ŽEŇ OBJEVŮ 2019 (LIV.) - DÍL F
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

8. Přístroje

8.1. Optické dalekohledy

Evropský projekt obřího dalekohledu ELT (Extremely Large Telescope) přes potíže způsobené koronavirem pokračuje v přípravách. Zemní práce na Cerro Armazones (2,8 km n. m.; 25° j. š.) byly ukončeny, probíhá betonování základů a hrubá stavba. Zároveň se pracuje na přístrojovém vybavení: sekundární M2, terciární M3 a kvartérní M4 zrcadla vyrábí německá firma Schott ze sklokeramického materiálu Zerodur. Optický systém ELT bude mít zrcadel pět. M2 bude po dokončení držitelem několika rekordů - s průměrem 4,25 m půjde o největší sekundární, největší vypuklé a nejvíc asférické velké zrcadlo; při tloušťce skla ~100 mm a vnitřním otvoru o ⌀ ~0,8 m činí rozdíl od kulového povrchu téměř 2 mm, a to při požadované přesnosti vybroušení ~1-2 nm. Hmotnost zrcadla je asi 3 t, jeho instalace 60 m nad podlahou kopule (!) bude vyžadovat konstrukci o hmotnosti ~12 t. Těleso zrcadla prošlo po vybroušení interferometrickou a rentgenovou kontrolou kvality a bylo posláno na pokovení. Zrcadlo M3 je duté a tvarově jednodušší - při průměru 3,9 m má vnitřní otvor velikosti jen 30 mm a odchylku od kulového tvaru ~30 µm. Tloušťka skla a celková hmotnost je srovnatelná s M2, ale výrobní postup není tak náročný. Výrobní přesnost nosných konstrukcí o rozměrech desítek m musí být ~0,1 mm, aby šestice pozičních aktuátorů byla schopna ustavit objímku každého zrcadla s přesností ≤ 1 µm. Skutečnou výzvu představuje zrcadlo M4, které bude největším adaptivním optickým prvkem všech dob - s průměrem 2,4 m se bude s frekvencí 1 kHz deformovat podle požadavků řídícího počítače na ≥ 5 tis. místech. Kruhové zrcadlo má šest segmentů, každý o tloušťce 1,95 mm s požadovanou přesností povrchu ≤ 14 nm; celkem je segmentů vyrobeno 12, v případě potřeby znovupokovení se celé zrcadlo vymění za rezervní a po obnově povrchu se samo stane rezervou. Zrcadla budou umístěna ve skořápce vyrobené z křemičito-uhlíkové keramiky, jež je pákovým strojem (podobným ramínkovému mechanismu automobilových stěračů) přichycena k nosné konstrukci, která bude otočná a bude umožňovat výběr Nasmythova ohniska. Všechna tři zrcadla a jejich nosné konstrukce vznikají ve spolupráci s francouzskými a italskými firmami Safran Reosc (broušení, pokovení), Mersec (keramika) a AdOptica (konstrukce, sesazení).

Americký projekt extrémního dalekohledu TMT (Thirty-Meter Telescope) dále provázejí problémy se zahájením prací. Přestože havajský Nejvyšší soud potvrdil platnost vydaného stavebního povolení, protestující občané zablokovali přístupovou cestu na observatoř na Mauna Kea. Přes opakované zatýkání demonstrantů místní policií se nepodařilo zajistit trvalý volný průjezd a na dobu více než 3 týdnů byla dokonce přerušena pozorování i na již existujících dalekohledech. Ačkoli podle průzkumu veřejného mínění 64 % obyvatel Havaje výstavbu TMT podporuje (připomeňme, že „výměnou“ za TMT má být 5 stávajících dalekohledů rozebráno a odvezeno z vrcholu sopky), protestující se stále hlasitě dožadují ukončení projektu. I uvnitř astronomické komunity se objevily hlasy, že požadavky místních a zejména domorodých obyvatel je třeba respektovat. 8. srpna 2019 proto vedoucí projektu oficiálně podal žádost o zahájení stavebního řízení na observatoři Roque de los Muchachos na La Palmě na Kanárských ostrovech. Přestože pozorovací podmínky na Kanárech nejsou tak výhodné jako na Havaji (a přes další potíže, jako jsou protesty Japonska, Číny a Indie - Havaj je pro ně zeměpisně blíž), je stále pravděpodobnější, že TMT nakonec bude stát právě na La Palmě.

J. Ratzloff aj. zveřejnili detailní popis optické soustavy Evryscope, která kombinuje běžně dostupné světelné objektivy Rokinon s 28,8 Mpx CCD detektory. Vtip je v tom, že objektivů (i CCD čipů) je 22 a jsou společně umístěné na jedné nosné konstrukci, připomínající provrtaný hříbek na štupování ponožek. Objektivy jsou namířené tak, aby zabíraly 8 150 □° při celkovém rozlišení 780 px; úhlové rozlišení je 13″/px, limitní jasnost činí 16 mag při 120s expozici a vyčítací doba celé „kamery“ je jen 4 s. Pozorovací strategie je zaměřit se na jedno velké pole a sledovat je soustavně po 2 h, pak se posunout na další pole, opět snímkovat 2 h a tak stále dokola - cílem je detekce krátkodobých změn jasnosti, míří tedy na přechodná zjasnění všech druhů, kataklyzmické události, přechody exoplanet a gravitační mikročočky apod. Při průměrném počtu 5 tis. snímků za noc už projekt nasbíral 250 TB dat, katalog zpracovaných pozorování za r. 2018 čítá 9,3 mil. objektů, z toho několik skutečně exotických trpasličích objektů ve dvojici s některým typem podtrpaslíka.

E. Jehin aj. publikovali zprávu o zahájení provozu projektu SPECULOOS (Search for Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars), což je čtveřice robotických 1m dalekohledů, umístěných na Cerro Paranal. Dalekohledy jsou konstrukce Ritchey-Chrétien se světelností f/2,8, vybavené 2k × 2k CCD, chlazených Peltierovými články na −100 °C. Každá kamera má zorné pole 12′ a pořídí během noci 250-1 000 snímků s expozicemi 10÷50 s, což představuje 4÷16 GB dat. Dalekohledy jsou autonomní, ale je též možné je vzdáleně řídit z univerzity v Liège (Belgie). Hlavním úkolem SPECULOOS je pravidelně pozorovat tisícovku nejmenších (≤ 0,15 R_⊙), nejbližších (≤ 40 pc) a nejjasnějších (K ≤ 12,5 mag) trpaslíků a málo hmotných hvězd a pátrat po změnách jejich jasnosti, ať už v důsledku dosud neznámých souputníků (což budou typicky exoplanety s potenciálně příjemnými podmínkami na povrchu), anebo fyzikálních procesů v jejich atmosférách. Nalezené proměnné objekty budou vhodnými cíli pro JWST a ELT. Chystá se několik identických dvojčat na severní polokouli (Tenerife, Kanáry + San Pedro Mártir, Mexiko) a také zapojení dvou 0,6m dalekohledů projektu TRAPPIST (La Silla, Chile + Oukaïmeden, Maroko), které by měly na pozorování spolupracovat po dobu 10 r.

A. Mooreová a M. Kasliwal představili projekt Gattini-IR, malý přehlídkový širokoúhlý dalekohled, určený pro pozorování v IR oboru spektra. Dalekohled je umístěn na observatoři na Palomaru, optika a detektor jsou umístěny v Dewarově nádobě chlazené tekutým dusíkem, která zároveň tvoří tubus dalekohledu. Dalekohled má při průměru 0,3 m a f/1,44 zorné pole 25 □°; detektor je optimalizovaný na fotometrický filtr J (1,25 µm), rozlišení 2k × 2k při velikosti pixelu 18 µm a limitní magnituda při 30s expozici je ~16,4. Gattini-IR nasnímá každou noc ~15 tis. □°, po roce provozu se očekává, že napozorovaný katalog bude obsahovat asi 10 mil. objektů. Projekt je mj. přípravou pro větší přístroje - na Palomaru se připravuje robotický projekt WINTER (Wide-field Infrared Transient Explorer) o průměru 1 m se zorným polem 1 □°, v australském Siding Spring by měl začít pracovat projekt DREAMS (Dynamic REd All-sky Monitoring Survey) s průměrem 0,5 m a zorným polem 3,75 □°. Konečným cílem je plně automatická IR observatoř, která by pracovala na Antarktické náhorní plošině a sledovala by oblohu na vlnové délce 2,35 µm.

8.2. Pomocné optické přístroje

Na Národní observatoři na Kitt Peaku (KPNO, pohoří Quinlan, Arizona, USA; 2 km n. m.) se dokončuje vybavení Mayallova 4m dalekohledu (f/2,7 Ritchey-Chrétien, v provozu od II 1973) přístrojem DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), což je ohnisková deska pro automatizovanou spektroskopii s využitím optických vláken. Vedení světla z ohniskové roviny do spektrografu (resp. více spektrografů) optickými vlákny je osvědčený postup, jak pořídit kvalitní spektra mnoha zdrojů v zorném poli naráz. Zatímco standardní ohniskové desky se musí pro každé zvolené pozorovací pole připravovat předem, novátorský přístup DESI spočívá v zapojení 5 000 miniaturních robotických ramen, která dopraví začátek každého optického vlákna na správné místo v ohniskové rovině teprve ve chvíli, kdy se dalekohled ustaví na zvolených souřadnicích. Druhý konec optického vlákna vede do jednoho z 10 chlazených spektrografů. DESI zvládne rekonfiguraci všech 5 tis. optických vláken během několika minut a podle délky expozice umožní získat až 30 pozorování během jedné noci. Cílem chystané galaktické přehlídky je pozorování baryonových akustických oscilací raného vesmíru ve struktuře kosmické pavučiny a měření rychlosti rozpínání vesmíru v různých fázích jeho vývoje.

Vysoké úhlové rozlišení observatoře VLT v režimu interferometru (VLTI, efektivní ⌀ zrcadla ~130 m) a vlastnosti zobrazovače GRAVITY nesou dobré ovoce; nejlepším výsledkům bylo věnováno 4. číslo r. 2019 oběžníku ESO Messenger. Vybíráme několik příkladů: 1. První přímé pozorování rychle se pohybujícího horkého plynu v akrečním disku kvasaru 3C 273 - na vzdálenost 550 Mpc dosáhne přístroj rozlišení ≤ 1 pc; hmotnost černé veledíry v centru zmíněné Seyfertovy galaxie dosahuje ~3×10⁸ M_⊙ a z astrofyzikálního hlediska je zajímavý především poměr plynu a prachu v akrečním disku. 2. GRAVITY „dohlédne“ až do centra Mléčné dráhy - pozoruje Dopplerův posuv záření plynu a prachu v tlustém disku, měří relativistické efekty drah hvězd, obíhajících v těsné blízkosti středu Galaxie, a také umožňuje centrální černou veledíru zvážit (4×10⁶ M_⊙) a určit její vzdálenost (26 673 sv. r. = 8 177,99 pc). 3. Pohled dovnitř mlhoviny Homunkulus, v níž blízko kolem sebe obíhá dvojice velmi hmotných hvězd η Car. GRAVITY dokáže měřit pohyb místa, v němž se srážejí hvězdné větry obou složek; radiální složka rychlosti tohoto se mění od −693 km/s po +551 km/s. Dvojici pravděpodobně tvoří hvězdy s hmotnostmi ~100_⊙ a ~30 M_⊙ - v hustém a pomalejším hvězdném větru primáru vytváří rychlý řídký vítr sekundáru rázové vlny, které intenzivně září. VLTI se při pozorování v největší konfiguraci a za použití 35 spektrálních kanálů (!) dokáže dostat na úhlovou přesnost 1,75 mas, což u 2,3 kpc vzdálené η Car představuje ~4 au. 4. Přímé zobrazení exoplanet je díky velkým pozemským dalekohledům již nějakou dobu možné; GRAVITY jako první dokázal využít interferometrie k pořízení spektra planety HR 8799e. Při úhlovém rozlišení ~3 mas je možné planetu e v úhlové vzdálenosti 380 mas nejen dobře zobrazit, ale také odfiltrovat hvězdné IR spektrum a zobrazit absorpční pásy molekul CO. Planeta má povrchovou teplotu ~1 250 K, takže život na ní čekat nemůžeme. Jako ukázka schopností VLTI a GRAVITY je však první exoplanetární spektrum fascinující i tak. GRAVITY se dočkal prvního vylepšení v podobě jemnější „hřížky“ (kombinace hranolu a mřížky) spektrografu se 4 tis. vrypy, exoplanetárních spekter bychom tak měli získat víc a s větším rozlišením.

8.3. Radioteleskopy a radioobservatoře

Rychlé rádiové záblesky (fast radio bursts, FRB) již několik let zabírají podstatnou část Žně, věnovanou radioastronomii. Právem, neboť záhada stále trvá, ačkoli se postupně vyjasňují alespoň některé okolnosti. Přispívají k tomu i nové přístroje, jako je CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment, Okanagan Falls, Britská Kolumbie, Kanada). Jedná se o soustavu čtyř 100 m dlouhých „poloválců“ s parabolickým profilem, v jejichž ohniskové přímce je rozmístěno 1 024 rádiových přijímačů citlivých v rozsahu 400÷810 MHz. Analogový signál z detektorů se sampluje na frekvenci 800 MHz a posléze cestuje elektronikou vyvinutou ze součástek pro vysílače mobilní telefonie do výpočetního klastru, tvořeného tisícovkou grafických procesorů - datový tok ze všech čtyř antén činí 13,11 Tbps; celá soustava má příkon 250 kW. Tato zenitová observatoř během prvních několika týdnů testovacího provozu objevila několik desítek nových FRB, a to na frekvencích ≤ 700 MHz, což zatím nikdo jiný nedokázal. Rozdělení disperze jednotlivých záblesků naznačuje, že vznikají v prostředí s mnohem větším rádiovým rozptylem, než má mezihvězdné prostředí v Mléčné dráze. Mezi nově zjištěnými záblesky je také šest opakujících se záblesků zdroje FRB 180814, teprve druhého opakovače. Míra disperze signálu napovídá, že tento zdroj je přibližně v poloviční vzdálenosti než první pozorovaný opakovač FRB 121102. I u tohoto zábleskového zdroje CHIME naměřil signál klesající na frekvenci 600 MHz, dosud nejnižší zjištěnou; 34 ms trvající signál měl míru poklesu frekvence (−3,9 ±0,2) MHz/ms. A. Josephy aj. odhadují, že FRB 121102 zableskne v pásmu 400÷800 MHz jednou za 0,1÷10 d.

