračnech. Katalog obsahuje údaje o 40 tis. zákrytových dvojhvězdách ve Velkém a dalších 8,4 tis. takových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu, z toho přes 16 tis. případů přibylo oproti předešlým katalogům. Katalog je téměř kompletní do 19,6 mag, přičemž rozsah jasností pokrývá interval 13,0 ÷ 20,4 mag. Úhlová plocha, kterou zabírají Magellanova mračna je ovšem úctyhodná: 650 □°.
Týž projekt OGLE využili I. Soszynski aj. také k sestavení katalogu více než 450 tis. zákrytových dvojhvězd opakovaně sledovaných ve výduti naší Galaxie ve fotometrických pásmech I a V. Tento program se postupně vylepšoval. Na observatoři Las Campanas v Chile nyní pracuje 1,3m Varšavský teleskop, který od r. 1997 do r. 2000 sledoval opakovaně 30 mil. hvězd na ploše 11 □°; v letech 2001-2009 se však plocha zvětšila na 69 □° (200 mil. hvězd) a od r. 2010 už na 182 □° (400 mil. hvězd).
Podobně významný je i katalog zákrytových dvojhvězd zveřejněný týmem B. Kirka, jenž obsahuje mimořádně přesné údaje o světelných křivkách zákrytových dvojhvězd v základním poli družice Kepler, tj. v souhvězdích Cyg, Lyr a Dra na úhlové ploše 105 □°. V katalogu se nacházejí i speciální případy trojhvězd, soustav, v nichž hloubka minim kolísá s časem, ale též soustavy, v nichž za celou dobu měření došlo jen k jednomu zeslabení jasnosti zkoumané hvězdy. Katalog obsahuje údaje o téměř 2,9 tis. zákrytových soustav, což představuje 1,3 % všech bodových objektů v zorném poli družice.
D. Armstrong aj. využili metody strojového učení ke klasifikaci proměnných hvězd včetně zákrytových dvojhvězd pro pokračování projektu Kepler-2, kdy se družice v intervalech několika desítek dnů posouvala podél ekliptiky. Využili několika trénovacích souborů k příslušnému učení a pak už metodu použili naostro pro prvních 5 polí podél ekliptiky. Rozlišili tak přes 150 proměnných třídy RR Lyr, téměř 380 pulsujících hvězd typu δ Sct a přes 130 pulsátorů typu γ Dor. Dále rozpoznali 183 oddělených a 290 polodotykových a kontaktních zákrytových dvojhvězd. Jako obří třešeň na dortu rozpoznali dalších téměř 9,4 tis. proměnných, které mají na svém povrchu tmavé skvrny.
Jak uvedl autor objevu P. Cagaš, čeští astronomové spolupracující s velmi aktivní skupinou amatérů objevili v r. 2016 již 1000. českou proměnnou hvězdu v naší Galaxii. Jde o objekt V0729 Aql, což je zákrytová dvojhvězda typu Algol s oběžnou periodou složek 11,5 h. Dostala také domácí označení CzeV1000.
B. Whitmore aj. připravili 1. verzi doslova královského katalogu pozorování všech objektů, jež za čtvrt století vykonal Hubbleův kosmický dalekohled (HST). V tomto superkatalogu jsou zahrnuta všechna měření vykonaná aparaturami WFPC2, ACS/WFC, WFC3/UVIS, a WFC3/IR. Úhrnem jde přibližně o 80 mil. záznamů 30 mil. rozličných objektů, přičemž měření probíhala pomocí 112 různých kombinacích detektorů a filtrů! HST za tu dobu pořídil asi 160 tis. expozic. Jasnosti objektů v katalogu jsou přesné na ±0,1 mag, ale v mnoha případech dokonce na ±0,02 mag. Chyby v poloze nepřesahují 0,01", ale často klesají až na 0,002 3". Autoři se však vynasnaží tyto chyby v budoucích vydáních ještě snížit.
W. Williams aj. zveřejnili katalog rádiových zdrojů ve frekvenčních pásmech 130 ÷ 169 MHz (vlnové délky 1,8 ÷ 2,3 m) v zorném poli o plošné výměře 19 □° v souhvězdí Pastýře. Katalogová měření vykonali pomocí obří rádiové aparatury LOFAR (Low Frequency Array; 20 tis. stacionárních antén; 48 observatoří v Holandsku, Německu, Velké Británii, Francii, Švédsku, Irsku, Finsku a Polsku). Pointace zdrojů se uskutečňuje fázovými změnami jednotlivých antén. Katalog obsahuje téměř 6,3 tis. rádiových zdrojů s úhlovým rozlišením ~6" a citlivostí až 0,12 mJy ve svazku; o řád lepší, než tomu bylo u předešlých přehlídek. Katalog tak obsahuje i měření s hustotami rádiového toku <10 mJy. V katalogu jsou proto zastoupeny i galaxie s nízkým tempem vzniku hvězd, jakož i rádiově tiché galaxie s aktivními jádry),
P. Jenke aj. zahájili v r. 2010 hledání zdrojů GRB v cizích galaxiích pomocí celooblohového detektoru GBM na palubě družice Fermi. Katalog obsahuje údaje o téměř 1,1 tis. rentgenových vzplanutí pozorovaných během tříletého provozu družice; z toho 750 termonukleárních výbuchů, dále téměř 270 přechodných jevů způsobených akrecí materiálu na mateřskou černou díru, resp. rentgenovými impulsy, jakož i 65 neindukovaných záblesků záření gama. Odtud odhadli, že četnost těchto termonukleárních rentgenových výbuchů v pomyslné kouli se středem ve Slunci a průměrem 10 kpc dosahuje 1,4 výbuchů denně!
