Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 15. apríla 2014
S. van den Bergh zjistil, že známý teoretik G. Lemaitre dospěl ve své práci z r. 1927 k historicky prvnímu odvození tempa rozpínání vesmíru. Použil přitom pozorovacích údajů o vzdálenostech a červených posuvech ve spektru 42 galaxií, jež předtím publikovali E. Hubble, G. Strömberg a V. Slipher, jež citoval. Ve své francouzsky psané práci o homogenním vesmíru s konstantní hmotností a rostoucím poloměru (Ann. Soc. Sci. de Bruxelles 47, str. 49) tak dospěl k hodnotě tempa rozpínání vesmíru 575 km/s/Mpc. Teprve o dva roky později zveřejnil E. Hubble na základě Slipherových údajů o červených posuvech a vlastních měření vzdáleností 24 galaxií svůj mnohem proslulejší článek (Proc. Natl. Acad. Sci. 15, no. 3, str. 168), v němž odvodil tempo rozpínání vesmíru 530 km/s/Mpc. Jak známo, dnes se tomuto parametru říká Hubbleova konstanta, ale historicky přesné by bylo ji nazývat konstantou Lemaitrovou.
Celá záležitost se ještě více zašmodrchala, když v r. 1931 uveřejnil britský časopis Monthly Notices RAS anglický překlad Lemaitrova článku z r. 1927, kde byl výpočet tempa rozpínání vynechán. Padlo podezření, že to redakce udělala, aby se nemohlo zpochybnit Hubbleovo prvenství, ale americký astronom italského původu M. Livio našel v archivu časopisu Lemaitrův dopis redakci Monthly Notices, v němž sám žádá redakci, aby ten výpočet vynechala, protože už jsou známa lepší data. Obě zmíněné hodnoty jsou ovšem systematicky přeceněné proti nejnovějším hodnotám této konstanty přibližně 70 km/s/Mpc, což způsobilo, že kosmologové dlouho rozpínání vesmíru nevěřili, protože převrácené hodnoty Lemaitrovy-Hubbleovy konstanty udávaly příliš nízké stáří vesmíru (1,7 – 1,8 mld. let).
S. van den Bergh pak v další studii upřesnil, že určováním vztahu mezi červeným posuvem galaxií a jejich úhlovým rozměrem na obloze se jako první zabýval německý astronom C. Wirtz v letech 1922-1924. Z měření červeného posuvu pro 42 spirálních galaxií ukázal, že čím je galaxie na obloze menší, tím, vyšší je její posuv. Tento závěr potvrdil v r. 1925 švédský astronom K. Lundmark. V r. 1928 přijel E. Hubble do Leidenu, kde se o těchto výsledcích dozvěděl; Lemaitrovu studii však patrně nečetl. V r. 1931 společně s M. Humasonem uveřejnil další práci, v níž už měli měření červených posuvů pro dalších 40 galaxií a odtud vyšla Hubbleovi a Humasonovi hodnota H0 = 558 v obvyklých jednotkách. Naproti tomu holandský astronom W. de Sitter dostal nižší odhad H0 = 460, s čímž Hubble ostře nesouhlasil.
A. Hajian kritizoval starší studii V. Gurzadyana a R. Penrose z r. 2010, v níž oba spoluautoři tvrdili, že v sedmiletých datech o fluktuacích reliktního záření z družice WMAP našli koncentrické kruhové struktury, které považovali za důkaz platnosti domněnky o tzv. konformální cyklické kosmologii, tj. že vesmír existoval již před velkým třeskem a prodělával v té době srážky černých veleděr, od nichž se šířily hustotní vlny, jejichž ozvěnou jsou zmíněné koncentrické struktury v současném vesmíru. Hajian tvrdí, že z jeho počítačových simulací problému vyplývá, že zmíněné kruhové struktury jsou pouhé statistické fluktuace, takže měření družice WMAP naopak potvrzují standardní kosmologický model s prudkou kosmologickou inflací těsně po vzniku vesmíru.
M. Fumagalli aj. objevili pomocí Keckova teleskopu ve spektrech vzdáleného kvasaru mezilehlá plynná mračna čistého vodíku, takže odtud usuzují, že ještě 2 miliardy let po velkém třesku zůstaly ve vesmíru mezihvězdné kapsy, v nichž je zachován původní materiál z období raného vzniku vesmíru. Podobně se podařilo nalézt nepříliš vzdálené hvězdy, jejichž obsah tzv. kovů (prvky s protonovým číslem větším než 5) je o plné čtyři řády nižší než u Slunce, což svědčí rovněž o tom, že tam dosud neproběhly termonukleární reakce. Domněnka o zastydlých kapsách tak získává na vážnosti.
Ústav Maxe Plancka pro astrofyziku shrnul ve své výroční zprávě hlavní výsledky prvního roku provozu umělé družice Planck, primárně určené pro studium jemných fluktuací teploty reliktního záření. Především se podařilo objevit anomální mikrovlnné záření naší Galaxie, které je zřejmě způsobeno rychlou rotací elektricky nabitých drobných prachových zrnek. Družice také zmapovala rozložení chladného plynu v Galaxii a potvrdila Sjunjajevův-Zeldovičův jev v téměř 220 kupách galaxií, což následně přispělo k inventuře chladného plynu v celém pozorovatelném vesmíru. V atmosférách kup galaxií našel Planck velmi horký plyn o teplotách řádu 100 MK a v dalekém infračerveném spektrálním pásmu údaje o tempu tvorby hvězd v galaxiích v době až před dvěma miliardami let. Všechny tyto údaje jsou nutným předpokladem pro zpracování měření fluktuací reliktního záření poukazující na ranou strukturu vesmíru. Vlivy zmíněného mikrovlnného popředí je totiž nutné velmi opatrně a přesně odečíst, abychom dostali spolehlivé údaje o velmi slabém reliktním záření z doby před více než 13,7 mld. let.
V prosinci 2011 pak vyšlo 26 původních vědeckých prací o výsledcích družice Planck (ESA), jež začala měřit v okolí Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce 13. srpna 2009. Vysoké citlivosti obou bolometrů dosáhli technici díky stínění družice solárními panely, které na sluneční straně měly teplotu 384 K, dále chlazením primárního zrcadla na teplotu 36 K a bolometrů LFI (pásmo 30 – 143 GHz; 10 – 2,1 mm) na 20 K a HFI (pásmo 217 – 857 GHz; 1,4 – 0,35 mm) na 93 mK (tento bolometr dosáhl rekordu v nejnižší teplotě v celém vesmíru, přirozeně s výjimkou laboratoří nízkých teplot na Zemi). Během prvního roku provozu aparatury Planck sledovaly 915 chladných molekulových mračen, téměř 200 kup galaxií s hmotnostmi až 1 PM☉ a přes 15 tis. diskrétních zdrojů mikrovlnného záření. Záření všech těchto zdrojů v popředí je nutné pečlivě odčítat při přesném měření fluktuací reliktního mikrovlnného záření kosmického pozadí.
N. Bosse a A. Majumdar ukázali, že nynější zrychlené rozpínání vesmíru povede v budoucnosti ke vzniku kosmologického horizontu událostí. Nehomogenity vesmíru však způsobí, že se tempo rozpínání vesmíru začne následkem toho snižovat a nakonec přejde dokonce ve smršťování vesmíru. Stručně řečeno, ať cokoliv způsobilo zrychlené rozpínání vesmíru, týž mechanismus nakonec vyvolá zpomalení a dokonce smršťování vesmíru.
J. Gott III a Z. Slepian uvažovali o hlubší příčině, proč vůbec skrytá energie existuje a došli k závěru, že jsou možné dvě varianty: skrytá energie je v podstatě Einsteinova kosmologická konstanta LAMBDA, anebo může být projevem téhož fyzikálního mechanismu jako kosmologická inflace, která proběhla v nepatrném zlomku první sekundy po velkém třesku. V kosmologii je stavová rovnice pro dokonalou tekutinu zcela určena bezrozměrným parametrem w = p.ρ, kde p je tlak a ρ hustota energie. V prvním případě (LAMBDA) musí platit w = -1, kdežto ve druhém případě (inflace) w = >-1. Pokud je w < -1/3, začne se vesmír od jistého okamžiku po velkém třesku znovu rozpínat zrychleně.
Pokud je w obecně různé od -1 (tj. může být také w <-1), znamená to, že jde o tzv. kvintesenci ("pátou základní interakci"), která je na rozdíl od neměnné kosmologické konstanty proměnná v čase a dokonce se může během doby změnit z přitažlivé síly na odpudivou! Pro případ, že by platilo w <-1, hrozil by vesmíru v čase asi 50 miliard let po současnosti scénář zvaný Velký roztrh (Big Rip), při němž by se zrychleně roztrhaly nejenom velké struktury vesmíru, ale i molekuly a atomy. Tato varianta kvintesence se obvykle nazývá fantomová energie.
Hodnoty w zjištěné různými cestami z dosavadních pozorování jsou v mezích chyby blízké -1, jenže přesnost těchto měření se pohybuje v nejlepším případě kolem ±10 %. Zatím nejpřesnější pozorovanou hodnotu w = (1,03 ±0,08) odvodili C. Blake aj. na základě rozsáhlé přehlídky rozložení galaxií WiggleZ pro tři červené posuvy z (0,44; 0,6 s 0,73; tj. pro vzdálenosti 1,4; 1,75 a 2,0 Gpc). Lze však očekávat, že nadcházející přehlídka prostorového rozložení galaxií SDSS III zmenší chybu určení w na 3 % a kosmické aparatury WFIRST (NASA) a Euclid (ESA) by měly dosáhnout přesnosti na 1 %. Opět jsme však svědky kosmologického spiknutí, že úplné jistoty o povaze mechanismu, který dal vznik skryté energii, nebudeme mít nikdy, protože žádná astronomická či fyzikální měření nemohou být zcela bez chyby...