Pro FRB 121102 byl jako jediný ze záblesků r. 2017 nalezen optický protějšek - oblast intenzivní tvorby hvězd v trpasličí galaxii s červeným posuvem ~0,19. Pro neopakující se FRB se zatím nedařilo optické protějšky identifikovat. V. Ravi aj. oznámili, že se jim podařilo v místě záblesku FRB 190523 nalézt galaxii s červeným posuvem ~0,66 (d ~1,8 Gpc). Autoři použili prototyp radioobservatoře DSA-10 (Deep Synoptic Array 10, Owens Valley Radio Observatory, Kalifornie, USA), což je soustava 10 antén s ⌀ 4,5 m pracujících v pásmu 1,28÷1,53 GHz - v době identifikace polohy záblesku ještě ani nebyly všechny antény funkční. Observatoř testuje vybavení pro větší soustavu, která bude mít antén 110. Nalezená pravděpodobná mateřská galaxie záblesku FRB 190523 je asi tisíckrát hmotnější než v případě prvního blýskače a nevykazuje ve srovnání se zmíněnou trpasličí galaxií téměř žádnou aktivní tvorbu hvězd. Ve stejné době K. W. Bannister aj. publikovali identifikaci optického protějšku záblesku FRB 180924 asi 4 kpc od centra jasné galaxie s červeným posuvem ~0,32 (d ~1,27 Gpc) pomocí radioobservatoře ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder, Murchison Radio-astronomy Observatory, Západní Austrálie), což je soustava 36 antén o ⌀ 12 m pracujících jako interferometr s celkovou sběrnou plochou ~4 tis. m² v pásmu 1,32 GHz. ASKAP je v pilotním provozu a jedná se o ověřovací systém pro chystaný Square Kilometer Array (SKA; tisíce antén v Africe, miliony antén v Austrálii, předpokládaná cena 674 M€; v konsorciu 12 států - něco jako „CERN pro radioastronomii“).

V říjnu 2019 byl ukončen pilotní provoz radioobservatoře FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope, Kuej-Čou, Čína) a půlkilometrová anténa s aktivní optikou oficiálně zahájila vědeckou práci. Přechod je víceméně formální záležitost, observatoř má na kontě 50 objevených pulsarů, pozorování FRB, měření polarizace v relativistických výtryscích aktivních černých veleděr ad. Talíř zenitové parabolické antény o ⌀ 500 m se skládá z 4,5 tis. hliníkových panelů, kterými mohou 2 tis. aktuátorů pohybovat tak, aby anténa mířila jinam než do nadhlavníku; na lanech zavěšená kabina s přijímači se může nad anténou pohybovat ve výšce 140 m. Observatoř se může zaměřit na místo až 40° od svislice za cenu snížení efektivního průměru antény jen na ~200 m. Teoretický frekvenční rozsah observatoře je 0,07÷3 GHz, počáteční instalace umožňuje měření zatím jen v rozsahu 1,05÷1,45 GHz. Samotný projekt stál 180 M$, nepočítáme-li ~270 M$ na přesídlení původních obyvatel - observatoř stojí v krasovém údolí, jež bylo odtěžením vápence dotvarováno do potřebného profilu antény. Přes slibnou vědu na obzoru se projekt potýká s těžkostmi: do odloučené lokality je nesnadné získat technický i vědecký personál a projektanti také podcenili datovou a výpočetní náročnost velkého přístroje. Oba problémy se snad vyřeší vybudováním nového operačního střediska v hlavním městě provincie Kuej-jang.

8.4. Observatoře vysokých energií

V sobotu 13. července 2019 odstartovala z kosmodromu Bajkonur německo-ruská družice Spektr-RG (Spektrum-Röntgen-Gamma). Jak už název napovídá, jejím úkolem bude v Lagrangeově bodě L₂ (tj. v opozici se Sluncem) sledovat celou oblohu v rentgenové oblasti spektra (gamma v názvu zůstala z historických důvodů, což je poněkud matoucí). Družice nese na palubě dva dalekohledy - evropský EROSITA (Extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) a ruský ART-XC (Astronomical Roentgen Telescope - X-ray Concentrator). Optika obou přístrojů je typu „račí oko“, EROSITA má detektory citlivé pro energie 0,2÷10 keV s úhlovým rozlišením 15″ a zorným polem 1°, ART-XC má detektor pro energie 5÷30 keV s úhlovým rozlišením 45″ a zorným polem 30′; překryv obou detektorů je potřebný pro přesnou kalibraci pozorovaných dat. Počátky družice se datují až do r. 1990 (!), její vznik provázely v každé uplynulé dekádě snad všechny myslitelné problémy - od potíží s financováním, kompletního přepracování návrhu, nefunkční přístrojovou technikou až po opakované odklady startu. 17. října 2019 družice spatřila první světlo a základní mise bude trvat 4 roky.

V květnu 2019 proběhlo v Bologni sympozium věnované celoplanetární observatoři CTA (Cherenkov Telescope Array), což bude soustava 118 Čerenkovových atmosférických detektorů na dvou lokalitách - severní na La Palmě (Kanáry) a jižní na Paranalu (Chile). První dalekohled byl slavnostně inaugurován právě na La Palmě. Jednotlivé dalekohledy budou tří velikostí: malý s ⌀ 4,3 m (celkem 70 ks), střední o ⌀ 9,7 m nebo 11,5 m (celkem 40 ks) a velký o ⌀ 23 m (ty budou jen 4 na severu a 4 na jihu). Citlivost pro energie záření γ bude podle velikosti dalekohledu a typu detektoru sahat od 20 GeV po 300 TeV. Projektu se účastní 210 institucí z 31 zemí, Česko od r. 2015 reprezentuje Fyzikální ústav Akademie věd ČR a Univerzita Palackého v Olomouci. První sběr dat by měl začít v r. 2022, všechny dalekohledy by mělo být instalováno asi o 3 r. později.

8.5. Kosmické přístroje

T. Neubert aj. oznámili úspěšné zahájení provozu přístroje ASIM (Atmosphere-Space Interactions Monitor) na Mezinárodní kosmické stanici ISS. ASIM je instalován na evropské venkovní plošině Columbus a sestává z fotometrů a kamer pro vlnové délky 180÷250 nm, 337 nm a 777,4 nm a detektorů vysokých energií pro rozsah 15 keV až 20 MeV (tj. rentgenové i γ záření). Hlavním cílem projektu je sledování zemských atmosférických záblesků záření γ a dalších přechodných zjasnění - rudých skřítků, elfů, modrých záblesků, stratosférických výtrysků apod. Předpokládaná doba projektu je 3 r.

Kamery WFC3 (Wide Field Camera 3) a ACS (Advanced Camera for Surveys) na palubě HST zaznamenaly v lednu a únoru 2019 podivné chování, které palubní počítač v obou případech vyhodnotil jako hardwarovou chybu a přístroje vypnul. Ostatních pozorování se problém nijak nedotkl. Následná analýza odhalila, že v obou případech se ve skutečnosti jednalo o chybu softwarovou a po několika dnech testů byly oba přístroje opět uvedeny do provozu.

Po 7 letech činnosti došlo oběma družicím Van Allen Probes (VAP) palivo k orientaci solárních panelů vstříc Slunci - družici B v červenci, družici A v říjnu 2019. Hlavní cíl mise, tedy zjišťování kosmického počasí v okolí Van Allenových pásů, se podařilo naplnit vrchovatě. Plánovaná životnost družic byla jen 2 r, elektronika na palubě překvapivě vydržela v nehostinném radiační prostředí bez problémů. Satelity budou při průletech přízemím brzdit o vrchní atmosféru Země, až v ní nakonec kolem r. 2034 shoří. Zatím není jasné, jaké pokračování by mělo po VAP nastat - uvažuje se o soustavě družic na přechodových drahách ke geostacionární dráze.

Zabydlování blízkého vesmíru soustavami družic není v astronomické komunitě příliš populární téma. V listopadu 2019 odstartovala první šedesátka družic projektu Starlink, jehož cílem je vytvořit velesoustavu (angl. megaconstellation) družic, které pokryjí celý povrch zeměkoule rychlým internetovým signálem. Za projektem nestojí nikdo jiný než E. Musk, majitel kosmické firmy SpaceX (ta družice na oběžnou dráhu vynesla). V první fázi by mělo být družic v soustavě necelých 1,6 tis. ve výšce ~550 km nad povrchem, později přibude až 7,5 tis. satelitů ~340 km nad zemí. Během 10 let by družic v systému mělo být asi 12 tisíc. Starlink není jediný, podobné projekty chystají i firmu Boeing, Amazon a britský OneWeb; úhrnem by se mohlo jednat až o 50 tisíc nových družic. Takové množství způsobí problémy jednak pozemnímu řízení, ale panují i oprávněné obavy o nevratnou ztrátu čisté oblohy; zejména pro pozemské přehlídkové projekty představuje takový počet rychle přelétajících satelitů poškození pozorování až v desítkách procent případů. Starlink teprve po vypuštění prvních družic začal vyjednávat s vědeckou komunitou a hledat cesty, jak negativní dopady omezit - družice by pro začátek měly dostat černý nátěr a hledá se také vhodnější tvar, aby neodrážely parazitní světlo.

8.6. Přehlídky, astrometrie

V březnu 2018 začala vědecká pozorování přehlídkového dalekohledu Zwicky Transient Facility (ZTF, první světlo spatřil v listopadu 2017) a po roce provozu byly zveřejněny první výsledky. ZTF využívá dalekohled Samuela Oschina na kalifornské observatoři Palomar (California Institue of Technology, Mt. Palomar, San Diego, Kalifornie; 1 872 m n. m.); opticky jde o Schmidtovu komoru s průměrem 1,22 m a světelností f/2,5, vybavenou soustavou 16 CCD kamer (à 6k × 6k; celkem 605 Mpx), které pokrývají zornou plochu 47 □°. Soustava je schopná během hodiny nasnímat ~3750 □° oblohy s mezní magnitudou 20,4 při expozici 30 s a s průměrným časovým odstupem snímků ~15 s. Úhlové rozlišení činí 1″/px při velikosti pixelů 15 µm. Během prvního roku činnosti přehlídka objevila ~1 200 supernov, 50 blízkozemních planetek a vlastní dlouhoperiodickou kometu; v archivu se mj. nalezla pozorování mezihvězdné komety 2I/Borisov (viz část A letošní Žně) již z prosince 2018; v lednu 2019 také přehlídka objevila první planetku 2019 AQ₃ s celou dráhou uvnitř dráhy Venuše a oběžnou dobou jen 165 d. ZTF vygeneruje každou noc na 100 tis. alertů, tedy oznámení na podezřelé zjasnění. Systém je předzvěstí a přípravou pro velký přehlídkový dalekohled Very Rubinové (viz dále), který by měl takových alertů generovat až 10 mil. za noc - takové množství dat vyžaduje automatické zpracování, jehož vývoj je skutečným hlavním cílem ZTF. Projekt je pojmenován podle Fritze Zwickyho (1898-1974, narozen v Bulharsku švýcarskému otci a české matce, po studiích na ETH v Curychu odešel r. 1925 do USA), který před ≥ 70 lety navrhl využití 48palcového dalekohledu právě pro pravidelnou přehlídku severní oblohy.

Rádiová přehlídková observatoř LOFAR (LOw Frequency ARray), provozovaná holandským Ústavem pro radioastronomii, zveřejnila první datovou sadu pozorování severní oblohy v pásmu 120÷168 MHz. Katalog obsahuje 326 tis. zdrojů do svítivosti 0,35 mJy v oblasti 424 □° vysoké galaktické šířky. 70 % těchto zdrojů má identifikovaný optický protějšek, takže je možné z červeného posuvu určit vzdálenosti. Observatoř má 100 tis. antén rozmístěných v 50 hnízdech, která jsou optickými vlákny propojena s centrálním superpočítačem, jenž se stará o zpracování dat v reálném čase. Radioteleskopy se potýkají s ionosférickými turbulencemi (obdoba scintilace ve vizuální astronomii), které snižují úhlové rozlišení - první zpracování dat má proto přesnost jen 6″, ačkoli teoretická hranice observatoře činí až 0,5″. Pozorovaná rádiová emise vzniká především brzděním elektronů obíhajících kolem magnetických siločar v relativistických výtryscích černých veleděr; pozoruhodné je, že v rádiové oblasti spektra jsou tyto výtrysky pozorovatelné na větších vzdálenostech a po delší dobu než v krátkovlnné části spektra. Hlavním překvapením je, že téměř všechny hmotné galaxie v rádiové oblasti vykazují aktivitu svých centrálních veleděr. Druhým překvapením je, že slabé rádiové záření vydávají také galaktické kupy, které neinteragují se svým okolím - za emisi jsou v tomto případě zodpovědné nabité částice, urychlované mezigalaktickými magnetickými poli. Stejně jako v případě ZTF jde i u LOFARu také o přípravu na věci příští - LOFAR se má stát součástí celoplanetární radioobservatoře SKA; první zveřejněná sada dat pokrývá ≤ 2 % oblohy, i v tomto případě půjde o obří objemy dat.

Soustava 4 Čerenkovových dalekohledů VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System; à ⌀ 12 m, 350 šestiúhelníkových zrcadel) je určená k pozorování důsledků srážek energetických částic kosmického záření se zemskou atmosférou. W. Benbow aj. využili soustavu k pořízení netradiční minipřehlídky: zákrytů hvězd planetkami Sluneční soustavy. Zákryt hvězdy TYC 5517-227-1 planetkou (1165) Imprinetta (⌀ ~49 km, a = 3,12 au, e = 0,21, P = 5,52 r) odhalil, že hvězda má zdánlivou velikost 0,125 mas, což při vzdálenosti ~820 pc odpovídá asi 11 R_⊙; zákryt hvězdy TYC 278-748-1 planetkou (201) Penelope (68×87 km, a = 2,68 au, e = 0,18, P = 4,38 r) prozradil, že hvězda ve vzdálenosti ~215 pc má poloměr asi 2 R_⊙. Klíčem úspěchu k takovéto přehlídce je - kromě co nejpřesnějších předpovědí okamžiku zákrytu - vysoké časové rozlišení Čerenkovových detektorů. Zrcadla VERITAS jsou přes úctyhodný průměr primárního zrcadla pro vizuální astronomii nepoužitelná kvůli nedostatečně kvalitním povrchům, ovšem rychlost vyčítání obrazu při frekvencích 0,300÷2,5 kHz z nich činí vynikající nástroj pro určení světelné křivky zakrývané hvězdy. Autoři odhadují na základě současných přesností drah malých těles Sluneční soustavy a poloh hvězd z katalogů astrometrických družic, že pozemské dalekohledy s limitní magnitudou ~10 by měly být schopny změřit zákryt nějaké hvězdy některým malým tělesem přibližně 5× za rok.

K. Gordonová aj. využili k měření úhlového průměru hvězd interferometr CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy, 6× ⌀ 1 m, ) v kombinaci s detektorem PAVO (Precision Astronomical Visible Observations) a v další minipřehlídce určili průměry 6 obřích hvězd typu O. Pozorované úhlové průměry se pohybují v rozmezí 0,11÷0,55 mas, odvození skutečného poloměru závisí na přesnosti, s jakou známe vzdálenost hvězdy od nás, povrchové teplotě a dalších fyzikálních vlastnostech hvězdy; nejmenší z pozorované šestice se jeví 10 Lac s poloměrem (6,7 ±1,4) R_⊙ (vzdálenost ~566 pc), největší pak ɑ Cam s poloměrem (29,4 ±9,7) R_⊙ (d ~1 068 pc). U hvězdy ζ Oph se podařilo přímo pozorovat rotační zploštění s hodnotou 0,86. Povrchové teploty zpětně odvozené z vypočtených poloměrů a zářivých toků se zdají být o ~4 % větší než teploty odvozené z rozšíření spektrálních čar; zda za to mohou neviditelní souputníci sledovaných hvězd nebo zatím neznámé jevy v hvězdných atmosférách, není jasné.

