ŽEŇ OBJEVŮ 2008 (XLIII.) - DÍL F
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

B. Scott Gaudi aj. vysvětlili záhadné zjasnění hvězdy GSC 3656-1328 (Cas; klidová jasnost 11 mag; sp. A0 V; vzdálenost 1 kpc) o 3,9 mag (40krát) v oboru V, které se odehrálo koncem října 2006. Světelná křivka zjasnění v trvání 10 d byla totiž krásně souměrná a achromatická, takže autoři dokázali, že šlo o výjimečný úkaz gravitační mikročočky, způsobený anonymní hvězdou o extrémně nízké hmotnosti, nebo dokonce pouhým hnědým trpaslíkem. Jelikož šlo o jasnou hvězdu a úkaz se odehrál kolem amerického svátku Halloween, byl v literatuře znám jako Záhada Halloween. Rozluštění záhady však může inspirovat trpělivé astronomy-amatéry k soustavnému číhání na podobně nápadné krátkodobé úkazy po celý rok.

Mimořádnou trpělivostí museli být obrněni J. Fohlmeisterová aj., když dlouhodobě sledovali proměnnost jasnosti čtyř čočkovaných obrazů kvasaru J1004+4112 (Einsteinův kříž; rozteč složek 15″; z = 1,73; vzdálenost 3,0 Gpc) od října 2006 do června 2007. Zjistili tak, že nejprve přichází signál od složky C, za ním se zpožděním 2,25 roku signál od B, načež o 41 d později signál od složky A a konečně minimálně o 3,4 roky později signál od složky D! Proměnnost kvasaru se tak dá sledovat opakovaně jakoby ze záznamu v celkovém intervalu téměř 6 let, což je přirozeně dosavadní rekord. Autoři odhadli hmotnost černé veledíry zmíněného kvasaru na 300 MM_☉.

Počet objevených dokonalých gravitačních čoček dosáhl v r. 2008 úctyhodných 50 Einsteinových prstýnků, za což vděčíme zejména přehlídce SDSS. Snad nejzajímavější je podle R. Gavazziho aj. případ čočky SDSS J0946+1006 v souhvězdí Lva, kde se čočkující galaxie nalézá ve vzdálenosti 0,8 Gpc od nás (z =0,2) a ta gravitačně zobrazuje trpasličí galaxii vzdálenou 1,7 Gpc (z =0,6; poloměr E. prstenu 1,4″) a ještě další slabounkou galaxii vzdálenou zhruba 3,4 Gpc s poloměrem E. prstenu 2,1″, což umožní jednak ověřit, jak se mění tempo rozpínání vesmíru v závislosti na čase, ale též zpřesnit stavovou rovnici skryté energie.

Jak uvedli N. Inada aj., počet všech gravitačních čoček v dosahu přehlídky SDSS bude zřejmě ještě daleko vyšší. V katalogu 3. vydání přehlídky na ploše 4,2 tis. čtv. stupňů nalezli celkem 46 tis. kvasarů a z nich vybrali 22,7 tis. těch, které v blízkém infračerveném oboru i byly jasnější než 19 mag. Jejich červené posuvy z se pohybovaly v rozmezí 0,6 – 2,2 (vzdálenosti 1,7 – 3,2 Gpc). V tomto souboru nalezli celkem 220 gravitačních čoček s úhlovými roztečemi čočkovaných obrazů kvasarů 1 – 20″, ale 90 % objektů vykazuje rozteče <2″. J. Hennaw aj. využili téže přehlídky k objevování obřích svítících oblouků, což jsou rovněž projevy gravitačního čočkování. Na ploše 8 tis. čtv. stupňů tak nalezli 240 kup galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 0,1 – 0,6 (vzdálenosti 0,4 – 1,7 Gpc) a mezi nimi 16, které čočkují obří oblouky a dalších 12 kup, u nichž je to pravděpodobné.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

A. Stockton aj. ukázali, že již v raném vesmíru se vyskytovaly hmotné obří galaxie, jež musely zřejmě vzniknout "shora dolů", tj. zhroucením gigantických oblaků plynu, i když větší část galaxií vznikala spíše "zdola nahoru", tj. postupným sléváním a kanibalizací trpasličích galaxií. T. di Matteová aj. shrnuli, že současný standardní kosmologický model doplněný o vliv kosmologické konstanty Λ v podobě skryté energie dává obecně dobrý souhlas s pozorováním velmi vzdáleného vesmíru. Autoři přitom zdůrazňují, že již raný vývoj vesmíru silně ovlivnily černé veledíry o hmotnostech >100 MM_☉. Nemusí však být totožné s dnes vůbec nejhmotnějšími černými veleděrami.

S. Driver aj. spočítali hustotu zářivé energie vesmíru v rozsahu 0,1 – 1 000 μm, na níž se v současné době největší měrou podílí vyzařování hvězd. Vyšlo jim, že v naší Galaxii činí tato hustota záření (1,6 ±0,2).10³⁵ W/Mpc³. Přes polovina tohoto záření uniká rovnou do intergalaktického prostoru vesmíru. Ještě krátká historická poznámka. V dubnu 2008 se dožila "penzijního" věku 60 let zatím stále nejúspěšnější teorie o vzniku a vývoji vesmíru. Tehdy totiž vyšla v časopise Physical Review 77 (1948), str. 803-804 práce R. Alphera, H. Betheho a G. Gamowa: "The Origin of Chemical Elements", která byla fakticky shrnutím hlavního výsledku Alpherovy doktorské disertace, tj. že v horkém raném vesmíru vznikly všechny chemické prvky postupným přibíráním neutronů k vodíku. Školitelem Alphera byl Gamow, který si byl vědom toho, že jde o průlom v popisu začátku existence vesmíru, a protože řecká abeceda začíná písmeny alfa-beta-gama, připsal mezi spoluautory slavného fyzika H. Betheho také proto, že práce vyšla přesně na Apríla...

Práce, které došla do redakce časopisu 18. února 1948, je dnes proto často označována jako αβγ a když později byla kritizována (název "Big Bang" vymyslel kritik teorie F. Hoyle jako posměšek), Bethe napsal Gamovovi, že uvažuje o tom, že se dá přejmenovat na Zachariáše... Další výzkumy totiž ukázaly, že Alpherem navržený mechanismus vzniku chemických prvků nefunguje; troskotá na tom, že ve žhavém a hustém vesmíru tak nemohou vzniknout prvky s počtem nukleonů 5 a 8, takže se zadrhne hned po vzniku nepatrného množství lithia, berylia a bóru.

Alpher však ve své disertaci správně určil podíl prvotního vodíku a hélia (3:1 podle hmotnosti) a v pozdější práci společně s Gamowem a R. Hermanem dokonce předpověděl existenci rádiové ozvěny velkého třesku, jenže teorie αβγ měla tehdy tak špatnou pověst, že předpověď navzdory Alpherově snaze nikdo nebral vážně. Znechucený Alpher opustil v r. 1955 akademickou půdu a odešel do průmyslu.

Jak známo, Alpherem předpověděná rádiová ozvěna velkého třesku byla v r. 1965 bezděčně objevena A. Penziasem a R. Wilsonem jako tzv. reliktní záření. Bethe ovšem již v r. 1939 spočítal, že těžší chemické prvky mohou vznikat při termonukleárních reakcích ve hvězdách (Phys. Rev. 55, 434) a Hoyle společně se svými žáky manžely Burbidgeovými a americkým fyzikem W. Fowlerem ukázali v r. 1957 v historické práci B²FH (Rev. Modern Phys. 29, 547: "Synthesis of the Elements in Stars"), že přibírání neutronů funguje při výbuších supernov pro prvky počínaje mědí a konče uranem. Bethe, Penzias a Wilson i Fowler za své podíly na těchto objevech Nobelovy ceny získali, ale na Alphera, Gamowa a Hoyla se jaksi zapomnělo, přestože Alpherova doktorská obhajoba v r. 1948 byla společenskou událostí prvního řádu (v zasedací místnosti se tísnilo na 300 posluchačů včetně novinářů, kteří pak hlavní Alpherův výsledek publikovali v celostátních novinách pod palcovými titulky).

6.2. Problém skryté hmoty (angl. dark matter + dark energy)

L. Calderová a O. Lahav rekapitulovali vývoj fyzikálních názorů na povahu a vlastnosti gravitační interakce ve vesmíru. Názor, že gravitace by měla ubývat s druhou mocninou vzdáleností, vyslovil jako první v r. 1640 Ismael Bullialdu (1605-1694), kdežto I. Newton původně uvažoval o tom, že gravitace je přímo úměrná vzdálenosti objektů (Principia 1687, problém 77, teorém 37), k čemuž ho nejspíš inspiroval Hookeův zákon pružnosti těles z r. 1674. Newton se však i po vlastním objevu gravitačního zákona, v němž přitažlivá síla dvou hmotných těles klesá s 2. mocninou jejich vzdálenosti, domníval, že soustava hvězd je konečná, kdežto prostor vesmíru je nekonečný a za hvězdnou koulí je prázdný!

Nyní se možnost existence síly, která se vzdáleností těles lineárně roste, vrátila do kosmologie oklikou díky objevu skryté energie (dark energy), která se v nejjednodušším případě projevuje jako odpudivá síla rostoucí lineárně se vzdáleností, přičemž platí, že poměr w = (tlak/hustota) = -1. V tom případě se hustota skryté energie nemění s časem, takže během vývoje vesmíru postupně začíná převažovat nad hustotami zářící a skryté látky (dark matter).

Tušení o této možnosti měl již A. Einstein, když v r. 1917 zavedl do svých rovnic kosmologickou konstantu Λ a napsal, že pozorovací možnosti zatím nestačí na určení její velikosti. Od té doby se pozorovací možnosti astronomie nesmírně zlepšily a v současnosti už víme, že kosmologická konstanta určená z pozorování je docela blízká nule a je pravděpodobně konstantní v čase. Jak však zjistil v r. 1989 S. Weinberg, existuje příkrý nesoulad mezi hodnotou Λ z astronomických pozorování a z kvantové teorie - jde vůbec o nejhorší výsledek v dějinách přírodních věd vůbec, protože teoretická hodnota kosmologické konstanty je o 120 řádů (!!) vyšší, než astronomové měří.

Objev skryté energie tak vrhá temný stín na celou moderní kosmologii, ale ani astronomové ani fyzici kvůli tomu nevěší hlavu; naopak je to inspiruje k novým pozorováním i teoretickým úvahám o povaze vesmíru a podmínek, které v něm panují. Velmi nadějně probíhá projekt hledání baryonových akustických oscilací pomocí studia velkorozměrové struktury velmi vzdálených galaxií u australského teleskopu AAT. Studiem oscilací s charakteristickým rozměrem 150 Mpc lze totiž odhalit vliv skryté energie na tyto struktury. Náročný projekt má být dokončen už v r. 2010.

L. Guzzo aj. získali jasný údaj o zlomu v tempu rozpínání vesmíru měřením červených posuvů pro 10 tis. slabě svítících galaxií. Zlom, "zaviněný" rostoucím vlivem skryté energie na tempo rozpínání vesmíru, nastává pro z = 0,8, tj. pro stáří vesmíru zhruba 7 mld. let po velkém třesku, což výborně souhlasí s údajem, který byl zveřejněn nezávisle již dříve díky svítivým supernovám třídy Ia a díky měřením fluktuací reliktního záření.

Pokud jde o skrytou látku, její projevy se začínají hledat i ve fyzikálních laboratořích. Podle Y. Butta totiž teorie naznačuje, že by částice skryté látky (WIMP) o hmotnostech až 600krát vyšších, než je hmotnost protonu, měly slabě interagovat s látkou zářící, ale zatím se žádné interakce nepodařilo pozorovat. K nejslibnějším projektům v tomto směru patří spektrometr AMS v ceně 1,5 mld. dolarů, jenž má být umístěn na Mezinárodní kosmické stanici (ISS) a dále možnost "vyrobit" WIMPy v obřím urychlovači LHC v laboratoři CERN. Mezitím S. Aadler aj. oznámili, že v prostoru mezi Zemí a Měsícem je nanejvýš 1,5.10¹⁵ kg skryté látky.

