Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 05. apríla 2018
Překvapivý bibliografický objev C. Raifeartaighta v Einsteinových archivech uložených v knihovně Hebrejské univerzity v Jeruzalémě prokázal, že ještě v r. 1931 Einstein uvažoval o modelu ustáleného stavu vesmíru, ale brzy nato tuto variantu zavrhl. Domněnku pod názvem "steady-state hypothesis" však následně ještě v r. 1948 rozvíjeli H. Bondi, T. Gold a F. Hoyle, ale objev reliktního záření v r. 1965 ji definitivně pohřbil.
M. Bilicki aj. zveřejnili katalog červených posuvů extragalaktických objektů pořízených infračervenou družicí WISE (zrcadlo o průměru 0,4 m; pásma 3,4 μm; 4,6 μm; 12 μm; 22 μm) až do vzdálenosti 125 Mpc od Slunce. Tak se podařilo zmapovat trojrozměrnou strukturu lokálního vesmíru.
I. Horváth aj. objevili na základě prostorového rozložení 283 zábleskových zdrojů záření gama (GRB). že ve vzdálenosti 3,0 – 3,2 Gpc od naší Galaxie se nachází výrazná struktura, která je dokonce rozsáhlejší, než z optických pozorování odhalená "Velká zeď", objevená již dříve pomocí přehlídkového teleskopu SDSS. Velká zeď má hlavní rozměr dlouhý 400 Mpc a její centrum je od nás vzdáleno asi 1 Gpc. Nová struktura má délku 2,4 Gpc.
F. Melia zjistil na základě snímků kamery WFC3 HST, že ve velmi raném vesmíru v čase necelých 400 mil. let po velkém třesku vzniklo nadprůměrně mnoho galaxií, a podobně v intervalu do 950 mil. let po velkém třesku nečekaně vysoký počet černých veleděr. Odtud dochází k poměrně odvážnému závěru, že standardní kosmologický model je chybný a měli bychom ho nahradit modelem, kde rozměry vesmíru R rostou s časem lineárně podle prajednoduchého vztahu R ≈ c.t, kde c je rychlost světla a t stáří vesmíru.
A. Fialková aj. shrnuli údaje z přehlídek raného vesmíru evropskou soustavou radiointerferometrů LOFAR (LOw-Frequency ARray; pásmo 10 MHz – 230 MHz; vlnové délky 1,3 – 30 m; 20 tis. nepohyblivých antén pointovaných změnami fáze; centrum v Exloo v Holandsku; další stanice v Irsku, Velké Británii, Francii a Německu), dále PAPER (Precision Array for Probing the Epoch of Reionization; 64 antén v rezervaci Karoo v Jižní Africe), 8 antén v Green Banku (Záp. Virginie; pásmo 138 – 178 MHz; vlnové délky 1,7 – 2,2 m) a MWA (Murchison Widefield Array; záp. Austrálie; 112 "dlaždic", z nichž každá má 16 dipólů, na ploše o rozsahu 3 km; pásmo 80 – 300 MHz; vlnové délky 1,0 – 3,75 m). Jejich záměrem bylo zjistit, jak probíhala reionizace vodíku v raném vesmíru. Z těchto přehlídek vyplynulo, že raný vesmír se ochladil velmi rychle, takže poměrně brzy (≈380 tis. let po VT) se už vyskytovaly neutrální atomy vodíku a hélia. Ochlazování v prvních 200 mil. let po VT umožnilo koncentraci neutrálních atomů na hvězdy I. generace (populace III), protože fotony reliktního záření měly už velmi nízkou teplotu 30 K. Masivní hvězdy I. generace produkovaly silné rentgenové záření, ale pro reionizaci prvotního vodíku mělo největší význam až měkčí ultrafialové záření, jež vznikalo postupnou degradací záření rentgenového. Proto ohřev interstelárního materiálu až na ionizační teplotu trval déle, než se dosud myslelo, ale i tak dosáhla reionizace vesmíru maxima už během první miliardy let po velkém třesku.
M. Cautun aj. využili údajů o kosmologické pavučině, která je důkazem anizotropního gravitačního hroucení zářivé látky v raném vesmíru, k popisu, jak se vyvíjela morfologie vesmíru od jeho počátku až po současnost. Hlavními prvky, jež se ve vesmíru utvářejí už poměrně brzy jsou téměř lineární pavoučí vlákna s vysokým výskytem galaxií, a dále ploché struktury tvaru lívanců. Současný vesmír se vyznačuje úbytkem struktur, jež jsou však hmotnější než dříve. Z obřích proluk mezi galaxiemi proudí silně zředěný plyn do plochých lívanců a hal galaxií. Kupy galaxií tvoří uzly kosmické pavučiny a přímá pavoučí vlákna mezi nimi mají délky až 100 Mpc, takže vlastně tvoří mosty mezi kupami galaxií. Podle M. Kinda a A. Brunnera nastává éra přesné kosmologie, neboť brzy budeme mít homogenní údaje pro miliardu galaxií.
S. Rodney aj. shrnuli hlavní výsledky projektů CANDELS (Cosmic Assembly Nir Deep Extragalactic Legacy Survey) a CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble), v němž využili výsledků pozorování supernov třídy Ia během posledních tří let pomocí HST. V poli o ploše 0,25 čtv. stupně oblohy našli celkem 65 vzdálených supernov; z toho 24 patřilo do třídy Ia. Nejvzdálenější z nich vybuchly již 2,6 mld. let po VT, čili v době, kdy tempo vzniku hvězd ve vesmíru dosahovalo maxima. Supernovy Ia vybuchly nejpozději 0,5 mld. let a nejdříve 40 mil. let po svém vzniku jako hvězdy. Z deficitu zastoupení supernov ve vzdálenostech >2,4 Gpc pak usoudili, že jen pětina hmotných hvězd vybuchuje jako supernovy.
S. Moseley upozornil, že většina bádání o stavbě a vývoji vesmíru se týká diskrétních objektů, tj. planet, hvězd a galaxií. Není však jisté, že tím postihneme většinu zářící hmoty vesmíru, protože je dobře možné, že nemalá část zářící hmoty vesmíru je tak rozptýlená, že ji na dálku téměř vůbec nemůžeme spatřit pro její nedostatečný jas. Tento odhad nyní potvrdili M. Nemcov aj., když si všimli silné anizotropie v rozložení jasu pozadí oblohy v blízkém infračerveném pásmu 1,1 – 1,6 μm odhalené pomocí sondážních raket. Fluktuace jasu by mohlo objasnit nerovnoměrné rozložení prvotních galaxií a černých veleděr v rané epoše reionizace vesmíru, anebo výskyt hvězd vymrštěných z galaxií slapovými silami do rozlehlého intergalaktického prostoru. Autoři ukázali, že epocha reionizace nestačí na vysvětlení pozorovaných fluktuací, kdežto slapové rozhození až poloviny hvězd z galaxií do okolního prostoru během četných srážek a prolínání galaxií ano. Napříště tedy musíme pro objasnění struktury vesmíru brát v úvahu difúzní světlo z intergalaktického prostoru, jež podléhá zmíněným anizotropním fluktuacím.
E. Bulbul aj. a A. Boyarsky aj. objevili pomocí rentgenových družic Newton a Chandra u více než 70 kup galaxií spektrální čáru o energii 3,55 keV, která se vyskytuje jak v blízkých (Per A; 74 Mpc), tak i velmi vzdálených kup galaxií. Řada teoretiků přisuzuje tuto čáru interakci skryté látky se sterilními neutriny, jenže jejich existence není dosud prokázána.
A. Pontzen a F. Governato si všimli, že skrytá látka (dark matter) není koncentrována do těžiště galaxií. Díky hvězdám a mezihvězdnému plynu se energie uvolněná hvězdami a akrecí látky na černé díry a veledíry vydává v úzkých výronech směrem k periférii dané galaxie. Pokud je tento výron rychlý, ovlivní nevratně i rozložení skryté látky napříč celou galaxií. Nástup paralelních výpočtů v 90. letech minulého století umožnil tyto interakce lépe simulovat na miliardách uvolňovaných částic (baryonů i leptonů). Obě složky hmoty disipují energii a ohřívají chuchvalce skryté látky. Tím se zpomaluje proces tvorby hvězd, opožďují se termíny výbuchů supernov a vznik dalších pokolení hvězd i akrece hmoty na černé veledíry.
A. von der Lindenová aj. srovnávali hmotnosti kup galaxií změřené družicí Planck pomocí efektu Sjunjajeva a Zeldoviče a anizotropních fluktuací teploty reliktního záření s hmotnostmi týchž kup ze slabého gravitačního čočkování, které pozorovali pomocí HST a pozemních teleskopů Subaru a CFHT. Hmotnosti 25 kup galaxií pozorovaných družicí Planck jsou soustavně o 30 – 40 % nižší, než hodnoty získané metodou slabého čočkování. V absolutních číslech dosahují kupy galaxií hmotností až 1 PM☉ v souladu se simulacemi na superpočítačích.
A. Beifiori aj. zkoumali dynamiku vývoje 180 tis. galaxií (hmotnost hvězdné složky ≈200 GM☉) srovnáním jejich hluboké přehlídky SDSS-III/BOSS (vzdálenosti >3 Gpc) s lokální přehlídkou SDSS-II (vzdálenosti 0,4 – 1,8 Gpc). Z těchto srovnání jim vyšlo, že poměr mezi dynamicky určenými hmotnostmi galaxií, v nichž je zahrnuta skrytá látka, a hmotnostmi hvězdné složky, roste během času. Vyplývá to ze srovnání podílu skryté látky v prostoru ohraničeném poloměrem, v němž jasnost galaxie klesá na polovinu centrální hodnoty. Tento poměr se v průběhu vývoje vesmíru zvyšuje, za což mohou procesy prolínání a pohlcování méně hmotných galaxií do čím dál tím hmotnější centrální galaxie.
M. Sereno a D. Paraficzová určovali hodnotu Hubbleovy konstanty (H0 v km/s/Mpc) z hodnot zpoždění rozštěpených obrazů vzdálených (1,9 – 3,5 Gpc) kvasarů mezilehlými gravitačními čočkami (vzdálenosti 0,9 – 2,2 Gpc). Z analýzy měření 18 čočkovaných kvasarů obdrželi H0 = (69 ±6). Z rozboru všech pozorování fluktuací reliktního záření družicí WMAP obdrželi pro podíl skryté energie (dark energy) na hmotnosti vesmíru OMEGAw = (68 ±5) % a parametr stavové rovnice skryté energie w = (-0,86 ±0,17).
M. Betoule aj. využili přehlídek SDSS-II a SNLS (SuperNova Legacy Survey) ke zlepšení základních parametrů standardního kosmologického modelu. Obdrželi totiž podíl zářící a skryté látky OMEGAm = (0,295 ±0,03) a pro parametr stavové rovnice skryté energie w = (-1,018 ±0,06). Když parametr w propojili s jeho nezávislým určením z velikosti baryonových oscilací hmoty, dostali podobnou hodnotu w = (-1,027 ±0,055).
