Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 07. novembra 2008
S. van den Bergh uvedl, že v naší Galaxii bylo nalezeno již 600 otevřených hvězdokup starých 15 – 1 500 mil. roků. Nejmladší hvězdokupy jsou přirozeně velmi kompaktní s průměrem do 2,5 pc. Tento rozměr se s rostoucím stářím pozvolna zvětšuje, takže hvězdokupy o stáří nad 150 mil. roků už dosahují průměrů kolem 3,0 pc a ty nejstarší až 15 pc. Nejkoncentrovanější otevřené hvězdokupy se vyskytují ve směru k centru Galaxie.
E. Mamajek objevil díky společnému vlastnímu pohybu a shodné paralaxe 9 hvězd zajímavou otevřenou hvězdokupu poblíž hvězdy μ Oph (sp B8 II-III; vzdálenost 170 pc), starou 120 mil. roků. Úhrnnou hmotnost všech členů hvězdokupy odhadl na pouhých 24 M☉ a její lineární průměr jen na 1 pc. Hvězdokupa připomíná svým stářím i pohybem známé hvězdokupy Plejády, α Per a AD Dor, takže autor se domnívá, že všechny tyto hvězdokupy vznikly prakticky současně z jediného hvězdného komplexu. Byla objevena až nyní vinou mezihvězdné absorpce (0,9 mag) v daném směru.
E. Bica aj. proměřili prostorové rozložení 153 kulových hvězdokup v naší Galaxii a odtud jim vyšla vzdálenost Slunce od centra Galaxie jen (7,2 ±0,3) kpc. To je v uspokojivé shodě s hodnotou (7,5 ±0,1) kpc, kterou dostali S. Nishiyama aj. z obsáhlého pozorovacího materiálu o červených hvězdách v galaktické výduti.
H. Richer aj. se věnovali podrobnému proměření barevného diagramu pro hvězdy v jedné z nejbližších hvězdokup NGC 6397 (Ara; vzdálenost 2,2 kpc), jež obsahuje asi 400 tis. hvězd. Využili k tomu rekordně dlouhé expozice kamerou ACS HST v trvání téměř 5 dnů (!) a nalezli tak zatím vůbec nejméně svítivé hvězdy v jakékoliv známé hvězdokupě. Odtud odvodili velmi spolehlivou hodnotu stáří hvězdokupy téměř 12 mld. roků.
F. Ferraro aj. objevili v obří kulové hvězdokupě ω Centauri (NGC 5139) na 300 modrých loudalů (angl. blue stragglers). Proti očekávání však jejich rozložení ve hvězdokupě nejeví žádnou koncentraci jejich výskytu směrem k centru hvězdokupy. To znamená, že loudalové, kteří jsou obecně považováni za hvězdy, jež se opožďují ve svém vývoji proti hvězdám téže hmotnosti, nevznikají přímou srážkou hvězd v hustém centru hvězdokupy, jak se dosud myslelo. Loudalové se prozradí tím, že jejich zářivý výkon je podstatně vyšší než u hvězd hlavní posloupnosti téhož stáří. Pravděpodobně vznikají splynutím těsných dvojhvězd, což zvýší jejich hmotnost a tudíž i zářivý výkon, který na hmotnosti silně závisí. M. del Principe aj. určili pomocí 114 proměnných hvězd typu RR Lyr vzdálenost této hvězdokupy 5,5 kpc, v dobrém souhlase s nezávislým určením její vzdálenosti pomocí zákrytových dvojhvězd.
C. Kulyková aj. a M. West aj. zjistili, že mnoho kulových hvězdokup nepatří do žádné galaxie, ale mezi intergalaktické trampy. Mezním případem je kulová hvězdokupa NGC 2419 (Lyn; vzdálenost 100 kpc), která je sice ještě slabě vázána k naší Galaxii, ale ve skutečnosti už patří mezi trampy. Stovky naprosto nepochybných trampů objevili pomocí HST v okolí kupy galaxií A1185, vzdálené od nás 120 Mpc.
G. Bélanger aj. využili družice INTEGRAL k objevu stálého zdroje měkkého záření gama v pásmu 20 – 100 keV z oblasti galaktického centra. Plošný zdroj IGR 1745-2901 o výkonu 5.1028 W se nachází pouhou 1′ od rádiového zdroje Sgr A*, který udává polohu černé veledíry v těžišti Galaxie. Týž objekt ostatně pozoruje také pozemní aparatura HESS v pásmu tvrdého záření gama. J. Albert aj. potvrdili existenci tohoto stabilního vysokoenergetického zdroje též pomocí aparatury MAGIC v pásmu TeV.
Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura HESS 14 nových zdrojů záření gama v pásmu nad 200 GeV v širším okolí galaktického centra do vzdálenosti ±3° od hlavní roviny Galaxie. Tím se celkový počet známých zdrojů tvrdého záření gama v okolí centra Galaxie zpětinásobil. Většina těchto zdrojů souvisí s obřími molekulovými mračny v centrálních 200 pc kolem středu Galaxie. Vysokoenergetickou aktivitu jádra lze podle autorů vysvětlit výbuchem jediné supernovy v této oblasti před cca 10 tis. lety, protože tam už v r. 2004 objevili její pozůstatek - vysokoenergetický pulsar G 0.9 +0.1. Jádro Galaxie nepochybně vysílá i kosmické záření, složené převážně z urychlených protonů a lehkých jader atomů.
F. Martins aj. objevili v galaktickém centru zákrytovou dvojhvězdu GCIRS 16SW s extrémně vysokou hmotností složek 50 M☉, jež kolem sebe obíhají v periodě 19,45 d. Taková dvojice má nutně kosmicky krátkou životnost, takže poměrně brzo musí dvakrát vybuchnout jako supernova třídy II. I. Ginsburg a A. Loeb ukázali, že hvězdy prchající z Galaxie díky rychlostem vyšším než únikovým mohly vznikat rozpadem těsných dvojhvězd v blízkostí černé veledíry uprostřed Galaxie. Zatímco jedna složka se doslova utrhla vysokou prostorovou rychlostí a opouští Galaxii navždy, druhá složka s rychlostí do 850 km/s se v gravitační náruči černé veledíry udrží a její budoucnost je zpečetěna díky utahující se spirální dráze, takže nakonec zanikne v černé veledíře.
O zanikání zbytků slapově roztrhaných hvězd v bezprostřední blízkosti k černé veledíře svědčí objev netepelných zjasnění blízkého infračerveného záření v bezprostředním okolí černé veledíry, který ohlásili A. Eckart aj. na základě polarimetrie aparaturou NACO VLT. Záblesky trvají až 100 min, ale čas od času se objeví kratší cca 10min obří záblesky, svědčící o zániku objektů na relativistických drahách v těsné blízkosti černé veledíry. Podrobnosti o těchto měřeních uveřejnili L. Meyer aj. Základní periodicita záblesků činí asi 15,5 min a odpovídá oblastem ve vzdálenosti menší než 10 Rs od černé veledíry, jejíž Rs = 12 mil. km. To znamená, že fakticky pozorujeme kvaziperiodické oscilace, známé z pozorování hvězdných černých děr. Dosavadní pozorování infračervených vzplanutí svědčí o existenci hmotného prstence v rovníkové rovině černé veledíry a hmotného chuchvalce, který obíhá po dráze skloněné o 20° k rovině veledíry, která sama rotuje velmi rychle: její minimální spin činí více než 50% kritické rychlosti rotace pro černou veledíru o hmotnosti 3,6 mil. M☉.
G. Bower aj. využili rádiových interferometrů VLBA a VLA ke změření úhlového rozměru zdroje Sgr A* v oboru vlnových délek 174 – 238 mm. Rozměr rádiového zdroje v decimetrovém pásmu dosahuje jen 7 Rs a roste s použitou vlnovou délkou. T. Totani hledal vysvětlení pro proměnnost intenzity anihilační čáry 511 keV z centra Galaxie v posledních cca 10 mil. roků. Tvrdí, že po celou tu dobu byla aktivita centra Galaxie v této čáře podstatně vyšší než dnes. Teprve před nějakými 300 lety čára zeslábla na méně než tisícinu předchozí stabilní hodnoty, což zřejmě souvisí s prudkým poklesem akrece hmoty na černou veledíru. Při akreci se v blízkosti obzoru událostí tvoří pozitrony, které pak díky anihilaci s elektrony dodávají do mezihvězdného prostředí zářivou energii v pásmu MeV. Autor se domnívá, že tento model vysvětluje i rozložení intenzity zmíněné anihilační čáry ve výduti Galaxie. Zatím nejlepší rozbor pozorování anihilační čáry 511 keV v Galaxii uveřejnili P. Jean aj. na základě ročního měření aparaturou SPI družice INTEGRAL. Anihilace se odehrává převážně ve výduti Galaxie, kde jsou pozitrony zpomalovány atomy vodíku. Spektrální profil čáry je složen z úzké složky, přes níž se překládá složka o šířce 5,4 keV.