K nejnadějnějším výsledkům uveřejněným v r. 2008 patří pozorování z experimentu ATIC uskutečněná NASA při 14denních výstupech balónu v Antarktidě do výšky 35 km v letech 2000 a 2002. Podle J. Changa aj. zaznamenala aparatura v balónu třetinový přebytek elektronů a pozitronů v energetickém pásmu 300 – 800 GeV (s vrcholem pro energie 620 GeV a ostrým poklesem u 800 GeV), za který by případně mohly interakce zářící látky s WIMPy. Podobný přebytek pozitronů v pásmu energií 10 – 100 GeV zaznamenala podle P. Picozzy aj. také italská družice PAMELA, která pracuje na eliptické oběžné dráze 350 x 610 km od léta r. 2006.

L. Strigeri aj. zjistili při podrobném sledování 23 satelitů naší Galaxie o svítivostech v rozmezí 10³ – 10⁸ L_☉, že v jejich centrálních 300 pc se nachází vždy stejné množství hmoty 10 MM_☉. Přitom sféroidální trpasličí galaxie obsahují velmi málo plynu, takže v této centrální oblasti už hvězdy nevznikají a optická svítivost těchto satelitů je neobvykle nízká. To znamená, že převážnou část jejich hmotnosti tvoří skrytá látka s hustotou 0,1 M_☉/pc³.

V současné době se do středu pozornosti kosmologů dostávají "horké" kupy galaxií, jejichž geometrický rozsah se pohybuje v rozmezí 1 – 3 Mpc a úhrnné hmotnosti dosahují 10¹⁴ – 10¹⁵ M_☉. Ukazuje se, že v průměru 80 % jejich hmotnosti představuje skrytá látka a zbylých 20 % difuzní horké vnitrokupové plazma, takže na hvězdy, mezihvězdný prach a studený plyn připadá zcela zanedbatelný zlomek hmotnosti kupy!

6.3. Základní kosmologické parametry

S. Allen aj. využili pozorování 42 horkých kup galaxií rentgenovou družicí Chandra, vzdálených od nás v rozmezí 0,2 – 2,5 Gpc, k určení podílu látky a skryté energie na hustotě hmoty vesmíru. Dostali tak podíl látky (zářící a skryté dohromady) Ω_m = (0,28 ±0,06) a skryté energie Ω_Λ = (0,86 ±0,21), přičemž konstanta stavové rovnice skryté energie w = (-1,14 ±0,31) naznačuje, že její hustota se nemění s časem. Pokud se tyto výsledky zkombinují s nezávislými údaji získanými pomocí měření jasnosti vzdálených supernov třídy Ia a s měřením fluktuací reliktního záření pomocí družice WMAP, dostáváme ostřejší meze, tj. Ω_m = (0,25 ±0,02) a w = (-0,98 ±0,07). N. Inada aj. a M. Oguri aj. využili k témuž cíli přehlídky SDSS DR3, z níž vybrali údaje o téměř 23 tis. kvasarech jasnějších než 19 mag na ploše téměř 4,2 tis. čtv. stupňů oblohy. V tomto obsáhlém souboru pak našli 220 kvasarů, zobrazených mezilehlými gravitačními čočkami, když jednotlivé obrazy kvasarů se nacházely v úhlových roztečích 1 – 20″. Odtud pak dostali parametry Ω_m = 0,26; Ω_Λ = 0,74 a w = -0,1.

A. Barrau aj. využili pozorování četnosti paprsků gama v energetickém pásmu 0,1 – 10 TeV k určení spodní meze hodnoty H₀ = 74 km/s/Mpc. N. Liang aj. odvodili z údajů o 42 zábleskových zdrojích záření gama (GRB) ve vzdálenostech 2,8 – 3,9 Gpc (z v rozmezí 1,4 – 6,6) následující kosmologické parametry nezávislé na kosmologickém žebříku vzdáleností: Ω_m = 0,25; Ω_Λ = 0,75 a w = -1,05.

J. Coles aj. využili zpoždění signálů podél různých drah od 11 vzdálených kvasarů zobrazených gravitačními čočkami k odhadu stáří vesmíru a obdrželi tak hodnotu 13,7 mld. let s chybou 13 %. Podobně C. Vuissoz aj. sledovali po dobu tří let (březen 2004 až květen 2007) změny jasnosti čtyř čočkovaných obrazů kvasaru WFI J2033-4723 (z = 1,7; vzdálenost 3 Gpc) a odtud obdrželi H₀ = (65 ±2) km/s/Mpc.

G. Tammann aj. porovnali vzdálenosti 24 galaxií, v nichž lze pozorovat jak vrchol větve červených obrů, tak proměnné typu RR Lyr a cefeidy a odvodili tak dosti přesnou hodnotu Hubbleovy konstanty H₀ = (62 ±5) km/s/Mpc, která však v mezích chyby nesouhlasí s hodnotou H₀ odvozenou z klíčového projektu HST a s pozorováním reliktního záření. Rozdíl by prý mohl být způsoben tím, že proslulá kosmologická konstanta Λ se ve skutečnosti s časem mění, takže jde o tzv. kvintesenci.

G. Tammann aj. se v navazující práci zabývali určováním H₀ ve vzdálenostech 4,5 – 30 Mpc, kde se podle jejich názoru nyní podstatně zlepšily možnosti přesných měření vzdáleností. Spodní mez vzdálenosti je dána skutečností, že pro bližší galaxie nelze odlišit rozpínání vesmíru od náhodných (pekuliárních) radiálních rychlostí galaxií, kdežto horní mez je dána končícím souběhem jednotlivých souborů údajů: hvězdy typu RR Lyr lze pozorovat jen do vzdálenosti 6 Mpc a cefeidy jen do 15 Mpc. Pro větší vzdálenosti tak zbývají jen červení obři a supernovy Ia jako dobré standardní svíčky. Do vzdálenosti 30 Mpc tak mohli spolehlivě určit vzdálenosti 279 galaxií, jednak pomocí cefeid, ale též díky proměnným typu RR Lyr, supernovám tříd II a Ia a určováním polohy špičky větve červených obrů v diagramu H-R. Autoři tak dostali pro proměnné typu RR Lyr hodnotu H₀ = 63 v jednotkách km/s/Mpc, kdežto pro cefeidy H₀ = 63 a pro supernovy Ia H₀ = 61 v týchž jednotkách. Vážený průměr pak činí H₀ = (62 ±1,3), opět ve zřetelném rozporu s kanonickou hodnotou z HST a družice WMAP (H₀ = 73). Linearita Hubbleova vztahu mezi červeným posuvem a vzdáleností je podle nich zaručena až do vzdálenosti 286 Mpc (z ≈ 0,07).

Autoři ve své práci rovněž připomněli rozhodující zásluhu W. Baadeho, jenž na základě pozorování 2,5m teleskopem na Mt. Wilsonu v průběhu druhé světové války (kdy měl k dispozici neomezené množství pozorovacího času a v Los Angeles bylo nařízeno zatemnění) zjistil, že nulový bod závislosti vztahu jasnosti a svítivosti proměnných třídy RR Lyr byl silně podceněn, takže následkem této korekce prakticky ztrojnásobil vzdálenost galaxie M31.

M. Rowan-Robinson rekapituloval dějiny konstrukce astronomického žebříku vzdáleností od starověku, kdy ve III. stol. před n.l. uměl Eratosthenes určit rozměry Země s přesností na 10 %. O století později dokázal Hipparchos změřit vzdálenost Měsíce s chybou pouhých 2 %. M. Koperník v XV. stol. znal vzdálenost Slunce s přesností na 5 % a F. Bessel změřil v r. 1838 vzdálenost hvězdy 61 Cyg rovněž s chybou 5 %. Další příčky astronomického žebříku vzdáleností poskytla fotometrie a spektroskopie. Nejprve v r. 1912 objevila H. Leavittová proslulý vztah mezi periodou P a zářivým výkonem (svítivostí L) pro cefeidy v Malém Magellanově mračnu. Vztah P-L se podařilo brzy kalibrovat pomocí cefeid v naší Galaxii a měl rozhodující význam pro kosmologii, zejména když E. Hubble našel v r. 1924 cefeidy v galaxii M31 a v r. 1929 objevil závislost červeného posuvu z ve spektru galaxií na jejich vzdálenosti od nás.

Souběžně našli A. Fridman v r. 1922 a G. Lemaitre v r. 1927 řešení Einsteinových rovnic pro vesmír, což po Hubbleově objevu z r. 1929 vedlo k propracování modelů rozpínajícího se vesmíru, v nichž klíčovou roli hraje Hubbleova konstanta H₀, která automaticky určuje i stáří vesmíru. Bohužel, počáteční určení hodnoty H₀ bylo zatíženo velkou soustavnou chybou, protože nulový bod stupnice vzdáleností cefeid byl výrazně chybný až do r. 1954. Následkem toho byly vzdálenosti galaxií soustavně podceněny téměř o řád, takže vycházelo nesmyslně krátké stáří vesmíru necelé 2 mld. let. V r. 1958 zjistil A. Sandage, že část chyby pochází z chybné identifikace jasných hvězd v cizích galaxiích. Ve skutečnosti šlo o jasné uzlíky mezihvězdného vodíku (H II). Sandage tak snížil hodnotu H₀ na cca 75 km/s/Mpc, čemuž odpovídá přijatelné stáří vesmíru kolem 10 mld. let.

Z klíčového projektu HST vyšlo v r. 2001 W. Freedmanové a R. Kennicuttovi H₀ = (72 ±8) km/s/Mpc a z pozorování družice WMAP z r. 2007 vyplývá (73 ±3), tj. chyba pod 5 %, přičemž systematické chyby jsou zcela potlačeny. K tomu je ovšem třeba připočítat nedávný objev zrychleného rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadního věku, které vede nakonec k velmi přesné hodnotě stáří vesmíru 13,7 mld. let s chybou pouhého 1 %.

6.4. Reliktní a kosmické záření

Na základě pětiletých údajů z družice WMAP odvodili G. Hinshaw aj., že v době 380 tis. let po velkém třesku se skládala hmota vesmíru ze 63 % skryté hmoty; 15 % energetických fotonů; 12 % baryonů a 10 % neutrin. Podíl jednotlivých složek hmoty vesmíru se pak měnil, tj. podíl skryté hmoty (skrytá látka plus skrytá energie) plynule vzrůstal na úkor ostatních složek hmoty vesmíru vinou (či zásluhou?) vzrůstajícího podílu skryté energie, která dnes představuje již (72 ±1,5) % hmoty vesmíru, kdežto skrytá látka stagnuje na (23 ±1) % a podíl zářící hmoty vesmíru klesl na pouhých (4,6 ±0,15) %. Šerověk vesmíru skončil v době 500 – 800 mil. let po velkém třesku. Stáří vesmíru činí dnes (13,73 ±1,3) mld. let.

Podle C. Bennetta aj. měření WMAP rovněž potvrdila, že kosmologická inflace (rozfouknutí vesmíru) se odehrála v čase 10^-32 s po velkém třesku, čímž se "vyhladily vrásky" novorozeného vesmíru. Nejpřesnější hodnota teploty reliktního záření vychází na 2,725 K a geometrie vesmíru je skutečně plochá. Z rozboru akustických vrcholů fluktuací teploty reliktního záření dostáváme též poměr baryonní (zářící) a nebaryonní (skryté) látky 1:5,5.

M. Poje aj. měřili poměr mezi slunečním a galaktickým kosmickým zářením v zemské atmosféře při leteckých pozorováních. Ukázali, že do výšky 1 km nad terénem je hlavním zdrojem ionizace vzduchu radon, vyvěrající ze země. Nad touto výškou je však převažující příčinou ionizace atmosféry galaktické kosmické záření, ale sluneční složka není úplně zanedbatelná, zejména během maxim sluneční činnosti. Kosmické záření ve vysoké atmosféře se skládá z 86 % z urychlených protonů a 11 % částic alfa (jader helia), dále 2 % elektronů a 1 % těžších jader.

