Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 03. decembra 2007
Kontroverze kolem určení přesné vzdálenosti Plejád se prohlubuje. Jak známo, z pozorování astrometrická družice HIPPARCOS vyplývá, že Plejády jsou od nás vzdáleny jen 118 pc, což je téměř o 15% méně, než dávají souhlasně všechny ostatní metody určování vzdálenosti této proslulé otevřené hvězdokupy. Nejnověji J. Southworth aj. studovali v Plejádách oddělenou zákrytovou dvojhvězdu HD 23642 a dostali pro ni nezávisle určenou vzdálenost (139,0 ±3,5) pc - pro tutéž dvojhvězdu obdrželi v r. 2004 U. Munari aj. vzdálenost (132 ±2) pc. Je tedy zřejmé, že HIPPARCOS dává chybný výsledek, ale příčina chyby stále není objasněna. To má bohužel nepříjemné závažné důsledky pro spolehlivost "žebříku vzdáleností", který sahá od "přízemních" trigonometrických vzdáleností hvězd až po vzdálenosti, určované z Hubblova vztahu pro galaxie v rozpínajícím se vesmíru. Jak však uvádí N. Charčenko aj., vlastní pohyby a paralaxy hvězd z družice HIPPARCOS slouží dobře k odhalování dosud neznámých otevřených hvězdokup v Galaxii. Dosud se jim podařilo pomocí katalogů, založených na pozorování družice, objevit 130 nových otevřených hvězdokup.
H. Kobulnicky aj. využili infračerveného kosmického teleskopu SST k objevu nové kulové hvězdokupy v hlavní rovině naší Galaxie v galaktické šířce -0,1°. Tato poloha neumožňuje optické pozorování, protože extinkce ve vizuální části spektra dosahuje 15 mag. Průměr hvězdokupy je jen 1,5 pc a její vzdálenost se odhaduje na 4 kpc od Slunce, tj. 6 kpc od centra Galaxie. H. Baumgart aj. tvrdí, že každá pořádná kulová hvězdokupa obsahuje ve svém centru intermediální černou díru o hmotnosti řádu kM☉. Podle E. Pfahla dokáže taková intermediální díra roztrhnout od sebe složky těsných dvojhvězd s oběžnými periodami od dnů do desítek let, pokud se k ní taková dvojhvězda neopatrně přiblíží. Autor odhaduje, že v dané kulové hvězdokupě k tomu dochází v průměru jednou za 1 – 10 mil. roků.
Zcela unikátní postavení v naší Galaxii má hvězdokupa Arches (Oblouky), která je vzdálena jen 25 pc od centrální černé veledíry naší Galaxie. Podle A. Stolteové aj. chybí v této hvězdokupě hvězdy malých i středních hmotností pod 4 M☉. Zřejmě jde o vzácný případ překotné tvorby hvězd o vysokých hmotnostech, jejichž stáří nepřesahuje 2 mil. roků. Hvězdokupa sama se rozptýlí během pouhých 10 mil. roků.
T. Lazio a T. LaRosa využili obří radiové antény VLA na frekvenci 330 MHz k mapování struktury magnetických polí v centru Galaxie. Jako v každé spirální galaxii se i zde nacházejí dvě základní složky pole - pravidelná a chaotická. Jejich magnetické indukce jsou srovnatelné a dosahují 0,3 nT. Kromě toho však nalezli podélná magnetická pole s indukcemi až tisíckrát vyššími ve vláknech kolmých k hlavní rovině Galaxie. Vlákna mají tloušťku kolem 1 pc a délku až 40 pc a jejich radiové záření je silně polarizováno (30 – 70%), což svědčí o synchrotronovém záření relativistických elektronů. S. Hyman aj. objevili v centru Galaxie touž aparaturou na zmíněné frekvenci silné záblesky rádiového záření , které trvají obvykle asi 10 min, načež následuje tichá přestávka v trvání 77 min. Plošný rozměr zdroje činí asi 10″, ale jeho fyzikální podstata není známa.
G. Bower aj. zkombinovali údaje o zdroji Sgr A*, získané anténou VLA a družicemi Chandra a Newton. V březnu 2004 objevili v těsné blízkosti zdroje radiové zjasnění na 80 mJy, které se podařilo rozlišit na dvě složky, které se vůči sobě příčně vzdalovaly rychlostí řádu desítek tisíc km/s. Uprostřed rozpínání radiových výtrysků se nacházel rentgenový zdroj o zářivém výkonu 2.1029 W. Tento úkaz se odehrál ve vzdálenosti 0,1 pc od polohy černé veledíry. Podle M. Muna aj. byla zdrojem zjasnění rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti (LMXB), jež se energie výbuchu zbavuje pomocí výtrysků o zářivém výkonu až 1030 W. Z. Shen aj. využili interferometru VLBI na vlnové délce 86 GHz k mapování okolí zdroje Sgr A*, přičemž dosáhli lineárního rozlišení 1 AU, tj. 13,5 Schwarzschildových poloměrů pro černou veledíru v centru. To je velmi silný důkaz, že tam černá veledíra opravdu existuje.
M. Muno aj. nalezli pomocí družice Chandra v poloměru 2 pc kolem černé veledíry v jádře Galaxie na 20 tisíc (!) hvězdných černých děr s hmotnostmi 5 – 20 M☉. Tyto díry se projevují výbuchy v rentgenovém pásmu spektra, takže jejich celkový počet bude ještě stoupat - dříve či později padají tyto černé díry na centrální veledíru a tím pomalu zvyšují její celkovou hmotnost. E. Churazov aj. objevili v centru Galaxie díky družici INTEGRAL anihilační čáru o energii 510 keV, která svědčí o neproměnném tempu anihilace pozitronů, jíž předchází tvorba pozitronia (vázaného stavu elektronu a pozitronu) o elektronové teplotě 7 – 40 kK. B. Teergarden aj. zjistili z údajů téže družice, že mimo jádro Galaxie se tato čára vůbec nevyskytuje.
A. Ghezová aj. získali díky laserové adaptivní optice u Keckova teleskopu dosud nejlepší údaje o infračervené proměnnosti zdroje Sgr A* na krátké časové stupnici řádu minut. Jeho jasnost v pásmu L (3,8 µm) kolísala o 2 mag během pouhých 8 min. G. Bélanger aj. zaznamenali díky družici Newton dvě rentgenová vzplanutí zdroje koncem března a srpna 2004. První vzplanutí trvalo přes hodinu a druhé dokonce téměř 3 h. Rentgenový zářivý výkon v pásmu 2 – 10 keV přitom stoupl až 40krát proti klidovému stavu na hodnotu bezmála 1028 W.
A. Ghezová aj. využili Keckova teleskopu k identifikaci 17 hvězd 14 – 17 mag v infračerveném pásmu K v úhlové vzdálenosti do 0,4″ od polohy radiového zdroje Sgr A*, který je považován za centrum Galaxie. Poloha zdroje je nyní známa s úhlovou nejistotou jen 0,01″, tj. s lineární chybou jen 80 AU. Sedm z objevených hvězd jeví eliptický oběžný pohyb kolem hmotného centra Galaxie a proměnná rychlost jejích pohybů se určuje s přesností ± 60 km/s. Pravou lahůdkou je hvězda S16, která nedávno proletěla pericentrem své dráhy ve vzdálenosti 45 AU od černé veledíry, což je jen 600 Schwarzschildových poloměrů, rekordní rychlostí 12 000 km/s. Z Keplerova zákona pak vyplývá hmotnost černé veledíry (3,6 ±0,3) MM☉. F. Eisenhauer aj. studovali tytéž hvězdy pomocí VLT ESO s úhlovým rozlišením 0,075″ a zjistili, že patří ke spektrálním třídám B0 - B9 V. Orientace jejich drah v prostoru je náhodná. Hvězda S2 obíhá černou veledíru v periodě 15 roků při výstřednosti elipsy 0,9. Nejvyšší výstřednost 0,94 naměřili pro hvězdu S14.
