Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 19. apríla 2013
R. Cooke a D. Lynden-Bell řešili pomocí sledování supernov Ia otázku, zda je rozpínání vesmíru stejnoměrné ve všech směrech. Obdrželi tak velikost nesouměrnosti (14 ±12) %, což vzhledem k uvedené střední chybě znamená, že rozpínání vesmíru je v prvním přiblížení vskutku izotropní.
C. Egan a C. Lineweaver ukázali, že černé veledíry v jádrech galaxií přispívají k celkové entropii vesmíru zhruba třicetkrát více, než se dosud soudilo. Objem vesmíru (až po obzor událostí) je přibližně 4.1080 m3, protože příslušný poloměr vesmíru činí zhruba 14 Gpc. V tomto objemu roste entropie gravitačním shlukováním, výskytem akrečních disků, výbuchy supernov, jadernou syntézou ve hvězdách, a na Zemi či exoplanetách též chemickými, geologickými, popř. biologickými procesy a změnami počasí. Jestliže je k Boltzmannova konstanta (1,4.10-23 m2 kg s-2 K-1), pak entropie vesmíru včetně současného kosmického obzoru událostí činí 2,6.10122 k (horní mez). Pozorovaná entropie černých veleděr k tomu přispívá s převahou nejvyšší hodnotou 1.10103 k, před jejímž majestátem blednou všechny ostatní dosud uvažované zdroje entropie: hvězdné černé díry (2.1096 k); fotony (2.1088 k); reliktní neutrina (2.1088 k); částice WIMP skryté látky (6.1086 k); mezihvězdný a intergalaktický plyn a prach (3.1080 k) a hvězdy (4.1078 k).
T. Fang aj. využili družic Chandra a Newton ke studiu absorpční čáry O VII (klidová vlnová délka 2,16 nm), která je pozorována v nadkupě galaxií v souhvězdí Sochaře, vzdálené od nás 125 Mpc. Čára je viditelná díky emisnímu "světlometu" blazaru H2356-309, který osvětluje nadkupu zezadu, neboť je od nás vzdálen 610 Mpc. Rozdílné vzdálenosti obou objektů usnadňují identifikaci čar intergalaktického plynu v mezilehlé nadkupě, takže autoři poměrně snadno zjistili, že intergalaktické prostředí obsahuje zhruba třicetkrát více hmoty, než kolik představuje baryonní složka celé nadkupy. Poměrně pozdní objev souvisí s vysokou teplotou tohoto plynu řádu MK, takže v měkčích oborech spektra než v rentgenovém vydává příliš málo záření.
Z měření tak vyplývá, že žhavý intergalaktický plyn představuje plnou polovinu zářící látky našeho vesmíru. Současná inventura zářící látky vesmíru však praví, že svítící hvězdy, plynné a prachové mlhoviny představují méně než 1 % celkové hmoty vesmíru, což představuje pouhou pětinu hmotnosti kosmických protonů, neutronů, elektronů a neutrin. Stále tedy zbývá asi 30 % zářící látky, o níž nevíme, kde a jak se ve vesmíru skrývá.
F. Governato aj. řešili rozpor mezi modelovými výpočty vývoje trpasličích galaxií a jejich pozorovaným vzhledem. Přítomnost skryté látky v zárodcích trpasličích galaxií by totiž měla vést ke vzniku klasické výdutě plné hvězd, tak jako tomu je u velkých spirálních galaxií. Trpasličí galaxie se však liší právě tím, že žádné výdutě nemají. Autoři objevili při hydrodynamických simulacích jejich vývoje, že za nepřítomnost výdutí mohou četné supernovy vybuchují v centrálním kiloparseku galaxie. Jejich silný vítr odstraní z této oblasti plyn s nízkým momentem hybnosti, který by jinak dal postupně vznik celému pokolení hvězd. Modely, které tento efekt započítaly, pak dávají skutečně trpasličí galaxie bez hvězdné výdutě. Obecně přitom platí, že právě trpasličí galaxie jsou nejlepšími indikátory pro rozložení skryté látky ve vesmíru.
C. Marinoni a A. Buzziová zjišťovali vzájemnou orientaci rotačních os párů galaxií, což podle návrhu C. Alcocka a B. Paczynského může testovat geometrii rozpínajícího se vesmíru. Z archivních údajů tak za předpokladu ploché geometrie vesmíru dostali hrubá omezení pro stavovou rovnici skryté energie w. -0,85 > w > -1,12 a pro podíl skryté energie na celkové hmotnosti vesmíru v rozmezí 60 – 80 %. (Pro w = -1 by se hustota skryté energie vesmíru během času neměnila, tj. byla by to kosmologická konstanta v Einsteinových rovnicích pro rozpínající se vesmír). E. Jullo aj. využili silného gravitačního čočkování pomocí hmotné kupy galaxií A1689 na snímcích HST a spolu s údaji o kupách galaxií z rentgenových družic a radiometrické družice WMAP k určení podílu zářící i skryté látky vesmíru (25 ±5) % a stavové rovnice skryté energie w = (-0,97 ±0,07).
W. Percival aj. testovali rozložení téměř 900 tis. galaxií na ploše přes 9,1 tis. čtv. stupňů oblohy pomocí přehlídek SDSS DR7, 2dF a WMAP. V rozsahu vzdáleností do 1 Gpc od nás tak objevili četné baryonové akustické oscilace, což jim umožnilo nezávisle na klasických metodách určit hodnotu Hubbleovy konstanty H0 = (68 ±2) km/s/Mpc, podíl zářící a skryté látky na hustotě vesmíru (28,6 ±1,8) % a stavovou rovnici skryté energie w = (-0,97 ±0,10). Podle těchto měření je vesmír skutečně plochý; jeho křivost (-0,6 ±0,8) % je v mezích docela malé chyby rovna nule.
J. Braatz aj. použili principiálně novou metodu k určení hodnoty Hubbleovy konstanty, založené na výskytu obřích mezihvězdných disků pozorovaných z profilu v galaxiích vzdálených od nás 50 – 200 Mpc. Pokud se v discích vyskytují oblaka vodní páry, lze totiž radiointerferometrem s extrémně dlouhou základnou pozorovat polohy a rotační rychlosti vodních megamaserů v čáře o frekvenci 22 GHz v závislosti na čase s takovou přesností, že to umožňuje měřit vzdalování galaxie přímou geometrickou cestou, zcela nezávisle na kosmologickém žebříku vzdáleností, jenž obsahuje nutně řadu notně se viklajících příček. K ověření metody využili vodních megamaserů v Seyfertově galaxii UGC 3789. Úhlové a lineární rozměry disku určovali jednou měsíčně po dobu více než 3 let pomocí radiointerferometru VLBA a radioteleskopů VLA, GBT a Effelsberg. Odtud jednak určili hmotnost centrální černé veledíry 11 MM☉ a dále vzdálenost centra galaxie od nás (50 ±7) Mpc. Ze série měření pak vyplynula lokální hodnota H0 = (69 ±11) km/s/Mpc.
Autoři odhadují, že se postupně podaří zvýšit přesnost měření tak, aby hodnota H0 takto určená měla chybu <10 % a byla přitom zcela oproštěna od případných systematických chyb nepřímých metod, založených na navazování příček kosmologického žebříku. D. Paraficzová a J. Hjorth obdrželi H0 = (66 ±5) z pozorovaných zpoždění v jasnostech vícenásobných obrazů kvasarů pomocí 18 gravitačních čoček, ale když vybrali pět nejlepších případů, dostali H0 = (76 ±3).
D. Larson aj. a E. Komatsu aj. zveřejnili podrobné výsledky sedmiletých měření kosmologických parametrů pomocí družice WMAP. Odtud vyplývá stáří vesmíru od velkého třesku (13,75 ±0,11) mld. let; H0 = (70,4 ±1,4) km/s/Mpc; plochost prostoru s přesností ±0,6 %; w = (-0,980 ±0,053). První hvězdy ve vesmíru měly začít svítit již (460 ±80) mil. let po velkém třesku. S. Landau a G. Scoccola odvodili z týchž měření družice WMAP, že horní mez pro změnu hmotnosti elektronu činí nanejvýš ±3,5 % a podobně horní mez změny konstanty jemné struktury α dosáhla nanejvýš ±0,7 %. To prakticky znamená, že obě tyto veličiny se v průběhu věků nejspíš vůbec nemění.
N. Mirabal a I. Oya srovnávali polohy zdrojů energetického záření gama v I. katalogu družice Fermi s polohami 27 extrémně energetických (UHE; >57 EeV) částic kosmického záření, pozorovanými na Observatoři Pierra Augera (PAO). Korelace poloh se však nelišily od náhodné shody. K témuž závěru dospěli Y. Jiang. aj., kteří srovnávali data z družice Fermi s údaji aparatur PAO, AGASA a Jakutsk. Výjimku podle G. Krishny aj. představují signály z okolí relativně blízké galaxie typu AGN Centaurus A, v níž je patrný jasný uzlík vzdálený 15 kpc od centra galaxie v relativistickém výtrysku směřujícím k severovýchodu. To je známka, že v uzlíku mohou být nabité částice vskutku urychlovány na extrémně vysoké energie řádu 100 EeV a v datech PAO se to v náznaku pozoruje. Naproti tomu nic takového nevidí aparatura HiRes v Utahu, ale to může být dáno její polohou na severní polokouli (deklinace Cen A je -43°; HiRes se nachází na +40°). N. Nagar a J. Matulich porovnali údaje z PAO a z již nefunkční japonské aparatury AGASA. PAO získala od r. 2004 do srpna 2007 celkem 81 poloh částic s energiemi >40 EeV a již zmíněných 27 poloh pro energie >57 EeV. AGASA za celou dobu měření dostala celkem 11 poloh. Odtud vyplývá možný přebytek částic ve směru přibližně ke zdroji Cen A, ale určitě neplatí, že by všechny dosud změřené rekordně energetické částice přicházely pouze z tohoto zdroje.
Také novější studie R. Memmena aj. nenašla žádné korelace mezi daty z katalogu aparatury LAT družice Fermi a UHE údaji z PAO pro jakékoliv galaktické zdroje záření gama, ale ani pro jasné blazary. Jakmile však autoři omezili výběr galaxií AGN maximální vzdáleností 200 Mpc od nás, začaly se objevovat docela výrazné korelace pro 7 galaxií AGN s nejvyšší intenzitou v pásmu gama. Mezi těmito galaxiemi jednoznačně dominuje právě zdroj Cen A, v jehož okolí do úhlové vzdálenosti 6,5° pozoruje PAO přebytek částic s energiemi >57 EeV, u nichž je změna směru letu vlivem intergalaktických a interstelárních magnetických polí přece jen potlačena.
C. Dermer a S. Razzaque modelovali urychlování UHE částic kosmického záření v srážejících se vrstvách uvnitř blazarů a dále při vzplanutích zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Vycházeli přitom z dosavadních výsledků studia záření gama z těchto zdrojů, jak to umožňuje výkonná družice Fermi. Zjistili, že jak blazary, tak GRB dokáží při relativistických rychlostech výtrysků a spirálových magnetických polích urychlovat nabité částice na energie >100 EeV, protože zářivé výkony výtrysků běžně dosahují 1038 W a občas i >1039 W. GRB jsou však od nás tak daleko, že vzniklé UHE kosmické paprsky vlivem srážek s reliktním zářením k nám s původní UHE energií nedoletí (mez GZK).