K. Murase aj. ukázali, že rázové vlny při akreci materiálu a splývání objektů v kupách galaxií mohou být zdrojem urychlených protonů s energiemi mezi "druhým kolenem" (10^17,5 eV) a "kotníkem" (10^18,5 eV) energetického spektra kosmického záření, což by se dalo nepřímo ověřit v nových experimentech detekce neutrinového pozadí v Antarktidě a pod hladinou Středozemního moře. G. Benford a R. Protheroe se domnívají na základě modelových simulací, že zdrojem extrémně energetického (>10 EeV) kosmického záření jsou usměrněné výtrysky plazmatu z galaxií s aktivními jádry (AGN). Šroubovicové magnetické pole v kuželovitém výtrysku prý dokáže urychlit elektricky nabité částice až na energie řádu ZeV, tedy dokonce nad mez GZK (Greisenova-Zacepinova-Kuzminova mez), jež je způsobena interakcí extrémně energetického kosmického záření s fotony reliktního záření. V některých výtryscích je tak utajena energie až řádu 10⁵³ J (při výbuchu supernovy Ia se uvolňuje energie 10⁴⁴ J). Podle T. Heina a F. Spaniera hraje energetické kosmické záření z výtrysků významnou roli při přenosu energie v eliptických galaxiích a podle M. Jubelgase aj. též zvyšuje tlak v interstelárním prostředí i v naší Galaxii.

G. Schilling komentoval první vědecké výsledky, získané mezinárodní Observatoří Pierra Augera v provincii Mendoza v Argentině, jejíž modulová výstavba byla dokončena před Vánoci 2008. Na výstavbě Observatoře se podílelo 90 vědeckých institucí z 18 států Evropy, Severní i Jižní Ameriky a Austrálie, mezi nimiž je také Česká republika. První vědecká měření však byla získávána už od ledna 2004, když bylo v činnosti 750 z celkového počtu 1 600 pozemních Čerenkovových detektorů a polovina z plánovaných 24 světelných komor pro sledování fluorescenčních záblesků spršek energetického kosmického záření v zemské atmosféře. Do konce r. 2007 tak byly získány údaje o 27 primárních částicích kosmického záření s energiemi >57 EeV. Při tak vysokých energiích lze získat dosti přesné údaje o poloze zdroje, z něhož vylétají částice o rychlosti jen nepatrně menší, než je rychlost světla (na vzdálenost 1 světelného roku se proti fotonům opozdí jen o 46 nanometrů!).

Koncem r. 2008 byla Observatoř uvedena do plného provozu. Výhodou experimentu je vzájemná kalibrace dat z pozemních a atmosférických detektorů kvůli přesnějšímu určení směru příletu a energie příslušných elektricky nabitých částic primárního kosmického záření. Lze očekávat, že během prvních 10 let provozu budou k mání statisticky významné údaje o rozmístění zdrojů tohoto nevídaně energetického záření ve vesmíru. Pak by se totiž mohlo konečně zdařit objasnit mechanismy urychlování těchto částic na energie nesrovnatelně vyšší, než dokážeme získat v podzemních obřích urychlovačích (≈10 TeV).

P. Sokolsky oznámil, že mezinárodní konsorcium amerických a japonských odborníků uvedlo za 17 mil. dolarů počátkem r. 2008 do provozu novou aparaturu TA (Telescope Array) pro sledování kosmického záření extrémních energií (0,03 – 10 EeV) v západním Utahu, když na ploše 730 km² rozmístili v mříži o rozteči 1,2 km 576 plastových scintilátorů, jež zaznamenávají příchod sekundárních spršek kosmického záření. Souběžně je tatáž oblast monitorována třemi teleskopy, které zaznamenávají fluorescenční záblesky při průletu sekundárních spršek zemskou atmosférou.

6.5. Kosmologické principy

C. Graney se věnoval dobovým pokusům slavných astronomů ověřit Koperníkův princip (Země nemá ve vesmíru výsadní postavení) pozorováním. Tak např. Galilei si myslel, že vidí hvězdy jako kotoučky, protože jasnější hvězdy se mu v jeho dalekohledech zdály úhlově větší, v rozmezí od zlomků až do několika obloukových vteřin. Pochopitelně pak počítáním hvězd různých magnitud dostal funkci četnosti, která Koperníkovu principu rovnoměrného zaplnění vesmíru hvězdami vyhovovala. Z pozorování dvojhvězdy Mizar v r. 1617 usoudil, že jasnější složka má úhlový průměr 3″ a slabší 2″, takže při rozteči 10″ mezi nimi mu vyšlo, že dvojhvězda je od nás asi 300krát dál než Slunce. Odtud odhadoval, že jasnější hvězdy jsou od nás vzdáleny stovky AU, kdežto slabší až 2 kAU. Ve skutečnosti byla rozlišovací schopnost Galileových teleskopů v nejlepším případě 2″, takže všechny tyto odhady podceňovaly vzdálenosti hvězd minimálně o 3 řády. Podobně ztroskotal Tycho Brahe, jenž sice ověřil počítáním hvězd různých jasností, že hvězdy jsou nejspíš podobné Slunci, ale pak vyrukoval s naprosto neudržitelnou představou, že sice planety Sluneční soustavy obíhají kolem Slunce, ale Slunce s nimi obíhá kolem Země.

V posledních letech se někteří pozorovatelé pokoušejí ověřit domněnku, že kosmologický princip o stejných vlastnostech vesmíru neplatí jen v prostoru, ale také v čase. K tomu cíli je nutné změřit hodnotu některé fyzikální konstanty v laboratoři nebo v blízkém kosmickém okolí Země a porovnat ji s hodnotou získanou astrofyzikálními pozorováními ve velmi vzdáleném vesmíru. Několik takových pokusů se týká konstanty jemné struktury α, kterou lze charakterizovat sílu elektromagnetické interakce. Lze ji vypočítat přesným změřením náboje elektronu, Planckovy konstanty h a rychlosti světla. Ze současných měření známe její velikost (≈1/137) s relativní přesností 4.10^-10. Podle M. Murphyho lze případnou časovou proměnnost α ověřovat pozorováním absorpčních spekter kvasarů vzdálených až 3,5 Gpc. Pozorování spektrografem UVES ESO dává pro relativní časovou změnu α v intervalu 10 mld. roků hodnotu (-0,06 ±0,06), čili nejspíš se α v čase nemění s relativní přesností (6 ±4).10^-6. M. Murphy aj. také ukázali pozorováním molekulových absorpcí ve spektru kvasaru B0218+357, že za posledních 7 mld. let se poměr hmotností protonu a elektronu v relativní míře změnil nanejvýš o 1,8.10^-6.

Celá řada vlastností vesmíru se jeví čím dál tím více jako velmi přesně vyladěná pro možnost existence života a zejména pak člověka na Zemi. To vede na jedné straně k posilování významu proslulého antropického principu ("vesmír předem věděl, že přijdeme"), ale odpůrci tohoto filosofického postupu stále častěji a hlasitěji tvrdí, že vesmír je jen prvkem tzv. multiversa, množiny navzájem nesouvisejících "vesmírů", v nichž většinou tak přesně vyladěné podmínky neplatí - v tom případě se nemůžeme divit, že jsme vyhráli první cenu ve vesmírné loterii. B. Carr a G. Ellis však v r. 2008 kritizovali domněnku o multiversu jako nevědeckou, protože si nedovedou představit, jak by se dala dokázat. Háček je ve zmíněné nesouvislosti vesmírů - abychom domněnku o multiversu mohli experimentálně ověřit, potřebovali bychom prokázat nějakou fyzikální interakci "cizího" vesmíru s "naším" vesmírem, ale od toho okamžiku by bylo nevyhnutelně nutné začlenit tento konkrétní "cizí" vesmír do "našeho" vesmíru.

6.6. Astročásticová fyzika

Astročásticová fyzika se v uplynulých dvaceti letech konstituovala jako průnik kosmologie, částicové fyziky a astrofyziky. Od r. 1992 má už svůj vlastní časopis (Astroparticle Physics) s vysokým impaktním faktorem (4,1). To je důvod, proč tomuto stále významnějšímu oboru věnuji od Žní v r. 2006 samostatný odstavec. V r. 2006 vznikla evropská iniciativa ASPERA (akronym ze slov AStro Particle ERAnet) 17 států včetně Česka. V září 2008 se konalo v Bruselu zasedání, na němž byla schválen plán rozvoje astročásticové fyziky v Evropě v rámci 7. výzkumného programu EK, který zahrnuje experimenty v CERN, výzkum neutrin, kosmického záření, astronomii záření gama, skryté látky a gravitačních vln.

E. Rollinde aj. se pokusili vysvětlit skutečnost, že nuklid ⁶Li je v současných hvězdách zastoupen o tři řády hojněji, než jak vyplývá z modelů nukleogeneze ve velmi raném vesmíru. Ukázali, že o nadbytek jader Li, Be a B se postaraly supernovy, jež po výbuchu vysílají také dostatečně intenzivní proud energetických částic kosmického záření, jež rozbíjejí v intergalaktickém prostoru jádra C, N a O, a tak zvyšují zastoupení zmíněných lehkých jader ve hvězdách dalších generací.

V r. 1957 publikovali E. a G. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle v časopise Reviews of Modern Physics 29 (1957), 547 pod titulem "Synthesis of the Elements in Stars" jednu ze stěžejních prací v astrofyzice uplynulého století (práce až dosud získala přes 1 100 citací). K 50. výročí publikace uveřejnil G. Burbidge v časopise Science v březnu 2008 osobní vzpomínku na okolnosti vzniku a ohlasu zmíněné klíčové práce. První verzi práce napsali manželé Burbidgeovi, ale text pak přepsali W. Fowler a F. Hoyle, který byl školitelem Burbidgeových. Výslednou verzi pak rukou společnou a nerozdílnou redigovali všichni čtyři autoři. Jak známo, v r. 1983 byl za tuto práci poctěn Nobelovou cenou za fyziku jen W. Fowler (druhou polovinu ceny tehdy získal S. Chandraskhar za své studie o stavbě bílých trpaslíků), což však podle Burbidgeova názoru byla zjevná křivda na Hoyleovi, protože autoři společné práce se velmi významně opírali o předešlé Hoyleovy průkopnické studie z let 1946 a 1954, jež v práci B²FH pochopitelně citovali.

M. Ackermann aj. instalovali v antarktickém projektu pozorování vysokoenergetických neutrin AMANDA 19 svislých kabelů v ledu do hloubky 2,5 km. Na kabelech je v pravidelných roztečích zavěšeno celkem 677 fotonásobičů. Během let 2000-2002 hledali Čerenkovovy záblesky od neutrin s energiemi >100 TeV, leč bezúspěšně. Kvůli vyloučení vlivu kosmického záření totiž registrují jen neutrina, která přišla do Antarktidy "zespodu", tj. skrze celé těleso zeměkoule, jenže případný signál zaniká v přívalu sekundárních mionů kosmického záření, které do detektoru přicházejí "shora". Nepřítomnost silnějšího signálu od kosmických neutrin však téměř vylučuje možnost, že by zdroji kosmických neutrin byly galaxie s aktivními jádry (AGN). Podobně negativně dopadl pokus R. Abassiho aj. nalézt známky průchodu elektronových neutrin "zespodu" v americkém detektoru kosmického záření HiRes II v Utahu.

Zato V. Dadykin a O. Rjažskaja oznámili, že v záznamech detektoru slunečních neutrin LSD (pod Mt. Blankem) byla zachycena 4 energetická (5 – 11 MeV) neutrina od supernovy 1987A (VMM) 23. února 1987 ve 2:53 h UT v rozmezí 10 s. O 4:42 h později následovalo 12 neutrin s energiemi 6 – 35 MeV v japonském detektoru Kamiokande v rozmezí 12 s a souběžně 8 neutrin v americkém detektoru IMB v rozmezí 6 s s energiemi 20 – 40 s. O minutu po nich zaznamenal LSD přílet dalších dvou neutrin. E. Aleksejev a L. Aleksejeva k tomu připojili údaje, získané v týchž časech pomocí scintilačních detektorů v Baksanské observatoři pod horou Andyrči na Kavkaze v hloubce 850 m pod povrchem. Podle nich bylo v čase 2:52 UT zachyceno 5 neutrin v experimentu LSD, ale též 2 neutrina v Baksanu, a to v souhrnném intervalu 50 s. V Baksanu pak zaznamenali dalších 5 neutrin v rozmezí dvou minut počínaje 7:35 UT. Na jedné straně je potěšitelné, že teorie výbuchu supernov byla těmito unikátními pozorováními ve čtyřech experimentech od Japonska přes Kavkaz a Evropu až po USA v zásadě potvrzena, ale na druhé straně popsaný průběh neutrinového vzplanutí ve dvou epizodách oddělených bezmála pěti hodinami v čase je naprosto záhadný.