M. Davies a A. King se domnívají, že zmíněné hvězdy patří mezi červené obry, kteří díky častým průletům v blízkosti černé veledíry přišly slapovými silami o své vnější obaly, takže simulují hvězdy s daleko vyšší efektivní teplotou. Jejich životnost činí pouze 1 mil. roků, takže zřejmě jsou plynule nahrazovány přísunem čerstvých posil ze vzdálenějšího okolí černé veledíry. Přítomnost černé veledíry velmi zásadně pozměňuje vývoj hvězd v její blízkosti. M. Gürkan a F. Rasio tvrdí, že podobně jsou vývojově ovlivněny i blízké hvězdokupy, které díky dynamickému tření rychle směřují do centra Galaxie a v centrálním parseku se z nich uvolní do obecného pole mnoho mladých hvězd s hmotnostmi přes 30 M☉ a ve věku do 20 mil. roků. Ještě mladší hvězdy o stáří do 7 mil. let se nalézají v kouli o poloměru jen 0,4 pc.
W. Brown aj. nalezli v přehlídce SDSS hvězdu J0907+02 (Hya), která se vůči místnímu těžišti pohybuje vlastním pohybem rychlostí 730 km/s, což znamená, že její prostorová rychlost je největší mezi všemi prchajícími hvězdami v naší Galaxii. A. Gualandrisová aj. se domnívají, že hvězda získala tak vysokou rychlost při setkání s další hvězdou v blízkostí černé veledíry v jádře Galaxie - takové hvězdy mohou být katapultovány z Galaxie rychlostmi až 1 000 km/s.
M. Groenewegen a J. Blommaert studovali téměř 2700 mirid z přehlídky OGLE II s cílem určit vzdálenost galaktického centra od nás. Obdrželi tak hodnotu (8,8 ±0,4) kpc. V. Avedisovová odvodila základní dynamické konstanty pro Galaxii na základě kombinace měření vzdáleností 270 oblastí tvorby hvězd a radiálních rychlostí pro molekulová mračna v Galaxii. Dostala také vzdálenost Slunce od centra Galaxie (8,0 ±0,4) kpc a jeho kruhovou rychlost při oběhu kolem centra 200 km/s. Křivka oběžných rychlostí hvězd ve vzdálenostech mezi příčkou Galaxie a její periférii je plochá, tj. rychlost oběhu hvězd kolem centra soustavy určuje rozptýlená skrytá látka.
Podle E. Churchwella aj. je příčka skloněná šikmo k hlavní rovině Galaxie pod úhlem 45° a její celková délka dosahuje 8 kpc. V Galaxii se podařilo díky infračervenému teleskopu SST rozlišit celkem 8 spirálních ramen, navzájem propojených příčnými spojkami. K obdobnému závěru dospěl J. Vallée, jenž shrnul všechna měření od r. 1980 a tak zjistil, že nejblíže k jádru Galaxie na vnější hranici příčky ve vzdálenosti 3 kpc začínají spirální ramena Nor-Cap a Sct-Cru. Následuje rameno Car-Sgr, na jehož vnějším okraji se nachází Slunce. Dalšími v pořadí od centra jsou pak ramena Per a Cyg. V 10 kpc od centra se objevuje úsek dalšího ramene.
E. del Peloso aj. odvodili stáří tenkého disku Galaxie na základě radioaktivního datování z rozpadové řady Th/Eu pro 27 podobrů a hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F5-G8. Nuklid 232Th je téměř ideálním radioaktivním chronometrem, neboť jeho poločas rozpadu 14 Gr. Dostali tak stáří disku (8,8 ±1,7) Gr, zatímco stáří galaktického hala dosahuje (13,5 ±0,7) Gr. K tenkému disku patří 95% hvězd v blízkém okolí Slunce. Jeho tloušťka dosahuje v okolí Slunce jen 0,6 kpc.
Dlouholetou nevyřešenou záhadou galaktické astronomie jsou tzv. vysokorychlostní mračna (angl. High velocity clouds = HVC), která lze sice dobře zmapovat pomocí známé čáry neutrálního vodíku (211 mm; 1,4 GHz), ale nelze přitom určit jejich vzdálenost od nás. Nyní T. Westmeier aj. ukázali na základě pozorování 11 kompaktních HVC radioteleskopem v Effelsbergu, že jejich typické vzdálenosti dosahují řádu 100 kpc, takže pocházejí z Místní soustavy galaxií. Mají velmi různorodý vzhled a podle autorů za jejich existenci může smykový tlak, vznikající pohybem zhustků vodíku v obecném intergalaktickém poli.
R. Hilditch aj. využili pozorování 50 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu (MMM) z přehlídek OGLE III a 2dF k určení jejich základních parametrů, tj. hmotností, poloměrů, zářivých výkonů a metalicity. Odtud pak mohli zcela nezávisle na jiných metodách odvodit střední vzdálenost MMM (60,6 –4) kpc. S. Javiel aj. zjistili, že v MMM poblíž příčky z Velkého Magellanova mračna (VMM) vznikaly hvězdy zejména ve dvou samostatných epizodách, tj. před 10 mld. roků a před méně než 1 mld. let. V ostatních částech MMM byly však epizody rozprostřeny do období přes 6 - 10 mld. let a 2 - 3 mld. let, popř. probíhal vznik hvězd plynule. Podle A. Subramaniama a T. Prabhua vykazuje VMM dvě oddělená jádra a dvě příčky, obklopené disky, které rotují protiběžně. To znamená, že tato nepravidelná soustava vznikla splynutím alespoň dvou menších galaxií. C. Matropietro aj. uskutečnili modelové hydrodynamické výpočty interakce VMM s naší Galaxií za poslední 4 mld. let. Ukázali, že slapové síly naší Galaxie protáhly VMM do známého podlouhlého tvaru, vytvořily v něm příčku a kolem difúzní halo.
B. Willman aj. objevili díky přehlídce SDSS v poloze 1049+51 (UMa) objekt, který je buď obří kulovou hvězdokupou naší Galaxie, anebo trpasličí galaxií. Je od nás vzdálen 45 kpc, má střední poloměr 23 pc a absolutní hvězdnou velikost -3 mag. Titíž autoři vzápětí našli v témže souhvězdí další trpasličí galaxii ve vzdálenosti 100 kpc s poloměrem 250 pc a absolutní hvězdnou velikostí -6,8 mag. M. Cioni a H. Habing oznámili objev trpasličí galaxie o rozměru 14 kpc v souhvězdí Draka (gal. šířka 35°) ve vzdálenosti 80 kpc od Slunce a s velmi nízkou metalicitou, stokrát menší než je metalicita Galaxie. Musí jít tudíž o velmi starou soustavu, kde se už dávno hvězdy netvoří.
T. Sawa a M. Fujimoto modelovali vývoj Místní soustavy galaxií za předpokladu, že před 10 mld. let se mimoosově srazily dvě velké galaxie, které stlačily plyn v jejich halech a tak vznikla místní soustava trpasličích galaxií, včetně Magellanových mračen. VMM krouží kolem naší Galaxie po eliptické dráze s apocentrem ve vzdálenosti 200 kpc a jeho hmotnost dosahuje 20 GM☉, kdežto naše Galaxie obsahuje v poloměru 15 kpc desetkrát více hmoty.