M. Pedreros aj. určili kruhovou oběžnou rychlost Slunce kolem středu Galaxie 220 km/s a jeho vzdálenost od centra Galaxie 8,5 kpc. Hmotnost Galaxie v kouli o poloměru 50 kpc od centra dosahuje 600 GM☉. R. Benjamin aj. využili infračervených pozorování Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) k odhalení centrální příčky naší Galaxie o délce 9 kpc, která svírá úhel 45° se spojnicí Slunce a centra Galaxie. C. Grillmair a O. Dionats objevili díky přehlídce SDSS v Galaxii úzké slapové vlákno tvořené hvězdami, jež tvoří oblouk o úhlové délce 63° (mezi souhvězdími UMa a Cnc) ve vzdálenosti 8,5 kpc od hlavní roviny Galaxie. Autoři se domnívají, že vlákno je pozůstatkem kulové hvězdokupy, která obsahovala staré hvězdy s nízkou metalicitou a jež nedávno prošla perigalaktikem.
A. Nota aj. objevili pomocí kamery ACS HST v Malém Magellanově mračnu (MMM) ve hvězdokupě NGC 346, jež se nalézá uvnitř aktivní oblasti N66 s překotnou tvorbou hvězd, velké množství hmotných (45 – 100 M☉) hvězd spektrální třídy O. Patří tam plná polovina všech hvězd této třídy v celém MMM. Tyto velmi hmotné hvězdy o stáří nanejvýš 3 mil. roků určují svou gravitací tvar hvězdokupy. Kamera také zobrazila na ploše o průměru 45 pc kolem hvězdokupy mnoho prahvězd do 26 mag o hmotnostech 0,6 – 3,0 M☉, které teprve díky gravitačnímu smršťování sestupují k hlavní posloupnosti. Hvězdokupa též obsahuje velmi hmotnou a svítivou modrou proměnnou hvězdu HD 5980 typu LBV, která vysílá všemi směry mohutný hvězdný vítr podobně jako známá η Carinae v naší Galaxii.
N. Kallivayalii aj. využili opakovaných snímků MMM pomocí ACS HST, jež pořídili během dvou let k určení relativního vlastního pohybu vůči Velkému Magellanovu mračnu (VMM). Zjistili, že MMM se vůči VMM pohybuje od západu k východu tempem 1,16 milivteřiny/r a od severu k jihu tempem 1,17 milivteřiny/r. Odtud vyplývá vzájemná prostorová rychlost obou Mračen (105 ± 42) km/s. Nejistota údaje je však tak velká, že se dosud nedá rozhodnout, zda jsou k sobě obě Mračna gravitačně vázána. Titíž autoři snímkovali opakovaně a stejnou kamerou VMM v období od září 2002 do dubna 2005 s cílem zpřesnit směr a velikost vlastního pohybu VMM, které se podobně jako MMM nachází ve vzdálenosti 25 kpc od hlavní roviny Galaxie. VMM je přitom od centra naší Galaxie vzdáleno 50 kpc. Kombinací měření z HST a astrometrické družice HIPPARCOS vůči 21 vzdáleným kvasarům dostali velikost složek vlastního pohybu 1,9 milivteřin/rok ve směru od západu k východu a 0,43 milivteřin/r ve směru od jihu na sever; tj. úhrnem 1,95 milivteřin/r. Odtud vychází poziční úhel 78° vlastního pohybu a lineární příčná rychlost VMM 490 km/s. Prostorová rychlost VMM vůči středu naší Galaxie však dosahuje jen 380 km/s. To je přibližně ve shodě s nezávislým měření M. Pedrerose aj., kteří obdrželi pro velikost vlastního pohybu totožnou hodnotu (2,0 ±0,1) milivteřin/r, ale zato odchylný poziční úhel 62°.
D. Zucker aj. objevili díky přehlídce SDSS poblíž severního pólu naší Galaxie novou trpasličí satelitní galaxii chudou na kovy, jež se promítá do souhvězdí Honicích psů ve vzdálenosti 220 kpc při lineárním průměru pouhé 1,1 kpc a úhrnné svítivosti 60 kL☉. Podobně V. Bělokurov aj. našli v téže přehlídce rozpadlou satelitní trpasličí galaxii v souhvězdí Pastýře, která je od centra Galaxie vzdálena 60 kpc, má průměr jen 0,5 kpc a její svítivost činí jen 10 kL☉. Oba autorské týmy pokračují v hledání dalších satelitů v přehlídce SDSS. D. Zucker aj. tak objevili pomocí přehlídky SDSS a kontrolních snímků z dalekohledu Subaru dosud nejslabší téměř rozpadlý satelit UMa II ve vzdálenosti jen 30 kpc od centra Galaxie o rozměrech 250 x 125 pc a svítivosti 2,5 kL☉.
Zatímco před přehlídkou znali astronomové jen 11 satelitů, nyní se počet satelitů do vzdálenosti 500 kpc od jádra Galaxie téměř zdvojnásobil a autoři odhadují, že Galaxie jich má ve skutečnosti asi 50! Jak upozornil S. van den Bergh, zčásti za to ovšem může okolnost, že s přibývajícími objevy se rozmývá hranice mezi klasickými kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi. Na rozdíl od kulových hvězdokup jsou však satelitní galaxie vnořeny do oblaků skryté látky. Již r. 1974 zjistili J. Einasto aj., že nejbližší satelité jsou eliptické nebo sférické, zatímco vzdálenější průvodci Galaxie mají tvar nepravidelný.
Galaxie v Místní soustavě hrají klíčovou úlohu při vysouvání tzv. kosmologického žebříku vzdáleností, který se opírá svou první příčkou o přesné určení délky astronomické jednotky, což se poprvé solidně podařilo r. 1672 G. Cassinimu a J. Richerovi souběžným pozorováním polohy Marsu z Paříže a Francouzské Guayany - výsledná hodnota 140 mil. km se liší od správné jen o 7%. Podstatné zlepšení správnosti i přesnosti této hodnoty pak přinesla až pozorování přechodů Venuše v letech 1761 a 1882. Dnes je tato vzdálenost díky radarovým měřením známa s neuvěřitelnou relativní přesností 10-11.
Horší je to s dalšími příčkami kosmologického žebříku. Stále panují až 5% systematické rozdíly v určení vzdáleností obou Magellanových mračen a ještě horší je to s přesností v určení vzdálenosti galaxie M31 v Andromedě. Jak uvádí I. Ribas aj., ještě v polovině XX. stol. existovaly pouze dvě kloudné metody fotometrického určování vzdáleností této galaxie, tj. pomocí cefeid a pomocí proměnných typu RR Lyr. Přesnost určení vzdálenosti M31 tak dosahovala stěží 15% a byla tedy horší než pro astronomickou jednotku v časech Cassiniho. Teprve v polovině 60. let byly v M31 získány první dobré údaje o zákrytových dvojhvězdách, což je téměř tak přesná metoda jako trigonometrie.
Nejnovější hodnota vzdálenosti M31, odvozená zmíněnými autory pomocí fotometrie a spektroskopie zákrytových dvojhvězd u dalekohledů INT a Gemini N činí 772 kpc (≈ 2,5 mil. sv. let) s chybou 5,5%. Vzápětí F. Vilardell aj. využili fotometrického katalogu 236 tis. hvězd do mezní hvězdné velikosti V = 25,5 mag v M31 k nalezení téměř 4 tis. proměnných, mezi nimiž bylo přes 400 zákrytových dvojhvězd a rovněž přes 400 cefeid. Rozborem těchto měření zlepšili vzdálenost M31 na (750 ±30) kpc, tj. relativní chyba klesla na 4%. Autoři vybrali z tohoto souboru 24 vhodných objektů pro mimořádně přesné změření průběhu světelných křivek a souběžné spektroskopie a odhadují, že tak se jim podaří zlepšit přesnost v určení vzdálenosti M31 na 3%, což je však stále nepříjemně velká chyba, která se pak násobí při určování vzdáleností kosmologických.
A. Bonanosová aj. našli první oddělenou zákrytovou dvojhvězdu v galaxii M33 (Tri), jež se skládá z horkých hvězd třídy O7 o hmotnostech 33 a 30 M☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 4,9 d ve vzájemné vzdálenosti 33 mil. km. Odtud dostali vzdálenost M33 (964 ±54) kpc, čili relativní chybu 5,6%. To je zatím nejzazší mez, v níž lze opticky pozorovat zákrytové dvojhvězdy. Nová hodnota je však výrazně větší, než vzdálenost M33 odvozená z pozorování HST, takže problém systematických chyb v deformaci kosmologického žebříku vzdáleností stále přetrvává.