V prosinci 2019 byl projekt LSST (Large Synoptic Survey Telescope) oficiálně přejmenován na Vera Rubin Observatory k poctě objevitelky působení skryté látky v rotačních křivkách galaxií (Vera Florence Cooper Rubin, 1928-2016). Tým projektu (Ž. Ivezić aj., 313 spoluautorů) zveřejnil ucelený souhrn stávajícího stavu a očekávaných přínosů. Observatoř je v dokončovací fázi a zahájení pravidelného provozu se očekává už v r. 2022. Primární zrcadlo má průměr 8,4 m, zorné pole ~3,5° bude zobrazovat 3,2 Gpx detektor složený z 189 CCD prvků. 15s expozice budou následovány pouze 5 s trvající přestávkou pro vyčtení a reorientaci dalekohledu; při chlazení na ~173 K by měl detektor poskytnout úhlové rozlišení lepší než 0,2″ a limitní magnitudu ~24,5 mag. Očekává se, že kamera pořídí ~1,3 PB dat (PB = 1 mil. GB) za rok, řídicí počítač bude mít výpočetní kapacitu 250 Tflops (10¹² operací v plovoucí čárce za sekundu; pro srovnání: moderní nadupaný počítač, na němž vzniká tento text, má kapacitu ~311 Gflops, tj. 800× menší) a operační úložiště prostor pro 100 PB dat. V průběhu 10 let práce by měla přehlídka pravidelně pozorovat plochu ~18 tis. □°, čemuž bude vyhrazeno ~90 % času. Zbývajících 10 % času bude přidělováno na základě ad hoc žádostí podle aktuálních událostí na obloze. Cílem je z ~32 bilionů jednotlivých pozorování vytvořit katalog, jenž bude čítat odhadem 40 miliard objektů.

M. Fossati aj. publikovali první výsledky spektroskopické přehlídky MUDF (MUSE Ultra Deep Field). MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) je zobrazovač v Nasmythově ohnisku 4. jednotky Yepun observatoře VLT (ESO, Paranal, Chile). Zařízení zvládne souběžně fotometrii i spektroskopii. V případě velmi hlubokého pole o rozměrech 1,5×1,2″ se autoři zaměřili na několik stovek galaxií, rozmístěných v sedmi skupinách s červeným posuvem 0,5 < z < 1,5. Protože se v zorném poli nacházejí také dva vzdálenější kvasary (z ~3,2, úhlové oddělení ~60″), je možné sledovat absorpci jejich světla v chladném mezigalaktickém plynu. Hmotnost halových složek pozorovaných galaxií se pohybuje v rozmezí 10¹¹÷10^~13,5 M_⊙. Plynu se v mezigalaktickém prostředí nachází výrazně více než u samostatných galaxií srovnatelně hmotných a pozorovaných ve srovnatelných vzdálenostech. Autoři předpokládají, že za to může gravitační interakce mezi galaxiemi, která jejich halové složky zbavuje chladného plynu. V dalších pracích se autoři chtějí díky kombinaci dat z HST zaměřit na přesné určení vzdáleností a hmotností jednotlivých galaxií v poli a určení jejich míry tvorby hvězd a vývojových vztahů ve skupinách.

V odstavci věnovaném přehlídkám oblohy nemůžeme pominout družici Gaia a průběžné zpracovávání jí získaných dat. Počet prací, zveřejněných alespoň částečně na základě jejích údajů v datových sadách DR1 a DR2, dosáhl v polovině roku 2019 hodnoty přes 25 tis. (!) a každým dnem stoupá. I v posledních několika Žních jsme zmínili mnoho desítek publikací, které vznikly díky datům družice Gaia; následujících několik odstavců představuje stručný výběr využití těchto dat, která se nevešla do jiných odstavců Žně letošní.

G. Casaliová aj. použili dostupnou spektroskopii katalogu DR2 k porovnání zastoupení jednotlivých chemických prvků vůči hvězdám otevřených hvězdokup s nezávisle určeným stářím z dat přehlídky APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment). Cílem bylo najít empirický vztah mezi poměrem uhlíku a dusíku a stářím hvězdy, který by bylo možné použít jako nástroj pro kalibraci dalších datových sad z jiných přehlídek. Autoři odvodili logaritmický vztah mezi poměrem C/N a věkem pro obří hvězdy v hvězdokupách, kde se následné použití na volných galaktických hvězdách ukázalo jako velice přesné měřítko stáří. Obří hvězdy Mléčné dráhy se dělí do dvou odlišných skupin podle příslušnosti k tenkému či tlustému disku Galaxie, přičemž starší hvězdy mají metalicitu spíše nízkou než vysokou. Přesnost odhadu věku pro obří hvězdy je srovnatelná s odvozením stáří trpasličích hvězd metodou fitování izochron (izochrona je křivka v H-R diagramu, zobrazující hvězdy stejného stáří a různých hmotností - málo hmotné hvězdy se během vývoje H-R diagramem pohybují pomalu, takže chyba odvození jejich věku je menší než u hmotných hvězd, které diagramem rychle proletí).

P. Kervella aj. použili astrometrická data sady DR2 a katalogu družice HIPPARCOS k analýze anomálií vlastního pohybu hvězd do vzdálenosti 50 pc od nás. Pokud se pohyb hvězdy po obloze odchyluje od vypočtené dráhy, může se jednat o příznak, že má neviděného průvodce, ať už jde o málo hmotnou hvězdu nebo exoplanetu, příp. více takových těles. Odchylky na úrovni 3σ (tří směrodatných odchylek předpokládaného normálního rozdělení) vykazuje ~30 % posuzovaných hvězd. Statistická odchylka ještě neznamená, že hvězda průvodce skutečně má; je to podmínka nutná, nikoli postačující. Autorům z výpočtů vychází nezávislé potvrzení, že hvězdy ε Eri, ε Ind, Ross 614 a β Pic mají souputníky známých hmotností, stejně jako že Proxima Cen je gravitačně vázaná k ɑ Cen. Co se týče souputníka Proximy, z výpočtů vychází limitní hmotnost exoplanety 0,1÷0,3 M_J ve vzdálenosti 1÷10 au, což odpovídá oběžné době 3÷100 r. Přesnost metody detekce tangenciální složky rychlosti vlastního pohybu statisticky vychází na zhruba 1 m/s/pc, hodí se tedy spíše pro souputníky hvězd s delšími oběžnými dobami v řádu stovek dní a více. Další datová sada DR3 přinese zpřesnění výpočtů a dosah do větších vzdáleností.

D. Jack porovnal data z DR2 s aktuálními katalogy dvojhvězd s určenými hodnotami radiálních rychlostí. Porovnání s katalogem trpasličích dvojhvězd spektrálních typů K-M, s katalogem RAVE (RAdial Velocity Experiment, Leibnizův astrofyzikální ústav, Potsdam) a Pulkovským katalogem dvojhvězd z družice HIPPARCOS přineslo 35 246 potenciálních spektroskopických dvojhvězd. Autor vždy posuzoval hodnoty družice Gaia proti intervalu trojnásobné chyby daného katalogu. 19 kandidátů vykazuje odchylky ≥ 5 km/s proti všem třem katalogům, jde tedy o největší podezřelé; právě probíhající následná pozorování potvrdí či vyloučí skrytou podvojnost.

Průběžné zpracování dat družice Gaia není zcela bez problémů. D. Boubert aj. se podívali na velmi rychlou hvězdu (HVS, hyper velocity star) Gaia DR2 5932173855446728064, která má podle měření družice radiální rychlost (−614,3 ±2,5) km/s, přičemž vlastní spektroskopií zjistili hodnotu jen (−56,5 ±5,3) km/s. Pokud by se jednalo o skutečnou změnu radiální rychlosti během krátkého času, a tedy projev skryté podvojnosti systému, musela by souputníkem hvězdy být černá díra střední hmotnosti ~3×10³ M_⊙. Autoři proto přišli s hypotézou, která vypadá pravděpodobněji - v těsné blízkosti ~4″ od zmíněné hvězdy se nachází jasnější a modřejší hvězda, jejíž světlo ve spektrometru družice Gaia při některých měřeních nejspíš zmátlo software na palubě družice. Autoři se podívali na 202 HVS z katalogu DR2 a ukázalo se, že takových potenciálních záměn může v katalogu být až 112 (jasná hvězda v úhlové vzdálenosti ≤ 6,4″). S. Xu aj. porovnali paralaxy z DR2 s hodnotami známými na základě pozemní radarové interferometrie v velkou základnou a odvodili průměrnou odchylku paralax družice Gaia na (−75 ±29) µas. Hodnota je sice v rozmezí udávaném samotným týmem Gaia (−100-0 µas), ale platí jen pro mladé hvězdy, pulsary a rádiové hvězdy - hvězdy asymptotické větve obrů přesnost výrazně kazí. To může být způsobeno fyzikálními procesy (obří hvězdy jsou obvykle proměnné a/nebo obklopené prachem či plynnou obálkou), ale může se jednat i o systematickou chybu měření Gaia. Je tedy třeba mít na paměti, že dosavadní výsledky jen na základě měření družice Gaia je bez nezávislých ověření nutné brát s rezervou; toto pravidlo ostatně platí ve vědě obecně a je dobré si ho pravidelně připomínat.

8.7. Katalogy, Atlasy, Databáze

P. Marrese aj. komentovali 2. vydání katalogu (DR 2) pozorování družice Gaia (ESA), jež bylo zveřejněno 25. 4. 2018 a následně vyvolalo obrovskou vlnu prací téměř ve všech oborech astronomie. I když jde o převratný nástroj pro kvalitativní zvýšení nástrojů pro špičkové práce v rozmanitých zlepšení astronomických údajů, hraje DR2 klíčovou roli díky úspěšnému propojení s mnoha pokročilými databázemi z přehlídek Pan-STARRS1, DR1, 2MASS, SDSS DR9, GSC 2.3, URAT0-1, allWISE, PPMXL, APASS DR9, a dokonce i pro menší katalogy HIPARCOS2, Tycho-2 a RAVE 5. Autoři vyvinuli řadu algoritmů, které umožňují jednotlivé katalogy propojit tak, že uživatelé mohou tento supersystém katalogů považovat za jedinou metadatabázi, což značně zvyšuje efektivitu práce a kvalitu výsledků specializovaných studií. Potřebné algoritmy jsou publikovány jako součást databáze DR2.

Kromě toho jsou publikovány další významné katalogy. J. Souchay aj. zveřejnili již 5. databázi LQAC-5 (Large Quasar Astrometric Catalogue). V nové databázi autoři přidali 149 tis. kvasarů z databáze DR14Q, identifikovaných v rámci projektu SDSS (Sloan Digital Sky Survey) pomocí 2,5m širokoúhlého (ø 3°) dalekohledu na observatoři Apache Point v Novém Mexiku (33° s. š.; 2,8 km n. m.). Podobný přehlídkový dalekohled o stejném průměru zrcadla pracuje na jižní obloze na observatoři Las Campanas v severním Chile (29° j. š.; 2,4 km n. m.). Výsledný katalog obsahuje téměř 593 tis. spektroskopicky identifikovaných kvasarů, čili o 34 % více než v předešlé 4. DR. Přes 67 % kvasarů v tomto katalogu bylo ztotožněno s kvasary v databázi DR2 družice Gaia.

A. Bonanos aj. se podjali velmi náročného úkolu vytěžit ze snímků pořizovaných HST údaje o proměnných hvězdách. Malé zorné pole HST nebylo určeno pro velké přehlídky oblohy, ale ostatní parametry teleskopu umožňovaly v principu objevit proměnné hvězdy jako vedlejší produkt opakovaného snímkování rozličných primárních cílů. Podkladem pro tento výzkum se stal veřejně přístupný katalog HSC (Hubble Source Catalog), jenž obsahuje uvolněné snímky kamer WFPC2, ACS a WFC3. Pro začátek procesu identifikace proměnných hvězd autoři využili všechny snímky, na nichž byly jednotlivé proměnné hvězdy zobrazeny alespoň 5×, většina <10×, ale některé z nich až 120×. Výsledkem je objev více než 84 tis. proměnných hvězd s jasností ve filtru V <27 mag. Autoři testovali na proměnnost celkem 3,7 mil. hvězd v katalogu HSC, takže jen 0,2 % z nich bylo dostatečně podezřelých z proměnnosti. Pro více než 11 tis. hvězd byla proměnnost potvrzena alespoň ve dvou spektrálních filtrech. Rozpětí časových stupnic pozorování začínalo pod 1 dnem, ale některé proměnné byly pozorovány opakovaně v časovém rozpětí až 15 let; 8 % pozorovaných proměnných mělo amplitudu změn jasností >1 mag. Vizuální kontrola na vzorcích pozorování ukázala, že přes 80 % pozorovaných objektů jsou opravdu proměnné hvězdy, méně než 20 % identifikací je falešných (splynutí dvou objektů, záznam částice kosmického záření a chybná kalibrace měření). Katalog HCV je tedy první homogenním katalogem proměnných hvězd s nejhlubší identifikací proměnných hvězd v naší Galaxii a nejbližších sousedních galaxiích; obsahuje však též údaje o proměnnosti center galaxií třídy AGN (aktivní galaktická jádra). Katalog je veřejně přístupný pomocí eHST (ESA Hubble Science Archive), ESAC (European Space Astronomy Centre) a MAST (Mikulski Archive for Space Telescope).

Pozoruhodný atlas oblačných atmosfér hnědých trpaslíků, planetárních průvodců a horkých Jupiterů publikovali E. Manjavacasová aj. na základě pozorování HST kamerou WFC 3 a kombinace grism („hřížky“ = mřížky a hranolu) G141, jež pokryly spektrální interval vlnových délek 1,10÷1,69 μm. V této blízké infračervené oblasti získali spektra objektů spektrálních tříd L4 až Y1. Osm zkoumaných objektů má hmotnosti těsně pod mezí pro hoření deuteria. Spektrální atlas obsahuje tepelnou emisi pro 76 hnědých trpaslíků a horkých jupiterů. Nejchladnější horké jupitery mají spektra velmi podobná spektra jako hnědí trpaslíci prostřední spektrální třídy L, zatímco nejvřelejší jupitery vykazují spektra podobná červeným trpaslíků třídy M.

M. Ajello s týmem publikovali katalog vysoce energetických záblesků gama (GRB), jež pozorovala družice Fermi pomocí kamery LAT (Large Area Telescope) během 10 let úspěšného provozu od 8. srpna 2008. Aparatura odhalila 91 GRB s energiemi jen 30÷100 MeV, ale 169 GRB s energiemi >100 MeV. Oproti předešlému pětiletému katalogu je současný katalog podstatně kvalitnější, protože se pozorování rozšířilo o dlouhé dosvity zejména u nejenergičtějších GRB, kde se pozorují dosvity dlouhé 1÷10 tis. sekund (17 min - 2 a ¾ h). Pro nejjasnější GRB lze určit i jejich vzdálenost, protože se dá změřit červený posuv, což pak dává možnost určovat průběh vzplanutí nejenom v souřadnicové soustavě pozorovatele, ale i v klidové soustavě GRB. Právě tato možnost ukázala, že chování všech pozorovaných GRB nelze vysvětlit jediným modelem.