Podle R. Ibaty aj., P. Guhathakurty aj. a F. Pecciho aj. má galaxie M31 shodnou hmotnost jako naše Galaxie, ale odlišuje se třikrát větším počtem kulových hvězdokup, větším diskem i galaktickou výdutí, takže nejspíš pohltila více trpasličích galaxií než naše Galaxie, i když je také možné, že se tím pouze dále rozostřila hranice mezi obřími kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi. Zmínění autoři navíc našli hvězdy galaxie M31 ještě ve vzdálenostech 150 kpc od centra. Také černá veledíra v centru M31 je podstatně hmotnější než v naší Galaxii - podle měření STIS HST dosahuje totiž 140 MM☉! I. Ribas aj. proměřili fotometricky a spektroskopicky dvoučarovou zákrytovou dvojhvězdu v galaxii M31. Tím určili všechny fyzikální a geometrické parametry této soustavy, sestávající z hmotných hvězd sp. tříd O a B a odtud pak odvodili i vzdálenost M31 (772 ±44) kpc. Proměření většího počtu zákrytových dvojhvězd v M31, což je nyní poprvé technicky možné, povede ke zpřesnění této fundamentální kosmologické veličiny s chybou jen 5%.
A. Brunthaler aj. určili nezávislou metodou, tj. měřením úhlových vlastních pohybů a radiálních rychlostí vodních maserů v protilehlých spirálních ramenech, vzdálenost a lineární vlastní pohyb galaxie M33 v Trojúhelníku. Použili k tomu poprvé radiointerferometrie na velmi dlouhé základně VLBA, jež dovoluje měřit úhlové vlastní pohyby vodních maserů s přesností na 5 obl. mikrovteřin. Odtud vyplynulo, že galaxie M33 se vůči naší Galaxii pohybuje rychlostí (190 ±60) km/s, a že její vzdálenost od nás činí (730 ±170) kpc. Podle A. Loeba aj. objasnila tato měření různé aspekty vývoje Místní soustavy galaxií za posledních 10 mld. let. Především je zřejmé, že disk galaxie M33 nebyl slapově ovlivněn ani naší Galaxií ani galaxií M31. Je škoda, že v M33 nebyly dosud nalezeny žádné vodní masery, takže zatím lze pouze odhadovat, že temná hala M31 a naší Galaxie se navzájem prostoupí už za 5-10 mld. roků, neboť jádra obou soustav se sbližují tempem 120 km/s. To bude mít drastické následky pro pohyby hvězd v obou galaxiích, jak ostatně vidíme na příkladech interagujících galaxií typu Tykadla apod.
Y. Maya aj. objevili na infračervených snímcích nepravidelné galaxie s překotnou tvorbou hvězd M82 (UMa) spirální ramena, která jsou modřejší než galaktický disk. Ramena jsou navíjena na jádro galaxie, která je spojena 20 kpc dlouhým mostem s nedalekou galaxií M81. Vzdálenost těchto soustav činí 3,6 Mpc. Překotná tvorba hvězd probíhá v centrálních 500 pc galaxie M82 a většina její hmoty se soustřeďuje v centrálních 2 kpc. Tvar galaxie klasifikované jako Irr2 odráží nedávné těsné setkání obou zmíněných galaxií.
M. Corbin aj. objevili pomocí kamery ACS HST vznikající trpasličí galaxii HE 0822+35 (Cnc), sestávající se dvou obřích hvězdokup, vzdálených od nás necelých 13 Mpc. První složka o průměru 100 pc vykazuje uprostřed překotnou tvorbu hvězd, kolem nichž se nachází prstenec starších červenějších hvězd. Druhá hvězdokupa má průměr 50 pc a jejich hmotnost činí dohromady něco přes 10 MM☉. Zatímco nově vzniklé hvězdy nejsou starší než několik milionů roků, druhá složka obsahuje výhradně hvězdy staré několik miliard let. Svítivost první složky dosahuje 5 mil. L☉, zatímco starší hvězdokupa dává jen 0,9 ML☉. Právě srážka obou hvězdokup evidentně vyvolala v první hvězdokupě onu překotnou hvězdnou tvorbu, takže jde o vůbec první případ, kdy vidíme vznikání trpasličí galaxie v přímém přenosu.
J. Gracia aj. studovali strukturu známého výtrysku z galaxie s aktivním jádrem M87 (Vir), jenž byl objeven H. Curtisem fotograficky již v r. 1918. V pásmu milimetrových vln dosáhlo lineární rozlišení v galaxii, vzdálené od nás asi 18 Mpc, neuvěřitelné hodnoty 0,01 pc. Při hmotnosti černé veledíry v centru M87 asi 3 GM☉ to odpovídá 30 Schwarzschildovým poloměrům. Zcela blízko černé veledíře je vrcholový úhel výtrysku plných 60°, ale ve vzdálenosti 4 pc od veledíry úhel klesá na 10° díky kolimaci silným magnetickým polem. Proto je výtrysk pozorovatelný až do vzdálenosti 2 kpc od černé veledíry.
A. Riessovi aj. se podařilo díky kameře ACS HST objevit cefeidy v galaxii NGC 3370 a určit tak její vzdálenost 29 Mpc. Je to zatím největší vzdálenost, v níž se zdařilo pozorovat cefeidy. Jelikož v r. 1994 vzplanula v této galaxii supernova Ia, je to tudíž první případ, kdy se obě metody určování vzdáleností galaxií mohou přímo porovnat a kalibrovat, což má značný význam pro kosmologii.
P. Nulsen aj. popsali mocný výbuch v radiové galaxii Her A, která leží v centru kupy galaxií se z = 0,15. Galaxie s aktivním jádrem dosáhla během výbuchu zářivého výkonu až 1039 W a celková energie uvolněná výbuchem, který trvá již 60 Mr, činí 3.1054 J. Tomu odpovídá hmotnost černé veledíry v jádře této galaxie alespoň 200 MM☉. B. McNamara aj. pozorovali během 11 h expozice družicí Chandra kupu galaxií MS 0735+74 (Cam), vzdálenou od nás 800 Mpc. Na rentgenovém snímku jsou patrné dvě tmavé dutiny, k nímž směřují radiové výtrysky z černé veledíry v jádře obří galaxie v centru kupy. Pozorování lze dle autorů nejlépe objasnit tím, že černá veledíra získala v poslední stovce milionů let na 300 MM☉ hmoty překotnou akrecí, což vedlo ke zmíněným protilehlým výtryskům z bezprostředního okolí černé veledíry. Výtrysky pak vymetají horký intergalaktický plyn, čímž vznikají zmíněné dutiny. Množství vymeteného plynu je přitom srovnatelné s hmotností všech hvězd naší Galaxie. Jde o největší doloženou dlouhodobou explozi ve vesmíru.
E. Vanzella aj. pořídili v rámci projektu GOODS-S optická spektra 300 rentgenových objektů z přehlídky CDF-S pomocí spektrografu FORS2/VLT a pro více než 230 objektů získali údaje o červených posuvech. Medián rozložení z je 1,0; většina objektů se vejde do intervalu z 0,5-2,0; jen tři galaxie mají z větší než 4,8 - rekord je 5,8. Rozdělení červených posuvů vykazuje koncentrace kolem hodnot z 0,67; 0,73; 1,10 a 1,61.