Dosud nejrozsáhlejší katalog všech rentgenových zdrojů na obloze (2RXS) publikovali T. Boller aj. I když katalog obsahuje údaje o 135 tis. zdrojů v energetickém pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV, je podle odhadu autorů asi 30 % zdrojů fiktivních. Když se však z katalogu vyloučí nejslabší zdroje, tak zbude 71 tis. zdrojů, ale jen 5 % z nich bude fiktivních.
Jak uvedli S. Rosen a jeho tým provozující družici XMM – Newton, pro vyhledávání nových zdrojů začali autoři používat speciální algoritmy, které mají co nejvíce snížit výskyt fiktivních zdrojů v rentgenových katalozích. Družice Newton je vůbec nejcitlivější družice pro rentgenový obor, která je v současné době stále v provozu. Má také široké zorné pole o průměru 0,5°. Nejnovější katalog 3XMM-DR5 obsahuje přes půl milionů záznamů pozorování téměř 400 tis. rentgenových zdrojů. Pro 133 tis. nejjasnějších zdrojů se podařilo zaznamenat jak jejich rentgenové světelné křivky, tak i rentgenová spektra. Je to vůbec nejrozsáhlejší katalog zdrojů v celé historii rentgenové astronomie. Obsahuje objekty jak z naší Sluneční soustavy, tak i z vnějšího vesmíru od naší Galaxie až po nejvzdálenější kvasary v hlubinách vesmíru.
Nejnovější výsledek družice Planck (ESA) publikoval tým autorů v časopise Astronomy & Astrophysics již 39. kolektivní studii o výsledcích dosud nejlepší družice, jež měřila intenzitu i polarizaci reliktního záření s rekordní přesností. V této práci autoři shromáždili údaje o vůbec nejvzdálenějších, a tedy i nejstarších zdrojích mikrovlnného záření Ve zmíněné práci autoři použili také výsledky, které už dříve získala infračervená družice IRAS (ESA). Katalog obsahuje údaje o submilimetrových astronomických zdrojích ve frekvenčním rozsahu 353 ÷ 857 GHz (vlnové délky 350 ÷ 850 μm) s úhlovým rozlišením 5ʹ. V seznamu zdrojů se nacházejí základní údaje o zářivém toku a vzdálenostech 2 151 objektů. Odtud pak vychází jejich gigantický zářivý výkon až >100 TLʘ!Generální ředitel Evropské jižní observatoře (ESO) T. de Zeeuw zveřejnil plány na dlouhodobý rozvoj této unikátní observatoře, která už svými současnými výsledky se stala vedoucím pozemním astronomickým pracovištěm. Zatímco vlastní dalekohledy na Paranalu stále pracují, technici a vědci plynule obměňují koncové přístroje a tím drží krok s rozvojem špičkové záznamové techniky. První generace koncových aparatur pro kvarteto 8,2m dalekohledů byla úplná v r. 2007. Tyto přístroje byly postupně nahrazovány druhou generací, která byla dokončena v r. 2014. Souběžně se rozvíjela adaptivní optika, která téměř úplně odstraňuje deformace obrazu kosmických objektů vinou neklidu atmosféry. Druhá generace lidarů pro adaptivní optiku začala pracovat již v r. 2013.
Jako první přístroj třetí generace kamer byl v r. 2016 uveden do chodu systém VLTI GRAVITY, jenž díky spřažení všech čtyř obřích dalekohledů dosahuje úhlového rozlišení až 10 úhlových mikrovteřin, (100krát lepšího než HST), a přitom mnohem levněji. Aparatura ESPRESSO (Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observation) umožní od r. 2019 měřit radiální rychlosti hvězd s přesností až ±0,1 m/s a pokryje jedinou expozicí spektrální pásmo 380 ÷ 788 nm.
Přístup Polska do ESO v r. 2014 pomohl zmírnit významnou ztrátu financí, které svého času přislíbila Brazílie, ale po mnohaletých odkladech ratifikace smlouvy s ESO jak ve vládě, tak v parlamentu to vzdala. Výstavba v optických i mechanických závodech ELT probíhá podle plánu, takže se patrně podaří dodržet plánované „první světlo“ v r. 2025.