V soudobé kosmologii se vynořil nečekaný problém, že měřené hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru pro lokální a vzdálený vesmír se systematicky liší. V obvyklých jednotkách H0 (km/s/Mpc) získali v r. 2011 A. Riess aj. pro lokální vesmír hodnotu 74; také z měření vzdáleností obřích interstelárních mračen v blízkých galaxiích vychází 74, a cefeidy v M31 daly 75. W. Freedmanová aj. pro cefeidy pozorované ve středním infračerveném pásmu 74 a 8 klasických cefeid v galaxiích, kde byly pozorovány supernovy třídy Ia, dostala hodnotu 76. Naproti tomu V. Busti aj. dostali pro 19 velmi vzdálených galaxií hodnotu (65 ±4); z pozorování vzdálených supernov třídy Ia dostáváme 64 a měření pomocí družice Planck, která tuto hodnotu odvodila rovněž z údajů o velmi vzdáleném vesmíru, dává 67. Autoři soudí, že buď je v datech pro blízký a vzdálený vesmír nějaká skrytá systematická chyba, anebo shodou okolností žijeme v lokální bublině s anomálně vysokým tempem rozpínání vesmíru. Těžko říci, co je horší.
J. Lima a J. Cunha se pokusili přispět k řešení tohoto nečekaného rozporu tím, že odvodili čtyřmi nezávislými metodami hodnotu H0 pro středně vzdálené (0,55 – 3,1 Mpc) galaxie. Obdrželi tak H0 = (74 ±2), která velmi dobře souhlasí s lokální hodnotou H0. Jenže G. Efstathiou to znovu zkomplikoval, protože nesouhlasí H0 = (73,8 ±2,4) odvozená v r. 2011 A. Riessem aj. pomocí cefeid v galaxii NGC 4258 s hodnotou H0 = (67,3 ±1,2) odvozenou družicí Planck v r. 2013. V r. 2013 však E. Humphreys aj. pomocí maserových zdrojů v galaxii NGC 4258 změřili její vzdálenost nezávislou a dosti přesnou metodou (7,60 ±0,23) Mpc v porovnání s Riessovou hodnotou (7,28 ±0,22) Mpc. To znamená, že z pozorování galaxie NGC 4258 nyní vychází H0 = (70,6 ±3,3) km/s., kdežto družice Planck dává H0 = (67,3 ±1,2). Navzdory těmto manévrům však autor dochází k závěru, že tyto rozpory nejsou příliš dramatické a dají se nejspíš vysvětlit menšími systematickými chybami, takže na "novou fyziku" to nevypadá. Podobně M. Vogelsberger aj. využili gigantického modelu vývoje vesmíru Illustris k nezávislému určení zastoupení tří hmotných složek vesmíru. Zářící látka představuje jen 4,6 %, skrytá látka 22,7 % a skrytá energie plných 72,7 % souhrnné hmoty vesmíru. Pro Hubbleovu konstantu rozpínání vesmíru dostali 70,4 km/s/Mpc.
Naproti tomu k nepochybně dobrým kosmologickým zprávám lze jistě vřadit poznatek J. Darlinga, který na základě měření vlastních pohybů 427 kvasarů pomocí interferometru VLBA, zjistil, že v současné epoše dominance skryté energie se vesmír rozpíná izotropně s chybou ±7 %, tj. ±1 oblouková mikrovteřina/rok. Díky astrometrické družici Gaia se vbrzku podaří zlepšit hodnoty vlastních pohybů kvasarů na ±1 %.
Skupina sedmi předních amerických a po jedné britské, francouzské a kanadské univerzitě provozuje od r. 2006 na Amundsenově-Scottově základně na jižním pólu aparatury BICEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization), která měří módy polarizace reliktního záření s cílem odhalit tak poměry, jež panovaly ve vesmíru těsně po VT, tj. zejména v období kosmologické inflace. BICEP 1 měl celkem 98 mikrovlnných detektorů pozorujících oblohu ve dvou frekvenčních pásmech (100 a 150 GHz; vlnové délky 3 a 2 mm) pracujících s úhlovým rozlišením 1,0° a 0,7°. D. Barkats aj. uvedli, že výsledky měření po dobu tří let potvrzují, že v prvních okamžicích po velkém třesku došlo ke kosmologické inflaci.
V letech 2010-2012 však podstatně zlepšená aparatura BICEP 2 použila odlišné techniky pozorování pomocí 150 bolometrů v ohnisku přesné paraboly o průměru 260 mm, jež pokrývala na obloze plochu 380 čtv. stupňů. P. A. Ade aj. oznámili v červnu 2014, že tříletá měření polarizace reliktního záření na frekvenci 150 GHz poukázala za silný přebytek signálu zakroucených módů B v pásmu, kde by podle kosmologických modelů měly být pozorovatelné gravitační vlny vzniklé během inflační epizody velmi raného vesmíru. Podezřelá však byla intenzita signálu (místo očekávané jehly v kupce sena našli autoři trám) a také okolnost, že autoři objevili signál jen na jediné frekvenci. Není divu, že tento potenciální objev prvotních gravitačních vln vzbudil velkou pozornost jak odborné, tak i laické veřejnosti.
V září 2014 však přišla studená sprcha, když se ukázalo zejména díky jemnějším výsledkům družice Planck na mnoha frekvencích, že silný signál aparatury BICEP 2 je způsoben rozptylem na prachu v naší Galaxii, a nic tedy nevypovídá o inflaci a prvotních gravitačních vlnách. Mimochodem, družice Planck dokázala svými měřeními polarizace reliktního záření, že inflace vskutku proběhla, a nevznikla vinou srážky dvou vesmírů, jak předvídal model ekpyrotického vesmíru. Naopak se tak potvrdila nejjednodušší varianta inflace, jak ji navrhli A. Guth a A. Linde. Významný kosmolog M. Tegmark proto mohl poznamenat, že "paralelní vesmíry nejsou teorie - jsou to předpovědi v některých teoriích". Na druhé straně je téměř jisté, že náš vesmír musí být prostorově nekonečný...
V průběhu roku zveřejnili autoři zapojení do jedinečného projektu družice Planck celkem 31 prací, jež na základě dosud nejpřesnějších měření fluktuací teploty a polarizace reliktního záření podpořily standardní kosmologický model velkého třesku včetně inflace. P. Ade aj. shrnuli přínos družice Planck (ESA), jež odstartovala 14. 5. 2009 a započala soustavná měření v mikrovlnném a submilimetrovém pásmu elektromagnetického spektra. Již během prvních 15,5 měsíců zpřesnila mapu rozložení reliktního záření, poskytla data pro katalog kompaktních galaktických i extragalaktických zdrojů a umožnila zpřesnit hodnoty základních šesti parametrů standardního kosmologického modelu. Potvrdila a zpřesnila rozměry anomálních skvrn s odchylnou teplotou nahrubo nalezených předešlou družicí WMAP, stanovila ostřejší horní meze pro hmotnost neutrin a zlepšila rozsah výkonového spektra baryonových akustických oscilací vypovídajících o počátečních fluktuacích hustoty ve vesmíru. Překvapením je výrazně nižší hodnota Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru v porovnání s průměrnou hodnotou odvozenou z jiných kosmologických měření.
V další práci týchž autorů jsou uvedeny konkrétní hodnoty kosmologických parametrů, zejména H0 = (67,3 ±1,3) km/s/Mpc, což se příliš nekryje s hodnotou, odvozenou z pozorování supernov třídy Ia (71 ±5 km/s). Zato dobře souhlasí součet podílu zářící a skryté látky vesmíru (31,5 ±1,7) % s hodnotou odvozenou z baryonových oscilací. Součet hmotností všech tří vůní neutrin je <0,23 eV/c2 a horní mez pro jejich počet (3,3 ±0,3) ukazuje, že více módů neutrin pravděpodobně neexistuje. Z jiných měření totiž vyplývá počet <3,05. Parametr stavové rovnice pro skrytou energii dává w = (-1,13 ±0,12), což nejspíš potvrzuje, že jde skutečně o kosmologickou konstantu LAMBDA v Einsteinových rovnicích pro rozpínající se vesmír. V další práci autorského týmu družice Planck se potvrdilo, že slabé gravitační čočkování ovlivňuje anizotropii reliktního záření v úhlových roztečích řádu úhlových minut na frekvencích 100 – 217 GHz (1,4 – 3,0 mm) na úrovni 25násobku střední chyby měření. Podobně se podařilo zpřesnit polohu osy dipólu a rychlosti pohybu Galaxie vůči inerciální soustavě reliktního záření: souřadnice osy dipólu jsou l = 264° a b = +48° (Leo; rektascense 11,2 h; deklinace -7,2°) a naše rychlost vůči poli reliktního záření dosahuje hodnoty 370 km/s.
Polarizační měření družice Planck ukázala, že indukce magnetických polí v Galaxii jsou průměrně o pět řádů nižší, než indukce magnetického pole Země na jejím povrchu. Poprvé v historii se podařilo zobrazit průběh siločar magnetického pole napříč Galaxií.
Z. Osmanov však ukázal, že v magnetosférách rotujících aktivních jádrech galaxií (AGN) mohou indukce naopak dosáhnout extrémních hodnot a urychlovat tak částice na energie řádu 1021 eV (ZeV). Mechanismus urychlování částic by měl být dvoustupňový. Pomocí Langmuirových vln plazmatu napájených rotací aktivního jádra se excitují silná elektrostatická pole a jejich energie se ve druhém stupni urychlování předává částicím urychlovaným Landauovým útlumem na téměř libovolně vysoké energie.
Časopis Astroparticle Physics uveřejnil studie přednesené na sympoziu ke stoletému výročí objevu kosmického záření V. Hessem, jež se uskutečnilo počátkem srpna 2012 v Bad Saarow v Braniborsku, poblíž místa, kde Hess přistál se svým balónem Böhmen. Hessův objev při balónovém výstupu do výšky 5 km nepřišel zčistajasna, ale předcházelo mu tucet let průkopnických měření F. Linkeho (1900-1903), a zejména T. Wulfa (1907-1910) i D. Paciniho (1909-1912). Na druhé straně objev zpočátku neměl příliš velký ohlas, přestože byl vzápětí (1913-1914) potvrzen W. Kolhörsterem měřeními během balónových výstupů do výšky 6 – 9 km. V r. 1923 však výsledky jejich měření zpochybnili R. Millikan a I. Bowen pomocí bezpilotních balónů, jež dosáhly výšek až 15 km - a žádné zvýšení ionizace atmosféry nenašli. V r. 1926 Millikan tvrdil, že německá měření jsou chybná, a že kosmické záření objevil on, což vedlo k prudké výměně názorů. Debata však ustala v r. 1936, kdy Nobelovu cenu za objev kosmického záření získal (právem) Hess. Díky novým studiím kosmického záření objevil C. Anderson pozitron (Nobelova cena 1936 společně s Hessem), dále v r. 1936 spolu se S. Neddermeyrem mion, a v r. 1937 další fyzikové nalezli pion.
Díky objevu sekundárních spršek kosmického záření P. Augerem v r. 1939 získali astronomové a fyzici skvělý nástroj pro zlepšení znalostí o kosmickém záření pomocí stálých observatoří na zemském povrchu v nadmořských výškách kolem 1,5 km, kde jsou spršky zejména vytvořené vysoce energetickými primárními částicemi kosmického záření nejvíce rozvinuty. To nakonec vedlo v r. 2008 k dobudování hybridní observatoře Pierra Augera pro výzkum kosmického záření rekordních energií v argentinské pampě na ploše 3 tis. km2.
K. Kashiyama a P. Meszáros zjistili, že zdrojem extrémně energetického kosmického záření s energiemi v oblasti "druhého kotníku" (0,1 – 1 EeV) mohou být rázové vlny vznikající při splynutí nebo prolínání velmi hmotných galaxií. Jako vedlejší produkt při hadronukleárních interakcích mohou vznikat i energetická neutrina a paprsky gama. Právě tyto paprsky od relativně blízkých kup galaxií by patrně mohly zachytit budované obří Čerenkovovy aparatury projektu CTA (Cherenkov Telescope Array).