Pokud jde o blazary a galaxie AGN, tam je situace příznivější, ale má to dva háčky. Především je produkce UHE paprsků silně proměnná v čase (zdroj pracuje na hranici svých fyzikálních možností). Za druhé, při nejvyšších energiích se zdá, že se dají snáze urychlit jádra těžších prvků spíše než samotné protony. Proto u nejvyšších energií se zvyšuje podíl UHE paprsků složených z jader železa. K témuž závěru dospěl rozborem mechanismů magnetického přepojování (rekonexe) ve výtryscích D. Giannios, takže i v těchto extrémních fyzikálních podmínkách je účinné Fermiho urychlování I. druhu. Zatímco GRB dokáží urychlovat na energie ≈100 EeV i protony, méně svítivé galaxie AGN se omezují pouze na urychlování nejtěžších jader včetně železa.
T. Inoue aj. zjistili na základě 3D magnetohydrodynamického modelování, že ve středně starých pozůstatcích po supernovách probíhá urychlování částic kosmického záření ve dvou stupních, což se projevuje zlomem v energetickém spektru doprovodného záření gama. V. Pruskin aj. ukázali, že pozůstatky po galaktických supernovách třídy IIn mohou díky magnetickým polím a Alfvénovu driftu urychlovat jádra železa v kosmickém záření až na energie 0,5 EeV, tedy přinejmenším o dva řády výše, než se dosud soudilo. Podle A. Stronga aj. lze odhalit podíl urychlených elektronů v kosmickém záření jejich přínosem k celkové zářivé energetické bilanci Galaxie, tj. samotná Galaxie slouží jako svérázný kalorimetr pro vzdálený vesmírný urychlovač částic.
Podle K. O'Briena lze vysvětlit energetické spektrum kosmického záření v blízkém vesmíru pro energie v rozmezí 10 TeV - 10 EeV (tj. v rozsahu 6 řádů) tak, že i když jde o různé zdroje tohoto záření v Galaxii i mimo ni, tak ve všech případech se uplatňuje rázové urychlování hadronů Fermiho mechanismem I. řádu. Lze tak zejména přirozeně vysvětlit existenci "kolena" (přebytku částic s energiemi kolem 3 PeV) a "kotníku" (úbytku částic s energiemi kolem 1 EeV). Potíže s reprodukcí pozorovaného spektra nastávají pouze pro energie nižší než 10 TeV, kde se rušivě uplatňuje vliv modulace energetického spektra Sluncem. Ten se dá zčásti odstranit pro energie >10 GeV.
M. Hardcastle ukázal, že částice s energiemi >10 EeV mohou vznikat stochastickým urychlováním hadronů ve známých lalocích v okolí rádiových galaxií. I toto urychlování však má svou horní mez, která se bohužel prakticky kryje s mezí GZK, danou ztrátami energií event. extrémně energetických částic >100 EeV vyvolanými srážkami těchto částic s fotony reliktního záření, takže obě příčiny useknutí horního konce energetického spektra kosmického záření patrně nepůjde od sebe bezpečně odlišit.
B. Ruiz-Granados aj. uveřejnili výsledky pětiletých polarizačních měření mikrovlnného záření na frekvenci 22 GHz (vlnová délka 14 mm) naší Galaxie pomocí družice WMAP. Odhalili tak silnou složku vertikálního magnetického pole Galaxie o indukci 0,1 nT sahající až do vzdálenosti 1 kpc od hlavní roviny. Další složka magnetického pole probíhá podél spirálních ramen Galaxie a k tomu přistupuje synchrotronová složka, jež dominuje galaktickému halu.
T. Akahori a D. Ryu dokázali pomocí Faradayova stáčení polarizované rádiového záření odhalit v intergalaktickém prostoru vlákna magnetických polí o typické indukci řádu 1 pT a délce řádu stovek kiloparseků. To znamená, že ve vláknech může probíhat urychlování částic kosmického záření, jež pak přispívá k difuznímu pozadí kosmického záření po celé obloze. K. Gourgouliatos aj. porovnali pozorované rozložení rentgenového záření v prostoru uvnitř kup galaxií s teoretickými modely, založenými na výtryskové aktivitě galaxií typu AGN. Odtud se jim podařilo nezávisle mapovat rozložení intergalaktických magnetických polí, která mají ve shodě s rádiovými měřeními zmíněnou vláknitou strukturu.
Na urychlovači těžkých jader RHIC v Brookhavenu se podařilo při srážkách jader zlata objevit nové částice hmoty a antihmoty, zvané hypertritony a antihypertritony. Při zmíněných srážkách autoři projektu STAR pozorovali 157 hypertritonů a 70 antihypertritonů. Antihypertriton se skládá z antiprotonu, antineutronu a antilambda hyperonu a je v tuto chvíli nejtěžším experimentálné potvrzeným antijádrem. V těchto jádrech se tedy vyskytují podivné kvarky, což má zásadní význam jak pro částicovou fyziku, tak i astrofyziku a kosmologii.
Y. Oganessian aj. oznámili, že na urychlovači v Dubně se podařilo pozorovat dosud nejhmotnější nový prvek s protonovým číslem 117, který vznikl ostřelováním terče 249Bk jádry 48Ca. Jde o poslední prvek v pásmu relativní stability jader s protonovými čísly 113 - 117, které byly vesměs objeveny právě v Dubně.
C. T. H. Daviesová aj. díky kombinaci experimentu a náročných počítačových simulací podstatně zpřesnili hodnoty pro hmotnosti kvarků s, u, d. Zatímco předešlé nejistoty v jejich hmotnostech [vyjadřovaných v ekvivalentních energiích, podle vztahu m = E(MeV)/c2] dosahovaly 30 %, nové hodnoty jsou přesné na 1,6 – 7 %: kvark strange má hmotnost (92 ±1,5) MeV; up (2,01 ±0,14) MeV; down (4,79 ±0,16) MeV. Kvarky u a d mají tedy hmotnosti jen 0,2 % a 0,5 % hmotnosti protonu (938 MeV/c2).
Je pozoruhodné, jak nejisté jsou dosud některé veličiny v subnukleární fyzice. R. Pohl aj. totiž zjistili díky měření Lambova posuvu vodíkového atomu, kde v jeho obalu obíhá místo elektronu 207krát hmotnější mion, že nábojový poloměr jádra vodíku je o 4 % menší, než se dosud uvádělo! To znamená, že buď je špatně změřena hodnota Rydbergovy konstanty, anebo je dokonce špatně kvantová elektrodynamika!
E. Aprile aj. v rámci projektu XENON zveřejnili první výsledky z experimentu hledání částic skryté látky (WIMP) v podzemní laboratoři pod horou Gran Sasso v Itálii. Jako detektor WIMP autoři využívali 62 kg ultračistého kapalného xenonu a měření proběhla po dobu necelých 12 dnů koncem r. 2009. Jelikož nedostali žádný signál, tak z toho odhadují, že by potřebovali tunový detektor k tomu, aby za rok provozu získali důkaz o jediné interakci WIMP s obyčejnou hmotou. To ovšem nezní příliš povzbudivě.
Mnohem úspěšnější byli G. Andersen aj. v laboratoři CERN, kterým se koncem r. 2010 podařilo udržet v magnetické pasti 38 neutrálních atomů antivodíku po dobu 0,17 s. Tento výkon ovšem vyžadoval 5 let usilovné práce mezinárodního týmu ALPHA a vyrobení 10 mil. antiprotonů a 700 mil. pozitronů. Tak se poprvé otevřela možnost ověřovat supersymetrický teorém CPT (souměrnost el. náboje, parity a času) pro antihmotu, stejně jako srovnávat další vlastnosti částic hmoty i jejich zrcadlových protějšků, tj. energetické hladiny v elektronovém/pozitronovém obalu jader/antijader, případné odchylky v gravitačním působení aj.
V únoru 2010 se podařilo americkým fyzikům pomocí urychlovače RHIC v Brookhavenu vytvořit díky srážkám těžkých jader zlata při energiích 200 GeV/nukleon na krátký okamžik kvarkové-gluonové plazma o teplotě 4 TK, čímž napodobili podmínky, které panovaly ve vesmíru ve zlomku první sekundy po velkém třesku. Při tak vysoké teplotě jsou kvarky volné a příslušné plazma se chová jako dokonalá kapalina. Lidstvo tak dosáhlo uměle fyzikálních podmínek, jež se v současném vesmíru nevyskytují nikde (pokud ovšem někde jinde neexperimentují zelení pidimužíci, kteří umí fyziku lépe než my).
Koncem března 2010 se technikům v CERN podařilo po opravě rozsáhlé havárie opět spustit urychlovač LHC tak, že v každém svazku dosáhly energie urychlených protonů 3,5 TeV. Supravodivé magnety o indukci 8,3 MT pracují při teplotě 1,9 K, tj. o 0,8 K nižší, než je současná teplota reliktního záření. Supravodivá NbTi vlákna v magnetech mají průřez jen 7 μm, ale jejich celková délka dosahuje neuvěřitelných 10 AU! K chlazení celé aparatury se využívá celkem 150 t supratekutého hélia. Paradoxně jde tedy o daleko široko nejchladnější místo ve vesmíru. Urychlovací prstenec o poloměru 4,25 km proběhnou urychlené protony během jediné sekundy 11tisíckrát. Protony však neobíhají ve svazku souvisle, nýbrž v kompaktních shlucích širokých jen zlomek milimetru, avšak 110 mm dlouhých ve směru letu. Každý shluk obsahuje 100 mld. protonů, které se pohybují rychlostí jen o 10-7 % nižší, než je rychlost světla ve vakuu. Během jediné sekundy proběhne v průsečíku obou svazků 600 milionů srážek protonů. Příkon aparatury dosahuje v plném provozu 230 MW, z toho chlazení 120 MW.
Během roku se fyzikové věnovali postupnému ladění obří aparatury, takže toto období lze označit za technologické, kdy se počet shluků protonů současně obíhajících v urychlovači postupně zvyšoval. Tato etapa skončila 4. listopadu 2010, aby bylo možné zahájit experiment s urychlenými ionty těžkého prvku. To se podařilo velmi rychle: už 7. listopadu došlo v urychlovači LHC k prvním srážkám iontů olova při energiích až 3,5 TeV/nukleon. Při několikadenním nepřetržitém experimentu dosáhla teplota při těchto srážkách rekordně vysoké hodnoty 5,5 TK, čímž se s vyšší přesností ověřily závěry z předešlého amerického pokusu v urychlovači RHIC. Tím se zdařilo napodobit podmínky, které vládly ve vesmíru v čase řádu mikrosekund po velkém třesku.
Současně se ukázalo, že ani tato rekordní teplota nestačí na vytvoření černých miniděr, jak se o tom před časem spekulovalo. Přirozeně ani eventuální vytvoření takové minidíry v urychlovači by nikoho neohrozilo, protože takové minidíry se bleskově vypaří vinou Hawkingova vyzáření. Planckova, tj. minimální hmotnost černé minidíry činí 1028 eV/c2 (22 μ.). D. Cline aj. upozornili na zvláštní podskupinu zábleskových zdrojů záření gama (GRB), které jsou extrémně krátké (<0,1 s) a nikdy u nich nepozorujeme dosvity v některém spektrálním oboru. Autoři se proto domnívají, že by mohlo jít o zániky málo hmotných černých děr díky zmíněnému Hawkingovu záření.
O. Saavedra aj. uvedli, že při výbuchu proslulé supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu byla pozorována neutrina také v italském experimentu LSD (90 t organické kapaliny C10H22) v tunelu pod Mt. Blankem. Prvních pět neutrin o energiích 6 – 11 MeV dorazilo do detektoru během 7 s v čase 02:52 UT, tj. v předstihu téměř 5 h proti ostatním podzemním pozorováním v USA, Japonsku a SSSR (čas 07:36 UT). Italský detektor zaznamenal v tomto čase ještě další dvě neutrina.