V r. 2019 by měl být dokončen 4m sluneční teleskop D. K. Inouye na Havaji. V říjnu 2022 se plánuje zahájení provozu obřího 8,4m přehlídkového teleskopu LSST na hoře Cerro Pachón v Chile v nadmořské výšce 2,7 km (vzdušnou čarou 10 km jihovýchodně od observatoře CTIO na Cerro Tololo). Tato zařízení jsou silně podporováno státní americkou vědeckou nadací (NSF), ale ta chce současně ukončit nebo výrazně omezit podporu takových skvělých aparatur jakými jsou 305m radioteleskop v Arecibu a 100m radioteleskop na observatoři Green Bank v Západní Virginii, nebo optické teleskopy na státní observatoři Kitt Peak v Arizoně. Celkem má přízeň NSF ztratit 10 optických a rádiových teleskopů, které zatím jsou téměř nepostradatelné díky poloze v příznivých místech a kvalitě výsledků, které pořizují.
Na přelomu června a července 2014 se konala v Helsinkách mezinárodní konference o planetkách, kometách a meteorech, jejíž výsledky však byly publikovány až v r. 2016. Konference se mj. zabývala pokroky v pořizování spekter meteorů a bolidů a zdokonalování údajů o meteorických rojích pomocí nového radaru EISCAT_3D, jenž by měl zdokonalit sledování všech plazmových úkazů v zemské atmosféře. R. Rudawska a tým slovenských astronomů popsali modernizovaný pozorovací systém All-Sky Meteor Orbit System (AMOS-Spec), jenž umožní nejenom získávat spektra, ale i určovat souběžně atmosférickou dráhu meteoroidu a tím identifikovat, z kterého meziplanetárního objektu meteoroid pochází. Studium komet získalo pochopitelně velký impuls díky mimořádně úspěšné kosmické sondě Rosetta, jež zkoumala zblízka i z povrchu kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenková. Cenné údaje o kometách přináší také polarimetrie záření komet, jak ukázali E. Zubko aj. Autoři ukázali, že polarizace světla komet je nejvíce ovlivněna prachovými částicemi a podstatně méně plynem. Prachové částice vykazují vysoký stupeň heterogenity, takže je zřejmé, že jádra komet jsou slepena y velmi různorodého stavebního materiálu. Výzkum planetek těží ze skvělých pozorování těchto těles družicí Gaia. Její pozorování fotometrických fázových křivek zlepšuje taxonomii planetek díky zpřesnění údajů o albedu planetek, což pak zvyšuje přesnost určování jejích geometrických rozměrů.
Vědeckým ředitelem NASA byl jmenován Thomas Zurbruchen, jehož hlavním oborem je sluneční fyzika. Zurbruchen se však už podílel na kosmickém projektu studia Merkuru (sonda MESSENGER). Japonská kosmická agentura JAXA (Japan Aerospace eXploration Agency) reagovala na neúspěchy při vypuštění dvou rentgenovýzch družic a nešťastnou ztrátu pokročilé rentgenové družice ASTRO-H (Hitomi), jež po sérii chyb v řízení se roztočila na vysoké obrátky, které způsobily utržení obou slunečních panelů po pouhém měsíci měření na oběžné dráze kolem Země. Agentura změnila systém řízení a kontroly a slibuje vypuštění jednodušší rentgenové družice v r. 2021.
Redakce časopisu Nature uveřejnila koncem roku 2016 seznam 10 přírodovědců, kteří se v uplynulém roce mimořádně zviditelnili svými objevy. V této společnosti citovala také španělského astronoma G. Anglada-Escudé, jenž se svým týmem jako první prokázal, že kolem Proximy Centauri (Sp. M5.5 V) obíhá ve vzdálenosti 7,3 mil. km po kruhové dráze exoplaneta o hmotnosti 1,3 MZ v periodě 11 dnů. Šlo o výsledek perně zasloužený, protože autor a jeho tým sledovali změny radiální rychlosti hvězdy vůči pozorovateli po dobu 17 let. Hlavní autor vymyslel metodu, jak ze slabých a silně zašuměných dat vylovit správnou periodu oběhu a ostatní pak už byla rutina. Objev exoplanety u druhé nejbližší hvězdy hned po Slunci zvýšil naději, že většina hvězd je obklopena jednou či více exoplanetami, takže exoplanet je v Galaxii možná dvakrát více než hvězd.