R. Abbasi aj. uveřejnili výsledky pětiletých měření částic kosmického záření s energiemi >57 EeV pomocí aparatury Telescope Array v Utahu. Objevil tak plošný přebytek částic z "horké skvrny" o průměru 40° v poloze α = 9h 48 min; δ = +43° (jižní okraj souhvězdí UMa) v úhlové vzdálenosti 19° od hlavní roviny místní nadkupy galaxií.
S kuriózním nápadem, jak zvětšit sběrnou plochu pro detektory extrémně energetického kosmického záření, přišli P. Rimmer aj. Za vhodný detektor totiž považují Jupiter s plošnou výměrou 33 mil. km2. Autoři odhadli, že jednou měsíčně je Jupiter zasažen primární částicí kosmického záření s energií >1 ZeV, což by mohly na dálku detektovat jednak družice Fermi, ale také mikrovlnná aparatura ALMA. Tuto práci však vzápěti kritizovali L. Privitera a P. Motloch, když dokázali, že Rimmer aj. vyšli z chybného předpokladu o úhlovém rozprostření spršek od extrémně energetických primárních částic. Navíc zjistili, že ani jiné objekty ve Sluneční soustavě se pro taková pozorování nehodí, takže stále zůstává prioritou studovat tyto vzácné částice pomocí pozemních detektorů.
W. Apel aj. využili německé aparatury KASCADE-Grande k důkazu, že s rostoucí energií primárních částic roste jejich protonové číslo v pásmu energií 10 – 1 000 PeV. S. Hussain aj. pozorovali díky aparaturám IceTop a IceCube na jižním pólu primární částice kosmického záření s energiemi 1 – 1 000 PeV se stejným výsledkem.
Podle R. Onga aj. se podařilo zvýšit výkon aparatury VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging System; 4 mozaikové Čerenkovovy teleskopy o průměrech 12 m; úbočí Mt. Hopkins, Arizona), jež nyní dokáže zachytit kosmické záření gama s energiemi v rozsahu 50 GeV - 10 TeV a výborně tak doplňuje rozsah družice Fermi (rozsah 20 MeV - 300 GeV).
Dalším významnou aparaturu pro studium kosmického záření a záření gama nazvanou HAWC (High-Altitude Water Cherenkov observatory) dokončilo v r. 2014 konzorcium 15 amerických a 12 mexických vědeckých institucí ve výšce 4,1 km nad mořem na úbočí velehory Pico de Orizaba. Jak uvedli S. Westerhoff aj. Observatoř tvoří 300 kovových válcových cisteren o průměrech 7,3 m a výškách 5 m, z nichž každá pojme 188 tis. litrů destilované vody. Zařízení registruje spršky kosmického záření, ale i z materializace párů pozitron-elektron, vytvořených v atmosféře z energetických paprsků gama díky Čerenkovovu záření, jež vzniká při průletu vysoce energetických elektricky nabitých částic pohybujících se ve vodě relativně nadsvětelnou rychlostí. Rozsah energetického spektra HAWC se překrývá s observatořemi VERITAS, H.E.S.S., MAGIC i IceCube a umělé družice Fermi. Vyniká širokým zorným polem 2 steradiány a rekordní citlivostí 50 miliKrabů v pásmu energií řádu TeV. V tomto pásmu bude moci pozorovat jak vysokoenergetické bodové a plošné zdroje v naší Galaxii, tak i objekty vzdáleného vesmíru včetně galaxií třídy AGN, GRB, magnetarů a potenciálně i nově identifikovaných typů kosmických objektů.
A. Abeysekara aj. využili rozestavěné aparatury HAWC k objevu maloplošné anizotropie v toku částic. Během intervalu od června 2013 do února 2014 získali údaje o směru příletu 50 mld. částic a nalezli tak tři oblasti na obloze o úhlových průměrech 10°, přičemž polohy dvou oblastí souhlasí se staršími měřeními aparatury MILAGRO a třetí oblast zase s nedávnými měřeními v projektu ARGO-YBJ.
S. Hong aj. ukázali, že vhodným prostředím pro urychlování částic kosmického záření na extrémně vysoké energie (EHE ≈10 – 100 EeV) mohou být periférie kup galaxií. Zatímco na okrajích většiny galaxií v kupě se z tohoto hlediska téměř nic neděje, tak vnější okraje kup jsou velmi bouřlivým prostředím, protože se v poslední době zjistilo, že z okolí kup proudí horký plyn v podobě úzkých vláken k okrajům kupy, Zde pak dochází k silné turbulenci v materiálu kup a nadzvukovým rázovým vlnám při Machových číslech 3 - 4, což vyvolává difúzní urychlování protonů na EHE.
R. Abbasi aj. zveřejnili výsledky pozorování částic EHE pozemními detektory v experimentu Telescope Array (TA; Millard County, Utah; 507 scintilačních detektorů; plocha 700 km2) za období let 2008-2013. Získali tak směry příletu pro 72 částic s energiemi >57 EeV a z toho 19 případů přišlo z "horké skvrny" o průměru 20°, s centrem o souřadnicích α = 9h50min; δ = 43,2°. Centrum se nachází jen 19° od supergalaktické roviny.
A. Aab aj. porovnali měření TA na severní polokouli s měřeními observatoře Pierra Augera na jižní polokouli za období od května 2008 do května 2013 s cílem odhalit případnou velkoplošnou anizotropii ve směrech příletu EHE částic. Žádnou anizotropii však v těchto datech nenašli. C. Dobrigkeitová aj. shrnuli hlavní výsledky observatoře Pierra Augera od prvních měření v r. 2004 až do roku 2013. Týkají se zejména výrazného zlepšení údajů o toku částic s energiemi 0,1 – 100 EeV, hmotnostního složení částic v závislosti na jejich energii a případné středněplošné anizotropie ve směrech, odkud částice přilétají z extragalaktických zdrojů. A. Romero-Wolf aj. oznámili, že se na observatoři Pierra Augera podařilo úspěšně zaznamenávat spršky EHE také v rádiovém pásmu elektromagnetického spektra v rozsahu frekvencí 200 – 1 200 MHz (vlnové délky 0,25 – 1,5 m). Tím se otevřelo nové okno pro souběžnou detekci spršek EHE na této hybridní observatoři.
X. Li aj. vyšli z předpokladu, že je již prokázána extragalaktické povaha rychlých rádiových záblesků (FRB) a usoudili, že tyto úkazy by mohly souviset s produkcí energetického kosmického záření o energiích ≈1 EeV. Podle jejich názoru vysoká četnost jevů FRB se dá vyložit jako příznak splývání neutronových dvojhvězd, takže tento úkaz může být odpovědný i za valnou část toku EHE kosmického záření.
D. Whiteson a M. Muelhearn z Kalifornské univerzity navrhli využít chytrých mobilních telefonů k detekci kosmického záření s energiemi >1 EeV v projektu občanské vědy CRAYFIS (Cosmic RAYs Found In Smartphones). Čipy CMOS elektronických kamer vestavěných do mobilů se totiž fyzikálně shodují s čipy používanými k detekci částic vznikajících při srážkách protonů v urychlovači LHC. Pokud se podaří do projektu zapojit stovky tisíc majitelů mobilů po celém světě, byl by to patrně průlom v nabírání dat pro tyto výjimečné, ale vzácné úkazy.
R. Cooke aj. nalezli absorpční čáry deutéria ve vodíkovém oblaku vzdáleném od nás 3,559 Gpc ve směru ke kvasaru SDSS J1358+6522 (vzdálenost 3,583 Gpc). Oblak se vyznačuje mimořádně nízkou metalicitou (Z = 0,13 % sluneční), takže poměr nuklidů D/H = 2,53.10-5 odpovídá jejich vzniku ve velmi raném vesmíru. To znamená, že hmotnost baryonů ve vesmíru přispívá ke kritické hustotě vesmíru pouhými 2,2 %. Kombinací této hodnoty s pozorovanými parametry reliktního záření autoři odvodili horní mez pro počet druhů lehkých fermionů (3,3 ±0,3), což téměř najisto vylučuje existenci čtvrtého (sterilního) neutrina.
C. Amole aj. měřili v atomové pasti ALPHA případné rozdíly mezi atomy vodíku a antivodíku, pokud jde o elektrický náboj. Z experimentů vyplynulo, že horní mez pro elektrický náboj atomu antivodíku je menší než 10-8 elementárního elektrického náboje, takže je prakticky jisté, že parametry vodíku a antivodíku se i v tomto bodě shodují.
Díky sedmiletému experimentu Borexino (278 t kapalného scintilátoru) v jeskyni pod pohořím Gran Sasso se podařilo G.. Bellinimu aj. určit pomocí nízkoenergetických neutrin ze Slunce parametry 4. větve protonově-protonového řetězce termonukleárních reakcí (TNR) v nitru Slunce. Hlavní větve přes 7Be a 7Li obstarávají 99,9 % zářivého výkonu TNR ve Slunci, takže jen nepatrný zbytek probíhá přes 7Be a 8B. Bórovou větví se však uvolňuje jen 0,01 % neutrin ze Slunce. Nízkoenergetická neutrina odnášejí >90 % zářivého toku Slunce (3,84.1026 W), takže každým čtverečním metrem povrchu Země projde za sekundu 1011 neutrin! Zbývá ještě určit podíl TNR pomocí cyklu CNO, jenž zatím hraje ve Slunci minoritní roli, protože teplota slunečního nitra není dost vysoká. Zatímco výkon všech větví protonově-protonového řetězce roste se 4. mocninou teploty, tak u cyklu CNO je závislost na teplotě nitra dramaticky vyšší (20. mocnina teploty!). To znamená, že hvězdy jen o něco málo teplejší než Slunce získávají energii v cyklu CNO. Současně je zřejmé, že TNR v nitru Slunce už spotřebovala téměř polovinu tamějších zásob vodíku, což je o to horší, že v zářícím jádru neprobíhá promíchávání se zásobárnou vodíku ve vnějších vrstvách Slunce.
Zajímavé výsledky začíná produkovat aparatura IceCube dobudovaná na konci roku 2010, jež začala registrovat průlety neutrin už od r. 2005. Měření až do konce r. 2012 nezachytila žádná neutrina, jež by vzniklá anihilacemi částic skryté látky, ale zato v srpnu 2011 a v lednu 2012 se podařilo zaznamenat neutrina s energiemi 1,0 a 1,1 PeV. Do poloviny r. 2014 zaznamenala aparatura již 28 vysokoenergetických neutrin v rozpětí energií 30 GeV - 1,1 PeV, což jsou energie až o 6 řádů vyšší než dodávala v maximu své jasnosti supernova 1987A v Magellanově mračnu.
F. Krauss aj. uvedli, že zmíněná PeV neutrina pocházejí z blazarů, neboť směry jejich příletů souhlasí s polohami šesti nejjasnějších blazarů přehlídky TANAMI (Tracking Active galactic Nuclei with Austral Milliarcsecond Interferometry), jež probíhá na jih od šířky -30° v Austrálii, Jižní Africe, Chile, Antarktidě a na Novém Zélandu. K podobnému závěru o blazarech jako zdrojích PeV neutrin dospěli také F. Padovani a E. Resconi, i když nevylučují, že by při nejistotě směrů příletu mohly za některé případy také pulsary, nebo galaxie s překotnou tvorbou hvězd. J. Joshi aj. ukázali, že je téměř vyloučeno, aby zmíněná neutrina přišla ze zdrojů v naší Galaxii. P. Ade aj. určili z měření družice Planck ostrou horní mez pro součet hmotností všech tří známých vůní neutrin: <0,26 eV/c2. Někteří odborníci soudí, že neutrina jsou ve skutečnosti Majoranovy částice, tj. jsou zároveň i antineutriny. Kdyby se to potvrdilo, tak by to představovalo velkou fyzikální revoluci.