V r. 1998 se v laboratoři CERN uskutečnil významný experiment, prokazující, že ve vesmíru mohou existovat jen tři typy neutrin, lišící se od sebe kvantovou charakteristikou zvanou vůně. Objev je v souladu s dnes již bezpečně prokázanými neutrinovými oscilacemi, k čemuž přispěly jak astrofyzikální experimenty s detekcí slunečních neutrin, tak také experimenty se šířením uměle vyrobených svazků neutrin, detektovaných podzemními detektory v USA (MINOS) Japonsku (KamLAND) i v Itálii (OPERA). Přesto však neustávají spekulace, že existuje ještě tzv. sterilní neutrino, které se nezúčastní žádné interakce ve standardním modelu s výjimkou gravitace.
Podle M. Loewensteina a A. Kusenka by se sterilní neutrina mohla vyskytovat v oblacích skryté látky kolem galaxií, jak ukázala pozorování emisní čáry o energii 2,5 keV uskutečněná rentgenovou družice Chandra v oblasti trpasličí sféroidální galaxie Willman 1. Autoři se domnívají, že zmíněná emise pochází z rozpadu sterilních neutrin o energii 5,0 keV, což by znamenalo, že sterilní neutrina dokáží vysvětlit povahu skryté látky vesmíru! Zmínění autoři dále soudí, že sterilní neutrina hojně vznikala v raném vesmíru, což by mohla potvrdit zpřesněná měření fluktuací reliktního záření družicí WMAP. Sterilní neutrina by dokonce mohla být příčinou nepatrného přebytku hmoty nad antihmotou v úplně nejranějších etapách vývoje vesmíru. Naproti tomu D. Prokhorov a J. Silk tvrdí, že energie sterilních neutrin dosahuje hodnoty 17,4 keV, protože rentgenová družice Suzaku pozorovala emisi čáry Fe XXVI s energií 8,7 keV ve směru ke galaktickému centru.
Měření aparaturou MiniBooNE uskutečněná ve Fermilabu v r. 2007 však existenci sterilních neutrin nepotvrdila, takže se zdálo, že jde o slepou uličku. Nicméně nové laboratorní údaje z r. 2010, v nichž se místo mionových neutrin využilo mionových antineutrin, poukazují na možnost, že sterilní neutrina přece jen existují (A. Aguilar-Arevalo aj.), neboť tato měření souhlasí se staršími daty, která byla pomocí mionových antineutrin získána v Los Alamos v r. 1995.
Před Vánoci 2010 se po šesti letech sezónních prací podařilo dokončit zbudování obřího detektoru kosmických neutrin IceCube v Antarktidě. Celkem bylo do antarktického ledu zapuštěno 86 kabelů s fotonásobiči, které vytvářejí detekční krychli o hraně 1 km, sahající do hloubky v ledu téměř 2,5 km.
Jednou z předpovědí obecné teorie relativity (OTR) je zpomalování chodu přesných hodin v silnějším gravitačním poli proti hodinám, které se nacházejí ve slabém gravitačním poli (tzv. paradox matky a dítěte, kdy milující matka obkládá své dítě na noc těžkými hmotami, aby stárnulo pomaleji než ona, která se vždy od těch těžkých hmot na noc vzdálí). Předpověď se podařilo poprvé ověřit R. Poundovi a G. Rebkovi v r. 1959, když měřili frekvence téhož zdroje pomocí Mössbauerova efektu na vrcholu věže univerzitní laboratoře na Harvardu a potom v jejím podsklepení, tj. při rozdílu výšek 22,5 m. Tehdy ověřili předpověď OTR s přesnosti ±10 %. Podstatně přesnější test uskutečnili v r. 1976 R. Vessot aj., když umístili atomové hodiny do špice rakety, která dosáhla výšky 10 tis. km na Zemí. Po zpracování výsledků měření v r. 1980 tak dokázali zpřesnit tento test OTR o více než čtyři řády na relativní chybu ±7.10-5.
Nyní se celkem nečekaně podařilo tuto předpověď OTR ověřit s neuvěřitelnou přesností řádu 10-8 díky novému využití experimentů, které byly vykonány v sedmdesátých a osmdesátých letech minulého století v Bellových laboratořích kvůli jiným cílům (chlazení atomů pomocí laseru; konstrukce přesnějších atomových hodin), za něž dostal jejich hlavní autor Steven Chu Nobelovu cenu za fyziku v r. 1997. V říjnu 2008 přišel na ten nápad mladý fyzik Holger Müller a obrátil se na prof. Chua, jenž ovšem v té době měl těsně před nástupem do funkce ministra energetiky ve vládě prezidenta Obamy (leden 2009).
Chu však okamžitě pochopil, že Müller se trefil do černého a tak společně uskutečnili jedinečný experiment, při němž měřili změnu zpoždění cesiových atomových hodin, když se zdroj kmitů posune v laboratoři o výšku 0,1 mm (!). Tím se vlivem zmíněného efektu OTR nepatrně změní vysoká frekvence zdroje, což lze změřit ultrapřesnou interferometrií. Zatímco Müller se svými spolupracovníky sestrojil aparaturu a uskutečnil měření, Chu se věnoval výpočtům a teorii po nocích a při služebních cestách letadlem. Tak vznikla převratná studie zveřejněná v únoru 2010 v Nature o tom, že těmito měřeními na aparatuře, která nestála ani milion dolarů, se podařilo ověřit příslušný závěr OTR s přesností 7.10-9, což je v tuto chvíli jeden z nejpřesnějších testů OTR vůbec. (Bohužel se tato přesnost obrací proti nadějím fyziků, že jsme na stopě sjednocení kvantové fyziky a OTR v podobě tzv. kvantové gravitace.)
Jak uvedli C. Chou aj., při dnešní přesnosti atomových hodin je třeba jejich polohu v gravitačním poli Země brát v úvahu při vytváření tzv. atomového času (TAI). Současné atomové hodiny dosahují relativní přesnosti 3.10-16, takže jejich polohu v gravitačním poli Země je třeba znát s přesností na 150 mm!
R. Reyes aj. publikovali výsledky testování OTR pomocí tzv. slabého čočkování, které statisticky deformuje tvary i shlukování vzdálených galaxií vinou kolektivního efektu bližších gravitačních čoček. Z přehlídky SDSS vybrali údaje o 70 tis. svítivých červených galaxií v průměrné vzdálenosti 1,7 Gpc od nás a na tomto popředí studovali shlukování, dynamiku a morfologiii 30 mil. vzdálenejších galaxií v pozadí. Pokud platí OTR, mělo by se to projevit hodnotou statistického parametru Eg = 0,40. Z jejich statistiky vyšla pozorovaná hodnota parametru 0,39. Tak je v tuto chvíli ověřena OTR s přesností 16 %, ale potenciál metody je mnohem vyšší, snad až kolem 1 %. To by mělo stačit na odlišení OTR od různých neortodoxních teorií gravitace, které se v poslední době téměř rojí.
C. Palenzuela aj. využili nových možností numerické relativity k simulacím splývání dvou černých děr i veleděr, k němuž určitě dochází např. při srážkách galaxií, anebo těsných dvojhvězd, kde obě složky jsou černými děrami. Pro zjednodušení rozsáhlých výpočtů přitom předpokládali, že jejich magnetické pole je kolmé k oběžné rovině. V podstatě se přitom jedná o rozšíření modelu uvolňování zářivé energie pomocí magnetického pole v okolí černé díry mechanismem, který navrhl R. Blandford a R. Znajek v r. 1977 pro osamělé rotující černé díry obklopené zmagnetizovaným akrečním diskem. Magnetické pole v okolí černé díry je strháváno rotací černé díry, indukuje tak silné elektrické proudy, které urychlují elektrony. Další interakce v magnetizovaném plazmatu pak vytvářejí kolimované protiběžné výtrysky, které vysávají rotační energii černé díry. Simulace prokázaly, že k výtryskům by docházelo u obou černých děr i tehdy, kdyby díry nerotovaly. Jakmile však díry splývají, vznikne jediný (cirkumbinární) akreční disk a tedy i jeden společný pár výtrysků, což fakticky představuje obdobu klasického Blandfordova-Znajekova mechanismu.
Navzdory tomu, že obě drahé (≈300 mil. dolarů za LIGO) americké aparatury pro měření gravitačního záření dosáhly v minulých let plánované citlivosti (10-21, což odpovídá změření vzdálenosti Proximy Centauri s přesností ±0,6 mm!), stále se nedaří nalézt žádný zdroj gravitačních vln předvídaných OTR. Proto S. Ransom navrhl, aby se využilo skvělé družice Fermi k monitorování příchodu impulsů od 40 milisekundových pulsarů po dobu 10 let, čímž by se mohlo podařit z obsáhlé statistiky miniaturních změn jejich impulsních period odhalit výskyt gravitačních vln procházejících Zemí.
Mezitím B. Abbott aj. využili měření aparatury LIGO v letech 2005-2007 k hledání korelací s periodami 116 mladých milisekundových pulsarů včetně prototypu - pulsaru v centru Krabí mlhoviny. Přestože podle výpočtu bychom měli bezpečně zaznamenat gravitační vlny přicházející z pulsaru v Krabu, autoři žádný statisticky významný signál nenašli. Titíž autoři společně se svými francouzskými a italskými protějšky rovněž zkombinovali údaje z aparatur LIGO (USA) a VIRGO (Itálie) a porovnali s periodami dosvitů pro 22 zábleskových zdrojů záření gama (GRB); opět zcela bezvýsledně.
Pro r. 2015 se však plánuje nové zkvalitnění LIGO za dalších 200 mil. dolarů a do r. 2017 má být poblíž Perthu v Austrálii vybudováno LIGO III za 170 mil. dolarů, z čehož je patrné, jak velmi vědcům záleží na úspěchu projektu. Jak ukázali L. Krauss aj., vesmírem by měly dosud putovat prvotní gravitační vlny z nejranější etapy vývoje vesmíru v čase 10-43 – 10 -35 s. Jejich fluktuace by poskytovaly obdobnou informaci jako fluktuace reliktního záření, jež už družice pozorují. Díky jim už skoro deset let víme, jak vypadal vesmír v čase 380 tis. let po velkém třesku.
S gravitací jsou zkrátka pořád nějaké maléry. Za to, že objev gravitačních vln se stále nekoná, může nejspíš podivuhodná okolnost, že gravitační síla mezi protonem a elektronem v atomu je o plných 40 řádů slabší než obdobná síla elektromagnetická. Aby toho nebylo málo, v r. 2010 se vynořil další nečekaný problém: zdá se, že neznáme ani příliš přesně hodnotu gravitační konstanty G. Jak známo, poprvé ji určil v r. 1798 H. Cavendish s přesností na 1 %. V r. 2000 jsme ji díky měřením J. Gundlacha aj. a S. Merkovitze aj. údajně znali s relativní přesností 1,4.10-5. Jenže v r. 2010 publikovali J. Faller s H. Parksem a J. Luo aj. dosti odchylné hodnoty s horší relativní přesností 2,0.10-5, jež se však od měření před 10 lety i navzájem mezi sebou liší s chybami až 3.10-4! V tuto chvíli lze tedy konstatovat s nemalým zděšením že 6,6723 < G < 6,6742 v jednotkách 10-11 m3 kg-1 s-1, přičemž nejnižší hodnota (z r. 2010) nejlépe souhlasí s měřeními z r. 1986! Útěchou nám může být snad jen zjištění F. Hofmanna aj., že laserová měření vzdálenosti Měsíce pomocí retroflektorů umístěných na jeho povrchu posádkami některých výprav programu Apollo ukazují, že horní mez eventuální roční změny hodnoty G je v relativní míře určitě menší než 10-13.