M. March aj. statistiku kosmologických přehlídek a zjistili, že standardní kosmologický model s kosmologickou konstantou a studenou chladnou látkou (LAMBDA.DM) daleko nejlépe vyhovuje všem dosud uskutečněným pozorováním. Tento model je především ve výborné shodě s existencí reliktního záření, s velkorozměrovou strukturou vesmíru, poměrným zastoupením vodíku (deutéria), hélia a lithia i s faktem zrychlujícího se rozpínání vesmíru, objeveným těsně před koncem XX. stol. Model také odpovídá všem předpovědím a výpočtům založeným na obecné teorii relativity.
A. Riess aj. měřili vzdálenosti více než 600 cefeid pomocí jejich infračervených světelných křivek v mateřských galaxiích osmi supernov třídy Ia pomocí nové kamery WFC3 HST. Mezi nimi byla také galaxie NGC 4258 (=M106 CVn) jejíž vzdálenost (7,2 Mpc) se podařilo změřit trigonometricky díky výskytu mezihvězdného mračna s megamaserovými spektrálními čarami vody v rádiovém oboru (22 GHz) spektra. Tak se podařilo zmenšit relativní střední chybu první příčky kosmologického žebříku vzdáleností z 3,5 % na 2,3 %. Odtud pak vychází hodnota Hubbleovy konstanty H0 = (74,8 ±3,1) km/s/Mpc, tj. s relativní chybou ±4 %.
F. Beutler aj. využili údajů o prostorovém rozložení galaxií z přehlídky 6dF ke stanovení hodnoty H0 z lineární rozteče baryonových oscilací, které umožňují nezávisle na ostatních metodách určit tempo rozpínání vesmíru. Z rozteče (457 ±27) Mpc jim tak vyšla lokální H0 = (67 ±3) km/s/Mpc, tj. relativní chyba 4,5 %. Ta se zřetelně liší od výše uvedených údajů, takže vzniká podezření, že hlavním problémem budoucího zpřesnění údajů o Hubbleově konstantě bude identifikovat a odstranit systematické chyby různých metod.
I. Agafonová aj. zjišťovali pomocí spektrografu UVES VLT ESO zastoupení izotopů hořčíku ve dvou absorpčních spektrech (z =0,45 - vzdálenost 1,4 Gpc a z = 1,58 - 2,9 Gpc) před kvasarem HE0001-2340 (z = 2,28; vzdálenost 3,3 Gpc) s cílem ověřit, zda se konstanta jemné struktury α nemění v čase. Z jejich měření vyplývá zatím nejpřesnější důkaz, že konstanta je během posledních 9,6 mld. let stálá v mezích relativní chyby ±3.10-6.
J. Janssen aj. upozornili na stále neuspokojivý stav v určování hodnoty gravitační konstanty v Newtonově zákoně a také v problematické definici kilogramu pomocí etalonu uloženého v Sćvres u Paříže. Navrhují proto přejít na fyzikální definici kilogramu (a také jednotky elektrického proudu - ampéru) využitím kvantového Hallova jevu, jenž dává vztah mezi nábojem elektronu a Planckovou konstantou. To by umožnilo snadnější a trvalou reprodukci etalonu i jeho zpřesnění na relativní chybu řádu 10-10.
Jak uvedl B. Luzum aj., Mezinárodní astronomická unie na kongresu v Riu de Janeiru v r. 2009 zpřesnila "úřední" hodnotu astronomické jednotky (AU) = (149 597 870 070,0 ±3,0) m. P. Harmanec a A. Prša doporučili pro astrofyzikální výpočty používat zpřesněných hodnot pro poloměr Slunce (695 508 km), jeho hmotnost (1,988 547.1030 kg), efektivní teplotu (5 779,57 K), a zářivý výkon (3,846.1026 W), protože při současné a budoucí přesnosti astrofyzikálních měření u hvězd a hvězdných soustav už dosavadní přibližná a různě zaokrouhlovaná čísla ohrožují podrobné srovnávání takto počítaných parametrů vzdálených objektů. M. Eremets a I. Troyan dosáhli v experimentu s diamantovou kovadlinou tlaků 260 – 270 GPa a tak zjistili, že při těchto tlacích vzniká kovový vodík. To znamená, že v centru Jupiteru se kovový vodík opravdu nachází.
N. Jarosik aj. zpracovali výsledky pozorování fluktuací reliktního záření a jeho polarizace za 7 let činnosti družice WMAP. V multipólovém rozvoji teplot se tak podařilo pozorovat i 3. akustický vrchol a tím zpřesnit čas poslední interakce látky a záření v rozpínajícím se raném vesmíru na 58 tis. let po velkém třesku, což ovšem velmi silně nesouhlasí s dosud uváděnou hodnotou 380 tis. let po velkém třesku. Počáteční zastoupení hélia vůči vodíku podle hmotnosti se ustálilo na 32,6 % v dobré shodě se standardním modelem. Relativní zastoupení skryté energie na celkové hmotě vesmíru činí 73 %.
E. Komatsu aj. odvodili z týchž dat horní mez celkové hmotnosti tří módů neutrin 0,6 eV/c2, přičemž měření připouštějí ještě 4. mód neutrin, který je předmětem zatím nerozhodné diskuse. J. Dunkley aj. proměřovali v r. 2008 pomocí milimetrového radioteleskopu ACT v poušti Atacama fluktuace reliktního záření na ploše 296 čtv. stupňů jižní oblohy na frekvencích 148 a 218 GHz (2,0 a 1,4 mm). Dostali tak výborný souhlas s multipólovým rozvojem již citované družice WMAP a poměrné zastoupení hélia v raném vesmíru 31 %.
P. Noterdaeme aj. sledovali, jak se zvyšuje teplota reliktního záření ve větších vzdálenostech od nás, kdy fakticky vidíme, jakou teplotu mělo reliktní záření před miliardami let. Pomocí spektrografu UVES VLT ESO měřili pomocí intenzity mezihvězdných absorpčních čar CO teploty reliktního záření před pěti kvasary ve vzdálenostech 3,0 – 3,6 Gpc. Potvrdili tak s přesností lepší než 3 % vztah pro teplotu T v závislosti na červeném posuvu z. T = 2,725.(1 + z), odvozený z předpokladu o adiabatickém rozpínání vesmíru. Odtud jim také vyšla dosud nejpřesnější hodnota parametru stavové rovnice skryté energie w = (-0,996 ±0,025).
C. Yu nalezl analogii mezi koronálními výrony hmoty ze Slunce (CME) a magnetosférami kolem neutronových hvězd s extrémně vysokou indukcí magnetického pole na jejich povrchu. Ukázal však, že magnetary se mohou stát jen neutronové hvězdy s hmotnostmi nižšími než 1,7 M☉, nejspíš však je horní mez rovna jen 1,4 M☉. V takových případech může magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy dosáhnout až 1 GT a energie v něm utajená se pohybuje k hodnotám až 1039 J.
C. Dermer aj. se pokusili o odhad indukce intergalaktického magnetického pole na základě horních mezí pro zpoždění TeV paprsků gama ze vzdálených blazarů, které by měly degradovat do pásma GeV. Za přepodkladu, že blazary svítí konstantním zářivým výkonem, by tato pole mohla dosahovat indukce až 0,1 aT (10-19 T), ale realističtější horní mez je spíše 0,1 zT (10-22 T). K. Dolag aj. uvedli na základě pozorování paprsků gama z blazaru 1ES 0229+200 (vzdálenost 540 Mpc), že minimálně 60 % intergalaktického prostoru je po dobu až desítek tisíc let vyplněno magnetickými poli o indukci až 0,1 aT a v jádrech kup galaxií má toto pole indukci až 3 nT.
Podle M. Ackermanna aj. mohou být zdrojem kosmického záření nejenom vybuchující hvězdy (supernovy), ale také galaktické superbubliny horkého řídkého plynu kolem hvězdných asociací, které objevila družice Fermi díky jejich záření gama. Autoři pozorovali v superbublině kolem asociace žhavých mladých hvězd (Cyg OB2) v souhvězdí Labutě superbublinu (Cyg X) o průměru 50 pc vymetenou díky mocným hvězdným větrům mejméně 500 hvězd o hmotnostech >10 M☉. W. Bins aj. odhadli stáří asociace na 5 mil. let a nalezli v ní pozůstatek po anonymní supernově, která vybuchla před 7 tis. lety.. Pozorování zdrojů paprsků gama aparaturami VERITAS a HESS jsou podle názoru autorů nepřímým důkazem, že superbublina vysílá také energetické kosmické záření. Rovněž X. Wang aj. se domnívají, že výskyt zdrojů energetických paprsků gama může sloužit jako upozornění, že v těchto zdrojích vzniká také kosmické záření extrémně vysokých energií řádu až 10 EeV.
Dalším potenciálním zdrojem kosmického záření mohou být dle W. Matthewse a a F. Gua ostré vnější okraje rádiových laloků kolem kupy galaxií v souhvězdí Panny, neboť tam pozorujeme zvýšený tok rádiového záření těsně sledující lem laloků. Autoři považují za pravděpodobné, že tam vznikají relativistické elektrony, ale i protony kosmického záření. G. Vannoni aj. ukázali, že v kupách galaxií dosahuje indukce magnetických polí hodnot až 0,1 nT a jelikož tam putují a srážejí se rázové vlny z galaktických větrů, mohou právě tam vznikat urychlené protony s energiemi až 1 EeV a jádra železa s energiemi až 100 EeV, což ostatně souhlasí s údaji o chemickém složení extrémně energetického kosmického záření z observatoře Pierra Augera v Argentině.
