Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 24. februára 2012
J. Yee popsali průběh světelné křivky gravitační mikročočky OGLE-2008-BLG-279, která se počala zjasňovat koncem května 2008 a dosáhla neuvěřitelně vysoké amplitudy zjasnění 1 600krát; tj. o 8 mag! Přitom byl průběh světelné křivky naprosto hladký, bez nějakých "zoubků", které by svědčily o přítomnosti exoplanety. Díky vysoké maximální jasnosti mohli autoři ze světelné křivky určit i hmotnost čočky (0,6 M☉) a její vzdálenost od nás (4 kpc). Současně tak vyloučili, že by hvězda měla u sebe ve vzdálenostech 0,5 – 20 AU exoplanetu o minimální hmotnosti Jupiteru a ve vzdálenosti do 3 AU planetu o minimální hmotnosti Marsu.
S. Dong aj. objevili díky fotometrii a astrometrii pomocí HST pravděpodobnou exoplanetu obíhající kolem gravitační mikročočky OGLE-2005-BLG-071, což je hvězda sp. třídy dM o hmotnosti 0,5 M☉, vzdálená od nás 3,2 kpc. Exoplaneta má hmotnost 4 Mj a obíhá v minimální vzdálenosti 3,6 AU a její povrchová teplota dosahuje 55 K. Tento výpočet ukazuje, že jde o dosud nejhmotnější exoplanetu u tak nízkohmotného červeného trpaslíka. Autoři sami však varují, že jim není jasné, jak by tak hmotná exoplaneta mohla vzniknout akrecí plynu na kamenné jádro při tak nízké hmotnosti mateřské hvězdy.
Mikročočkou však může podle A. Goulda aj. být i hnědý trpaslík, což je patrně případ objektu OGLE-2007-BLG-224, neboť jeho hmotnost činí jen 0,06 M☉. Hnědý trpaslík se nachází v tlustém disku Galaxie ve vzdálenosti jen 0,5 kpc od nás, což skýtá naději, že se ho podaří zobrazit pomocí HST nebo obřích pozemních dalekohledů s adaptivní optikou.
J. Skowron aj. probrali všechny dosud publikované případy pozorování přechodných gravitačních mikročoček za léta 1992-2007, což představuje úctyhodný soubor zhruba 4 tisíce případů. Z tohoto počtu šlo ve 2 % případů o nesprávnou klasifikaci jevu; ve skutečnosti šlo o eruptivní proměnné hvězdy nebo novy. Nicméně v 19 případech se konkrétní jev mikročočky opakoval, takže zřejmě jde o čočky podvojné, složené z dvojhvězd o velké vzájemné vzdálenosti složek, což je ve shodě s teoretickým odhadem, že takových případů by mělo být v dostatečně velkém statistickém souboru asi 0,5 %. To dává zajímavé možnosti pro budoucí dokonalejší přehlídky výskytu mikročoček. Podobně C. Han aj. nalezli v přehlídkách OGLE a MOA v r. 2007 celkem 3 případy, kdy šlo o podvojnou mikročočku.
Y. Rahal aj. využili druhé části projektu EROS k hledání mikročoček v nejhustších částech spirálních ramen naší Galaxie. Během uplynulých sedmi let tak sledovali ve vybraných částech spirálních ramen změny jasnosti téměř 13 mil. hvězd jasnějších než I = 18,5 mag a objevili tak celkem 27 gravitačních mikročoček, jejichž vlastnosti souhlasí se stávajícím modelem Galaxie, jenž se skládá z tenkého disku v hlavní rovině Galaxie a z centrální zbytnělé výduti (angl. bulge).
M. Oguri a R. Blandford vypočítali, jaký největší může být úhlový Einsteinův poloměr pro reálné gravitační čočky, což závisí na horní mezi pro hmotnosti kup galaxií, kterou odhadují na 1015 M☉ (pochopitelně včetně jejich skryté látky). Poloměr roste s rostoucí vzdáleností dané kupy od nás, takže pro červený posuv z = 1 (vzdálenost kupy 2,4 Gpc) činí 20″, ale pro červený posuv z = 7 (vzdálenost 4 Gpc) vzroste na 40″. Zjednodušeně lze říci, že Einsteinův poloměr odpovídá rozteči mezi vícenásobnými obrazy vzdáleného objektu zobrazeného mezilehlou gravitační čočkou. Jenže příroda je mocná čarodějka a tak když A. Zitrin aj. studovali snímky pořízené pomocí kamery ACS HST v okolí kupy galaxií s vysokou rentgenovou svítivostí MACS J1149+2223, zjistili, že jde o úhlově mimořádně velkou gravitační čočku. Její Einsteinův poloměr totiž dosahuje při z = 0,54 (vzdálenost 1,6 Gpc) hodnoty 27″ a jak se zdá tento nesoulad mezi teorií a pozorováním platí i pro jiné gravitační čočky.
Zmíněná kupa je současně neuvěřitelně výkonným objektivem pro výzkum hlubokého vesmíru, přičemž kamera ACS je fakticky okulárem virtuálního superdalekohledu, neboť v zorném poli čočky našli autoři spirální galaxii, jejíž jasnost je díky efektu gravitační čočky zesílena 200krát (o 5,8 mag!), což je nový rekord. Předtím nejvyšší pozorované zesílení jasnosti vzdálené galaxie pomocí kupy A1689 dosáhlo jen necelého desetinásobku (2,5 mag), ale zato má tato kupa vůbec největší známou hodnotu Einsteinova poloměru 45″, ačkoliv její červený posuv z = 0,18 odpovídá vzdálenosti jen 0,7 Gpc.
Vzápětí však A. Zitrin aj. ohlásili objev vůbec největší gravitační čočky MACS J0717+37, což je kupa galaxií, která na snímku ACS HST zaujímá úhlový rozměr téměř 3 obl. minuty při vzdálenosti 1,6 Gpc od nás, což odpovídá lineárnímu rozměru kupy 350 kpc. Einsteinův poloměr kupy je rovněž rekordní, totiž plných 55″. V tomto poloměru se nachází hmotnost 700 TM☉, což je však méně než u kupy A1689, jejíž hmotnost činí dokonce 1,6 PM☉.
X. Huang aj. objevili pomocí ACS HST gravitační čočku, představovanou kupou galaxií WARPS v poloze J1415+36s vysokým červeným posuvem z = 3,9, tj. ve vzdálenosti 3,7 Gpc od nás. Autoři v kupě identifikovali 21 galaxií a odtud odvodili její Einsteinův poloměr 7″, tj. lineárně 60 kpc. Hmotnost pomyslné koule o tomto poloměru dosahuje 20 TM☉. Kupa se tak stává velmi cenným objektem pro kosmologii
Sir Martin Rees v projevu při příležitosti zahájení Mezinárodního roku astronomie na konferenci UNESCO v Paříži nejprve připomněl důvody, proč byl pro tuto akci vybrán právě rok 2009, tj. jednak 400. výročí prvních Galileových pozorování vesmíru dalekohledem a dále stejné výročí publikace slavného spisu Johannesa Keplera Astronomia Nova, v němž dokázal, že planety se pohybují kolem Slunce po elipsách a rychlost jejich oběhu kolem Slunce je proměnná (zákon stejných ploch). Dále pak zdůraznil, že současná astronomie přináší díky pokroku pozorovací techniky skvělé výsledky. Podotkl, že dnes mohou zkušení astronomové amatéři dosahovat při pozorování výsledků srovnatelných s tím, co dříve dokázali pouze profesionální astronomové, dále, že Charles Darwin, jehož dvousté výročí narozenin jsme si v r. 2009 připomínali, by se nejspíš divil, že je na spadnutí objev exoplanet vhodných pro život, zejména díky vypuštění skvělé družice Kepler, a že věda dnes představuje vrcholnou globální kulturu lidstva. Astronomie je sice ohrožena rostoucím světelným a rádiovým znečištěním na Zemi, ale přesto plní úspěšně velkolepou úlohu popsat průběh dosavadních dějin vesmíru.
Když v r. 1964 prokázali J. Cronin a V. Fitch, že při slabých jaderných interakcích je mírně narušena kombinovaná souměrnost náboje a parity, znamenalo to dvojí překvapení naráz. Především se ukázalo, že ve vesmíru se od samého počátku vyskytovalo více částic než antičástic, ale současně, že toto narušení symetrie je velmi nepatrné (řádu 10-10). G. Gibbons aj. nyní ukázali, že za obě tyto fyzikální záhady může existence právě jen tří rodin kvarků (u-d; s-c; t-b) s postupně rostoucími přesně definovanými hmotnostmi. Kdyby existovaly jen jedna nebo dvě rodiny kvarků, tak by k narušení CP symetrie nedocházelo, a lidé by ve vesmíru nikdy nemohli být....
B. Devecchi a M. Volonteriová se zabývali stavem struktur raného vesmíru v časech 180 – 480 mil. let po velkém třesku (červené posuvy z = 20 – 10) v době, kdy průměrná metalicita kosmické látky byla v porovnání ze současnou o 5 řádů nižší. V tehdejších kompaktních kupách hvězd populace III (I. generace velmi hmotných hvězd) o souhrnných hmotnostech řádu 100 kM☉ a typických rozměrech pouhý 1 pc probíhalo gravitační hroucení kupy rychleji než vlastní vývoj I. generace hvězd, takže už tehdy vznikaly intermediální černé díry o hmotnostech řádu 1 kM☉, jež pak posloužily jako zárodky pro vznik černých veleděr v jádrech nejstarších galaxií i kvasarů.
M. Volonteriová a N. Gnedin ukázali, že v následujícím období šerověku vesmíru (480 – 650 mil. let po velkém třesku; červené posuvy z = 10 – 8) se na jeho reionizaci podílely především kvasary; záření hvězd začalo nad kvasary převažovat až v období 650 – 950 mil. let po velkém třesku, kdy z klesl na 6,0. Také M. Kistler aj. uvedli, že pozorování velmi vzdálených GRB 080013 (z = 6,7) a GRB 090423 (z = 8,1) potvrdilo rozhodující úlohu hvězd při reionizaci vesmíru ve zmíněné epoše. B. Lemaux aj. objevili pomocí Keckova dalekohledu velké množství galaxií doslova zabalených do horkého plynu ve stáří 1,2 – 1,8 mld. let po velkém třesku. Tehdejší galaxie se tedy vyznačovaly překotnou tvorbou hvězd, které přispěly k rychlému dokončení reionizace zešeřelého vesmíru.