Zatímco výzkum neutrin se dále rozvíjí jak v laboratorním měřítku, tak při studiu neutrin přicházejících z kosmu, astrofyzika vysokých energií prodělává krizi zejména vinou rozhodnutí vlád USA a Velké Británie, které omezily podporu projektů astročásticové fyziky. Ve Spojených státech kvůli šetření uzavřeli v r. 2008 lineární urychlovač SLAC na Stanfordově univerzitě v Kalifornii a též urychlovač se vstřícnými svazky elektronů a pozitronů CESR na Cornellově univerzitě. Zastaven byl též projekt Stellarator (řízená termonukleární fúze) v Princetonu, jenž měl být dokončen v r. 2013. Podobně se neustále zpožďuje výstavba velkého mezinárodního tokamaku ITER, protože původní rozpočet 5 mld. dolarů z r. 2001 byl zřejmě nerealistický, takže v r. 2008 byl odhad nákladů zvýšen na 12 mld. dolarů a dokončení výstavby odsunuto na r. 2018.

Uvažuje se i o brzkém ukončení činnosti obřího urychlovače Tevatron ve Fermilabu, který v r. 2008 oslavil 25 let provozu. Snížil se též podíl USA na financování budoucího mezinárodního obřího lineárního urychlovače ILC, jenž by měl stát asi 7 mld. dolarů a o jehož výstavbu usilují zejména Japonci. Velká Británie dokonce v r. 2008 z projektu ILC zcela vycouvala. Zpozdilo se však i dokončení největšího urychlovače na světě, tj. LHC v CERNu, když Velká Británie omezila svou podporu tohoto ambiciózního evropského projektu za 5 mld. euro, na jehož činnosti se však hodlá podílet dokonce i 1,3 tis. amerických fyziků!

První protony sice úspěšně proběhly kruhovou trubicí urychlovače LHC počátkem září 2008, ale při dalším pokusu 19. září došlo k těžké havárii, kdy se vinou nedokonalého svaru u supravodivého Ti-Nb magnetu ohřál spoj mezi magnety na teplotu >2 K, takže kapalné hélium v jeho okolí ztratilo supravodivost a spojovací kabel dlouhý 1 m se během milisekundy roztavil proudem 9 kA. Vzniklý oblouk prorazil vakuovou nádobu, následkem čehož se kapalné hélium změnilo v plyn, magnet o hmotnosti 35 t byl vyrván ze svého betonového lože a 6 t hélia se vypařilo do tunelu, přičemž bylo poškozeno celkem 53 magnetů, každý z nich v ceně 700 tis. euro. Oprava si vyžádala pozvolné ohřátí celého oktantu 154 magnetů na pokojovou teplotu, což trvalo měsíc. Pak následovala složitá operace vytažení poškozených magnetů o délce 15 m svislou šachtou na povrch, kde se pak od začátku listopadu 2008 magnety opravovaly, čistily od sazí, nebo postupně vyměňovaly. Opravy v ceně 23 mil. euro probíhaly až do léta 2009. Rozsahem, složitostí a technologickými inovacemi se ovšem výstavba LHC přirovnává k americkému projektu pilotovaných letů Apollo z let 1961-72.

Současné domněnky o povaze skryté látky (dark matter) ve vesmíru se točí kolem předpokladu o existenci velmi hmotných částic WIMP slabě interagujících se zářící (baryonovou) látkou. Y. Butt soudí, že z pozorovaného přebytku elektronů při energiích kolem 620 GeV (viz odst. 6.2.) vyplývá, že platí Kaluzova-Kleinova domněnka o vícerozměrové povaze prostoru spíše než supersymetrická teorie SUSY. V tom případě by mohl urychlovač LHC v CERN částice WIMP pozorovat; jejich energie by měly být v rozsahu 300 – 800 GeV a hmotnosti kolem 600násobku hmotnosti protonu.

Částice WIMP se hledaly také v experimentech CDMS II v podzemní laboratoři v dole Soudan ve státě Minnesota a XENON 100 v italském pohoří Gran Sasso. V experimentu CDMS II by se měly interakce WIMP s částicemi baryonové látky měly projevit vibracemi obřích krystalů Ge a Si (B. Sadoulet aj.); v citlivějším experimentu XENON 100 se používá 100 kg kapalného xenonu, v němž by mělo několikrát do roka docházet k pružnému rozptylu WIMP na jádrech atomů xenonu (E. Aprileová aj.). Oba experimenty však zatím nezaznamenaly ani jedinou interakci.

6.7. Relativistická astrofyzika

T. Philbin aj. ukázali, že teoreticky předvídané Hawkingovo vyzařování na horizontu černé díry lze simulovat pomocí světlovodu. Jestliže vznikají vlny v prostředí, které se nezávisle na vlnách pohybuje, pak v něm vznikne umělý horizont v okamžiku, kdy rychlost pohybu prostředí překročí vlnovou rychlost. Prostoročasová geometrie černé díry připomíná řeku, jejíž rychlost toku nad vodopádem se zrychluje. Pokud proti proudu řeky postupují vlny konstantní rychlostí, tak na přepadu vodopádu je rychlost říčního proudu už tak vysoká, že vlny už nedokáží postupovat proti proudu a rychlý proud řeky je strhává zpět. Přepad vodopádu má tudíž analogické postavení jako obzor událostí černé díry. Naopak teče-li řeka do oceánu, postupně se poblíž ústí své delty zpomalí. Vlny, postupující z oceánu proti proudu řeky se v jejím ústí zastaví, protože nedokáží překonat stále rychlejší říční proud ve vnitrozemí, což je analogie bílé díry, do níž nemůže nic spadnout.

Jelikož Hawkingovo záření standardních černých děr má nižší teplotu, než je teplota reliktního záření, není naděje, že bychom ho objevili pozorováním v kosmickém prostoru. V laboratoři však můžeme využít světlovodů, kde na stálý svazek infračerveného záření působíme v protisměru krátkými optickými impulsy, čímž vytvoříme na čele optického impulsu horizont bílé díry, který podle Hawkingova modelu musí vydávat modře posunuté záření optického impulsu, což se autorům vskutku podařilo pozorovat. Souběžně s experimenty pokročilo v letech 2005-06 výrazně také programování v tzv. numerické relativitě, které umožňuje poprvé realisticky simulovat jevy, související s dynamikou pohybu černých děr a veleděr. Jak uvedli A. Gualandrisová a D. Meritt, lze vymrštit černou veledíru o hmotnosti až 10 GM_☉ z jádra galaxie rychlostí až 4 tis. km/s, což je více než 1 % rychlosti světla. To znamená, že taková černá veledíra opustí hranice mateřské galaxie nejpozději za 100 mil. let a takové svižné černé veledíry se mohou v intergalaktickém prostoru zcela nepozorovány stále potulovat.

K. Belczynski aj. ukázali, že splývání neutronových hvězd s hvězdnými černými děrami, resp. dvou hvězdných černých děr, je velmi vzácné a týká se nanejvýš jen 1 % takových soustav, pokud mají příslušné černé díry nízký spin. Jakmile však spin černé díry stoupne na hodnotu >0,5, může se kolem ní vytvořit akreční torus, který pak usnadní splynutí, což se projeví zejména jako krátké vzplanutí GRB. Ideální by bylo u takových objektů odhalit gravitační vlny a odtud by se dal zpětně určit počáteční spin zmíněných černých děr.

S. Koide a K. Arai shrnuli údaje o základních mechanismech, jimiž lze z ergosféry kolem rotující černé díry čerpat energii, vyzářenou do okolního vesmíru. Jednou možností je Penroseův magnetohydronamický proces, kdy se pozorovaná částice rozštěpí na dvě, z nichž jedna zapadne pod hranici obzoru událostí, zatímco druhá získá velkou energii a vrátí se do volného kosmického prostoru. Druhou možnost nabízí Blandfordův-Znajekův mechanismus, kdy se energie pro vnější vesmír získává z magnetického napětí v ergosféře rotující černé díry. Autoři k tomu přidali i další možnost, totiž přestavbu (rekonexi) magnetického pole v ergosféře. Všechny tři procesy se zřejmě ve vesmíru významně uplatňují.

Pro ověřování teorie relativity má velký význam přesné určování času, resp. časových intervalů a frekvencí. Zatímco kolem r. 1970 byla tato relativní přesnost krátkodobě řádu 10^-12, zvýšila se nedávno na neuvěřitelných 10^-16. To vedlo ke zvýšení přesnosti navigačních systémů typu GPS, kde se pro přesné určení polohy musí počítat s nejrůznějšími efekty obecné teorie relativity včetně změn gravitačního červeného posuvu v různých výškách družic soustavy GPS a pozorovatele na povrchu Země. A. Ludlow aj. sestrojili v americké laboratoři JILA v Boulderu optické hodiny, kde se srovnávají frekvence mřížky Sr a Ca s relativní přesností 1.10^-16 a ještě dál pokročili T. Rosenband aj. z NIST v Boulderu, kteří postavili optické hodiny na bázi iontů Al⁺ a Hg⁺, jež dosahují relativní přesnosti 5.10^-17. Tím mj. prokázali, že konstanta jemné struktury α se nemění o více než (-2 ±2).10^-17/rok (viz též odst. 6.5.).

V r. 1935 publikovali A. Einstein, B. Podolsky a N. Rosen v časopise Phys. Rev. 47, str. 777 provokující práci, v níž se tázali, zda lze kvantově-mechanický popis reality považovat za úplný. Odpověď autorů byla záporná, protože nechtěli připustit "přízračnou akci na dálku", jež by se odehrávala okamžitě, tj. nekonečnou rychlostí. Práce vešla do dějin moderní fyziky pod názvem Paradox EPR a jeho teoretické vyjádření nalezl v r. 1964 J. Bell v podobě tzv. Bellových nerovností. Série měření v letech 1972-1981 potvrdila, že kvantová mechanika narušuje Bellovy nerovnosti, takže autoři E+P+R se fakticky mýlili (myslím, že každý fyzik by si přál publikovat tak inspirativní omyl).

V r. 2008 to ověřili D. Salart aj. experimentálně, když umístili v Ženevském jezeře světelný zdroj, jenž vysílal fotony do přijímačů instalovaných ve švýcarských vesničkách Satigny a Jussy na protějších březích jezera ve vzdálenosti 18 km od sebe. Měřili rychlost přízračné akce po dobu celých 24 h a zjistili, že je minimálně desettisíckrát vyšší než rychlost světla a tedy velmi pravděpodobně okamžitá, a dále že intenzita akce nezávisí vůbec na vzdálenosti! Vysvětlení spočívá v provázání (entanglement) kvantových stavů dvou částic, vyslaných zároveň opačnými směry z téhož zdroje. Poznamenávám, že A. Einstein obdržel v r. 1921 Nobelovu cenu za "služby teoretické fyzice, zejména pak za objev zákona fotoelektrického jevu", což je ovšem ukázkový kvantově-mechanický zákon, objevený r. 1905, tedy v době, kdy název kvantová fyzika ještě neexistoval. S odstupem času je patrné, že Nobelův komitét projevil tehdy mimořádnou jasnozřivost.

7. Život ve vesmíru

Program sdíleného počítání SETI@home, v němž dobrovolníci využívají šetřičů obrazovky k hledání potenciálních umělých rádiových signálů v záznamech obřího 305m radioteleskopu v Arecibu, je čím dál tím populárnější a dosáhl úctyhodného počtu 5 milionů zájemců. Jenže proud nových dat z Areciba dosahuje 300Gb/d, takže ani tento dav nestačí zpracovat nové údaje, čili kdo máte chuť, každé PC je vítáno.

J. Learned a S. Pakvasa přišli s nápadem, že zelení pidimužíci možná komunikují prostřednictvím neutrin, takže teoreticky by takové vzkazy mohla zachytit neutrinová observatoř IceCube v Antarktidě. Pidimužíci jistě vědí, že detektor je nejcitlivější pro neutrina s energiemi 6,3 PeV, které nevznikají nikde ve vesmíru přirozenou cestou, ale pouze umělým urychlováním. Je to ovšem energie řádově tisíckrát vyšší, než dokážeme docílit v nejlepších pozemských urychlovačích na protonech, takže by muselo jít o technicky mimořádně zdatné pidimužíky. Pak se ovšem vynořuje otázka, zda by stáli o kontakt s tak zaostalou civilizací, jakou v jejich očích zajisté jsme.

