Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2015
J. Hermes aj. pozorovali po dobu 13 měsíců světelnou křivku a spektra těsného páru bílých trpaslíků SDSS J0651+2844 o hmotnostech složek 0,26 a 0,50 M☉, jež obíhají kolem společného těžiště v nesmírně krátké periodě 12,75 min! Z těchto pozorovacích údajů odvodili efektivní teploty složek 16,5 kK a 8,7 kK, poloměry 0,037 R☉ a 0,014 R☉ a jejich stáří 700 mil. let. Jelikož oběžná perioda je nyní známa s přesností na 8 platných cifer a soustava se nachází ve vzdálenosti 920 pc, může posloužit k budoucímu zachycení gravitačních vln v pásmu frekvencí mHz, ale již nyní k ověření efektu zkracování oběžné doby díky jejich vyzařování. To se skutečně autorům podařilo, když zjistili, že oběžná doba zmíněného páru se zkracuje tempem (-0,31 ±0,09) ms/r v uspokojivé shodě s předpovědí podle OTR (-0,26 ±0,05) ms/r.
J. Abadie aj. z projektu detekce gravitačních vln aparaturami LIGO hledali koincidence v zašumělých datech z let 2009-2010 s výbuchy krátkých zábleskových zdrojů záření gama (SGRB), jež podle teorie mají být doprovázeny i silným zábleskem v pásmu gravitačních vln. Jelikož žádné koincidence nenašli, tak za předpokladu, že platí OTR, byly všechny takto pozorované záblesky od nás dále než 17 Mpc. Další zvýšení citlivosti obou aparatur se plánuje na r. 2015, takže po tomto datu by už měly být nějaké zdroje gravitačních vln objeveny.
Jednou z cest, jak zvýšit přesnost měření, naznačil experiment německých specialistů na optické hodiny vedený K. Predehlovou. Podařilo se jim udržet stabilitu těchto hodin, jež překonává standardní atomové hodiny více než o řád, přenosem signálu pomocí optických vláken na vzdálenost přes 920 km. Dosáhli tak relativní stability řádu 10-18 během 1 tis. sekund. Pro dlouhé integrační časy mohou docílit stability lepší než 4.10-19, což by umožnilo koordinovaná přesná časová měření napříč území celé EU. To příznivě ovlivní i přesné navázání atomového času (TAI) a koordinovaného světového času (UTC). Synchronizace hodin pomocí přenosu signálů mezi umělými družicemi, což je základem systému navigace GPS, umožňuje totiž udržet stabilitu jen na úrovni 10-15 za den, protože posun ve výšce družice nad Zemí o pouhých 330 mm se projeví chybou (vyplývající z OTR) na úrovni 10-17.
J. Yin aj. posunuli v srpnu 2012 výrazně vzdálenost, na níž se podařilo ověřit kvantovou teleportaci, v experimentu, kdy vysílali kvantově provázané fotony nad čínským jezerem Qinghai v nadmořské výšce 3,3 km na vzdálenost 97 km a docílili přitom 80 % účinnosti. K vysílání používali refraktor o průměru 127 mm; f/7,5 a k příjmu reflektor o průměru zrcadla 0,4 m. Rekord však neměl dlouhé trvání, jelikož o měsíc později oznámili A. Zeilinger aj., že se jim podařilo teleportovat fotony na vzdálenost 143 km mezi observatořemi La Palma a Tenerife na Kanárských ostrovech. Albert Einstein by se jistě nestačil divit.
J. Erler aj. uvedli, že v současné době známe zhruba 3 000 nuklidů, ale jen 288 z nich je stabilních, resp. mají poločas rozpadu delší než je stáří Sluneční soustavy.
V r. 2010 oznámili F. Wolfeová-Simonová aj., že v kalifornském jezeře Mono našli mutaci baktérie GFAJ-1, která v prostředí obohaceném arsenem ho údajně dokázala zabudovat do své nukleové kyseliny DNA namísto standardního fosforu. Ačkoliv zpráva měla tehdy velkou publicitu vinou organizace NASA a byla publikována v prestižním vědeckém týdeníku Science, skeptičtější část odborné veřejnosti ji začalo ihned zpochybňovat - jak se nyní ukázalo - právem. Časopis Science v r. 2012 uveřejnil studie M. Reavese aj. a T. Erba aj., v nichž se ukázalo, že zmíněné baktérie dokáží přežít i při silné koncentraci arsenu tím, že velmi usilovně vyhledávají poslední zbytky fosforu, ale v jejich DNA rozhodně arsen přítomen není; je i pro tyto baktérie jedem. Jednotný základ života na Zemi je tak znovu potvrzen.