P. Barmby aj. využili kamery SST pro snímkování galaxií M31, M32 a NGC 205 ve středním infračerveném pásmu. Rozpoznali tak zprohýbaný prsten obklopující centrum galaxie M31 ve vzdálenosti 10 kpc a podobající se prstenu ve známé galaxii "Kolo u vozu" (ESO 350-40; Scl). Tvorba hvězd v M31 probíhá nyní poklidně tempem 0,4 M☉/r. Existence prstenu je podle D. Blocka aj. důkazem, že se patrně galaxie M32 trefila před 210 mil. lety čelně do disku galaxie M31.
Jak uvedli M. Wilkinson aj., klíčoví hráči v intergalaktickém kulečníku v Místní soustavě jsou naše Galaxie a galaxie M31 v Andromedě. Mají zdaleka největší rozměry i hmotnost v porovnání se všemi ostatními galaxiemi Místní soustavy a také stejnou průměrnou metalicitu, takže zaručeně vznikly zároveň. Liší se však tím, že M31 obsahuje více hvězd než naše Galaxie, která má zase naopak proti M31 více skryté látky. Centrální výduť M31 vypadá na infračervených snímcích přehlídky 2MASS spíše jako příčka o délce 8 kpc, čímž se rovněž podobá naší Galaxii. J. Dubinski aj. ukázali, že obě obří galaxie se k sobě přibližují a poprvé se prostoupí zhruba za 3 mld. roků, což je tak významně zabrzdí, že k dalšímu prostoupení (srážce) dojde již za několik set milionů roků. Obě galaxie nakonec splynou a vytvoří obří eliptickou galaxii, v níž však Slunce opustí svou kruhovou dráhu kolem centra Galaxie a ocitne se na její periférii.
J. Liu aj. využili družice Chandra k objevu první zákrytové dvojhvězdy mimo Místní soustavu v obří galaxii M101 (NGC 5457; "Větrník"; UMa; 8,3 Mpc) jež se svým chováním podobá binárním rentgenovým pulsarům Her X-1 nebo LMC X-4. Její oběžná doba činí 32,7 h a vlastní zákryt trvá 8 h. Zářivý výkon dvojhvězdy v rentgenovém pásmu dosahuje 1031 W. Dvojhvězdu se dokonce podařilo identifikovat opticky jako objekt 25 mag sp. tříd O3 a O5. Zatím to však nestačí k určení vzdálenosti dvojhvězdy od nás.
L. Macri aj. využili okolnosti, že galaxie M106 (NGC 4285; CVn; 7,2 Mpc) má dobře určenou vzdálenost díky interstelárním maserům. Jelikož v ní pomocí ACS HST objevili přes 280 cefeid v rozpětí period 4 – 45 d, umožnilo jim to kalibrovat tuto příčku kosmologického žebříku a odvodit odtud revidovanou hodnotu konstanty H0 = 74 km/s/Mpc.
G. Dewangan aj. dokázali na základě pozorování kvaziperiodických oscilací rentgenového zdroje X-1 v galaxii M82 (NGC 3034; UMa; 3,5 Mpc) s frekvencí 114 mHz a amplitudou 1%, že jde o mimořádně hmotnou černou díru s hmotností v rozsahu 25 – 520 M☉. Již 40 galaxií má prokázánu existenci černé veledíry ve svém centru.
X. Wu a Scott Tremaine odvodili hmotnost obří galaxie M87 (NGC 4486; Vir; 17 Mpc) v kupě galaxií v Panně ze vzorku 161 kulových hvězdokup do vzdálenosti 32 kpc od centra soustavy. Vyšla jim vysoká hodnota (2,4 ±0,6) TM☉ a poměr hmotnosti ku svítivosti 125 M☉/L☉, což svědčí o přítomnosti značného množství skryté látky v soustavě. Jak ukázali R. Ciardullo aj., ve zdánlivě prázdném intergalaktickém prostoru v této mimořádné kupě galaxií se při mnohahodinových expozicích obřími dalekohledy vynoří tisíce hvězd a dokonce i kulových hvězdokup, jež byly vykopnuty z jednotlivých galaxií intergalaktickými slapy. Obří kupa v Panně obsahuje minimálně tisíc galaxií.
S. Beckwith aj. shrnuli hlavní výsledky rozsáhlého projektu HUDF (Hubblova ultrahlubokého pole), který vycházel ze zkušeností předešlého projektu HDF-N a HDF-S (Hubblovo hluboké pole sever a jih) a z možností dosud nejpokročilejší kamery ACS. Vybrali proto pole o ploše 200″ x 200″ a souřadnicích α = 03h 32m 39s; δ = -27° 47′ 29″ (galaktické souřadnice l = 224°; b = -45°) co nejdále od ekliptiky, kde nejméně ruší jas pozadí zvířetníkového světla. Jde o část pole CDF-S, takže dostali překryv s extrémně hlubokou přehlídkou rentgenové družice Chandra. Snímkování neprobíhalo souvisle jako u HDF a celková expozice ve 4 filtrech (435; 606; 775 a 850 nm) dosáhla 1 mil. sekund (11,5 dne).
Na snímcích je zobrazeno asi 10 tis. objektů s mezní hvězdnou velikostí 29 mag; převážně jde o vzdálené galaxie. Morfologie galaxií zřetelně závisí na jejich vzdálenosti. Pro z > 4 (stáří <1 mld. roků po velkém třesku) není vidět žádné spirální ani obří eliptické galaxie současných typů; různá vývojová stádia galaxií jsou zřetelně rozlišitelná v pásmu 4 < z < 7 a současně lze sledovat postupný pokles jejich hustoty v prostoru v závislosti na rostoucím čase od velkého třesku. Nejvzdálenější galaxie mladší než 1 mld. roků po velkém třesku vykazují silnou tvorbu hvězd, ale jsou menší a méně souměrné než galaxie dnešní.
B. Mobasher aj. našli v hluboké přehlídce HUDF galaxii JD2 s červeným posuvem z = 6,5 (tj. stáří asi 800 mil. let po velkém třesku), která má na jedné straně hmotnost osmkrát větší než naše Galaxie, a na druhé straně v ní již skončila překotná tvorba hvězd. To představuje dvojí záhadu: především, jak se dokázala tak hmotná galaxie zformovat tak rychle (nejpozději 500 mil. let po velkém třesku) a dále, co způsobilo, že tam překotná tvorba hvězd tak brzo (nejpozději za 300 mil. let) zase ustala.
A. Kashlinsky aj. využili SST k měření úrovně infračerveného pozadí na vlnové délce 3,6 μm v proužku oblohy dlouhém 12 obl. minut v souhvězdí Draka, když nejprve odečetli podíl záření hvězd a galaxií. Úroveň pozadí je v dobré shodě s představou, že jde o kolektivní záření hvězd populace III (I. generace velmi hmotných hvězd, složených pouze z H a He). M. Iye aj. využili 8,4m dalekohledu Subaru k objevu a změření červeného posuvu ve spektru galaxie IOK-1 během 15h expozice s mezní hvězdnou velikostí 25 mag a dostali tak nový rekord z = 6,96. To odpovídá stáří galaxie asi 750 mil. roků po velkém třesku při tempu tvorby hvězdy 10 M☉/rok. Autoři odtud usuzují, že v té době už svítící hvězdy dokázaly znovu reionizovat vesmír, takže epocha šerověku patrně skončila pro z < 14.
Současná astronomická technika ve spojení s efektem zesílení jasnosti vhodně umístěných extrémně vzdálených objektů dovoluje v principu nacházet objekty (galaxie, kvasary) se z ≈ 10, tj. o stáří slabě nad 400 mil. roků po velkém třesku. Zdá se, že takových objektů je však jako šafránu. K tomuto závěru dospěli nezávisle též R. Bouwens a G. Illingworth, kteří využili snímků z HUDF a projektu GOODS a očekávali, že tak najdou kolem 10 galaxií se z ≈ 7, ale našli s bídou jednu. Přitom pro z ≈ 6 je již známo na 500 galaxií, takže právě na tomto rozhraní z (přibližně 800 mil. let po velkém třesku) začaly galaxie rychle a hromadně "dozrávat".
Jak upozornil R. McMahon, přehlídka extrémně vzdálených galaxií teleskopem Subaru měla v pásmu z ≈ 7 najít 5 galaxií, pokud by jejich skutečný výskyt ve vesmíru byl týž jako u galaxií se z ≈ 5. Astronomie v kosmologických vzdálenostech je na tom podobně jako archeologie: čím hlouběji se prokopeme do minulosti, tím méně máme nálezů. V kosmologii to souvisí s tím, že čím jsou objekty vzdálenější, tím jsou na pozemské obloze slabší, ale také s faktem, že vesmír se rozpíná.