S. C. Su a M. C. Chu uvedli, že první úvahy o možné rotaci vesmíru pocházejí od známého matematika K. Gödela z r. 1949 a jev je v zásadě slučitelný s obecnou teorií relativity. V současné době činí pozorovaná horní mez pro velikost úhlové rotace vesmíru <1 nanoradián/rok.
J. Tyson aj. využili vysoké rentgenové jasnosti kupy galaxií CL J1226+3332 vzdálené od nás 2,2 Gpc (z = 0,89) k hrubému zmapování rozložení skryté látky v této kupě. Díky snímkům kupy pomocí kamery ACS HST dokázali odhadnout celkovou hmotnost kupy (tj. její zářivé i skryté látky) na 1,4 PM☉ v objemu o poloměru 1,6 Mpc, takže jde o zatím nejhmotnější známou kupu galaxií ve vzdálenostech nad 1,75 Gpc od nás. V obrysu kupy se nacházejí dva velké shluky skryté látky navzájem vzdálené 310 kpc. Méně hmotný shluk prošel v minulosti shlukem hmotnějším a přitom přišel o horký plyn, který je viditelný pomocí rentgenových družic a jehož teplota dosahuje neuvěřitelných 100 MK. Podle P. Natarajanové aj. lze pro rozložení skryté látky v kupách galaxií s výhodou využívat silného i slabého gravitačního čočkování. Tak se jim podařilo dokázat pomocí kamery WFPC-2 HST pro kupu CL 0024+16, že podobně jako v předešlém případě dochází při srážkách hal skryté látky kolem jednotlivých galaxií k slapovému svlékání zářících hal týchž galaxií. Během střetu skrytých hal jsou galaxie okradeny o horký plyn dobře viditelný v rentgenovém pásmu energetického spektra.
K. Freeseová aj. tvrdí, že hala skryté látky v raném vesmíru mají zprvu hmotnost jen řádu 1 MM☉ a urychlují pád baryonů do shluku, z něhož se rodí prahvězdy I. generace. Současně ale v těchto shlucích probíhá i anihilace skryté látky, jež zvyšuje teplotu nitra obřích prahvězd, které prý mohou dokonce svítit i bez zažehnutí termonukleární reakce!
O. Adriani aj. zjistili při rozboru dat z družice PAMELA, která od července 2006 monitoruje částice v pásmu energií 1,5 – 100 GeV, že do února 2008 nasbírala hodnověrné údaje o nápadném přebytku pozitronů kosmického záření. Dosud se předpokládalo, že tyto pozitrony vznikají při interakcích energetických částic a záření gama v interstelárním prostředí, popř. v magnetosféře pulsarů a v okolí mikrokvasarů v naší Galaxii. Pozorovaný přebytek však je tak vysoký, že ve vesmíru prý musí být ještě nějaký další zdroj urychlených pozitronů. Autoři jako možné vysvětlení excesu navrhují anihilaci neznámých částic skryté látky s jejich antičásticemi.
Popravdě mi zmíněné nápady teoretiků začínají připomínat už dávno odeznělou kampaň z počátku 70. let minulého století, kdy byla objevena první hvězdná černá díra Cyg X-1 a následně začali teoretici hledat černé díry všude tam, kde existovaly rozpory v interpretaci astronomických pozorování každého jen trochu bizarního astronomického jevu.
K. Gebhardt a J. Thomas revidovali hmotnost černé veledíry ve známé obří galaxii M87 v centru kupy galaxií v Panně. Autoři prostě spočítali, kolik hmoty galaxie je potřebí na vysvětlení pozorované rotační křivky pro galaxii a srovnali tuto hodnotu s hmotností odvozeno ze zářivého výkonu výdutě galaxie. Z rozdílu obou čísel vyplývá spolehlivá hodnota hmotnosti neviditelné černé veledíry v centru galaxie 6,4 GMo. Bez započtení skryté látky dosud vycházela 2,5krát podceněná hmotnost zmíněné černé veledíry. Dostáváme tak důležitý vztažný bod pro vztah mezi hmotností výdutí galaxií a hmotností příslušné černé veledíry, který je lineární ve velkém rozsahu pozorovaných hmotností.
K dalšímu důležitému výsledku dospěli G. Gentile aj., když ukázalo, že střední hustota skryté látky je pro jednotkovou škálovou délky v halech galaxií konstantní, což platí pro celou Hubbleovu posloupnost morfologie galaxií, ale i pro rozsah svítivosti galaxií v poměru bezmála 6 řádů. Navíc platí táž nezávislost hustoty na škálové délce i pro látku zářící, což prakticky znamená, že poměr hustoty skryté a zářící látky ve škálové délce hal galaxií je rovněž konstantní. To zajisté rehabilituje dosavadní výsledky astronomie, založené téměř výhradně na studiu různých složek elektromagnetického záření, ačkoliv nás studium tohoto záření informuje jen o stavu několika málo procent hmoty vesmíru.
Mnohem obtížnějším problémem je ovšem studium vlastností tajemné skryté energie, které představuje téměř 3/4 hmoty vesmíru a to je téměř jediné, co o skryté energii dnes víme. Zdá se, že pro zlepšení našich vědomostí o skryté energii budou rozhodující především pozorování na umělých družicích, které poskytnou přesnější a také statisticky významnější údaje o rozložení supernov Ia, o akustických oscilacích v rozložení baryonní složky hmoty vesmíru a také o slabém čočkování kup galaxií. Nezávisle na astronomických pozorováních probíhají také laboratorní podzemní pokusy najít hypotetické částice skryté látky, které možná slabě interagují s již objevenými částicemi zjevné látky vesmíru. Dosavadní pokusy (např. DAMA a BOREXINO pod italským pohořím Gran Sasso) se však potýkají s mnoha technickými překážkami, především s vysokou hladinou šumu při těchto ultrapřesných měřeních.
Pro určování základních kosmologických parametrů jsou důležité objevy co možná nejvzdálenějších a tudíž nejstarších objektů. Od šedesátých let XX. stol. vedly v tomto směru rádiové kvasary, ale v r. 2000 je předběhly obyčejné galaxie. Na konci roku 2009 má nejvzdálenější galaxie IOK-1 červený posuv z = 6,96 (stáří 780 mil. let po velkém třesku), zatímco nejvzdálenější kvasar CFHQS v poloze J2329-0301 má z = 6,43 (stáří 870 mil. let). V r. 2009 se do pozice absolutního rekordmana probojoval zábleskový zdroj záření gama GRB 090423, jehož z = 8,26 (stáří 625 mil. let). Pro srovnání nejvzdálenější kupu galaxií JCKS 041 objevili S. Andreon aj. ve vzdálenosti 3,1 Gpc od nás, tj. ve stáří 3,5 mld let po velkém třesku.
R. Thompson aj. ukázali pozorováním čáry Ly-α aparaturou UVES VLTI ESO u velmi vzdálených kvasarů Q 0347-383 a 0405-443, že za posledních 11,5 mld. let se nezměnil poměr hmotnosti protonu k elektronu o více než (-7 ±8).10-6. Jestliže během 80 % věku vesmíru se tento poměr evidentně měřitelně neměnil, dává to výrazná omezení jak na modelování stavové rovnice skryté energie tak i na strunové teorie v částicové fyzice.
A. Riess aj. využili spektrografu NICMOS HST ke sledování 240 cefeid v galaxiích, kde v poslední době vybuchly supernovy Ia, a dostali tak revidovanou hodnotu Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru H0 = (74 ±4) km/s/Mpc. B. Madore aj. měřili parametry cefeid ve VMM v infračervené oblasti pomocí kamery IRAC Spitzerova kosmického teleskopu (SST) a zjistili, že světelné křivky v pásmu 3,6 – 8,0 μ jeví při amplitudě změn 0,4 mag velmi malý rozptyl, takže se tím zlepší kalibrace základní příčky kosmologického žebříku vzdálenosti. Podobně W. Freedmanová aj. zpracovali infračervené (3,6 a 4,5 μm) světelné křivky cefeid v trpasličí galaxii IC 1613, která rovněž patří do Místní soustavy galaxií a obdrželi tak vzdálenost zmíněné galaxie 715 kpc. D. Coe aj. uvedli, že měření vzdáleností galaxií pomocí vztahu Leavittové pro závislost maximální svítivosti cefeid na periodě světelných změn je obecně velmi přesné. Vždyť ke zpřesnění hodnoty H0 stačilo v klíčovém projektu HST proměřit světelné křivky pouhých 40 cefeid, a přesnost hodnoty H0 tím stoupla na ±11 %. Podobně stačilo 60 supernov třídy Ia k objevu zrychleného tempa rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadního života.
Hubbleova konstanta se však dá také měřit zcela nezávisle ze zpoždění světelných křivek jednotlivých obrazů vzdáleného kvasaru rozštěpených efektem gravitační čočky. Zatím jsou tato zpoždění dobře určena pro pouhých 16 gravitačních čoček, ale tento počet se zajisté značně zlepší, takže i tato metoda bude mít velký význam pro určování tempa rozpínání vesmíru v jeho minulosti. V. Vakulik aj. uveřejnili údaje pro kvasar PG 1115+080 (z = 1,72; vzdálenost 3,0 Gpc), zobrazený jako čtyřlístek gravitační čočkou (z = 0,31; vzdálenost 1,1 Gpc). Pomocí 1,5m reflektoru na uzbecké observatoři v Majdanaku se jim v letech 2004-2006 podařilo zpřesnit hodnoty relativního zpoždění signálu mezi složkami obrazu C a B (16,4 d) a C a A (12 d) a B a A (4,4 d), což v principu umožňuje zlepšit hodnotu H0 nezávisle na fotometrických měřeních vzdáleností cefeid nebo supernov. Autoři ukázali, že takto odvozená H0 se značně sblížila s údaji z klíčového projektu HST.