M. Sterzik aj. zkoumali možnosti, jak prokázat existenci života na Zemi na dálku detekcí tzv. biomarkerů života z umělých družic či kosmických sond. Potvrdili, že kosmické aparatury snadno zaznamenají výskyt molekul O2 a CH4 ve zřetelné termodynamické nerovnováze, což je dobrý důkaz jejich vzniku díky fotosyntéze a metabolismu rostlin i živočichů. Pokud je alespoň 10 % povrchu planety pokryto vegetací (pozemského typu), lze pozorovat v blízkém infračerveném oboru spektra >700 nm vysoké albedo právě od povrchové vegetace. Autoři k tomu cíli pořizovali během jara 2011 spektra popelavého svitu Měsíce, což je fakticky dvakrát odražené a rozptýlené sluneční spektrum polarizované atmosférou a tuhým i kapalným povrchem Země. Spektra pořizovali aparaturou FORS VLT ESO v různých fázových úhlech soustavy Slunce-Země-Měsíc, kdy pokrytí povrchu Země jednotlivými složkami bylo výrazně různé. V prvním případě při fázovém úhlu 89° představovaly oceány 18 % viditelného povrchu, vegetace 7 %, led a pouště 3 % a oblaka 72 %. Při fázovém úhlu 102° se však poměry velmi změnily: oceány 46 %, vegetace 3 %, let a pouště 1 % a oblaka 50 %.
H. Svensmark se pokusil zjistit, kdy v minulosti Země vybuchly v její blízkosti supernovy během geologického údobí od 510 mil. let před současností až dodnes. Jako indikátoru použil údajů o zvýšeném toku kosmického záření, jak se zachovaly v horninách příslušného stáří. Ukázal, že k výbuchům blízkých supernov (ve vzdálenostech <300 pc) docházelo v době, kdy Slunce procházelo otevřenými hvězdokupami ve spirálních ramenech naší Galaxie. V Galaxii bylo dosud rozpoznáno na 1,3 tis. hvězdokup rozmanitého stáří od 1 mil. let až po 10 mld. let. Nacházejí se ponejvíce ve spirálních ramenech ve vzdálenostech 0,04 – 13 kpc od centra Galaxie. Podle autorova výpočtu Slunce procházelo různými spirálními rameny před 373, 270, 141 a 17 mil. lety. Právě v té době silně kolísala hladina moří a měnila se biodiverzita života v oceánech. Nepřímo lze tento vliv vysledovat také díky kolísání relativního podílu CO2 v zemské atmosféře.
Jak uvedla redakce týdeníku Nature v č. 7398 z května 2012, biologové dosud na Zemi identifikovali 1,9 mil. druhů; z toho 1 mil. druhů je zachycen v digitálních databázích. Skutečný počet druhů bude však možná ještě téměř o řád vyšší. V týdeníku Science v č. 6104 z října 2012 se konstatuje, že mutace vedoucí k modernímu člověku Homo sapiens se odehrávaly dvakrát pomaleji, než se dosud soudilo. Společný předek šimpanzů a člověka Sahelanthropus se objevil před 6 – 7 mil. lety a rozdělení na šimpanze a člověka proběhlo před 4 – 6 mil. let. Předchůdci člověka a neandertálců se rozdělili před 400 – 600 tis. lety a moderní lidé migrovali z kolébky v Africe před 90 – 130 tis. lety. Podle všeho se zdá, že čím pokročilejší je živočišný druh, tím pomaleji dochází k dalším mutacím.