Pozemní dalekohled Subaru je dnes pro hledání extrémně vzdálených objektů podstatně výkonnější než HST, přestože má na rozdíl od HST problém s rušivým svícením čar atmosférického hydroxylu v blízké infračervené oblasti. HST má totiž méně citlivé infračervené detektory a hlavně asi 75krát menší plochu zorného pole než Subaru, jehož digitální kamera Suprime-Cam má kapacitu 84 Mpixelů a pokrývá tak na obloze plochu 876 čtv. obl. minut. (ACS HST má plochu jen 11 čtv. obl. minut a NICMOS HST dokonce jen 0,8 čtv. obl. minuty.) Astronomové u Subaru dokázali vtipně využít temného atmosférického "okna" kolem 975,5 nm, kde zemská atmosféra téměř nezáří, ale do něhož se promítá silně posunutá emise vodíkové čáry Ly-α galaxií se z ≈ 7. Proto je Subaru nakonec asi o dva řády účinnějším přístrojem pro studium hlubokého vesmíru než HST.
Subaru však dostal v poslední době konkurenci v podobě infračerveného teleskopu SST, jehož kamery IRAC využili I. Labbé aj. k zobrazení galaxií v poli přehlídky HUDF a GOODS. Objevili tak obří galaxie se z ≈ 7, které mají optický zářivý výkon až 30 GL☉, hmotnost až 10 GM☉ a hvězdy staré 50 – 200 mil. roků, jež se tam rodí tempem až 25 M☉/r. Autoři odtud usuzují, že nejhmotnější galaxie vznikly již při z > 8 (<600 mil. let po velkém třesku) a přispěly tak rozhodující měrou k reionizaci vesmíru. Ani Subaru ani SST však nemohou konkurovat družici WMAP, která dokáže v milimetrovém spektrálním pásmu v principu zaznamenat objekty se z ≈ 13,5 (300 mil. roků po velkém třesku) - zatím však nic takového nenašla.
M. Mori a M. Umemura simulovali na superpočítači vývoj galaxií od malých nepravidelných chuchvalců baryonového plynu, který ztrácí tepelnou energii vyzařováním a následkem toho padá do hustších zárodků malých nepravidelných galaxií, v nichž vybuchující supernovy naopak rozfoukávají bubliny horkého plynu zpět do intergalaktického prostoru. Převaha dostředivých procesů způsobí, že během pouhých 300 mil. roků se vytvoří solidní zárodek budoucí galaxie a do 1 mld. let už i pozorovatelná galaxie. Další vývoj v průběhu 13 mld. roků vede k současným eliptickým galaxií výstavbou "zdola nahoru".
R. Genzel aj. využili infračerveného spektrografu s adaptivní optikou SINFONI VLT k prozkoumání "galaxie ve výstavbě" BzK-15504 (z = 3,4; stáří 10 mld.r.) k popisu vývojového procesu, jenž vede k dnešním galaxiím. Disková galaxie se sice zdánlivě podobá naší Galaxii, ale dosud se tam tvoří překotně hvězdy tempem 140 M☉/r; tj. více než o dva řády rychleji, než je tomu nyní v naší Galaxii. Oběžná rychlost v této galaxii ve vzdálenostech 5 – 10 kpc od centra dosahuje 230 km/s, takže její úhrnná hmotnost činí 110 GM☉. Odtud plyne, že známá Hubblova klasifikace galaxií (spirální, eliptické, nepravidelné) dobře platí jen pro vyvinuté galaxie ve stáří 1/3 věku vesmíru a vyšším. Před touto epochou však vypadá morfologie galaxií úplně jinak; jde o pestrou stupnici zcela roztodivných tvarů.
G. Shields aj. ukázali, že v raném vesmíru rostou v nitrech galaxií černé veledíry mimořádně rychle, takže v té době neplatí přímá úměra mezi hmotností galaxie a hmotností veledíry v jejím centru. Pozná se to podle šířky profilu rádiové emise CO pro z > 3. Zejména tak vznikají obří černé veledíry o hmotnostech řádu GM☉. L. Ferrareseová aj. zjistili pomocí snímků ACS HST a spektroskopie na KPNO, že 50–80% galaxií o nízké a střední svítivosti má bez ohledu na morfologii vždy kompaktní hvězdná jádra o hmotnosti 0,2% hmotnosti celé galaxie. Pokud jde o trpasličí galaxii, tak se v jejím centru nachází hustá hvězdokupa, ale pokud je galaxie hmotnější než 30 GM☉, zhroutí se kupa rychle do černé veledíry.
C. Rodriguezová aj. vypočítali, že při srážkách páru černých veleděr se uvolňuje energie tempem až 1023 L☉! Ke srážkám párů reálně dochází proto, že při vzájemné vzdálenosti veleděr pod 1 kAU rychle vzrůstá ztráta energie soustavy vlivem sílícího vyzařování gravitačních vln. Doložili to na příkladu eliptické radiogalaxie 0402+379 (=4C+37.11; Per; z = 0,055; vzdálenost 215 Mpc), která podle jejich měření radiointerferometrem VLBA obsahuje dvě veledíry ve vzájemné minimální vzdálenosti jen 7 pc, jež kolem sebe obíhají v periodě 150 tis. let rychlostí 300 km/s. Jejich souhrnná hmotnost odvozená ze spektroskopie 9,2m teleskopem HET dosahuje 150 MM☉, a tak jejich nevyhnutelná budoucí srážka bude pro naše vzdálené potomky opravdu zajímavým představením...
S. Patiri aj. využili údajů z přehlídky SDSS k objevům galaxií v intergalaktických prolukách (angl. voids). Prohlédli celkem 46 relativně blízkých proluk a našli v nich téměř 500 galaxií shodných barev s běžnými polními galaxiemi. To znamená, že proluky nejsou ani zdaleka prázdné; pouze prostorová hustota galaxií v nich klesá asi o řád proti hustotě galaxií v kupách.
B. Piner aj. studovali během let 2002-03 pomocí rádiového interferometru VLBA na frekvencích 22 a 43 GHz rychlosti výtrysků u tří blazarů (0235+164; 0827+243 a 1406-076) a dostali pro ně vysoce nadsvětelné rychlosti vzdalování od centra blazaru tempem po řadě 25,6c; 25,6c a 28,2c. Efekt je způsoben tím že výtrysky jsou namířeny téměř k nám, takže nejde o narušení principu speciální teorie relativity, jak už dávno ukázal M. Rees.
T. Turner aj. objevili díky družici Newton v rentgenovém spektru Seyfertovy galaxie Mrk 766 emisní čáru železa, jejíž poloha se díky oběžnému pohybu kolem černé veledíry v jádře galaxie periodicky mění s amplitudou 13,5 tis. km/s v periodě 1,9 d. Odtud vychází velká poloosa Keplerovy dráhy svítícího zhustku na 2,4 AU a rozmezí hmotností černé veledíry 0,5 – 45 mil. M☉ (max R☉=0,9 AU). M. Bentz aj. využili pro určování hmotnosti černých veleděr v jádrech AGN originální metody měření časového zpoždění proměnnosti emisních čar AGN vůči proměnnosti zdroje spojitého spektra (angl. reverberation mapping). Velikost zpoždění a šířka emisních čar jsou totiž přímo úměrné hmotnosti černé veledíry v jádře AGN. Touto metodou již určili hmotnosti veleděr pro 36 AGN. Jako příklad uvedli jasnou Seyfertovu galaxii NGC 4151 (CVn; 16,5 Mpc), jejíž veledíra má hmotnost 46 MM☉. Stejnou metodou dostali K. Denney aj. hmotnost veledíry v Seyfertově galaxii NGC 4593 (Vir; z = 0,08) - ze zpoždění variací v čarách o 3,7 h oproti variacím ve spojitém spektrum vyšla hmotnost 10 MM☉.
J. Albert aj. nalezli pomocí Čerenkovova teleskopu MAGIC energetické záření gama v pásmu 0,18 – 2 TeV u AGN 1ES 1959+65 (Dra; z = 0,05) během týdenních měření na přelomu září a října 2004. Ačkoliv v té době svítila galaxie AGN slabě opticky i rentgenově, bylo záření gama intenzivní a stálé v čase. Další objev téhož týmu následoval v lednu 2005, kdy v oboru energií >120 keV sledovali blazar 1218+30 (Com; z = 0,18), který je v tomto pásmu rovněž neproměnný. Třetím úlovkem skupiny se stal AGN Mrk 180, jenž opticky vzplanul v březnu 2006 a v téže době aparatura MAGIC zaznamenala záření gama v pásmu >200 GeV na úrovní 11% signálu z Krabí mlhoviny. Podobný objev ohlásili rovněž F. Aharonian aj., kteří pomocí aparatury HESS dostali silný stálý signál záření gama s energií >200 GeV pro vzdálený (z > 0,25) blazar PG 1553+113. Titíž autoři také objevili stálé energetické záření gama u blazaru H 2356-309 (Scl; z = 0,165), které vysvětlují synchrotronovým Comptonovým zářením zdroje.