V souvislosti s objevy četných exoplanet vzniká podle D. Spiegela aj. potřeba nově definovat pojem ekosféry - zóny obydlitelnosti kolem mateřských hvězd. Zatím se většinou uvažovalo o mezikoulí, na jehož vnitřním povrchu se veškerá voda vypaří (vodní čára) a na jehož vnějším povrchu veškerá voda zmrzne (sněhová čára). Pokud však toto kritérium použijeme pro Zemi, zjistíme, že naprostá většina hmoty Země neleží v ekosféře, protože 99 % zemské látky je teplejší než 1 tis. kelvinů a tudíž zcela nevhodných pro život. Pro každou planetu či exoplanetu bude potřebí, pokud to okolnosti pozorování umožní, sestavit klimatické modely a ověřit, zda jsou dlouhodobě vyvážené a odolné proti efektu sněhové koule (totální zmrznutí povrchu). Pestrost světa exoplanet nás nabádá k opatrnosti, abychom poznatky o obydlitelnosti planet a měsíců Sluneční soustavy příliš nezevšeobecňovali.

B. Jackson aj. si všimli velkého významu slapového tření jako zdroje tepla pro chladné planety a jejich družice. Příklad Jupiterovy družice Io prokázal, že slapové tření může být daleko významnější složkou energetické bilance než radiogenní ohřev hornin. V případě Io je však uvolňovaná tepelná energie tak vysoká, že prakticky znemožňuje výskyt jakékoliv formy života v tomto tělese či na jeho povrchu. Naproti tomu družice Europa má téměř jistě podpovrchový oceán bohatý na vodu. Těkavé látky, které odtud unikají, přispívají k udržování atmosféry družice. Dalším nebezpečím pro život mohou být koronální výtrysky hmoty z mateřské hvězdy, jež nezřídka dosahují intenzit o řády vyšších, než jak to vidíme u Slunce.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická astronomie

Koncem září 2008 uplynulo 400 let od chvíle, kdy si holandský oční optik Hans Lippershey podal v Haagu žádost o patent na čočkový dalekohled. Patent sice nedostal, protože prý zhotovení teleskopu bylo příliš snadné, než aby se dalo patentovat, ale peníze za zhotovené binokulární dalekohledy ano. Jeho jednoduché teleskopy dosahovaly trojnásobného zvětšení. O necelý rok později si na základě zpráv o Lippersheyově objevu začal Galileo Galilei stavět čím dál tím výkonnější dalekohledy, dosahující až třicetinásobného zvětšení, kterých pak využíval ke svým epochálním astronomickým objevům. Nejpilnějším brusičem astronomické optiky byl patrně William Herschel, jenž během svého života vybrousil optiku pro více než 400 dalekohledů. Jeho největší zrcadlový dalekohled měl průměr primárního zrcadla 1,26 m a ohnisko 12 m.

Slavný reflektor o průměru 60 palců (1,52 m), jenž byl postaven ve spolupráci G. Haleho a G. Ritcheyho v r. 1908 na Mt. Wilsonu v Kalifornii, se dožil neuvěřitelného stoletého jubilea 8. prosince 2008. Byl to první zrcadlový dalekohled, který svým rozměrem a hlavně výkonem překonal metrové čočkové dalekohledy z konce 19. století a stal se tak inspirací i pro vybudování neméně proslulého 2,5m reflektoru téže observatoře, jímž prošlo první světlo počátkem listopadu 1917. Jen o půl roku mladší je však rovněž stále fungující kanadský Plaskettův teleskop se zrcadlem o průměru 1,8 m, jenž byl uveden do chodu na Dominion Astrophysical Observatory ve Victorii, B.C. počátkem května 1918. Užívá se téměř výhradně pro spektroskopii a v jeho archivu se dnes nachází asi 90 tis. spekter hvězd. Menší McKellarův teleskop téže observatoře s průměrem zrcadla 1,2 m je v provozu již téměř půl století a v jeho archivu je na 16 tis. spekter. Nedávno byl robotizován.

R. Suzuki aj. popsali novou plně kryogenní infračervenou kameru MOIRCS pro japonský teleskop Subaru na Mauna Kea. Kamera pracuje v rozsahu 0,85 – 2,5 μm buď pro přímé zobrazování, anebo jako spektrometr. Má zorné pole 4′ × 7′ a dosáhne téměř 24 mag v pásmu J a více než 22,5 mag v pásmu K. R. McMahon aj. uvedli v Nasmythově ohnisku teleskopu UT3 (Melipal) ESO do chodu novou kameru DAZLE, jež využívá mezer mezi atmosférickými čarami hydroxylu (OH) v pásmu 0,8 – 1,8 μm ke sledování velmi vzdálených galaxií s červeným posuvem z ≈ 7,5 (vzdálenost 4 Gpc; stáří 700 Mr po velkém třesku). Ještě předtím byla u teleskopu UT4 (Jepún) instalována mimořádně citlivá infračervená kamera HAWK-I, která zobrazuje pole o rozměrech 7,5′ × 7,5′ s rozlišením 0,1″/pixel.

Tím byla dle T. Zeeuwa dokončena obměna I. generace přístrojů v ohniscích teleskopů VLT na hoře Paranal při příležitosti 10. výročí prvního světla teleskopu UT1 (konec května 2008). Také dalekohledy VLT prodělaly omlazovací kůru, jednak možností rychlého navádění na přechodné jevy jako jsou GRB, ale zejména zavedením systémů adaptivní optiky a integrací do interferometru VLTI. Interferometr dociluje úhlového rozlišení 0,001″, ale další úpravy umožní zvýšit rozlišení až na desítky obl. mikrovteřin.

Na základě pozorování teleskopy VLT ESO bylo za uplynulé desetiletí publikováno 2,2 tis. vědeckých prací v recenzovaných časopisech. Potvrdily se též vynikající astronomické podmínky na Paranalu, kde bývá do roka téměř 90 % jasných nocí převážně s výtečnou kvalitou obrazu (seeing). Při použití adaptivní optiky dávají dalekohledy VLT lepší úhlové rozlišení než HST na oběžné dráze, protože mají větší průměr zrcadel.

V lednu 2008 prošlo první světlo obřím binokulárním teleskopem LBT na hoře Graham v Arizoně. Mamutí přístroj přitom zobrazil galaxii NGC 2770 (Lyn; vzdálenost 27 Mpc). LBT tvoří dvě identická zrcadla o průměru 8,4 m ve společné montáži i kopuli, takže jejich úhrnná sběrná plocha odpovídá jedinému zrcadlu o průměru 11,8 m, čili v tuto chvíli jde o největší dalekohled světa, který vybudovalo nákladem 120 mil. dolarů konsorcium Arizonské univerzity s přispěním italských a německých astronomických institucí.

V rotační sklářské peci na Univerzitě v Arizoně byl mezitím během 4 měsíců odlit skleněný disk o hmotnosti 23,5 t pro 8,4m zrcadlo. Poslední 3 dny tavícího procesu pec rotovala úhlovou rychlostí 7 otáček za minutu, čímž se výrazně zkrátila doba pro broušení a leštění optického povrchu primárního zrcadla budoucího přehlídkového teleskopu LSST (Large Synoptic Survey Telescope), jenž má být pod vedením J. Tysona uveden do zkušebního provozu na Cerro Pachón v Chile do r. 2014. Podle P. a R. Jedickových bude mít sekundární zrcadlo LSST průměr 3,4 m a terciární dokonce 5 m. Navíc budou v optické cestě zabudovány 3 čočky, z nichž největší bude mít rekordní průměr 1,5 m. Teleskop v ceně téměř 400 mil. dolarů získal podporu i od soukromých mecenášů z firmy Microsoft. C. Simonyi věnoval projektu 20 mil. dolarů a B. Gates dalších 10 mil. V ohnisku teleskopu bude umístěna obří kamera CCD s kapacitou 3,2 gigapixelů. LSST dokáže během 15 s expozic přehlédnout celou oblohu každé 3-4 noci při mezní hvězdné velikosti 24 mag. Paradoxně LSST otevře svými veřejně přístupnými daty novou příležitost pro astronomy-amatéry, kteří budou moci podrobněji sledovat objekty <16 mag, na jejichž proměnnost přehlídka LSST upozorní.

Podle R. Fienberga mají astronomové-amatéři nad profesionály stále navrch, pokud jde o celkovou sběrnou plochu optických dalekohledů. Když se sečtou plochy profesionálních zařízení, vydalo by to plochu pomyslného 46m zrcadla. Naproti tomu sběrná plocha amatérských přístrojů by v přepočtu dala 130m zrcadlo! Nicméně do r. 2020 se profesionálům pravděpodobně podaří své zaostávání zmenšit, když dosáhnou ekvivalentního průměru zrcadla 73 m. Lze totiž očekávat, že do r. 2020 se zvětší rozměry astronomických zrcadel až čtyřikrát a jejich souhrnná sběrná plocha až patnáctkrát.

Pozemní dalekohledy s průměrem zrcadla v rozmezí 8 – 10 m začínají být totiž standardem, a tak se konstruktéři optických zrcadel vážně zabývají možnostmi postavit v příští dekádě přístroje, kterou budou mít až o řád větší sběrnou plochu. Nejambicióznějším projektem v tomto směru je Evropský extrémně velký dalekohled (E-ELT) složený z 984 segmentů s průměrem 1,45 m a tloušťkou jen 50 mm, dávajících výsledný průměr zrcadla 42 m. Jeho o něco menší konkurenty by chtěla postavit konsorcia vedená americkými institucemi, tj. Giant Magellan Telescope (GMT) složený ze 7 zrcadel o průměru 8,4 m na observatoři Las Campanas v Chile, a dále Thirty-Metre Telescope (TMT), složený ze 492 segmentů o průměru 1,4 m, jenž by měl stát na sopce Mauna Kea na Havaji. Kromě složitých technických problémů, jejichž řešení nebude vůbec jednoduché, vzniká i svízelná otázka financování, protože každý z těchto projektů vyžaduje investici řádu 1 mld. dolarů. Proto se určitě nenaplní optimistické termíny dokončení kteréhokoliv z dalekohledů už v r. 2016 a je dokonce možné, že jeden z amerických projektů se vůbec nespustí.

Na opačném konci rozměrového řady teleskopů stojí robotický dalekohled KELT (the Kilodegree Extremely Little Telescope), který zhotovili J. Pepper aj. pro Winerovu observatoř (1 500 m n.m.) poblíž Sonoity v Arizoně. Objektiv teleskopu má průměr 42 mm (!) a světelnost f/1,9. Dokáže vykreslit pole 26° x 26°. Je vybaven digitální kamerou s čipem CCD o ploše 4k x 4k pixelů s nejvyšší kvantovou účinností kolem 600 nm. Používají též teleobjektiv s průměrem čočky 71 mm a světelností f/2,8, jenž vykreslí zorné pole 11° x 11°. KELT je určen především pro vyhledávání a sledování transitů exoplanet kolem mateřských hvězd s jasnostmi 8 < V < 10 mag. Za 34 nocí v r. 2005 autoři získali zmíněným teleobjektivem světelné křivky 69 tis. hvězd v okolí hvězdokupy Praesepe (Jesličky = M44; Cnc), přičemž objevili 58 dlouhoperiodických proměnných hvězd a 152 periodických proměnných s kratšími periodami.

8.2. Hubbleův kosmický teleskop

V r. 2008 se měla uskutečnit poslední (5.) údržba HST (STS-125) pod vedením zkušeného astronauta J. Grunsfelda. Předešlé návštěvy astronautů se uskutečnily v prosinci 1993 (STS-61); únoru 1997 (STS-82); prosinci 1999 (STS-103) a březnu 2002 (STS-109). Cílem poslední mise měla být výměna akumulátorů a všech gyroskopů, opravy přístrojů ACS a STIS, výměna pointeru FGS a tepelné izolace, jakož i instalace nových přístrojů: kamery WFPC3 a spektrografu COS. Zvýšení dráhy a zmíněná údržba by měla prodloužit životnost HST minimálně o pět let.

Start raketoplánu byl však z různých technických příčin odsouván tak dlouho, až koncem září 2008 se o další odklad postaralo nečekané selhání palubního počítače, který řídí na HST práci jednotlivých vědeckých přístrojů a přenos dat. Bylo to jen dva týdny před plánovaným startem raketoplánu, ale vinou této závažné poruchy se musel servis odsunout až na r. 2009. Naštěstí se technikům podařilo po měsíční přestávce nahodit koncem října 2008 na palubě HST záložní počítač, takže až do okamžiku startu raketoplánu Atlantis v květnu 2009 mohl dalekohled plnit standardně své vědecké poslání. Svým způsobem šlo o štěstí v neštěstí, protože kdyby k poruše došlo až po původním termínu letu, anebo dokonce v jeho průběhu, byla by to doslova katastrofa. (Záložní počítač čekal ve skladu na svou příležitost více než 18 let, takže jeho oživení a pečlivé testování před startem zabralo pochopitelně hodně času.)