R. Abbasi aj. využili výsledků velké statistiky (32 mld. mionů) aparatury IceCube na jižním pólu během ročního období od května 2009 k odhadu směru příchodu kosmických paprsků z týchž zdrojů (spršky mionů s podstatně lepší přesností ±0,2° dávají i skutečnou polohu zdrojů na obloze). Rozložení směrů přicházejících mionů není ani v prvním přiblížení izotropní; v údajích jsou patrné struktury o různých úhlových rozměrech, především dipól, dále kvadrupól i užší struktury s vrcholovými úhly 15° a 30°. Největší nápadné zvýšení toku na úrovni přes 5σ se nachází na jižní obloze v poloze 0810-4724 (Vel). V datech je vidět, že galaktické kosmické záření sleduje rotaci lokálního magnetického pole v okolí Slunce a dokonce se zde odráží i oběh Země kolem Slunce.
D. Kosenko aj. ukázali, že nejenergetičtější supernovy minulého tisíciletí (SN 1006 a Tycho 1572) uvolnily nezanedbatelný podíl kinetické energie výbuchu ve formě kosmického záření; u Tychonovy supernovy to mohlo být 10 – 20 % a u supernovy z r. 1006 dokonce 20 – 50 %!
Naprosto nečekaně zasáhl do základního sporu o platnosti kvantové mechaniky a obecné teorie relativity mezinárodní tým pod vedením P. Laurenta, když změřili pomocí aparatury IBIS družice INTEGRAL rozdíly v polarizaci paprsků gama různých energií, které přicházely od mimořádně jasného a dlouhého zábleskového zdroje GRB 041219A (vzdálenost ≈ 1,1 Gpc). Pokud platí teze kvantové mechaniky, že prostor je zrnitý na úrovni Planckovy délky (10-35 m), měli by totiž naměřit příslušnou závislost směru polarizace na energii fotonů gama, ale to se nestalo. Autoři tak dovozují, že pokud je prostor vůbec zrnitý, tak až na stupnici 10-48 m! Pokud se tato měření potvrdí, vyhrává jednoznačně teorie relativity nad kvantovou smyčkovou gravitací, teorií strun, holografickým vesmírem a dalšími soudobými spekulacemi o povaze vesmíru založenými na kvantové mechanice.
O. Adriani aj. zveřejnili údaje o spektrech protonů a jader hélia v kosmického záření, které získala italská družice PAMELA v letech 2006-2008. Na jedné straně tak potvrdili, že silně urychlené protony i jádra pocházejí ze zdrojů v naší Galaxii, ale naproti tomu jejich energetická spektra vůbec neodpovídají dosavadní teorii urychlování protonů a jader v magnetických polích supernov či pulsarů. Navíc jejich spektra nelze vysvětlit jediným mechanismem; spektrum pro protony vypadá jinak než pro jádra hélia. Titíž autoři pozorovali skladiště antiprotonů s energiemi 60 – 750 MeV v Jihoatlantické anomálii, Antiprotony se tam hromadí díky srážkám energetického kosmického záření s atomovými jádry v zemské atmosféře. Podle měření z družice je jich v Anomálii až o tři řády více, než kolik činí standardní galaktický tok antiprotonů v okolí Země. Družice též nalezla v okolí Země velký přebytek pozitronů s energiemi 10 – 100 GeV, což pak nezávisle potvrdila také americká družice Fermi.
Americkým fyzikům na urychlovači RHIC v Brookhavenu se podařilo při energii 62 GeV/nukleon získat srážkami jader zlata 18 jader antialfa, tj. antijader tvořených vždy dvěma antiprotony a dvěma antineutrony, což naznačuje možnost, že by taková antijádra bylo možné občas najít i v kosmickém záření, neboť kosmické urychlovače částic mají nad těmi pozemskými silně navrch. V kosmických paprscích byly již pozorovány antiprotony a antineutrony jakož i antihelium 3 (2 antiprotony a 1 neutron).
M. Hori aj. využili decelerátoru antiprotonů v CERN k mimořádně přesnému změření poměru hmotnosti antiprotonu a elektronu. Obdrželi poměr 1836,152 674, jenž se s relativní chybou 10-7 shoduje s poměrem proton/elektron, takže spekulace o tom, že je mezi hmotností částic a antičástic nějaký rozdíl, prakticky padly pod stůl.
V prosinci 2010 byla na jižním pólu dokončena největší aparatura pro výzkum kosmických neutrin IceCube (270 mil. dolarů). V antarktickém ledu v hloubce 1,45 – 2,45 km je zamrzlých 5 160 fotonásobičů na 86 svislých kabelech, jež registrují miony vznikající v ledu při srážkách TeV kosmických neutrin s jádry kyslíku. Z toho důvodu je IceCube nejvíce citlivá na mionová neutrina s energiemi >100 GeV. Hodí se však také na hledání případných sterilních neutrin, studium kosmického záření ultravysokých energií a zkoumání povahy skryté látky vesmíru. Pokud by v naší Galaxii vybuchla supernova, IceCube by ji zachytila velmi snadno a mohla by dokonce avizovat astronomům, že elektromagnetické zjasnění během pár hodin se blíží...
Ve prospěch existence silně kontroverzních sterilních neutrin, jež by měla interagovat s ostatními částicemi pouze gravitací, svědčí podle M. H. Chana a M. C. Chua výskyt rentgenové čáry 17,4 keV v horkém prstenu plynu obklopujícího jádro Galaxie, jak ukázala měření japonské družice Suzaku. Prsten má zářivý výkon 1033 W, tj. ≈2 ML☉ a teplota plynu v něm dosahuje 80 MK. Ještě odvážnější J. Kristiansen a O. Elgaroy dokonce tvrdí, že pokud ve vesmíru existují dva typy sterilních neutrin, jak někteří teoretici uvažují a jak snad vyplývá i z některých měření v jaderných reaktorech, tak by prý dokonce odpadla potřeba uvažovat o skryté energii. Sterilní neutrina by dokázala vysvětlit pozorované zrychlené rozpínání vesmíru; stáří vesmíru by se však poněkud zmenšilo na (12,6 ±0,3) mld. let. Jak patrno samotná koncepce sterilních neutrin má pro fyziku i kosmologii značnou infekční virulenci, jak o tom svědčí i mezinárodní vědecké konference uspořádané v r. 2011 v Ženevě (srpen) a koncem září v Blacksburgu (Virginia, USA).
Fyzikální veřejnost byla zajisté šokována, když D. Autiero aj. umístili 22. září 2011 do populární databáze preprintů arXiv sdělení, že v experimentu OPERA (studium neutrinových oscilací na základně CERN-Gran Sasso (730 km) se vzniklá neutrina pohybovala mírně nadsvětelnou rychlostí (zmíněnou vzdálenost urazila o 60 ns rychleji než světlo, kterému by cesta trvala 2,43 ms). Autoři sami uvedli, že nenašli v experimentu žádnou význačnou systematickou chybu a statistická chyba představuje jen ±10 ns. Proto žádali o pomoc s řešením záhady ostatní světové odborníky.
Odborníci se rozštěpili na dva tábory. Jedni začali vymýšlet možné příčiny časového urychlení včetně revoluční revize fyziky, zatímco skeptici si mysleli, že v experimentu musí být nějaká skrytá chyba. Známý fyzik a popularizátor J. Al Khalili veřejně prohlásil, že pokud se údaj o nadsvětelné rychlosti neutrin potvrdí, sní vlastní trenýrky. Skeptikům též nahrával fakt, že když v únoru 1987 vybuchla proslulá supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost asi 165 tis. sv. let), přišla z daného směru do podzemních detektorů v Japonsku, USA, Itálii a tehdejším SSSR energetická neutrina jen o 3 h dříve, než se supernova začala zjasňovat. Pokud by platil údaj o nadsvětelné rychlosti z experimentu OPERA, tak by musel předstih neutrin ze supernovy dosáhnout 4 roků! O tom, jak vše dopadlo, budu psát v příštím přehledu; mohu však už teď prozradit, že Al Khalili má své trenýrky stále v prádelníku.
Zatímco koncem r. 2011 definitivně skončil proslulý americký urychlovač Tevatron, sloužící částicovým fyzikům úspěšně celé čtvrtstoletí, převzal definitivně roli vlajkové lodi světové částicové fyziky rekordně drahý (10 mld. dolarů) urychlovač LHC v laboratoři CERN. První objev z r. 2011 zajisté nepotěšil příznivce supersymetrické teorie částic (SUSY), která předvídá supersymetrické partnery ke každému fermionu. Tevatron totiž nenašel žádné známky těchto částic při energiích <379 GeV, ale stejně dopadl i LHC při energiích <700 GeV. V dubnu 2011 překonal LHC o 17 % rekordní luminositu svazků, kterou do té doby držel Tevatron, což bylo klíčové pro urychlení práce směřující k objevu Higgsova bosonu teoreticky předpovězeného několika autory již v r. 1964. Od té doby nabíral LHC data o srážkách protiběžných protonů čím dále tím efektivněji až do konce října 2011, takže v databázi mezinárodní počítačové sítě GRID byly uloženy údaje o 500 biliónech srážek; stokrát více než za předešlý rok 2010!
Na konci etapy se pak uskutečnil astronomicky snad ještě významnější experiment se srážkami iontů olova, čímž se v těžišti srážek napodobovaly podmínky, které panovaly ve vesmíru v čase 1 pikosekundy po velkém třesku, kdy látkou vesmíru bylo kvarkové-gluonové plazma. Experiment ATLAS stanovil rozmezí energií 114 – 141 GeV pro dosud hypotetický Higgsův boson a experiment CMS 117 – 127 GeV. V povánočním čísle r. 2011 týdeníku Nature uvedl komentátor G. Kane, že se oba experimenty pravděpodobně shodly na energii Higgsova bosonu kolem 125 GeV.