D. Stern aj. ohlásili objev galaxie 1621+26 (Her) se z = 6,54, která tím dává první zprávu o konci epochy reionizace raného vesmíru. Y. Taniguchi aj. odhalili na přehlídkových snímcích v blízké infračervené oblasti kolem 920 nm, získaných obřím teleskopem Subaru celkem 58 kandidátů s červenými posuvy z v rozmezí 6,5 - 6,6, což jen podtrhuje význam takto vzdálených galaxií pro pochopení povahy tvorby hvězd v nejdávnější minulosti vesmíru. Odtud je podle R. Whitea aj. zřejmé, že klíčovým faktorem pro vznikání hvězd a galaxií je začátek epochy reionizace intergalaktického vodíku, což mohlo nastat již při z ≈ 20. Bohužel, jak ukázali M. Lehnert aj., dřívější objev R. Pelló aj. galaxie se z = 10, čočkované mezilehlou kupou galaxií A1835, se nepotvrdil; šlo nejspíš o artefakt při počítačovém zpracování snímků.
D. Elmegreenová aj. se věnovali morfologii 884 galaxií o úhlových rozměrech nad 0,3″ na snímcích Hubblova ultrahlubokého pole (HUDF) ve 4 spektrálních pásmech od 435 do 850 nm. Nejčetnější jsou spirální galaxie (269), dále následují řetízky chuchvalců (178), dvojité chuchvalce (126), eliptické galaxie (100) a "pulci" (97). Při nejslabších a tudíž v průměru nejvzdálenějších galaxií jsou nejvíce zastoupeni pulci, řetízky a dvojice chuchvalců. Jen 10% spirálních galaxií obsahuje příčky. Nejrychleji se vyvíjejí eliptické galaxie, které se velmi podobají těm současným. Spirály byly na rozdíl od dnešních silně protáhlé a měly až dvakrát tlustší disky. Nepravidelné či chaotické galaxie naproti tomu postupně mizí a dnes se už téměř nevyskytují.
B. Mobasher aj. našli v HUDF pravděpodobného kandidáta na rekordně vzdálenou galaxii (z = 6,5) s překotnou tvorbou hvězd a nízkou metalicitou. Kombinace snímků z VLT a SST poukázala na stáří soustavy pouhých 900 mil. let po velkém třesku a její úctyhodnou hvězdnou hmotnost 6.1011 M☉. N. Pirzkal aj. hledali na snímcích HUDF obyčejné hvězdy naší Galaxie. Celkem tam našli 29 hvězd jasnějších než 29,5 mag a téměř pro všechny se jim podařilo získat spektra pro jejich spektrální zařazení. Nejčetnější jsou červení trpaslíci třídy M (18), dále následují bílí trpaslíci (4), hnědí trpaslíci (2) a kvasary (2). S. Malhotra aj. využili spektrografu (grism) ve spojení s kamerou ACS HST k identifikaci 29 červených objektů na snímcích HUDF. Zjistili, že 23 z nich jsou galaxie se z v rozmezí 5,4 - 6,7 a jen 4 představují bližší galaxie se z 1 - 2 a 2 objekty jsou červené trpasličí hvězdy. Odtud vyplývá čtyřnásobný objemový přebytek galaxií pro z ≈ 5,9.
Možnosti přehlídek vlastností blízkých i vzdálených galaxií výrazně rostou, jak ukazuje práce O. LeFevrea aj. o prvních výsledcích projektu VIMOS VLT (ESO). Spektrograf VIMOS dokáže najednou získat štěrbinová spektra 600 objektů s přesností radiálních rychlostí ±280 km/s. V první části přehlídky získal údaje z pole o ploše 0,6 čtv. stupně a pořídil spektra 9677 galaxií a 836 hvězd. Z toho 1065 galaxií má z > 1,4, takže v přehlídce jsou zachyceny objekty z 90% věku vesmíru, mezi nimi 90 galaxií s aktivními jádry. Autoři též potvrdili závěr o vysokém zastoupení galaxií s velkými červenými posuvy, které odpovídají epochám 9 – 12 mld. let před současností. Tyto galaxie se vyznačují překotnou tvorbou hvězd tempem 10 – 100 M☉/r a obsahují až třikrát více hvězd než se dosud předpokládalo.
M. Volonteriová a M. Rees studovali možnosti růstu černých veleděr v raném vesmíru pro z ≈ 6 (stáří vesmíru 1 mld. roků po velkém třesku) a zjistili, že tempo jejich růstu akrecí z disku kolem černé veledíry může být úctyhodně vysoké a již v té době mohou dosáhnout hmotností až 6 GM☉, což se ostatně i pozoruje. D. Alexander aj. zjistili, že v jádrech kvasarů se nalézá asi třetina všech černých veleděr. Jelikož však v kvasarech již neprobíhá překotná tvorba hvězd, musely příslušné veledíry dorůst ještě před vznikem kvasarů, tj. nejpozději před 8 mld. let. Tak se to vskutku pozoruje u vzdálených rentgenových galaxií, v nichž rostou černé veledíry souběžně s překotnou tvorbou hvězd. Nejlépe se to projeví při sledování mikrovlnného záření z takové galaxie a skutečně: při červeném posuvu z v rozmezí 1,5 - 3 mají tyto galaxie nejvyšší hodnoty překotné tvorby hvězd a současně rekordní zářivé výkony řádu 10 TL☉. Jak ukázali E. Bell aj. rozborem údajů infračerveného teleskopu SST pro 1500 galaxií s červenými posuvy kolem 0,7, asi 40% z nich prodělalo předtím epizodu překotné tvorby hvězd, která však mezitím klesla na pouhou setinu původního tempa. Autoři to vysvětlují tím, že se během evoluce vesmíru vyčerpává zásoba chladného plynu vhodného pro tvorbu nových pokolení hvězd, a klesají též vzájemné interakce s okolními satelitními galaxiemi.
Podrobný popis celého procesu evoluce černých děr ve vesmíru propočítal A. Tutukov. V raném vesmíru se hmotné hvězdy I. generace (populace III) hroutí na konci svého vývoje na hvězdné černé díry o hmotnostech nad 25 MM☉. Jsou-li černé díry ve dvojhvězdách, ztrácejí hodně energie gravitačním vyzařováním, takže se nutně slijí. V jádrech obřích kulových hvězdokup pak hvězdné černé díry splývají na intermediální černé díry s hmotnostmi řádu kM☉. Hmotné černé díry pak dříve či později dospějí do centra galaxie, kde se opět slévají na černé veledíry, které dokáží okolní hvězdy při jejich průletu v blízkosti veledíry urychlit až na 105 km/s. To je příčina existence hvězd prchajících z dané galaxie do intergalaktického prostoru a to se může přihodit i osamělým hvězdným černým dírám, neutronovým hvězdám a bílým trpaslíkům; nikoliv však dvojhvězdám. Tutukov společně s A. Fedorovou propočítali i případ, kdy se hvězda dostane do spárů dvojice černých veleděr, což je běžné v případě předchozích srážek galaxií. Slévání takové dvojice má na kolemjdoucí trpasličí a degenerované hvězdy opravdu zásadní vliv: hvězdy mohou být vymrštěny z centra takové soustavy rychlostmi blízkými rychlosti světla! Nejhmotnější černé veledíry řádu GM☉ tak dokáží urychlit i hvězdy hlavní posloupnosti. Najít pozorovací důkazy pro tyto výpočty však bude nesnadné.
V naší Galaxii vzniká 10% velmi hmotných hvězd přímo v jádře Galaxie, takže se pravděpodobně dostanou do blízkého kontaktu s černou veledírou, což určí jejich další osud. Nejbližším příkladem skutečně obří černé veledíry je jádro galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny. Tam na černou veledíru přitéká až 1 000 M☉ horkého plynu ročně, a tak není divu, že při vhodné geometrii považujeme takové případy za kvasar. Podle N. Häringa a H. Rixe, kteří zkoumali černé veledíry ve 30 galaxiích, činí hmotnost veledíry v centru galaxie vždy zhruba 0,14% hmotnosti výdutě celé galaxie, což svědčí o vývojové souvislosti obou jevů.