Nemalé rozpaky také působí dosavadní definice základní jednotky hmotnosti, tj. kilogramu. Ta stále spoléhá na hmotnost válečku ze slitiny platiny (90 %) a iridia (10%) uloženého u Mezinárodního úřadu pro míry a váhy v Sćvres u Paříže. Dnes už je jisté, že hmotnost tohoto etalonu se s časem měřitelně mění a ještě hůře jsou na tom národní etalony, které se jen jednou za půlstoletí srovnávají s primárním etalonem a jelikož se v jednotlivých zemích častěji používají ke kalibraci, nutně při těchto manipulacích hmotu ztrácejí. Navíc na hodnotě hmotnosti primárního etalonu závisí i řada dalších jednotek soustavy SI, tj. newton, pascal, joule, watt, ampér, volt, coulomb, tesla, weber, kandela, lumen a lux. V říjnu 2010 proto Mezinárodní výbor pro míry a váhy přijal návrh, aby Mezinárodní konference pro míry a váhy uvážila změnit definici kilogramu využitím základních fyzikálních konstant, tak jako tomu už je u definice délky (metru) a času (atomové sekundy). Konkrétně se jeví jako nejlepší využít k tomu hodnoty Planckovy konstanty, kterou lze měřit s vysokou přesností a o níž věříme, že se nemění ani v prostoru ani v čase.
Mezitím P. Becker aj. uskutečnili pozoruhodný pokus o zlepšení přesnosti a stálosti definice kilogramu tím že zhotovili kouli z křemíku 28Si vyčištěného na 99,99 %, když pomocí odstředivky odstranili z křemíkovéhu substrátu zbylé nuklidy 29Si a 30Si. Z tohoto materiálu pak nechali vykrystalizovat dvě koule o hmotnosti 5 kg. Laserovými paprsky změřili přesně jejich povrchu a odtud vypočítali i objem. Pomocí Avogadrova čísla, jež je relativně přesné na 3.10-8, pak spočítali na 9 platných cifer počet atomů křemíku v koulích. Naneštěstí takto změřený kilogram se liší od kilogramu, jenž je založen na přesné hodnotě Planckovy konstanty, takže ještě (doufejme jen) několik let potrvá, než se dočkáme tolik potřebného zlepšení definice kilogramu. I když se může zdát, že astrofyziky se takové problémy netýkají, není tomu tak. Přesnost měření hmotností neutronových hvězd zejména v binárních pulsarech je už nyní obdivuhodně vysoká a budoucí spektrografy založené na tzv. interferometrických hřebenech posunou laťku přesnosti možná až o další tři řády.
Známý astrofyzik a popularizátor vědy P. Davies poskytl rozhovor při příležitosti půlstoletého výročí projektů SETI (hledání mimozemské inteligence) a uvedl, že v nejlepším případě lze očekávat, že v Galaxii je na 10 tis. inteligentních civilizací, tj. statisticky ta nejbližší je vzdálena kolem 1 tis. světelných let. To znamená, že vidí naši civilizaci ve stavu kolem konce prvního tisíciletí křesťanského letopočtu, takže nemá žádný důvod, aby se tak zaostalé civilizaci ohlásila na rádiových vlnách.
J. Haqq-Misra a S. Baum připomněli, že za posledních 10 tis. let vzrostla lidská populace z 1 milionu jedinců na 7 miliard, tj. bezmála o 4 řády. Už z těchto hodnot je zřejmé, že trvale udržitelný rozvoj není dlouhodobě možný. Pokud by totiž pokročilá technická civilizace dospěla do fáze, že by mohla uskutečňovat mezihvězdné lety rychlostí 3 tis. km/s, stihla by osídlit celou Galaxii za pouhých 10 milionů let. V Galaxii je zajisté mnoho soustav s aspoň jednou exoplanetou v ekosféře hvězd, které jsou minimálně o sto milionů let starší než Slunce.
R. de la Torreová aj. využili v rámci experimentu Lithopanspermie projektu BIOPAN (ESA) ke studiu přežívání kolonie mechů a kyanobaktérií ve volném kosmickém prostoru. Expozice těchto organismů vlivu vakua, chladu a ultrafialového záření trvala 10 dnů. Baktérie byly za tu dobu znatelně poškozeny, ale mechy dobře přežívaly. Ani mikrobi ani mechy však nepřežily návrat atmosférou rychlostí pouhých 8 km/s. Naproti tomu v laboratorním experimentu se známým mikrobem Deinococcus radiodurans, jenž byl postupně vystaven podmínkám simulovaného vystřelení z povrchu planety, vlivům interstelárního prostředí a konečně brzdění při průletu atmosférou Země, se ukázalo, že 2 % organismů přežívalo, což ovšem výrazně záviselo na podložce, na níž mikroby spočívaly. Přežily ty mikroby, které byly částečně chráněny vnějšími vrstvami mikrobů. Autoři z toho dokonce vyvodili, že proslulá panspermie (přenos zárodků života na Zemi od vzdálených hvězd) je možná, což je však nejspíš zbožné přání, protože zásah Země interstelárním meteoritem je mimořádně nepravděpodobná událost, k níž může dojít v průměru jednou za bilión let.
Silné argumenty proti rozličným variantám panspermie snesl P. Wesson. Nejstarší lithopanspermii, tj. přenos zárodků života uvnitř interstelárních meteoroidů, navrhl lord Kelvin již v r. 1871. V r. 1908 přišel S. Arrhenius s radiační panspermií, čili přenosem spor (výtrusů) tlakem záření a konečně v r. 1973 uvažovali F. Crick a L. Orgel o řízené panspermii, kdy o přenos zárodků života se postarají technicky vyspělí zelení pidimužíci. Je pravda, že existuje řada astronomicky funkčních mechanismů pro přenos organických látek napříč Galaxií, ale biologický význam to nemá, kvůli destrukci molekul ultrafialovými paprsky a kosmickým zářením, resp. ohnivým průletem atmosférou cílové planety. Wesson proto připouští pouze kosmický přenos informace o mrtvém životě, tj. nekropanspermii.
Nejnovější objevy mikrofosilií starých 3,2 mld. let prokázaly, že v tehdejších oceánech žily mnohobuněčné organismy složené z eukaryotických buněk. To znamená, že mnohobuněčný život v mořských hlubinách začal mnohem dříve, než se dosud myslelo; možná jen pár set milionů let po vzniku jednobuněčných bezjaderných organismů. N. Goldman aj. ukázali pomocí kvantově-mechanických výpočtů, že při impaktech kometárních jader vznikaly v atmosféře Země rázové vlny, jež mohly vytvářet z H2O, CO, CO2, NH3 a methanolu (CH3OH) v materiálu komety nejjednodušší aminokyselinu glycin. Kdybychom stáří Země připodobnili k výšce Eiffelovy věže, tak dosavadní trvání lidské civilizace by odpovídalo tloušťce posledního antikorozního nátěru na jejím vrcholku!
Pozoruhodný rozbor známé Milankovičovovy teorie o kolísání klimatu na Zemi vlivem změn parametrů zemské dráhy uveřejnili D. Spiegel aj. Jak známo, v klimatické historii Země hrozilo před necelou miliardou let totální zalednění (paradox "sněhové koule"), protože sněhová, resp. ledová pokrývka má obecně vysoké albedo v optické části spektra, na rozdíl od kapalné vody. Jakmile se tedy začalo šířit zalednění oceánů i kontinentů, mohlo dojít k nevratnému procesu, což se však evidentně nestalo. Autoři ukázali, že během zmíněného šíření ledového příkrovu Země se zastavil uhlíkový-křemíkový výměnný cyklus, takže pod ledem se hromadily skleníkové plyny, jež škvírami unikaly do atmosféry a během několika milionů let přispěly k tomu, že přebytečný led v mírných zeměpisných pásmech se rozpustil.
Nepochybnou zvláštností Země v porovnání s dosud objevenými exoplanetami je téměř dokonale kruhová dráha, neboť výstřednost dráhy e dlouhodobě kolísá v nepatrných mezích 0,00 – 0,06, což je dáno celkovou architekturou rozložení planet ve Sluneční soustavě. Sklon rotační osy Země k oběžné dráze kolísá v periodě 41 tis. let v rozmezí 22,1 – 24,5°, precese rotační osy má periodu 23 tis. let a výstřednost v periodě 100 tis. let. Kombinace period pak dává Milankovičovy klimatické cykly. Zdá se až neuvěřitelné, že tak nepatrné změny astronomických parametrů dráhy Země mají tak výrazné důsledky v proměnách zemského klimatu, které však v průměru zůstává dlouhodobě překvapivě stabilní díky silným zpětným vazbám, jež nedovolí střední teplotě povrchu Země příliš kolísat.
J. Korenaga aj. upozornili na nezastupitelný význam deskové tektoniky pro výskyt života na dané kamenné planetě, jakou je právě Země. Jak se totiž ukázalo, je právě desková tektonika klíčová pro životu příznivý vývoj planetární atmosféry. Existence deskové tektoniky je zase závislá na tom, zda je na planetě dostatek tekuté vody v oceánech.
A. Vidal-Madjar aj. využili zatmění Měsíce, jež se odehrálo 16. srpna 2008, ke spektroskopickému studiu polostínu, v němž se mísí přímé sluneční světlo dopadající na Měsíc, se slunečním světlem, které předtím prošlo zemskou atmosférou. Využili k tomu moderního spektrografu SOPHIE na observatoři OHP ve Francii a v transmisním spektru zemské atmosféry našli pásy ozónu, kyslíku, sodíku a dusíku, jež svědčí o výskytu života na Zemi. Jejich práce může nyní posloužit jako referenční spektrum při srovnávání transmisních spekter exoplanet, jež se nalézají v ekosférách svých mateřských hvězd.
V r. 1956 si americký astronom amatér John Dobson (*1915) postavil zrcadlový dalekohled na původní prajednoduché montáži, které dnes nese jeho jméno. Trvalo to však téměř čtvrtstoletí, než astronomové začali brát tento revoluční čin vážně, takže až v r. 1980 vyšel návod na stavbu Dobsonova dalekohledu tiskem, přičemž Dobson jako vášnivý popularizátor astronomie si nedal svůj nápad patentovat, aby jeho cena byla co nejnižší. První komerční nabídky Dobsonových reflektorů z té doby se pohybovaly kolem 400 dolarů; v současné době jsou k mání i za 300 dolarů.
Dobson sám je mimořádně aktivní v rozvoji tzv. pouliční astronomie, kdy si popularizátor postaví dalekohled doslova někam na chodník a láká kolemjdoucí, aby se zdarma podívali na oblohu. Po celém světě i u nás je řada astronomů amatérů, kteří byli Dobsonovým návrhem na stavbu levných a přitom výkonných dalekohledů pro okukování oblohy inspirováni a třicáté výročí začátku jejich popularity je dobrou příležitostí to připomenout i v našem přehledu.
V současné době existují dva největší dalekohledy na světě a oba se nacházejí na severní polokouli: LBT (Large Binocular Telescope) na Grahamově hoře (3,3 km) v Arizoně a GTC (Gran Telescopio Canarias) na Roque de los Muchachos (2,3 km). LBT vznikl ve spolupráci výzkumných institucí v USA, Německu a Itálii, zatímco na výstavbě a provozu GTC se podílejí Španělsko, Mexiko a Floridská univerzita v Gainesville. Jejich zrcadla mají shodný efektivní průměr 10,4 m; LBT se skládá ze dvou 8,4m monolitních zrcadel, zatímco GTC je složeno ze 36 segmentů.