Koncem roku 2011 byla též pěti uměle vytvořeným prvkům periodické soustavy přidělena oficiální jména a zkratky: 110 - Ds (darmstadtium); 111 - Rg (roentgenium); 112 - Cn (copernicium); 114 - Fl (flerovium) a 116 - Lv (Livermorium). (Prvky 113 a 115 dosud mají jen pracovní označeni.)
F. Everitt aj. konečně uveřejnil výsledky šestnáctiměsíčních měření efektů obecné teorie relativity pomocí družice Gravity Probe B (cena 760 mil. dolarů), která startovala koncem dubna 2004 na slabě výstřednou polární oběžnou dráhu ve výšce kolem 650 km nad Zemí. Cílem měření bylo ověřit poměrně velmi jemné efekty obecné relativity pomocí čtyř ultrapřesných gyroskopů a dalekohledu, který používal zákrytovou spektroskopickou dvojhvězdu IM Pegasi (=HD 216489; 5,9 mag; oběžná perioda 25 d; vzdálenost 97 pc) kvůli pointaci s požadovanou přesností ±0,000 5″.
Projekt se potýkal s velkými technickými obtížemi; autor jej navrhl v r. 1959 a od r. 1963 byl přijat, jenže zhotovit příslušné gyroskopy s rotujícími (5 kHz!) křemennými kuličkami pokrytými niobem o průměru <40 mm a hladkostí na 40 atomárních vrstev byl téměř neřešitelný úkol, když vše mělo navíc probíhat v kryostatu se supratekutým héliem při teplotě 2,3 K. Na oběžné dráze se pak rušivě projevoval elektrostatický náboj, jenž vnášel do měření silný šum.
Autor se tak dočkal výsledku až na samém konci své vědecké dráhy a ten rozhodně nesplnil očekávání. Efekt geodetické precese byl ověřen s přesností 0,3 % (6,6″ ±0,017″) a efekt strhávání souřadnicové soustavy s přesností jen 19 % (0,039″ ±0,007″), jenže očekávaná přesnost měla být 0,1 % a 1 %! Teoreticky vypočtené hodnoty podle OTR jsou 6,6″ a 0,041″, takže, jak patrno, prošla Einsteinova teorie i tímto testem bez ztráty květinky. Koncem roku uveřejnili B. Bertotti aj. podobná měření geodetické precese pomocí sledování rádiových signálů kosmické sondy Cassini, když se na obloze promítala do úhlové blízkosti ke Slunce (přesnost 0,002 %) a efekt strhávání souřadnicové soustavy se díky laserovým ozvěnám od retroreflektorů na Měsíci podařilo ověřit s přesností 0,15 % .
Po dlouhou dobu budily rozpaky zprávy o tom, že kosmické sondy Pioneer 10 a 11, které bylo možné díky rádiovým vysílačům na jejich palubě sledovat až do r. 2002, jevily ve velkých vzdálenostech od Slunce soustavné odchylky svých trajektorií v porovnání s předpovědí dráhy podle relativistických rovnic, což vedlo některé odvážné autory k domněnkám, že OTR pro větší vzdálenosti přesně neplatí. Nyní však S. Turyshev aj. zjistili, že tyto odchylky klesaly úměrně tomu, jak se snižoval výkon radioizotopových generátorů na palubě obou sond. Vyzařované teplo se odráží od nesouměrně umístěných hlavních vysílacích parabol sond a způsobuje měřitelné, leč postupně klesající, odchylky od vypočtené dráhy sond.
Hluboké přehlídky galaxií ve vzdáleném vesmíru čím dál tím přesvědčivěji prokazují, že již v raném vesmíru existovaly v centrech standardních i aktivních galaxií černé veledíry velmi vysokých hmotností, takže vznikl problém, jak mohly tak rychle nabrat svou vysokou hmotnost. Zatím nejpodrobnější studii na toto téma publikovali B. Trakhtenbrot aj., když z přehlídky SDSS vybrali 40 galaxií s aktivními jádry (AGN) vzdálených od nás přibližně 3,8 Gpc, tj. v mládí 1,3 mld. let po velkém třesku. Zmíněný vzorek se skládal z galaxií rozdílných zářivých výkonů (2,7.1039 – 2,4.1040 W), takže v tomto rozmezí obdrželi příslušné rozložení hmotností černých veleděr v jejich centru: 0,1 – 6,6 GM☉ s mediánem 0,84 GM☉. Záření z okolí černých děr dosahovalo až 3,9násobku Eddingtonovy luminosity, ale medián byl jen 0,6 LEdd.
Jelikož černé veledíry v jádrech raných galaxií začínaly růst již v čase necelých 200 milionů let po velkém třesku, mohly skutečně bez problémů dorůst během 1,1 mld. let akrecí a sléváním intermediálních černých děr na uvedené vysoké hmotnosti. Tento závěr posiluje i skutečnost, že průměrné hmotnosti černých veleděr ve vesmíru starém 2,0 mld., resp. 2,8 mld. let po velkém třesku jsou 3x, resp. 9x vyšší; průměrná luminosita naopak klesá. V intervalu 1,1 – 2,8 mld. let po velkém třesku roste hmotnost černých veleděr exponenciálně, tj. 2,7krát v násobcích 240 mil. let. Průměrný roční přírůstek hmotnosti černých veleděr se v té době pohybuje v rozmezí 4 – 37 M☉, což však znamená, že akrece na rostoucí veledíry postupně klesá, anebo probíhá v epizodách, které trvají jen po dobu asi 10 % běhu času. Není divu, že se tak potvrzuje názor, že relativně titěrné černé veledíry v centrech galaxií mají tak významný vliv na budoucí osud celých obrovitých galaxií.
C. Nixon aj. ukázali, že slévání černých veleděr je obtížné, pokud cirkmubinární disk kolem veleděr má prográdní rotaci, protože vinou rezonancí oběžných dob částic v disku se nedokáže pořádně zmenšit. Naproti tomu retrográdně rotující disk nemá rezonanční dráhy a splynutí veleděr je pak snadné. Pokud je poměr hmotností černých veleděr blízký jedné, ukrajují si z akrečního disku obě složky rovnoměrně a splynou, jakmile se pomocí polárních výtrysků zbaví přebytečného momentu hybnosti. Čas nutný pro splynutí je úměrný poměru M2/(dM/dt), kde M2 je hmotnost sekundární veledíry a (dM/dt) je tempo akrece na veledíry. Zvláště v raném vesmíru, kdy pozorování naznačují, že veledíry nabývají na hmotnosti neobyčejně rychle, hrají retrográdní disky významnou úlohu.
Ke shodným závěrům dospěli také F. Khan aj., když poukázali na velké obtíže splývajících veleděr, jak se zbavit přebytečného momentu hybnosti, což v některých případech znamená, že se splynutí odloží na neurčito, zejména ve sféroidálních galaxiích. Pokud však mají galaxie trojosou souměrnost, je možné splynutí veleděr dostatečně urychlit. Kosmické detektory gravitačních vln nízkých frekvencí by pak mohly proces slévání přímo pozorovat. Také M. Preto aj. spočítali, že pro trojosé galaxie s podobnou hmotností černých veleděr je proces slévání dostatečně rychlý, takže aparatury typu LISA by mohly pozorovat ročně desítky i stovku úspěšných splynutí. M. Montesinos Armijo a J. de Freitas Pacheco odhadli, že pohlcení poloviny společného akrečního disku vyžaduje čas 130 – 540 mil. let. Na konci akrece se disk změní v anuloid kolem splynuvší černé veledíry, což je typické pro galaxie s aktivními jádry (AGN). Zmíněný časový interval je potvrzován velkým výskytem kvasarů s červeným posuvem 6,5 odpovídajícím času 1,8 mld. let po velkém třesku.
A. Levan aj. popsali zvláštní případ mimořádně svítivého panchromatického GRB 110328A (=Sw 1644+57), jenž družice Swift zaregistrovala až čtvrt hodiny po nástupu vzplanutí gama kvůli velmi pomalému nárůstu jasnosti. Proměnný zdroj se podařilo pozorovat rentgenově 25 minut a opticky 2 h po vzplanutí GRB. Optická spektra pořízená teleskopy GTC a Keck ukázala, že jde o relativně blízký objekt přesně v centru galaxie vzdálené od nás 1,2 Gpc. Odtud vyšla absolutní hvězdná velikost -18,2 mag. Zdroj tak za 12 dnů vyzářil ve všech oborech spektra energii 1046 J.
Největším překvapením však bylo archivní měření jasnosti zdroje aparaturou PTF na Mt. Palomaru, kde byl zdroj téže jasnosti zaznamená více než rok před vzplanutím GRB. Zdá se, že černá veledíra o hmotnosti možná až 10 GM☉ v centru zmíněné mateřské galaxie slapově po dobu minimálně roku ničila hvězdu, která se jí připletla do akrečního disku. Ke shodné interpretaci pozorování Sw 1644+57 dospěli také J. Bloom aj. až na to, že uvažují hmotnost černé veledíry maximálně 10 MM☉. Domnívají se, že v dosahu našich přehlídek oblohy je zachytit ročně až 10 obdobných úkazů. Zvlášť zajímavé jsou energie kosmického záření řádu až 100 EeV, které se mohou v průběhu takového slapového trhání hvězdy veledírou vyskytnout.