J. Bird aj. ukázali, jak pro prodloužení kosmologického žebříku vzdáleností lze využít mimořádně svítivých a hmotných cefeid. Klasické cefeidy mají totiž absolutní hvězdné velikosti slabší než -5 mag, takže je lze pozorovat jen do vzdálenosti nanejvýš 30 Mpc. V této vzdálenosti se však i na snímcích HST začínají překrývat se snímky okolních hvězd, což vede k soustavným chybám v určování jejich vzdáleností. Přitom cefeidy s periodou proměnnosti kolem 10 d mají absolutní hvězdnou velikost zhruba -4 mag. To dává výslednou přesnost v tomto rozsahu vzdáleností kolem ±5 %.
Naproti tomu ultrasvítivé a velmi hmotné cefeidy mají minimální periody proměnnosti 80 dnů a maximální až 210 dnů a jejich absolutní hvězdné velikosti dosahují rekordních hodnot -7,0 – -7,9 mag. Autoři našli v sousedních galaxiích celkem 18 dlouhoperiodických cefeid, což jim umožnilo prodloužit vztah Leavittové k vyšším svítivostem a delším periodám proměnnosti a protáhnout tak příslušnou příčku kosmologického žebříku vzdáleností minimálně ke 100 Mpc, možná až na 150 Mpc. Zcela nezávisle se dá určit z rádiových spekter vodních maserů rotační rychlost mračen v disku galaxie a odtud rozměry disku v lineární míře. Když pak tento údaj porovnáme s úhlovým průměrem mračna, dostaneme vzdálenost mračna od nás. Tato metoda funguje už do vzdálenosti 50 Mpc od nás.
J. Mould a S. Sakai srovnali pro tytéž objekty hodnoty jejich vzdáleností od nás určené rozličnými metodami, tj. především pomocí světelných křivek cefeid, ale také z polohy vrcholku větve červených obrů na diagramu HR, z relace Tullyho-Fischera mezi svítivostí galaxie a její rotací, jakož i z časového zpoždění variací jasností emisních čar v blízkosti centrální černé veledíry (angl. reverberation mapping) dané galaxie. Podle těchto autorů lze za vážený střed odtud odvozené hodnoty Hubbleovy konstanty považovat H0 = 70 km/s/Mpc s chybou <4 %.
M. Kaczmarczik aj. využili okolnosti, že dostatečně jasné bodové extragalaktické objekty pozorované nízko nad obzorem jsou díky refrakci rozmyty podél změn vlnové délky. Pro tento účel se nejlépe hodí kvasary, které mají téměř bodový vzhled a díky silným emisním čarám jsou zobrazeny i tehdy, když se nalézají během expozice nízko nad obzorem. Svůj nápad testovali na kvasarech s červeným posuvem až z = 5, tj. pro vzdálenosti až do 3,8 Gpc při vzdušné hmotě až 1,8. Výhodou metody je právě možnost využít snímků, pořízených nízko nad obzorem a tím zvýšit i účinnost budoucích přehlídek, jež poskytnou přesnější informace o trojrozměrné velkoprostorové hustotě vesmíru.
R. Kessler aj. použili údajů o maximálních jasnostech 136 supernov třídy Ia ve vzdálenostech od 165 Mpc (z = 0,04) do 1,35 Gpc (z = 0,42) z I. části přehlídky SDSS k určení současného podílu zářící a skryté látky na hmotě vesmíru Ω.m = 0,26. Pro stavovou rovnici skryté energie dostali hodnotu w = -0,92. Podobně S. Basilakos a M. Plionis odvodili z rentgenových měření družice Newton v energetickém pásmu 0,5 – 2 keV, že míra shlukování galaxií s průměrnou vzdáleností 2,4 Gpc vede ke kosmologickým parametrům Ω.m = (0,26 ±0,05) a w = (-0,93 +0,1 – -0,2). Konečně W. Freedmanová aj. využili Baadeova 6,5m teleskopu na Las Campanas k sestrojení prvního Hubbleova diagramu pro galaxie, jejichž vzdálenosti byly odvozeny ze světelných křivek 35 supernov Ia v blízkém infračerveném spektrálním pásmu v rozsahu červených posuvů z (0,1 – 0,7), tj. ve vzdálenostech 0,4 – 1,9 Gpc. Odtud dostali pro Ω.m = 0,27; ΩΛ = 0,76; w = -1,05.
V. Burdjuža shrnul údaje o vlastnostech kosmologické konstanty Λ při řešení Einsteinových rovnic pro vesmíru a jeho vývoje. V prvních okamžicích existence vesmíru se Λ skokem zmenšovala a díky soudobým přesným přehlídkovým pozorováním má dnes hodnotu velmi blízkou nule, zatímco z teorie vyplývá hodnota o plných 120 řadů (!) vyšší. Jde o vůbec nejhorší teoretickou chybu v dějinách přírodních věd a zatím nikdo neví, jak tento horkým brambor sprovodit ze světa. Většinou se soudí, že z kosmologické bryndy nás může vysvobodit návrat k hypotéze multiversa, jak ji formuloval H. Everett, někdejší žák J. Wheelera. Pokud se tato domněnka potvrdí, měl by nejspíš pravdu A. Vilenkin, který už od r. 1982 tvrdí, že se náš vesmír zrodil jako kvantová fluktuace doslova z ničeho!
R. Panek ukázal, že zrychlené tempo rozpínání vesmíru ve druhé polovině jeho dosavadní existence je kromě nižších jasností kosmologicky středně vzdálených supernov Ia potvrzováno také měřením rozteče fluktuací v teplotě reliktního záření. Tyto tzv. baryonní oscilace jsou totiž větší, než jak by odpovídalo kanonickému modelu plynulého zpomalování rozpínání vesmíru. To znamená, že kupy galaxií se v druhé polovině věku vesmíru skutečně od sebe vzdalují rychleji, a nikoliv pomaleji, jak se dosud všeobecně soudilo. Vyplývá to podle E. Komatsua aj. z výsledků pětiletých přesných měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP. Odtud vycházejí následující kosmologické parametry: stáří vesmíru (13,7 ±0,1) Gr; začátek reionizace vesmíru v čase 420 Mr po velkém třesku (z = 11); H0 = (70,5 ± 1,3) km/s/Mpc; Ω.SL = (0,23); ΩΛ = (0,73); Ω.bar = 0,046; -1,12 < w <-0,86; hmotnost neutrin <0,67 eV/c2.
J. Hoftuft aj. a nezávisle F. Hansen aj. objevili v datech pro fluktuace teploty reliktního záření na úhlové stupnici pod 1° nápadnou nesouměrnost v rozložení výkonového spektra pro prvních 600 členů spektrálního rozvoje. Centrum polokoule s vyšším výkonem se nachází v bodě o galaktických souřadnicích l = 224° a b = -22°. Není zatím jasné, zda jde o nějaký artefakt při počítačovém zpracování obrovského rozsahu dat, anebo o reálný kosmologický efekt neznámé povahy.
Zatímco všeobecně se soudí, že kosmické záření středních energií <10 PeV vzniká v pozůstatcích galaktických supernov, přišel Y. Butt s názorem, že ani tyto extrémní situace nestačí na urychlení částic na zmíněné energie. Podle představy I. Šklovského z r. 1953 je možná lepší hledat takto urychlené části v mezihvězdných mlhovinách. Tuto myšlenku Butt nyní rozvíjí díky pozorováním družice Fermi, která objevila v naší Galaxii superbubliny energetického záření gama, jež jsou výsledkem interakce mnoha pozůstatků po supernovách. Poloha těchto rozsáhlých zdrojů záření gama dobře souhlasí s rozložením zdrojů netepelného rentgenové záření, ale autor poukazuje na skutečnost, že ani urychlování elektricky nabitých iontů v superbublinách není dostatečně účinné. Domnívá se, že k docílení energií částic kosmického záření mezi tzv. kolenem a kotníkem (10 PeV - 1 EeV) je potřebí společného úsilí všech složek Galaxie, od SNR přes superbubliny a galaktická hala. Následkem toho nemůžeme identifikovat konkrétní víceméně bodový zdroj pro galaktické kosmické záření, protože tak silně urychlené částice přicházejí odkudkoliv.
K případnému rozhodnutí o původu galaktického kosmického záření vysokých energií je potřebí znát co možná nejlépe strukturu mezihvězdného magnetického pole, k čemuž nyní výrazně přispěli A. Taylor aj., když pomocí anténní soustavy VLA změřili Faradayovu rotaci pro více než 37 tis. rádiových zdrojů na sever od -40° deklinace. Pro 82 % oblohy tak získali homogenní data o velikosti Faradayovy rotace (míry indukce magnetického pole) a zjistili, že galaktické magnetické pole jeví velkorozměrovou strukturu sahající od roviny Galaxie až do vysokých galaktických šířek v halu.
G. Farrarová a A. Gruzinov si všimli, že data z japonského detektoru kosmického záření rekordních energií AGASA obsahují několik krátkých záblesků ve směru od kupy galaxií v souhvězdí Velké Medvědice. Usuzují, že krátká vzplanutí by měla být vidět i opticky při dostatečně husté synoptické přehlídce oblohy, což se už do jisté míry děje. Domnívají se, že existují přinejmenším dva mechanismy vzniku takových záblesků, doprovázených krátkými sprškami primárního kosmického záření extrémních energií. Může jít o náhlé nestability v akrečních discích kolem černých veleděr v centru galaxií s aktivními jádry (AGN), anebo o rozpady hvězd silnými slapy v okolí černých veleděr. Naproti tomu standardní optické výtrysky z AGN neposkytují podle autorů dostatečně účinné mechanismy urychlování elektricky nabitých částic na energie řádu EeV a vyšší. S tak kategorickým zamítnutím však nesouhlasí V. Čečetkin aj, kteří se domnívají, že v elektronově-protonovém plazmatu usměrněného výtrysku dochází k nepružným srážkám relativistických protonů, které jsou spirálním magnetickým polem dále urychlovány a tak vznikají v plazmatu nestability, vedoucí ke stochastickému výronu extrémně energetických elektricky nabitých částic kosmického záření. Rovněž I. Zaw aj. se pokusili korelovat blízké galaxie typu AGN se směry, odkud k nám přicházejí kosmické paprsky rekordních energií. Dospěli tak k závěru, že vybrané AGN jsou jejich zdroji, ale vykazují velkou časovou proměnnost signálu. Prakticky to znamená, že k výronům částic kosmického záření dochází jen během krátkých epizod gigantických erupcí v centru AGN. M. Honda tvrdí, že difúzní urychlování rázovou vlnou ve výtrysku nejbližší galaxie typu AGN (Centaurus A) stačí k urychlení protonů i jader Fe až na energie do 1 ZeV (1021 eV). Podobných energií tam prý mohou dosáhnout i neutrina.