8.3. Rádiová astronomie

Submilimetrový 15m teleskop JCMT na Mauna Kea dostal v r. 2008 novou kameru II. generace o hmotnosti 4 t, nazvanou SCUBA 2 (akronym Submillimetre Common-User Bolometer Array). V jejím ohnisku se nachází matice 10 tis. minidetektorů, chlazených na teplotu 0,1 K. Nejcitlivější submilimetrová kamera na světě je výsledkem spolupráce odborníků z Velké Británie, Kanady, USA a Holandska.

Obří mikrovlnná anténní soustava ALMA pro pásmo 0,3 – 3 mm se z původního projektu ESO v poušti Atacama v Chile stala mezinárodní, takže na stavbě přesných radioteleskopů s parabolami o průměru 12 m se nyní podílejí též mimoevropské státy: USA, Japonsko, Kanada a Tajvan. Všechno nasvědčuje tomu, že termín dokončení výstavby v r. 2012 se podaří dodržet. Asijské státy Japonsko, Jižní Korea a Čína se dále dohodly na vybudování radiointerferometru o velmi dlouhé základně (VLBI) od Japonska po jihozápadní Čínu. Celkem má být na jejich území postaveno 5 identických parabol o průměru 21 m.

E. Pascale aj. popsali úspěšné testy výškového balónu BLAST, uskutečněné v Arktidě v červnu 2005 a v Antarktidě na základně McMurdo v prosinci 2006. Balon z polyethylénu se pohyboval ve výšce 30 km v Arktidě po dobu 100 h a v Antarktidě dokonce po dobu 250 h, během nichž obkroužil jižní pól ve výšce 38 km. Na jeho palubě byla 2m parabola pro chlazené (0,3 K) submilimetrové bolometry, měřící v pásmech 0,25; 0,35 a 0,5 mm. Tvrdé přistání po skončení druhého letu sice zničilo aparaturu, ale autorům se podařilo zachránit neporušené HDD se záznamy údajů o galaxiích, jež intenzivně září v submilimetrovém pásmu elektromagnetického spektra.

8.4. Astronomické umělé družice

Úspěšná americká družice Swift, která se věnuje zejména objevování zábleskových zdrojů záření gama (GRB) v pásmu 0,1 – 200 keV, má na své palubě také kameru UVOT pro detekci ultrafialových a optických protějšků GRB. Podle T. Poolea aj. pracuje kamera v rozsahu 160 – 800 nm v zorném poli 17′ × 17′. Za tři roky činnosti nalezla celkem 284 GRB a díky rychlému předání přibližné jejich polohy pozemním robotickým dalekohledům se podařilo určit červené posuvy z pro téměř stovku GRB. Koncem srpna 2007 však byla družice Swift vinou selhání gyroskopů dva měsíce mimo provoz, ale zásluhou techniků se vzpamatovala a měří plynule dál.

Koncem dubna 2008 byl indickou raketou vypuštěn na polární dráhu dánský minisatelit AAUSat 2 o hmotnosti 1 kg! Na své palubě má 0,2kg detektor GRB pro pásmo energií 5 – 300 keV. V polovině června 2008 odstartovala 4,5t družice GLAST v ceně 690 mil. dolarů, která po úspěšném vypuštění dostala jméno Fermi. Projekt vede S. Ritz z GSFC NASA. Na palubě družice se nachází kalorimetr LAT, jenž sleduje naráz pětinu oblohy v pásmu 20 MeV – 300 GeV a dokáže přitom odlišit protony od elektronů. Každé čtyři hodiny tak prohlédne celou oblohu a zjistí všechny variace jasnosti případných zdrojů. Druhý přístroj GBM monitoruje zábleskové zdroje záření gama (GRB) v pásmu 10 keV – 25 MeV. Družice tedy sleduje pásmo záření gama a rentgenového v rozsahu 7 řádů energie fotonů, což je světový rekord. Očekává se, že získá důležité údaje zvláště pro pásmo 10 – 100 GeV, které je dosud málo prozkoumáno.

Koncem srpna 2007 došla zásoba kapalného helia na palubě japonské družice AKARI, která od února 2006 prohlédla 94 % plochy oblohy v dalekém infračerveném pásmu 50 – 180 μm pomocí reflektoru o průměru zrcadla 0,7 m. Poté byla překalibrována na "teplý" provoz na kratších vlnových délkách.

8.5. Kosmické sondy

Americká kosmická sonda Deep Impact, jež bombardovala v červenci 2005 kometu Tempel 1, měla být díky dostatečné zásobě paliva nasměrována k další kometě 85P Boethin s plánovaným průletem v prosinci 2008, ale kometa se v mezidobí rozplynula. Proto NASA zvolila počátkem listopadu 2007 náhradní cíl - kometu 103P Hartley 2 v projektu s názvem EPOXI. Akronym jednak připomíná rozšíření prvotního úkolu sledování komet a jednak fotometrii mateřských hvězd exoplanet, kterou sonda průběžně provozuje na své dlouhé cestě k cíli. Sonda tak využila koncem r. 2007 gravitačního praku Země k přesměrování k novému cíli s plánovaným průletem počátkem listopadu 2010.

Mezitím skončil dlouhý a úspěšný provoz kosmické sondy Ulysses, kterou od startu v r. 1990 společně provozovaly kosmické agentury NASA a ESA. Náklady na sondu přesáhly částku 1,1 mld. dolarů, ale roční provoz stál jen 8 mil. dolarů. Sonda zejména opakovaně zkoumala polární oblasti Slunce. Ještě v lednu 2008 se Ulysses pohyboval nad severním pólem Slunce v době končícího minima 23. a nástupu 24. cyklu sluneční činnosti, ale to už vinou snížené účinnosti radioaktivního zdroje na palubě mu zamrzlo palivo pro korekční trysky.

Koncem května 2008 měkce přistála na povrchu Marsu sonda Phoenix asi 30 km od plánovaného místa na severní planině. Její sestup na padáku zachytila na snímku oběžná sonda Mars Reconnaissance Orbiter ze vzdálenosti 760 km. Sonda Phoenix fungovala na povrchu Marsu do srpna 2008 a naposledy se krátce ozvala ještě počátkem listopadu, kdy už ji umlčela nastupující zima.

Naproti tomu úspěšná oběžnice Saturnu sonda Cassini, jejíž životnost byla plánována do července 2008, dostala k dobru další 2 roky činnosti, během nichž oběhne planetu ještě 60x a uskuteční dalších 26 průletů kolem družice Titan, 7 průletů kolem Encelada a dále se zblízka podívá na družice Dione, Rhea a Helene.

Indická agentura ISRO vypustila koncem října 2008 první indickou sondu k Měsíci jménem Chandrayaan-1, která se po dvou týdnech letu dostala na oběžnou dráhu u Měsíce ve výšce 100 km. Sonda též vypustila miniaturní (0,4 m) projektil, který tvrdě narazil na povrch Měsíce 14. listopadu 2008. Na palubě sondy se nacházely přístroje zkonstruované v Indii, USA, ESA a Bulharsku. Cílem sondy je zmapování povrchu s vysokým rozlišením, studium rozložení minerálů a zkoumání výskytu vodního ledu v polárních oblastech Měsíce.

J. de Diego shrnul současný stav problému, který se obvykle nazývá "anomálií Pioneer", protože efekt byl objeven při sledování trajektorií kosmických sond Pioneer 10 a 11 ve vzdálenostech >10 AU od Slunce. Se sondami bylo udržováno spojení až do ledna 2003, resp. listopadu 1995, kdy byly ve vzdálenostech 95,5 AU, resp. 76 AU od Slunce. Sondy měly velmi kvalitní navigační systém, a tím více udivovaly anomálním zrychlením směrem ke Slunci o průměrné hodnotě (9 ±1).10^-10 m/s² proti výpočtu založeném na přesné platnosti gravitačního zákona. Rovněž při sledování průletů dalších sond u Země využívajících pro své nasměrování k cíli efektu gravitačního praku byly pozorovány anomálie ve změnách rychlosti až o několik mm/s, které se rovněž nedaly objasnit aplikací gravitačního zákona. Šlo o sondy Galileo (průlet 8. 12. 1990); NEAR (23. 1. 1998); Cassini/Huygens (8. 8. 1999); Rosetta (4. 3. 2005) a Messenger (2. 8. 2005). Dodnes nemáme všeobecně přijímané vysvětlení pozorovaných anomálií, i když je vysoce pravděpodobné, že jde o přístrojové efekty, nikoliv o novou fyziku.

8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

Jak známo, antický astronom Hipparchos přispěl svými astrometrickými pozorováními k objevu fenoménu, který dnes nazýváme precese. Země je těžký setrvačník s rotační osou šikmo skloněnou k rovině oběhu Země kolem Slunce, takže na ni působí dvojice sil (gravitace Měsíce a Slunce), která podle fyzikálních zákonů vede k periodické změně orientace rotační osy Země vůči vzdáleným hvězdám. Zemská rotační osa tak vykonává krouživý pohyb, při němž opisuje plášť kužele s vrcholovým úhlem 47° a periodou 26 tis. let. Díky precesi se v současné době blíží Polárka k severnímu nebeskému pólu; nejblíže k pólu (27′) bude počátkem r. 2102. Pak se začne od pólu vzdalovat a kolem r. 3000 ji vystřídá Alrai (γ Cep), kolem r. 7800 Alderamin (α Cep), kolem r. 14000 Vega (α Lyr) a kolem r. 23000 Thuban (α Dra). Thuban byl Polárkou v době rozkvětu starověkých civilizací na Dalekém východě a na pobřeží Středozemního moře. Naproti tom v blízkosti nebeského jižního pólu jsou v současnosti nejjasnější hvězdy slabší než 5 mag. Proto se k určení polohy jižního pólu používá slavné souhvězdí Jižního kříže, které v době antických civilizací bylo díky precesi vidět i z krajin kolem Středozemního moře.

F. van Leeuwen si dal tu práci a během 10 let identifikoval různé zdroje chyb v určení hvězdných paralax z dat družice HIPPARCOS. Mezi příčiny chyb patřily zejména nárazy 80 mikrometeoritů na těleso družice během 3,5 let měření a dále změny parametrů optiky ve stínu Země a při osvětlení Sluncem. Po Leeuwenově revizi mají opravené vzdálenosti hvězd relativní chyby <5 % až do vzdálenosti 185 pc.

Dalším skokem v přesnosti trigonometrických vzdáleností hvězd se mohou stát až zpracované údaje budoucí astrometrické družice GAIA s plánovaným startem koncem r. 2011, které lze očekávat kolem r. 2020. Podle A. Browna aj. bude družice pracovat na oběžné dráze 5 let a měla by za tu dobu pořídit trigonometrické paralaxy miliardy hvězd do 20 mag a radiální rychlosti objektů do 17 mag. Navíc dokáže určit vlastní pohyby hvězd do 15 mag s přesností ≈20 obl. mikrovteřin.

J. Barron aj. upozornili na možnost určit přibližné datum pořízení anonymních snímků oblohy díky tomu, že dnes známe s vysokou přesností vlastní pohyby všech jasnějších hvězd na celé obloze. Stačí tedy změřit diferenciální souřadnice hvězd zobrazených na kterémkoliv historickém snímku a odtud odvodit datum expozice s přesností na ±3 roky (podle D. Hogga aj. dostanete příslušné údaje díky jejich programu již za 1 s potom, co jim oskenovaný snímek pošlete; viz webová adresa velmi užitečná pro jakékoliv snímky hvězdné oblohy: Astrometry.net ).

Pro budoucí potřeby astrometrie je totiž podle C. Abada nezbytně nutné digitalizovat v dohledné době veškeré dostupné fotografické snímky oblohy, zejména z velkých přehlídek minulosti. Moderní mikrodensitometry dokáží zaznamenat polohy hvězd na fotografických negativech s přesností lepší než 1 μm. V nejhorším případě stačí i běžné komerční skenery, které však mívají i systematické chyby a náhodné chyby dosahují ±4 μm.