Haoyu Fan aj. publikovali obsáhlý katalog difúzních interstelárních pásů s velmi vysokým poměrem signálu k šumu až 1 300 (!) pro pásy v okolí vlnové délky 640 nm; tj. v rozpětí 550÷700 nm. Pásy příslušejí molekulám H₂, CH+, CH a K I. Nový katalog APOCDIB (Apache Point Observatory Catalog of Optical Diffuse Interstellar Bands) obsahuje údaje o 559 difúzních interstelárních pásech.

A. Dey s týmem zkombinovali tři obecně přístupné přehlídky DECLS (Dark Energy Camera Legacy Survey), BASS (Beijing-Arizona Sky Survey) a MzLS (Mayall z-band Legacy Survey) do souhrnného katalogu DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) LIS (Legacy Imaging Surveys). Výsledný katalog pokrývá 14 000 □° a obsahuje pozorování z americké Národní observatoře Kitt Peak (Arizona; 31° s. š.; 2,1 km n. m.) a Interamerické observatoře Cerro Tololo (Chile; 30° j. š.; 2,2 km n. m.). Katalog obsahuje fotometrii ve třech optických filtrech (zelený, červený, 866 nm) a čtyřech filtrech družice WISE (3,4; 4,6; 12; 22 μm). Živý katalog obsahuje také potřebný software pro zobrazení požadovaných měření a počítá se s jeho aktualizací dvakrát ročně.

Yu Bai aj. zveřejnili algoritmus založený na strojovém učení pro měření efektivní teploty hvězd v databázi DR2 družice Gaia. Aplikace umožňuje získat teploty hvězd se střední chybou 191 K pro soubory ze čtyř přehlídek: LSAMOFST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope); SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration); APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment); RVE (Radial Velocity Extension). Zatímco samotná databáze DR2 družice Gaia pracovala s trénovací množinou 60 tis. hvězd, soubor zmíněných čtyř katalogů umožnil rozšířit trénovací množinu na 4 miliony hvězd. Díky tomuto rozšíření se podařilo určit se zmíněnou střední chybou efektivní teploty téměř 133 milionů hvězd v přehlídce DR2. Yaqian Wu aj. využili špičkového teleskopu LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope; ø 4m, zorné pole 5°; 4 tis. optických vláken; spektrální rozsah 370÷900 nm; mezní hvězdná velikost 20,5 ve filtru R; Xinglong, Čína; 40° s. š.; 960 m n. m.) k pořízení katalogu téměř 641 tis. větve červených obrů v disku Galaxie a jejich odlišení od shluku červených hvězd s nízkou hmotností, v jejichž nitru probíhá termonukleární reakce He na C. Využili strojového učení na trénovací množině a na tomto základě pak publikovali údaje o stáří a hmotnostech pro celý soubor v databázi DR4. Určení stáří jednotlivých hvězd má poměrně nízkou mediální přesnost 30 %; pouze pro poměry signál/šum >30 se zlepšuje na 10% chybu. Disperse ve výstřednosti oběžných drah těchto hvězd roste podle očekávání se stářím jednotlivých červených obrů a také jejich odklon od tenkého disku stoupá s věkem. Naopak vertikální moment hybnosti obrů klesá v intervalu stáří 2÷12 Gr tempem 50 kpc/km/s/Gr.

D. Shirley aj. zveřejnili katalog HELP (Herschel Extragalactic Legacy Project), jenž obsahuje 170 mil. extragalaktických objektů na úhlové ploše 1 270 □° zobrazených v rozsahu vlnových délek 0,36÷4,5 μm. Katalog vznikl jako průnik 51 veřejných přehlídek. V optické oblasti byla mezní hvězdná velikost pro širokopásmové filtry u 23,9; g 24,5; r 24,0; i 23,3; z 22,0 mag. Pozemní infračervená pozorování probíhala na UKIRT (UK Infrared Telescope; zrcadlo ø 3,8 m; Mauna Kea, Havaj; 20° s. š.; 4,2 km n. m.). V této poloze a nadmořské výšce lze pozorovat pásmo infračerveného záření až do vlnové délky 30 μm! Databáze DR1 představuje solidní kalibraci i pro údaje z přehlídky družice Herschel.

I. Romerová-Shawová aj. představili výpis ze současného katalogu gravitačních vln pro aparatury LIGO a Virgo. V katalogu jsou uvedeny případy splynutí párů hvězdných černých děr, jež vedou k vytvoření hmotnější černé díry, kdy ovšem její hmotnost není součtem hmotností obou složek, protože významnou část energie odnášejí gravitační vlny před splynutím. Hmotnosti obou složek páru, případná souosost jejich rotačních os a výstřednost drah před splynutím by svědčily o dávném zachycení obou složek. To se však u žádné dvojice nestalo, takže je téměř jisté, že dvě hvězdné černé díry obíhají před splynutím po kruhových dráhách. Ideální průzkum zachycování černých děr se bude týkat kulových hvězdokup, kde vyšší prostorová hustota hvězd dává větší možnosti splynutí dvou hvězdných černých děr, jejichž vzájemné zachycení pochází z faktu, že v kulových hvězdokupách dochází díky hustému výskytu hvězd alespoň občas k zachycení dvou hvězdných černých děr, jež budou kolem sebe obíhat po eliptických dráhách.

8.8. Časopisy, Sborníky

Ve čtvrtek 4. 11. 1869 vyšlo v Londýně první číslo vědeckého časopisu Nature. Byl to komerčně docela riskantní počin, protože nebylo jisté, zda poslání časopisu publikovat pravidelně každý týden nové poznatky v přírodních vědách bude dostatečně frekventované. Do té doby se vědecká komunikace provozovala jen nepravidelnými publikacemi různých vědeckých společností, anebo články přednesenými na příležitostných konferencích. Brzy se však ukázalo, že to byla trefa do černého, protože velmi rychle významní vědci začali posílat své „dopisy“ do redakce, která se postarala o recenzní řízení. Pro astronomii je jistě lichotivé, že prvním šéfredaktorem Nature se stal významný britský astronom Sir Norman Lockyer (1836-1920), spoluobjevitel hélia ve spektru Slunce.

Redakce oslavila 150. výročí existence Nature ohlédnutím za významnými publikacemi v širokém spektru přírodních věd od průlomu v poznání komplexního původu člověka v Jižní Africe v r. 1925 v podobě Australopithecus africanus přes Homo florensis v r. 2004 a objevy Denisovanů na Sibiři a Neandrtálců v Evropě. Všechna tato plemena se mohla prolínat a výsledkem je současný Homo sapiens. Nature v r. 1932 zveřejnila objev neutronu Jamesem Chadwickem v r. 1932. V dubnu 1953 v Nature publikovali M. Wilkins, R. Franklinová, F. Crick a J. Watson, že DNA má strukturu dvojité spirály a o 40 let později vyšla v časopise publikace Mezinárodního konsorcia pro sekvenování lidského genomu. Týdeník Nature se během doby stal nejprestižnejším časopisem v přírodních vědách také díky vynikajícím a přísným oponentům. V Nature byl červnu 1974 zveřejněn článek M. Moliny a S. Rowlanda, který upozornil na nebezpečí chlorfluorokarbonů pro oslabování ozónové vrstvy, jenž v r. 1989 vedl k Montrealskému protokolu, jenž vedl k zákazu použití těchto látek, který se podařilo prosadit. Nature však také kritizovala Nobelovu komisi pro fyziku, která opominula klíčový podíl J. Bellové Burnellové na objevu pulsarů. Otcové zakladatelé nejspíš netušili, že Nature bude v současnosti publikovat každým rokem více než 850 vědeckých prací a kolem 3 tisíc dalších článků komentujících nové objevy, analýzy problémů a redakčních článků, jež každý měsíc čte online milion čtenářů.

J. Vícha v časopise Astronomische Nachrichten (340; #1-3; p. 57-67) uveřejnil přehledový článek popisující hlavní výsledky prvního desetiletí provozu Observatoře Pierra Augera v argentinské pampě. Jde o rozlohou největší observatoř (detekční plocha 3 000 □°) pro studium UHE energií kosmického záření v pásmu energií 10¹⁷÷10²⁰ eV. Observatoř sleduje projevy tohoto záření současně třemi různými metodami, tj. pomocí více než 1 600 vodních detektorů, jež pracují v režimu 24/7 po celý rok, dále pomocí 27 kamer s hexagonálními segmentovanými primárními zrcadly, jež sledují sekundární atmosférické spršky ve výškách 20÷10 km nad zemí (pouze za jasných bezměsíčných nocí), a posléze také v rádiovém spektrálním pásmu 30÷80 MHz (vlnové délky 3,75÷10 m). Během první dekády provozu byly získány významné výsledky o závislosti četnosti částic různých energií. Na logaritmické křivce četnosti se vyskytuje tzv. kotník (přebytek částic) s energií ~4 EeV, ale naopak prudký pokles četnosti od energie >40 EeV. Hmotnostní rozložení částic kolem kotníku kolísá a dosahuje minima pro energie ~2 EeV, načež pro vyšší energie stoupá k vyšším hmotnostem až po jádra Fe. Modelové simulace mají vážný problém, protože se nedaří vysvětlit přebytek mionů v sekundárních sprškách. Pro částice s primární energií >8 EeV se pozoruje dipólová anizotropie ve směru ~125° od jádra Galaxie, což dokazuje, že zdroj částic leží za hranicemi naší Galaxie. V současné době se celá observatoř zaměřuje k častějším detekcím spršek s nejvyššími energiemi, protože tím se zvyšuje možnost objevu, odkud a za jakých podmínek přicházejí částice s nejvyššími energiemi.

Mnoho astronomů-amatérů po celém zeměkouli zná populárně-vědecký americký časopis Sky & Telescope, jenž začal vycházet v listopadu 1941 díky splynutí tehdy dvou samostatných časopisů The Sky a The Telescope. Časopis řídili manželé C. a H. Federerovi a vydavatelem se stala nejprve Observatoř Harvardovy koleje a posléze Sky Publishing Corporation. Ačkoliv šlo o světově proslulý časopis, vydavatel v r. 2019 zbankrotoval! Jak uvedl P. Tyson, časopis zachránila Americká astronomická společnost, což je organizace profesionálních astronomů, jež si však velmi váží odborné i popularizační činnosti amerických astronomů - amatérů, takže čtenáři S&T po celém světě o svůj oblíbený časopis nepřišli.

8.9. Sympozia, sborníky, konference, workshopy

Ve druhém týdnu září 2018 se konal 8. mezinárodní workshop o astronomii a relativistické astrofyzice (IWARA). Poprvé však neprobíhal v Brazílii, ale v Peru v posvátném údolí Inků. Na workshop dorazili účastníci z 28 států, kteří přednášeli o nejnovějších výsledcích v teorii, experimentech i pozorováních. Probírala se tam témata o obecné teorii relativity, gravitaci, kosmologii, metriky FLRW (Fridman-Lemaître-Robertson-Walker) a kvantové gravitaci. Další okruh referátů byl věnován bílým trpaslíkům, neutronovým hvězdám, pulsarům a fyzice černých děr a astrofyzice, dále též výskytu záření gama ve vesmíru, UHE kosmickému záření, gravitačním vlnám, skryté látce i skryté energii. Dalšími tématy byla možná existence podivných hvězd a podivné hmoty, HE kosmická neutrina, kvantová chromodynamika, jaderná a částicová fyzika, nové stavy hmoty ve vesmíru, srážky těžkých iontů a rané okamžiky existence vesmíru.

J.E. Horvath shrnul výsledky 8. konference IWARA (International Workshop on Astronomy and Relativistic Astrophysics). Černé veledíry v jádrech galaxií se poměrně často vyskytují v párech a ty evidentně splynou během kratší doby, než je čas uplynulý od vzniku vesmíru do současnosti. Další pokrok ve studiu černých děr a jejich kvaziperiodických oscilacích lze čekat od pozorování gravitačních mikročoček, zejména při studiu akrece hmoty do černých děr. Spektrum dosvitu při pozorování gravitačního zdroje GW170817 (splynutí dvou neutronových hvězd) lze vysvětlit, pokud připustíme, že zdroj měl mimořádně vysokou indukci magnetického pole. Podobně se podařilo fyzikálně dobře vysvětlit chování SNR Cas A, kde v nitru mlhoviny se nachází neutronová hvězdy vzniklá jako produkt supernovy. Stavové rovnice pro suprahustou hmotu lze odvodit z přesných měření hmotnosti a poloměrů příslušných neutronových hvězd. Autor pochválil významný pokrok při studiu neutronových hvězd a pulsarů a citoval příspěvek V. Karase, jenž předložil řešení složitého problému chování magnetického pole v rotující souřadnicové soustavě kolem černé díry, v níž se siločáry magnetického pole namotávají na obzor událostí. Připomněl také závěrečný příspěvek konference, který prezentoval G. Bisnovatyj-Kogan a v němž ukázal, že při kolapsu supernovy v naší Galaxii se vytvářejí gravitační vlny detekovatelné současnými detektory LIGO a Virgo.

Koncem září 2018 se konala v Tatranské Lomnici mezinárodní konference s názvem: Pozorovací technika, přístrojové vybavení a vědecká témata pro teleskopy s průměrem optiky kolem 1m. Téma konference souviselo s dokončením instalace 1,3m reflektoru ve východní kopuli observatoře SAV na Skalnatém Plese, jenž bude hlavně určen k objevování planetek křižujících dráhu Země. Konference se zúčastnilo 90 astronomů z 22 zemí. V první části jednání se probíraly otázky vhodných přístrojů a metod pozorování pro metrové až dvoumetrové dalekohledy, které se mohou soustředit na dlouhodobé sledování vybraných objektů, na rozdíl od obřích přístrojů, které jsou potřebné pro studium nejhlubšího vesmíru. Zároveň tato třída dalekohledů může testovat nové typy detektorů i strategie pozorování, které se pak uplatní u obřích dalekohledů. Je potěšitelné že hlavní část konference s největším počtem příspěvků byla věnována vědeckým výsledkům pozorování. To znamená, že tyto typy dalekohledů mohou být protiváhou pro velmi pestré typy pozorování a nových objevů zejména v astronomickém výzkumu hvězd včetně nov a supernov, ale i exoplanet a umělých družic Země.