V květnu 2005 se podařilo E. Pianovi aj. zachytit díky družici INTEGRAL začátek výbuchu blazaru 3C 454.3 v pásmu 3 – 200 keV a souběžně s tím sledovali výbuch i v ostatních oborech elektromagnetického spektra včetně optického a milimetrového. Podle M. Villaty aj. šlo o vůbec největší optický výbuch blazaru, když v maximu dosáhl jasnosti R = 12, což odpovídá rekordní bolometrické absolutní hvězdné velikosti -31,4 mag (1045 W!).
Y. Uchiyama aj. sledovali prototyp kvasarů 3C-273 (Vir; z = 0,16) pomocí SST ve středním infračerveném pásmu a vyvrátili tak možnost, že by toto záření bylo důsledkem synchrotronové emise. To ovšem znamená, že protony jsou v tomto kvasaru urychlovány na energie minimálně 10 PeV a velmi pravděpodobně až 1 EeV, což je klíčové pro identifikaci možných zdrojů extrémně energetického kosmického záření, které pravděpodobně nevzniká v pozůstatcích supernov, ale ve zdrojích s ještě exotičtějšími mechanismy urychlování jako je právě okolí černých veleděr v kvasarech. K obdobnému závěru nezávisle dospěl také C. Dermer, jenž dává relativistické urychlování protonů do souvislosti s extrémně energetickým (řádově TeV) zářením gama nedávno zjištěným u blazarů, o nichž soudíme, že jde o kvasary, jejíchž relativistické výtrysky míří přímo k Zemi.
J. Wu aj. monitorovali změny jasnosti blazaru OJ 287 (Cnc; z = 1,3) během prvního pololetí 2005 a ukázali, že se na světelné křivce projevuje 40d periodicita, podobně jako tomu bylo při předešlé aktivitě blazaru v r. 1994. Archivní snímky objektu od počátku XX. stol. poukazují jednoznačně na přítomnost dvou složek blazaru, tj. dvou černých veleděr, které kolem sebe obíhají po značně výstředné dráze v periodě kolem 10 roků. V době průchodu periastrem pak spolu interagují plynné obaly a výtrysky z obou veleděr. Skutečně také M. Valtonen aj. pozorovali v listopadu 2005 největší optický výbuch OJ 287 za posledních 20 let, který ovšem přišel o rok dříve, než se čekalo podle očekávané oběžné periody 9 let. Uspíšená aktivita blazaru zřejmě souvisí se změnou dráhových parametrů binární černé veledíry.
W. Zheng aj. zjistili, že v okolí nejvzdálenějšího známého rádiového kvasaru SDSS J0836+0054 (Hya; z = 5,8) se nachází velké množství silně zčervenalých galaxií. Z toho usoudili, že zde pozorujeme vznik mimořádně hmotné hvězdné soustavy a že rádiově hlučné kvasary leží na vláknech skryté látky (angl. dark matter) vesmíru. S. Levshakov aj. odvodili z pozorování přesných poloh párů spektrálních čar Fe II mimořádně jasného kvasaru HE 0515-4414 (Pic; z = 1,15) horní mez pro případnou časovou změnu konstanty jemné struktury α v relativní míře (-0,07 ±0,8).10-6 za posledních 7,5 mld. roků.
J. Wang aj. vyšli z všeobecně přijímaného názoru, že zdrojem záření kvasarů je akrece plynu a prachu na černou veledíru v jejich nitru. Podle přehlídky SDSS odtud vychází vysoká zářivá účinnost tohoto procesu až 35% pro kvasary se z 0,4 – 2,1. Odtud vyplývá, že černé veledíry získávají významnou část své hmoty právě díky této nekončící akreci a dále, že černé veledíry rotují velmi rychle, blízko horní kritické meze pro rotací černé veledíry dané hmotnosti. Tento předpoklad potvrdili L. Brennemanová a C. Reynolds, když sledovali rentgenové emise z akrečního disku černé veledíry v Seyfertově galaxii MCG-06-30-15 (Cen; 37 Mpc) pomocí družice Newton a obdrželi tak spin veledíry 0,99, tj. velmi blízký kritické rotační rychlosti.
J. Hennawi aj. využili přehlídek SDSS a 2dF k hledání párů kvasarů s roztečemi do 1 Mpc v pásmu červených posuvů z 0,5 – 3,0. Objevili tak přes 220 nových párů, mezi nimiž je 26 případů s roztečí <50 kpc, čímž se počet známých těsných párů zdvojnásobil. Pro rozteče 40 kpc, což je dosavadní mez přehlídky, je vidět zřetelný přebytek případů, takže binární kvasary jsou zřejmě docela běžné. Buď již vznikly jako páry, anebo se postupem doby doslova gravitačně vyčenichaly a nakonec splynou.
Pozoruhodný případ takového gigantického kosmického kulečníku našli L. Hoffman a A. Lobe v podobě jasného kvasaru HE 0450-2958 (Coelum). Ten je totiž plných 7 kpc vzdálen od galaxie, která evidentně vznikla splynutím dvou hvězdných soustav. Podle názoru autorů měla jedna ze splývajících galaxií ve svém nitru binární černou veledíru a při setkání s třetí veledírou v jádře druhé galaxie se hmotnější veledíry gravitačně zachytily a rukou společnou a nerozdílnou odmrštily přitom méně hmotnou veledíru z binárního páru. To je tedy právě zmíněný jasný kvasar, který se do vzdálenosti 7 kpc od centra splynuvší galaxie dostal za 20 mil. roků.
M. Volonteri a M. Rees vyšli z výsledku přehlídky SDSS, v níž se podařilo mimo jiné ulovit velké množství svítivých kvasarů se z > 6, což znamená, že obří černé veledíry s hmotnostmi ≈ 1 GM☉ se ve vesmíru stihly vytvořit za necelou miliardu let po velkém třesku. Autoři se domnívají, že za tak rychlý vzrůst obřích veleděr mohou tři faktory: především snadné splývání hvězdných černých děr, které rychle klesají v gravitačním potenciálu zárodků galaxií do centra soustav, dále pak jejich snadné splývání zásluhou zmenšení momentu hybnosti párů černých děr gravitačním zářením a polárními výtrysky a konečně dynamickými překážkami při snaze černých děr v halu galaxií tyto soustavy opustit. Autoři ukázali, že intermediální černá díra o hmotnosti 100 M☉ tak dokáže vyrůst, resp. srůst, na obří černou veledíru o hmotnosti 1 GM☉ za necelou půl miliardu let. Hala mateřských galaxií mohou přitom dosáhnout gigantické hmotnosti 10 TM☉.
Manželé M. a P. Véronovi vydali v pořadí již XII. katalog kvasarů a AGN, který obsahuje dvojnásobek objektů proti předešlému XI. vydání katalogu. Jako obvykle jsou pro každý objekt uvedeny přesné souřadnice, z, optická fotometrie UBV a rádiový tok na 60 mm. Katalog obsahuje přes 85 tis. kvasarů a přes 11 tis. blazarů a téměř 22 tis. AGN (z toho téměř 10 tis. Seyfertových galaxií). Poprvé je připojen seznam binárních kvasarů a kvasarů zobrazených jako gravitační čočky.
P. Saha aj. se věnovali otázce, jak nadějné je určení Hubblovy konstanty H0 pomocí zpoždění změn jasnosti v jednotlivých obrazech kvasaru, zobrazeného gravitační čočkou. Ze 14 čočkovaných kvasarů lze zpoždění (v intervalech 8 – 122 dnů) určit s dostatečnou přesností u 11 objektů a odtud i hodnotu H0 s chybou 5%. Předností této metody je naprostá nezávislost na kosmologickém žebříku vzdáleností. V současnosti je známo asi 80 čočkovaných kvasarů, ale očekává se, že v přehlídce SDSS sahající pro kvasary až do 23 mag se jich podaří odhalit na tisíc. C. Fassnacht aj. však varují, že výpočet H0 se může zkomplikovat, na základě objevu, že kvasar B1608+656 (Dra; z = 1,4) je čočkován třemi kupami galaxií na témže zorném paprsku s velmi rozdílnými vzdálenostmi (z = 0,63; 0,52; 0,43). V takovém případě je vypočtená H0 soustavně přeceněna až o 5%.
Y. Kawano a M. Oguri uveřejnili měření zpoždění u čtyř obrazů kvasaru SDSS J1004+4112 (LMi; z = 1,74; 3 Mpc), jenž donedávna vynikal rekordní známou úhlovou roztečí mezi obrazy 15″ a značně nižším červeným posuvem příslušné gravitační čočky (z = 0,68; 1,8 Mpc). Na snímku čočky pomocí HST je vidět i 5. obraz a ve spektru kvasaru celkem pět mezilehlých systémů absorpčních čar. V r. 2006 však tento rekord padl, když N. Inada aj. objevili v přehlídce SDSS kvasar J1029+2623 (Leo; z = 2,2), rozštěpený na dva obrazy mezilehlou kupou galaxií se z = 0,55 tak, že úhlová rozteč obrazů dosahuje neuvěřitelných 22,5″!