V srpnu 2015 se konala v Tokiu 8. mezinárodní konference o kosmickém prachu. V. Kulkarni ukázal, že výskyt a složení prachu v různě starých galaxiích se pronikavě liší a umožňuje tak pochopit, jak výskyt prachu ovlivňuje celkový vývoj galaxií v čase. Jelikož třetím nejvíce zastoupeným prvkem ve vesmíru je kyslík (ovšem s velkým odstupem za vodíkem i héliem), jenž hraje významnou úlohu ve složení prachových částic; vyskytuje se zejména jako součást ledové námrazy na kondenzačních jádrech v okolí starých hvězd, ale i kolem supernov a v oblastech současné tvorby hvězd. G. Vidali aj. dokonce uskutečnili laboratorní experimenty, které ověřují reakce probíhající v rozličných fyzikálně-chemických podmínkách vesmírného prachu. Velmi zajímavé výsledky se týkají zpřesňování představ o roli prachu při vzniku planetárních soustav kolem nově vznikajících hvězd. Jak ukázali H. Kimura aj. dosavadní modelování podceňovalo lepící potenciál drobných částeček prachu až o dva řády. Velkou úlohu při slepování hrají žáruvzdorné částečky prachu, které překonávají hradby drcení materiálu při srážkách, a proto hrají klíčovou úlohu při tvorbě planetesimál v protoplanetárních discích.
Jak připomněla K. Korneiová, pokroky pozemské i kosmické astronomie vyžadují nové profese zejména u obřích dalekohledů, kde je třeba zaměstnávat specialisty – kvalifikované inženýry, pozorovatele a opraváře; observatoř ALMA potřebuje vysoce kvalifikované řidiče pro transportéry převážející rádiové paraboly a usazují je na přesně definované geodetické polohy na pláni o nadmořské výšce 5 km.. Podobně speciální je i výcvik pilotů pro stratosférickou observatoř SOFIA, jež se pohybuje v extrémních výškách pro dopravní letadla, má na boku trupu čtvercový otvor o hraně 3 metry, a musí se za různými astronomickými úkazy vydávat do zcela opuštěných koutů světa, kde chybějí řídící pozemní stanice.
Dávno předtím, než se začala diskuse o malých příležitostech pro vědeckou práci žen, sehrály americké ženy na přelomu 19. a 20. stol. nezastupitelnou roli v rozvoji astrofyziky. Ještě v 80. letech XIX. stol., kdy na hvězdárnách pracovali počtáři, tak to byli jedině muži. Ke genderové proměně přispěl rozhodující měrou ředitel Harvardovy observatoře E. Pickering, když získal finance od nadace Anny Palmerové-Draperové, vdovy po amatérském astronomovi a lékaři H. Draperovi. Draper totiž toužil po fotografickém katalogu hvězd, který by obsahoval nejenom jejich jasnosti, ale také spektra. Další velkou sumu 50 tis. dolarů získal Pickering od filantropky C. W. Bruceové právě na rozvoj astronomické fotometrie a spektroskopie. (Pacifická astronomická společnost uděluje dosud každoročně prestižní astronomickou cenu C. Bruceové.) Pickeringovi pomohla kuriózní náhoda, když zaměstnal jako služku ve své domácnosti těhotnou skotskou učitelku Williaminu Flemingovou, kterou opustil manžel. Brzy si povšiml, že jde o mimořádně nadanou ženu, takže ji v r. 1881 zaměstnal na observatoři jako první počtářku (= computer). Flemingová objevila na snímcích pořizovaných na Harvardu přes 300 proměnných hvězd a v r. 1899 se stala první kurátorkou archivu fotografií hvězdárny. Společně s Pickeringem revidovali první pokusy o spektrální klasifikaci pomocí písmen od nejteplejších modrých hvězd až k nejchladnějším červeným hvězdám. V r. 1895 přijal Pickering jako dobrovolnici Henriettu Leavittovou. Byla absolventkou Radcliffovy koleje v americkém Cambridge a v r. 1903 získala na observatoř placené místo. Během pěti následujících let měřila jasnosti cefeid na snímcích Velkého Magellanova mračna a odvodila tak vztah mezi jejich zářivým výkonem a délkou periody proměnnosti. To byl rozhodující krok k určování velkých vzdáleností ve vesmíru, když se podařilo kalibrovat vztah Leavittové pomocí cefeid z naší Galaxie v době, kdy ředitelem observatoře se stal H. Shapley. Rok po Leavittové nastoupila mezi počtářky Annie J. Cannonová, absolventka Wellesleyovy ženské koleje. (Tehdejší ženské koleje v USA dávaly studentkám možnost absolvovat pouze bakalářské studium.) Cannonová se zasloužila o výrazné zlepšení klasifikace hvězdných spekter, tak jak je známe z dosud velmi populárního katalogu Henryho Drapera (HD). Byla to velmi namáhavá práce a Cannonová ji zvládla rychlostí klasifikace tří hvězd za minutu! Díky ní máme základy přehlídek oblohy, které slouží pokroku astronomie i ve 21. století.