Tradičním oborem českých a slovenských astronomů jsou proměnné hvězdy, a to už od dob tehdejšího studenta gymnázia Zdeňka Kopala, jenž se ve svých 16 letech stal předsedou sekce proměnných hvězd Čs. astronomické společnosti, kdy publikoval v mezinárodním časopise své první práce. Na přelomu listopadu a prosince 2018 se konala v Brně jubilejní 50. konference v budově přírodovědecké fakulty MU, kde téměř stočlenná čs. komunita proměnářů přednášela výsledky svých výzkumů. Jak uvedl P. Sobotka, v současné době je známo asi 550 tisíc proměnných hvězd a k tomu na 4 tis. exoplanet. V r. 1963, kdy sekce konala v Brně svou první konferenci, bylo známo jen 15 tis. proměnných hvězd. Proměnnost hvězd amatéři rozpoznávali pomocí Argelanderovy metody očima. Dnes se pozorují objekty pomocí polovodičových detektorů; přesnost měření bývá na úrovní zlomků procent a hlavní práce je vytváření algoritmů pro zpracování záplavy pozorovacích dat. Zásluhou zejména L. Bráta vznikla databáze ETD (Exoplanet Transit Database), již sekce vede a která je světově uznávána. Průlomem byla podle řady referujících databáze proměnných hvězd pořízená skvělou družicí Kepler, která kromě hlavního cíle objevování exoplanet metodou tranzitů přes kotoučky hvězd svou přesností měření jasností hvězd téměř vymazala hvězdy, které nevykazují měřitelné změny jasnosti.

Koncem května 2019 proběhl v Karlových Varech již 16. workshop astrofyziky vysokých energií, jenž organizoval R. Hudec. Na toto zasedání přijelo 54 účastníků z 9 států. Jde o iniciativu, která propojuje pozorování družice INTEGRAL (ESA) s pozemními detektory typu BART (Burst Alert Robotic Telescope). M. Zajaček aj využili metody odrazného mapování (reverberation mapping) ke studiu vzdáleného (1,9 Gpc) kvasaru CTS 30.10 pomocí 10m teleskopu SALT (South African Large Telescope; Suderland; 91 segmentů primárního zrcadla; 32° j. š.; 1,8 km n. m.). Autoři vyzkoušeli různé aplikace a porovnávali jejich velikosti chyb. Podařilo se jim ukázat, že jasné kvasary se hodí jako standardní svíčky i v těchto vzdálenostech, což dává naději, že se podaří vyřešit problém „Hubble Trouble“ s různými hodnotami tempa rozpínání vesmíru vně rozsahu udávaných středních chyb.

J. Merc aj. upozornili na renesanci zájmu o symbiotické hvězdy, což jsou těsné dvojhvězdy, které se výrazně odlišují svým chemickým složením a jak se nyní ukazuje, také silným rentgenovým zářením. Autoři připravují nový katalog symbiotických hvězd, protože ten současný je už 20 let starý.

S. Karpov aj. sledovali v listopadu 2017 po dobu 400 s optické pulsování milisekundového pulsaru PSR J1023+0038 ve dvou různých barvách pomocí ruského 6m teleskopu BTA-6 na Kavkaze (43° s. š.; 2,1 km n. m.; plošina na úbočí Pastuchovy hory). Rotační perioda pulsaru činí 1,69 ms (592 obrátek/s !). V červeném pásmu vlnových délek kolísá amplituda optických pulsů 2,1 a v modrém 1,3 %. Svítivost pulsní složky dosahuje v maximu 10²⁴ W. Jde patrně o synchrotronovou emisi elektronů uvnitř svítícího válce během interakce akrečního disku s hmotou vyvrženou modulací během rotační periody.

S. Karpov aj. sledovali pole, v němž se nachází rekurentní rychlý rádiový blýskač FRB 121102 0,5m robotickým teleskopem D50 v Ondřejově, jenž je vybaven rychlým násobičem elektronů s časovým rozlišením 10 ms. Týž dalekohled od r. 2008 používali také M. Jelínek aj. ke sledování optických dosvitů zábleskových zdrojů GRB pozorovaných družicemi Swift a INTEGRAL. Robotický teleskop D50 hledal optické dosvity pro více než stovku úkazů GRB. V práci jsou zveřejněny parametry úspěšných pozorování dosvitů, případně i spojité světelné křivky u jasnějších případů GRB. Š. Trčka aj. referovali o prvním úspěšném pozorování krátkého GRB 160927A pomocí téhož dalekohledu. Po poplachu trvalo 40 s, než samočinně naskočilo sledování optického dosvitu, jenž zanikl za 7 230 s (120,5 min). J. Štrobl referoval o binokulárním teleskopu SBT (Small Binocular Telescope), jenž je novou generací robotického teleskopu po teleskopu BART uvedeném do provozu pro dohledávání dosvitů v r. 1996. SBT je binokulár o průměru obou souosých objektivů 0,2 m, což umožňuje spojitou přehlídku v zorném poli 3,56 ×3,56 □°.

L. Sieger aj. popsali stavbu a testování nanosatelitu třídy CubeSat zkonstruovaného ve VZLU (Výzkumný a Zkušební Letecký Ústav, a. s.). Satelit dostal jméno VZLUSAT-1 a byl vypuštěn na oběžnou dráhu v r. 2017. Vnější rozměry nanosatelitu jsou 0,2×0,1 m (s výklopnými slunečními panely). Jde o testovací experiment. Pokud bude úspěšný, tak autoři plánují stavbu rentgenové družice pro výzkum Slunce. J. Řípa a tým konstruují rovněž satelit třídy CubeSat CAMELOT (Cubesats Applied for MEasuring and LOcalising Transients). Postupně by se na nízké oběžné dráhy dostaly unifikované minidružice, jež by mohly registrovat krátké i dlouhé GRB, záblesky gama v bouřích na Zemi a protějšky zdrojů gama doprovázející zdroje gravitačních vln jako jsou kilonovy. K tomu cíli by stačilo vypustit malou flotilu 9 družic třídy CubeSat. Z. Bagoly aj. konstatovali, že taková levná flotila by mohla konkurovat i družici Fermi.

R. Hudec referoval o současném stavu digitalizace fotografických snímků oblohy. Nejdále pokročil projekt DASCH (Digital Access to Scholarship at Harvard) na Harvardu a německý projekt APPLAUSE (Archives of Photographic PLates for Astronomical USE), jenž zahrnuje digitalizaci fotografických archivů desek na observatořích v Hamburku, Bamberku, Postupimi, Heidelberku, Sonnenberku, Tautenberku, Jeně a Tartu (Estonsko). Autor dále uvádí že mnohé další archivy by se měly co nejdříve digitalizovat, jelikož po více než 100 letech začínají fotografické emulse degradovat.

Počátkem září 2019 se konala v Telči mezinárodní konference Vesmír dvojhvězd -dvojhvězdy ve vesmíru, na níž se sešlo téměř 100 astronomů z 19 států Evropy, Severní a Jižní Ameriky, Asie a Austrálie. Motivací pro toto téma konference byly zejména objevy exoplanet u těsných dvojhvězd, jež mohou obíhat buď kolem primární nebo sekundární složky dvojhvězdy, ale mohou obíhat jako cirkumbinární vně hvězdného páru. Na tomto pokroku se podílely objevy družice Kepler a Kepler 2 a dále družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) vypuštěná v dubnu 2018 na protáhlou eliptickou dráhu s přízemím ve vzdálenosti 108 tis. km a odzemím. Dále se očekává velké množství nových zajímavých údajů v databázi DR3 družice Gaia (ESA), jež bude zveřejněna koncem r. 2020. Konference zdůraznila potřebu spolupráce s astronomy-amatéry, kteří jsou vybaveni kvalitní instrumentací. Nezřídka se na objevu vícenásobných hvězdných soustav podílejí astronomové - amatéři. Jde buď o hierarchické triády (dvě těsné dvojhvězdy a třetí vzdálenější hvězda), anebo o dva těsné binární systémy ve větším odstupu od sebe. Tyto soustavy, jež se navzájem gravitačně ovlivňují, docilují jako vícenásobné soustavy lepší přesnosti dráhových parametrů i fyzikálních charakteristik. Navíc jsou tyto konfigurace kupodivu překvapivě stabilní během velmi dlouhých intervalech času. Konferenci pořádaly čtyři astronomické ústavy (Masarykova Univerzita v Brně, Karlova Univerzita v Praze, Astronomický ústav AV ČR v Ondřejově a Astronomický ústav SAV v Tatranské Lomnici).

Evropský časopis Astronomy and Astrophysics vydává každoročně obsáhlý výroční přehled, který postihuje aktuální trendy astronomie a astrofyziky. Editorkami 57. ročníku přehledu se staly dvě významné astronomky S. M. Faberová a E. F. van Dishoecková, které v předmluvě označily za hlavní témata roku zprůmyslnění donedávna nepředstavitelně obřích astronomických databází a dále strategií, jež hodlá porozumět průměrným hodnotám tím, že se věnuje studiu obou krajních odchylek od průměru.

Jak ukázaly P. Jofréová aj., donedávna se velmi obtížně určovala metalicita hvězd, jelikož potřebné podklady byly poměrně nepřesné. Přitom je metalicita velmi důležitá, když chceme určit stáří dané hvězdy. Nyní se získává spousta dat o metalicitě a díky zprůmyslnění měřených metalicit dochází ke zpřesňování vztahu mezi metalicitou a stářím hvězd.

Neméně složité byly odhady rychlosti podpovrchové rotace hvězd, ale i zde se blýská na lepší časy, jak ukázala C. Aertsová aj., jejíž tým se věnuje asteroseismologii a odtud počítá momenty hybnosti v podpovrchových vrstvách hvězd.

Hvězdokupy byly odjakživa klasickými astronomickými útvary, neboť se věřilo, že jde o homogenní populace hvězd přibližně stejného stáří, chemického složení a vzdáleností od pozorovatele. Velmi chatrné však byly naše vědomosti o mechanismech jejich zrození. M. Krumholz aj. nabídli ve svém příspěvku první scénáře, jak mladé hvězdokupy vznikaly v postupných cyklech, což doložili kritickou analýzou nesourodých údajů.

J.D. Simon hodnotil roli nejslabších trpasličích galaxií, jež podobně jako hvězdokupy podávají svědectví, jak vlastně galaxie vznikají. Především je pozoruhodnou skutečností, že nízké počty těchto extrémně slabých galaxií představují poslední nevyřešenou výzvu pro potvrzení paradigmatu ΛCDM (Lambda chladná skrytá látka).

A. Gal-Yam popsal současný stav vědomostí o extrémně svítivých supernovách. Díky tomu, že počty takových supernov plynule rostou, lze nacházet možné mechanismy výbuchů těchto donedávna vzácných úkazů. Odtud vede dokonce cesta k možnosti, že aspoň některé z těchto neobvyklých supernov by mohly být využity jako užitečné kosmologické sondy do vzdáleného vesmíru.

L. Kewley aj. zkoumali, zda jde popsat vývoj galaxií pomocí studia emisních spektrálních čar. Díky novým analýzám pozorovacích dat, jež se opírá o strojové učení a o zobrazení velkých polí pomocí největších současných dalekohledů, se to začíná dařit. Masové soubory příslušných měření emisních spekter dosahují průmyslových rozměrů, takže se blíží i zlatý věk studia interstelárního prostředí a galaxií s aktivními jádry (AGN).

Nesporně největší záhada současnosti v podobě milisekundových silně dispersních rádiových záblesků (FRB) přicházejících z extragalaktických vzdáleností se podle mínění J. Cordese a S. Chatterjee blíží rozluštění. V r. 2019 už se počet zdrojů FRB zvýšil na 60 úkazů; jeden zdroj FRB 121102 je rekurentní a nachází se na periférii mateřské galaxie. Je téměř jisté, že zdrojem rekurentního signálu je rychle rotující kompaktní a silně zmagnetovaný objekt. Zdroje FRB lze dokonce využít k mapování hustoty interstelárního prostředí díky Faradayově rotaci.

R. Blandford aj. se věnovali úzce směrovaným relativistickým výtryskům z center galaxií s aktivními jádry (AGN). Také tento fenomén potřebuje průmyslové rozměry databází, ale i lepší teorii. Samotné kolimované výtrysky zřejmě patří mezi důležité základní složky vesmíru, jež silně ovlivňují své okolí, ale i celé mateřské galaxie.

P. Fereira ukázal, že se v poslední době zdokonalují i možnosti kosmologických testů teorie gravitace. Přesnost měření se natolik zvyšuje, že je poprvé možné ověřovat, zda platí OTR i pomocí kosmologických pozorování. Alternativní hypotézy typu MOND (MOdified Newton Dynamics) apod. nejsou testovatelné, protože dávají jen nepatrné odchylky od OTR. I v tomto oboru však dochází k průmyslové revoluci v počtech a přesnostech měřených veličin, takže testování teorií a hypotéz o gravitaci má dobré vyhlídky.

Dvě studie v ročence jsou věnovány Slunci. M. Carlsson aj. představili nový pohled na sluneční chromosféru a S. Cranmer a A. Winebarger se soustředili na vlastnosti sluneční koróny a její vztah ke slunečnímu větru. Naše Slunce je hmotnější než typická hvězda, ale jeho blízkost dává možnost zkoumat těleso i jeho okolí s nesrovnatelně větším rozlišením než kteroukoliv blízkou hvězdu. Slunce a jeho působení na planety a další složky sluneční soustavy je poměrně snadným úkolem pro pozorování i teorii, takže údaje o něm jsou základním etalonem pro studium hvězd v Galaxii i v cizích galaxiích. Paradox spočívající v podstatně vyšší teplotě koróny než chromosféry a fotosféry se blíží vyřešení díky novým kosmickým sondám, jež se odvážně periodicky přibližují na kritickou vzdálenost k rozpálenému Slunci a získávají tak dříve nedostupné údaje. Studium Slunce se však opírá i o 3D magnetohydrodynamické modely. Souběžně s nimi se daří vysvětlit, které fyzikální procesy uvnitř Slunce, na jeho povrchu a v jeho okolí jsou nejdůležitější. Tím se postupně zlepšují naše vědomosti o extrémních výkyvech kosmického počasí, jež mohou ohrozit Zemi, zejména její elektrické sítě a zdroje.

K. Altweggová aj. popsali nejdůležitější experimenty projektu Rosetta (ESA), jež po dobu dvou let doprovázela kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenková souměrně kolem letu do přísluní a následného vzdalování do odsluní. Sonda i její modul Philae poskytli obrovské množství většinou zcela unikátních údajů o fyzikálních parametrech komety, jež má dosti typický tvar burského oříšku (podobně jako kometa Halley i další případy). Kromě toho získaly přístroje na sondě jedinečné údaje o komplexních molekulách a zastoupení izotopů v různorodých materiálech komety. Komety jsou většinou tělesa o rozměrech řádu jeden až deset kilometrů a zřejmě představují typické složky protoplanetárních disků.

N. Madhusudhan poukázal ve svém příspěvku na to, že kamenné exoplanety vznikají z těles kometárních rozměrů. Kometární tělesa posléze ovlivnila i chemické složení atmosfér exoplanet. Přinesla kamenným exoplanetám do vínku i organické látky, ale žádnou vodu. Obří planety typu Saturn a Jupiter však získaly větší část svých atmosfér z plynu v akrečním disku zárodečného Slunce.