M. Aartsen aj. z týmu IceCube zveřejnili údaje za 4 léta provozu aparatury na jižním pólu, přičemž v posledním roce už bylo v provozu všech 86 vláken s fotonásobiči v hloubkách od 1,5 km do 2,5 km. Aparatura je citlivá na neutrina prolétající Zemí ze severu s energiemi 1 TeV - 1 PeV a na neutrina přilétající z jižní oblohy s energiemi 100 TeV - 100 PeV. Autoři se pokusili porovnat směry příletů neutrin s polohami vhodných objektů (pozůstatky po supernovách, aktivní jádra galaxií), ale žádnou shodu nenašli. Podobně podle F. Hazena nenašli žádnou korelaci mezi 28 neutriny s energiemi >60 TeV a energetickými částicemi v kosmickém záření.
M. Livio a J. Silk komentovali dosavadní neúspěchy experimentů hledajících interakci hypotetických částic skryté látky (dark matter) s látkou zářící. Neuspěl experiment LUX v dole Homestake v Jižní Dakotě, ale ani urychlovač LHC, jenž nenašel částice předvídané supersymetrickou teorií. Jistou naději skýtá hmotový spektrometr AMS-02 na Mezinárodní kosmické stanici a pokročilý experiment LUX ZEPLIN v Homestake. Odhad hmotnosti pro částice WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) zprostředkující interakci mezi zářící a skrytou látkou dává ovšem hodnoty řádu 104 hmotnosti protonu! Autoři se domnívají, že největší naději na úspěch mají aparatury, které dokáží registrovat energie v rozsahu 1 – 100 TeV, v němž pracují kromě již zmíněných aparatur také teleskopy H.E.S.S., budoucí CTA (Cherenkov Telesope Array) i družice Fermi a PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics). Pokud se však během příštího desetiletí nic neobjeví, nejspíš nezbude než se pustit do revize gravitační teorie.
Jistou naději nabídli čínští fyzikové, kteří vybudovali nejhlubší podzemní laboratoř pro tyto citlivé experimenty CJPL (China JinPing underground Laboratory) v hloubce 2,4 km pod povrchem země. Jde ovšem o relativně malou jeskyni o objemu 4 tis. m3. V budoucnu ji však chtějí zvětšit na 120 tis. m3, což by ji klasifikovalo jako ideální prostor pro studium vlastností neutrin, hledání interakcí s částicemi skryté látky a výzkum podmínek v raném vesmíru.
Definice řady fyzikálních jednotek soustavy SI je stále neuspokojivá, což vadí čím dál tím více jak na Zemi, tak také ve vesmíru. E. Reich zveřejnil počátkem roku 2014 zprávu, že se chystají nové definice hned několika jednotek, tj. elektrického proudu (ampér), hmotnosti (kg), látkového množství (mol) a teploty (kelvin). Snahou fyziků je, aby se tyto základní jednotky soustavy SI definovaly pomocí přírodních konstant, tj. elektrického náboje elektronu (e), Planckovy konstanty (h), Avogadrova čísla (A) a Boltzmannovy konstanty (k). Největší problém má ovšem gravitační konstanta (G), jejíž hodnota je známa s přesností pouze ±5.10-4. Kromě toho jsou soudobá měření zřejmě zatížena i systematickými chybami. G. Rosi aj. ukázali, že k vyšší přesnosti G by pomohly atomy ochlazené téměř na 0 K a atomová interferometrie využívající principů kvantové mechaniky. Ke změnám v definici konstant i metodice jejich určování patrně dojde po projednání příslušnými organizacemi v r. 2018.
S. Sturm aj. dosáhli rekordní přesnosti v určení hmotnosti elektronu: me = 0,000 548 579 909 067 a.j. s přesností 3.10-11. A. Mooser aj. změřili po 40 letech poprvé přímo magnetický moment protonu μp = 2,792 847 350 s přesností 3.10-9 (760krát lepší než dosavadní nepřímé metody). Moment protonu je ovšem 658krát menší než magnetický moment elektronu, který známe s přesností 3.10-13. H. Rahmani aj. využili pozorování zakázaných emisních čar [O III] u 2347 kvasarů s červenými posuvy 0,02 - 0,74 ke čtyřnásobnému zvýšení přesnosti v určení konstanty jemné struktury α, která je nyní známa s přesností 2.10-5, a je stálá v intervalu posledních 7 mld. let. K pokroku došlo při měření velikosti narušení parity ve slabé jaderné interakci; nová hodnota měřená při rozptylu elektronů na kvarcích je pětkrát přesnější než původní z r. 1979. Jestliže se daná částice pohybuje určitým směrem a přitom rotuje ve směru pohybu hodinových ručiček, jde o levoruké částice. Tyto částice vnímají ovlivnění slabou interakcí, na rozdíl od týchž pravorukých částic. Antičástice se chovají právě opačně.
B. Bloom aj. přišli se zlepšením atomových hodin, když atomy cesia nahradili atomy stroncia. Zatímco současné cesiové hodiny se rozejdou o 1 sekundu za 138 mil. roků, tak stronciové vykáží stejnou chybu za 5 mld. let, což je více než dosavadní stáří Sluneční soustavy. Taková přesnost i stabilita se hodí jak pro distribuci přesného času, protože nové hodiny budou pracovat na optické frekvenci na rozdíl od dosavadních mikrovlnných, tak také pro ověřování jemných efektů obecné teorie relativity. Pravděpodobně to povede časem i k nové definici sekundy atomového času (AT). Přesto M. Lukin navrhuje konstrukci globální soustavy atomových hodin na principu kvantového provázání, jež by byly ještě přesnější než nejlepší atomové hodiny.
J. Aasi aj. zhodnotili současný stav pokusů o hledání gravitačních vln přehlídkou rotačních period zejména mladých milisekundových pulsarů, ale též pozemních aparatur LIGO a Virgo. Přestože v hledáčku rádioteleskopů bylo celkem 195 pulsarů, žádný signál se stále nepodařilo získat. Podobně je tomu s velmi rozsáhlými aktivitami na severní i jižní polokouli. Zdá se, že bude potřebí zvýšit citlivost aparatur minimálně o tři řády, tedy na tisícinu průměru protonu!
Přesto jsou L. Lehner a F. Pretorius optimisty, aspoň pokud jde o obecnou teorii relativity. Existuje totiž řada důvodů, proč musí gravitační vlny existovat. Rozhodně je vyzařují kompaktní velmi hmotné dvojhvězdy tvořené masivními hvězdami, ale vznikají též při splývání hmotných objektů, akrecí na černé díry a gravitačním hroucení hvězd a nadhvězd, prostě vždy, kdy se hmotné objekty pohybují v silných gravitačních polích rychlostmi blízkými rychlosti světla. L. Singer aj. připomněli technologický průlom v přesnosti měření aparatur LIGO a Virgo, který by se měl projevit v letech 2015-16 prvními objevy splývajících hmotných složek těsných kompaktních (nejlépe neutronových) hvězd Už v r. 1986 předpověděl B. Paczynski, že takové úkazy budou doprovázeny efekty i v oboru elektromagnetického záření a jako příklad uvedl vzplanutí GRB.
Velmi složitá je i situace v kvantové mechanice, která zápolí s řadou koncepčních problémů, což řešili velikáni minulého století (zejména N. Bohr, M. Born, W. Heisenberg a A. Einstein) odkazem na metafyziku současnosti a roli pozorovatele a jeho svobodné vůle. Po r. 1980 se začala rozvíjet kvantová optika, jež vedla k objevu kvantově provázaných stavů vzdálených částic a kvantové kryptografii. C. Fuchs a R. Schack v letech 2002-2013 přišli s otázkou, je-li kvantová teorie pouhá matematika, anebo popisuje skutečné objekty. Kvantová nelokalita je opravdu záhada stejně jako odpověď na otázku, co to je "teď" jako rozhraní mezi minulostí a budoucností; nazývá se to "šovinismem současnosti". Nejlépe to vystihl G. Wiseman: "Kvantové provázání stavů nás učí, jak lze nemožné učinit možným".
V experimentálním využívání kvantové kryptografie vykazuje největší pokrok Čína, jejichž vědci a technici přenesli úspěšně kvantový klíč a data do vzdálenosti 2 tis. km (Peking - Šanghaj) při přenosové frekvenci 2 GHz. K přenosu ovšem potřebovali 32 uzlů pro zesílení signálu. Optické vlákno však může souběžně přenášet až 160 kanálů rychlostí 40 Gb/s. V blízké budoucnosti chtějí čínští odborníci využít této technologie bezdrátově mezi pozemním vysílačem a přijímačem na kvantovém satelitu.
V pozadí těchto debat je dlouhodobě marná snaha o sjednocení kvantové teorie s obecnou relativitou. Neexistence fyziky popisující vnitřek černých děr je dalším balvanem a jejich propojení červími dírami, jejichž šířku určuje kvantová provázanost stavů, zní jako čirá geometrie. Když v r. 1964 ukázal J. S. Bell svými proslulými nerovnostmi, že kvantové provázání stavů není v souladu s principy lokality (měření v bodě A nemůže být ovlivněno tím, že mám měřící přístroj ve vzdáleném bodě B) a realismu (realita nezávisí na tom, co měřím nebo co pozoruji). Jelikož Bellovy nerovnosti evidentně platí, měli bychom se aspoň jednoho principu vzdát. Na druhé straně je podivné, že ačkoliv povaze kvantové mechaniky nikdo nerozumí, jsme schopni na základě "podivné" matematiky vyvinout nové přístroje, například kvantové počítače. V komunitě teoretických fyziků získává váhu přesvědčení, že v 90. letech XX. století proběhla II. kvantová revoluce, která má zásadní filosofické důsledky pro naši představu o povaze přírody.
G. Ellis a J. Silk však varovali, aby obtížnost problému nevedla k opouštění základního principů bádání v přírodních vědách, že totiž každá nová teorie musí být podrobena experimentální nebo pozorovací kontrole. Kritizovali například rozličné variace strunových teorií, které jsou sice elegantní, ale naprosto netestovatelné. Na strunových teoriích také závisí populární koncepce mnohostí vesmíru (domněnka multiversa). Již velký matematik David Hilbert (1862-1943) varoval: "Ačkoliv nekonečno potřebujeme, aby byla matematika úplnou; ve fyzikálním vesmíru se nic takového nevyskytuje!"
C. Scharf se domnívá, že život ve Sluneční soustavě začíná pokaždé na dnech vodních oceánů. Mnohé měsíce Jupiteru a Saturnu mají téměř určitě hluboko pod povrchem rozsáhlé oceány tekuté vody, jež je ohřívána slapovým třením, radioaktivními horninami a dokonce Rossbyho vlnami, vznikajícím vinou výstřednosti oběžných drah. Autor odhaduje, že objem vody v těchto tělesech je 16krát vyšší než na Zemi. I na Zemi jsme díky B. Christnerovi a J. Priscuovi získali údaje o 4 tis. druhů živých baktérií, které úspěšně přežívají v antarktickém jezeře v hloubce 800m pod ledovým příkrovem, čili zcela bez slunečního světla.