Nejpodrobnější údaje o minulosti celého jevu získali D. Burrows aj., když ukázali, že v rentgenovém pásmu se zdroj začal zjasňovat již od r. 1990 a jeho jasnost se až do r. 2011 zvýšila o 4 řády! Ze zdroje vyvěrá i relativistický výtrysk v ultrafialovém, optickém a infračerveném spektru. Během prvních 50 dnů po vzplanutí vyzářil GRB energii 2.1046 J. Kromě toho B. Zauder aj. pozorovali rádiové záření na frekvencích 1 – 22 GHz, čili zdroj zářil v rekordním rozsahu frekvencí 1 GHz – 10 EHz, což je záběr přes 10 řádů vlnových délek, resp. frekvencí. Největší podíl na vyzářené energii mají právě pásma s nejvyššími frekvencemi. Podle autorů se tak otvírají nové možnosti pozorování především pro submilimetrovou soustavu antén ALMA, která je schopna takové úkazy zaznamenat až do vzdáleností bezmála 4 Gpc!
Hmotnost černých děr i veleděr se dá obvykle stanovit dost přesně, protože hvězdná černá díra se pozoruje díky svému optickému průvodci a v centru galaxií se dá hmotnost veleděr rovněž přímo či nepřímo odhadnout celkem spolehlivě. Daleko obtížnějším úkolem je změřit rychlost rotace černé díry, tzv. spin obvykle označovaný písmenem a. Zatím nejlepší cestou k určení spinu je měřit profil rentgenových spektrálních čar v akrečním disku černé díry. Jak ukázali M. Volonteriová aj., v případě prográdní rotace disku je jeho vnitřní okraj blíže k horizontu událostí, než když je rotace disku retrográdní. Rozdíl ve vzdálenosti okrajů prográdního a retrográdního disku může dosáhnout poměru až 1:9. Pokud vznikla černá díra rovnou akrecí, bude rotovat rychle, tj. spin dosahuje hodnot veličiny a jen nepatrně nižších než 1. Naproti tomu černé díry a zejména veledíry vzniklé splýváním méně hmotných intermediálních děr mají spiny výrazně nižší.
Dosud nejvyšší spin a – 0,98 byl naměřen pro hvězdnou černou díru GRS 1915+105, zatímco nejnižší a – 0,05 náleží černé díře v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1. Mezi černými veleděrami vévodí galaxie MCG-6-30-15 se spinem veledíry v centru a = 0,98. Nejnižší spin 0,60 byl zjištěn pro veledíru v centru galaxie J2127+5654. Podle L. Brennemanové se dají spiny určovat také metodou tepelného modelování. Rentgenová svítivost disku je totiž funkcí teploty a odtud se dá spočítat i poloměr disku a spin černé díry. Budoucí výzkum v tomto oboru počítá s novou generací zobrazovacích rentgenových družic, které plánují v Japonsku, EU i USA.
Navzdory zcela heroickému úsilí experimentátoru zvýšit citlivost dosavadní generace pozemních aparatur na zachycení gravitačních vln (LIGO a VIRGO) se stále nedaří tyto vlny přímo zaznamenat. B. Burt aj. proto přišli s nápadem využít pro jejich záznam mimořádně přesných měření period pulsarů po celé obloze. Ukázali, že taková měření mohou po delší době odhalit gravitační vlny extrémně nízkých frekvencí řádu μ.z až nHz. V současné době probíhá severoamerický experiment nanohertzových pozorování na řadě tamějších radioastronomických observatoří, ale výsledky dosud nebyly publikovány. Z. L. Wen aj. ukázali, že v tomto směru bude přínosem budoucí soustava rádiových antén SKA, která bude měřit periody pulsarů s přesností ±10 ns, což by mělo stačit na detekci gravitačních vln,, jež podle relativistických výpočtů vysílají v poslední fázi před splynutím rentgenové dvojhvězdy o nízké hmotnosti. Podle K. J. Leea aj. lze již 100 tis. let před splynutím párů černých veleděr blížících se po zužující spirále k sobě pozorovat vyzařované gravitační vlny. Mělo by k tomu stačit po dobu pěti let v dvoutýdenních intervalech a s přesností na ±15 ns měřit periody 20 pulsarů vzdálených od nás 0,5 – 1 kpc
R. Ahuja aj. ukázali, že Einsteinova teorie slaví úspěchy nejenom v astrofyzice a kosmologii, ale i v našem každodenním života. Při elektrochemické reakci mezi olovem a sírou v klasických akumulátorech elektřiny hrají totiž rozhodující roli velmi rychlé elektrony. Při napětí na svorkách článku 2,13 V připadá 1,8 V na relativistické elektrony. Podobně je nutné používat obecné teorie relativity při výpočtu polohy vašeho vozidla v navigaci GPS. Kdyby se totiž poloha počítala pomocí rovnic Newtonovy gravitace, byla by chyba polohy auta na displeji kolem 0,5 km! Tak si, prosím, vzpomeňte na A. Einsteina, až budete příště v mrazu startovat svůj automobil a vydáte se na cestu do Horní Dolní, kde jste ještě nikdy nebyli.
L. Kaltenegger a D. Sasselov připomněli, že koncept ekosféry (obydlitelné zóny na planetách či měsících v okolí mateřských hvězd různých typů) použil jako první S. Huang v r. 1959. V r. 1993 J. Kasting aj. upřesnili, že ekosféra by měla mít jako nutné podmínky pevný (kamenný) povrch planety a na něm možnost výskytu vody v kapalném skupenství. Nyní však podle autorů přibývají další podmínky a některé se naopak zmírňují. Protože hvězdy obecně ozařují své okolí izotropně, je za ekosféru považováno mezikruží či spíše anuloid, kde je možná teplota v rozmezí bodu mrazu a bodu varu vody, ale na obydlitelnost mají vliv také rozměry planety (vhodné jsou planety s poloměrem <2 Rz), její albedo a velikost skleníkového efektu její atmosféry.
D. Waltham ukázal, že pro výskyt života jsou zcela jistě nejnadějnější osamělé hvězdy slunečního typu, takže Země si skutečně uměla svou mateřskou hvězdu vybrat.
Ve vesmíru jsou ovšem daleko nejpočetnější trpasličí hvězdy s nižší hmotností spektrálních tříd M a K. Ty sice vydrží na hlavní posloupnosti až 500 mld. let (pro hvězdy s hmotností 0,2 M☉), ale jejich ekosféry jsou vinou nízkého zářivého výkonu mateřské hvězdy velmi úzké a jejich planety podléhají snadněji dráhovým poruchám a migracím.
Na Zemi v současné době prosperuje asi 8,7 milionů druhů organismů. Rod Homo je starý 2 mil. let. Naši bezprostřední předchůdci byli neandertálci, kteří se objevili již před 400 tis. lety a vyhynuli před 15 tis. lety. Dnešní lidstvo pochází z Afriky, kde se Homo sapiens vynořil zhruba před 200 tis. lety. Moderní lidé se však mísili s neandertálci již před 90 tis. až 65 tis. lety. Homo sapiens v té době osídlil též Střední a Blízký východ a posléze Čínu (před 50 tis. lety).
Do Evropy lidé přišli před 45 tis. lety (do Británie před 44 tis. lety), ale v té době se již smísili také s denisovany, kteří žili v jeskyních na Sibiři před 50 až 30 tisíci lety. Denisované se však vyskytovali i v jihovýchodní Asii. Jejich pozůstatky staré 40 tis. let byly v r. 2008 nalezeny také v jižním Rusku. Denisované měli společné geny s domorodci v Austrálii a na Nové Guineji jakož i s původní negritickou populací na Filipínách. Nemají však společné předky s východními Asiaty a Indonézany.
Po mnoha odkladech byl v červnu 2011 uveden na Cerro Paranal do chodu přehlídkový teleskop VST (VLT Survey Telescope) systému Ritchey-Chrétien (světelnost f/5,5; aktivní optika) o průměru primárního zrcadla 2,6 m. Podle M. Capaccioliho a P. Schipaniho je schopen pracovat v pásmu od ultrafialové do blízké infračervené oblasti. Jeho hlavní předností je zorné pole o průměru 1°. Projekt VST navržený již v r. 1997 jako "ukazovátko" pro výběr nejzajímavějších terčů osmimetrů VLT provázala nepředstavitelná smůla. Primární zrcadlo bylo zničeno během lodní přepravy z Evropy do Chile v r. 2002 a výroba nového zrcadla trvala do r. 2006, jenže v r. 2007 neprošlo optickými testy. Po doleštění v r. 2009 bylo i toto zrcadlo poškozeno mořskou vodou, která na zrcadlo prosákla během lodní přepravy.
Teprve v březnu 2011 se podařilo celý systém zkompletovat, ale už zkušební snímky berou dech. V ohnisku teleskopu je instalována digitální kamera OmegaCam s 300 Mpix, složená z mozaiky 32 čipů CCD. Navíc se výborně vybrat místo stavby a tvar kopule, protože průměrný seeing teleskopu VST dosahuje neuvěřitelných 0,4″ (kamera má rozlišení 0,22″/pixel). VST od té doby pořizuje specializované přehlídky oblohy a syrový datový tok během roku dosahuje 30 TB, takže specialisté museli vyvinou složité redukční programy pro optimální zpracování a trvalou archivaci vědeckých údajů.
Nejdůležitější inovací VLT ESO v r. 2011 bylo spuštění interferometrického systému PIONIER, jenž využívá všech čtyř teleskopů k interferometrii na základně až 130 m, což je nejdelší taková základna na světě. Systém pracuje v blízké infračervené oblasti (1,5 – 2,4 μm) s úhlovým rozlišením až 0,003″.