S. Widicus Weaver poukázal na revoluci v astrochemii vyvolanou aparaturou ALMA, jež pracuje v milimetrovém i submilimetrovém pásmu rádiového spektra, kde se postupně podařilo objevit neuvěřitelné spousty spektrálních čar i pásů přdevším v místech, kde v současné době vznikají hvězdy. Autor shrnul průmyslová laboratorní měření čar jednoduchých i komplexních molekul i jejich isotopologů. Obrovské počty čar vyžadují strojové učení, což je předmětem pro laboratorní identifikaci čar i pásů.

8.10. Vědecké společnosti

Nejvýznamnější vědecká světová astronomická společnost IAU (International Astronomical Union -- Union Astronomique Internationale) oslavila v r. 2019 své stoleté výročí. Pro Českou astronomickou společnost se stalo významnou poctou, že hlavní české oslavy tohoto výročí v Pražském planetáriu 6.-7. dubna se zúčastnila prezidentka IAU holandská astrofyzička Ewine van Dieshoecková, v té době prezidentka IAU. Originální akcí oslavy byla panelová diskuse, v níž vystoupili mladí astronomové a astrofyzici M. Bárta, M. Boháčová, M. Brož, M. Dovčiak, S. Ehlerová, A. Christov, O. Pejcha, R. Wünsch, ale též doyen české astronomie L. Perek (o dva dny starší než IAU). Diskusi moderoval J. Palouš a tématem diskuse bylo, jak by se měla rozvíjet naše astronomie v nejbližší dekádě. Čeští zástupci nechyběli ani na světové oslavě stoleté historie IAU, jež proběhla o týden později v Belgii v budově, kde byla IAU ustavena. V současné době má IAU 82 členských států. Jak uvedla S. Ehlerová, v ČR připadá 13 astronomů-členů IAU na milion obyvatel, což je stejný podíl jako mají Francie a Belgie. V rámci oslav IAU přicestoval do ČR už potřetí americký astronaut A. Feustel i se svou českou manželkou. Měl veřejná vystoupení v Olomouci, Ostravě, Brně, Terezíně, a nakonec v Praze.

Jak známo, zásluhou prof. F. Nušla se nově vzniklé Československo stalo členským státem IAU už na I. kongresu v Římě v r. 1922. V letech 1928-1935 byl F. Nušl zvolen vicepresidentem IAU a stejnou pozici pak zastávali další naši astronomové B. Šternberk (1958-1964), Ľ. Kresák (1979-1985) a J. Palouš (2009-2015). Klíčovou hlavní funkci generálního sekretáře IAU získal v letech 1967-1970 L. Perek. Praha patří mezi tři města, v níž se kongres IAU konal dvakrát (1967 a 2006) - tuto výsadu sdílí s Římem a Sydney. Na konci roku 2006 byly ukončeny vstupní rozhovory o přijetí České republiky do Evropské jižní observatoře (ESO), takže od 1. ledna 2007 se stala ČR 13. členským státem ESO, což je obrovský vzpruha pro rozvoj naší astronomie.

8.11. Observatoře, instituce

Evropská jižní observatoř v Chile dokončila na observatoři Cerro Paranal modernizaci všech čtyř teleskopů VLT (ø 8,2 m) přístroji II. generace. Pro redukci neklidu zemské atmosféry slouží adaptivní optika 4LGSF (4 Laser Guide Star Facility), jež vytváří ve výšce cca 90 km nad zemí 4 umělé sodíkové hvězdy, jejichž signály poukazují na adaptaci povrchu zrcadel vlivem atmosférické scintilace, která se potlačuje rychlou změnou tvaru povrchu zrcadla a eliminují tak neklid atmosféry. Pro špičkovou spektroskopii v infračerveném spektrálním pásmu 1÷5 μm slouží aparatura CRIRES (CRyogenic hihg-resolution Infra-Red Echelle Spectrograph). Infračervená kamera spojená s polním spektrografem ERIS (Enhanced Resolution Imager and Spectrograph) vybavená adaptivní optikou umožňuje souběžné infračervené snímky i spektra v zorném poli UT4 (Yepun). Další špičkovým přístrojem je ešeletový spektrograf ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and and Stable Spectroscopic Observations), jenž využívá kombinovaného coudé ohniska dvou VLT teleskopů s rozlišením jako 16m zrcadlo. Spektrograf FLAMES (Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph) využívá vláknové optiky k simultánnímu zobrazení spekter stovek hvězd v blízkých galaxiích. Kamera FORS2 (FOcal Reducer and Spectrograph) umožňuje současné snímky a spektra s nízkým rozlišením. Kamera HAWK-1 (High Acuity Wide Field K-band Imager) má velké zorné pole pro zobrazování v infračerveném oboru spektra. Podivuhodným přístrojem je i spektrograf KMOS (K-band Multi Object Spectrograph) může v blízké infračervené oblasti spektra pořizovat naráz spektra až 24 různých polí. Naprosto úžasným přístrojem je kamera MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer). Jde o spektrograf s velkým zorným polem pro pozorování ve velmi hlubokém vesmíru na úhlové ploše 1 □'. Speciální kamera pro sledování exoplanet SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) je vybavena jednak velmi pokročilou adaptivní optikou, ale též pokročilým modelem koronografu, takže může sledovat i exoplanety v bezprostřední blízkosti mateřské hvězdy. Další ešeletový vysokodispersní spektrograf UVES (UltraViolet and Visible Echelle Spectrograph) má extrémně vysoké rozlišení v pásmu vlnových délek 300 ÷1 100 nm. Spektrograf X-Shooter dokáže naráz zobrazit celé sledované pásmo vlnových délek od UV oblasti do blízké infračerveného pásma. Vůbec nejslavnější kamerou mezi přístroji II. generace se stala aparatura GRAVITY uvedená do provozu v r. 2016, jež umožnila propojit všechny čtyři teleskopy VLT jako interferometr VLTI. Toto zařízení II. generace umožňuje pozorovat objekty s neuvěřitelným úhlovým rozlišením 4 milivteřiny, tj. téměř dvakrát lepším než HST. Úspěch GRAVITY se dále rozšířil na 4 pomocné dalekohledy AT s průměrem zrcadel 1,8 m. Tento projekt s názvem NAOMI (New Adaptive Optics Module for Interferometry) umožňuje i těmto menším dalekohledům docílit vynikajícího rozlišení, pokud je kvalita atmosféry vysoká. Pokud se kvalita horší, je i tento systém dotčen, ale zdaleka ne tak prudce, jako tomu bylo, dokud nová aparatura nebyla instalována. Navíc na přehlídkovém 4,1m teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) byl uveden do provozu vláknový spektrograf 4MOST (4m Multi-Object Spectrograph Telescope), jenž dokáže naráz exponovat 2 400 objektů v zorném poli o ploše 10 □°. Tento přehled špičkových aparatur, jež často dosahují hmotnosti několika tun, ukazuje, že když se postaví na kvalitním pozorovacím stanovišti obří zrcadlové dalekohledy, tak to je skvělá investice do budoucnosti. Kvalitní primární zrcadla a jejich kopule vydrží v dobré kondici téměř sto let a koncové přístroje v ohnisku souběžně s rozvojem vláknové i adaptivní optiky, výpočetní techniky a dalších oborů nejsou tak drahé, takže původní stavba se úspěšně amortizuje.

Pro příklady nemusíme chodit daleko. V r. 2020 Perkův 2m dalekohled, jenž byl uveden do provozu v létě r. 1967, byl už po čtvrté modernizován, když pomocná zrcadla dalekohledu nahradila vláknová optika, což přineslo největší pokrok v porovnání s předešlými zásahy. Přitom náklady na tuto modernizaci nebyly nijak vysoké.

V r. 2019 se stalo 16. členem ESO Irsko. Navzdory epidemii koronaviru pokračuje na Cerro Armazones (3,05 km n. m.) výstavba obřího dalekohledu ELT o průměru 39,3 m (798 segmentových hexagonálních zrcadel o průměru 1,45 m). Zatím se odhaduje, že první světlo by mohlo projít ELT v listopadu 2025. Zpočátku bude mít teleskop dvě koncové aparatury: HARMONI (High Angular Resolution Monolithic Optical and Near-infrared Integral field spectrograph) a MICADO (Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations).

ESO hrála také významnou roli při vybudování mezinárodní observatoře ALMA v Chile, kde je od r. 2013 v provozu 66 parabol o průměrech 7 a 12 m na planině Chajnantor. Precizní paraboly se mohou přesunovat pomocí dvou obřích tahačů, a to buď k soustředění v centru observatoře, což přináší výrazné zvýšení citlivosti aparatury, ale na úkor úhlové rozlišovací schopnosti. Mohou se však přemístit až na plochu o průměru 16 km, což zvýší přesnou lokalizaci objektu na úkor jeho plošné rádiové jasnosti. Od té doby má ALMA za sebou už 6 pozorovacích sezón, jež jsou v submilimetrovém pásu rádiových vln suverénním vrcholem techniky s bohatými a převratnými výsledky.

9. Astronomie a společnost

9.1. Ceny a vyznamenání

Svět
James PEEBLES (1/2), Michel MAYOR (1/4), Didier QUELOZ (1/4) (Nobelova cena za fyziku; Švédská akademie věd);
Peter van NIEUWENHUIZEN, Sergio FERRARA, Dan FREEDMAN (Breakthrough Prize: teorie supergravitace; 3 mil. $ Y. Milner, M. Zuckerberg, S. Brin aj.);
tým Event Horizon Telescope - 347 osob (Breakthrough Prize: rádiový portrét stínu černé veledíry v galaxii M87; 3 mil. $, 8 645 $/osoba);
Edward C. STONE (Shawova c.: Project Voyager);
Nicholas KAISER & Joseph I. SILK (Gruberova c.; kosmologie);
Robert Kennicutt (Zlatá m. RAS; vznik hvězd v galaxiích, přesná hodnota H_o);
Bernard SCHUTZ (Eddingtonova m. RAS; gravitační vlny umožňují přímo měřit rozpínání vesmíru);
Ewine van DISHOECKOVÁ (m. Karl Schwarzschilda; Astronomische Gesellschaft; vznik hvězd a planet);
Martha P. HAYNESOVÁ (Zlatá m. C. Bruceové; ASPacific; astrofyzika);
Ann M. BOESGAARDOVÁ (Russellova přednáška; AAS; struktura a chemické složení hvězd);
Hubert REEVES (Janssenova c.; Francouzská astronomická společnost; termonukleární reakce ve hvězdách);
Mark THIEMENS (Leonardova m.: studium isotopového složení meteoritů a vzorků z Měsíce);
Hisayoshi YURIMOTO (Leonardova m.; vzorky hornin a minerálů z planetek).

Domov
Ivan HUBENÝ (Čestná medaile Ernsta Macha; AV ČR);
Ondřej PEJCHA (c. Neuron pro mladé vědce);
Martin ŠOLC (Nušlova c.; ČAS);
Martin JELÍNEK (Kopalova přednáška: Pozorování gama záblesků v době gravitační);
Pavel SUCHAN (Kvízova c., ČAS);
Lukáš GRYGAR (Littera astronomica, ČAS a knihkupectví Kanzelsberger);
Jan KLEČKA (c. J. Zemana, ČAS);
Samuel TOMAN (c. J. Zemana; ČAS);
Jana Svrčková (zlatá m.) a Dejan PROKOP (bronzová m.);12. ročník mezinárodní olympiády IOAA);
Josef ZAHRÁDKA (c. města Mladá Boleslav - založení a provoz školní hvězdárny)

Pavel MAYER (1932-2018) vybudoval mj. 0,65 m reflektory v Ondřejově a na Hvaru. Oba přístroje prošly modernizací a stále úspěšně pracují. Ondřejovský reflektor nese od 27. 4. 2019 jeho jméno.

9.2. Úmrtí

Milan BURŠA (*1929; astronomická geodezie), Michael DOPITA (*1946; interstelární látka), Murray GELL-MANN (*1929; částicová fyzika - kvarky; Nobel 1969), Jurij JEFREMOV (*1937; proměnné hvězdy a galaxie), Michael FEAST (*1926; hvězdná a galaktická astronomie), Riccardo GIACONNI (*1931 +XII 2018; rentgenová astronomie; Nobel 2002; HST), Paul HODGE (*1934; astrofyzika; Astron. J.), Norio KAIFU (*1943; president IAU 2012-2015), Nikolaj KARDAŠEV (*1932; radioastronomie), Arnold KLEMOLA (*1931; fundamentální astronomie), Leonid KSANFOMALITY (*1932; planety, exoplanety, astrobiologie), Karel KUDELA (*1946; kosmické záření), Gunnar LARSSON-LEANDER (*1918; těsné dvojhvězdy), Sarah LIPPINCOTTOVÁ (*1920; dvojhvězdy a vícenásobné soustavy), George MUMFORD (*1928; proměnné hvězdy, historie astronomie), Peter NOTNI (*1932; hvězdy a databáze), Tomáš PERTILE (*1933; popularizace), Gustav TAMMAN (*1932; galaxie a kosmologie), Yervant TERZIAN (*1939; všechny astronomické discipliny), Lodewijk WOLTJER (*1930; prezident IAU (1994-1997), generální ředitel ESO (1975-1987).

9.3. Astronomické osobnosti

26. července 2019 se dožil sta let jeden z nejvýznamnějších českých astronomů Luboš Perek. Neměl to v životě lehké, protože v době, kdy začal studovat na přírodovědecké fakultě UK v Praze fyziku a matematiku, byly po studentských demonstracích proti nacistické okupaci ČSR české vysoké školy uzavřeny, tisíce studentů z Prahy i Brna skončilo v koncentračních táborech. Perek měl štěstí, že nebydlel v kolejích, ale byl totálně nasazen v letecké továrně, kde se naučil číst technické výkresy a v šupleti měl vysokoškolské učebnice. Když se nikdo nedíval, tak se z nich učil. Po II. světové válce se dostal v r. 1947 do Leidenu, odkud si přivezl výkresy zhotoveného 0,5 m reflektoru Leidenské observatoře. Na přírodovědecké fakultě je překreslil na 0,6 m zrcadlový dalekohled, který byl s jeho vydatnou pomocí instalován v univerzitní kopuli hvězdárny na Kraví hoře. K tomuto dalekohledu připojil jeho student J. Tremko první fotonásobič pro přesná měření jasnosti hvězd v ČSR. Další měření vykonávali další Perkovi studenti František Janák a Miroslav Vetešník. V r. 1956 však byl povolán do Prahy do Astronomického ústavu ČSAV, kde zakládal stelární oddělení. V r. 1959 rozhodla tehdejší čs. vláda, že pro hvězdárnu AsU v Ondřejově zakoupí u firmy Zeiss v Jeně nabízený reflektor o průměru primárního zrcadla 2 m. Tehdy byly jen asi tři dalekohledy na světě s průměrem zrcadla nad 2 metry. Perek společně se svým mladším kolegou Miroslavem Plavcem projednávali aspekty výstavby observatoře a měli řadu připomínek k původnímu návrhu. Zejména Perek byl častým kritikem koncepce a téměř všechny jeho připomínky němečtí konstruktéři přijali. Právem byl v r. 2012 ondřejovský dvoumetr pojmenován po něm.