T. Zwitter aj. publikovali II. vydání údajů z přehlídky radiálních rychlostí hvězd RAVE, k níž využívají spektrografu 6dF u Schmidtovy komory UKST na australské AAO. S přehlídkou začali v dubnu 2003 a zpracovaná data sahají až do března 2005. Za tu dobu získali radiální rychlosti a spektra 49 tis. hvězd s jasností I v rozsahu 9 – 12 mag. Chyby v určení radiálních rychlostí činí v průměru ±1,3 km/s; chyby efektivních teploty ±400 K a chyby v metalicitě hvězd ±15 %.

J. Adelmanová-McCarthyová aj. uveřejnili 6. vydání přehlídky SDSS (Sloan Digital Sky Survey; observatoř Apache Point, N.M.; zrcadlo o průměru 2,5 m; zorné pole 3°; mozaika CCD o kapacitě 126 Mpix; rozsah 300 – 1 000 nm; data za období duben 2000 - červen 2006), jež pokrývá mj. celou oblast severní polární čepičky Galaxie na ploše 9,6 tis. čtv. stupňů oblohy. V této části se zobrazilo 287 mil. objektů a pro 1,3 mil. hvězd na ploše 7,4 tis. čtv. stupňů byla pořízena spektra. V r. 2009 začne již III. fáze projektu SDSS, rozplánována až do r. 2014. Jejím cílem je trojrozměrné mapování oblohy pomocí spektroskopie hvězd a galaxií.

V nejbližší době však má SDSS dostat konkurenci v podobě čínského přehlídkového teleskopu LAMOST (Large sky Area Multi-Object fiber Spectroscopic Telescope) v Xinglongu, 170 km na severovýchod od Pekingu. Jde o obří Schmidtovu komoru s nehybným 6m primárním zrcadlem a 4m korekčním zrcadlem v ceně 40 mil. dolarů. Digitální kamera je napájena 4 tis. optickými vlákny a zobrazí pole o ploše 20 čtv. stupňů v pásmu 370 – 900 nm. Mezní hvězdná velikost přístroje bude o 1,5 mag hlubší než v přehlídce SDSS.

C. Kochanek aj. upozornili na slabinu dosavadních přehlídek které se omezují na případy, kde se nějaký objekt během opakovaných měření zjasní. Zcela tak unikají opačné případy, kdy během času některý objekt zeslábne či zhasne. Typickým příkladem může být soubor zhruba milionu pozorovatelných veleobrů, kterým se na konci jejich aktivního života nezdaří vybuchnout jako supernovy, ale naopak se prostě tiše vytratí.

Astronomové ve spolupráci s fyziky a specialisty pro telekomunikace řeší zapeklitý problém přestupných sekund, jež se od ledna 1972 občas vkládají do času UTC, aby se tak vyrovnaly změny rychlosti zemské rotace, které vyvolávají odchylky UTC od rovnoměrně plynoucího atomového času TAI. Po delší přestávce byla totiž do UTC vložena další, v pořadí již 34. přestupná sekunda, na přelomu let 2008/2009. Problém přestupných sekund spočívá v tom, že moderní navigační pomůcky (GPS) musí používat času TAI, aby dosáhly požadované přesnosti v určení polohy pozorovatele, jenže jeho náramkové hodinky ukazují v podstatě čas UTC. G. Petit a S. Klioner ukázali, že k divergenci obou časových stupnic nepřispívá relativistická dilatace času, jak tvrdili S. Deines a C. Williamsová v r. 2007. D. McCarthy aj. připomněli, že definice (atomové) sekundy v soustavě SI pochází z r. 1967, kdežto pro občanskou potřebu je významnější (proměnná) délka dne (LOD). Současná LOD je následkem zpomalování rotace Země o celé 2,5 ms delší, než byla v r. 1820. LOD totiž vzrůstá tempem 1,7 ms/století. Není však jasné, jak nejlépe se s touto časovou schizofrenií v budoucnu vyrovnat.

W. van Altena shrnul perspektivy přesné astrometrie v blízké budoucnosti, kdy se dá očekávat v optickém i rádiovém oboru úhlová přesnost měření na obloukové mikrovteřiny. To výrazně zlepší určení trigonometrických vzdáleností "standardních svíček" - proměnných typu RR Lyr a cefeid. Následkem toho se podstatně zlepší určení vzdálenosti centra Galaxie, obou Magellanových mračen i všech galaxií v Místní soustavě. Budeme tak schopni změřit hmotnosti většiny hvězdy s přesností ±1 % a výrazně zpřesnit geometrické a fyzikální parametry exoplanet. Pro zpřesnění vlastních pohybů se nejlépe hodí velké pozemní teleskopy měřící po desítky let polohy bližších hvězd s přesností na obloukové milivteřiny.

V současné době získává nejpřesnější polohy ±0,2 obl. milivteřiny pointer FGS na HST. V závěsu za ním jsou početné údaje z družice HIPPARCOS s polohovou přesností ± 0,5 obl. milivteřin. Lze téměř s jistotou očekávat, že do r. 2020 se přesnost v určování poloh hvězd jasnějších než 20 mag zlepší téměř o dva řády, což je velká příležitost pro nejmladší generaci profesionálních astronomů. Stejný pokrok lze dle T. Steinmetze aj. očekávat i v optické spektroskopii při určování radiálních rychlostí, kdy pomocí nedávno vynalezených laserových frekvenčních hřebenů (J. Hall a T. Hänsch, Nobelova cena za fyziku, 2005) bude možné měřit radiální rychlosti hvězd s přesností ±10 mm/s. Jak uvedl C. H. Li, dosud nejpřesnější astronomické spektrometry dosahují přesnosti ±600 mm/s, ale k objevu exoplanety o hmotnosti Země ve vzdálenosti 1 AU od hvězdy o hmotnosti Slunce je potřebí přesnosti radiálních rychlostí právě oněch ±10 mm/s. Femtosekundový laser nutný pro tak přesná měření musí pracovat ve spektrálním rozsahu 0,6 – 1,2 μm.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Pokud není uvedeno jinak, zemřely následující osobnosti v průběhu r. 2008: Ronald BRACEWELL (1921-2007; radioastronomie); Arthur CLARKE (*1917; vizionář); Frank EDMONDSON (*1912; planetky); Edward LORENZ (*1917; deterministický chaos); Philip MORRISON (1915-2005; jaderný fyzik, iniciátor programu SETI); John MULHOLLAND (*1934; dynamická astronomie); Yuval NE'EMAN (1925-2006; astročásticová fyzika); Graham ODGERS (*1921; hvězdná astrofyzika, CFHT); Steven OSTRO (*1946; blízkozemní planetky, radar); Miroslav PLAVEC (*1925; těsné dvojhvězdy); Izold PUSTYLNIK (*1938; těsné dvojhvězdy); Edwin SALPETER (*1924; astrofyzika, ABM, neurobiologie); Vjačeslav SLYŠ (*1936; radioastronomie); Philip SOLOMON (*1939; molekulová astrofyzika); Emil ŠKRABAL (*1906; doyen ČAS, strojař), John TEMPLETON (*1912; filantrop); Yoji TOTSUKA (*1942; neutrinová astronomie); Bengt WESTERLUND (*1921; ESO, hvězdy a galaxie); John WHEELER (*1911; obecná teorie relativity); John WILD (*1923; sluneční radioastronomie); Vladimír ZNOJIL (*1941; meziplanetární látka, medicína).

9.2. Ceny, vyznamenání, olympiády a soutěže

Domácí ocenění českých a slovenských astronomů a studentů byla v r. 2008 docela početná: Ivan HUBENÝ (Nušlova c.; ČAS); David VOKROUHLICKÝ (Kopalova přednáška; ČAS); Zdeněk MIKULÁŠEK (Littera astronomica; ČAS); Jiří GRYGAR (m. AV ČR); Róbert BARSA (zlatá m.; I. IOAA, Thajsko); Peter VANYA (bronzová m., II. IOAA, Indonézie); Jana SMUTNÁ a Stanislav FOŘT (bronzová m.; XIII. MAO, Terst), Ľubomír URBANČOK (19. roč. soutěže EU - pobyt na ESO v Chile; 4. místo z 1500 soutěžících, Intel - ISEF (Atlanta), Jan HOVAD (astrofotograf roku, ČAS); Jerzy SPEIL (Šilhánova c.; ČAS).

Ze světových ocenění vyjímám: Maarten SCHMIDT a Donald LYNDEN-BELL (Kavliho c.: kvasary a černé veledíry); Sidney VAN DEN BERGH (m. Bruceové, ASP); John BARROW (Faradayova m., RS); Joseph SILK (Zlatá m.; RAS); Alan WATSON (Darwinova př.; RAS); Michel MAYOR a Tim DE ZEEUW (čestní čl.; RAS); Michael HELLER (Templetonova c.); c. E. Wilsona (komety): Tao CHEN a Xing GAO.

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

Proslulá megalitická observatoř Stonehenge je zajímavá tím, že její stavitelé museli na stavbu dopravit balvany o hmotnosti až 45 t ze vzdálenosti 30 km. Vznikla kolem r. 2500 př. n.l., takže jde o nejstarší dochovanou astronomickou observatoř na světě. Tehdejší stavitelé by se nejspíš hodně divili, že o 4,5 tis. let později se řada zemí intenzivně věnuje rozvoji astronomických pozorování v Antarktidě, která je nejstudenějším, ale i nejvyšším a nejsušším kontinentem, ponořeným každoročně do tmy po dobu téměř půl roku. Čína chce mít trvalou observatoř na návrší Dome A ve vzdálenosti 1 300 km od pobřeží a 950 km od jižního pólu. Ve spolupráci s americkými a australskými odborníky zde Číňané testují robotický dalekohled v nadmořské výšce 4,1 km, jímž zjistili, že turbulentní vrstva atmosféry sahá jen do výšky 5 m nad okolní terén. Hodlají zde postavit 4m zrcadlový dalekohled v ceně 40 mil. dolarů.

Australané také testují pozorovací podmínky na návrší Dome C, kde chtějí do r. 2012 postavit dálkově ovládaný 2,4m reflektor ve věži o výšce 35 m, protože testy ukázaly, že teprve tam se vyhnou přízemní turbulenci. Na návrší již funguje společná italsko-francouzská observatoř Concordia, kde pracuje 0,4m teleskop pro fotometrii a 0,25m parabola pro mikrovlnný obor. Podle J. Lawrence aj. panují na observatoři velmi příznivé podmínky pro využívání adaptivní optiky. Spojené státy mají od února 2007 přímo na jižním pólu 10m parabolu pro milimetrové a submilimetrové rádiové vlny, kterou pozorují hlavně reliktní záření.

C. Stalin aj. uveřejnili výsledky měření kvality ovzduší na indické observatoři v Hanle v Himálaji, kde je umístěn 2m teleskop Chandra. Obloha je temná ve všech spektrálních pásmech a průzračnost atmosféry vynikající. O. Hlad připomněl 80. výročí otevření Štefánikovy hvězdárny v Praze na Petříně a pohnutou historii jejího přejmenovávání. V létě skončila činnost slavné Observatoře Davida Dunlapa v kanadském Torontu. Budovu observatoře a pozemek na Richmond Hill univerzita prodala za 68 mil. dolarů.

Evropští astronomové se rozhodli napodobit své americké kolegy a zveřejnili koncem r. 2008 "cestovní mapu" ASTRONET, tj. plán rozvoje evropské astronomie v příštím desetiletí. Evropské státy včetně ESO a ESA dávají na astronomii ročně zhruba 2 mld. euro a podle doporučení komise, kterou vedl britský astronom M. Bode, by tato částka měla stoupnout asi o 20 %. Nejvyšší prioritu má projekt 42m teleskopu E-ELT a dále rádiová soustava SKA (4 tis. parabol na ploše 1 km²). Dalším velkým projektem je 4m sluneční dalekohled a soustava teleskopů pro sledování energetického záření gama. Z kosmických plánů mají nejvyšší prioritu kosmický triangl LISA pro měření gravitačních vln a astrometrická družice GAIA, dále pak vozítko ExoMars a sondy k Jupiteru a Saturnu.