I. Moskalenko aj. soudí, že galaxie AGN mohou být zdrojem kosmického záření rekordních energií, ale že to závisí také na jejich morfologii. Zatím není k mání dostatečně homogenní katalog AGN s přihlédnutím k jejich morfologii ani pro relativně blízké okolí (<10 Mpc) Galaxie. Autoři proto tvrdí, že nejlepším vodítkem k identifikaci zdrojů extrémně energetického kosmického záření jsou údaje o zdrojích energetického záření gama, jak je poskytují zejména aparatura HESS a družice Fermi.
Jeden z duchovních otců Observatoře Pierra Augera (PAO) v Argentině prof. Alan Watson shrnul ve své Darwinově přednášce historii objevu a dalšího zkoumání kosmického záření o nejvyšších energiích. Připomněl, že název kosmické záření pochází od nositele Nobelovy ceny R. Milikana, který jej poprvé použil až v r. 1928. E. Teller a H. Alfvén se snažili dokázat, že zdrojem veškerého tehdy pozorovaného kosmického záření je Slunce, ale to se jim nedařilo. Pak přišel E. Fermi s difúzním urychlováním elektricky nabitých částic (elektronů, protonů, iontů) v mezihvězdných mračnech, ale tento proces druhého řádu je relativně neúčinný a pomalý, takže teprve v 70. letech XX. stol. se objevil znovu v moderní podobě "Fermiho urychlování" prvního řádu.
Z pozorování mnoha aparaturami založeného na různých způsobech detekce se tak podařilo postupně sestrojit spojitou křivku závislosti energetického toku kosmického záření na energii, přičemž se podařilo překlenout rozsah více než 11 řádů v energiích primárního kosmického záření a dokonce 25 řádů energetického toku. Příslušný diagram v bilogaritmickém tvaru je překvapivě hladký, nicméně zdroje extrémně energetického kosmického záření >1 EeV zůstávaly neznámé.
Proto autor ve spolupráci s americkým fyzikem J. Croninem začali od r. 1992 s prosazováním návrhu na sestrojení obří pozemní observatoře pro studium extrémně energetického kosmického záření souběžně dvěma různými metodami, a to pomocí pozemních detektorů sekundárních spršek kosmického záření, a dále pomocí atmosférických (fluorescenčních) detektorů týchž spršek při jejích kratičkých (≈100 ns) záblescích v zemské atmosféře. Na projektu PAO v Argentině se nakonec od r. 1998 podílelo na 330 odborníků ze 100 vědeckých pracovišť v 17 zemích a od konce r. 2008 pracuje observatoř, jejíž vybudování stálo jen 54 mil. dolarů, naplno. Data z neúplné apertury observatoře se však získávala již od ledna 2004.
Dnes na ploše 3 tis. km2 funguje 1 660 pozemních detektorů Čerenkovova záření a na okrajích tohoto území stojí 4 observatoře, z nichž každá je osazena 6 širokoúhlými komorami pro detekci fluorescenčního záření spršek v zemské atmosféře. Složené (segmentové) zrcadlo každé kamery má sběrnou plochu 11 m2 a v jejím ohnisku slouží jako detektory 440 fotonásobičů. Pro spršku o úhrnné energii 3 EeV vzdálenou 15 km od kamery dostává kamera asi tolik světla jako od 5W žárovky umístěné v téže vzdálenosti od kamery. Vinou magnetických polí v mezihvězdném a intergalaktickém prostoru činí ovšem změna směru elektricky nabité primární částice kosmického záření v průměru až 10° od směru ke zdroji; teprve při nejvyšších pozorovaných energiích do 100 EeV klesá tato odchylka na 3°. Proto je tak těžké zdroje tohoto záření na obloze jednoznačně identifikovat.
Z dosavadních měření vyplývá, že pro energie >40 EeV nastává prudký pokles toku částic, který se dá vysvětlit jak existencí energetické meze mechanismu urychlování, tak srážkami extrémně energetických elektricky nabitých části s fotony reliktního záření při dlouhé pouti částic prostorem. Tento tzv. limit GZK činí podle výpočtů Greisena, Zacepina a Kuzmina z r. 1965 50 – 100 Mpc, což dává silné omezení na umístění zdrojů tohoto kosmického záření vůči nám. Je prakticky jisté, že se tyto zdroje nacházejí za hranicemi naší Galaxie, ale nemohou být libovolně daleko, tj. např. nejsme schopni zaznamenat případné kosmické záření od vzdálených supernov a zejména od zábleskových zdrojů záření gama (GRB), ačkoli z teorie vyplývá, že právě GRB mohou být dodavateli extrémně energetického kosmického záření, které však kvůli limitu GZK k nám prostě nedoletí.
A. Cuoco aj. ukázali, že z prvních statisticky významných údajů o rozložení směrů příletu primárních částic extrémně energetického záření na PAO vyplývá, že jejich rozložení po obloze není izotropní a v podstatě sleduje velkorozměrovou strukturu vesmíru s "rozmazáním" ±3°. Také G. Ghiselliniová aj. nalezli dobré korelace mezi polohou primárních částic UHE a rozložením rádiově zářících spirálních galaxií v katalogu radioteleskopu v Parkesu. Korelace dosahuje >86 % pro galaxie vzdálené 40 – 55 Mpc. Naneštěstí za galaxií Cen A ve vzdálenosti 3,6 Mpc se nalézá 15krát vzdálenější kupa rádiově zářících galaxií, která tak "znehodnocuje" případný signál od této nejbližší galaxie třídy AGN. Jak uvedl P. Younk, znamená pozorované anizotropie, že pro energie primárních částic >57 EeV bude možné zdroje identifikovat z větší statistiky během několika let (PAO získává ročně něco přes 20 jevů s touto energií). Přitom lze předpokládat, že příslušné zdroje jsou od nás vzdáleny více než galaxie Místní soustavy, ale blíže, než udává limit GZK, a že přilétající energetické částic jsou buď protony, anebo jádra lehčích prvků až po Fe.
A. Abdo aj. uveřejnili první výsledky přehlídky oblohy v pásmu záření gama o energiích nad 100 MeV pomocí americké družice Fermi vypuštěné v červnu 2008. Pomocí aparatury LAT probíhá přehlídka oblohy, které je hlubší a pozičně přesnější než všechny předešlé přehlídky v tomto energetickém pásmu. Za pouhého čtvrt roku se tak podařilo najít přes 200 bodových zdrojů záření gama a kvalita měření překonává veškerá očekávání. Měření však nepotvrdila poněkud nejisté výsledky z družice Pamela a balónu ATIC o růstu pozitronové složky při energiích nad 100 GeV a zejména až do energie 800 GeV. Výsledky z družice Fermi naproti tomu souhlasí s údaji z pozemní aparatury HESS, který vidí shodný průběh růstu energií >340 GeV, takže spekulace o tom, že exces pozitronů souvisí s interakcí částic skryté a zářivé látky, se zatím nedají brát příliš vážně.
Zatím se nedaří ani objevit zdroje vysokoenergetických neutrin z kosmu pomocí aparatur IceCube (pásmo energií 3 TeV – 3 PeV) v Antarktidě, Superkamiokande v Japonsku nebo na Bajkale (neutrinový teleskop NT200). Podobně neúspěšná - pokud jde o neutrina - je nová aparatura NEMO ve Středozemním moři poblíž Sicílie, která však paradoxně zaznamenává pohyby velryb v této oblasti!
T. Johannsen aj. se pokusili ověřit předpoklad teorie strun, že vesmír má více dimenzí, a to pomocí pozorování chování černé díry v rentgenové dvojhvězdě A0620-00, která se skládá z černé díry o hmotnosti 11 M☉ a obří hvězdy sp. třídy K o hmotnosti 1,5 M☉. Podle teorie strun by se měly černé díry vypařovat rychleji než v klasickém řešení 3D a efekt by se dal nejsnáze zjistit u dvojhvězd s velkým nepoměrem hmotností složek. Rychlejší vypařování by se mělo projevit prodlužováním oběžné periody dvojhvězdy. Autoři však nezjistili ani po 20 letech sledování žádné měřitelné prodloužení periody, což jim umožnilo stanovit horní mez pro velikost svinutých rozměrů 160 mikrometrů. Z laboratorních experimentů vychází dokonce ostřejší horní mez 44 mikrometrů.
Také možné hodnoty energie Higgsova bosonu se postupně zužují díky experimentům na americkém urychlovači Tevatron, z nichž vyplývá rozmezí 114 – 160 GeV. Jelikož těsně po slavnostním spuštění výkonnějšího evropského urychlovače LHC v laboratoři CERN došlo 19. září 2008 k těžké havárii, když vinou špatného svaru se zbytkovým odporem 0,2 μ.hmu došlo k jeho roztavení a následné ztrátě supravodivosti a zničení či poškození celkem 53 magnetů, byla životnost čtvrtstoletí starého Tevatronu prodloužena až do r. 2011, protože zbývá naděje na objevení Higgsova bosonu dříve, než bude LHC pracovat naplno. Provoz LHC byl obnoven velmi opatrně až koncem r. 2009 a od 30. listopadu jde o nejvýkonnější urychlovač na světě, protože tehdy docílil energie urychlených protonů 1,18 TeV (rekordní energie Tevatronu činí 0,98 TeV).
V říjnu 2005 využili E. Fomalont aj. přechodů Slunce před čtyřmi vzdálenými kvasary ke změření ohybu rádiových vln těchto bodových zdrojů v gravitačním poli Slunce pomocí radiointerferometru VLBA na frekvencích 43, 23 a 15 GHz. Pozorované odchylky souhlasí velmi dobře s předpovědí obecné teorie relativity, tj. z pozorování jim vyšel ohybový parametr γ = (0,999 8 ±0,000 3), přičemž pro dokonalou shodu s OTR platí γ = 1. Autoři zároveň ukázali, že metoda umožní v budoucnu zlepšit přesnost těchto měření ještě minimálně čtyřikrát.