Gravitační čočky jsou, jak známo, levným teleskopem pro chudé astronomy, neboť dokáží významně zesílit přicházející světlo vzdálené galaxie tím, že slouží jako objektiv v pomyslném Keplerově dalekohledu, kde okulárem je nějaký ten dvouapůlmetr na Zemi. Právě to se vyplatilo A. Boltonovi aj., když v přehlídce SDSS našli slabou galaxii v poloze 1011+0143 (Sex; z = 2,7), jež je v podobě Einsteinova kříže zobrazena čočkující galaxií se z = 0,3, jež má do poloměru 9 kpc od jádra hmotnost 500 GM☉. Čočkovaná galaxie má jen pětinu zářivého výkonu naší Galaxie, ale díky zmíněnému zesílení obrazů Einsteinova kříže ji lze snadno spatřit.
A. Cassan aj. pozorovali gravitační mikročočku OGLE-2004-BLG-254, která během 11 dnů úkazu dosáhla maximálního zesílení 60x pro hvězdu vzdálenou od nás 10,5 kpc. Využili k tomu spektrografu UVES VLT a ukázali, že relativní vlastní pohyb hvězdy vůči bližší (9,6 kpc) čočce dosahoval 0,003″/r. Zatímco čočka byla trpasličí hvězdou třídy dM, zesilovaná hvězda je červeným obrem třídy K3 o poloměru 10 R☉. Podobně N. Kallivayalil aj. identifikovali spektrum mikročočky úkazu MACHO-LMC-20 pomocí infračerveného kosmického teleskopu SST a zjistili, že jde o raného červeného trpaslíka dM, vzdáleného od nás 2 kpc.
A. Udalski aj. využili pozorovacího materiálu z projektu OGLE III pro monitorování změn jasnosti tzv. Huchrovy čočky - Einsteinova kříže QSO 2237+0305 (Peg; z = 1,7; čočka z = 0,04) v letech 2001-2006, kdy kvasar vykazoval mimořádnou proměnnost všech čtyř složek kříže. Naprosto nevídané zesílení jasnosti 1 200krát ohlásili S. Dong aj. u gravitační mikročočky OGLE-2004-BLG-243. Jelikož se ale úkaz podařilo zachytit až 43 min. po pravděpodobném vrcholu, tak v maximu muselo zvýšení jasnosti objektu dosáhnout 3 000násobku (8,7 mag)! To zní velmi nadějně pro budoucí hledání exoplanet v okolí takto zjasněných hvězd.
Po úspěšných projektech monitorování gravitačních mikročoček ve výduti naší Galaxie a v obou Magellanových mračnech se nyní astronomové zaměřili na ještě náročnější hledání mikročoček v mnohem vzdálenější obří galaxii M31 v Andromedě. Jak uvedli E. Kerins aj., v projektu ANGSTROM hledají mikročočky ve výduti M31 do úhlové vzdálenosti 5′ od jejího centra. V projektu spojily své síly tři dalekohledy třídy 2 m na observatořích na ostrově La Palma, v Arizoně a v Jižní Koreji. Během jediného roku zaznamenali na 30 zjasnění gravitačních mikročoček.
L. Sage připomněl neuvěřitelný pokrok pozorovací kosmologie za posledních 20 roků. Tehdy byly rekordní hodnoty červeného posuvu při pronikání do hlubin a minulosti vesmíru z ≈ 1 pro galaxie a z ≈ 2 pro kvasary. Pak přišly digitální polovodičové matice CCD a dalekohledy v kosmu, resp. 8-10m pozemní zrcadla, takže dnes se běžně dosahuje hodnot z ≈ 6,5 i pro obyčejné galaxie. Díky tomuto průniku do minulosti vesmíru došlo i k objevu nejvýznamnější složky hmoty vesmíru - skryté energie (angl. dark energy).
Podle E. Huové a L. Cowieho vidíme, že první galaxie existovaly již 800 mil. roků po velkém třesku. Nicméně většina hvězd v nich vznikla až kolem poloviny dnešního stáří vesmíru; zpočátku byly hvězdy ve vesmíru vlastně docela vzácné. Současné a plánované infračervené přehlídky oblohy však mohou naše znalosti o vesmíru posunout zpět až ke stáří 500 mil. let po velkém třesku. C. Blake aj. publikovali dosud největší a nejpodrobnější trojrozměrnou mapu struktury vesmíru, založenou na údajích z přehlídky SDSS pro 1 milion galaxií. Mapa potvrzuje existenci skryté látky i skryté energie vesmíru a fluktuace kosmické hustoty na délkové stupnici 300 Mpc.
Jak uvedl C. Bennett, také přesné výsledky družice WMAP a rozsáhlé pozemní přehlídky typu 2dF, 2MASS a zejména SDSS neobyčejně přispěly ke zlepšení našeho celkového obrazu o stavbě a vývoji vesmíru. Jak už to ve vědě bývá, tento pokrok však vede k novým téměř mystickým otázkám, jako je podstata kosmické inflace, povaha skryté látky a skryté energie a původ i budoucí vývoj vesmíru. Podle autorova názoru jsou hvězdy, planety i život ve vesmíru přechodným jevem, vyskytujícím se mezi Scyllou rané inflace a Charybdou rozplynutí vesmíru v nicotu. S. Carroll se věnoval podobně filosoficky laděné otázce, proč je vesmír právě takový, jaký je. Je to totiž čím dál tím větší záhada, jak přibývá našich znalostí v kosmologii i v částicové fyzice a mnohé současné spekulace (dceřiné vesmíry, bránová domněnka, zrod vesmíru z kvantové pěny; superstruny) mohou být vesměs slepé uličky.
Jedním z klíčových problémů současné pozorovací kosmologie je proces reionizace raného vesmíru intenzivním zářením I. generace (populace III) velmi hmotných hvězd. Podle X. Fana aj. se tento přechod od šerověku k průhlednému vesmíru dokončil při červeném posuvu z = 6, tj. ve stáří 950 mil. roků po velkém třesku. Využili k tomu pozorování 19 velmi vzdálených kvasarů a ukázali, že při z = 5 (1,2 mld. roků po velkém třesku) byl vesmír již 200krát průhlednější než na konci šerověku. Výsledek je v dobrém souladu s teoretickou předpovědí. Další experimentální podporou tohoto závěru se podle T. Totaniho aj. stalo pozorování zdroje GRB 050904 (z = 6,3), který na krátkou chvíli jako obří světlomet ozářil zezadu kosmickou scénu a poskytl tak nenahraditelné poznatky o průřezu intergalaktického prostředí v raném vesmíru. Odtud vyplynul již vysoký stupeň ionizace v tom čase, kdy až 17% prvotního vodíku bylo ionizováno, což podstatně zprůhlednilo vesmír. M. Alvarez aj. využili tříletých měření reliktního záření družice WMAP k určení počátku i konce procesu reionizace, takže reionizace vesmíru začala později, než se dosud myslelo - pro z = 11 (300 mil. let po velkém třesku), a skončila pro z = 6,5.
F. Aharonian aj. zkoumali pomocí aparatury HESS difúzní pozadí extragalaktického záření v pásmu paprsků gama. Smysl těchto měření spočívá v tom, že příspěvek nejvzdálenějších hvězd I. generace (populace III) je v optickém oboru překryt zodiakálním světlem v naší sluneční soustavě, kdežto v oboru gama toto popředí neruší. Autoři si pro tato měření vybrali dva blazary s červenými posuvy z ≈ 0,17 (≈ 600 Mpc od nás), které jsou silnými zdroji záření gama v pásmu nad 0,1 TeV. Zjistili, že optické a blízké infračervené záření, pohlcované v těchto objektech, lze zcela vysvětlit jako integrované světlo vzdálených galaxií, takže příspěvek hvězd I. generace k jeho intenzitě je zanedbatelný. Naštěstí se podařilo optické a infračervené světlo hvězd I. generace najít pomocí družice COBE, kosmického teleskopu SST a japonského infračerveného kosmického teleskopu IRTS. Odtud víme, že hvězdy I. generace vznikaly již 400 mil. roků po velkém třesku.
Tomu též odpovídá nejnovější studie H. Yana aj., kteří zkombinovali výsledky z přehlídky kamerou IRAC SST s archivními údaji přehlídek GOODS. Identifikovali tak přes 50 velmi starých galaxií s hmotnosti řádu 10 GM☉ a 79 modrých galaxií s hvězdami mladšími než 40 mil. roků, které však mají proti předešlému souboru galaxií hmotnost řádu jen 1 GM☉. Odtud dále vychází, že na reionizaci vesmíru se rozhodující měrou podílely spíše trpasličí galaxie, které však nejsou dostupnou technikou pozorovatelné. S originálním řešením chybějícího zdroje reionizace přišli E. Vasiljev a J. Šekinov. Domnívají se totiž, že k reionizaci vesmíru významně přispělo kosmické záření velmi vysokých energií tím, že podněcovalo přes vznik molekulárního vodíku tvorbu hvězd I. generace, které následkem tohoto efektu vznikaly dříve a ve větším počtu, než se dosud myslelo.