Mezi teleskopy pro rychlé přehlídky oblohy vyniká prototyp PanSTARRS 1 (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) se zrcadlem o průměru 1,8 m a zorným polem o průměru 3° na sopce Haleakala (3 km) na havajském ostrově Maui. Byl uveden do provozu koncem r. 2008 pořizuje každou jasnou noc kamerou o kapacitě 1,4 Gpix (!) ma 500 snímků noční oblohy (expozice 30 – 60 s) s mezní hvězdnou velikostí 24 mag, takže pokryje přibližně pětinu oblohy, což vyžaduje záznam 4 TB dat za každou noc. Během necelých dvou let provozu obsahuje archiv observatoře katalog o 5 mld. hvězd a 500 mil. galaxií. Díky přehlídce již bylo objeveno na 100 tis. planetek včetně křižujících, kde citlivost aparatury dokáže nalézt planetky o průměru >100 m. Další teleskopy sytému PanSTARRS se budují postupně a budou mít ještě lepší technické parametry.
V dubnu 2010 rozhodlo vedení Evropské jižní observatoře (ESO) o umístění budoucího obřího optického teleskopu E-ELT (European Extremely Large Telescope) s průměrem složeného hlavního zrcadla 39 m (sběrná plocha 978 m2; celkem 984 šestiúhelníkových segmentů o hraně 0,725 m a tloušťce 50 mm) na vrcholu hory Armazones v Chile. Dalekohled bude umístěn v klasické kopuli o výšce až 100 m od paty budovy.
Současně po velmi komplikované výstavbě začal na Cerro Paranal zkušební provoz přehlídkového teleskopu VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy), který je zatím největším přehlídkovým teleskopem na světě, protože průměr jeho primárního zrcadla se světelností f/1 dosahuje 4,1 m (zrcadlo dosud největší již dokončené přehlídky SDSS v Novém Mexiku má průměr 2,5 m). VISTA je britským vkladem do přístrojového vybavení ESO a vyniká zejména pro fyzikální parametry svých 16 infračervených detektorů a zorné pole o průměru 1,65°. Hmotnost kamery dosahuje 3 t! VISTA má sloužit po 236 nocí ročně pro širokoúhlé přehlídky oblohy, které budou veřejně přístupné, a dále pro specializované přehlídky, jímž bude věnován zbývající pozorovacího čas (78 nocí v roce). Na Paranalu je totiž v průměru 320 jasných nocí za rok.
V Chile však bude patrně současně s E-ELT vybudován na observatoři Las Campanas další obří teleskop GMT (Giant Magellan Telescope) složený ze sedmi zrcadel o průměru 8,4 m na společné montáži, takže půjde o ekvivalent zrcadla o průměru 24,5 m (sběrná plocha 368 m2). Na financování výstavby se kromě USA podílejí také Jižní Korea a Austrálie. Optimisté počítají se zkušebním provozem obou chilských obrů snad už v r. 2020. Třetím obrem do astronomického mariáše se pak má stát projekt 30m reflektoru TMT (Thirty Meter Telescope; 492 segmentovaných zrcadel o hraně 1,4 m; sběrná plocha 655 m2) umístěný na vrcholu sopky Mauna Kea ve výšce přes 4 km. Na jeho výstavbě se mají podílet kalifornské astronomické instituce ve spolupráci s Kanaďany. Tyto obří přístroje budou vyžadovat víceprvkové soustavy adaptivní optiky (několik umělých laserových "hvězd" v zorném poli), které vyzkoušeli poprvé M. Hart aj. u 6,5m teleskopu MMT na Hopkinsově hoře v Arizoně. Podařilo se jim tak zlepšit kvalitu obrazu (seeing) v blízké infračervené oblasti spektra (2,2 μm) z 0,7″ na 0,3″ v zorném poli o průměru přes 2′.
Díky dramatickému pokroku detekčních technik se setřely hranice mezi infračervenou, mikrovlnnou a radiovou astronomií. Jak už jsem se zmínil v předešlém odstavci, v r. 2010 začala probíhat přehlídka VISTA ESO v pásmu 0,84 – 2,5 μm; v provozu na driftující dráze poblíž Země ještě stále funguje Spitzerův teleskop (SST; v chladném provozu v pásmu 3 – 180 μm); po celý rok 2010 pracovala přehlídková infračervené družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; pásmo 3,4 – 22 μm); v okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Slunce-Země pracují evropské družice Herschel (55 – 671 μm) a Planck (0,3 – 11 mm).
Tím se plně otevřely možnosti zkoumat chladný i docela mrazivý vesmír, protože podle Planckova zákona každé těleso teplejší než 0 K měřitelně září alespoň v některých (dlouhovlnných) pásmech elektromagnetického spektra. Navíc lze pomocí delšího infračerveného záření proniknout i do oblastí, které jsou opticky neprůhledné, takže to dává soudobé astronomii do rukou jedinečný nástroj pro zkoumání předtím zcela nepřístupných oblastí vesmíru.
G. Bower aj. uveřejnili první výsledky přehlídky oblohy pomocí prvních 42 parabol o průměrech 6 m plánované obří soustavy Allenova radiointerferometru (ATA), jenž pracuje na stanici Hat Creek v Kalifornii ve frekvenčním pásmu gigahertzů (decimetrových vln). V zorném poli centrovaném na souhvězdí Pastýře nalezli za 2,5 roku v pásmu 3,1 GHz celkem 250 tis. zdrojů jasnějších než 1 mJy na ploše 10 tis. čtv. stupňů v galaktické šířce >30°. Podobně S. Croft aj. našli v pásmu 1,4 GHz 4,4 tis. radiových zdrojů s jasností >20 mJy na ploše 690 čtv. stupňů s cílem objevit zdroje silně proměnné v čase. ATA se však bohužel potýká s vážnými finančními problémy, takže v r. 2011 byl jeho provoz pozastaven.
V dubnu 2010 uplynulo již 20 let od vypuštění famózního Hubbleova kosmické teleskopu (HST), jenž ovšem začal naplno pracovat až po úspěšné korekci sférické aberace primárního 2,4m zrcadla v prosinci 1993. Za dvě desetiletí provozu na oběžné dráze získal HST přes 44 TB dat o více než 30 tis. astronomických objektech v blízkém i vzdáleném vesmíru. V jeho archivu je uloženo na 0,5 mil. snímků, které jsou veřejně přístupné pro další výzkum. Na základě pozorování HST bylo za tu dobu zveřejněno na 8,7 tis. původních vědeckých prací, jež dosud získaly přes 320 tis. citací. Z tohoto hlediska dosáhl HST plného výkonu až 8 let po svém vypuštění.
S konceptem optického kosmického teleskopu přišel již v r. 1946 významný americký astrofyzik Lyman Spitzer (1914-1997), ale teprve v r. 1977 schválil vyslání takového teleskopu pomocí raketoplánu americký kongres. Výroba primárního zrcadla začala v r. 1979, v r. 1981 byl zřízen státní Ústav pro kosmický teleskop a r. 1983 dostal teleskop Hubbleovo jméno. O rok později byla podepsána smlouva o spolupráci na vývoji a provozu HST mezi kosmickými agenturami NASA a ESA a v r. 1985 byl dalekohled připraven k vypuštění. To se však uskutečnilo vinou tragické havárie raketoplánu Challenger (leden 1986) až 24. dubna 1990. HST měl tehdy ve svém ohnisku dvě kamery (WFPC a FOC), dva spektrografy (GHRS a FOS) a rychlý fotometr (HSP).
M. Livio uvedl ve svém přehledovém článku nejvýznamnější objevy, na nichž se HST podílel rozhodující měrou: objev skryté energie vesmíru, jež způsobila, že v posledních 7 mld. let se tempo rozpínání vesmíru proti očekávání zvyšuje; podstatné zpřesnění hodnoty Hubbleovy konstanty H0 s chybou nejvýše 2 %.; poskytnutí prvních kvalitních dat o vzniku a vývoji galaxií v čase od 600 mil. let po velkém třesku až do současnosti; výzkum exoplanet, zejména pak spektra jejich atmosfér. Po poslední údržbě v květnu r. 2009 je HST suverénně nejlepším přístrojem optické astronomie, protože má nyní mj. nejcitlivější kameru Wide Field Camera (WFC3) i nejvýkonnější spektrograf Cosmic Origins Spectrograph (COS).
Mezitím dosti kostrbatě pokračuje práce na budoucím 6,5m kosmickém teleskopu Jamese Webba (JWST; sběrná plocha zrcadla 25 m2), jehož vývoj je však komplikován vinou technických obtíží. Jejich překonávání dramaticky zvyšuje původně plánované finanční náklady (v r. 2001 se celkové náklady na JWST odhadovaly na 1 mld. dolarů!), zejména proto, že jeho konstrukce se tím neúměrně protahuje. Ještě koncem roku 2009 se odhadovala konečná suma na 5 mld. dolarů, ale během roku 2010 se ukázalo, že ani tato již dosti závratná částka nebude stačit kvůli dalším odkladům. I již silně odsunutý termín startu v r. 2014 se ukázal naprosto nerealistický a odhadovaná cena tak stoupla během jediného roku na 6,5 mld. dolarů. Projekt proto začali silně kritizovat vlivní američtí politici, ale také astronomové, kteří plánují jiné, podstatně lacinější kosmické projekty, a ty jsou pohřbívány soustřeďováním financí NASA na další vývoj JWST.
S technickými problémy velkého dosahu se potýkal i projekt upraveného dopravního letadla B-747 SP pro infračervená pozorování SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), na němž NASA spolupracovala s německou kosmickou agenturou DLR již od r. 1993. Letadlo se zrcadlem o průměru 2,5 m mělo pracovat již od r. 2005 ve výšce 12 km nad zemí, kde je již průhledné okno středního infračerveného pásma až od vlnové délky 40 μm. Původní rozpočet zněl na 250 mil. dolarů, ale technické obtíže související hlavně s požadavkem porušit trup letadla zboku velkým hranatým otvorem způsobily, že první zkušební let s dalekohledem na palubě se uskutečnil teprve koncem května 2010, zatímco náklady se vyšplhaly na 1 mld. dolarů. V prosinci 2010 zahájila SOFIA vědecký provoz pozorováním hvězdné kolébky v mlhovině v Orionu. Provoz observatoře během plánované životnosti 20 let přijde obě kosmické agentury na 3 mld. dolarů. Očekává se, že SOFIA od r. 2014 uskuteční v průměru 100 letů ročně a při rychlosti 800 km/h bude operovat ve výškách až 13,7 km.
Dnes nejvýkonnějším přístrojem pro infračervenou astronomii se však bezkonkurenčně stal kosmický teleskop Herschel se zrcadlem o průměru 3,3 m, jenž byl zkonstruován v členských státech ESA a vypuštěn v květnu 2009 na dráhu v okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce. Má pasivní chlazení celého teleskopu na 85 K a aktivní chlazení detektorů supratekutým héliem a pracuje v pásmu 55 – 671 μm s úhlovým rozlišením 7″. Již v létě 2010 uveřejnil časopis Astronomy and Astrophysics soubor více než 150 studií, založených na pozorování v současnosti největším zrcadlem v kosmu a koncem téhož roku pak dalších 50 prací, věnovaných zejména objevům nejrůznějších exotických molekul pomocí heterodynní spektroskopie v daleké infračervené oblasti spektra. Jak uvedl S. Eales aj, pomocí aparatury ATLAS na družici Herschel bude možné sledovat i kosmologické pozadí submilimetrového záření, neboť pásmo 60 – 500 μm obsahuje asi polovinu celkové energie vyzářené těsně po velkém třesku.