O. Godet aj. našli důkazy o tom, že proměnný vysoce nadsvítivý rentgenový objekt HLX-1 v galaxii ESO 243-09 je nejspíš intermediální černou dírou. Z pozorování družic Swift a XRT totiž vyplynulo, že když spektrum proměnného zdroje HLX-1 tvrdne, tak jeho tok slábne až 8krát. Když naopak spektrum změklo, tak jeho rentgenový tok zesílil až 21krát. To je v souladu s názorem, že právě tak by se měla chovat neviditelné intermediální černá díra s hmotností řádu tisíce M☉ uvnitř rentgenového zdroje.
L. Garofalo odhalil souvislost mezi mohutností relativistických výtrysků z černých veleděr a jejich spinem (rychlostí rotace). Vůbec nejmohutnější výtrysky v obřích radiogalaxiích vznikají v případě, že černá veledíry získává hmotu akrecí v retrográdním směru vůči směru rotace. Základem pro uvolňování energie v podobě relativistických výtrysků je přitom Blandfordův-Znajekův mechanismus interakce okolního velkorozměrového magnetického pole s obzorem událostí černé veledíry, navržený oběma autory již v r. 1977. Podle A. Fabiana je energetická účinnost akrece na nerotující černou díru jen 5,7 %, ale s rostoucím spinem se zvyšuje, takže pro kritický spin a = 1 dosahuje plných 32 %. Přesto je s podivem, že tak malý a málo hmotný objekt jako je černá veledíra vůči rozměrům a hmotnosti celé galaxie, dokáže svou galaxii tak významně ovlivňovat během jejího dlouhého života.
E. Dibaj určil hmotnosti 17 černých veleděr v rozsahu 0,001 – 1 GM☉ vlastní metodou spektrální analýzy plynných disků kolem veleděr. Tyto hodnoty porovnal s hmotnostmi, které se běžně zjišťují statistickou metodou rezonančního mapování (angl. reverberation mapping), při níž se určují amplitudy proměnnosti šířky spektrálních čar v těchto discích. Nalezl tak dobrý souhlas obou postupů i poměrně nepatrný rozptyl hmotností určených pomocí zmíněných metod, z čehož plyne, že příčinou svícení okolí černých veleděr je akrece plynu na veledíry ve shodě s původními domněnkami J. Zeldoviče a E. Salpetera z r. 1964. P. Natarajan a E. Treister ukázali, že nejhmotnější černé veledíry, které se obvykle nacházejí v nejjasnějším členu kup galaxií, nemohou mít vyšší hmotnost než 10 GM☉, i když teorie žádné omezení na jejich hmotnost nestanovuje.
R. Lehoucq aj. se zabývali otázkou, zda lze ve vesmíru objevit prvotní černé minidíry s maximální hmotností 5.1011 kg, které by se právě v současnosti měly explozivně vypařovat díky Hawkingovu záření. Prozradily by se totiž silnými záblesky tvrdého záření gama. Zatím jsou známy jenom poměrně slabé horní meze pro jejich výskyt, ale situace se může rychle zlepšit díky družici Fermi, které by takové záblesky záření gama mohla odhalit, pokud se ve vesmíru skutečně nějaké prvotní černé díry vůbec vyskytují.
N. Seto ukázal, že gravitační vlny z okolí černých veleděr ve frekvenčním pásmu řádu nHz lze nejlépe sledovat pomocí přesných rádiových měření kolísání impulsů od stabilních pulsarů. Soustava PTA (pulsar timing array) by tak mohla poměrně brzy odhalit gravitační vlny z materiálu, který obíhá kolem černých veleděr a ztráceje tak energii gravitačním vyzařováním se blíží k veledíře po utahující se spirále.
M. Miller a V. Laubrugová ocenili, že pozemní detektory gravitačního záření v USA i v Evropě (LIGO a VIRGO) dosáhly v posledních dvou letech měření plánované citlivosti 10-22 ve frekvenčním pásmu 40 – 170 Hz. Navíc lze čekat, že se jejich citlivost v dohledné době zvýší ještě o jeden řád. Tím se podstatně zvýší "dohlednost" pro případné zdroje gravitačních vln, takže mezi potenciálními zdroji se ocitnou případy splývání černých děr, které představují nejslibnější úkazy pro detekci gravitačního záření pozemními detektory. Jak uvedl M. Kamionkowski, při současné citlivosti zmíněných detektorů je stochastický gravitační šum tak nízký, že tím jsou již vyloučeny kosmologické struny s malým napětím a také stavové rovnice pro vesmír s vysokými hodnotami parametru w. Poprvé tak máme možnost zkoumat vlastnosti vesmíru v čase <1 minuta po velkém třesku! Po r. 2014 se patrně podaří objevit gravitační signály vyvolané oběhem kompaktních složek těsných dvojhvězd.
V r. 2009 uplynula dvě století od narození velikána moderní biologie Charlese Darwina, jehož životní krédo je velmi přesně vyjádřeno citátem v záhlaví kapitoly o životě ve vesmíru. Domnívám se, že se dnes může zobecnit na celou přírodovědu. M. Valtonen aj. zkoumali teoretické možnosti přenosu mikrobů mezi kosmickými tělesy a ukázali, že takový přenos nebude úspěšný, ani kdyby dopravním prostředkem pro kosmické cesty mikrobů byla jádra komet, anebo interiér meteoritů, v nichž by mohl mikroby přežívat desítky milionů let. Výjimkou by snad byl případ, kdyby takové zárodky života existovaly v husté hvězdokupě, v níž se Slunce zrodilo, ale není přirozeně lehké sousední hvězdy tehdejší hvězdokupy dnes ve vesmíru vystopovat - třeba se to jednou podaří pomocí družic Gaia či Darwin, které hodlá vypustit ESA.
K tomu, abychom se něco více dozvěděli o možnostech života ve vesmíru, je přirozeně výhodné, když budeme vědět co nejvíce podrobností o vývoji života na Zemi. Na vrcholu pyramidy života na Zemi dnes stojí člověk Homo sapiens, ale ten měl své bezprostřední předchůdce, popř. souputníky. Jak se ukazuje, tím nejvýznamnějším předchůdcem a dokonce souputníkem byl Homo neanderthalensis. První neandertálci se objevili na scéně už před 400 tis. lety, do Evropy přišli nejpozději před 130 tis. lety a vymřeli asi před 30 tis. lety, takže se nutně museli setkávat s příslušníky druhu Homo sapiens. Staršími předky neandertálců byli Homo Heidelbergensis (-600 tis. let), H. erectus (-1,7 mil. r.), H. habilis (-2,3 mil. r.), Australopithecus afarensis (-3,2 mil. r.) a Ardipithecus ramidus (-4,4 mil. r.).
K. Li aj. ukázali, že oteplování Země patrně zvyšuje účinnost vymývání CO2 ze zemské atmosféry, což působí proti skleníkovému efektu a mohlo by tak oddálit opravdové globální oteplování, které nastane díky rostoucímu zářivému výkonu pomalu stárnoucího Slunce. Dosavadní modely vývoje slunečního zářivého výkonu předpovídají vypaření pozemských oceánů za 1 mld. let. Autoři však soudí, že vlivem zmíněného vymývání CO2 se může tento interval prodloužit až na 2,3 mld. let. Kromě toho život může pokračovat pod zemským povrchem. Už dnes je prokázán mikrobiální život v hloubce 1,6 km pode dnem oceánu.
M. Lattelais aj. že v mezihvězdném prostoru existovaly organické molekuly dávno před vznikem Sluneční soustavy. Studovali vlastnosti 14 sloučenin, které mají celkem 32 isomerických forem a které patří k prekurzorům života. Teorie se shoduje s astronomickým pozorováním, že nejstabilnější isomery s nejnižšími energiemi potřebnými k jejich vzniku jsou v mezihvězdném prostředí také nejčetnější. Tento princip platí obecně jak pro chladná molekulová mračna tak pro jejich teplá jádra, ale i pro hvězdy ve větvi červených obrů na diagramu HR. V současné době je v interstelárním prostoru prokázána existence minimálně 150 druhů molekul.
D. Kipping aj. upozornili na možnost, že život se může ve vesmíru vyvinout také na obřích družicích exoplanet, pokud mají hmotnost asi o řád nižší než je hmotnost Země a nalézají se v ekosféře mateřské hvězdy. Autoři odhadují, že v zorném poli družice Kepler se dají exoměsíce najít zhruba u 25 tis. hvězd. J. Lammer aj. upozornili, že dosavadní koncepce ekosfér založená na výskytu všech tří skupenství vody není dostatečně obecná. Rozbor podmínek na Saturnově družici Titanu totiž ukázal, že tam funguje obdobný cyklus na základě tří skupenství methanu.
Podobně lze očekávat život v podpovrchových vodních oceánech (Antarktida, družice Europa,...), popř. uzavřený mezi dvěma pláty ledu. R. Barnes aj. však poukázali na problém příliš silného slapového tření v tělese družice, což je případ Ió u Jupiteru. I kdyby byla tato družice v ekosféře, vyvolá vysoké tření trvalý silný vulkanismus. Podobně se život nevyvine na tělese, které je tak malé a lehké, že tření slapy je zanedbatelné. V tom případě nezačne desková tektonika vůbec probíhat a přebytečný CO2 se nemůže dostat dospod, takže exoplaneta se rychle přehřeje skleníkovým efektem.
A. Carrigan se pokusil ověřit domněnku F. Dysona, že technicky pokročilé civilizace dokáží využít veškeré zářivé energie své mateřské hvězdy vybudováním umělé (Dysonovy) sféry pohlcující záření hvězdy. Ta by se měla dát snadno odhalit na dálku pomocí infračervených měření v pásmu vlnových délek 10 – 100 μm. S tímto cílem prohlédl 250 tis. zdrojů v katalogu infračervené družice IRAS a tak zjistil, že žádná hvězda přibližně slunečního typu do vzdálenosti 300 pc od nás nejeví žádné známky umělé sféry ve svém bezprostředním okolí.