Budoucí obří evropský teleskop E-ELT o průměru složeného hlavního zrcadla 39,2 m bude dle rozhodnutí vedení ESO postaven na Cerro Armazones v Chile v nadmořské výšce 3 064 m ve vzdálenosti vzdušnou čarou asi 20 km od teleskopů VLT na Paranalu. S jeho dokončením se počítá v r. 2022 a na jeho financování se má významně podílet i neevropský stát Brazílie. Ratifikace dohody o přistoupení Brazílie z června 2011 však narazila na odpor v tamějším parlamentu. Ostatně i konkurenční americké projekty (TMT o průměru složeného hlavního zrcadla 30 m na Mauna Kea a GMT tvořeného sedmi 8,4 m zrcadly o efektivním průměru 24,5 m na Las Campanas v Chile), které by měl být dokončeny dříve, narážejí na nejistoty v opatření financí, protože jsou budovány s pomocí mecenášů; státní podporu USA nezískaly.
HST uskutečnil 4. 7. 2011 své milionté astronomické pozorování za 21 let vědeckého provozu. Konkrétně šlo o složenou spektrální expozici dlouhou skoro 24 h (!) pomocí kamery WFP3 exoplanety HAT-P-7 (=Kepler-2b Cyg; vzdálenost 320 pc) s cílem najít infračervené pásy vodní páry v její atmosféře. Exoplaneta se řadí k horkým jupiterům (1,8 MJ; 1,4 RJ; oběžná doba 2,2 d; velká poloosa 5,7 mil. km).
Zatímco HST je stále v nejlepší technické kondici za celou dobu své existence, NASA měla v r. 2011 uhájit pokračování projektu 6,5m infračerveného kosmického teleskopu Jamese Webba, protože technické obtíže při jeho konstrukci podstatně zvyšují původně plánované náklady z r. 1997 (1,4 mld. dolarů, tj. 500 mil. dolarů na konstrukci a 900 mil. dolarů na provoz po dobu životnosti teleskopu) s datem startu v r. 2005!. Ve skutečnosti bylo již na konstrukci JWST do r. 2011 vynaloženo už 3,5 mld. dolarů a odhad nákladů pro dokončení v r. 2018 se vyšplhal na více než 6,5 mld. dolarů. Sněmovna reprezentantů proto v červenci 2011 odhlasovala zrušení projektu a NASA byla v šoku, protože jde mimo jiné o mezinárodní projekt spolufinancovaný ESA a kanadskou kosmickou agenturou, tj. celkem 15 státy a částkou 1 mld. dolarů.
M. Turner však upozornil, že podobně se zvyšovaly náklady i odkládaly termíny vypuštění HST, jehož konstrukce a dosavadní provoz přišel na 13 mld. dolarů (bez nákladů na 5 servisních letů!) a šlo nakonec - jak patrno - o účelně vynaložené peníze. Po rozsáhlém lobbování astronomy i širokou veřejností se podařilo koncem září 2011 díky Senátu USA projekt zachránit s tím, že konstrukce nesmí stát více než 8 mld. dolarů a prvních pět let provozu nanejvýš dalších 780 mil. dolarů
Hůře než JWST dopadl kalifornský projekt ATA na observatoři Hat Creek, kde bylo v r. 2007 instalováno 42 parabol o průměru 6 m ambiciózního projektu naslouchání umělým signálům mimozemských civilizací, ale konečným cílem měl být radiointerferometr s 350 parabolami, jenž by ovšem sloužil také běžné radioastronomii v pásmu frekvencí 0,5 – 11,2 GHz. V r. 2011 však Kalifornská universita (UCB) z projektu vycouvala a ten byl následně pro nedostatek financí pozastaven. Koncem roku 2011 se sice podařilo sehnat peníze na jeho pokračování, i když nejspíš už v zamýšleném rozsahu dokončen nebude.
Počátkem roku 2011 byla dokončena výstavba aparatury LOFAR, která má své centrum u vesnice Exloo v holandské provincii Drenthe. Jde o novou koncepci radiointerferometru pracujícího v pásmu metrových vln s nepohyblivými prvky, který se nastavuje na různé části oblohy softwarově. Skládá se z kovových plochých panelů rozmístěných podle určitého schématu na zemském povrchů a svislých tyčových dipólů. Dipóly zaznamenávají rádiové záření z vesmíru ve frekvenčních pásmu 30 – 80 MHz (10 – 3,7 m) , zatímco vodorovné panely pracují v pásmu 120 – 240 MHz (2,5 – 1,25 m). Jednotlivé prvky LOFAR jsou rozprostřeny do vzdálenosti až 1 tis. km od Exloo, tj. též na území Německa, Francie, Velké Británie a Švédska a jsou propojeny s centrálním počítačem v holandském Groningen optickými vlákny.
V polovině července 2011 byla vypuštěna agenturou Roscomos radioastronomická anténa Spektr-R (=RadioAstron) s parabolou o průměru 10 m na velmi protáhlou eliptickou dráhu s přízemím 10 tis. km, ale odzemím ve vzdálenosti 390 tis. km. V kombinaci s pozemními radioteleskopy tak bude pracovat na suverénně nejdelších základnách pro radiointerferometrii dlouhých až 350 tis. km., takže dosáhne úhlové rozlišovací schopnosti řádu miliontin úhlové vteřiny.
Podle sdělení W. Wilsona aj. byla zdokonalena australská radiová aparatura ATCA (Australian Telescope Compact Array; Narrabri), pracující ve frekvenčních pásmech 0,3 – 116 GHz, tj. v pásmu 1000 – 2,6 mm. Od r. 2001 tak dokáže souběžně a velmi rychle snímat data ve více spektrálních čarách a měřit i polarizaci rádiového záření na základnách dlouhých až 3 km.
Velmi úspěšně pokračovala výstavba obří mezinárodní (ESO, USA, Japonsko, Tajvan, Kanada, Chile) observatoře pro milimetrovou a submilimetrovou astronomii ALMA (cena přes 1 mld. dolarů) v chilské poušti Atacama. V září 2011 byla ve výšce 5 tis. m n.m. instalována již 16. přesná parabolická anténa (hmotnost ≈100 t), což umožnilo zahájit zkušební vědecký provoz. Hlavním úkolem observatoře bude studium vesmíru v teplotním pásmu 10 – 50 K s vysokým úhlovým rozlišením i citlivostí, která umožní zkoumat objekty vzdálené od nás přes 4 Gpc.
C. Winkler aj. připomněli, že veleúspěšná družice ESA INTEGRAL představuje dlouhodobě špičku ve výzkumu kosmu v širokém (téměř 4 řády) pásmu fotonů záření gama s energiemi 3 keV až 10 MeV. Družice odstartovala v říjnu 2002 z ruského kosmodromu Bajkonura dostala se na protáhlou eliptickou dráhu s periodou 72 h s přízemím ve výšce 10 tis. km na Zemí, ale s odzemím plných 154 tis. km, takže po 81 % času se nachází vně van Allenových pásů minimálně 40 – 60 tis. km od Země. Detektory na družici pracují s časovým rozlišením milisekund a zorné pole některých přístrojů dosahuje až 100 čtv. stupňů. Družice zásadním způsobem zlepšila naše vědomosti o energetických procesech ve vesmíru, zejména zmapování celé oblohy v anihilační čáře 511 keV párů pozitron/elektron. Díky družici byla objevena nová třída rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností složek (HMXB) a také změřena polarizace vysokoenergetických fotonů. Díky studiím založeným na tomto pozorovacím materiálu bylo obhájeno již 74 disertací PhD.
Kosmická sonda Mars Odyssey, která odstartovala ze Země počátkem dubna 2001 se stala se umělou oběžnicí Marsu koncem října téhož roku. Pomocí aerobrzdění se pak dostala na současnou nízkou téměř kruhovou polární dráhu ve výšce 400 km nad povrchem planety s oběžnou dobou 2 h. Mezi lety 2002 a 2004 zmapovala povrch Marsu a posléze sloužila též jako retranslační vysílač a přijímač pro vozítka Spirit a Opportunity. Pomohla také své pokračovatelce sondě Mars Reconnaisance Orbiter při úpravě její dráhy aerobrzděním, protože dodávala údaje o okamžité hustotě Marsovy atmosféry v různých výškách. V polovině prosince 2010 se stala nejdéle sloužící umělou oběžnicí u planety Sluneční soustavy, když překonala předešlou sondu/oběžnici Mars Global Surveyor (9,144 roku).
Ruská sonda Phobos-Grunt, která měla odebrat vzorky horniny z Marsova měsíce Phobos a přivézt je zpět na Zemi, bohužel selhala, když po vypuštění počátkem listopadu 2011 se nezapálil raketový motor II. stupně.
E. Bernadiniová upozornila na nutnost rozšířit parametrický prostor astronomie o rychlé časové změny, abychom měli úplnější informace o přechodných a extrémně krátkých astronomických jevech. Zejména v energetické oblasti >100 MeV se zřejmě vyskytují neobyčejně krátké a silně proměnné úkazy, o nichž máme jen vzácně přesné informace. Například u rychle rotujících milisekundových pulsarů vzniká ve vzdálenostech bilionů kilometrů od neutronové hvězdy silná rázová vlna, která urychluje pozitrony a elektrony na energie až 10 PeV. Její interakce s magnetickým a a zářivým polem pak vytváří proměnnou hypersonickou pulsarovou mlhovinu. Budoucnost astronomie proto spatřuje v synoptických projektech jako LSST, ale data se musejí zpracovávat rychle a automaticky pomocí důmyslného softwaru; časy, kdy astronom seděl u okuláru blinkmikroskopu a porovnával dva snímky téhož zorného pole pořízené v ruzných časech, jsou nenávratně ty tam. Ideálem budoucnosti se stane jednotná virtuální observatoř shromažďující veškerá data o daném kosmickém objektu.