F. Harold se zamýšlel nad historii vzniku a rozšíření živých buněk na Zemi. I on se domnívá, že prvotní život vznikl v okolí hydrotermálních vývěrů ("černých kuřáků") na dně oceánů. Nejprve vznikaly kyselé a zásadité membrány a gradient toku protonů mezi nimi byl zdrojem životodárné energie. Nejpozději před 4 mld. let k tomu přispěla tekutá voda, takže asi před 3,5 mld. let se objevily první známky života v australských horninách.
A. J. Oparin a J. B. Haldane uvažovali před 80 lety o vytváření aminokyselin z methanu, čpavku, vodíku a vodní páry. V uhlíkatých chondritech se nacházejí jak aminokyseliny, tak i lipidy a nukleotidy, z nichž mohou spontánně vznikat nukleové kyseliny a polymerizací či kombinacemi z nich vzniknou krátké úseky RNA. Nosičem energie se stává adenosin trifosfát ATP umožňující polymerizaci aminokyselin na bílkovinu. Dospělý člověk se skládá z přibližně 100 biliónů eukaryotických buněk. W. Martin upozornil, že v době, kdy vznikl život na Zemi, ještě nebyl v zemské atmosféře žádný kyslík, takže první organismy se bez něho musely obejít a éra života pokračovala od té doby spojitě bez přerušení.
J. Szcepanski a G. Joyce patrně našli vysvětlení, jak se mohly začít rozmnožovat makromolekuly RNA v prebiotické éře Země. Současné molekuly RNA jsou výhradně pravotočivé, ale autoři usoudili, že původně se vyskytovaly také levotočivé RNA. Když laboratorně syntetizovali pravotočivé molekuly RNA a propojili je s levotočivou RNA, tak po 16 generacích dosáhli urychlení reakce o 6 řádů, čili makromolekula si pomohla k rozmnožování svým vlastním zrcadlovým obrazem.
A. Cobbová a R. Pudritz upozornili, že uhlíkaté chondrity jsou vlastně automatické kosmické lodi, jež přivážejí svědectví o zastoupení a četnosti aminokyselin na tělesech Sluneční soustavy. Autoři tak dokázali klasifikovat tyto chondrity podle teploty a dalších fyzikálních okolností jejich vzniku. Podle očekávání nejvyšší pestrost a četnost druhů aminokyselin našli v případech, kdy chondrity pocházely z vodných roztoků.
M. Ferus aj. zveřejnili výsledky svého pokusu, kdy pomocí výkonného laseru napodobili podmínky, které panovaly na Zemi v době těžkého bombardování v prvních stovkách milionů let po jejím vzniku. Ukázali, že tam vznikaly molekuly formamidu, jehož disociace dala vznik radikálům CN a NH, které dalšími reakcemi s formamidem mohly vytvořit čtyři nukleové báze (adenin, guanin, cytosin a uracil).
J. Yang aj. studovali vliv rotace planet na její začlenění do ekosféry dané hvězdy. Pomalu rotující planety typu Venuše mohou mít pozemské klima i při téměř dvojnásobku ozářením povrchu Sluncem v porovnání se Zemí. Na pomalu rotujících planetách nehrají roli Coriolisovy síly, a naopak dlouhé trvání denního světla zvyšuje konvekci v substelárním pásmu. Proto tam vzniknou opticky tlustá mračna v atmosféře, jež zvýší albedo planety, takže pod mračny v tropech je útulně teplo. Kdyby např. Země se svou současnou atmosférou, ale pomalou rotací jako Venuše se ocitla na její dráze, tak by byla téměř určitě obydlitelná. Jestliže však Venuše původně rotovala rychle, tak ji potkalo globální oteplování v podobě překotně rostoucího skleníkového efektu, protože mračna by tam snižovala albedo jen v úzkém pásu kolem rovníku. Atmosférická cirkulace a rozložení i typy oblaků mají proto výrazný vliv na obydlitelnost dané planety.
Podobným tématem se také zabývali R. Kopparapu aj., když modelovali ekosféry pro hvězdy s rozmezím efektivních teplot 2,6 – 7,2 kK a hmotnostmi exoplanet 0,1 – 5 Mz. Uvažovali atmosféry s různým zastoupením N2 a převahou vodní páry, anebo CO2. Pokud je zastoupení vodní páry příliš silné, tak se odsouvá vnitřní okraj ekosféry dále od mateřské hvězdy, protože nastává překotný skleníkový efekt. Vnější okraj ekosféry se však nemění, protože překotný skleník je vyrovnáván větším albedem mraků. Obecně také platí, že rozsah ekosféry závisí přímo úměrně na hmotnosti uvažované planety. G. Valle aj. uvedli, že hranice ekosfér závisejí též na hmotnosti a metalicitě hvězd nižších hmotností i zastoupení hélia, čímž se vnitřní i vnější hranice ekosfér posouvají oběma směry až o 30 %.
T. Piran a R. Jimene varují, že obecnou hrozbou pro život ve vesmíru jsou výbuchy zábleskových zdrojů záření gama (GRB), které dokonale sterilizují rozsáhlé oblasti galaxií. Pokud jde např. o naši Galaxii, tak život se nemůže rozvinout ve vzdálenosti <4 kpc od centra, kde je počet GRB nutně nejvyšší. Teprve vzdálenost >10 kpc od centra je bezpečná, takže i naše Sluneční soustava může být během existence Galaxie sterilizována. V raném vesmíru byla vzdálenost mezi galaxiemi malá, takže riziko ozáření GRB vyšší. Autoři odtud uzavírají, že první život ve vesmíru se mohl objevit teprve před 5,2 mld. let, a že jen 10 % galaxií může mít planety, na nichž život může existovat.
E. Bainesová aj. využili obřího optického interferometru NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) Námořní observatoře USA na Anderson Mesa v Arizoně ke změření úhlových průměrů 10 starších podobrů a obrů sp. tříd GO IV až K2 III ve vzdálenostech 3,6 – 100 pc. Vzdálenosti z katalogu družice HIPPARCOS a úhlová měření NPOI pak umožnila změřit poloměry zmíněných hvězd v rozmezí 0,8 – 12 R☉; teplot 4,4 – 6,1 kK a zářivých výkonů 0,5 – 97 L☉. Interferometr se neustále modernizuje, takže zatím se používaly základny o délkách 16 – 79 m; brzy k nim však přibude základna dlouhá rekordních 432 m a další ramena v různých azimutech. Obrazy pozorovaných hvězd se do interferometru přenášejí siderostaty o průměru zrcadel 0,5 m a interferometr pracuje v 16 spektrálních kanálech v pásmu 550 – 850 nm. Obraz hvězdy se exponuje 0,5 minuty a poloha interferenčních proužků se zjišťuje každé 2 milisekundy.
V laboratoři pro rotující zrcadla v Tucsonu v Arizoně bylo v říjnu 2012 ukončeno leštění prvního 8,4m zrcadla pro obří reflektor GMT (Giant Magellan Telescope) na Las Campanas v Chile (2,5 km n.m.; -29° j.š.). Přesnost tvaru povrchu zrcadla dosahuje ±10 nm. Rotační pec měla 5 obrátek/min při teplotě skloviny 1 165 °C. Po skončení této operace se zrcadlo poměrně rychle ochladí na 650 °C. GMT dostane postupně 7 takových zrcadel (jedno bude sloužit pro výměny během postupné obnovování pokovení ostatních šesti), ale již se 4 zrcadly se stane kolem r. 2021 největším dalekohledem světa. Jeho výsledná sběrná plocha dosáhne 368 m2 a jeho úhlová rozlišovací schopnost překoná rozlišení HST 10krát. Náklady na pořízení teleskopu se odhadují na 880 mil. dolarů a z toho 40 mil. dolarů zaplatí Výzkumná nadace ze Sao Paula v Brazílii.
Ještě větším obrem na jižní polokouli se v r. 2024 stane teleskop E-ELT (European Extremely Large Telescope) s průměrem segmentovaného zrcadla 39,2 m, který bude umístěn na hoře Armazones v sev. Chile (3,06 km n.m.; -25° j.š.). V červnu 2014 byl výbušninami srovnán vrchol hory, aby vznikla dostatečně velká plošina pro obří stroj. Téměř 800 hexagonálních zrcadel bude mít průměry 1,4 m a tloušťky jen 50 mm. Sekundární zrcadlo o průměru 4,2 m bude vybaveno zezadu 6 tis. aktuátory adaptivní optiky. Stav atmosféry v zorném poli bude proměřovat 8 lidarů s frekvencí oprav 1 kHz. Cena přístroje vybudovaného konzorciem členských států ESO dosáhne 1,2 mld. euro.
N. Vogt aj. zkonstruovali robotický hledač exoplanet APF (Automated Planet Finder) pro 2,4m reflektor a Levyho spektrometr na observatoři Mt. Hamilton v Kalifornii. Jde o ešeletový systém pracující v rozmezí vlnových délek 374 – 970 nm a pro pásmo 560 nm vykazuje účinnost objevování 15 %. Přesnost měření radiálních rychlostí je totiž lepší než 1 m/s.
B. Balasubramanian a R. Cabanac zdůraznili, že velký pokrok ve zhotovování asférické optiky i přesnosti navádění dalekohledů umožňuje konstrukci dalekohledů, které nemají žádné stínění sekundárními zrcadly a jejich nosiči a dokáží ostré zobrazování až do vzdálenosti 50 obl. minut od zkoumaného objektu. Jak uvedl P. Hickson, nová generace systémů adaptivní optiky s více lasery pro umělé hvězdy v zorném poli a s počítačovým potlačením světla hvězdy v případě, že chceme zobrazit okolní exoplanety, rovněž výrazně zlepšuje možnosti astronomických pozorování. Dobrým příkladem pokroku je nová kamera GPI pro 8m teleskop Gemini-S, která dokázala v lednu 2014 zobrazit exoplanetu b u hvězdy β Pictoris. Podobně výkonná je i nová kamera SPHERE u dalekohledu VLT ESO.
Na observatoři Skalnaté Pleso byl instalován nový reflektor od firmy Astelco o průměru primárního zrcadla 1,3 m. Má altazimutální montáž a dvě Nasmythova ohniska. V jednom se nacházejí kamera pro vizuální a infračervená pozorování a ve druhém spektrograf. V Ondřejově byl v říjnu 2014 uveden do chodu 0,6m robotický reflektor Blue Eye 600, který vyprojektovala firma ProjectSoft ve spolupráci s Astronomickým ústavem UK. Jde o systém Ritchey-Chrétien se světelností 1:5 a kamerou CCD s filtry BVRI.
H. Teplitz aj. zveřejnili v červnu 2014 výsledek dlouholetého (2003-2012) snímkování vybraného pole HUDF v souhvězdí Chemické pece (souřadnice 033240-274729). Využili k tomu snímků z kamer ACS a WFC3, jež pokrývají spektrální pásmo od ultrafialové do infračervené oblasti. Expozice zabrala celkem 841 oběhů a na snímku se zobrazilo na 10 tisíc většinou velmi vzdálených galaxií, z nichž některé byly zachyceny ve stáří jen cca 450 mil. let po VT.
Spitzerův kosmický teleskop (SST) vypuštěný NASA v r. 2003 pracoval až do května 2009 v "studeném" režimu díky chlazení zrcadla kapalným héliem na teplotu 5,5 K, takže pokrýval infračervené spektrální pásmo 3,6 – 160 μm pro zobrazování i spektroskopii. Byl naveden na sledovací heliocentrickou dráhu, při níž se každý rok vzdálí od Země o 0,1 au. Přesto stále pracuje v "teplém" režimu při teplotě 30 K díky pasivnímu chlazení a může tedy pozorovat v pásmech 3,6 a 4,8 μm.