Jak uvedli S. Zibetti aj., objevil jasnozřivý F. Zwicky již v r. 1951, že v intergalaktickém prostoru kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky se vyskytují hvězdy a totéž se pak zjistilo v r. 1970 pro další kupy galaxií včetně kupy v Panně. Nyní jsou k dispozici výsledky přehlídky SDSS, které ukazují, že při těsném průchodu či srážce galaxií se do intergalaktického prostoru dostává poměrně hodně hvězd, které uniknou díky srážce gravitačních potenciálů obou aktérů srážky. J. Neill aj. dokázali, že v intergalaktickém prostoru se vyskytují i novy, tj. dvojhvězdy s bílým trpaslíkem jako vybuchující složkou. Tyto trempířské novy se kvůli extrémní absolutní jasnosti -10 mag dají nalézt poměrně snadno. Konečně D. Maoz aj. zjistili, že v intergalaktickém prostoru vybuchují i supernovy třídy Ia, což je ostatně obvyklé závěrečné stádium vývoje klasických nov.
D. Schwartz a S. Virani zkoumali pomocí družice Chandra vzdálený (3,9 Gpc) kvasar SDSSpJ 1306 a zjistili, že jeho rentgenové spektrum i optický a rentgenový zářivý výkon (1013 L☉) je shodný s parametry u mladších kvasarů. Podobně dopadl výzkum stejně vzdáleného kvasaru SDSSpJ 1030 družicí Newton. Odtud plyne, že černé veledíry vznikaly velmi brzo (≈ 850 mil. let) po velkém třesku patrně sléváním hvězdných černých děr - pozůstatků po krátkožijících velmi hmotných hvězdách III. populace. To odpovídá tvrzení T. di Matteové, že v raném vesmíru již existovaly černé veledíry s hmotnostmi řádu 1 GM☉, přičemž mezi hmotnostmi veleděr a výdutěmi vznikajících galaxií existuje lineární úměrnost - viz předešlý odstavec 5.4. Jelikož v raném vesmíru byly zárodky galaxií navzájem blízko, docházelo běžně k jejich vzájemným srážkám, což zvyšovalo překotně tvorbu nových hvězd i přítok materiálu na veledíry. Paradoxně kvasary tento proces zpomalují, protože svým velkým zářivým výkonem rozptylují mezihvězdný plyn a snižují tak pravděpodobnost vzniku hvězd.
Naštěstí podle P. Hopkinse aj. jsou kvasary aktivní (se zářivým výkonem nad 100 GL☉) nanejvýš 10 mil. roků, takže v kosmických měřítkách času není toto opoždění ve vzniku nových pokolení hvězd příliš významné. Podle výpočtu autorů trvá výstavba černé veledíry asi 100 mil. let, ale po větší část té doby nic nevidíme, protože veledíra je obklopena hustými závoji prachu. Teprve když veledíra dosáhne zralosti, zvedne se silný vítr, který prach odfoukne, takže na krátkou kosmickou chvíli vidíme kvasar s rozpětím svítivostí 1 GL☉ - 100 TL☉, tj. s bolometrickou hvězdnou velikostí -17 – -30 mag.
S. Frey aj. sledovali pomocí radiového interferometru sítě VLBI strukturu nejvzdálenějšího (z = 5,8) radiově hlučného kvasaru SDSS J0836+00 (Hya). Průměr radiového zdroje není větší než 40 pc a tok v pásmu 5 GHz činí 0,3 mJy. Odtud plyne horní mez hmotnosti příslušné černé veledíry 4,8 GM☉. R. Maiolino aj. zkoumali nejvzdálenější (z = 6,4; stáří vesmíru 870 mil. r.) radiový kvasar J1148+52 (UMa) pomocí mikrovlnného radioteleskopu IRAM. V jeho spektru objevili čáru [C II], což znamená, že v tomto kvasaru probíhá překotná tvorba hvězd tempem 3 kM☉/r! Kvasar leží v centru obří nadsvítivé infračervené galaxie se zářivým výkonem přes 10 TL☉; samotný výkon ve zmíněné zakázané čáře ionizovaného uhlíku dosahuje 4 GL☉! Přehlídka SDSS zatím odhalila celkem 12 kvasarů se z > 5,7 a potvrzuje, že již ke konci první miliardy let po velkém třesku byla látka vesmíru silně obohacena o tzv. kovy (prvky s protonovým čísly >5). D. Schneider aj. uveřejnili třetí část katalogu kvasarů z přehlídky SDSS, která obsahuje na ploše 4200 čtv. stupňů celkem 46 tis. objektů s absolutní magnitudou I nižší než -22; z toho je 44 tis. objektů nově objevených, což jen podtrhuje obrovský význam zmíněné přehlídky. Kvasary v katalogu mají červené posuvy z v rozmezí 0,08 - 5,41 s mediánem z = 1,5, přičemž 520 z nich má z > 4 a 17 kvasarů má z > 5.
S. Paltani a M. Türler využili archivních pozorování nejjasnějšího kvasaru 3C-273 (Vir; z = 0,16) pomocí ultrafialové družice IUE k určení hmotnosti centrální černé veledíry a obdrželi tak rekordní hodnotu 7,6 GM☉. R. Zavala a G. Taylor objevili pomocí interferometru VLBA v pásmu 12 – 22 GHz silnou Faradayovu rotaci ve výtrysku z tohoto kvasaru, jehož magnetické pole má zřejmě šroubovicovou strukturu. Tím se ještě komplikuje odpověď na otázku, jak se zmíněný výtrysk vůbec může vytvořit a dlouhodobě udržet v témže směru. A. Lobanov a J. Roland zjistili, že v jádře jasného (V = 16 mag) superluminálního kvasaru 3C-345 (Her; z = 0,6) se nachází pár černých veleděr o identických hmotnostech 7 MM☉, které jsou od sebe vzdáleny 0,3 pc a obíhají kolem sebe v periodě 480 r. Akreční disk kolem první z nich se kolébá díky precesi v periodě 2,6 tis. let. Kolmo k disku směřují úzké relativistické výtrysky urychlených pozitronů a elektronů, obklopené širšími a pomalejšími výtrysky urychlených protonů a elektronů. Podobný pár černých veleděr objevili J. Wu aj. u blazaru PKS 1510-089 (Lib; z = 0,36), kde dokonce dochází ke krátkým asi půlhodinovým zákrytům objektů a k precesnímu komíhání radiového výtrysku.
Výrazné variace jasnosti galaxií s aktivními jádry (AGN) v optickém či rentgenovém pásmu znamenají, že ve skutečnosti je objektů AGN ve vesmíru více, než pozorujeme, protože ty vzdálenější zaznamenáme jen během krátkých epizod vysoké aktivity. To platí také pro pozorování AGN v pásmu záření gama, jak dokazují četná pozorování objektů jako jsou blazary Mkn 421 a 501 pomocí aparatur HESS a MAGIC, vykonaná v průběhu r. 2005. F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS v Namibii proměnné záření gama od blazaru PKS 2155-304 (PsA; z = 0,12), což je zatím druhý nejvzdálenější zdroj záření gama (> 160 GeV) ve vesmíru. Přitom v pásmu nad 300 GeV dosahuje intenzity 10 – 60% záření nesrovnatelně bližší Krabí mlhoviny. P. Magain aj. objevili jasný (Mv = - 26 mag) kvasar HE0450-29 (Coe; z = 0,3) na okraji 2,5 kpc širokého plynného mračna bez hvězd. Autoři usuzují, že před stovkami milionů let došlo ke srážce infračervené galaxie s kvasarem, které vyvolala překotnou tvorbu hvězd v galaxii s vrcholem před 130 mil. lety. Hmotnost černé veledíry v kvasaru odhadli na 800 MM☉.