V r. 1923 nastoupila k Shapleyovi britská stipendistka Cecilia Payneová a v r. 1925 obhájila na Harvardu jako první žena doktorskou disertaci: Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars. Jako první astrofyzička prokázala, že Slunce není ze železa, jak o tom zdánlivě svědčil bohatý výskyt čar železa ve slunečním spektru, ale převážně z vodíku, a na druhém místě z hélia. Na všechny další prvky ve Slunci připadají jen 2 % jeho celkové hmotnosti. Významný americký astronom Otto Struve prohlásil, že šlo o nejdůležitější disertaci v celých dějinách astronomie. Navzdory tomu se až v r. 1956 jako C. Payneová-Gaposhkinová stala vůbec první profesorkou na Harvardu a později i šéfkou katedry astronomie. Nicméně už v r. 1943 byla zvolena členkou Americké akademie věd a umění.
Mimochodem, švédský matematik G. Mittag-Lefler napsal v r. 1925 Shapleyovi, že hodlá navrhnout Leavittovou na Nobelovu cenu, ale od něho se dozvěděl, že Leavittová zemřela na konci r. 1921 ve věku 53 let... Poslední velkou genderovou nespravedlnost způsobil Nobelův komitét v r. 1974, když Nobelovu cenu za fyziku neudělil objevitelce Jocelyn Bellové, ale jen jejímu školiteli A. Hewishovi.
Observatoř Harvardovy koleje uchovává dodnes největší sbírku asi půl milionu přehlídkových astronomických fotografií oblohy na skleněných deskách. Systematická přehlídka začala v r. 1885 a pokračovala na severní i jižní polokouli, byť s přestávkami, až do r. 1990. Po celou dobu se právě astronomky staraly o jejich pečlivou úschovu i využití. Skleněné fotografické desky vykazují neobyčejnou trvanlivost při šetrném opatrování, a není divu, že po vynálezu optických skenerů vznikla myšlenka tuto sbírku digitalizovat, čímž by se stala nesmrtelnou. Skenování se věnují dobrovolníci pod vedením J. Grindlaye, ale pohroma přišla z nečekané strany. V lednu 2016 praskla na observatoři vodovodní trubka o průměru 0,2 m a voda zaplavila suterén včetně 4 nejnižších polic s fotografickými deskami. Dobrovolníkům se podařilo zachránit před zatopením 12 % dosud neskenovaných desek, ale 61 tis. desek muselo být uloženo do mrazicích pultů. Digitalizace se protáhne, protože za oběť záplavě padl i drahý profesionální skener a počítače. Dosud byla digitalizována třetina fotografického materiálu; vodovodní havárie protáhne celou akci o několik let.
M. Ossendrijver nalezl při čtení babylonských klínopisných tabulek důkazy, že ji v polovině třetího století př. n. l. dokázali babylónští astronomové měřit změny poloh Jupiteru, který byl pro ně nejvyšším bohem. Dosud se soudilo, že takové výpočty se poprvé uskutečnily v Oxfordu až koncem 14. stol. Svědčí to o matematické i astronomické vyspělosti tehdejších astronomů.
V r. 1987 publikovali P. Bak aj. pozoruhodný článek „Samočinně organizovaná kritikalita“, jenž se týkal nového přístupu k problémům statistické mechaniky a teorie kondenzované látky. Článek však našel o čtyři roky později odezvu v časopise Astrophysical J. Letters 380 (1991), L89 pod titulem „Laviny a rozložení slunečních erupcí“, který napsali E. T. Lu a R. Hamilton. Postupně se nový koncept (SOC) začal rozšiřovat do dalších astrofyzikálních disciplín potýkajících se s vysokou komplexností astrofyzikálních jevů, zejména v erupcích na hvězdách, magnetosférických minibouřích, radiačních pásech kolem planet, jevech uvnitř heliosféry, výskytu kráterů na Měsíci, planetách, planetkách i kometách, proměnách Saturnových prstenců i v pásu planetek a transneptunských objektů, skocích v rotačních periodách pulsarů, v opakovačích měkkého rentgenového záření, kolísání zářivého výkonu blazarů, změnách jasnosti v akrečních discích černých děr i v kolísání toku kosmického záření. M. Aschwaden aj., A. Sharma aj. a T. McAtter aj. uvedli podrobné příklady, kdy se nový koncept v astrofyzice výrazně osvědčil, ale také někdy narazil na meze své použitelnosti. Jde však nesporně o učebnicový příklad obohacování vědeckého poznání výpůjčkami ze zdánlivě odlehlých oborů přírodních věd.