Velkým úspěchem NASA se stalo vypuštění infračervené družice WISE v polovině prosince 2009. Na její palubě se nachází infračervený teleskop s průměrem zrcadla 0,4 m a s vodíkem chlazenými infračervenými detektory, jež pracovaly v pásmu vlnových délek 3,4 – 22 μm na oběžné dráze kolem Země od poloviny ledna až do konce října 2010, kdy byla zásoba vodíku vyčerpána. Dalekohled však pokračoval v "teplém" provozu až do počátku r. 2011, protože se ukázal jako mimořádně efektivní přístroj pro objevy objektů křižujících zemskou dráhu (NEO).
Podle E. Wrighta aj. WISE dokončila základní přehlídku celé oblohy ve čtyřech pásmech infračerveného záření již v polovině července 2010. Snímky mají úhlové rozlišení 6 – 12″, ale polohy bodových zdrojů jsou přesné na ±0,15″. Jak uvedli P. Eisenhardt aj., podařilo se ve zbývajícím studeném provozu družice zopakovat přehlídku téměř 80 % oblohy podruhé. WISE tak během svého studeného provozu pořídila přes milion snímků oblohy a katalog 500 mil. infračervených zdrojů, objevila 12 tis. nových planetek, 11 komet a mnoho hnědých trpaslíků i obřích ultrasvítivých infračervených galaxií.
Pro komplexní výzkum Slunce bylo mimořádným přínosem úspěšné vypuštění družice SDO (Solar Dynamics Observatory) na geostacionární dráhu v polovině února 2010. Její plánovaná životnost 5 let umožní pokrýt fázi maxima 24. cyklu sluneční činnosti s nebývalou rozlišovací schopností a kadencí snímků v intervalech 10 s. Družice umožní i podrobné proměřování aktivit magnetických polí na slunečním povrchu. Podle názoru mnoha odborníků má vypuštění SDO pro sluneční výzkum obdobný význam jaký mělo vypuštění HST pro stelární a extragalaktickou astronomii. Jen s nepatrnou nadsázkou lze totéž říci o družici NASA Kepler pozorující tranzity exoplanet a studující nitra hvězd pomocí asteroseismologie; oba tyto obory tak získávají podobně převratné údaje jaké SDO nyní poskytuje pro Slunce.
V říjnu 2010 skončila svou mimořádně úspěšnou misi při studiu fluktuací reliktního záření družice WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), jež byla vypuštěna na oběžnou dráhu v červnu 2001 a přesným mapováním rozložení teploty a polarizace reliktního záření změnila kosmologii v precizní vědeckou disciplínu. Zasloužila se také o všeobecné přijetí objevu zrychleného rozpínání vesmíru pomocí supernov třídy Ia, protože tento objev potvrdila naprosto nezávislou metodou.
Mezi kosmickými sondami má jistě výsadní postavení sonda NASA New Horizons směřující k trpasličí planetě Pluto. Sonda startovala ze Země v lednu 2006. Jde fakticky o vůbec nejrychlejší sondu kdy vypuštěnou. V březnu 2010 proťala dráhu planety Uran a v polovině července 2015 proletí kolem Pluta a jeho měsíců, z nichž většina byla v mezidobí objevena pomocí HST.
V červnu 2010 po více než sedmi letech od vypuštění v květnu 2003 přistálo v jižní Austrálii poblíž vojenské základny Woomera pouzdro japonské sondy Hajabusa, která v září 2005 nabrala vzorky prachových zrnek u planetky (25143) Itokawa a po překonání závažných technických obtíží přivezla pouzdro s extrémně cennými vzorky zpět k Zemi.
V manévrování mezi planetami je zajisté přeborníkem sonda NASA, která se původně jmenovala Deep Impact, neboť jejím primárním úkolem bylo vyslat impaktní projektil k jádru komety 9P/Tempel 1. Sonda byla vypuštěna v lednu 2005 a 3. července téhož roku vypustila 370kg projektil, který následujícího dne opravdu trefil jádro komety rychlostí 10 km/s, zatímco sonda oblast snímkovala během průletu kolem komety v minimální vzdálenosti 500 km. Již 21. července 2005 uskutečnila kometa aktivní manévr, aby mohla v rámci přidaného projektu EPOXI (Extra-solar Planet Observation + deep impact eXtended Investigation of comets) proletět v prosinci 2008 kolem jádra komety 85P/Boethin a následně se uložila ke spánku. Z něho se probrala až koncem září 2007. ale tehdy už odborníci věděli, že kometa Boethin se nejspíš rozpadla, takže museli najít jiný cíl v podobě komety 103P/Hartley 2.
Korekce dráhy 1. 11. 2007 proto navedla sondu k prvnímu průletu kolem Země koncem prosince 2007, aby se metodou gravitačního praku dráha sondy změnila podle výpočtu. Další tři průlety kolem Země se pak uskutečnily koncem prosince 2008 i koncem června a prosince 2009. Poslední (pátý) průlet u Země nasměroval sondu na kometu Hartley 2, kolem níž sonda úspěšně proletěla 4. listopadu 2010 v minimální vzdálenosti 700 km, Během průletu pořídila nádherné snímky jejího jádra tvaru burského oříšku. Neúnavná sonda byla pak dalším manévrem navedena k planetce (169249) 2002GT, kolem níž má proletět v lednu 2020...
Jak uvedl časopis Sky and Telescope, nepilotované astronomické družice a kosmické sondy odváděly během roku 2010 znamenitou práci. Na oběžné dráze kolem Země fungoval v tom roce nejenom HST, který je po poslední údržbě v r. 2009 v daleko nejlepší technické kondici za celou dobu svého provozu, ale též další družice Chandra, Newton, Suzaku, RXTE, INTEGRAL, Fermi, PAMELA, CoRoT, MOST, WISE, Akari, SDO, SORCE, RHESSI, TRACE, Hinode, KORONAS-Foton a IBEX. V Lagrangeových bodech pracovaly družice SOHO i ACE (L1) a WMAP, Planck a Herschel (L2) a na oběžných drahách kolem Slunce SST, Kepler a STEREO A+B.
Kolem Měsíce obíhala sonda LRO, k Merkuru směřoval MESSENGER, kolem Venuše obíhala sonda Venus Express, kolem Marsu sondy Mars Odyssey, Mars Express a Mars Reconnaisance Orbiter, zatímco na jeho povrchu pracovala vozítka Opportunity a Spirit. Na oběžné dráze kolem Saturnu stále úspěšně fungovala sonda Cassini, EPOXI snímkovala kometu, Rosetta planetku, Dawn se blížila k planetce Vesta a New Horizons směřovala k Plutu, zatímco stále fungují neuvěřitelně spolehlivé sondy Voyager 1 a 2 doslova na periférii Sluneční soustavy.
Není divu, že právě nejbohatší kosmická agentura světa NASA s ročním rozpočtem 19 miliard dolarů (zhruba třetina ročních výdajů v rozpočtu ČR) se chce i nadále soustřeďovat na rozvoj nepilotované a zvláště pak astronomické kosmonautiky. Z tohoto pohledu je ovšem zvláštní, že náklady na vypuštění a provoz Mezinárodní kosmické stanice (ISS), která by podle současných plánů měla fungovat na oběžné dráze do r. 2020, dosáhnou astronomické částky 100 miliard dolarů (bezmála dva roky výdajů rozpočtu ČR), aniž by její přínos pro světovou vědu a techniku byl nějak závratný.
Bohužel též poslední dobou klesají možnosti spolupráce mezi NASA a evropskou agenturou ESA, které kulminovaly při vývoji HST a kosmické sondy Cassini/Huygens, zajisté ke prospěchu pro obě strany. NASA má totiž jistý vždy jen rozpočet na nejbližší fiskální rok, zatímco ESA může počítat s financováním v daleko delší perspektivě. To mělo za následek, že už několikrát NASA od již téměř dohodnuté spolupráce na poslední chvíli odstoupila, takže ESA pak takové projekty musí realizovat sama, pochopitelně za cenu značného omezení vědeckého výkonu družice nebo sondy.
Pokud jde o pilotovanou kosmonautiku, americký Úřad pro vědu a techniku ustavil v r. 2009 komisi, vedenou Normanem Augustinem, která vydala koncem října 2009 revizní zprávu, jež mj. vedla prezidenta B. Obamu v r. 2010 ke zrušení programu Constellation rozvoje americké pilotované kosmonautiky. Sám předseda komise Augustine prohlásil, že tehdejší program amerických pilotovaných letů do kosmu se ocitl na neudržitelné dráze.
O. Butters aj. uvolnili pro všeobecné využití data z první části celooblohové přehlídky exoplanet SuperWASP (Wide Angle Search for Planets) konzorcia španělských a britských univerzit na stanicích La Palma na Kanárských ostrovech a Sutherland (SAAO) v Jižní Africe. Elektronický katalog DR1 obsahuje 3,6 mil. snímků, a 18 mil. světelných křivek hvězd pořízených oběma aparaturami v letech 2004-2008. Celkem se na snímcích dá dohledat asi 18 mld. hvězd. Na každé stanici pracuje na společné montáži 8 kamer s se světelnými objektivy (f/1,8) o průměru 200 mm. V ohnisku každé kamery se nachází citlivý čip CCD 2048x2048 pix, jenž zobrazuje zorné pole o průměru téměř 8°, tj. 61 čtv. stupňů oblohy,. takže naráz každá stanice obsáhne téměř 500 čtv. st. oblohy. Kadence snímků 1 za minutu dovoluje prohlédnout celou oblohu za hodinu, takže snímkování celé oblohy během noci se vícekrát opakuje. Každou noc se tak v průměru získá 100 GB údajů. Aparatura pracovala první dva roky bez filtru, ale od r. 2006 je vybavena filtry s propustností v pásmu 400 – 700 nm. Tak se daří odhalovat nové exoplanety metodou tranzitů přes mateřské hvězdy.
M. Szymansik aj. vydali fotometrické mapy 21 polí v disku Galaxie, jež byla opakovaně snímkována v letech 2002-2009 v projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE na jižní polokouli. Katalog obsahuje celkem 9 mil. hvězd na 7 čtv. stupních oblohy s přesnými polohami a jasnostmi ve dvou filtrech (V, I).
F. Verbunt a R. van Gent uveřejnili v digitální podobě všechny tři verze katalogu jasností a poloh hvězd, jež pozoroval Tycho Brahe na Hvenu. Sám Tycho zveřejnil svůj katalog obsahující údaje o 1 004 hvězdách v r. 1598, ale posmrtně vyšla v r. 1602 redigovaná verze pouze 777 hvězd. O definitivní revizi celého díla se pak zasloužil Johannes Kepler v r. 1627. V digitálním vydání je možné údaje ze všech tří verzí porovnat s pozorováními týchž objektů pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Jasnosti hvězd velmi dobře souhlasí, zatímco jejich polohy mají střední chyby do 2′. Výjimečně se vyskytují chyby až 10′, většinou překlepy, anebo i chybné výpočty.
S. Layock aj. se věnovali digitalizaci mimořádně cenné sbírky 525 tis. přehlídkových astronomických fotografií, jež v letech 1880-1985 (s přestávkou v 50. letech XX. stol., kdy tehdejší ředitel observatoře D. Menzel program zrušil) pořizovala na obou polokoulích Harvardova observatoř. Tento program soustavného sledování oblohy započal ředitel Observatoře Edward Pickering (1846-1919) tři roky po tom, co nastoupil do své funkce. Každý bod oblohy byl během zmíněného intervalu zobrazen minimálně 500krát, ale většinou aspoň tisíckrát. K digitalizaci snímků autoři používali skeneru DASCH s čipem o kapacitě 16 Mpix, takže 1 pixel odpovídá rozlišení 11 μm na vlastním snímku. Jasnosti hvězd jsou přesné na 0,1 mag a mezní hvězdná velikost většiny snímků dosahuje 17 mag. Na skenování se podíleli dobrovolníci, zejména američtí astronomové amatéři.