D. Kennett aj. hledali důvody pro rozkvět a úpadek Mayů v kolísání klimatu na americkém kontinentu. Rozkvět mayské civilizace pokrývá období od 3. stol. př. n.l. do r. 1 000 n.l. Zkoumali totiž kolísání množství srážek na stalagmitu vysokém 560 mm v jeskyni Yok Balum v jižním Belize. Stáří jednotlivých vrstev stalagmitu určovali radiochronologicky z rozpadu nuklidů 240U na 230Th s chybou ±17 let. Odtud plyne, že nejvlhčí perioda probíhala v období 400 – 600 n.l. Pak následovalo 340 let velkého sucha. Politický systém Mayů se začal hroutit v 9. stol. Další velké sucho přišlo po r. 1000 n.l., kdy se Mayové začali stěhovat do ještě sušších pásem severního Yucatánu. Proto se zdá, že hlavní příčiny úpadku této obdivuhodné civilizace byly komplexnější, než aby je bylo možné vysvětlit výhradně nepříznivými změnami klimatu.
J. Zuluaga a P. Cuartas zjišťovali, jak závisí velikost a indukce globálního magnetického pole exoplanet na jejich dalších fyzikálních parametrech, protože převažuje mínění, že bez ochrany planety magnetickým polem není dlouhodobě život na exoplanetě možný. Uvažovali planety v rozsahu hmotností 1 – 10 Mz a s různými periodami rotace. Ukázali, že při periodách rotace 1 – 4 d vzniká velmi silné magnetické pole, ale jeho životnost je poměrně krátká: 2 – 4 mld. let. U pomaleji rotujících planet s hmotnostmi >2 Mz bude indukce globálního magnetického pole sice nižší, ale stále ještě postačující pro ochranu života na planetě; vydrží totiž výrazně déle.
L. Strigari aj. odhadli, že na každou hvězdu hlavní posloupnosti v naší Galaxii připadá řádově 105 objektů v rozmezí hmotností 10-8 – 10-2 M☉, tj. objektů typu exoplanet a exoměsíců, které nejsou gravitačně vázány ke konkrétní hvězdě a tvoří novou populaci nomádů. Pro hledání nomádů o hmotnosti Jupiteru se může nejlépe hodit infračervená družice WISE, která ma kapacitu objevit každý 7. nomád této hmotnosti a dokonce každý 4. nomád o hmotnosti Marsu. Družice Gaia a přehlídkový teleskop LSST budou schopny objevit nomády o hmotnosti Jupiteru. Tyto odhady vycházejí z četnosti objevu nomádů technikou gravitačních mikročoček, která je v tomto směru zatím vůbec nejcitlivější metodou k objevu nomádů. Odhady o počtu nomádů ukazují, že funkce hmotnosti pokračuje od hvězd hlavní posloupnosti přes hnědé trpaslíky plynule do oblasti substelárních objektů nižších hmotností.
J. Bell III aj. ukázali v přehledovém článku v revui Daedalus, že hledání základů života kdekoliv ve vesmíru se musí soustředit na výskyt tekuté vody a zdrojů tepla či obecně zdrojů energie pro živé organismy a také na důkaz výskytu biomolekul známých z pozemské přírody. Jsou to také hlavní úkoly pro robotické sondy k Marsu, Jupiterovu měsíci Europa a Saturnovým měsícům Titan a Enceladus. Jednotlivé kroky pro všechny tyto cíle jsou po řadě průlet kolem daného tělesa, zkoumání objektu z oběžné dráhy, přistání stacionárních robotických laboratoří, vysazení pohyblivých vozítek a nakonec návrat vzorků na Zemi.
H. Rampaderath aj. uvedli, že při hledání rádiových signálů mimozemských civilizací má rozhodující slovo jejich sledování pomocí aparatur na velmi dlouhé (kontinentální) základně. Aparatura VLBI totiž dokáže jednoduše odlišit jakékoliv pozemské rušení od umělého signálu z dalekého vesmíru. Autoři si to vyzkoušeli už v červnu r. 2007, kdy po dobu 8 h sledovali americkým systémem VLBI ve frekvenčním pásmu 1,2 – 1,5 GHz hvězdu Gliese 581, kolem níž obíhají dvě exoplanety, které jsou téměř jistě v příslušné ekosféře. Podobně se věnovali hledání umělých signálů pomocí australské sítě radioteleskopů a našli tak celkem 222 signálů na úrovní 5σ, ale díky simultánním pozorováním na vzdálených stanicích se podařilo jednoznačně ukázat, že nejde o vysílání z dalekého vesmíru. Autoři nakonec připomínají, že stejně bude moci projektům SETI sloužit i budoucí obří aparatura SKA (sběrná plocha 1 km2) v Austrálii a Jižní Africe.