Dalekohled byl uveden do provozu v srpnu 1967 během XIII. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Praze. Na tomto kongresu byl Perek zvolen generálním sekretářem Unie a v této funkci výtečně obstál. Přitom se po invazi vojsk Varšavské smlouvy a trvalém pobytu sovětské posádky na území republiky všechny podmínky pro mezinárodní spolupráci silně zhoršily. V r. 1974 přivítal v Ondřejově amerického astronauta s čs. předky Eugena Cernana, jenž měl sebou na Měsíci čs. vlajku, a tu daroval Astronomickému ústavu, protože ani prezident, předseda vlády anebo předseda Akademie věd se neodvážili tak úžasný dárek přijmout. Od r. 1976 působil Perek jako vedoucí oddělení pro záležitosti kosmického prostoru sekretariátu OSN, kde se velmi osvědčil jako diplomat, když prosadil definici kosmického prostoru, a pro ně uplatnil téměř stejná pravidla, jaká platí pro volné moře na Zemi. Jako první upozornil na problém kosmického smetí a nebezpečí, jež tak číhá na funkční družice i orbitální stanice s lidskou posádkou. V r. 1979 byla po něm pojmenována planetka č. 2900 na návrh jeho bývalého studenta Luboše Kohoutka. V letech 1980-1982 byl prezidentem Mezinárodní astronautické federace. V letech 1989-1992 se jako zvolený předseda Čs. astronomické společnosti velmi zasloužil o hladký převod Společnosti do svobodného státu. V r. 1992 obdržel od Francouzské astronomické společnosti Janssenovu cenu. Stejné ocenění získal v r. 1906 slovenský astronom M.R. Štefánik.

Perek podal do OSN v letech 1998 a 2001 návrhy, jež přispěly k rozřešení mezinárodního právního sporu o geostacionární dráhu. V r. 1999 obdržel jako první český astronom obnovenou cenu zakladatele České astronomické společnosti Františka Nušla. V r. 2006 obdržel medaili od Mezinárodní astronautické federace a v r. 2009 medaili Učené společnosti a čestný doktorát od Masarykovy univerzity v Brně. V r. 2012 byl Zeissův 2m dalekohled pojmenován Perkovým jménem. Ke 100. narozeninám mu předseda Senátu ČR Jaroslav Kubera předal Stříbrnou medaili Senátu.

V 57. ročníku výročního přehledu časopisu Astronomy and Astrophysics vyšla vzpomínka americké astronomky Nancy G. Romanové (1925-2018), jež se musela těžce snažit, aby se mohla stát astronomkou. V době jejího dospívání se ve Spojených státech s ženami v matematice, fyzice a astronomii zacházelo neuvěřitelně nepřátelsky. Byly to hrubé narážky na to, že žena má být u plotny, protože na vědu nemůže stačit. Pokud ženy vystavené chronickému ponižování od školitelů přece jen uspěly, byly v zaměstnání mizerně placeny a mužskými kolegy ponižovány. Dokonce její školitel předstíral, že její disertaci napsal z větší části on. N. Romanová nakonec místo univerzitní dráhy nastoupila do služeb státní organizace NASA. Tam vynikla při přípravě vypuštění Hubbleova kosmického teleskopu, takže se jí začalo říkat, že je matkou HST. Podobnou zkušeností prošla také Cecilie Payneová (1900-1979), která původem Angličanka se vydala do USA, protože v Británii mohly tehdy ženy studovat jen na bakalářky. Ale i ona pocítila silnou diskriminaci při obhajobě své Ph.D. práce v r. 1925. Předně ji nemohla obhajovat na Harvardu, ale jen na Radcliffově koleji. Její školitel H. N. Russell nesouhlasil s jejími výsledky, že naprosto největší část Slunce je vodík a na druhém místě je hélium. Všechny ostatní prvky Mendělejevovy tabulky nedosahují ani 2 % hmoty Slunce. Tehdy se totiž většina astronomů domnívala, že Slunce je silně rozžhavené železo, protože ve spektru Slunce bylo nejvíce čar železa. Dr. Payneová však už věděla, že četnost čar není důkazem převahy hmoty, ale jen příznivých podmínek pro vznik čar, jak ukázala kvantová mechanika. Teprve o čtyři roky později se Russell slečně Payneové omluvil. Dr. Payneová-Gapoškinová se až v r. 1956 stala vůbec první ženou na přírodovědecké fakultě na Harvardu, která byla jmenována univerzitní profesorkou. Byla dokonce vůbec první ženou, která řídila na Harvardu nějakou katedru. Její disertace z r. 1925 je dnes považována za vůbec nejlepší disertační práci v historii přírodovědecké fakulty Harvardovy univerzity. Je opravdu s podivem, jak v příkladně svobodné zemi Spojených států panovala tak nepřátelská atmosféra vůči ženám ve vědě až do šedesátých let XX. století. Když to srovnáme třeba s Československou republikou, tak jsme už brzy po jejím vzniku měli absolventky v medicíně a přírodních vědách, o humanitních oborech nemluvě.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Komentátor vědeckého týdeníku Nature D. Clery se věnoval pozoruhodného obrazu zveřejněné v dubnu 2019, kdy mezinárodní tým radioastronomů zveřejnil první portrét stínu černé veledíry v centru galaxie M87 (Vir). Jeden z radioastronomů H. Falcke, jenž byl součástí týmu, konstatoval, že mu snímek připomíná brány pekla. V každém případě snímek stínu veledíry obklopeného světelnou aureolou fotonů, jež kolem veledíry obíhají díky gravitaci veledíry, se stal právem astrofyzikálním průlomem roku. R. Blandford připomněl, že dlouho astrofyzikové pochybovali, že se vůbec něco takového dá zobrazit. Až před dvaceti lety dosáhla radioastronomie dokonalosti díky technice synchronně spolupracujících rádioteleskopů na polokouli Země přivrácené ke galaxii M87. Je sice pravda, že naše Galaxie má ve svém těžišti ve vzdálenosti 8,2 kpc od nás černou veledíru o hmotnosti přes 4 mil. M_ʘ, jenže navzdory relativní blízkosti jde o poměrně lehkou veledíru s příliš malým geometrickým rozměrem srovnatelným s průměrem dráhy Merkuru kolem Slunce. Černá veledíra v galaxii M87 je sice od nás dvoutisíckrát dál, ale vyniká svou hmotností o 3 řády vyšší než veledíra v naší Galaxii. Tak vznikl mezinárodní projekt EHT (Event Horizon Telescope) do nějž se zapojilo 8 rádiových observatoří, přičemž vůdčí roli měla aparatura ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimetre Array) skládající se ze 66 velmi přesných parabol o průměrech 7 a 12 m instalovaných na náhorní plošině Atacama v Andách v nadmořské výšce přes 5 km. Další radioteleskopy projektu EHT se nacházely v USA, Mexiku, Španělsku a na Jižním pólu. Okolí černé veledíry v galaxii M87 muselo být sledováno souběžně po dobu 10 nocí. Výsledek projektu se opozdil kvůli tomu, že observatoř na jižním pólu nemá dostatečnou kapacitu internetu, takže se data nahrávala na disky, které byly přepraveny letadlem do výpočetních středisek až v době, kdy na Jižním pólu vyšlo Slunce. OTR předpovídá, že stín černé díry musí být přesně kruhový, což měření EHT potvrdilo s přesností ±10 %.

E. Nokhrina s týmem navrhla nový způsob, jak určit hmotnost veledíry M87*. Astronomové mají k dispozici velké množství pozorování pohybů výtrysků. Hranice okraje výtrysku přecházejí z paraboly do kužele, což souvisí se změnou režimu dominance magnetického pole na rovnocennou energii složky pohybu plazmatu a magnetického pole. Odtud se pak podaří určit hmotnost veledíry i její spin. Odtud týmu vyšlo, že veledíra M87* má hmotnost 6,5 GM_ʘ a spin v rozmezí 0,2÷0,3.

Úspěch EHT podnítil obdobný pokus pro černou veledíru Sgr A* v centru naší Galaxie. Do soustavy se navíc připojily radioteleskopy v Grónsku, Arizoně a Francii. Díky zlepšeným technickým podmínkám se dá očekávat, že kromě statických fotografií stínu veledíry v naší Galaxii bude možné pořizovat i videozáznam o proudění materiálu do protilehlých úzkých výtrysků, které jsou pozorovatelné i ve vzdálenostech řádu 100 kpc od černé veledíry. Stabilita výtrysků je zajišťována spirálním magnetickým polem a hlavní podíl na výtryscích mají fotony nejvyšších energií záření γ. Nové experimenty proběhnou na kratších vlnových délkách 0,86 mm než průkopnická měření na vlnové délce 1,3 mm. Dále se počítá se zvětšením základny pro měření pomocí radioteleskopů vyslaných do vzdáleného okolí naší Země. Pak by byly v dosahu snímky a videa zaznamenávající mechanismy výtrysků odhadem u 20 blízkých galaxií.

Američtí astronomové jsou proslulí tím, že každých deset let navrhují nejdůležitější hlavní projekty aparatur pro avantgardní studium vesmíru. K tomu cíli vždy s předstihem sestavují odborné komise, které posuzují jednotlivé drahé návrhy. Ne všechny požadavky ovšem kongres v termínu přijme. Stále nejsou v provozu přístroje, které astronomové požadovali v dekádě 2001-2010, tj. JWST (kosmický 6,5m teleskop Jamese Webba) a kosmický širokoúhlý infračervený teleskop WFIRST (Wide-Field Infra-Red Space Telescope). Zatímco JWST je připraven ke startu na konci r. 2021, WFIRST bude patrně čekat na start minimálně do r. 2025. Současnému dekadickému komitétu spolupředsedají F. Harrisonová (Caltech) a R. Kennicutt (U. Arizona a Texas A&M U.). Astronomové už půl století vynikají tím, že jsou schopni se domluvit a energicky podporovat důležité projekty, takže senátoři návrhy těchto komisí většinou silně podporovali. V poslední době se však všechno zadrhlo. JWST měl původně stát 1 mld. $, ale cenovka se nakonec vyšplhala na téměř 9 mld. $. Je ovšem pravda, že dosavadní vlajková loď HST stála v r. 1994 10 mld. $, takže ve skutečnosti je JWST vzhledem k inflaci podstatně levnější. Na druhé straně HST překonal svými výsledky - a překonává dosud - očekávání a jeho provoz je nyní vysoce ekonomický.

Nový dekadický plán je ovšem opět velmi ambiciózní. Do kosmu by měl být vypuštěn dalekohled o průměru primárního zrcadla 15 m pokrývající vlnové dálky od ultrafialové do infračervené oblasti spektra, dále pokročilá rentgenová družice, technicky pokročilý infračervený teleskop a 4m teleskop se stínítkem pro studium exoplanet. Každý z těchto projektů by se měl vejít do částky v rozmezí 3÷5 G$. Pokud jde o pozemské aparatury, je už rozestavěný zrcadlový teleskop o souhrnném průměru jako 24,5m teleskop, který se buduje v Chile a měl by vidět první světlo v r. 2025. Podobně se čeká, že navzdory protestům rodilých Havajanů by měl být na hoře Mauna Kea v téže době být dokončen 30m teleskop se segmentovanými zrcadly. Hořkou pilulkou pro americké astronomy je však fakt, že velmi pravděpodobně uvidí v r. 2025 první světlo v Chile Evropský kosmický teleskop o průměru segmentovaných zrcadel přes 39 m. Příští dekadický plán se začne připravovat kolem r. 2028.

V časopisu Pacifické astronomické společnosti č. 1004 v září 2019 vyšel rozsáhlý článek G. Longa aj. o akutní potřebě umělé inteligence v astronomii a astrofyzice. Současné astronomické přístroje na zemi i v kosmu chrlí obrovské spousty dat, jež jinak nelze zvládnout. Vzniká nový obor astroinformatika. Prvním úkolem je klasifikace astronomických objektů od planetek, exoplanet, hnědých trpaslíků, proměnných hvězd, ale i galaxií. Dalším úkolem je klasifikace rádiových zdrojů, tj. pulsarů, pozůstatků po supernovách, zábleskových zdrojích paprsků gama (GRB), seznamy kup galaxií, kvasarů, baryonových oscilací a rychlých rádiových záblesků (FRB). K rozvoji metod strojového učení došlo během necelých 10 let. Často se musí umělá inteligence trénovat na podkladech takříkajíc za jízdy. Obří aparatury ALMA a VLA přinášejí neskutečně rozsáhlé soubory údajů o rádiovém vesmíru a další velký přírůstek se očekává od aparatury Vera Rubin Observatory (původně LSST), jež bude opakovaně rychle prohlížet oblohu v optickém a blízkém infračerveném oboru v 6 barevných filtrech. Očekává se, že během každého roku provozu bude potřebné docílit rychlosti záznamu 250 teraflops a každoročně uložit 100 petabyte primárních dat. Podobně bude narůstat záplava dat z družice Gaia a zejména z projektu SKA (Square Kilometer Array), kde se očekává 1 exabyte/24h surových dat, komprimovaných na 10 petabyte/24 h.

V r. 2019 došlo ovšem ještě k další metě, které se říká kvantová nadřazenost. Jde o to, že až dosud klasické superpočítače vedly v rychlosti a komplexitě výpočtů. Kvantové počítače však nepočítají ve dvojkové soustavě, ale v soustavě qubitů. To nesmírně zrychluje výpočty. V říjnu 2019 firma Google AI a NASA sestrojily kvantové počítače zhruba s 50 qubity. F. Arute s týmem publikovali v Nature č. 7779 práci, v níž kvantový počítač zvládl za 200 s složitý výpočet, který by špičkový klasický superpočítač zvládl za 10 tis. let.

S. Ben David a P. Hrubeš aj. zjistili, že K. Gödelovo a P. Cohenovo zjištění, že v matematice existují problémy, kdy nelze rozhodnout, zda je nějaké matematické tvrzení správné nebo chybné, platí také pro umělou inteligenci. To je samozřejmě nepříjemné překvapení, ale podle P. O´Hearna je sice pravda, že to zkomplikuje teorii strojového učení, ale doufá, že to nebude kritické pro praxi.

Umělá inteligence postupně porazila mistry světa v šachu a hře Go. V r. 2019 však dokázala, že ani hra Poker, v níž se dá blafovat, neunikla převaze programu Pluribus, který vyvinuli počítačoví vědci na univerzitě v Pittsburghu v srpnu 2019. Program sehrál bilion partií sám proti sobě a potom začal hrát poker s 15 pokerovými přeborníky. K úžasu autorů programu se program naučil blafovat.

F. Abostinelli aj. použili umělou inteligenci k návodu, jak složit Rubikovu kostku. Vytvořili program DeepCubeA, jenž jde téměř vždy optimálně k cíli a v 60 % případů je počet otočení kostek optimálně nízký. Přitom počet kombinací kostky dosahuje neuvěřitelných 43 kvintilionů možností. Jako bonus dokáže program najít nejkratší cestu pro další skládačky s 15, 24, 35 a 48 prvky.