R. Jimenez a Z. Haiman zjistili, že v galaxiích se z = 3–4 jsou hvězdy I. generace stále ještě zastoupeny desetinou až třetinou celkového počtu hvězd, protože chemicky obohacený materiál pro vznik dalších generací hvězd se promíchává pomalu, po dobu několika miliard let. J. Tumlinson aj. však tvrdí, že prvotní hvězdy neměly hmotnosti vyšší než 40 M☉, ač se donedávna soudilo, že by měly dosahovat hmotností řádu 100 M☉. Důvodem je relativní zastoupení těžších prvků, ("kovů") ve hvězdách II. generace (populace II). Příliš hmotné hvězdy I. generace by totiž nevyrobily dostatečné množství těžkých prvků jako je třeba baryum, které v těchto hvězdách snadno pozorujeme.
Jak však ukázali J. Cowan a C. Sneden, ani s lehkými prvky ve vesmíru není všechno úplně v pořádku, dokud nelze experimentálně určit chemické složení hvězd I. generace, čemuž by mohlo napomoci podrobné sledování velmi vzdálených zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Lehké prvky Be a B totiž nevznikají ve hvězdách, ale měly by být pozůstatkem po velkém třesku, což je sice možné, ale ne jisté. Podle E. Rollindeho aj. vznikalo lithium působením kosmického záření, ale i to je pouhá spekulace. Bylo by tedy záslužné určit chemické složení hvězd II. generace v obřích halech galaxií, abychom tuto nejistotu zmírnili.
J. Peacock a P. Schneider shrnuli hlavní otevřené otázky soudobé kosmologie:
Skrytá hmota vesmíru se podle současných názorů skládá ze dvou zcela rozdílných složek, tj. ze skryté látky (angl. dark matter) a skryté energie (angl. dark energy). Povaha obou složek není známa; ví se jen tolik, že skrytá látka nevyzařuje ani nepohlcuje elektromagnetické záření, ale řídí se klasickým gravitačním zákonem stejně jako zjevná hmota.Skrytá látka není v prostoru rozložena rovnoměrně - kupí se tam, kde pozorujeme větší koncentraci zjevné látky. Naproti tomu skrytá energie je rozložena v prostoru rovnoměrně; její hustota se během času patrně nemění, ale neřídí se gravitačním zákonem - naopak zrychluje postupně čím dál víc tempo rozpínání vesmíru. K celkové hmotné bilanci vesmíru přispívají obě složky skryté hmoty podstatně více, než hmota zjevná (baryonová, zářící). Ta v současnosti představuje pouhá 4% hustoty hmoty vesmíru, zatímco skrytá látka přes 20% a skrytá energie přes 70%. Podíl skryté energie na hmotě vesmíru by však měl s časem neustále vzrůstat!
Problém skryté energie podrobně rozbírali R. Trotta a R. Bower. Povahu skryté energie lze v principu zjišťovat jednak pomocí laboratorních experimentů a jednak pomocí hlubokých astronomických přehlídek pro z = 7 – 12. Astronomické přehlídky by se musely ovšem odehrávat na velké ploše oblohy minimálně 5 tis. čtv. stupňů (celá obloha má něco přes 41 tis. čtv. stupňů). Cílem přehlídek by mělo být zejména určení stavové rovnice pro skrytou energii. Pokud parametr stavové rovnice w = -1, je skrytá energie fakticky jiné vyjádření pro existenci kosmologické konstanty. Pokud však je w = f(z), je to dynamická proměnná související s kosmologickou inflací v rané fázi vývoje vesmíru. Dosavadní měření potvrzují, že w = -1 (s chybou 15%) pro z < 1,0. Cílem astronomických pozorování v budoucnosti by mělo být snížit tuto chybu na 1% a rozšířit interval z o řád. Mezitím G. Bayer ukázal, že kosmologická konstanta se nemění dokonce pro z < 1,6 (tj. v posledních 9,5 mld. let věku vesmíru).
P. Astier aj. se pokusili odvodit vlastnosti skryté energie nepřímo prostřednictvím hledání supernov s červeným posuvem z ≈ 1,0, což odpovídá stáří vesmíru asi 6 mld. let po velkém třesku, kdy se urychlení rozpínání vesmíru vlivem skryté energie začíná měřitelně projevovat. V programu SNLS u dalekohledu CFHT našli pomocí velkoplošné kamery MegaCam na ploše 4 čtv. stupňů oblohy zatím 71 supernov a pořídili pak jejich spektra pomocí dalekohledů Keck, VLT a Gemini. Odtud usoudili, že skrytá energie je opravdu jen jiný název pro kosmologickou konstantu v rovnicích obecné teorie relativity pro standardní kosmologický model vesmíru, neboť jim vyšlo w = -1,02. To znamená, že skrytá energie je druhem energie fyzikálního vakua. O. Bertolami a P. Silva navrhli, aby se kromě supernov použily ke studiu vlastností skryté energie také zábleskové zdroje záření gama (GRB), i když sami připouštějí, že GRB nejsou zdaleka tak dobrými "standardními svíčkami" pro určování jejich kosmologických vzdáleností jako právě supernovy třídy Ia. Nicméně C. Firmani aj. odvodili z pozorování 119 supernov a 19 GRB, že hustota skryté energie se za posledních 10 mld. let nezměnila.
P. Biermann a A. Kusenko zase hledají zdroj skryté látky v podobě dosud jen teoreticky uvažovaných sterilních neutrin. Ta prý mají hmotnost řádu stovek keV/c2 a uvolňují se při výbuších supernov typu II. Slabinou domněnky jsou výsledky fyzikálních pokusů, které samotnou existenci sterilních neutrin zpochybňují. G. Gilmore aj. využili teleskopu VLT k určení podílu skryté látky u 12 trpasličích galaxií a zjistili, že každá z proměřovaných galaxií obsahuje kolem 30 MM☉ skryté látky, která navíc není studená, jak se dosud většinou soudí, ale je ohřáta na 10 kK a pohybuje se vůči pozadí rychlostí až 9 km/s. D. Clowe aj. zkoumali dvě pronikající se kupy galaxií 1E 0657-558 (z = 0,3), kde lze rozložení skryté látky sledovat pomocí tzv. slabého gravitačního čočkování. Autoři ukázali, že souhrnný gravitační potenciál, odvozený z gravitačního čočkování, nenásleduje rozložení intenzity optického, resp. rentgenového záření kup, ale měřitelně se od obou těchto rozložení liší. Zejména poloha gravitačního těžiště celého komplexu se zřetelně liší od polohy centra baryonové látky soustavy, což je přímý důkaz existence skryté látky v soustavě.
P. Astier aj. v projektu SNLS odvodili zastoupení skryté látky Ωm = 0,26. A. Sánchez aj. dostali porovnáním výsledků přehlídek 2dF a reliktního záření následující kosmologické parametry: H0 = 74 km/s/Mpc; hmotnost elektronových neutrin < 1,2 eV/c2; zastoupení baryonové látky Ωb = 0,04; Ωm = 0,24; w = -0,85. Naproti tomu A. Clocchiatti aj. studovali blízké vzdálené supernovy HST i obřími pozemními teleskopy a dostali podle způsobu zpracování velmi rozporuplné výsledky o celkové hmotě vesmíru Ω v rozmezí 1,0 – 1,6 a o zastoupení skryté látky Ωm v rozmezí 0,18 – 0,79!
S. Peirani a J. de Freitas Pacheco revidovali údaje o Místní soustavě galaxií a kupě galaxií v souhvězdí Panny s cílem zlepšit tak hodnotu Hubblovy konstanty H0. Pro souhrnnou hmotnost hlavních členů Místní soustavy, tj. naší Galaxie a galaxie M31, obdrželi hodnotu 2,5 TM☉, pro poměr hmotnosti ku svítivosti 25 M☉/L☉ a pro průměr místní soustavy 2,0 Mpc. Odtud pak vyšlo H0 = 74 v obvyklých jednotkách. Pro hmotnost kupy galaxií Virgo dostali vysokou hodnotu 1,1 PM☉ a průměr 17,2 Mpc. Odtud mimochodem vyplývá, že Místní soustava je gravitačně vázána k této obří kupě a směřuje k ní rychlostí 190 km/s. Pro Hubblovu konstantu jim pak vyšlo H0 = 65.