Jak uvedla L. Nordlingová, v nejrůznějších zapomenutých archivech, sklepech a šuplících se nalézá po světě neuvěřitelně rozsáhlé bohatství minimálně 3 milionů fotografických snímků oblohy, které leží ladem, protože nejsou převedeny do digitální podoby. Podobně by se měly digitalizovat lodní deníky kvůli záznamům o počasí, ale i o astronomických úkazech. O něco takového se pokouší už více nadšenců, např. E. Griffinová z DAO v Kanadě a W. Anderson z Univerzity v Texasu.
D. Ishihara aj. uveřejnili výsledky celooblohové přehlídky oblohy japonskou infračervenou družicí Akari, které proběhly během studeného provozu družice chlazené kapalným héliem od května 2006 do srpna 2007 v šesti oborech ve střední a daleké infračervené oblasti spektra (9 – 200 μm). Družice nalezla ve středních pásmech 9 a 18 μm celkem 877 tis., resp. 196 tis. bodových zdrojů jasnějších než 50 mJy, resp. 90 mJy. Přesnost určení zářivých toků dosáhla 4 % a polohy zdrojů jsou přesné na ±2″.
A. Riedel aj. dokončili na observatoři CTIO pomocí 0,9m reflektoru měření trigonometrických paralax 64 hvězdných soustav převážně jižní oblohy do vzdálenosti 25 pc od Slunce, které odhalili na základě jejich vlastních pohybů větších než 1″/r. Přitom 58 z nich dosud nemělo změřenu trigonometrickou paralaxu, protože družice HIPPARCOS je nezobrazila, jelikož její katalog paralax je úplný jen do 7,3 mag. Proto v něm chybí řada blízkých soustav sp. třídy dM a také bílí trpaslíci.
Sir Ian AXFORD (*1933; COSPAR, MPI Lindau); Donald BACKER (*1943; radioastronomie, U. Berkeley); Ralph BALDWIN (*1912; měsíční krátery); Aadrian BLAAUW (*1914; prezident IAU, g.ř. ESO; stel. dynamika); Donald BLACKWELL (*1921; sluneční fyzika); Geoffrey BURBIDGE (*1925; nukleogeneze); Audoin DOLFUSS (*1924; Měsíc a planety); William GORDON (*1918; Arecibo); Chushiro HAYASHI (*1920; nukleogeneze - vývoj hvězd); John HUCHRA (*1948; 3D struktury vesmíru); Brian MARSDEN (*1937; IAUC, komety); Douglas ReVELLE (*1945; meteory); Allan SANDAGE (*1926; kosmologie); Evry SCHATZMAN (*1920; teoret. astrofyzika); Ioan TODORAN (*1927; proměnné hvězdy).
Svět
Jocelyn BELLOVÁ-BURNELLOVÁ (Faradayova c.; Roy. Soc.); Jerry
NELSON, Roger ANGEL, Ray WILSON (Kavliho c. za astrofyziku;
Kavliho nadace); Charles STEIDEL (Gruberova c. za kosmologii;
Gruberova nadace); Hiroshi TAKEDA (Leonardova m.; Meteoritická
spol.); William HARTMANN (Barringerova m.; Meteoritická spol.);
R. YANG, X. GAO, D. MACHHOLZ, J. VALES (c. E. Wilsona; objevy
komet amatéry).
Doma
Miloslav DRUCKMÜLLER (Kopalova předn., ČAS); Jaroslav DYKAST,
Josef CHLACHULA, František VACLÍK, Jan VONDRÁK (čestní členové
ČAS); Stanislav FOŘT (ČR) a Peter KOSEC (SR) (zlaté m.; 4.
mezinár. olympiáda astron. a astrofyz; Čína); Luboš KOHOUTEK
(Nušlova c.; ČAS); Hana KUČÁKOVÁ (Šilhánova c.; ČAS); Petr
KULHÁNEK (Littera astronomica, ČAS); Martin LEHKÝ (Kvízova c.;
ČAS); Dalibor NEDBAL (Odehnalova c.; FVS JČMF); Viktor
VOTRUBA (Wichterlova prémie, AV ČR);
Počátkem ledna 2010 se konala v Padově slavnostní ceremonie na počest právě ukončeného Mezinárodního roku astronomie (IYA), na níž se sjelo 280 představitelů národních organizačních výborů ze 148 států. Šlo bezpochyby o největší a nejúspěšnější popularizační akci v dějinách astronomie, která měla velký ohlas ve sdělovacích prostředcích, ale i v široké mezinárodní veřejnosti. Znovu se tak potvrdilo, že astronomie je jednou z mála vědeckých disciplin, kde se na pozorováních a objevech mohou dosud uplatnit amatéři. Astronomové amatéři dodnes objevují na 10 % všech supernov a dokonce více než 90 % nov v naší Galaxii. Péčí Národního technického muzea v Praze vyšel v r. 2010 sborník s příspěvky o vědeckém díle a odkazu Johannesa Keplera, přednesenými v srpnu 2009 v Praze na mezinárodní konferenci ke 400. výročí vydání jeho základního spisu Astronomia nova.
Ve Spojených státech drželi už od r. 1964 tradici, že vždy jednou za deset roků byla z pověření Národní vědecké rady při Národní akademii věd byla vytvořena komise složená z předních amerických astronomů, jejímž úkolem bylo posoudit stávající stav americké astronomie, identifikovat hlavní priority výzkumu a doporučit, která drahá celostátně významná zařízení pro výzkum vesmíru jak z povrchu Země, tak z kosmického prostoru mají být financována z federálního rozpočtu USA. Jelikož komise pracovaly velmi zodpovědně, měla ta doporučení velkou váhu a až do konce minulého století byla většinou opravdu vyslyšena.
Doporučení z roku 2000 však už však takovou úspěšnost nevykázala, takže nakonec to Národní vědecká rada řešila netradičně tím, že počátkem r. 2010 uspořádala oběd za účasti pouze sedmi význačných amerických astronomů a ti za hlavní priority do r. 2020 označili vybudování velkého přehlídkového teleskopu LSST (8,4m zrcadlo na Cerro Pachón v Chile; nadm. výška 2,7 km) a sledování slabých astronomických objektů po celé obloze. Příslušná dekadická zpráva uveřejněná pod redakcí R. Blandforda sice zahrnuje výhled až do r. 2025, ale už teď lze konstatovat, že nebude z větší části splněna právě pro nedostatek financí. Hlavním problémem pro financování se totiž stal už zmiňovaný kosmický teleskop JWST, který asi nebude vypuštěn na oběžnou dráhu dříve než v r. 2018, přičemž jeho odhadní cena se koncem roku 2010 vyšplhala již na 8,5 mld. dolarů; více než osminásobek původního odhadu.
Není divu, že NASA se dokonce potýká s problémem čitelnosti údajů z družic a kosmických sond vypuštěných před r. 1980. Tehdy se veškerá data zapisovala na široké magnetické pásky, které se kvůli prodloužení životnosti natíraly velrybím tukem. Kvůli zákazům lovů velryb pro komerční účely však po r. 1980 velrybí tuk nebyl k sehnání, takže staré (tučné) pásky se začaly od r. 1964 přepisovat, takže data do r. 1980 už neexistují. Je to tragická škoda, protože jde mj. o nenahraditelné údaje z pilotovaného programu Apollo. Navíc se objevil další problém, že NASA v mezidobí dala do šrotu, resp. potopila v oceánu ampexové záznamníky o hmotnosti 4,5 metráku, takže není na čem i ty recyklované magnetické pásky přehrát.
Koncem srpna 2010 se přesunulo vydávání slavných Cirkulářů Mezinárodní astronomické unie o astronomických objevech do Oddělení pro Zemi a planetologii Harvardovy univerzity a počítače Úřadu pro astronomické telegramy do Tamkinovy nadace. Brzy se ukázalo, že šlo o nenapravitelně nepříznivou událost v dějinách cirkulářů, které začaly vycházet na observatoři v Kodani v r. 1922 a byly přesunuty na Harvard College Observatory od ledna 1965. Jejich jedinečným hlavním vydavatelem se stal nezapomenutelný Brian Marsden, který někdy vydával i více cirkulářů během jediného dne. Po jeho odchodu do důchodu a úmrtí v listopadu 2010 však začaly Cirkuláře zacházet na úbytě a postupně ztrácejí někdejší věhlas, ačkoliv by díky internetu mohly být stále velmi užitečné.
Všechno nasvědčuje tomu, že v tomto století se zaslíbenou zemí pro astronomii stane Antarktida, která je po část roku přibližně stejně nehostinná pro život jako Mars v létě. Astronomie však může získat díky vysoké střední nadmořské výšce tohoto světadílu a ledové pokrývce, která vytváří už v malé výšce nad terénem v podstatě laminární proudění vzduchu a v některých částech kontinentu i bezvětří. Možná někoho překvapí, že atmosféra nad ledovým příkrovem Antarktidy je rekordně suchá, což je výhodné pro infračervenou astronomii, kde se navíc ani čidla ani optika nemusí tolik chladit jako kdekoliv jinde na Zemi.
Jak uvedli N. Crouzet aj. na základně Concordia u Dómu C lze pozorovat oblohu po téměř 3 měsíce nepřetržitě díky trvalé noční tmě. V červnu 2008 tak mohli pomocí 100mm refraktoru se čtyřmi maticemi CCD pozorovat okolí jižního pólu o průměru zorného pole bezmála 4° (přes 15 čtv. st.) nepřetržitě po dobu 66 "dnů", tedy vlastně "nocí". Zjistili přitom, že pozorovací podmínky jsou po 60 % tohoto času jednoduše vynikající. E. Fossat aj. měřili po celou dobu kvalitu obrazu (seeing) a zjistili, že zatímco při zemi (ledu) je obvykle dost špatný, zlepšuje se rychle s výškou nad terénm. V 8m výšce bývá seeing <0,5″ po dobu i více než 7 h a ve 20m výšce dokonce již po 15 h. O takových možnostech se dá na jiných observatořích na Zemi jen snít, snad s výjimkou pouště Atacama v Chile a vrcholu sopky Mauna Kea na Havaji.
Není divu, že se o Antarktidu zajímají čínští astronomové, kteří už mají stanici Kunlun u Dómu A v nadm. výšce 4,1 km. Chtějí zde postavit 2,5m reflektor KDUST pro výzkumy v blízké infračervené oblasti spektra a 5m přesnou parabolu pro frekvenční pásmo řádu THz (vlnové délky 200 – 350 μm). Testy s menšími přístroji ukázaly, že turbulentní atmosféra sahá jen do výšky 14 m, takže taková výška se dá technicky dobře zvládnout. Náklady na zbudování obou zařízení mají dosáhnout jen 150 mil. dolarů.
V Antarktidě mají svá výzkumná zařízení také Spojené státy; především jedinečnou podzemní observatoř pro neutrinovou astronomii IceCube, ale také základnu pro vypouštění dlouhožijících balónů, které mohou kroužit v polárním víru kolem jižního pólu ve výškách 35 km i řadu týdnů; jde fakticky o velmi levnou variantu vypouštění umělých družic do kosmického prostoru, protože v těchto výškách se dá velmi dobře provozovat infračervená a mikrovlnná astronomie, kterou ostatně čeká světlá budoucnost díky kosmologickému červenému posuvu nejvzdálenějších objektů ve vesmíru, kde se laboratorní ultrafialové čáry přesouvají do středního pásma infračerveného záření.