V létě 2009 začal v Hat Creek v Kalifornii pracovat systém radioteleskopů ATA (Allen Telescope Array), jenž se zatím skládá ze 42 talířových antén o průměru 6 m. Na programu ATA je zejména soustavné sledování rádiového záření milionů hvězd s cílem najít u nich případné umělé signály. Projekt nese jméno hlavního mecenáše a spoluzakladatele firmy Microsoft Paula Allena, který Institutu SETI věnoval 25 mil. dolarů, tj. asi polovinu potřebné částky na výstavbu a provoz. Šéf projektu D. Backer tvrdí, že v Galaxii by mohlo být na 10 tis. vyspělých mimozemských civilizací a doufá, že aparatura se postupně rozšíří na 350 antén.
V r. 2009 (přesně 19. září) totiž uplynulo půlstoletí od inspirativní publikace P. Morrisona a G. Cocconiho v britském vědeckém týdeníku Nature. Ve své studii autoři navrhli pátrat po rádiových signálech cizích civilizací v pásmu frekvencí 1,42 GHz (vlnová délka 211 mm) čáry mezihvězdného H I. Přestože v mezidobí proběhla řada soustavných přehlídek jak pomocí radioteleskopů, tak dokonce i v optickém oboru spektra, výsledek je stále nulový. Je totiž docela možné, že pokročilejší civilizace šetří energií lépe než my a do vesmíru zbytečně nic nevysílají. Ostatně i na Zemi se dnes stále více uplatňuje přenos dat pomocí optických vláken na úkor bezdrátového vysílání, takže je klidně možné, že pozemská epizoda netepelného rádiového vyzařování do vesmíru skončí velmi brzy.
Koncem července 2009 byl na observatoři Roque de los Muchachos (2,3 tis. m n.m.) na ostrově La Palma slavnostně uveden do chodu španělský obří teleskop GTC o průměru segmentovaného primárního zrcadla 10,4 m (f/1,6), tj. se sběrnou plochou 74 m2. Primární zrcadlo je vybaveno systémem aktivní optiky; skládá se z 36 šestiúhelníkových segmentů o průměru 1,9 m z keramiky Zerodur německé firmy Schott. Na nákladech ke zbudování GTC (130 mil. euro) se podílelo z 90 % konzorcium španělských institucí, a po 5 % přispěly univerzity v Mexiku a na Floridě. Zatím je vybaven zobrazovačem a nízkodisperzním spektrografem OSIRIS pro viditelnou a blízkou infračervenou oblast spektra. Plánuje se floridský universální zobrazovač CanariCam pro tepelné infračervené pásmo 7,5 – 25 u.. Po jeho dokončení získá Floridská universita v Gainesville právo na 55 pozorovacích nocí ročně, zatímco Mexičané mají k dispozici dalších 20 nocí.
Mezitím se docela zkomplikovaly možnosti výstavby obřích teleskopů příští generace, protože v USA spolu soutěží o podporu dvě rozdílné koncepce: 30m zrcadlo složené ze 492 hexagonálních segmentů (TMT), jež by mělo postavit za něco více než 1 mld. dolarů konzorcium univerzit na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech a konkurenční 24,5m zrcadlo složené ze sedmi 8,4m monolitních zrcadel (GMT), určené pro observatoř Las Campanas v Chile, které propaguje zejména R. Angel z Arizony, autor rotačně odlévaných obřích zrcadel, a které by mělo vyjít o něco laciněji, tj. na cca 700 mil. dolarů. Americká národní vědecká nadace NSF totiž chce podporovat jenom jeden přístroj a američtí astronomové se mají dohodnout, kterému dají přednost (to je téměř doslova astronomická Sofiina volba). Naproti tomu ESO má jasno v tom, že postaví obří teleskop E-ELT na observatoři v Chile za cenu 1,1 mld. euro, ale zřejmě se nepodaří dodržet původně plánovaný rozměr segmentovaného zrcadla 42 m, ani termín dokončení v r. 2018, kdy chtějí obě americká konzorcia dokončit GMT i TMT.
A. Rau aj. uvedli základní parametry digitálního detektoru pro Oschinovu Schmidtovu komoru na Mt. Palomaru o apertuře 1,2 m, která se v éře fotografie proslavila především dvěma fotografickými atlasy oblohy POSS I a II. Digitální aparatura pod názvem Palomarská továrna na proměnné objekty (PTF = Palomar Transient Factory) sestává z mozaiky čipů CCD, které dokáží zobrazit zorné pole o ploše 7,9 čtv. stupně s rozlišením 1″/pixel a dosahuje v červeném filtru R mezní hvězdné velikosti 21,0 mag. Opakované snímky téže části oblohy pak umožňují rychlé nalezení nov, supernov, proměnných hvězd, planetek a dalších proměnných objektů, které se pak podrobně studují většími přístroji. Navíc se veškerá data ukládají do trvalých archivů pro následné retrospektivní studie. PTF byla spuštěna v létě 2009 a počítá se s jejím provozem minimálně do r. 2012.
M. Kurita aj. popsali konstrukci mimořádně lehké (5 t) převozné (!) montáže pro reflektory s průměrem primárního zrcadla až 2,5 m (f/2), kterou lze nastavit na objekt pozorování s přesností na 3″ a pointovat s přesností na 0,5″ po dobu 10 min. Montáž lze přemístit pomocí menšího náklaďáku vybaveného jeřábem a na zvoleném místě uvést do provozu během 6 hodin.
Těsně před Vánoci 2009 konečně odstartovala ke zkušebnímu letu létající infračervená observatoř SOFIA, tj. upravené dopravní letadlo B-747, a po dobu 2 min letěla s otevřenými vraty bočního otvoru v trupu, kudy bude mířit infračervený teleskop. Celý projekt je bohužel bílým slonem, protože se neustále opožďuje a prodražuje. Jeho cena se totiž už vyšplhala na trojnásobek původní částky a přesáhla 800 mil. dolarů. V mezidobí tak většinu potenciálních objevů již učinily jiné aparatury zejména na Spitzerově a nejnověji Herschelově teleskopu. Ostatně podobné obtíže s termíny a náklady provázejí také infračervený kosmický teleskop Jamese Webba (JWST), který rovněž plánuje NASA (s přispěním ESA).
Hubbleův kosmický teleskop (HST) zažil v květnu 2009 poslední návštěvu astronautů v raketoplánu Atlantis, kteří během 5. servisní mise STS-125 vyměnili všech 6 gyroskopů i akumulátory, ale zejména instalovali širokoúhlou kameru WFC3, která je až 30x citlivější než kamera ACS a má přitom větší zorné pole. Podobně nový spektrograf COS má vůbec nejcitlivější ultrafialové detektory, které dokáží zobrazit spektra objektů až 20x slabších než nejlepší předešlé aparatury v kosmu. Astronautům se také podařilo obnovit provoz spektrografu STIS a opravili i kameru ACS.
Hrdinou poslední údržby se stal nepochybně astronaut Andrew Feustel, kterému se podařilo uvolnit zatuhlý šroub na kameře WFPC2 a tím zachránit celý smysl posledního servisního letu. Jak známo, Feustel vzal do raketoplánu také českou vlajku a výtisk Kosmických písní Jana Nerudy, které se nyní nacházejí v archivu Astronomického ústavu AV ČR. HST pracoval ještě den před příletem raketoplánu. Poslední záběr před údržbou pořídila kamera WFPC2 instalovaná na HST v r. 1933; šlo o nádherný portrét bipolární planetární mlhoviny Kohoutek 4-55. Po údržbě byl HST uveden do vědeckého provozu v polovině června 2009. První záběry z nových kamer byly zveřejněny počátkem září 2009 a vzbudily všeobecné nadšení. Kamera WFPC3 snímkovala koncem srpna 2009 pole HUDF v blízké infračervené části spektra a za 48h expozice získala dosud nejhlubší pohled do minulosti vesmíru.
SST spotřeboval 15. května 2009 po 5,5 letech provozu (původní plán počítal jen se 2,5 lety "studené" fáze s teplotou 3 K) zásobu kapalného hélia a přešel na "teplý" (31 K) provoz v pásmech 3,6 a 4,5 μm, který by měl pokračovat až do r. 2014. O den dříve odstartoval infračervený teleskop Herschel (ESA) v ceně 1 mld. euro, který je dosud největším (3,5 m) zrcadlem na oběžné dráze. Po tříměsíčním letu k bodu L2 soustavy Slunce-Země začal pracovat ve spektrálním pásmu 60 – 670 μm.
Současně s Herschelovým dalekohledem byl touž raketou Ariane 5 na oběžnou dráhy vynesen také radioteleskop Planck (ESA) v ceně 700 mil. euro, který se dostal rovněž do okolí bodu L2 již po dvou měsících, a věnuje se od srpna 2009 podrobnému studiu fluktuací reliktního záření s rekordní citlivostí (±1 μ.) i úhlovou rozlišovací schopností. Má navíc na své palubě i polarimetr pro měření polarizace reliktního záření na frekvenci 143 GHz. Detektor radioteleskopu Planck je chlazen na rekordně nízkou teplotu 0,1 K. Hlavním úkolem Plancka je proměřit vlastnosti reliktního záření po celé obloze nejméně dvakrát během 15 měsíců činnosti. Podle L. Colomba aj. tak zlepší Planck přesnost kosmologických parametrů stavby a vývoje vesmíru až 4x a v některých případech téměř o řád. Zároveň poslouží svými údaji i pro přípravu dalších náročných projektů pozemní i kosmické astronomie v nejbližším desetiletí.
V březnu 2009 vypustila NASA 1m Schmidtovu komoru Kepler s mozaikou čipů CCD o kapacitě 95 Mpix, jejímž úkolem je jednak hledat transitující exoplanety v souhvězdích Labutě a Lyry zhruba mezi Denebem a Vegou, a dále měřit hvězdné oscilace sloužící pro asteroseismologické studium hvězdných niter. Teleskop však navíc dokáže objevovat zákrytové dvojhvězdy i jiné typy proměnných hvězd. Za měsíc předává na Zemi na 50 GB vědeckých údajů.