J. Liu aj. poukázali na neuspokojivou situaci v návaznosti galaktických souřadnic. První definice z kongresu IAU v Moskvě v r. 1958 již zastarala. K reformám došlo v letech 1984 a 1994. Ideální vztažné body jsou vzdálené extragalaktické rádiové zdroje, které samy nerotují. Právě tyto zdroj jsou klíčové, protože jejich striktní zavedení do praxe by posunulo přesnost astronomických pozorování na kýžené obloukové mikrovteřiny.
H. Aihara aj. referovali o úspěšné přehlídky SDSS-III, která započala v srpnu 2008 pomocí 2,5m zrcadla na observatoři Apache Point v Novém Mexiku. Přehlídka zatím pokryla 14,6 tis. čtv. stupňů jižní čepičky Galaxie, tj. plnou třetinu celé oblohy, a byla ukončena zveřejněním počítačově přístupného katalogu v lednu 2011. Díky novým detektorům je výrazně kvalitnější než předešlé přehlídky I a II. Podle D. Eisensteina aj. obsahuje údaje o parametrech 1,5 mil. velmi hmotných hvězd a 150 tis. kvasarech ve vzdálenostech 2,0 a 3,4 Gpc od Slunce. Podobně byla týmž teleskopem dokončena spektrální přehlídka SEGUE-II 29 tis. kvasarů, >240 tis. galaxií a 140 tis. hvězd. Katalogy dávají zatím nejlepší údaje o struktuře Galaxie, jejím chemickém vývoji a také o parametrech baryonových oscilací v prostorovém rozložení galaxií a vzdálených kvasarů. Rozsahem jde o opravdu monumentální projekty, jehož význam s časem dále poroste.
Podobně úspěšná je podle M. Szymanského aj. polská přehlídka OGLE-III na observatoři Las Campanas v Chile pomocí 1,3m reflektoru vybaveného mozaikou CCD o rozměru 8 x 8 kilopixelů. V letech 2002-2009 se tak podařilo na ploše 92 čtv. stupňů získat údaje o polohách a event. změnách jasnosti v optickém a blízkém infračerveném oboru pro 340 mil. hvězd. Jak uvedli D. Graczyk aj., v rámci projektu byl sestaven katalog 26 tis. zákrytových dvojhvězd ve Velkém Magellanově mračnu s jasností vyšší než 20 mag ve spektrálním filtru I. Od r. 2009 pak probíhá 4. fáze projektu OGLE, která dále rozšíří statistiku proměnných hvězd u nejbližších sousedech naší Galaxie.
G. Cusumano aj. zveřejnili Katalog zdrojů tvrdého rentgenového záření, který během 4,5 let provozu získala na polovině oblohy aparatura BAT na družici Swift ve třech pásmech v mezích energií 15 – 150 keV. Katalog obsahuje přes 1 250 diskrétních zdrojů, z nichž jen 19 % patří do naší Galaxie a plná polovina nemá žádný protějšek v katalogu družice ROSAT v měkkém oboru rentgenového spektra (<2,4 keV); zato však pro 60 zdrojů (převážně blazarů a aktivních galaxií) nalezli autoři korespondenci s daty aparatury LAT družice Fermi, která pracuje v oboru záření gama (0,1 – 100 GeV).
Data z aparatury BART družice Swift, která nalézá zábleskové zdroje záření gama (GRB), shrnuli T. Sakamoto aj. v katalogu BAT2, jenž pokrývá období od konce r. 2004 do konce r. 2009 a obsahuje údaje o 476 GRB. Oproti katalogu z aparatury BATSE družice Compton se posunula hodnota energie, v níž průměrné GRB září nejvíce, z 320 keV na 80 keV, což je zajisté výběrový efekt (BART je citlivější než bylo BATSE). V přepočtu do klidových soustav souřadnic spjatých s jednotlivými GRB, je však toto maximu posunuto do pásma 140 – 220 keV. Průměrné trvání GRB v datech BART činí 19 s. Zatím nejvzdálenějším objektem zachyceným během výbuchu je GRB 090423 s červeným posuvem z = 8,2, tj. ve vzdálenosti 4,0 Gpc (640 mil. let po velkém třesku).
Při vědeckém zpracování stále rostoucího bohatství statistických údajů o vesmíru hrají podle C. Lintotta a K. Schawinského významnou úlohu počítačoví nadšenci z celého světa, kteří se zapojili do neméně úspěšného projektu Galaxy ZOO, kdy například určují morfologii galaxií nezávislým odhadem jejich tvaru podle instrukcí, které jim poskytují profesionální astronomové. Účastníci projektu si zřídili vlastní internetovou poradnu, kde si vzájemně vyměňují zkušenosti a docilují tak kolektivně jednak daleko vyšší účinnosti klasifikace, než by to dokázal automatický program, a jednak objevují nečekané jevy, na něž jsou všechny počítačové programy krátké.
Ralph Baldwin (1912-2010; krátery na Měsíci); Georgij Krasinsky (*1939; nebeská mechanika); Alan Morwood (*1945; infračervená astronomie, ESO VLT); Gerard Onsorge (*1931; meteory a popularizace astronomie; exil v USA); Norman Ramsey (*1915; atomové hodiny, Nobel 1989); Leif Robinson (*1939; Sky & Telescope); Jaroslav Ruprecht (*1931; hvězdokupy); Ladislav Sehnal (*1931; nebeská mechanika; ředitel ASÚ AV ČR); Antonín Tlamicha (*1930; sluneční radioastronomie); Ludmila Weberová (*1922; časová služba).
Ve světě:
Jocelyn BELLOVÁ-BURNELLOVÁ (G. Reberova m.; pulsary); Enrico
COSTA a Gerald FISHMAN (Shawova c.; GRB); George EFSATHIOU,
Carlos FRENK, Simon WHITE (Gruberova c.; kosmologie); (Richard
ELLIS (Zlatá m. RAS; přístroje HST,TMT); Eberhard GRÜN (Zlatá m.
RAS; kosmický prach); Jan PALOUŠ (čestný člen RAS); Saul
PERLMUTTER, Brian SCHMIDT, Adam RIESS (Nobelova c. za fyziku;
zrychlené rozpínání vesmíru); Lord Martin REES (Templetonova c.;
spirituální hodnoty); Joseph SILK (Balzanova c.; kosmologie);
Rašid SUNJAJEV (c. Kjótó; reliktní záření); Michael TURNER
(Darwinova př. RAS; astročásticová fyzika); Alex VILENKIN
(Whithrowova př. RAS; kosmolog. inflace).
Doma:
Stanislav FOŘT (5. IOAA; absolutní vítěz); Jiří GRYGAR (Nušlova
c.; ČAS); Josip KLECZEK (Littera astronomica, ČAS); Daniela
KORČÁKOVÁ (prémie O. Wichterleho, AV ČR); Peter KOSEC (5. IOAA;
zlatá m.); Viktor NĚMEČEK (XVI. MAO; zlatá m. - junioři); Michael
PROUZA (prémie O. Wichterleho, AV ČR); Jan VONDRÁK (Dr. h.c.;
Pařížská obs.); Jakub VOŠMERA (5. IOAA; stříbrná m.); Marek
WOLF (Kopalova př., ČAS); Olga ZIBRÍNOVÁ (čestná členka SAS pri SAV).
L. Wang aj. zveřejnili údaje o mimořádně příznivých astronomických parametrech antarktické stanice Dóm A (souřadnice 80,37° j.š.; 77,35° v.d.), která se nachází v nadmořské výšce 4 090 m asi 1 200 km od pobřeží. Teploty v zimě tak klesají téměř k -90° C. Při 128 zimních nocí opakovaně fotometrovali asi 10 tis. hvězd jasnějších než 14,5 mag v oblasti 23 čtv. stupňů kolem jižního nebeského pólu a našli tak 6krát více proměnných než všechny předešlé přehlídky v Antarktidě dohromady. Kvalita ovzduší zejména pro infračervenou a mikrovlnnou astronomii je zde lepší než v poušti Atacama v Chile.
Podobně P. Tremblin aj. zkoumali po tři roky kvalitu ovzduší na již více využívané stanici Dóm C (75,10° j.š.; 123,35° v.d.), jež se vypíná do nadmořské výšky 3 230 m v oblasti antarktické náhorní roviny. Stanice vyniká v zimě prakticky bezvětřím, takže ve spojení s nízkou teplotou pod -80° C a nepatrným obsahem vodní páry (ekvivalent vrstvy 0,1 – 0,3 mm) je ideální místem pro špičkovou infračervenou a mikrovlnnou astronomii minimálně do vlnové délky 0,35 mm a přitom daleko levnějším než na družicích vysoko nad Zemí.
Umisťování astronomických observatoří do vyprahlých oblastí, kde je hodně jasných dnů i nocí, však přináší i rizika. V poslední dekádě byla lesním požárem prakticky zničena australská observatoř na Mt. Stromlo (červenec, 2003) a vážně ohroženy slavné kalifornské observatoře Mt. Wilson (srpen 2009) i Mt. Palomar (listopad 2009) a nejnověji McDonaldova observatoř v Texasu (červen 2011).
Jak ukázaly příspěvky v 3. čísle 40. ročníku periodika Contr. Astron. Obs. Skalnaté Pleso, k velmi dobrým astronomickým stanovištím ve střední Evropě patří observatoře na vrcholu Lomnického štítu, kde se po dobu 65 let konají speciální astronomická, meteorologická klimatologické a částicová měření. K. Kudela a J. Slivka zde shrnuli údaje o studiu kosmického záření za 40 let provozu aparatur v Košicích i na Lomnickém štítu a J. Rybák údaje o astroklimatu.