Jak uvedl A. Belenky, proslulá starověká filosofka a matematička Hypatia (narozená někdy kolem r. 360 n.l. s nejistotou ±10 let), se patrně stala obětí sporu o správné datum velikonoc. Byla totiž brutálně zavražděna zfanatizovaným davem v Alexandrii 21. března 416 n.l. kvůli sporu o datu velikonoc o rok později. Podle jejího výpočtu měla v tom roce nastat jarní rovnodennost 21. 3. 417, kdežto podle výpočtu římské církve již 16. 3. 417. Spor však byl nejspíš jenom záminkou; Hypatia požívala v alexandrijské společnosti nemalé vážnosti, což jí její ideoví protivníci z celého srdce záviděli a místní lůzu na ni poštvali (tedy nic nového pod sluncem ani ve XXI. stol.). C. Cesarská a H. Walker uveřejnili statistiku o současném podílu žen mezi profesionálními astronomy v různých státech světa. Vede Argentina s 36 % podílu žen; na chvostu je Japonsko s 5,5 % podílem. Česko se drží dosti při zemi s podílem 12 %.
Polští archeologové si dlouho nebyli jisti, kde přesně v katedrále ve Fromborku se nachází hrob Mikuláše Kopernika (1473-1543). Teprve v listopadu 2005 se jim podařilo nalézt v jednom z hrobů lebku, která velmi pravděpodobně patřila Kopernikovi. V r. 2008 se polským odborníkům s přispění švédských kolegů podařilo srovnat DNA ze zubu v lebce s DNA vlasu, jenž se zachytil v knize, kterou Kopernik nepochybně vlastnil. Shoda obou analýz tak potvrdila, že jde o Kopernikovy ostatky, které byly v květnu 2010 znovu uloženy do nyní již označeného hrobu v témže místě.
V polovině listopadu 2010 byla v Týnském chrámu v Praze vyzvednuta rakev s pozůstatky Tychona Braha (1546-1601), na základě žádosti dánského antropologa Jense Velleva z univerzity v Aarhusu, jenž chtěl zjistit, co je pravdy na pověstech, že Tycho byl otráven rtutí. I v tomto případě hrály ústřední roli vlasy a vousy, které byly souběžně prozkoumány na obsah rtuti v Dánsku (K. Rasmussen) a v Řeži (J. Kučera). Oba týmy dospěly ke shodným výsledkům, tj. Tycho Brahe nebyl v posledních 5 až 10 lety před svým skonem vystaven vyšším dávkám rtuti, které by mohly způsobit nějaké onemocnění; dva měsíce před smrtí byl obsah rtuti na spodní hranici normálních koncentrací a dále klesal v posledních dvou týdnech jeho života.
Podrobnosti o epochálním objevu konečné rychlosti světla dánským hvězdářem Olafem Römerem (1644-1710) zveřejnil P. Najser. Römer společně s G. Cassinim pozorovali již v letech 1666-68 zatmění Jupiterovy družice Io, jejíž oběžnou periodu kolem Jupiteru stanovili na 42,5 h. Römer uveřejnil v r. 1676 výpočty, podle nichž světelný čas pro délku astronomické jednotky činí 10-11 minut, tj. 225 – 245 tis. km/s. Cassini o variacích v časech zatmění vůči výpočtu podal zprávu Francouzské akademii věd v srpnu 1676, která by odpovídala rychlosti světla 270 tis. km/s, ale nic z toho nepublikoval, zřejmě proto, že konečné rychlosti šíření světla prostě nevěřil. Vzápětí C. Huygens využil Römerových měření a tehdy změřené délky astronomické jednotky (140 mil. km) ke stanovení hodnoty rychlosti světla 213 tis. km/s. Teprve v r. 1820 dokázal J. Delambre stejnou metodou určit světelný čas pro délku astronomické jednotky 8 min 12 s, což odpovídá rychlosti světla 300,0 tis. km/s s chybou 0,2 %.
Je téměř neuvěřitelné, že i když soudobé počítače musí být co možná nejmenší, aby se neprodlužoval cenný výpočetní čas příliš dlouhým vedením signálů, které se pohybují přece jen o něco pomaleji než světlo ve vakuu, výkon superpočítačů stále ještě dost rychle roste. V říjnu 2010 se poprvé dostali na špici nikdy nevypsané soutěže o nejrychlejší superpočítač Číňané se svým superpočítačem Tianhe-1A v Tianjinu, který s maximální operační rychlostí 2,5 Pflops a více než 14 tis. procesory byl téměř o polovinu rychlejší než předešlý držitel rekordu americký Jaguar XT5. Další vylepšení mohou zvýšit jeho výkon až na 4,7 Tflops, ale jinak se už v USA a Japonsku chystají superpočítače s výkonem řádu 10 Tflops.
Jen tak mimochodem, francouzskému zaměstnanci firmy Telecom F. Bellardovi se v r. 2010 podařilo spočítat Ludolfovo číslo π na 2,7 biliónů cifer na obyčejném počítači, který ho nestál ani 2 tis. euro. Výpočet ovšem zabral 103 dnů a kontrola výsledku dalších 28 dnů. Předešlý rekord 2,58 biliónů cifer držel D. Takahashi, který ho docílil za 29 h strojového času na superpočítači v japonské Cukubě.
H. Abt si vzal na mušku tempo rozvoje astronomie za poslední půl století měřené množstvím stránek vědeckých prací zveřejňovaných v amerických vědeckých časopisech Astrophysical Journal (ApJ) a Astronomical Journal (AJ) v přepočtu na 1 mil. obyvatel. Ukázal, že tempo růstu počtu stránek bylo v průměru šestkrát rychlejší, než tempo růstu počtu obyvatel USA! Totéž platí také pro Velkou Británii, jejíž astronomové nejvíce publikují v časopise Monthly Notices (MN) - jediný rozdíl spočívá v tom že křivka růstu je oproti americké zpožděná o deset let. Evropský časopis Astronomy and Astrophysics (AsAp) zveřejňuje nejvíce prací od astronomů z Francie, Německa, Itálie a Nizozemí; jako celek je však kontinentální Evropa zpožděna o 12 let za USA. To však znamená, že při dosavadním trendu poroste světová publikační činnost v astronomii ještě řadu let. Podle A. Fabiana v dekádě 1999-2009 bylo nejvíce prací v kosmickém výzkumu publikováno v USA (54 tis.), ve Velké Británii (18 tis.), Francii (14 tis.), Itálii (11 tis.), Japonsku (8 tis.) a v Nizozemí (6 tis.).
C. Loková upozornila, že v medicíně, kde vychází celosvětově za rok již přes 800 tis. prací, je velmi obtížné najít v rozumném čase ty informace, které se týkají problému, který odborník chce řešit. Proto se začíná s pokusy vyhledávání relevantních informací usnadnit pomocí počítačů, které však až dosud - jak známo - příliš nerozumí tomu, co tak rychle dokáží uložit do paměti. Proto jsou strojové překlady zatím stále téměř nepoužitelné. První takové pokusy orientované právě na medicínu však dávají jistou naději, že to přece jenom časem půjde. Myslím, že astronomii tento problém už také začíná sužovat, což ostatně názorně dokazuje zpoždění ve zveřejňování Žní objevů v posledních letech.
J. Frogel ukázal, že podle vysokého počtu citací se v astronomii v první dekádě XXI. stol. prosadily pouze čtyři vědecké časopisy: AsAp, AJ, ApJ, a MN, které ročně sbírají až 85 % všech citací (do tohoto seznamu autor úmyslně nedával všeobecné vědecké časopisy Nature a Science, které mívají v každém týdnu 0 - 3 astronomické práce, ale už tím přísným výběrem je dán význam obou vědeckých týdeníků i pro astronomii). Nejvíce vědeckých prací (≈2,8 tis. ročně) vychází v ApJ; na druhém místě je AsAp (≈1,8 tis. prací ročně). Za sledované období se počet publikujících autorů ztrojnásobil. Podobně se zvedají počty spoluautorů dané práce; nejvíce citované práce mají minimálně 6 spoluautorů a obecně počet citací roste s počtem spoluautorů daného článku.
Tvrdá konkurence také způsobila, že zatímco v r. 2008 ještě vycházelo 43 vědeckých periodických astronomických časopisů, tak v r. 2010 jich bylo jen 34. Nejvíce citací (až 5 tis. za dekádu) měly práce o výsledcích družice WMAP pro zkoumání jemných fluktuací v reliktním záření kosmického pozadí, dále pak přehlídka SDSS, určení Hubbleovy konstanty a pozorování extrémně vzdálených supernov pomocí HST, infračervená přehlídka 2MASS a další výsledky Spitzerova a Hubbleova teleskopu. Týdeník Science uveřejnil v prosinci 2010 seznam deseti nejvýznamnějších vědeckých objevů uplynulého desetiletí, v němž se ocitly tři astronomické položky, a to přesná kosmologie, objev exoplanet a důkaz existence tekuté vody v minulosti Marsu.
Ekonomická krize zasáhla v r. 2010 ve státech Evropy a Severní Ameriky naplno také vědu včetně astronomie. Nejvíce to pocítili vědci ve Velké Británii, ale i v USA, a (bez přímé souvislosti s krizí) také vědci v Rusku. Někteří lidé zejména u nás doma si začali myslet, že v době krize je podpora vědy nepřiměřený luxus, ale rozumnější vlády naopak pochopily, že cesta z ekonomického propadu vede právě přes podporu kvalitního vzdělání a vědy. Dobrým příkladem v Evropě jsou podle týdeníku Nature právě státy EU, které podporují velké mezinárodní spolupráce zejména v astronomii (ESO) a fyzice částic (CERN), což jsou dnes suverénně nejlepší pracoviště ve svých oborech na světě.
V Británii se o podporu základního výzkum v rámci mezinárodních projektů stará instituce STFC (Rada pro vědecká a technická zařízení), která v létě 2010 konstatovala, že pro zaměstnanost mají velký význam právě nositelé akademického titulu PhD., kteří asi ze 2/3 zůstávají po promoci v základním výzkumu, ale z 1/3 vstupují do komunikačních firem, velkých průmyslových a obchodních podniků, zejména pak do bank apod. Studie STFC jednoznačně prokázala, že výchova vědeckých pracovníků (v Británii studuje v doktorských programech asi 40 % cizinců) je největší podporou ekonomického úspěchu země. Tohoto závěru STFC si britská konzervativní vláda již naštěstí ráčila povšimnout.
Prudce však stoupá orientace na vědu zejména v Brazílii (>190 mil. obyvatel); během pěti let od r. 2003 na více než dvojnásobek. Podobně tam však souběžně stoupl i počet publikovaných prací ze 14 tis. na 30 tis. prací/r. Vědecká produkce Brazílie tak představuje již více než polovinu vědeckého výkonu celé Latinské Ameriky! Výrazně též stoupá podpora základního výzkumu v Číně a Indii.
Základní zásady, jak účelně podporovat základní výzkum v každé zemi, shrnul ve svém příspěvku z listopadu 2010 pro týdeník Nature A. Zewail: "Dělat základní výzkum se dlouhodobě vyplatí více než cokoliv jiného. Nesmíme však vědce nutit, aby psali nekonečné návrhy s malou vyhlídkou na úspěch, aniž je manažerovat jako v nějaké firmě. Primárním úkolem státu je vyhledávat lidi, kteří jsou přitahováni k problémům kvůli své nevyčerpatelné zvědavosti. Musíme jim dá příležitost, aby na svých pracovištích mohli vytvářet intelektuální atmosféru nutnou pro řešení obtížných problémů a musíme je ovšem i přiměřeně zaplatit."
Jinými slovy to velmi výstižně vyjádřil v témže roce tehdejší francouzský prezident Nicolas Sarkozy: "Bez základního vědeckého výzkumu nemohou přijít žádné aplikace. Koneckonců elektřina a žárovka nebyly vynalezeny postupnými inovacemi svíčky."
Dátum poslednej zmeny: 19. apríla 2013