V r. 2009 byla vypuštěna veleúspěšná družice Kepler, jež objevuje exoplanety metodou tranzitů, zkoumá pomocí asteroseismologie vnitřní stavbu hvězd a nalézá zejména zákrytové dvojhvězdy, ale i jiné proměnné hvězdy. Až do května 2013 sledovala opakovaně asi 155 tis. hvězd v hvězdném poli souhvězdí Labutě, Lyry a Draka. Pak se však porouchalo třetí reakční kolo potřebné k přesné pointaci družice, čímž tento program (K1) skončil. Odborníci NASA však vymysleli koncem r. 2013 způsob, jak třetí kolo nahradit tlakem slunečního záření s využitím směru vanutí slunečního větru. V květnu 2014 byl po testování NASA nový program označený K2 schválen. Přesnost nastavení sice mírně klesla, a družice se musí vždy po ≈75 dnech namířit do jiného pole, aby Slunce nezačalo svítit na optiku. Program K2 probíhal od května 2014 velmi zdařile - postupně se družice Kepler zaměřila na anticentrum Galaxie, dále na její severní polární čepičku, centrum Galaxie a její jižní polární čepičku. Odhady praví, že program může pokračovat až do vyčerpání paliva pro stabilizační trysky až do r. 2018.
Mezi kosmické teleskopy lze v jistém smyslu započítat i projekt SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; NASA a německá DLR), který po velmi strastiplném vývoji a překračování rozpočtu kvůli technickému problému, jak zabránit turbulencím u otevřeného čtvercového 3m otvoru na boku trupu letadla Boeing 747SP, úspěšně absolvoval v r. 2014 letové zkoušky. Celý projekt ovšem přišel na 1,25 mld. dolarů! Chlazené zrcadlo o průměru 2,5 m lze vynášet do výšky téměř 14 km, kde už téměř nevadí obsah vodní páry jako překážka pro infračervená pozorování oblohy, V této výšce může dalekohled pozorovat v pásmu 1 – 655 μm. Od r. 2015 tak mohl začít vědecký provoz projektu, který měl být ovšem velmi drahý - 78 mil. dolarů/r. Proto kongres drasticky snížil dotaci na pouhých 12 mil. dolarů/r, což nestačí ani na zakonzervování stroje. Naštěstí zakročil Senát a pro r. 2015 přiřkl projektu 87 mil. dolarů. Podle P. Temiho aj. bude SOFIA v provozu po dobu 20 let zejména pro studium úkazů, které jsou pozorovatelné jen z omezených geografických poloh na Zemi (zákryty hvězd planetkami nebo Plutem apod.)
Do tohoto odstavce zatím patří velká záhada zábleskových zdrojů rádiového záření FRB (Fast Radio Bursts), protože - jak to u nečekaných objevů bývá - zatím nevíme, v jaké vzdálenosti od Země tyto jevy vznikají. V červnu 2014 uveřejnil J. Katz studii, v ní soudil, že vůbec nejde o astronomický jev, ale o nějaké rušení v atmosféře, např. blesky, průlety bolidů, anebo parazitní signály ve vedlejších lalocích vyzařovacího diagramu radarů. Dokonce to prý může vyvolávat i samotná elektronika potřebná k řízení moderních rádioteleskopů, anebo mikrovlnné trouby v budově observatoře. Disperzní míra FRB bývá totiž téměř stejná v rozmezí 350 – 450 pc/cm3, takže nemůže jít o příliš velké vzdálenosti zdrojů. Podezřelá je i skutečnost, že všechna dosavadní měření pocházejí z jediné 64m paraboly v Parkesu v Austrálii.
Podobně P. Saint-Hilaire aj. soudí, že jde o pozemské signály, protože na rádiové aparatuře v Bielenu ve Švýcarsku objevili prohlídkou záznamů za 2,5 roku 5 případů intenzivních rádiových impulsů, jež pokaždé přišly v pozdním dopoledni. Proto se přiklonili k závěru, že šlo o tzv. perytony pozemského umělého původu. K perytonovému vysvětlení se připojili také I. Dodin a N. Fisch, kteří však navrhli, že jde sice o pozemský úkaz, ale přesto přírodní povahy, totiž o mechanismus spojený s výskytem kulových blesků! Autoři dokonce navrhli testy, jak tuto souvislost potvrdit či vyvrátit. K perytonové domněnce se přihlásili i S. Kulkarni aj. ve velmi důkladném rozboru zveřejněném v prosinci 2014. Jak uvedli, z výsledku pozorovacích studií D. Lorimera aj., E. Keaneho aj. a D. Thorntona aj. vyplývá, že četnost jevů FRB dopadajících na zeměkouli, by musela být neuvěřitelně vysoká (řádu 104 úkazů/den), pokud by přicházely z vesmíru. Proto se přiklonili k perytonové domněnce, tj. že jde o přírodní úkazy v zemské atmosféře, které se objevují v různých výškách nad povrchem Země.
Hned následující článek v témže čísle amerického časopisu Astrophysical Journal z pera Z. Zhenga aj. však dospívá ke zcela protichůdnému závěru, že jevy FRB pocházejí z hlubokého vesmíru a mohou tedy poskytnout jedinečné údaje o intergalaktickém prostředí v dávné minulosti vesmíru. Zmíněná vysoká frekvence úkazů pak podle názoru autorů povede v blízké budoucnosti k potvrzení kosmologických vzdáleností FRB, což se stane odrazovým můstkem pro pochopení mnoha fyzikálních procesů v různých etapách vesmírného vývoje.
Ostatně již v červenci 2014 zjistili E. Petroff aj., že FRB se přednostně vyskytují ve vysokých galaktických šířkách mimo opomíjené pásmo v rovině naší Galaxie, což naznačuje jejich extragalaktický původ. Australští radioastronomové věnovali 1157 h pozorovacího času hledání FRB v opomíjeném pásmu na frekvenci vodíkové čáry 1,4 GHz, leč bezvýsledně.
Navíc mají podle D. Thorntona aj. všechny FRB extrémně vysoké dispersní míry až 1 100 pc/cm3, a přitom neuvěřitelně velké rádiové toky 0,6 – 8,0 Jy. (Thornton je autorem zkratky FRB.) Koncem roku 2014 oznámili S. Burkeová-Spolarová a K. Bannister, že v archivu radioteleskopu v Parkesu našli ve střední galaktické šířce další FRB 011025, jenž předchází zmíněné identifikace o celých 10 let. Autoři zdůraznili, že tento objev dává jasné vodítko pro extragalaktický původ dosud zaznamenaných jevů FRB, čili lokální domněnka o zdrojích v naší Galaxii je mrtvá.
Následně hned v srpnu 2014 oznámili L. Spitlerová aj., že několik FRB zaznamenali také u 305m radioteleskopu v Arecibu. Prohledávali totiž archivy přehlídek pulsarů a našli v nich několik případů FRB s trváním řádu milisekund a vysokou dispersí. To naznačuje, že jde nejspíš o úkazy ve vzdáleném vesmíru, které v případě identifikace mohou posloužit jednak k objasnění, jaký fyzikální mechanismus je jejich příčinou, ale také k podrobnému studiu fyzikálních poměrů v obrovských intergalaktických prostorách. Autoři soudí, že může jít o projevy vypařování černých děr, splývání binárních neutronových hvězd, anebo o erupce na povrchu hvězd se silnými magnetickými poli.
Fantazii teoretiků se zatím meze téměř nekladou, jak ukázali zejména A. Loeb aj., kteří nabízejí modely erupcí na trpasličích hvězdách třídy M v naší Galaxii nebo výbuchy způsobené interakcemi dotykových těsných dvojhvězd. Tento námět však vzápětí kritizoval B. Dennison, protože zmíněné disperse signálů FRB téměř určitě pocházejí z průchodu signálu velmi zředěným intergalaktickým prostředím, takže ve skutečnosti musí jít o úkazy vzdálené řádově gigaparseky. Tomu též nasvědčuje okolnost, že pozorované FRB se vyhýbají opomíjenému pásmu naší Galaxie. S monitorováním úkazů FRB započali také T. Ceonen aj. na evropském interferometru LOFAR, kteří v přehlídce na nízké frekvenci 140 MHz (2,14 m) na ploše 1,4 tis. čtv. stupňů oblohy našli 65 pulsarů, ale zatím žádný úkaz FRB. LOFAR se v r. 2014 rozšířil o polskou rádiovou observatoř u Borowiece v sev. Polsku, která je vzdálena od centra v Holandsku plných 1,55 tis. km.
M. Reid a M. Honma uvedli, že současné radiointerferometrie dokáže měřit paralaxy zdrojů v naší Galaxii s přesností ±10 mikrovteřín a vlastní pohyby okolních galaxií s přesností ±1 mikrovteřina/rok. To dává jedinečné možnosti, jak zkoumat vznik hvězd i jejich pozdní vývojové fáze a také odhalovat černé díry i veledíry a určovat tak jejich parametry. Poprvé máme vhodné nástroje pro objektivní sledování struktury a vývoje Galaxie i členů Místní soustavy galaxií, zpřesnění Hubbleovy konstanty a ověřování důsledků obecné teorie relativity s nebývalou přesností.
Kromě pozemních radiointerferometrů VLBI a VLBA o základnách dlouhých až 9 tis. km se podle J. Kovaleva aj. a N. Kardašova aj. začíná uplatňovat i kosmický radiointeferometr Radioastron, jenž vypustila ruská kosmická agentura v červenci 2011. Počáteční přízemí své dráhy měl ve vzdálenosti 4 tis. km a odzemí 768 tis. km, při sklonu 51,5° a oběžné době 28h. Dráha se ovšem dlouhodobě mění a stáčí vůči přímce apsid, takže v r. 2013 se přízemí pohybovalo mezi 7,5 – 75 tis. km a odzemí mezi 270 – 333 tis. km. V odzemí, kde se Radioastron pohybuje nejpomaleji, je tak délka základny v kombinaci s pozemními radioteleskopy o 1,5 řádu lepší než u pozemských radiointerferometrů
J. Villadsenová aj. oznámili, že pomocí rádiového interferometru VLA K. Janského objevili na frekvenci 34,5 GHz (8,7 mm) tepelné rádiové záření u blízkých hvězd tau Cet (sp. G8; 3,7 pc), éta Cas A (G0; 6,0 pc) a 40 Eri (K0; 5,0 pc). Všechny tři hvězdy vykazují jasovou teplotu ≈10 kK, stejnou jako u Slunce. Jde asi o tepelné volno-volně přechody elektronů v chromosférách, a možná i v korónách zmíněných hvězd.
D. McComas aj. shrnuli výsledky pětiletého pozorování velmi úspěšné umělé družice Země IBEX, kterou vypustila NASA a jež začala v r. 2009 pracovat na velmi protáhlé eliptické dráze s přízemím 86 tis. km a odzemím 260 tis. km od centra Země. Sklon dráhy činí 46° a družice obíhá Zemi v periodě 8,7 dne a je stále v provozu. Jejím cílem je měřit četnost a prostorové rozprostření neutrálních atomů v okolí Země za hranicí její magnetosféry. Během let 2009-2012 se četnost výskytu takových atomů zmenšovala úměrně tomu, jak slábl sluneční vítr. Kromě toho však měření ukázala, že místní interstelární prostředí se podílí na výskytu neutrálních atomů interstelárního původu, jež vnikají do heliosféry velmi hluboko, tj. až do okolí Země. Záhadou zůstává původ úzké jasné "stuhy" neutrálních atomů, která se táhne po celé obloze, jejíž intenzita na jižní polokouli je víceméně konstantní, ale na severní polokouli "plápolá". Zdá se, že zdroj na severní polokouli se nachází daleko a možná až v lokálním interstelárním prostoru.