V září 2011 se v B. Bystrici uskutečnil 16. sjezd Slovenské astronomické společnosti při SAV, která měla v té době téměř 170 členů. Jejím novým předsedou byl zvolen Dr. Ladislav Hric.
V r. 2011 si česká astronomická veřejnost připomněla 100. výročí narození téměř zapomenutého významného českého fyzika a astronoma Vladimíra Vanda (*6.2. 1911; +4. 4.1968). K tomuto výročí vydali A. Šolcová a M. Křížek jeho biografii "Cesta ke hvězdám a do nitra molekul", z níž vybírám některé momenty. Prvním vědeckým zájmem vysokoškoláka Vanda se totiž stal výzkum proměnných hvězd - po Z. Kopalovi převzal vedení sekce proměnných hvězd České astronomické společnosti a společně publikovali Atlas hvězd proměnných (1933). Vand vystudoval fyziku na UK v Praze a pod vedením prof. V. Dolejška se zabýval spektroskopií. Od r. 1935 spolupracoval s Antonínem Svobodou v odd. fyzikálního výzkumu firmy Škoda na vojenských projektech. České ministerstvo obrany dokázalo zařídit odjezd manželů Svobodových i dr. Vanda Protektorátu na začátku května 1939 do Francie.
Po dramatickém útěku z obsazené Francie na kole, v jehož rámu měl Vand ukryté výkresy pro zaměřovače letadel, se dostal do Velké Británie, kde během války pracoval v různých firmách na fyzikálním výzkumu a stal se mj. členem britské Královské astronomické společnosti. Po válce se chtěl vrátit natrvalo do Československa, ale to zhatil komunistický převrat. Už v září 1948 získal dr. Vand britské občanství. Zabýval se pak vývojem mechanických počítačů i rentgenovou krystalografií, kterou také aplikoval ve spolupráci s F. Crickem na určení šroubovicové struktury kyseliny DNA.
V r. 1953 přesídlil do USA, kde začal pracovat ve fyzikálním ústavu Pennsylvánské státní univerzity a stal se zde posléze profesorem krystalografie. Během svého relativně krátkého života publikoval na 160 prací, z toho 10 v prestižním britském časopise Nature, kde také vyšel v r. 1968 jeho nekrolog (Nat 218, 505.). Je po něm pojmenována planetka (129595), objevená na Kleti v r. 1997.
V r. 2011 uplynulo 400 let od Keplerova pražského spisu "De nive sexangula" o šestičetné souměrnosti sněhových vloček, čímž Kepler položil základy krystalografie. Podnětem ke spisu byl tvar sněhových vloček, které mu přistály na kabátě, když kráčel přes Karlův most a sněžilo. V této práci také Kepler vyslovil domněnku o nejúspornějším využití prostoru stejně velkými koulemi - např. dělovými. Podle Keplera je nejúspornějším řešením umístit vrstvu koulí položených v šestiúhelníkové souměrnosti a další vrstvu uložit do mezer, vzniklých touto souměrností základní vrstvy, atd. pro třetí a další vrstvu. Využití prostoru dosahuje hodnoty π.(3 √ 2 ) = 74,05...% a podle Keplera není žádné úspornější uspořádání. O Keplerově genialitě svědčí zajisté skutečnost, že domněnku se podařilo prokázat až v r. 1998 americkému matematikovi Thomasi C. Halesovi po velmi složitém úsilí, které korunoval obsáhlým 120tistránkovým (!) článkem v mezinárodním matematickém časopise.
V březnu 2011 se uskutečnila cyklistická výprava organizovaná účastníky spanilé jízdy českých a slovenských cyklistů Ebicykl do Francouzské Polynézie. Expedice na (převážně skládacích) bicyklech byla pojata jako pocta astronomovi PhDr. Milanovi Rastislavovi Štefánikovi (1880-1919), jenž v r. 1910 pozoroval na Tahiti Halleyovu kometu a zřídil si tam na Mt. Faiere poblíž Papetee hvězdárnu. O necelý rok později pozoroval 28. 4. 1911 na ostrově Vava'u království Tonga úplné zatmění Slunce. Účastníci jízdy Tahicykl 2011 vyjeli na svých minibicyklech na strmý kopec k památníku, který tam vztyčili RNDr. František Kele a PhDr. Miroslav Musil v r. 1994. Určili přesně jeho polohu v souřadnicích GPS (17°32′46″ j.š.; 149°33′54″ z.d.). Jemný vulkanický černý písek z tahitské pláže pak ebicyklisté přivezli domů a při 28. Ebicyklu Pocta M. R. Štefánikovi v červenci 2011 jej vsypali do Štefánikových památníků na Bradle nad jeho rodnými Košarisky a také u Ivanky při Dunaji, kde v květnu 1919 havarovalo letadlo se Štefánikem a italskou posádkou.
Americký astronom amatér N. Risinger projel a prolétal 100 tis. km, aby pořídil na území USA, ale též Jižní Afriky celkem 37 440 snímků severní i jižní oblohy v pravých barvách, odpovídajících fotopickému lidskému vidění. Soubor dat dosahuje hodnoty 5 Gpix a hodí se pro řadu pozorovacích programů i projektů. Astronomové - pozorovatelé jsou zřejmě dobrými zákazníky leteckých společností, protože podle statistiky běžný astronom pozorovatel nalétá ročně v průměru 37 tis. km.
Podle M. Turnera se stahují černé mraky nad podporou astronomie ve Spojených státech. Nesplnila se doporučení minulé dekadické zprávy o rozvoji astronomické techniky a byly zrušeny cenné kosmické projekty hledání gravitačních vln (LISA) a rentgenové astronomie (IXO). Naproti tomu ESA, která má výhodu ve víceletém plánování, postupuje mnohem úspěšněji a systematicky.
Jedním z nových rysů posledních let se stala intenzivní spolupráce astronomů amatérů ba i jiných dobrovolníků s profesionálními astronomy pomocí metod sdíleného počítání podle vzoru SETI@Home. NASA využívá tzv. clickworkerů ("klikařů"), tj. dobrovolníků, kteří např. klasifikují klikáním myší tvar a rozměry kráterů na Měsíci či na Marsu, ale jiný úspěšný projekt hledá nyní pod mikroskopem v aerogelu sondy Stardust stopy zachycených prachových částic uvolněných různými procesy z kometárních jader. R. Benjamin rozjel projekty hledání bublin horkého plynu na 440 tisících přehlídkových snímcích celé naší Galaxie. 354 tis. dobrovolníků už našlo na 50 tisíc bublin na 85% rozlohy Galaxie. Velmi oblíbený je i projekt Planet Hunters (lovci planet) pro ruční prohlídku nepřeberného množství světelných křivek družice Kepler s cílem nalézt v tomto materiálu vzácné případy exoplanet, které automatický software nedokázal zjistit. Ukazuje se tedy, že navzdory pokroku ve výpočetní technice i teorii informace mohou sdílené výpočty kvalifikovanými laiky dosáhnout lepších výsledků a tento trend bude v budoucnosti ještě zesilovat.
Astronomický výzkum se v průběhu éry Žně objevů, která započala v r. 1966, opravdu významně rozšířil. První přehled zabral pouhých 8 normalizovaných stran na psacím stroji. Poslední předešlý přehled za rok 2010 by měl v přepočtu z počítače na psací stroj již 250 stran. Neobyčejně ztloustly hlavní astronomické časopisy: Astrophysical Journal a Letters (vycházejí 3x měsíčně a každé číslo má v průměru 1,2 tis. tiskových stran); Monthly Notices RAS (3x měsíčně; 900 stran); Astronomy a Astrophysics (2x měsíčně; 900 stran); Astronomical Journal (1x měsíčně; 500 str). Podklady pro Žně objevů však získávám i čtením vědeckých týdeníků Nature a Science a dalších přibližně 15 astronomických a astrofyzikálních časopisů. Za rok se mi tak nahromadí na 1,5 tis. výpisků z časopisů, ale i z konferencí a tiskových zpráv, takže v průměru musím za měsíc prolistovat asi 15 tis. tiskových stran. To je též důvod, proč jsem s psaním přehledů tak opožděn.
M. Hilbert a P. Lópezová odhadli světovou technickou schopnost ukládat data, sdílet je a počítat s nimi tak, že sledovali, jak se tyto schopnosti vyvíjely díky 60 různým analogovým a digitálním způsobům zpracování informací v období let 1986-2007. V r. 2007 lidstvo úsporně uložilo 290 exabytů informací, přeneslo komunikačními kanály 2 zettabyty dat a počítače pracovaly úhrnným tempem 6,4 exabyte/s. Schopnost všech počítačů vrostla za r. 2007 proti předešlému roku o 58 %! Oboustranná výměna informací se za ten rok zvýšila o 28 % a objem uložených informací stoupl o 23 %. Od r. 1999 se odehrává většina telekomunikačních přenosů digitálně a analogové přenosy téměř zanikají, protože v r. 2007 už 99,9 % přenosů informací se uskutečnilo digitálně. Podobně se vyvíjí i digitální ukládání dat do archivů a databází. Digitální ukládání převýšilo analogové v r. 1990 a v r. 2007 dosáhlo 94 %.
Jako citát roku jsem vybral výňatek z projevu bývalého
francouzského prezidenta Nicolase Sarkozyho:
"Bez základního vědeckého výzkumu nemohou přijít žádné aplikace.
Koneckonců elektřina a žárovka nebyly vynalezeny postupnými
inovacemi svíčky."
Dátum poslednej zmeny: 15. apríla 2014