Profesionální astronomové by si zřejmě přáli, aby všechny publikované vědecké práce byly přístupné celé komunitě co nejrychleji a bez vysokých finančních nákladů. Pokud mateřská pracoviště nepředplácejí prestižní časopisy v oboru za těžké peníze, lze si důležitý vědecký článek koupit individuálně za neúměrně vysoké částky. Situaci ovšem významně zlepšil projekt, jenž započali J. Cohnová a P. Ginsparg v srpnu 1991 pod hlavičkou Státní laboratoře v Los Alamos (LANL), jež měla dostatečnou kapacitu pro uchovávání vědeckých článků psaných v textovém procesoru TeX, resp. později LaTeX. Původní doména úložiště měla adresu xxx.lanl.gov. Na tuto adresu začali astronomové posílat své rukopisy ve chvíli, kdy je současně posílali k recenznímu řízení do standardních tištěných vědeckých časopisů. Obava, že se tak autoři vyhnou recenznímu řízení, se kupodivu nepotvrdila; Ginsparg a jeho tým prováděli předběžnou kontrolu pečlivě a velmi levně: náklady na zařazení vědeckých článků do databáze se pohybují kolem 10 dolarů. Vynálezce Ginsparg však narazil na ztrátu zájmu LANL o tuto rychle se rozrůstající službu, takže celý projekt přesunul v r. 2001 nejprve na vlastní adresu arXiv.org. V současné době provozuje tuto službu Cornellova univerzita v Ithace (stát New York). V posledních letech podporuje projekt roční částkou 826 tis. dolarů; další finance přicházejí od Simonsovy nadace. K tomu lze připočíst ještě dobrovolné příspěvky vědeckých institucí, jejichž pracovníci této skvělé služby hojně využívají.
Jak uvedla E. Gibneyová v časopise Nature, na zádech této služby se chtějí svézt nové časopisy, které by vědecké články služby arXiv chtěly publikovat jako otevřené zdroje, tj. bez autorských i předplatitelských poplatků. Koncem r. 2016 přišel s takovou iniciativou britský astrofyzik Peter Coles, který se dokonce domnívá, že takové otevřené časopisy by mohly mít i jiné vědecké obory. Není však jisté, zda se tato iniciativa ujme. Současná prezidentka Mezinárodní astronomické unie E. van Dishoecková hájí dosavadní stav, kdy existuje snad jen půl tuctu vynikajících astronomických vědeckých časopisů s kvalitním recenzním řízením, jež zveřejňují solidní výsledky za odpovídající peníze, ale obvykle rok po publikaci je vydavatelé zpřístupňují všem zájemcům zdarma. Důraz na spolehlivost prací má podle jejího názoru přednost, a to mohou zajistit jen renomované časopisy s armádou kompetentních externích recenzentů.
Nejčtenější světový časopis pro astronomy – amatéry vychází v USA jako měsíčník pod jménem Sky and Telescope. Jeho začátky jsou spojeny s iniciativou manžely Charlie a Helen Federerovými, kteří si pronajali v r. 1941 kumbálek v suterénu Harvard College Observatory v americkém Cambridge. Manželům se podařilo sloučit dva předešlé časopisy The Sky a The Telescope. Byl to zprvu opravdu rodinný podnik, do něhož manželé zapojili i své děti Barbaru a Tonyho. Děti dělaly korektury a lepily adresky na poštovní zásilky předplatitelům. Teprve v r. 1956 mohli Federerovi zakoupit pozemek poblíž městské skládky, ale už o tři roky později zakoupili tři budovy, v nichž časopis dodnes vzkvétá. Sky & Telescope odebírají předplatitelé ze všech kontinentů a naleznete jej i v odborných knihovnách profesionálních astronomických pracovišť. V prosinci 2016 již vyšlo číslo 902; měsíční interval vycházení nebylo nikdy přerušeno. Dnes jde o velmi zdatnou instituci, kterou lze americkým astronomům docela závidět.
Mezinárodní astronomická unie ve snaze zpopularizovat obor začala kodifikovat nebo nově navrhovat jména pro jasnější hvězdy a umožňuje i laické veřejnosti navrhovat jména pro exoplanety. Nejsem si jist, že se to všeobecně ujme.
J. Cleland polemizoval s názorem, že více nočního světla přispěje k pocitu bezpečnosti a snížení kriminality. Situace je opravdu vážná. Světelné znečištění oblohy stouplo od r. 1925 o dva řády, a od r. 1950 padesátkrát. Mezná hvězdná velikost se za posledních 8 let snížila o 0,6 mag. Americká námořní akademie zrušila v r. 2000 na své škole kursy astronomické navigace. Jenže v r. 2017 je obnovila, protože je poměrně snadné rušit nebo vyřadit systém GPS; k výpadkům může dojít i kvůli slunečním bouřím, kosmickému smetí anebo hackerskému útoku.