V prosinci 2013 ESA vypustila astrometrickou družici Gaia, která se usadila v okolí bodu L2 v únoru 2014 s cílem po dobu minimálně 5 let měřit paralaxy a vlastní pohyby ≈1 mld. hvězd naší Galaxie, a k tomu navíc objevovat planetky Sluneční soustavy a exoplanety metodou tranzitů. Po technické fázi, v níž se testovaly a ladily jednotlivé uzly observatoře, započal vědecký program družice koncem července 2014.
Agentura Roscosmos vypustila v červnu 2014 z letecké základny Dombarovskij v jižním Rusku pomocí rakety Dněpr 37 umělých družic sestrojených v 17 státech světa, což je nový rekord. Koncem roku 2013 přistálo na Měsíci čínské automatické solární vozítko (šestikolka), vybavené spektrometrem, dvěma kamerami a dalekohledem k pozorování plazmasféry Země. Dostalo jméno Yutu (nefritový králík) a i když mělo brzy potíže s pohybem, dokázalo po celý rok 2014 přenášet na Zemi ostré kvalitní snímky povrchu Měsíce. Přežívalo dokonce i dlouhá období mrazu až -180°C během měsíčních nocí.
V lednu 2014 technici ESA probudili z 2,5letého přezimování kosmickou sondu Rosetta směřující ke kometě 67P (Čurjumov-Gerasimenková) a také modul Philae, určený k měkkému přistání na jádru komety. Sonda se dostala do gravitační náruče komety začátkem srpna 2014 a uskutečnila pak řadu úprav své dráhy, takže počátkem září se usadila na nízké oběžné dráze kolem jejího jádra ve vzdálenosti asi 30 km od komety. V té době technici dokončili výběr místa na jádře komety, kde by mohl přistát modul Philae. Přistání modulu se uskutečnilo 12. listopadu 2014, přičemž modul se blížil ke kometě rychlostí <1 m/s. I když přidržení modulu na tělese o tak nízké hmotnosti během doteku modulu s relativně hladkým povrchem bylo nezávisle zabezpečeno vystřelením harpun, zavrtáním šroubů do regolitu jádra, a ještě malou reaktivní raketou, jež měla zabránit případnému odskoku modulu odrazem od drsného povrchu, nic z toho nezafungovalo, takže modul se odrazil při prvním dotyku s jádrem komety bezmála únikovou rychlostí, ale nakonec se vrátil po balistické dráze k jádru a odrazil se podruhé, byť už do menší výšky. Teprve při třetím pokusu o přistání se modul zaklesl ve na okraji strmého útesu a vinou stínu a náklonu o 30° nemohl dobíjet naplno solární panely, takže fungoval jen po dobu činnosti klasických chemických baterií. Naproti tomu samotná Rosetta pracovala bez problémů, jen se musela postupně od komety vzdalovat, jak se blížila do přísluní a začala produkovat více plynu a zejména prachu i větších částeček.
Počátkem listopadu 2013 odstartovala první indická sonda k Marsu nazvaná Mangalyaan (Mars Orbiter Mission) a zaparkovala na oběžné dráze kolem Marsu koncem září 2014. V polovině listopadu vyslala NASA svou sondu MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution), která se dostala na eliptickou parkovací dráhu kolem Marsu také koncem září 2014. Má za úkol zkoumat zejména zředěnou atmosféru planety z výšek 125 – 6 100 km, ale také vlastnosti slunečního větru v okolí planety. Obě sondy se také ihned zapojily do komplexního výzkumu průletu komety C/2013 A1 Siding Spring, jejíž jádro se přiblížilo k Marsu 19. října 2014 na minimální vzdálenost 132 tis. km.
D. Boroson a B. Robinson referovali o prvních pokusech NASA využít pro komunikaci se sondami laserových paprsků namísto obvyklého rádiového spojení. K tomu cíli využili měsíční sondy LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer) k oboustrané komunikaci s pozemním střediskem prostřednictvím infračerveného laseru o vlnové délce 1,5 μm. Dosáhli přitom přenosových rychlostí 10 – 622 Mb/s, což podstatně překonává rychlost dosavadních datových přenosů mezi Měsícem a Zemí.
V prosinci 2014 vypustila agentura JAXA kosmickou sondu Hayabusa 2, která se má po 6 letech vrátit od planetky 1999 JU3 a přinést vzorky jejího regolitu. K tomu cíli veze sonda několik miniaturních přistávacích modulů, jež mají z povrchu planetky odebrat vzorky. Pak sonda vrhne na planetku projektil, jenž vytvoří na jejím povrchu kráter, načež se sonda spustí na povrch a odebere vzorky z výbuchu.
K. Tempel aj. vydali katalog 10DR SDSS (Sloan Digital Sky Survey; zrcadlo o průměru 2,5 m) velkolepé přehlídky oblohy, jenž obsahuje údaje o 588 tis. galaxií a 82,5 tis. hvězdokup. Vzápětí uveřejnili L. Andersonová aj. katalog 11DR asi 1 mil. galaxií na ploše 8,5 tis. čtv.stupňů oblohy, jež se nacházejí ve vzdálenostech 0,75 – 2,00 Gpc a posloužily tím pro studiu baryonových oscilací (BAO) velkorozměrové struktury vesmíru (projekt BOSS - Baryon Oscillation Spectroscopic Survey). Oba katology budou patrně překonány ještě obsáhlejším a přesnějším katalogem LSST (Large Synoptic Survey Telescope; zrcadlo o průměru 8,2 m) někdy ve druhé polovině příští dekády XXI. století. Půjde doslova o zvrat v databázi, protože LSST za pouhé tři noci pozorování dodá tolik dat jako SDSS za celou dobu své existence (90 TB)!
J. Dittmann aj. zveřejnili trigonometrické paralaxy 1,5 tisíce trpasličích hvězd třídy M, jež se prozradily vyšším vlastním pohybem, takže jde vesměs o hvězdy v blízkosti Slunce. Chyby paralax nepřesahují ±0,005″. V kombinaci s infračerveným katalogem 2MASS se jim podařilo určit i absolutní hvězdné velikosti těchto hvězd. Katalog je patrně téměř kompletní pro hvězdy raných podtříd M do vzdálenosti 25 pc a zcela kompletní pro střední a pozdní podtřídy M do vzdálenosti 20 pc. Přesto však autoři našli nových 8 hvězd třídy M bližších než 10 pc. V každém případě jde o nejběžnější hvězdy ve vesmíru, ale současně slabě zářící, takže jejich zdánlivě nízké zastoupení v katalozích je typický výběrový efekt.
A. Riess aj. využívají k měření paralax kamery WFC3 instalované na HST při poslední údržbě v r. 2009. Tím se zvýšila přesnost v určování poloh jasných hvězd do vzdálenosti 5 kpc od Slunce, tj. na kameře jsou střední chyby měření poloh na úrovni až ±20 μm. Tím se o tři řády zvýšil počet objektů, jejichž vzdálenosti půjdou změřit s přesností na 1 %. Autoři opakovaně měří paralaxy a vlastní pohyby 19 nejbližších cefeid. Autoři si od tohoto projektu slibují, že brzy budeme znát hodnotu úprku galaxií s přesností ±1 %.
M. Sitek a G. Pojmanski uveřejnili velmi užitečný Katalog jasných proměnných hvězd ve spektrálním pásmu I pro hvězdy na jih od +28° na ploše 30 tis. čtv. stupňů oblohy. Je založen na soustavných pozorováních na observatoři Las Campanas v Chile komerční kamerou s průměrem teleobjektivu 200 mm a světelností 1:2, jež má zorné pole 9° x 9° a čip 4 Mpix. Pozorování z let 2002-2009 zahrnují více než 27,7 tis. (z toho >7,8 tis. nově objevených) proměnných hvězd dosahujících v maximu aspoň 9 mag a s amplitudami změn jasnosti 0,02 – 1,0 mag. Navzdory poměrně nízké rozlišovací schopnosti kamery (15″) se podařilo polohy všech hvězd katalogu jednoznačně určit zejména porovnáním s katalogem 2MASS.
L. Neslušan aj. vydali v květnu r. 2014 nový oficiální katalog fotografických drah meteorů. Proti předešlému vydání B. Lindblada aj. z r. 2003 přibylo 292 nových drah, takže celkem už je k dispozici téměř 4 900 drah nasbíraných ze 41 dílčích katalogů.
J. Lequeux srovnával přesnost měření v katalozích, jež v průběhu XVII. a XVIII. století sestavili O. Roemer (4 – 13″), J. Flamsteed (<1′), J. Lalande (4,0 – 4,3″), J. Bradley (1,8 – 3,0″) a G. Piazzi (1,8 – 3,2″). Přesnost odhadu jasnost hvězd zůstávala po celou tu dobu zhruba stejná: ±0,6 mag. Teprve od XIX. stol. se dařilo měřit vlastní pohyby hvězd. V současnosti dosáhla kamera GRAVITY VLT ESO přesnosti 10 μm při měření poloh hvězd, což je miliónový pokrok proti situaci na počátku XIX. století.
Jiří BOUŠKA (*1925; pedagog, Říše hvězd; A&A Abstracts); William BRADFIELD (*1927; 18 komet); John DOBSON (*1915; montáž dalekohledu); Josip KLECZEK (*1923; sluneční fyzika, pedagog, popularizátor); Gerry NEUGEBAUER (*1932; infračervená astronomie); Colin PILLINGER (*1943; planetologie, kosmonautika); William STOEGER, S.J.(*1943; kosmologie); Stanislav ŠTEFL (*1955; stelární astronomie, ESO VLT a ALMA); Jean TEXERAU (*1919; astronomická optika).
Svět
Alan GUTH & Andrej LINDE & Alexej STAROBINSKY (Kavliho c.;
kosmologická inflace); Sidney van den BERGH & Jaan EINASTO & Ken
FREEMAN & Brent TULLY (Gruberova c.; struktura vesmíru); Ken
KELLERMANN (m. Bruceové ASP; radioastronomie); Daniel EISENSTEIN
& Shaun COLE & John PEACOCK (Shawova c.; baryonové oscilace
v 3D); Carlos FRENK (zlatá m. RAS; přehlídky a simulace
v kosmologii); John ZARNECKI (zlatá m. RAS; FOC HST; modul
Huygens); Larry SMARR (Zlatá husa NCSA; numerické simulace srážek
černých děr, aplikace Netscape); Saul PERLMUTTER & Adam RIESS &
Brian SCHMIDT (c. za průlom ve fundamentální fyzice; skrytá
energie); T. VOROBJOV & P. HOLVORCEM & C. RINNEROVÁ & M. SCHWARTZ
& V. NEVSKI & A. NOVICHONOK (c. Edgara Wilsona; objevy komet),
Domácí
Petr HEINZEL (Nušlova c., ČAS); Jiří BOROVIČKA (Kopalova předn.,
ČAS; meteority); František MARTINEK (Littera astronomica, ČAS);
Jakub ČERNÝ (Kvízova c.; ČAS; meziplanetární hmota); Vlastimil
MUSIL (Zemanova c., ČAS; astrofotografie); Ladislav DRUGA (Kniha
roku, Knižní revue); Denis MÜLLER (XIX. astron. olympiáda
Kyrgyzstán; stříbrná m.); Jiří VALA (XIX. astron. olympiáda
Kyrgyzstán; bronzová m.).