Těsně před koncem roku 2009 odstartovala další relativně levná (320 mil. dolarů) kosmická sonda NASA pro infračervená pozorování WISE. Měla na palubě 0,4 zrcadlo pro přehlídky oblohy ve spektrálních pásmech 3,4; 4,6; 12 a 22 μm. Její detektory byly chlazeny 15 kg vodíkového ledu na teplotu 7,5 K. Obíhala na polární dráze synchronizované se Sluncem ve výšce 525 km nad Zemí a během 10 měsíců zopakovala minimálně osmkrát přehlídku 99 % oblohy. Také její výsledky překonaly veškeré očekávání zejména při studiu planetek a komet.
Největším projektem současné rádiové astronomie je bezpochyby mezinárodní observatoř ALMA pro mikrovlnné pásmo, která po dokončení má mít podle L. Nymana 54 přesných parabol s průměrem 12 m a a ve svém centru dalších 12 parabol s průměrem 7 m. ALMA je plánována pro pásma vlnových délek 0,3 – 9 mm s úhlovým rozlišením zdrojů až 0,005″. Cena projektu se vyšplhala na částku přes 1 mld. dolarů. Původně šlo o projekt ESO, ale postupně se přidávaly další státy, zejména USA a Japonsko. Observatoř poblíž osady Chajnantor v náhorní části pouště Atacama v Chile ve výšce přes 5 tis. metrů bude ovládána dálkově a její předností bude proměnná konfigurace rozestavení antén v rozmezí od 150 m do 18 km, která umožní pružně reagovat na požadavky jednotlivých pozorovacích projektů.
Počátkem r. 2009 byla uvedena na místě do chodu první parabola a v říjnu téhož roku další dvě na základnách až 160 m. O měsíc později proběhla na vlnových délkách 3,0 mm, 1,3 mm a 0,85 mm (frekvence 235 – 346 GHz) úspěšně zkušební interferometrická měření, tj. podařilo se pozorovat interferenční proužky. V téže poušti už podle G. Siringa aj. úspěšně pracuje 12m parabola APEX ESO pro submilimetrové pásmo 870 μm, jejíž výsledky dávají projektu ALMA vyhlídky na zcela mimořádné objevy v dosud málo prozkoumané oblasti elektromagnetického spektra.
M. Hezer aj. oznámil, že Velký milimetrový radioteleskop (GTM) v Mexiku na hoře Sierra Negra (4,6 km n.m.) o průměru paraboly 50 m dosáhl v pásmu 3 mm úhlového rozlišení až 5″ a může v tomto pásmu pracovat celoročně, byť v létě s horším rozlišením až 15″. V zimních měsících je však schopen měřit i v pásmu 1 mm.
Rentgenová družice Chandra, jež patří mezi velké observatoře NASA, oslavila v červenci 2009 desetiletí velmi úspěšné činnosti na oběžné dráze. Navzdory degradaci detektorů opakovanými průlety radiačním pásem kolem Země je aparatura družice stále v dobré kondici a zejména svým úhlovým rozlišením nemá v rentgenovém oboru dosud soupeře. Výborně se doplňuje jak s HST tak se SST zejména při studiu pozůstatků po supernovách, ale i při zkoumání galaxií a oblastí horkého galaktického i intergalaktického plynu.
M. Elvis aj. popsali novou přehlídku COSMOS, kdy Chandra sledovala v energetickém pásmu 0,5 – 10 keV pole o ploše 0,5 čtv. stupně centrované na souřadnice α =10 h; δ = +2° s expozicí 160 ks a vnější pole o ploše 0,4 čtv. stupně s poloviční expozicí. Tak se podařilo objevit přes 1,7 tis. bodových zdrojů, z toho 1,3 tis. zářících v měkkém a 1 tis. ve tvrdém oboru spektra.
Podobně si vede velmi úspěšně americká družice Fermi vypuštěná v červnu 2008 a sloužící pro sledování energetického záření gama v pásmu od 20 MeV do minimálně 300 GeV: W. Atwood aj. shrnuli výsledky získané během prvního roku činnosti přehlídkové aparatury LAT, která má široké zorné pole 2,4 steradiánu a získává tak údaje o spektrech zdrojů záření gama i jejich časové proměnnosti. Pracuje přitom s časovým rozlišením <0,1 ms a úhlovým rozlišením až 0,2°. Prohlédne přitom celou oblohu za necelé 3 hodiny!
Počátkem června 2009 dopadla na Měsíc japonská sonda Kaguya, která během 21 měsíců provozu na oběžné dráze kolem Měsíce měřila jeho gravitační pole a pořizovala video jeho povrchu s velmi vysokým rozlišením. O týden později odstartovala k Měsíci americká sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). Indická sonda k Měsíci Chandrayaan-1 vypuštěná v říjnu 2008 pracovala na oběžné dráze u Měsíce ve výši 100 km do poloviny května 2009, kdy byla převedena na vyšší 200km dráhu. Nicméně po selhání navigačního čidla a dalších problémech skončila předčasně svou činnost koncem srpna 2009, ale přesto splnila valnou část zamýšlené práce na měsíční orbitě.
V polovině r. 2009 ukončila činnost vytrvalá kosmická sonda Ulysses (ESA a NASA) pro výzkum zejména polárních oblastí Slunce, která odstartovala ze Země v r. 1990. Kromě základního úkolu, během něhož proletěla třikrát nad oběma póly Slunce, a to jak v maximu tak i v minimu sluneční činnosti, sledovala sonda také několik komet a prachové proudy částic až do vzdálenosti Jupiteru jakož i zábleskové zdroje záření gama (GRB). I tato sonda významně překročila svou plánovanou životnost.
V téže době zastavila americká armáda uvolňování vybraných dat ze špionážních družic, která jsou pro astronomii nenahraditelná (např. okolnosti průletu jasných bolidů či pádu meteoritů). Soudí se, že je to tím, že nová generace vojenských družic má mimořádně dobré technické parametry, takže armáda si pro jistotu veškeré údaje nechává pro sebe.
Stále není přijatelně objasněno anomální urychlování kosmických sond Pioneer 10 a 11 směrem ke Slunci, objevené J. Andersonem aj. v r. 2002, které činí přibližně (0,9 ±0,1) nm/s2 od doby, kdy sondy překonaly vzdálenost 20 AU od Slunce. Nejnověji A. Levy aj. zjistili, že urychlování se skládá z periodicky proměnného členu a dále ze sekulární anomálie 0,8 nm/s2, která je poměrně záhadná. E. Greaves dokonce tvrdí, že tuto anomálii vykazují nejenom sondy Pioneer 10 a 11, ale také sondy Galileo a Ulysses, které ovšem nikdy nebyly od Slunce dál, než 5,5 AU.
S. Lépine aj. upozornili na deficit přesných vzdáleností blízkých hvězd do vzdálenosti 20 pc, neboť katalog HIPPARCOS obsahuje jen 150 hvězd do 10 pc a 1123 hvězd do 25 pc. Katalog je totiž úplný jen do 8 mag v oboru V a sahá jen do 12 mag, kdežto v blízkém okolí Slunce se daří nalézat hodně trpasličích hvězd, které této jasnosti nedosahují. Ke zlepšení této neuspokojivé situace potřebujeme zkrátka paralaxy měřené dostatečně výkonnými přístroji na zemském povrchu. Autoři odhadli, že do 10 pc od nás se nachází přinejmenším 300 hvězd a do 25 pc alespoň 2 tis. hvězd. Pro vylepšení statistiky je proto potřebí vyhledávat soustavně slabé hvězdy s velkými vlastními pohyby. Autorům se tak podařilo najít 16 trpasličích hvězd třídy dM, které jsou od nás vzdáleny méně než 16 pc, z toho tři hvězdy jsou blíže než 10 pc.
Australští astronomové dokončili přehlídku 6dFGS pomocí 1,2m Schmidtovy komory UK+AAO. Přehlídka obsahuje polohy a vzdálenosti 110 tis. galaxií na >80 % plochy jižní oblohy pro červené posuvy z <0,15 (vzdálenost do 600 Mpc). Zorné pole komory o průměru 5,7° a vláknová optika umožňovaly naráz pořídit spektra 150 galaxií. Díky tomu našli na jižní obloze v mezerách mezi nadkupami galaxií přes 500 proluk, v nichž galaxie prakticky chybí a tak zlepšili naše vědomosti o velkorozměrové struktuře vesmíru. Na severní polokouli je díky přehlídce SDSS takto zmapováno již 930 tis. galaxií. I. Roseboom aj. upozornili na obtíže se vzájemnou identifikací zdrojů v přehlídkách vykonávaných v různých oborech elektromagnetického spektra. Rozsah přehlídek je totiž takový, že vyhledávání koincidencí je třeba automatizovat důmyslnými algoritmy, což zatím vázne zvláště pro objekty z infračervených a submilimetrových přehlídek.
V r. 2009 zemřeli astronomové: Henri ANDRILLAT (1925; kosmologie); Zdeněk CEPLECHA (1929; meteory a meteority); Arthur CODE (1923; kosmická astronomie); Tom van FLANDERN (1940; nebeská mechanika, kosmologie); Vitalij GINZBURG (1916; kosmické záření, supravodivost, Nobel 2003); Eleanor HELINOVÁ (1932; planetky a komety); Viktor LJUTYJ (1940; AGN, rentgenová astronomie); Bohuslav LUKÁČ (1943; výzkum Slunce); Paolo MAFFEI (1926; galaxie); Steven OSTRO (1946-2008; radarová astronomie); Francoise PRADERIEOVÁ (1938; stelární astrofyzika); Sjur REFSDAL (1935; gravitační čočky); Philip SOLOMON (1939-2008; astrochemie); John P. WILD (1923-2008; sluneční fyzika); Qian XUESEN = H. S. Tsien (1911; spoluzakladatel JPL, otec čínské kosmonautiky).
Mezinárodní ocenění v r. 2009 získali astronomové: Frank SHU (m. Bruceové; ASP a Shawova c.; Honkong); Wendy FREEDMANOVÁ, Robert KENNICUT, Jeremy MOULD (Gruberova c.; určení konstanty H0); Stephen HAWKING (m. Svobody; B. Obama); David WILLIAMS (Zlatá m.; RAS); James PRINGLE (Eddingtonova m.; RAS); Neil GEHRELS (Darwinova př.; RAS); Robert HOLMES, Stanislav MATICIC, Michel ORY, Koichi ITAGAKI, Dae-am YI (c. E. Wilsona; objevy komet amatéry).