Jak upozornili F. Nicastro aj., lze využít vzdálených svítivých kvasarů jako světlometů, které ozařují mezilehlou kosmickou scénu a dávají tak představu o podílu jednotlivých složek zářivé látky vesmíru, byť tato látka představuje jen necelé 4% hmoty vesmíru. Dosavadní inventura je docela deprimující: hvězdy a galaxie představují jen 0,5% hmoty vesmíru, kdežto intergalaktický plyn 1%. Zbylá 2% jsou dosud zcela neznáma! Porovnáme-li počet publikací, věnovaných hvězdám a galaxiím, s počtem prací o intergalaktickém plynu, je zde nepoměr ve prospěch první složky přinejmenším o tři řády, takže astronomové se od starověku až dodnes věnují převážně té nejnicotnější složce hmoty vesmíru a jediný pokrok spočívá v tom, že na počátku XXI. stol. o tomto svém zásadním handicapu při zkoumání vesmíru konečně vědí.
D. Kubas aj. uveřejnili výsledek komplexního studia binární mikročočky OGLE-2002-BLG-069, pozorované ve výduti Galaxie v poloze 1748-21 a objevené 1. června 2002. Díky včasnému avízu v projektu PLANET byl průběh zjasnění a následného poklesu jasnosti sledován od 18. června po dobu více než tří měsíců nepřetržitě 6 většími dalekohledy v různých zeměpisných délkách, což umožnilo získat mimořádně kvalitní světelnou křivku úkazu v rozmezí jasností od 16 do 12 mag. Tak se podařilo určit, že hvězda, zobrazená binární mikročočkou, se nachází ve výduti Galaxie ve vzdálenosti cca 9 kpc a její spektrum lze klasifikovat jako G5 III. Binární mikročočka se skládá z trpasličích hvězd třídy M ve vzdálenosti 3 kpc, které kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 5 AU. Autoři též uvedli, že z dosud objevených 2 tis. gravitačních mikročoček je asi 5% binárních. Celý úkaz je přímo učebnicovým příkladem efektivní mezinárodní spolupráce v oboru, který dává i do budoucna velké možnosti při sledování vzdálených dvojhvězd či dvojic hvězda-exoplaneta. Takový husarský kousek se zdařil N. Rattenburymu aj., když pozorovali binární mikročočku MOA 2002-BLG-33, jejíž těžiště přecházelo přesně před vzdálenou hvězdou sp. třídy F/G těsně nad hlavní posloupností. Pro tuto hvězdu 17 mag, vzdálenou 5 kpc, se tak z průběhu světelné křivky zjasnění podařilo určit i její zploštění 0,98 při neuvěřitelném úhlovém rozlišení 4.10-5 obl. vteřiny!
M. Jaroszynski aj. využili databáze projektu OGLE III k odhadu hmotností binárních mikročoček, pozorovaných v průběhu r. 2003, kdy aspoň jednou složkou mikročočky byl hnědý trpaslík. Úkaz BLG 170 způsobila binární mikročočka, vzdálená 6 kpc, jejíž složky měly hmotnosti 0,065 a 0,08 M☉. Nejzajímavější úkaz 267 vyvolala dvojice hnědých trpaslíků s hmotnostmi 0,055 a 0,068 M☉ ve vzdálenosti 5,5 kpc a konečně úkaz 291, jenž byl pozorován až do dubna 2004 po dobu 255 dnů (!), způsobila dvojice objektů s hmotnostmi 0,056 a 0,09 M☉, vzdálená od nás jen 0,3 kpc.
M. Smith aj. shrnuli dosavadní výsledky výzkumů všech projektů sledování gravitačních mikročoček (MACHO, OGLE, MOA, EROS, POINT-AGAPE) v Místní soustavě galaxií. Nejvíce úkazů se pozoruje ve směru k centru Galaxie; z toho asi ve 30 případech se zdařilo určit i paralaxu úkazů. V galaktické výduti bylo pozorováno 38% vzdálených objektů, z toho 1/6 příslušných mikročoček patří do disku Galaxie ve vzdálenostech do 5 kpc. Ve třetině případů je zdroj i mikročočka v disku Galaxie. Průměrné trvání zjasnění činí měsíc, ale paralaktické případy trvají obvykle kolem 130 dnů a jejich čočky jsou v průměru vzdáleny 3,7 kpc, kdežto průměr vzdáleností pro všechny úkazy je 6,7 kpc.
Přehlídka SDSS je velmi úspěšná v odhalování dalších gravitačních čoček. Dosud jich nalezla 114, což je mnohem více, než se čekalo. Jejím pozoruhodným výsledkem je objev kvasaru J1004+41 (LMi; z = 1,7), zobrazeného mezilehlou kupou galaxií (z = 0,7)) s úhlovou roztečí složek až 14,6″, což je nový rekord pro gravitační čočky, dvojnásobek předešlého. N. Inada aj. objevili pomocí ACS a NICMOS HST u tohoto kvasaru i slabý 5. obraz, vzdálený jen 0,2″ od centra nejjasnější galaxie. NICMOS díky zesílení obrazu dokonce vidí i mateřskou galaxii kvasaru. Hlavní čtyři čočkované obrazy kvasaru jsou velmi jasné, tj. v rozmezí optických magnitud 18,5 – 20,1 a to dává dobrou možnost studovat v tomto směru rozložení skryté látky vesmíru. Jak ukázali K. Sharon aj., je zmíněná mezilehlá kupa galaxií opravdu mocnou gravitační čočkou, protože ve stejném směru za kvasarem objevili ještě další vícekrát zobrazené galaxie s červenými posuvy z 2,7 a 3,3!
Tato pozorování ovšem naznačují jistý problém při sledování vzdálených svítivých kosmických objektů, jako jsou právě kvasary, supernovy třídy Ia a zábleskové zdroje záření gama, protože gravitační čočky - jak známo - rovněž zvyšují jasnost zdrojů, ležících na zorném paprsku za těmito čočkami. Obecně tak pravděpodobnost nezapočítaného zesílení jasnosti objektu roste se vzdáleností objektu od nás. Dle D. Holze a E. Lindera to začíná vadit u supernov se z > 1,5, takže to znehodnocuje jejich využití jako standardních "kosmologických svíček", a totéž se týká také ještě svítivějších zábleskových zdrojů záření gama. R. Scranton aj. tento efekt ostatně objevili statisticky v souboru údajů pro 200 tis. kvasarů a 13 mil. galaxií z výseku přehlídky SDSS na ploše 3 800 čtv. stupňů. Zesílení jasnosti vzdálenějších objektů vinou kolektivního působení mezilehlých gravitačních čoček je měřitelné na úrovni 8 sigma, tedy vysoko nad hranicí statistických odchylek.