Na konci r. 2014 oznámili vedoucí redaktoři nejprestižnějších astronomických vědeckých časopisů Astrophysical Journal (E. Vishniac) a Astrophysical Journal Letters (F. Rasio), že skončily jejich tištěné verze, a od r. 2015 budou vydávány pouze elektronicky. Stejnou změnu oznámila také redakce časopisu Astronomical Journal. Není to úplně ideální řešení kvůli různému zobrazování některých typografických značek a zejména matematických symbolů. Zejména rychlé vybavení textu ve formátu .htm) tím bývá silně poškozeno, ale ani odolný formát .pdf si občas neporadí se vzácnými či atypickými symboly.
Koncem roku 2013 hrozilo nebezpečí uzavření proslulé astronomické Lickovy observatoře na Mt. Hamilton v Kalifornii kvůli omezení financí od Kalifornské univerzity. Naštěstí se proti uzavření vzedmula vlna odporu, takže uzavření bylo odloženo, jenže vyhráno není, protože se kvůli úsporám zmenší štáb observatoře a na všechny výdaje bude mít Lickova observatoř roční rozpočet jen 1,5 mil. dolarů.
Novým již 14. členským státem ESO se stalo Polsko v říjnu 2014, jež má za sebou velké astronomické úspěchy zejména v oboru přehlídek typu OGLE.
V pořadí 14. ředitelkou americké Národní vědecké nadace (NSF) s rozpočtem 7 mld. dolarů se stala astronomka F. Córdova.
R. van Noorden aj. ukázali na obřím souboru 58 miliónů vědeckých prací, že nejvýznamnější vědecké objevy neměly zdaleka nejvíce citací: vysokoteplotní supravodivost, dvojitá šroubovice DNA, zrychlené rozpínání vesmíru. Obecně nejvíce citací mají práce z biochemie bílkovin; rekord drží práce z r. 1951, jež nasbírala až dosud 305 tis. citací. Ve zmíněném souboru mělo jen 14,5 tis. prací více než 1 tisíc citací. Polovina ze souboru těchto prací nebyla citována nikdy, nebo nanejvýš jen jednou. Většina autorů přitom nepovažuje své nejvíce citované práce za ty nejlepší. A. Acharya aj. zjistili, že v posledních 20 letech ztrácejí své výsadní postavení v citovanosti elitní časopisy, které patří svými impaktními faktory do první tisícovky. I v méně citovaných časopisech se objevují častěji velmi významně citované práce. Redakce týdeníku Science zdůraznila, jak zásadní podíl na kvalitě vědeckých prací mají většinou anonymní recenzenti, neboť díky nim je v publikovaných pracích poměrně nízké procento chyb. Redakce soudí, že recenzní činnost by měla být součástí vědeckých životopisů, zejména u nejvyhledávanějších recenzentů.
W. Sheehan připomněl průkopnickou práci Charlese Gifforda (1861-1948) z Nového Zélendu, kterého inspiroval důkaz Davida Barringera z r. 1909, že proslulý Ďáblův kráter v Arizoně vznikl dopadem meteoritu. Studoval proto tvary kráterů po výbuších dělostřeleckých kráterů během I. světové války, protože tehdy se proti meteoritické domněnce o povaze kráterů na Měsíci namítalo, že při šikmých dopadech by měly mít eliptický tvar. Gifford zejména popsal tvar obřího dělostřeleckého kráteru Lochnagar, který vznikl 1. července 1916 v sev. Francii během bitvy na Sommě. Obří mina o hmotnosti 24 t vytvořila kráter o průměru 90 m a hloubce 20 m. Gifford srovnal specifické energie výbušnin (dynamit, nitroglycerin) s kinetickými energiemi meteoritů při rychlost dopadu 1,6 – 40 km/s a vysvětlil i vznik centrálních vrcholků u četných kráterů na Měsíci.
Z jeho práce vyšel Ralph Baldwin, když v r. 1949 vydal svůj spis "Face of the Moon". Baldwin předtím testoval Giffordovy výpočty na dělostřeleckých kráterech z II. světové války a obé výsledky se shodovaly. Po publikaci Baldwinovy práce zkoumal proslulý americký geolog Eugene Shoemaker tvary kráterů po výbuších atomových pum, a tak se postupně podařilo přesvědčit skeptické geology, že krátery na Měsíc nemají sopečný, nýbrž impaktní původ. Konečný důkaz však přinesly až vzorky měsíčních hornin odebrané astronauty v programu Apollo.
K zajímavém efektu rozmazání barevné duhy na dešťových kapkách dochází v průběhu slunečního zatmění. Slunce totiž není bodovým zdrojem světla a také dešťové kapky se deformují při průměru >0,5 mm. To se podle článku v 1. čísle časopisu J. of the Royal Astronomical Soc. of Canada z r. 2014 podařilo prokázat srovnáním snímku duhy v čase 3/4 h před začátkem částečného zatmění Slunce, a dalším snímkem pořízeným v době, kdy 3/4 plochy slunečního disku zakrýval Měsíc.
V říjnu 2014 uskutečnil americký počítačový vědec a vicepresident-senior firmy Google Alan Eustace (57 let) rekordní seskok ze stratosféry ve výšce 41,4 km nad zemí. Startoval pomocí balónu plněného héliem z opuštěné ranveje v Roswellu (!) v Novém Mexiku. Prvních 4,5 min padal volným pádem a dosáhl tak maximální rychlosti 1 322 km/h, což je rovněž světový rekord. Pak otevřel dva padáky a šťastně přistál. Jeho ochranný oblek ho musel chránit proti přehřátí a dodávat mu dostatek kyslíku pro dýchání v tak extrémní výšce, kde je kyslíku už velmi málo. Překonal tak dosavadní světový rekord Felixe Baumgartnera z r. 2012 o 2,4 km. Seskok trval 15 minut, z toho 37,6 km proletěl volným pádem.
M. Moudrá uveřejnila údaje k kvalitě noční tmy na území Česka. Nejhůře je na tom Praha (index 9), lépe venkov (5-6) a nejlépe Šumava (3). Přesnější měření jasoměrem dalo pro Prahu 17,7 MSA (magnituda na čtv. obl. vteřinu), periférii Plzně (19,7), Ondřejov (20,9), Jizerku (21,3) a Šumavu (21,5). Pořádná tma (21,7) u nás není nikde. Přesto díky místní iniciativě vznikla v září 2014 v pořadí už třetí česká oblast tmavé oblohy na Manětínsku (9. v Evropě a 43. na světě).
Česká veřejnost si připomněla sté výročí narození významného českého astronoma Zdeňka Kopala (1914-1993) v jeho rodišti Litomyšli 23. června 2014 v rámci hudebního festivalu Smetanova Litomyšl uměleckým večerem nazvaným "Hvězdný prach Zdeňka Kopala". Počátkem září téhož roku se pak v Litomyšli uskutečnila mezinárodní vědecká konference "Living together: Planets, Host Stars and Binaries", které se zúčastnilo přes 100 vědců z celého světa, mezi nimi i řada Kopalových žáků. Hned po jejím skončení proběhla v Litomyšli i národní konference o proměnných hvězdách a byla zahájena výstava "Zdeněk Kopal - největší český astronom XX. století", která trvala až do konce r. 2014.
Časopis Daedalus věnoval své podzimní číslo v r. 2014 retrospektivě významných pokroků ve vědě pod společným názvem "Od atomů ke hvězdám". Přehledové statě připravilo sedm významných osobností soudobé astrofyziky. Autoři se v přehledech zabývali nejnovějšími objevy, chemickým vývoje vesmíru, exoplanetami, rozsáhlými automatickými pozorovacími přehlídkami astronomických objektů, kvasary a černými děrami, vznikem a vývojem galaxií a současnými výsledky a problémy kosmologie.
V r. 2012 předehnala Čína všechny země EU v podpoře vědy. Průměr EU činil totiž 1,96 % HDP, zatímco Čína vložila do vědy 1,98 % HDP. Od r. 1998 se finanční podpora vědeckého výzkumu v Číně ztrojnásobila; EU stagnuje. D. Kaiser připomněl, že paradoxně k rozvoji vědy ve XX. stol. přispěly obě světové války. Kvůli nim se podařilo zkonstruovat radar a uskutečnit řízenou štěpnou reakci. Významnou roli v těchto aktivitách hráli pokaždé britští vědci.
I. Markov se pokusil odhadnout, jaké budou praktické meze výpočetní techniky s ohledem na fundamentální fyzikální meze. Teorie automatických počítačů vznikala už ve 30. letech minulého století a dosáhla prvních praktických úspěchů vlivem II. světové války. Vznikla kybernetika zásluhou Norberta Wienera (1894-1964), Johna von Neumanna (1903-1957), Alana Turinga (1912-1954) a Clauda Shannona (1916-2001). Udivující je již půlstoletí trvající platnost Mooreova zákona, podle něhož se zdvojnásobuje hustota tranzistorů na čipech za stálý časový interval. Gordon Moore (*1929) ho zformuloval v r. 1965. Zákon však platí v mírně pozměněné podobě, v níž se kromě hustoty tranzistorů zohledňuje zvýšení rychlosti jejich spínání, takže tím stálým časovým intervalem je doba 18 měsíců. Internet se rozvíjí tak rychle, že v současné době se na globální spotřebě elektřiny podílí už 2 %. Energeticky nejnáročnější je posílání a ukládání obrázků a videa. Proto redakce týdeníku Nature apeluje, aby vědecké práce omezily svůj rozsah na 1 MB.
Pokračuje také snaha o řádové zvýšení rychlosti superpočítačů. V r. 2014 byl nejrychlejším americkým superpočítačem Titan v Národní vědecké laboratoři Oak Ridge s výkonem 27 petaflops. Čína však už spustila superpočítač Tianhe-2 s maximálním výkonem 55 petaflops. Odborníci však připomínají, že samotná rychlost ještě nic neznamená. Důležitý je dostatečně výkonný software k jejímu plnému využití. Firma IBM dostala zakázku na dva superpočítače v ceně 325 mil. dolarů s výkonem 150 petaflops, jež by měla dodat v r. 2017. Za posledních 20 let stouply rychlosti superpočítačů o pět řádů! Americké ministerstvo energetiky by si přálo mít v r. 2023 superpočítač s výkonem 1 exaflops (1018 flops).
Podle M. Howarda aj. patří budoucnost kvantovému počítání. Programy se tak výrazně zdokonalí, protože budou uvažovat kontextualitu úloh, tj. budou tolerovat menší chyby. Podle názoru redakce týdeníku Nature ze 14. srpna 2014 se vyčerpaly schopnosti čipů založených na křemíkové technologii, takže příští počítačová revoluce bude založena na využití grafenu a kvantových součástek. S. Lloyd se odvážil předpovědi, že za 250 let budou mít počítače rychlost 1051 flops, ale to je opravdu už věštění z křišťálové koule.
Navzdory všem finančním omezením a neklidnému světu válek, přírodních katastrof i obyčejné lidské hlouposti příklad astronomie - zdánlivě prakticky nepotřebné vědy - ukazuje, že idealismus vědců, kteří se za často svízelných podmínek pokoušejí s velkým nasazením rozšířit hranice našeho poznání, přináší velkolepé objevy. Autor přehledu s potěšením konstatuje, že na tomto trendu se stále úspěšněji podílejí také čeští a slovenští badatelé, přičemž v některých oborech patříme dokonce už řadu let do evropské, ba i světové špičky. Není to vůbec lehká zábava, jak dobře vystihl Albert Einstein, když napsal: "Dobrotivý Bůh Otec není zlomyslný, ale rafinovaný - to teda je!"
Dátum poslednej zmeny: 05. apríla 2018