E. Borra navrhuje, aby se hledaly optické signály mimozemšťanů ve spektrech hvězd. Podle jeho názoru by umělost signálů prozradily pravidelné intervaly mezi krátkými signály. Dnešní laserové vysílače pozemšťanů jsou schopny velmi rychlých modulací signálů v intervalech nanosekund až femtosekund. Současnou přijímací technikou bychom byli schopni zachytit obdobné optické signály ze vzdálenosti až 1 kpc.
Nejvýznamnějším pozemským projektem v optické astronomii příští dekády bude téměř jistě přehlídkový synoptický teleskop LSST (Large Synoptic Survey Telescope) s průměrem primárního zrcadla 8,4 m budovaný konsorciem zejména amerických institucí s finanční podporou Národní grantové agentury USA (NSF). Přidruženým členem je však také Fyzikální ústav AV ČR. LSST bude vybudován na observatoři Cerro Pachón (2,7 km n.m.) v severním Chile v zeměpisné šířce -30,2°. Rozhodnutí o financování tohoto jedinečného projektu padlo v červenci 2012 a vědecký program přístroje by měl začít v r. 2023.
Dalekohled bude mít zorné pole o průměru 3,5°, tj. o ploše 9,6 čtv. stupňů při efektivním průměru zrcadla 6,7 m. Přehlídková kamera o kapacitě 3,2 Gpix bude pořizovat širokoúhlé snímky zorných polí 3krát za minutu, přičemž čistý čas každé expozice dosáhne 15 s a mezní hvězdná velikost asi 24 mag, takže každou jasnou noc získá až 13 TB dat! Odhaduje se, že kamera pořídí ročně na 200 tis. expozic ve spektrálním rozsahu 320 – 1 050 nm, takže roční přírůstky pozorovací databáze dosáhnou 1,3 PB. Během 10 let provozu zobrazí LSST celou oblohu na jih od +15° deklinace na ploše 20 tis. čtv. stupňů opakovaně tisíckrát. Monumentální projekt nepochybně naprosto promění optickou astronomii díky tomu, že dalekohledu neuniknou krátkodobé jevy jak ve Sluneční soustavě a Galaxii, tak i ve vzdáleném vesmíru.
Američtí astronomové ovšem za tento úžasný stroj zaplatí vysokou morální cenu tím, že státní podporu ztratí velmi výkonné přístroje současnosti: 4m Mayallův, 3,5m WIYN a 2,1m teleskop i McMathův-Piercův věžový sluneční dalekohled na Kitt Peaku, jakož i rádiové teleskopy GBT v záp. Virginii a interferometr VLBA. Aby toho nebylo málo, v červenci 2012 skončilo financování 85m interferometrické základny obou Keckových 10m teleskopů, přestože již byly zhotoveny čtyři pomocné 1,8m zrcadlové dalekohledy k rozšíření možností pozorovat objekty s vysokým rozlišením nezávisle na azimutu. Každý z těchto pomocných teleskopů přišel na 15 mil. dolarů.
Přitom podle podrobné studie o výkonnosti menších, středních a velkých optických a infračervených dalekohledů, kterou zveřejnil H. Abt, se ukazuje, jak významné jsou dedikované menší přístroje pro rozvoj astronomie v současnosti. Autor si dal tu práci, že posoudil ohlasy téměř 1 600 prací, jež vyšly v letech 2008 a 2009 v šesti nejprestižnějších mezinárodních astronomických časopisech. Ukázal tak, že teleskopy s průměrem zrcadel >7 m dávají sice 1,3krát více citací, než teleskopy třídy 2 – 4 m, jenže náklady na jejich provoz jsou 4krát větší. Když z tohoto souboru vybral podmnožinu 17 prací, které získaly více než 100 citací během 3 let od zveřejnění, tak se ukázalo, že mezi nimi je o 11 % více prací založených na archivních datech a tyto práce získaly o 21 % více citací, než zbylé práce pocházející z nových pozorování velkými přístroji. Když se rozpočtou náklady na citace v porovnání s výdaji na pořízení pozorovacích dat, tak jedna citace přijde obrazně řečeno na 55 $ pro dalekohledy s průměrem zrcadla <2 m, ale zato na 420 $ pro dalekohledy 2 – 4 m, dále na 3,7 tis. $ pro dalekohledy třídy 4 – 7 m a na 1,4 tis. $ pro zrcadla >7 m.