A. Sandage aj. shrnuli výsledky 15 let zkoumání cefeid pomocí HST ve vzdálenostech 4,4 – 30 Mpc a odtud vyplývající kalibrace maximálních zářivých výkonů supernov Ia. Dostali tak maximální absolutní hvězdnou velikost v oboru V = -19,46 mag; odtud pak vyplývá hodnota H0 = (62,3 ±1,3/statist./ ±5,0/syst./). Podobně C. Ngeow a S. Kanbur dostali pomocí cefeid a supernov Ia revidovanou hodnotu H0 = 74. X. Wang aj. využili stovky blízkých supernov Ia (z < 0,1) v porovnání s cefeidami k další revizi a dostali tak jednak jejich průměrnou maximální bolometrickou jasnost -19,33 mag a H0 = (72 ±6). Je zřejmé, že obvykle udávané střední chyby H0 jsou pouze statistické, kdežto systematické chyby hrají dosud větší roli a varují nás tak před příliš kategorickými závěry o tempu rozpínání vesmíru.
K takovým závěrům patrně patří tvrzení P. Steinhardta a N. Turoka, že kosmologická konstanta Λ je blízká nule (ač z kvantové fyziky vyplývá, že by měla být nepředstavitelně velká) proto, že vesmír se cyklicky rozpíná a opět smršťuje v periodách biliónů let. Protože žijeme už ve velmi pokročilém cyklu, původně vysoká Λ mnohonásobným opakováním cyklů "vyhasla".
C. Bennett aj. uveřejnili výsledky měření družice WMAP za tři roky velmi přesného pozorování reliktního záření. V podstatě se tak potvrdily výsledky, získané během prvního roku a publikované již dříve. Především se znovu potvrdila existence skryté látky (22%) i skryté energie (74%) díky tomu, že kromě měření teplotních fluktuací reliktního záření s amplitudami (30 – 70).10-6 jsou k dispozici již také přesná polarizační měření s amplitudami ještě o dva řády menšími! Stáří vesmíru činí (13,7 ±0,3) mld. let. První hvězdy vznikaly ve vesmíru již 400 mil. roků po velkém třesku a zahájily tak epochu reionizace vesmíru po období šerověku. Poprvé se podařilo odvodit skalární spektrální index I = (0,95 ± 0,02), charakterizující kosmologickou inflaci ve velmi raném vesmíru. K tomu, aby vůbec mohla inflace nastat, nesmí být I = 1, což je tedy s odřenými zády díky družici WMAP splněno. N. Phillips a A. Kogut studovali na základě měření WMAP možné topologie vesmíru a tvrdí, že minimální rozměr fundamentální vesmírné domény s konečnou plochou topologií přesahuje 17 Gpc, takže tato doména je podstatně větší než rozměr pozorovatelného vesmíru (≈ 9 Gpc).
J. Pecker a J. Narlikar zopakovali na základě dnešních měření výpočet A. Eddingtona z r. 1926, kdy se tento proslulý astrofyzik pokusil bilancovat velikost extragalaktického ozáření Země. Eddington tehdy obdržel hodnotu 3 K (!), tj. na tuto teplotu by se Země ohřála souhrnným světlem všech hvězd v pozorovatelném vesmíru, kdyby nebylo Slunce. Nové údaje, založené na součtu záření 20 tis. jasných blízkých galaxií, dávají hodnotu 4,2 K. Je zajisté překvapující, jak blízká jsou obě čísla průměrné teplotě reliktního záření 2,7 K.
J. Aublin a E. Parizot zjistili, že průběh intenzity kosmického záření nízkých, středních i vysokých energií se dá popsat jediným exponenciálním zákonem s mocninou -2,23. To podle jejich názoru znamená, že urychlovací mechanismus částic kosmického záření v celém tomto obrovském rozsahu energií (11 řádů) je shodný - patrně jde o urychlování částic v rázových vlnách až na relativistické rychlosti. Nicméně J. Niemiec aj. tvrdí, že ve výtryscích AGN musí fungovat ještě jiné mechanismy než klasické Fermiho urychlování I. řádu.
R. Diehl aj. se zabývali otázkou, kde se bere v Galaxii radionuklid 26Al s poločasem rozpadu jen 7.105 roků, jehož čáru 1,8 MeV pozorujeme zejména v rovině Galaxie, kde je ho koncentrováno odhadem téměř 3 M☉. Analýza nejstarších meteoritů navíc ukazuje, že rozpad 26Al probíhal dokonce i v protosolárním disku, z něhož vznikla sluneční soustava. Všechno tedy podle autorů nasvědčuje tomu, že zdrojem tohoto radionuklidu jsou velmi hmotné hvězdy, v nichž probíhají reakce hlubokého štěpení (angl. spallation reactions). K tomu, abychom pak vysvětlili množství 26Al v Galaxii, je zapotřebí, aby v ní hvězdy vznikaly tempem 4M☉/rok a aby četnost supernov tříd Ib/c a II činila celkem 1,9/století. Družice INTEGRAL, která umožnila studium zastoupení 26Al v Galaxii, mimo jiné potvrdila, že vznik mladých hvězdokup z obřích molekulových mračen zabere řádově 100 mil. roků a tento proces tedy zřejmě předcházel i vzniku sluneční soustavy.
Supernovy třídy Ic mohou dle K. Nakamury aj. být i zdrojem lehkých nuklidů 6Li a 9Be při interakci rozpínajících se obálek supernov s interstelárními mračny v rané fázi vývoje Galaxie. Přesto je však ve hvězdách třikrát méně lithia, než jak vyplývá z teorie velmi rané nukleogeneze před vznikem hvězd. Tento rozpor vysvětlují A. Korn aj. difúzí jader lithia při turbulentním míchání v atmosférách velmi starých hvězd populace II, jak autoři prokázali na případu kulové hvězdokupy NGC 6397. D. Neufeld aj. objevili díky SST v pásmech 28 a 23 μm molekulu HD v pozůstatku supernovy IC 443, dále v objektech HH 7 a 54 jakož i v radiovém zdroji Cep A (West). Odtud vychází poměrně vysoké relativní zastoupení deuteria (>10-5) vůči vodíku.
Podle C. Fröhlichové aj. nebylo dosud jasné, jak v supernovách vznikají během jejich výbuchu prvky s vyššími protonovými čísly, tj. např. ruthenium a molybden. Kvůli odpudivé elektromagnetické síle mezi přebytkem protonů v rozpínající se slupce kolem supernovy se totiž většinou nezdaří jejich zachycení v atomových jádrech prvků s nižšími protonovými čísly. Autoři však ukázali, že slupka obsahuje současně přebytek antineutrin, které při srážkách mění protony na neutrony, jež se pak dají bez problémů v atomových jádrech zachytit.
G. Brumfiel shrnul současné názory a debaty o antropickém principu, který vychází ze skutečnosti, že existence vesmíru je výsledkem neuvěřitelné shody jeho fyzikálních vlastností. Kdyby totiž byly některé fyzikální konstanty jen o něco málo větší než jsou, vesmír by se rozepnul tak rychle, že by se protony nestačily sloučit s neutrony na jádra atomů. Kdyby však tyto konstanty byly jen o něco málo menší, nevznikne ani jediné atomové jádro kvůli příliš vysoké teplotě vesmíru. Podobně je tomu také s poměry hmotností protonů, neutronů a elektronů a s relativním poměrem sil čtyř základních interakcí. Představa náhodného sladění fyzikálních veličin na úrovni magického čísla 10120 se totiž zdá být na první pohled naprosto nesmyslná.
Proto se od počátku 80. let minulého století většina odborníků přiklání k názoru, že vědeckým řešením paradoxu, které se vyhýbá antropickému principu, je představa o mnoha nezávislých vesmírech (multiversum). Ve strunové teorii se podle J. Polchinského a R. Boussa hovoří zcela samozřejmě o souběžné existenci nějakých 10500 vesmírů! Tato na první pohled lákavá myšlenka však není příliš vědecká, protože se nedá vyvrátit, když v zásadě můžeme pozorovat pouze jeden vesmír. Pozorování cizího vesmíru je nemožné: pokud ho budeme někdy pozorovat, stává se automaticky součástí našeho vesmíru. Proto se zdá teze o antropickém principu stále zajímavá, ale může být také dokladem toho, jak málo dosud o vesmíru víme.
M. Cirkovic a R. Bradbury připomněli v této souvislosti také známý Fermiho paradox, který zatím nejjednodušeji řeší odpověď, že jsme jediná civilizace ve vesmíru, a pak je antropický princip dokonce antropocentrický! S. Dick se domnívá, že pokud jiné civilizace existují, tak se musejí držet inteligentního principu, tj. inteligentně nastavených jemností ve sladění fyzikálních zákonů, což je ale motivuje k mohutnému sběru informací. Pro rozvoj civilizací jsou patrně vhodné jen vybrané oblasti galaxií, takže jejich mateřské hvězdy lze najít nejspíš v hlavní rovině a ve střední vzdálenosti mezi centrem a periférií nepříliš aktivní obří spirální galaxie, jakou je právě ta naše.
Dátum poslednej zmeny: 07. novembra 2008