F. Falchi aj. uveřejnili v r. 2016 aktualizovaný atlas světelného znečištění na zeměkouli založený na pozorování družice obíhající po kruhové polární dráze ve výšce 800 km. Autoři zjistili, že 1/3 populace nevidí Mléčnou dráhu (v Evropě a USA tento podíl stoupá na 99 %) a 80 % lidí žije na místech s výrazným světelným znečištěním. Nejvyšší znečištění oblohy se vyskytuje v Singapuru, největší tma je v Čadu. Plošné znečištění je největší v Itálii a Jižní Koreji. Mezi průmyslově vyspělými státy jsou na tom zatím nejlépe Austrálie a Kanada. Bohužel přechod od sodíkových svítidel na bílé LED povede ke zdvojnásobení intenzity světelného znečištění v nejbližší budoucnosti.
Jak uvedl V. Štefl, tak první pokus o určení délky astronomické jednotky (au) najdeme u Kopernika, který soudil, že jsme od Slunce vzdáleni 7 mil. km a Saturn od Země 60 mil. km. Podstatně lépe si vedli G. D. Cassini a J. Richer, když využili velké opozice Marsu v září 1672. Dostali tak vzdálenost 138 mil. km, což už je řádově správně. Teprve pozorování přechodů Venuše přes sluneční disk v letech 1761 a 1769, která zpracoval v r. 1771 T. Hornby, dala hodnotu, která je už velmi blízká moderním měřením. Dnes lze změřit vzdálenost Slunce od Země s přesností ±10 m, ale astronomická jednotka je definována jako pevné číslo au = 149 597 870 700 m.
Jak ukázali P. Harmanec a. Prša, je při neustále se zvyšující přesnosti astronomických měření naprosto nutné, aby základní astronomické etalony byly definovány co nejpřesněji. Zabránilo by se tak chybným závěrům studií jen proto, že každý autor má svou vlastní oblíbenou sestavu astronomických konstant, jež často vybočují ze soustavy jednotek SI, a do hry pak vstupují ještě převodní faktory mezi astronomickými a univerzálními jednotkami. Poloměr Slunce je zatím definován číslem 695 700 km. Celkové průměrné ozáření Sluncem ve vzdálenosti 1 au činí (1 361 ±0,5) W/m2. Odtud pak vychází současný bolometrický zářivý výkon Slunce (3,8275 ±0,0014).1026 W a efektivní teplota sluneční fotosféry (5772,0 ±0,8) K.
P. Tyson ukázal, jak mocným dodavatelem údajů jsou astronomické přístroje jak na Zemi, tak v kosmickém prostoru. Sluneční družice Solar Dynamics Observatory předává na Zemi podrobná data o povrchu Slunce tempem 3 TB/d. Ještě vyšší tempo 15 TB/d docílí přehlídkový teleskop LSST po svém dokončení. To znamená, že během 10 let provozu budeme mít jenom z tohoto přístroje 50 PB primárních dat, a jejich zpracování zabere téměř 200 PB. To však je teprve začátek, protože obří radioastronomická soustava radioteleskopů SKA (Square Kilometer Array) v Austrálii a Jižní Africe bude produkovat ročně 4,6 EB dat!
M. Waldrop uvedl v týdeníku Nature, že se zřetelně přibližuje konec platnosti empirického Mooreova zákona, kdy počet čipů v jednotce plochy, popřípadě v objemu 3D, roste exponenciálně, a to už mnoho dekád. Hlavní problém představuje teplo vyzařované čipy: čím blíže jsou u sebe, tím více se přehřívají. Další problém představuje kvantově-mechanická komplexita výrobního procesu, která prudce zvyšuje množství zmetků. Proto se vkládají naděje do kvantových počítačů, které umožní pracovat mnohem efektivněji díky svému složení z quibitů, které mají více možností než pouhé nuly a jedničky.
Když se rozšířily smartphony, tak se dá leccos vyčíst z jejich využívání, například, jak dlouho lidé v různých zemích spí. To se pozná podle toho, že smartphone se během spánku (zatím) nepoužívá. Nejdéle spí Holanďané (8:05 h), nejméně obyvatelé Singapuru (7:23 h). Před 23. h usínají na Novém Zélandu, v Austrálii a v USA; nejpozději chodí spát Italové. Nejdříve se vstává v USA a Austrálii, nejpozději v Itálii, Španělsku a Spojených arabských emirátech (7:30 h).
V červenci 2016 skončil úspěšně pokus obletět zeměkouli v letadle Solar Impulse-2 bez paliva. Letadlo mělo rozpětí křídel 72 m a na nich celkem 17 tis. solárních panelů. Během předešlých 16 měsíců piloti B. Piccard a. Borschberg urazili vzdálenost 40 tis. km při 17 oddělených startech a přistáních. Nejdelší souvislý let v trvání 118 h uskutečnili mezi japonskou Nagoyou a Havají. V poslední etapě z Kahíry do Abu Dabi prodělalo letadlo doslova křest ohněm při turbulencích nad Saudskou pouští, ale bezpečně přistálo.