T. York aj. využili pozorování zpoždění radiových světelných křivek složek gravitační čočky B0218+357 (Tri; úhlová rozteč složek 0,3″) v rámci programu CLASS k nezávislému určení hodnoty Hubblovy konstanty H0 = (61 ±7) km/s/Mpc. Podobně P. Jakobson aj. měřili zpoždění optického signálu u složek gravitační čočky FBQ 0951+26 (Leo; zpoždění 16 d) k určení H0 = (60 ±8) km/s/Mpc. E. Egami aj, našli velmi vzdálenou galaxii (z ≈ 6,7), zobrazenou gravitační čočkou v podobě mezilehlé kupy galaxií A2218 (z = 0,2), kterou pozorovali v blízké infračervené oblasti spektra až do 4,5 µm. Galaxie stihla navzdory svému ranému vzniku prodělat epizodu překotné tvorby hvězd, starých jen stovky mil. roků, jejichž úhrnná hmotnost činí sice jen 1 GM☉, ale obsahuje již zralou hvězdnou populaci s dostatečně vysokou metalicitou.
G. Smith aj. shrnuli výsledky přehlídky gravitačního čočkování svítivých rentgenových kup galaxií s průměrným červeným posuvem z ≈ 0,2 pomocí HST. V této vzdálenosti představuje 1″ na snímcích lineárně 4,2 kpc. Zjistili, že tyto velmi hmotné kupy s dynamickými hmotnostmi řádu PM☉ obsahují, jak se dalo čekat, velké množství skryté látky, dále horký vnitrokupový plyn o teplotě cca 8 MK a k tomu na tisíce standardních galaxií. Střední zářivý výkon zkoumaných kup v pásmu tvrdého rentgenového záření dosahuje téměř 1039 W. HST díky svému skvělému úhlovému rozlišení odhalil u poloviny kup svítící oblouky, typické pro gravitační čočkování. Zhruba 70% zkoumaných kup dosud splývá s ostatními, což vede ke zvýšení teploty intragalaktického plynu i rentgenového zářivého výkonu. Z globálního pohledu představují tyto kupy uzlíky, čili průsečíky "vláken" v kosmické "pavučině" velkorozměrové struktury vesmíru, kterou jednak pozorujeme v trojrozměrných přehlídkách oblohy a jednak ji dokážeme spočítat v simulacích vývoje struktury vesmíru. Výhoda gravitačních čoček, jimiž jsou zobrazovány, spočívá především v tom, že čočky reagují přesně na rozložení součtu zářivé i skryté látky vesmíru, takže poskytují objektivní obraz o rozložení hmoty vesmíru v prostoru. Výsledek dobře odpovídá vesmírnému modelu s parametry Omegam = 0,3; OmegaLAMBDA = 0,7; H0 = 65.
N. Panagia aj. nalezli na snímku Hubblova ultrahlubokého pole (HUDF) v souhvězdí Chemické pece velmi hmotnou (600 GM☉) galaxii s červeným posuvem z > 6,5. To znamená, že tak svítivé galaxie dokázaly reionizovat okolní vesmíru již pro posuvy z ≈ 15 (250 Mr po velkém třesku) a ukončit tak epochu šerověku (angl. dark ages) vesmíru. Navíc to dobře souhlasí s měřením polarizace reliktního záření družicí WMAP, která udává konec šerověku na z = 17. Od té chvíle se tudíž zvyšovala průzračnost vesmíru a tato epocha skončila pro z = 6 (900 Mr po velkém třesku), kdy vesmír téměř dokonale "prokoukl".
Přehlídka SDSS umožnila podle R. Jimeneze aj. poprvé pochopit, co v raném vesmíru rozhoduje o epoše, množství a hmotnostech vznikajících hvězd. K tomu, aby v zárodečném plynném oblaku tvorba hvězd vůbec započala, musí jeho hmotnost převyšovat 10 GM☉ plynu. Účinnost přeměny plynu na hvězdy přitom výrazně stoupá s rostoucí hmotností zárodečného oblaku, takže asi 4/5 hvězd vzniká v nejhmotnějších (>200 GM☉) plynných oblacích při červených posuvech z > 1 (před 7,5 Gr). V té době byla účinnost tvorby hvězd asi dvojnásobná v porovnání s dnešní. Pokud je současná hmotnost galaxie nižší než 100 GM☉, začala v ní tvorba hvězd teprve při z = 0,2 (před 2,5 Gr). A. Kashlinsky aj. odvodili z polarizace reliktního záření a fluktuací infračerveného pozadí měřených družicí WMAP, že první (velmi hmotné) hvězdy ve vesmíru začaly vznikat již 200 mil. let po velkém třesku.
F. Nicastro aj. zjistili z pozorování družice Chandra během vzplanutí galaxie Mkn 421 s aktivním jádrem, že baryonová složka vesmírné hmoty představuje 4,6% úhrnné hmoty vesmíru. Mohli tak totiž díky tomuto "světlometu" určit množství intergalaktického plynu pro červené posuvy z 0,01 a 0,03 (tj. ve vzdálenostech 45 a 115 Mpc od nás). Jak se ukazuje, horký (1 MK) intergalaktický plyn představuje asi 35% baryonové látky vesmíru a 40% tvoří chladný neutrální vodík. Pouze 10% baryonové látky se kondenzovalo v galaxiích, takže na všechny hvězdy vesmíru připadá méně než 10% baryonové látky vesmíru. Povaha zbylých 15% baryonové látky není známa.
Díky přehlídkám 2dF a SDSS se v široké mezinárodní spolupráci podařilo objevit akustické oscilace o typické "vlnové délce" 150 Mpc v mapě rozložení galaxií, které jsou otiskem interakcí mezi zářením a látkou v čase asi 300 tis. let po velkém třesku, což velmi výrazně podpořilo správnost současného standardního kosmologického modelu vesmíru a zdůraznilo klíčovou úlohu gravitace při vzniku galaxií. Příslušné simulace vzniku, vývoje a shlukování galaxií a kvasarů uskutečnili v programu Millenium V. Springel aj. Modelovali vývoj v krychli o hraně 0,7 Gpc pro červené posuvy z od 127 do nuly, když jejich superpočítač během 28 d činnosti vykonal půl trilionu operací. Obdrželi tak hierarchický růst nehomogenit vesmíru zezdola v modelu s chladnou skrytou látkou a kosmologickou inflací ve výborné shodě s pozorováním. Přehlídka SDSS podle S. Tanga a S. Zhanga rovněž ukázala, že téměř 2 700 kvasarů s velkým červeným posuvem nijak nekoreluje s více než 77 tis. galaxiemi s aktivními jádry (AGN), takže alternativní vysvětlení těchto posuvů jako důsledek vymrštění kvasarů z těchto galaxií, které po řadu desetiletí prosazuje H. Arp a jeho škola, nemá žádnou oporu v pozorování.
Jak připomněli D. Xu aj., kosmologie prodělala na přelomu století opravdovou revoluci díky soustavnému sledování velmi vzdálených supernov třídy Ia, přesným měřením fluktuací a polarizace reliktního záření družicí WMAP, zmíněným přehlídkám SDSS, 2dF, 2MASS a programu GOODS (HST, SST, Chandra, VLA). Také úžasný výkon družice Swift při rychlé poziční identifikaci vzdálených zábleskových zdrojů záření gama (GRB) může velmi napomoci studiu struktury vesmíru i identifikaci zdrojů překotné tvorby hvězd ve velmi raném vesmíru. Epocha blouznivých kosmologických spekulací zkrátka skončila.