Přestože v témže sledovaném intervalu a v týchž časopisech bylo zveřejněno jen 577 prací (36 %) založených na pozorováních v rádiovém oboru spektra, tak mezi studiemi s více než 100 citacemi jich bylo o 36 % více a získaly též o 33 % více citací než výše zmíněné práce z optického a infračerveného pásma. Obecně získaly radioastronomické práce ve sledovaném období 18 citací na publikovanou práci. Ještě lepší účinnost pak má 9 Čerenkovových teleskopů (MAGIC, HESS, VERITAS atd.) pozorujících energetické záření gama: 27 citací/práci. Autor svou obsáhlou studii uzavírá zjištěním, že obří teleskopy doplácejí na největší převis poptávky nad nabídkou v poměru až 8:1, takže se při přidělování pozorovacího času sází na jistotu a přidělený čas bývá relativně krátký. Naproti tomu u menších dalekohledů se dá více riskovat. Zvláště znamenité jsou pak výsledky z přehlídkových teleskopů, speciálně z projektu SDSS.
V zrcadlové laboratoři Stewardovy observatoře Arizonské univerzity v Tucsonu vybrousili první 8,4m zrcadlo odlité v rotující peci pro budoucí obří teleskop GMT (Giant Magellan Telescope). Gigantický dalekohled bude mít celkem 7 takových zrcadel a bude dokončen patrně do r. 2021 na observatoři Las Campanas v Chile v nadmořské výšce 2,4 km. Jeho rozlišovací schopnost bude odpovídat apertuře 24,5 m a jeho schopnost soustřeďovat světlo zrcadlu o průměru 22 m.
Na observatoři Cerro Paranal ESO dokončili v říjnu 2012 infračervenou přehlídku centra naší Galaxie pomocí 4,1m přehlídkového teleskopu VISTA. Přehlídka zobrazila 84 mil. hvězd v jádře Galaxie pomocí 9Gpix složeného snímku kamerou, která má kapacitu 1 Gpix. Jde o největší takto podrobný katalog hvězd současnosti.
N. Cvetojevic aj. vyzkoušeli v Cassegrainově ohnisku 3,9m teleskopu AAT na observatoři Siding Spring, NSW v Austrálii integrovaný fotonický mikrospektrograf (IPS), vyrobený litograficky na křemíkové podložce o rozměrech 40 x 40 mm a tloušťce 3 mm. Detektory IPS se začaly vyrábět již v r. 1995, ale technické zralosti dosáhly až o devět let později. V r. 2011 získali pomocí IPS kvalitní spektra veleobra Antarese a dalších jasných hvězd na jižní polokouli.
M. Murphy aj. testovali od r. 2008 na témže teleskopu spektrograf vybavený laserovým hřebenem (LFC) pro velmi přesná měření radiálních rychlostí hvězd. Už první pokusy ukázaly, že lze takto docela snadno dosáhnout přesnosti ±9 m/s a o rok později ji zvýšily na ±1 m/s. Autoři uvádějí, že metoda LFC umožní brzy dosáhnout přesnosti ±10 mm/s! To vskutku ještě téhož roku potvrdili T. Wilken aj., kteří instalovali LFC u proslulého ultrapřesného spektrografu HARPS pracujícího ve spojení s 3,6m reflektorem na observatoři La Silla ESO v Chile. V tomto uspořádání měřili radiální rychlosti hvězdy HD 75289 (Vel; 6 mag; sp. G0 V; teplota 6,0 kK; 1,25 R☉; 1,05 M☉; vzdálenost 29 pc; svítivost 1,8 L☉), kolem níž obíhá exoplaneta o minimální hmotnosti 0,5 Mj na téměř kruhové dráze o délce velké poloosy 7,2 mil. km v periodě 3,5 d. Amplitudu radiální rychlosti hvězdy vlivem gravitačního účinku exoplanety určili s přesností ±25 mm/s. Tím se otevřela cesta k objevům exoplanet o hmotnostech a rozměrech Země.