V plynule pokračujícím závodě o hledání největšího prvočísla dokázaly superpočítače dosáhnout v lednu 2016 nové mety: 274 207 281 -1. Napsáno konvenčním způsobem by mělo "pouhých" 23 249 425 cifer.
Čína se v posledních letech dostává v mnoha oborech vědy a techniky na světovou špičku (v r. 2000 měla Čína v sestavě 500 nejvýkonnějších superpočítačů právě jeden stroj). V r. 2016 dokončila stavbu nejrychlejšího superpočítače (Sunway TaihuLight) světa s výkonem 93 Petaflop/s. V první pětistovce má nyní Čína 167 strojů s kumulativní kapacitou 211 Pflop/s, kdežto USA 165 strojů s kumulativní kapacitou 173 Plop/s. Na Evropu připadá jen 105 soustav s úhrnnou kapacitou 115 Pflop/s. Čína nyní investuje do vědy a výzkumu více než celá EU a rychle dohání USA. Pětina vědeckých pracovníků světa žije a pracuje v Číně.
Pokud jde o celkovou podporu vědy, tak však vede Jižní Korea, která už v r. 2014 dala na vědu a výzkum 4,3 % HDP a tento podíl hodlá do r. 2017 dotáhnout na 5 %. Z toho hodlá během pěti let vydat na výzkum umělé inteligence v přepočtu 860 mil. dolarů. Tím odsunula na 2. místo Izrael, který stabilně věnuje na vědu a výzkum 4,1 %. Jak uvádějí komentátoři, velmi silným motivem pro intenzivní podporu vědy se stala porážka jihokorejského mistra světa Lee Sedola ve hře Go, která je pro počítače daleko složitější než šachy. Souboj mezi programem AlphaGo a Sedolem se odehrál ve dnech 10. - 16. března 2016 v Soulu. Hrálo se celkem 5 partií; Sedol vyhrál 4. partii a prohrál všechny ostatní. Již v lednu 2016 prohrál s týmž programem všech 5 partií evropský mistr Fan Hui.
Naproti tomu setrvale klesá podpora vědy v Rusku. Ruská vláda plánuje v nejbližších třech letech propustit asi 10 tis. badatelů, z toho poměrně nejvíce pracovníků Ruské akademie věd, takže Akademie zeštíhlí o 17 %.
Je téměř jisté, že rok 2016 bude mít v astronomické historii ojedinělou výsadu, protože se v jeho průběhu otevřelo nové fyzikální okno do vesmíru. Až do počátku XX. století se veškerá astronomie odehrávala ve vizuálním oboru spektra. Jenže v r. 1912 objevil Viktor Hess kosmické záření, což vlastně z větší části není elektromagnetické záření, nýbrž proud urychlených částic, zejména protonů a jader těžších prvků, čili jde o druhé rozpoznané pásmo. Od té doby se uzounká škvíra vizuálního elektromagnetického záření rozepnula na nevídanou šířku od rádiového záření až po paprsky gama. Poměr dnes pozorované nejkratší a nejdelší vlnové délky elektromagnetického záření dosáhl neuvěřitelné hodnoty jedna ke kvadrilionu. Ve 30. letech byla v kosmickém záření objevena antihmota v podobě pozitronu, takže částicová fyzika má svůj zrcadlový obraz, což znamená, že pásmo astročásticové fyziky je vlastně zdvojené. V r. 1987 se díky výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu podařilo zachytit v podzemních detektorech skoro dva tucty neutrin, velmi plachých částic s nepatrnou kladnou klidovou hmotností, která dokonce přiletěla o 3 h dříve, než jsme mohli pozorovat výbuch supernovy opticky. Vzápětí prokázal neutrina z termonukleárního protonově-protonového řetězce ve Slunci Raymond Davis. Nejnověji máme díky aparatuře IceCube i rekordně energetické neutrino z dalekého blazaru. K tomu teď přibylo pásmo gravitačních vln, a to hned ze dvou různých typů zdrojů.
Jak v září 2016 konstatoval A. Michaelian, astronomie XXI. století těží jednak ze zmíněných studií v několika fyzikálně velmi odlišných pásmech, ale též z toho, že automatické kombajny na zemi, pod zemí i v kosmu produkují obrovité spousty užitečných a vysoce přesných dat, k jejichž analýze se musí užívat strojové učení a prvky umělé inteligence. Astronomie se přitom stává velmi demokratickou vědou, jelikož obrovitá data jsou většinou ihned – anebo nanejvýš se zpožděním jednoho roku – přístupná komukoliv a tím se zmnožuje jejich využití. Naše Žeň je skromným pokusem přispět k tomu, aby se povědomí o platinovém věku soudobé astronomie dostalo ke každému, koho mohou oslovit tak početné převratné objevy. Přitom můžeme předem zaručit, že v dalších letech četnost překvapivých objevů stále poroste.
Dátum poslednej zmeny: 0+. júla 2019