M. Kilic aj. porovnali polohy slabých modrých objektů, objevených v letech 1999 a 2000 R. Ibatou aj. a R. Mendezem a D. Minnitim na snímcích HDF-N, s polohami na nových snímcích, pořízených po 7 lety v rámci programu GOODS. Původní autoři se domnívali, že jde o bílé trpaslíky v halu Galaxie, jejichž četnost by v tom případě byla tak vysoká, že by mohla vysvětlit existenci větší části skryté látky v halu Galaxie. Nyní se však ukázalo, že jen dva z těchto modrých objektů vykazují v intervalu 7 let mezi snímky vlastní pohyb řádu 0,01″/r, což odpovídá bílým trpaslíkům v disku Galaxie vzdálených přibližně 500 pc od Slunce. Všechny ostatní modré objekty nejeví žádný vlastní pohyb, takže jde o objekty extragalaktické, velmi pravděpodobně o galaxie s aktivními jádry (AGN). Povaha skryté látky (angl. dark matter) tak zůstává i nadále skrytá.
W. de Boer aj. přinesli zajímavý důkaz o rozložení skryté látky v halu Galaxie na základě přehlídky záření gama v pásmu 0,1 – 10 GeV, vykonané aparaturou EGRET družice Compton. Ve všech směrech je tam totiž vidět přebytek záření > 1 GeV na úrovni 10násobku střední chyby, což považují za důkaz anihilace částic skryté látky, protože rozložení tohoto přebytku ve tvaru toroidálních prstenců ve vzdálenostech 4 a 14 kpc od centra Galaxie souhlasí se zvláštnostmi v rotační křivce Galaxie v týchž vzdálenostech. Rotační křivka přitom přímo odhaluje rozložení skryté látky v halu Galaxie, takže ve vnitřním prstenu je 9 GM☉ skryté látky a vnější prsten má dokonce polovinu celkové hmoty Galaxie. Podle těchto měření činí celková hmota (tj. jak zářící tak skrytá látka) Galaxie 3 TM☉, přičemž zářící látka představuje jen 55 GM☉. Autoři se na základě podrobných fyzikálních argumentů domnívají, že skrytá látka Galaxie je supersymetrickým protějškem fotonů reliktního záření, což by mělo být tzv. neutralino. Naproti tomu R. Mainini aj. tvrdí na základě rozboru měření reliktního záření družicí WMAP, že skrytou látku tvoří výhradně tzv. axiony (hypotetické elektricky neutrální částice s extrémně nízkou hmotností velmi slabě interagující s běžnou hmotou).
Ještě komplikovanější je pojem skryté energie (dark energy), o níž se soudí, že jde o základní vlastnost prostoročasu, jak odhadl už A. Einstein, když se trápil s neurčenou kosmologickou konstantou v rovnicích obecné teorie relativity pro modely vesmíru. Vývoj vesmíru daný jeho rozpínáním mění dle S. Carrolla poměrné zastoupení jednotlivých složek hmoty (zářící látka - ZL; skrytá látka - SL; skrytá energie - SE) zcela dramaticky. Podle současných modelů před 11,5 Gr představovala ZL 16%; SL 80% a SE 3% z celkové hmoty vesmíru. Současné podíly jsou však přibližně 5/25/70 % a za 11,5 Gr budou 0,8/4,2/95 %! Za 14,5 Gr bude 99,3% hmoty vesmíru představovat skrytá energie!! Podle L. Krausse je díky existenci skryté energie budoucí vývoj vesmíru nezávislý na jeho geometrii, čili i geometricky uzavřený vesmír se může trvale rozpínat, a naopak geometricky otevřený vesmír se může nakonec zhroutit do singularity.
Nejvýznamnější událostí roku se stalo již zmíněné protažení stupnice vzdáleností galaxií pomocí cefeid díky ACS HST do pásma, kde pozorujeme nejbližší supernovy třídy Ia, které jsou přes všechny výhrady těmi nejspolehlivějšími standardními svíčkami pro vzdálený vesmír. Jelikož už neexistuje psychologická bariéra proti vyšším hodnotám Hubblovy konstanty H0, vyvolaná faktem, že ve standardním Einsteinově-de Sitterově modelu z nich vyplývalo nesmyslně krátké stáří vesmíru pod 10 mld. let, začínají se tyto vyšší hodnoty přijímat a navzájem sbližovat. Za tuto změnu názorů mohou přirozeně množící se důkazy o existenci skryté energie vesmíru, která fakticky už v současné epoše dominuje, jak vyplývá z poznatků předešlého odstavce tohoto přehledu. Tím totiž v modelech, které se skrytou energií počítají, se přiměřeně prodlužuje stáří vesmíru a tzv. paradox stáří vesmíru se tím daří přesvědčivě odstranit.
M. Stritzinger a B. Leibundgut to připomněli zcela názorně: aby mohl platit Einsteinův-de Sitterův model, muselo by být H0 = 46 (v jednotkách km/s/Mpc), což je z pozorování supernov Ia už zcela bezpečně vyloučeno. Nejnižší slučitelná hodnota H0 činí 66 a nejpravděpodobněji (78 ±9). Pozorovat překryv supernov Ia a cefeid se zdařilo - jak jsem již uvedl v odst. 5.4. - A. Riessovi aj., když v galaxii NGC 3370 odvodili na základě pozorování 64 cefeid spolehlivou hodnotu H0 = (73 ±9). Další možnost překryvu se týká galaxie NGC 3982, v níž vzplanula supernova 1998aq, a v níž nyní měření cefeid probíhají. Těmto hodnotám H0 v modelech, které předpokládají současné poměrné zastoupení zářící a skryté látky i převahu skryté energie, dobře odpovídá dnes už kanonické stáří vesmíru 13,5 Gr s chybou menší než 2%. Nejnovější měření fluktuací reliktního záření na vysokohorské stanici v Andách aparaturou CBI v pásmu frekvencí 26 – 36 GHz dala dle A. Readheada aj. poměrné zastoupení skryté energie 74% a stáří vesmíru 13,7 Gr. Mírou těchto fluktuací je veličina sigma8, která udává relativní amplitudu fluktuací rozložení látky vesmíru na vzdálenost přibližně 8 Mpc (tato vzdálenost poněkud závisí též na hodnotě H0). V současných experimentech vychází v rozmezí 0,7 - 0,9, což dobře souhlasí s představou o růstu nehomogenit v rozložení látky vesmíru z nepatrných kvantových fluktuací těsně po velkém třesku.
Pozoruhodnou levnou metodu pro studium kosmického záření objevili radioamatéři v r. 1965: když si naladíte na citlivém přijímači FM pásmo VKV, můžete zaznamenat mžikové radiové záření, které vzniká při průletu spršek vysokoenergetického kosmického záření zemskou atmosférou. Nyní H. Falcke aj. navrhli doplnit touto metodou detekci spršek extrémně energetického kosmického záření na obří observatoři Pierra Augera v Argentině. Observatoř, na jejíž výstavbě a provozu se podílí téměř 400 fyziků, astronomů a techniků ze 17 zemí včetně ČR, byla slavnostně uvedena do chodu v listopadu 2005, ale vědecké údaje získává již od r. 2004. Za prvních 17 měsíců provozu shromáždila přes 3,5 tis. dat pro spršky s energiemi primárních částic nad 3 EeV; nejvyšší zaznamenaná energie primární částice činila 140 EeV.
D. Giaglis a G. Pelletier navrhli mechanismus urychlování částic kosmického záření na rekordní energie v zábleskových zdrojích záření gama, a to klasickým Fermiho procesem ve vnitřní rázové vlně. Tento proces by měl také urychlovat na vysoké energie neutrina, která by navíc obsahovala přesnou informaci o poloze příslušného zdroje. A. Uryson se na základě údajů z observatoře AGASA v Japonsku domnívá, že extrémně energetické částice kosmického záření, které dopadají na Zemi, přicházejí nejspíš z blízkých galaxií s aktivními jádry (AGN).
Dátum poslednej zmeny: 03. decembra 2007