V červenci 2008 bylo do svazku Evropské jižní observatoře ESO přijato Rakousko jako 14. členský stát. V říjnu oslavila agentura NASA půlstoletí své existence. V témže roce byl prezidentem britské Královské astronomické společnosti zvolen Andrew Fabian (*1948), odborník na výzkum galaxií a kup galaxií. 16. výroční konference JENAM Evropské astronomické společnosti (EAS) se uskutečnila počátkem září 2008 ve Vídni pod názvem "Nové výzvy pro evropskou astronomii". Mezinárodní astronomická unie (IAU) ustavila na svém kongresu v Praze 55. komisi "Předávání astronomických poznatků veřejnosti", jejímž prvním presidentem se stal D. Crabtree z Kanady, od něhož převzal vedení Ian Robson z Velké Británie.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

J. Klokočník aj. ukázali, že v obecně přijímaném navázání Mayského kalendáře na gregoriánský je chyba, kterou se podařilo odhalit v letech 1996-99 bratřím B. a V. Böhmovým studiem Drážďanského kodexu. Mayské datování se tak posouvá k současnosti o 104 let (avizovaný konec světa proto nebude v r. 2012, ale až v r. 2116; to jsme si oddechli!).

Všeobecně se traduje, že první planetárium postavili v Zeissových závodech v Jeně v r. 1924. V týdeníku Nature nyní vyšla zpráva, že kyvadlem poháněné planetárium postavil holandský astronom-amatér Eise Eisinga ve Franekeru ve svém obývacím pokoji již v r. 1774 a tento přístroj dosud funguje!

V r. 2008 vydala v New Yorku Ingrid D. Rowlandová spis o Giordanu Brunovi (1548-1600), který je všeobecně považován za mučedníka vědy, neboť prý byl upálen kvůli svému učení o mnohosti obydlených světů. Autorka podrobně popisuje životaběh tohoto kontroverzního dominikána, básníka a filosofa, který se však nikdy nezabýval přírodními vědami. Pro své teologické názory i prchlivou povahu byl vlastně od r. 1576 neustále na útěku napříč celou Evropou (včetně Prahy), protože se pravidelně dostával do sporů i se svými příznivci a podporovateli, takže byl postupně exkomunikován i řadou protestantských církví. V r. 1591 se vrátil do Itálie pod ochranu G. Moceniga v Benátkách. I s ním se však dostal do sporu, takže právě Mocenigo ho vydal do rukou tamější inkvizice, ale až římská inkvizice ho odsoudila na smrt počátkem r. 1600 jako nenapravitelného kacíře kvůli jeho teologickým názorům na hostii, neexistenci pekla a bezcennost modliteb i kvůli jeho příklonu k magii a esoterice, ale rozhodně ne kvůli jeho názorům na vesmír a povahu hvězd.

Týž římský inkvizitor kardinál Robert Bellarmine se pak podílel na přípravě procesu s Galileim, při němž správně namítal, že předpovědi poloh planet v Ptolemaiově geocentrické soustavě jsou přesnější než v heliocentrické soustavě Koperníkově. Galilei pak u církevního soudu vůbec nepoužil argumentace Keplerovými zákony, která by tuto námitku lehce smetla se stolu a hájil se fyzikálně chybnými argumenty o přílivu a odlivu na moři a o pasátových větrech, čímž chtěl dokázat, že se Země otáčí kolem své osy. Mimochodem, teprve koncem r. 2008 se potvrdilo porovnáním vlasů ostatků v neoznačeném hrobě ve Fromborku s vlasy v Koperníkových knihách, že ostatky skutečně patří Koperníkovi. Ostatky, které byly nalezeny po delším pátrání teprve v r. 2005, budou exhumovány a slavnostně uloženy do téhož - již označeného - hrobu ve Fromborku v r. 2010.

R. Coates se vrátil k teologicko-astronomickému evergreenu o povaze Betlémské hvězdy. S domněnkou, která má stále navrch, přišel v r. 1606 jako první J. Kepler, který spočítal, že v r. 7 př n.l. došlo ke třem konjunkcím Jupiteru se Saturnem v souhvězdí Ryb. Autor upozornil na možnou úlohu hvězdy α Aqr (3 mag), která v Jeruzalémě kulminovala o půlnoci v polovině července ve výšce 47° nad obzorem (zeměpisná šířka Jeruzaléma je 32°), kdežto v září zvečera těsně po 20 h. Její heliakický východ nastává každoročně v únoru, čili to samo by k vypravení karavany s mudrci od východu nestačilo. Velmi pravděpodobně tedy start výpravy vyvolala právě první Keplerova planetární konjunkce koncem května 7 BC, která je ostatně zaznamenána i na babylonským tabulkách z té doby. Autor proto podporuje Keplerův výpočet, že mudrci dorazili do Jeruzaléma v září. Jelikož Betlém je jen 8 km směrem na jihojihozápad od Jeruzaléma, zdálo se jim při cestě, která mohla zabrat asi 2 h, že α Aqr "stojí nad nimi" právě proto, že byla v kulminaci.

V dubnu 2007 si proslulý britský fyzik S. Hawking vyzkoušel v Kennedyho centru na Floridě 25 s trvající beztížný stav v nákladovém prostoru letadla společnosti Zero Gravity Corporation a tato fotka pochopitelně obletěla celý svět. Jak známo, Hawking je od r. 1979 prestižním Lucasiánským profesorem matematiky na Universitě v Cambridži, ale koncem r. 2008 byl na jeho následovníka vypsán konkurs, protože se přiblížil čas Hawkingova penzionování. Hawking má proto namířeno do Kanady, kde byl v říjnu téhož roku zřízen ve Waterloo, Ont., nový "Perimeter Institute for Theoretical Physics", řízený kosmologem Neilem Turokem (*1958), jenž předtím pracoval rovněž v Cambridži. Hawking zde bude působit jako hostující profesor.

Slavný americký astronaut se slovenskými a českými předky Eugene Cernan byl v polovině června 2008 již pošesté na návštěvě v Praze a měl při té příležitosti mimo jiné velmi zajímavou besedu se studenty v Panteonu Národního muzea, kde mj. předpověděl, že pokud se příštím americkým prezidentem stane B. Obama, zruší projekt pilotovaného letu na Mars.

Koncem r. 2007 vyšla v nakl. Springer obrovitá Biografická encyklopedie světových astronomů v rozsahu 1341 str. Editorem vydání je T. Hockey aj. a na napsání biografických hesel se podílelo asi 400 žijících astronomů. Publikace je k mání za 400 euro (ve dvou vázaných svazcích), anebo jako paperback v internetovém knihkupectví Amazon za 29 dolarů, ale samotný seznam astronomů s biografiemi je na webu nakladatelství volně přístupný. Našel jsem tam naše astronomy A. Bečváře, Tadeáše Hájka z Hájku, Z. Kopala, A. Mrkose a F. Nušla.

Metody hodnocení kvality vědeckých pracovníků ve všech oborech přírodních věd jsou dnes, jak známo, založeny na jejich publikační aktivitě v mezinárodních recenzovaných časopisech, zejména těch s nejvyššími impaktními faktory. Postupem doby se zejména grantové agentury snaží ukazatel kvality vědeckého pracovníka vyjádřit jediným snadno zjistitelným číslem. Původně to byly počty prací, případně váhované impaktními faktory časopisu a/nebo nepřímo úměrně počtu spoluautorů. Pak se přešlo na počty citací a nedávno k tzv. Hirschovu faktoru, který však výrazně handicapuje talentované mladé vědce. Proto se nyní ve Velké Británii rozhodli přejít na další snadno se nabízející ukazatel, tj. průměr počtu citací na publikovanou práci daného autora.

V časopise Nature popsali pracovní den amerického biologa Johna Reeda (*1960), který v té době získal 11 různých grantů především na výzkum buněčné apoptózy. Badatel vstává denně ve 3 h a do 6 h píše vědecké práce. Pak si jde na půl hodiny zaběhat (uběhl v životě 10 maratonů a 20 půlmaratonů) a v 7:30 h je v práci. Večer má obchodní večeře a schůze, ale obden je doma s rodinou. O víkendech vstává až ve 4:30 h. Je opravdu produktivní - jeho práce za posledních 10 let získaly neuvěřitelných 24 tis. citací. (Ten se má!)

V březnu 2008 došlo k výměně stráží ve vedení prestižního amerického vědeckého týdeníku Science. Dosavadní šéfredaktor Donald Kennedy odešel po 8 letech řízení časopisu do důchodu a jeho nástupcem byl jmenován Bruce Alberts, biochemik z Kalifornie a bývalý prezident Národní akademie věd USA. Je v pořadí teprve 18. šéfredaktorem Science od jejího založení v r. 1880. Podobně po 8 letech skončil v řízení populárního astronomického měsíčníku Sky and Telescope Richard Fienberg a novým šéfredaktorem se stal Robert Naeye. Nejvýznamnější světový astrofyzikální časopis The Astrophysical Journal, založený v r. 1895 a vydávaný dlouhá desetiletí Univerzitou v Chicagu změnil vydavatele, jímž se stala dobročinná nadace Institute of Physics Publishing v USA. Časopis vychází 3x měsíčně a rozsah jednoho čísla často překračuje 1 tis. tištěných stran! Proto koluje vtip, že při tomto tempu bude v regálech Národní knihovny USA přibývat kolem r. 2050 svazků časopisu rychlostí světla, ale spor s teorií relativity nenastane, protože informace v časopise obsažené nebude nikdo stačit číst. Ve skutečnosti je pravděpodobné, že daleko dříve přestanou být vědecké časopisy tištěny na papíře a budou publikovány výhradně elektronicky, jako se tomu již děje s přílohou Letters jiného prestižního časopisu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

10. Závěr

Rozsah Žně 2008 (v přepočtu 220 normalizovaných stran) zřetelně ukazuje, že navzdory rostoucím problémům s financováním astronomických výzkumů nejenom v našich státech, ale i v bohaté evropské a severoamerické cizině, se světová astronomie rozvíjí do šířky i do hloubky nevídaným tempem. Nastupují totiž nové generace kvalifikovaných astronomů ze zemí, které toho ještě nedávno v astronomii mnoho neznamenaly. Už před časem takto zazářili Španělé, ale v poslední době se do čela tlačí zejména Číňané a Brazilci. Podpora vědy v těchto zemích je vskutku velkorysá a tato politika přináší své ovoce.

U nás navíc svízelně zápolíme s veřejným míněním, které je zřetelně nakloněno esoterice a pavědě a o skutečné vědě se vyjadřuje kriticky až opovržlivě. Politici přirozeně těmto náladám veřejnosti odezírají ze rtů, takže není divu, že podpora vědy vládami a parlamenty je vlažná až nicotná. Astronomie má přitom ještě tu výhodu, že je spolu s medicínou ve veřejnosti docela populární, i když si ji mnoho lidí docela snadno splete s astrologií.

To je důvod, proč u nás nemáme nouzi na kandidáty Bludných balvanů Sisyfa, zatímco ve spřátelené cizině udělují na Harvardově univerzitě v USA už od r. 1991 ceny Ignáce Nobela "za výzkum, kterému se člověk nejprve zasměje, ale pak se nad ním zamyslí". Zpočátku však tyto ceny na Harvardu dávali "za výzkum, který se neměl vůbec uskutečnit a pokud se tak už stalo, neměl by se nikdy opakovat", což byl statut docela blízký našim bludným balvanům.

Podívejte se tedy, zač byly 3. října 2008 uděleny ve vyprodané velké aule Harvardovy univerzity za přítomnosti laureátů opravdových Nobelových cen výroční Igceny:

• Fyzika: Matematický důkaz faktu, že rozmotané klubko nití se nevyhnutelně zauzluje.
• Chemie (ex aequo):
  • Američtí vědci dokázali, že Coca-Cola zabíjí spermie.
  • Tajvanští vědci dokázali, že to není pravda.
• Biologie: Experimentální důkaz, že psí blechy skáčou výš než blechy kočičí.
• Medicína: Důkaz, že dražší neúčinné léky jsou účinnější než lacinější neúčinné léky.
• Ekonomie: Závislost velikosti spropitného exotických tanečnic na fázi jejich menstruačního cyklu.
• Mír: Občané Švýcarska rozhodli v referendu, že také rostliny mají svou důstojnost.

Děkuji všem čtenářům, že se tou nekonečnou ságou prokousali až k závěru, který patří důmyslnému výroku Alberta Einsteina: Problémy nelze vyřešit tím myšlenkovým postupem, který je vytvořil.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLIII. (2008).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 03. januára 2011