Přechod na ukládání dat, programů, databází, návodů, snímků, videa, audia atd. na elektronická záznamová media vyžaduje podle J. M. Perkela určitou opatrnost, aby se tyto záznamy nakonec neztratily. Rozhodně je nutné důležitá data zálohovat, a to podle pravidla 3-2-1, tj. mít tři kopie na dvou různých úložištích, z toho jedna kopie musí být uložena na jiném (vzdáleném) místě. Haváriím pevných disků nelze zabránit, ale pečlivostí v zálohování se to dá zvládnout.

F. Martinek zveřejnil v časopise Tajemství vesmíru charakteristiky nejpodivnějších hvězd:

1. Hvězda Przybilski = HD 101065 (Cen; d = 113 pc; 4 M_ʘ, rotace téměř 200 let; extrémně silné magnetické pole zbrzdilo hvězdu ještě před vstupem na hlavní posloupnost; chemické složení prvků - celá periodická tabulka prvků až po uran!
2. Tabbyina hvězda = KIC 8462852 (Cyg; 1,4 M_ʘ; při tranzitech pokles jasnosti až 20 %. Později pokles jen 2 %. Nový rekord: VVV-WIT-07: po několik dnů zeslábla o 80 %.
3. PSR J1719-1438b (Ser; d = 1 227 pc) bílý trpaslík s uhlíkovým jádrem. Zhuštěný C je obří diamant. Průvodcem je exoplaneta: 1,2 M_J.
4. HE 0437-5439 (Dor; modrý loudal; prostorová rychlost 694 km/s; před 30 mil. r. setkání tří hvězd u černé veledíry v centru Galaxie.) Jedna hvězda pohlcena veledírou, dvě prchající hvězdy splynuly a pádí dvojnásobkem únikové rychlosti z naší Galaxie.
5. HD 140283 = Metuzalem (Lib; d = 58 pc; stáří 14,5 ± 0,8 mld. r.; metalicita 0,004 ʘ) Pohlcena Galaxií před 12 mld. r; průlet kolem Sluneční soustavy po epizodě kanibalismu.
6. Vega (α Lyr; 2,5 M_ʘ; 54 L_ʘ; sp. A0; d = 7,7 pc; teploty na pólech 10,2 kK; rovník 7,9 kK, perioda rotace 12,5 d; 93 % kritické rychlosti odstředivé síly; míří rotační osou k Zemi).
7. HV2112 = Hvězda ve hvězdě (d = 61 kpc; Malé Magellanovo mračno; červený veleobr; objekt Thorne-Zytkowa: neutronová hvězda vzniklá výbuchem supernovy se prodírá řídkým červeným veleobrem do jeho centra; dodávka prvků Li, Mb, Rb).
8. omikron Ceti = Mira (červený obr; d = 130 pc; v maximu až 2 mag; v minimu až 10 mag; perioda změn 332 dnů; ultrafialový chvost dlouhý 4pc.
9. EBLM J0555-57Ab: (Pic; d = 184 pc; 8 % M_ʘ; nejmenší hvězda; o něco větší než Saturn).
10. UY Sct: (d = 2,9 kpc; 7÷10 M_ʘ; teplota povrchu 3,4 kK; zářivý výkon 340 kL_ʘ; největší hvězda: poloměr 1,2 mld. km = 1 780 R_ʘ = 7,9 au; povrch za Jupiterem, o něco blíž k Saturnu než k Jupiteru).

Na pražském Staroměstském náměstí se nachází unikátní středověký orloj, který jako jediný na světě dosud funguje. Jenže poslední generální rekonstrukce dokončená v září 2018 se těžce nepovedla, jak ukázali M. Křížek a J. Žďárská v článku „Zápas o pražský orloj“ v Čs. časopise pro fyziku 69, č. 3, 166. Ještě ostřeji odsoudil rekonstrukci český astronom i historik astronomie P. Hadrava: „Loňská změna ciferníku je po výstřelu německého tanku v květnu 1945 druhá nejhorší rána, která orloj za posledních přinejmenším sto let postihla.“ V r. 2019 došlo již ke čtvrtému přemalování astronomického ciferníku během jednoho roku! Obvykle se památná technická díla během doby modernizují, zatímco Staroměstský orloj je decimován do podoby, kterou jeho původní tvůrci výrazně předčili.

Amerika je stále zemí neomezených možností, jak varuje americký astronom-amatér a policejní expert Dennis Kelly. Upozorňuje na to, že v USA řada usedlých Američanů je schopna považovat pozorovatele, kteří si vyjeli v noci do tmy a instalují na osamělém místě podivná dosti velká zařízení, za potenciální zločince. Totéž se týká profesionálních policistů, kteří jsou velmi citliví na podezřelé noční chování jakéhokoliv druhu. Proto Kelly doporučuje vozit sebou do takových pozorovacích nočních stanovišť astronomické mapy a dokonce knihy o astronomii. Pokud pozorovatel používá triedr, tak může být podezírán ze sledování osob anebo ze šmírování do osvětlených oken. Proto dokonce doporučuje, abyste si na nějakou tuhý karton připevnili velký nápis: „Astronom-amatér pozoruje oblohu“. Policisté, kteří v životě dalekohled neviděli, mohou tubus vašeho dalekohledu považovat za střelnou zbraň velkého kalibru. Rozhodně není vhodné pozorovat na opuštěném hřbitově nebo parcele. Na svém oblečení mějte reflexní nášivky. Další vážný problém je používání červených nebo zelených laserů jako ukazovátek. Je velmi užitečné nabídnout policistovi pohled do vašeho dalekohledu. V USA je totiž každoročně policisty zastřelena řada neozbrojených nočních obyvatel, jejichž chování vyhodnotí policisté jako bezpečnostní riziko. Ještě že žijeme ve střední Evropě.

Neméně varovná zpráva přichází ze sousedního Mexika. V r. 2011 byl na vrcholu hory Sierra Negra (19° s. š.; 4,6 km n. m.) ve spolupráci Mexického národního astrofyzikálního ústavu a americké University v Amherstu uveden do provozu radioteleskop LMT (Large Millimeter Telescope; pásmo vlnových délek ~1 mm) s rekordním průměrem parabolické antény 50 m pro tuto vlnovou délku (frekvence 300 GHz). Na jaře 2015 byla na úbočí téže hory v nadmořské výšce 4,1 km dokončena aparatura HAWC (High Altitude Water Cherenkov observatory). Obě observatoře jsou velmi úspěšné, ale nyní je jejich provoz omezen, protože v jejich okolí byly hlášeny brutální loupeže a vykrádání automobilů. Ti lupiči a zloději musí mít opravdu silnou fyzičku, když do zmíněných výšek šplhají za kořistí. Přitom žádná observatoř neobsahuje atraktivní zboží. Parabolu o průměru 50 m neprodají a v aparatuře HAWC je v cisternách spousta destilované vody. Ještě že nám ve střední Evropě nic podobného zatím nehrozí.

V posledních letech se však objevila celosvětová hrozba pro pozemní astronomii vinou snahy amerického podnikatele Elona Muska, jenž chce dopřát lidem na celém světě přístup k internetu pomocí nízko létajících minidružic. K tomu pokrytí plánuje vyslání více než deset tisíc družic, které budou přijímat i vysílat mobilní signály. Velké nebezpečí tak hrozí zejména pozemní radioastronomii, protože signál nízkoletících družic je výrazně silnější než rádiové signály hvězd, galaxií, a dalších astronomických objektů. Výrazně to odskáče také přehlídkový teleskop Very Rubinové, protože odlesky na solárních panelech budou přezařovat optické jasnosti aktuálně snímaných hvězd zejména během soumraku a svítání. Je to škoda, protože pokrytí celé oblohy rušivým signálem se nevyhne ani současným pracně vybudovaným observatořím v pustých oblastech Země, kde až dosud byla optická, infračervená i rádiová tma.

O. Taylor aj. se věnovali astronomickým okolnostem každoročního stěhování motýla Monarcha stěhovavého (Danaus plexippus), jenž každoročně putuje koncem léta z líhnišť v Severní Americe nebo Kanadě na cestu dlouhou přes 4 tis. km do Mexika, kde přežívá v zimě, aby se pak opět vrátil v obrovských hejnech zpátky. K navigaci letu jim slouží polední výška Slunce, která závisí na roční době, ale též na zeměpisné šířce. Autoři zjistili, že k navigaci motýl používá vertikální výšky Slunce nad obzorem v intervalu 57°÷46°. Od srpna do počátku října dokáže denně urazit 43 km. V létě monarchové přebývají v zeměpisných šířkách 49° a v zimě kolem 20°. Na jaře vyrážejí zpět na sever, když výška Slunce nad obzorem v poledne dosáhne 46°. Jsou to obrovská hejna, která usedají na kmeny stromů tak, že není jasné, co je list stromu a co je motýl.

M. Joubertová připomněla „Saganův efekt“, když v r. 1992 C. Sagan neuspěl jako kandidát na členství v Americké národní akademii věd. Sagan byl rozhodně kvalitní vědec, který by si byl tu poctu zasloužil, ale jeho druhá kariéra skvělého popularizátora přírodních věd byla členy Akademie zavržena. Tento efekt fungoval i v dalších letech, kdy vědci, kteří se stali miláčky veřejnosti kvůli nápadité popularizaci, ale kvůli své popularitě ve veřejnosti propadali ve volbách do Akademie. Od té doby se situace změnila. Většina (87 %) astronomů vědu šíří v knihách, na přednáškách nebo v rozhlase, televizi a na internetu. Žádné trestné body za to už u svých kolegů nedostávají.

V poslední době přibývají státy, které se vynořují ve statistice publikovaných vědeckých prací. Pakistán za jediný rok zvýšil počet publikovaných vědeckých článků o 21 %, Egypt o 16 %, Čína o 15 %, Indie, Brazílie, Mexiko a Irán o více než 8 %. C. Wignerová uvedla, že ještě v r. 1980 se o vědecký pokrok postaralo z 90 % jen pět států: USA, Velká Británie, Francie, Německo a Japonsko. Nyní se o tuto kapacitu dělí 20 zemí. V r. 2018 přibylo celosvětové o 5 % více vědeckých článků než v předešlém roce. Databáze Web of Science zaznamenala v tom roce 1,62 mil. vědeckých publikací, což je stálý roční přírůstek v posledních letech.

Někdejší pracovník NASA G. Gore získal v r. 1973 ve výprodejní dražbě NASA duplicitní část záznamových cívek týkajících se letu Apolla 11 v r. 1969. Zaplatil za sbírku 217,77 $. Mezitím se celá řada z původních 1 000 záznamů přemazala pro další použití. Vydražená sbírka obsahuje 2 h 24 min záznamů včetně malého kroku pro Armstronga, ale velkého skoku pro lidstvo, jakož i následné záběry vztyčení americké vlajky na Měsíci. Přesně o 50 let později od přistání na Měsíci proběhla v New Yorku dražba tří cívek u aukční firmy Sotheby's. Vítěz dražby za ně zaplatil 1,8 mil. $.

Vědecký týdeník Nature rekapituloval pokroky v přírodních vědách, které povedou v následující dekádě k významným změnám lidské existence. Významný pokrok zaznamenala umělá inteligence, která zejména překonala lidské soupeře v hraní šachu, hry Go a dokonce pokeru. Jde ovšem o velmi rizikový pokrok, protože umělá inteligence nemá žádné morální zábrany, což může zkomplikovat i samotné přežití lidstva. Je docela pravděpodobné, že umělá inteligence zasáhne i do hájemství humanitních věd a je jisté, že se pevně usadí v přírodních vědách, matematice a ve vojenské sféře. Metoda opravování genetické informace CRISPR (Clustered Regularly Interspaced Short Palindromic Repeats) se narodila koncem června 2012 a již nyní znamená naprostý převrat v biologii i medicíně. Dvě hlavní objevitelky získaly za tento objev Nobelovu cenu za chemii. Metoda má však podobně jako umělá inteligence také velká morální úskalí. V témž roce objevili fyzikové v laboratoři CERN Higgsův boson, ale Nobelovu cenu nezískali. Dostali ji teoretici, kteří tuto částici předpokládali už v r. 1964. Kdyby Higgsův boson neexistoval, všechny známé částice hmoty by se řítily rychlostí světla, takže bychom neexistovali stejně jako hvězdy, planety, ale ani atomy. Od roku 2014 působí v okolí Lagrangeova bodu L₂ soustavy Slunce-Země družice Gaia (ESA), jež dodává bez omezení základní údaje o téměř 2 miliardách hvězd naší Galaxie, ale sleduje i blízké okolní galaxie. Tím, že měření se v několikadenních intervalech opakují, roste stále přesnost a kvalita výsledků měření. V r. 2015 byly aparaturou LIGO poprvé pozorovány gravitační vlny těsně před splynutím dvou hvězdných černých děr. Objev byl však oznámen až v r. 2016 a hlavní řešitelé více než třicetiletého neúspěšného úsilí zachytit signály gravitačních vln byli odměněni Nobelovou cenou za fyziku v r. 2017. Podobně rychle se vyvíjí kvantové počítání, o němž se počátkem dekády uvažovalo, ale už v r. 2016 byly řadou firem i vědeckých pracovišť sestrojeny první kvantové počítače s pěti qubity a v r. 2019 už vznikly kvantové počítače s 50 qubity. V tomto zápolení dnes nejvíce bodují Číňané. Hrozivé zprávy o globálním oteplování se projevily mimořádně silnými výkyvy počasí a postupem mnoha rostlin ze subtropů do mírného teplotního pásma. Brazílie zmenšuje pralesy kvůli pěstování dobytka, takže největší základna pro udržitelné klima ztrácí body. Bohužel je stále dosti vzdálen termín dokončení experimentálního reaktoru ITER v r. 2035. Průmyslové využití fúzního reaktoru se očekává až po r. 2050.

Úspěšně si vede kosmonautika při výzkumu Měsíce a Marsu i dvou malých planetek Ryugu a Bennu. V r. 2017 byl objeven první interstelární vetřelec a o rok později první interstelární kometa. V r. 2019 byly uděleny Nobelovy ceny za fyziku Jamesi Peeblesovi za celoživotní úspěšné úsilí k proměně kosmologie na rovnocennou precizní součást fyziky, a švýcarským astronomům Michelu Mayorovi a Didierovi Quelozovi za objev první exoplanety mimo Sluneční soustavu, ale i další rozvoj oboru.

Závěr

Domníváme se, že rok 2019, jenž byl posledním rokem před propuknutím celosvětové pandemie, ukázal, že tempo rozvoje astronomie a astrofyziky se neustále zrychluje, takže zhustit hlavní objevy roku 2019 do série šesti pokračování nám dalo pořádně zabrat. Kdybychom rozsah textu přepočítali na normalizované stránky, tak by rok 2019 představoval knihu o rozsahu cca 350 stran. Naštěstí se blíží dlouhé zimní večery, kdy se dá číst docela dlouho. Kromě toho může čtenáře těšit, že Žeň objevů nemá ve světě konkurenci. Díky porozumění redakce Kozmosu bude tento výstřední již více než půlstoletý projekt zatím pokračovat.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ LIV. (2019).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 04. novembra 2021