Doma obdrželi různá ocenění astronomové: Zdeněk CEPLECHA (medaile De Scientiae et Humanitate Optime Meritis; AV ČR a státní vyznamenání Za zásluhy); Pavel MAYER (Nušlova c.; ČAS); Vladimír KARAS (Kopalova přednáška; ČAS); Antonín VÍTEK (Littera astronomica; ČAS); Jan HOVAD (Astrofotograf roku; ČAS); Daniela KORČÁKOVÁ a Michael PROUZA (Prémie O. Wichterleho; AV ČR).
Rok 2009 se stal díky iniciativě italských astronomů s podporou UNESCO a OSN Mezinárodním rokem astronomie (MR.), což podle oficiálního vyhlášení reflektovalo epochální astronomickou událost roku 1609, kdy Galileo Galilei poprvé použil dalekohledu ke zkoumání vesmíru. Galileův dalekohled se skládal z objektivu tvořeného plochou a konvexní čočkou o průměru 37 mm s ohniskovou vzdáleností 980 mm, zacloněnou na průměr 15 mm. Okulár představovala bikonkávní čočka o průměru 22 mm s ohniskovou vzdáleností 47,5 mm, takže přístroj dosahoval zvětšení 20x. Je až neuvěřitelné, že pomocí tak jednoduchého zařízení dosáhl Galilei tolika zásadních objevů.
Podle písemných svědectví se Galilei dozvěděl o vynálezu dalekohledu 16. května 1609 a již v říjnu si podle tohoto popisu zhotovil první menší dalekohled, jímž v říjnu 1609 pozoroval Měsíc a 30. listopadu už měl zmíněný 20x zvětšující dalekohled, jímž sledoval zvláště terminátor Měsíce a stíny vržené horami do měsíčních kráterů, a to až do 19. prosince. Soustavná pozorování různých objektů ve vesmíru konal od 6. ledna 1610 a hned následující noci objevil tři Jupiterovy družice a o tři dny později si všiml, že se kolem Jupiteru pohybují. Svá první pozorování sepsal během února a 1. března dal souhlas s vytištěním Hvězdného posla (Sidereus Nuncius). Mimochodem, v pozorování Měsíce dalekohledem předběhl Galileiho anglický učenec Thomas Harriot (1560-1621), který nakreslil primitivní mapu Měsíce na základě svých pozorování z 26. července 1609. Zapsal si do svého deníku, že na Měsíci viděl "prohlubeň, která má týž vzhled, jaký by na Zemi tvořilo území podobné Čechám".
Bohužel se v oficiálním vyhlášení opomněla neméně epochální studie Johannesa Keplera, který v rozsáhlém (přes 650 stran!) spisu Astronomia nova, dokončeném v Praze v r. 1605, vydaném v r. 1609 lipským nakladatelem Vögelinem a vytištěném téhož roku v tiskárně v Heidelberku formuloval na základě rozboru Tychonových pozorování planety Mars první dva (Keplerovy) zákony o pohybu planet vůči Slunci. Kepler si také s velkým nadšením přečetl Galileův spis Sidereus Nuncius a okamžitě na něj reagoval vlastní Rozpravou s Hvězdným poslem (Dissertatio cum Nuncio Sidereo), kterou Galileovi poslal. Podle všeho ji však Galilei nikdy nepřečetl. Podobně ostatně pominul i knihu Astronomia Nova a formulaci III. Keplerova zákona, neboť žádný z těchto zdrojů nevyužil při církevním procesu v r. 1633.
Naštěstí převzala Česká republika v I. pololetí 2009 předsednictví v Radě Evropské unie, takže z iniciativy eurokomisaře pro vědu Janeze Potočnika se oficiální zahájení MRA konalo 7. ledna 2009 na Staroměstském náměstí v Praze poblíž slavného Pražského orloje a nedaleko od domu č. v Karlově ul., kde Johannes Kepler v Praze žil a pracoval.
Johannes Kepler byl v Praze připomenut ještě v srpnu 2009, kdy se v Praze konala péčí Národního technického muzea a řady astronomických institucí mezinárodní konference "Keplerův odkaz v kosmickém věku", z níž pak vyšel sborník přednášek. Současně bylo v Keplerově domě otevřeno Keplerovo minimuzeum. V souvislosti se slavnostním zahájením MRA byla také nejprve v Praze a později v řadě českých i slovenských měst instalována výstava velkoplošných astronomických fotografií pod titulem Vesmír - dobrodružství objevů, jejíž mezinárodní verzi připravili G. Tenorio Tagle z Mexika a G. Pérez ze Španělska a o českou mutaci se zasloužil J. Palouš. Z vědeckých akcí na domácí půdě byla pak zřejmě nejvýznamnější květnová pražská mezinárodní konference k 50. výročí pádu Příbramského meteoritu a také k poctě jubilantovi Dr. Zdeňku Ceplechovi. Pro širokou veřejnost pak měla mimořádnou přitažlivost letní návštěva amerického astronauta Andrewa Feustela a jeho českoindické manželky Indiry po astronautově návratu z úspěšného letu k HST.
Ze světových vědeckých akcí mělo samozřejmě největší publicitu XXVII. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež se konalo v srpnu 2009 v Riu de Janeiro. Kromě ryze odborných záležitostí se i tam věnovala pozornost průběhu MRA ve více než 140 zemí celého světa. Podrobnosti o průběhu kongresu lze nalézt na webové adrese: www.astronomy2009.com.br/EstrelaDalva.html
Počet individuálních členů IAU překročil magickou hranici 10 tisíc a počet členských států stoupl na 63. Novým prezidentem IAU byl zvolen americký astronom Robert Williams, duchovní otec projektu Hubble Deep Field a tehdejší ředitel Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore. IAU sama byla založena právě před 90 lety v Bruselu na ustavujícím valném shromáždění koncem července 1919. (Stejné životní jubileum oslavil prakticky zároveň s IAU také její někdejší generální sekretář Doc. Luboš Perek.)
V noci 29./30. října 1969 došlo k historické události, která změnila všechno nejenom v astronomii v průběhu následujících 40 let. Tehdy totiž programátor Vinton Cerf napsal pro počítačovou síť ARPANET program, umožňující elektronickou komunikaci mezi operátory vzdálených počítačů. U počítače na Kalifornské univerzitě v Los Angeles seděl tehdy ve 22:30 h Pacifického času student Charley Kline a chtěl se zalogovat příkazem login. To se mu tak docela nepodařilo, protože pro vyťukání písmen "lo" se spojení mezi počítači přerušilo. Tak krátký byl tedy první odeslaný e-mail! Málokdo by tehdy asi odhadl, co se stane v příštích letech, jak vyplývá z malého historického přehledu:
1972 - zaveden znak @; 1973 - zaveden protokol ftp; 1978 - vytvořen operační systém UNIX; 1991 - v laboratoři CERN T. Berners Lee vynalezl komunikační protokol WWW; prosinec 1994 - prohlížeč Mozilla 1.0; srpen 1995 - prohlížeč Internet Explorer; září 1998 - prohlížeč Google.
Dnes je internet naprosto nepostradatelným pomocníkem astronomů při sběru, zpracování a archivaci dat ze všech možných astronomických zařízení na zemi, pod zemí i ve vesmíru, umožňuje dálkové ovládání robotických teleskopů na různých kontinentech, předávání aktuálních zpráv a efemérních jevech jako jsou GRB, výbuchy supernov, průlety planetek v blízkosti Země atd. Internetem se editují vědecké práce stovek spoluautorů i odesílají hotové publikace do redakcí vědeckých časopisů, stejným způsobem probíhají korektury a většina archivních údajů je dostupná pomocí nástrojů virtuálních observatoří.
Internet také přinesl nové možnosti astronomům amatérům, jak se zapojit do odborné či dokonce vědecké práce. Projekty sdíleného počítání nebo klasifikace impaktních kráterů či morfologie galaxií mají velkou odezvu mezi zájemci z celého světa. Amatér T. Puckett objevil za posledních 10 let více než 200 supernov, A. Oksanen zase získává z fotometrie údaje o rotaci planetek a o tranzitujících exoplanetách; jedna 14tiletá školačka dokonce objevila supernovu 2008ha v galaxii UGC 12682 a holandská učitelka hudby Hanny van Arkelová našla v rámci projektu Galaxy Zoo bizarní nazelenalý objekt záhadné povahy, který už vešel ve známost pod holandským názvem Hanny's Voorwerp. Ostatně naši astronomové amatéři se také činí, jak o tom svědčí třeba laureáti Kvízovy ceny ČAS.
Britský vědecký týdeník Naature již tradičně přináší přehled o vědeckých snímcích roku. V r. 2009 se v seznamu objevily také astronomické záběry: mozaika centra Mléčné dráhy v kombinaci zobrazení pomocí HST, SST a družice Chandra, vozítko Spirit uvízlé v písečné duně na Marsu pořídilo svůj autoportrét a Spitzerův teleskop zobrazil obří prachový prsten Saturnu o průměru 25 mil. km.
Přestože rozsah mých poznámek, které slouží jako podklad pro sepisování Žní objevů, se v posledním desetiletí nemění, zabírá mi práce na výběru těch z mého pohledu nejvýznačnějších astronomických prací čím dál více času. Je to paradoxně dáno tím, že internet dává možnost pečlivěji ověřovat různá data, jména a hlavně návaznosti objevů, což vlastní psaní zpomaluje. Tím lze vysvětlit narůstající zpoždění v publikaci seriálu, za což se čtenářům omlouvám. Pokusím se v příštích přehledech o větší stručnost, aby se ze Žní nestala kronika zašlých časů. Nemohu si však odpustit obvyklý závěrečný citát, který tentokrát vychází z neblahých zkušeností s Radou vlády ČR pro výzkum, vývoj a inovace, která by byla bývala základní vědecký výzkum právě v r. 2009 nejraději zcela zrušila ve prospěch prožluklých inovací (zatím aspoň příznačně vypustila slovo věda ze svého dlouhého názvu). Hlavně členům tehdejší Rady (naštěstí pro českou vědu již rozpuštěné a vypuštěné) je totiž určen pozoruhodný výrok amerického vědce a státníka Benjamina Franklina (1706-1790): "Investice do vědění nesou největší úroky".
Dátum poslednej zmeny: 24. februára 2012