Budoucí kosmický teleskop JWST (James Webb Space Telescope) bude mít primární zrcadlo o průměru 6,5 m složeno z 18 pozlacených beryliových hexagonálních segmentů o průměrech 1,3 m a hmotnostech 20 kg (úhrnná hmotnost primárního zrcadla včetně objímek dosáhne 705 kg a sběrná plocha primárního zrcadla 25 m2). V r. 2012 prodělaly segmenty kryogenní test při očekávané pracovní teplotě 40 K. Zatím se počítá s vypuštěním JWST koncem r. 2018 raketou Ariane 5 (ESA) do Lagrangeova bodu L2 ve vzdálenosti 1,5 mil. km od Země. Vlastní dalekohled bude tepelně izolován rozměrným (21 x 14 m2) slunečním štítem a celková hmotnost zařízení na oběžné dráze dosáhne 6,2 t. Měl by pracovat minimálně 5 let ve spektrálním pásmu 0,6 – 28 μm s úhlovým rozlišení 0,1″. Technické obtíže na hranici možností postupně zvýšily náklady na konstrukci JWST na 8,7 mld. dolarů.
V r. 2012 byly E. Youngem aj. zveřejněny údaje o prvních vědeckých výsledcích kontroverzního projektu SOFIA, tj. infračerveného teleskopu o průměru zrcadla 2,7 m (průměr apertury 2,5 m), jež pracuje na upraveném dopravním letadle B 747SP v pracovních výškách až 13,7 km v pásmu vlnových délek. Projekt byl financován NASA (úprava, provoz a údržba letadla) a německou kosmickou agenturou DLR (konstrukce a provoz vlastního dalekohledu) a opozdil se vinou nečekaných technických problémů týkajících se velkého otevřeného otvoru v trupu letadla a různých zdrojů vibrací teleskopu. V operační výšce až 13,7 km může pozorovat oblohu ve spektrálním pásmu 0,6 – 240 μm a v úhlových výškách 23 – 58° nad obzorem. Na vědeckém programu observatoře se od počátku podílí celkem 7 přístrojů, které poskytují zorné pole o průměru 8′; 70′ nebo 6°. Jednotlivý let může trvat 10 h, z toho 6,5 h připadá na pozorování ve výšce >12,5 km; z toho 4 h ve výšce ≈13,1 km. V této výšce je obsah sloupce vodních par, které blokují infračervené záření, stokrát nižší než na povrchu Země. V r. 2012 bylo publikováno již několik desítek vědeckých prací založených na pozorováních observatoře SOFIA v předešlém roce. Budoucnost projektu je však nejistá. Jedním z důvodů je rychlý rozvoj mikrovlnné astronomie, která se dá mnohem laciněji provozovat na vysokohorských pozemních stanicích.
Ačkoliv mikrovlnná observatoř ALMA v chilské poušti Atacama poblíž hranice s Bolívií nebyla ještě dokončena, modulový způsob její výstavby umožnil začít vědecká pozorování s 12 anténami již v listopadu 2011 a zájem o pozorovací čas převýšil v r. 2012 technické možnosti observatoře v poměru 9:1. Běhen roku se počet funkčních antén zvýšil na 25 a to umožnilo např. J. Rathborneové aj. během pouhých 6 h pozorovacího času pozorovat vznik velmi hmotných hvězd v centru naší Galaxie. V 50 kompaktních oblastech zde právě nyní vznikají nadhvězdy o úhrnné hmotnosti 100 kM☉. ALMA se stává opravdovou vlajkovou lodí světové pozemní astronomie a tomu odpovídá i její cena 1,4 mld. dolarů.
Ještě vyšší náklady přes 2 mld. dolarů si ovšem vyžádá další radioastronomický projekt SKA (Square Kilometer Array), který bude vybudován ve dvou lokalitách. Nízkofrekvenční (<500 MHz) a velmi vysokofrekvenční část vznikne na území západní Austrálie a na Novém Zélandu, kdežto střední a vysokofrekvenční část v Jižní Africe. Celková koncepce, na níž se podílela také Kanada, Čína, Itálie, Holandsko a Velká Británie, byla schválena v květnu 2012. Základní sestava antén se má budovat v letech 2016-2020 a úplný systém by měl být hotov v r. 2024. Rozdělení na dvě takto vzdálené části je výsledkem složitého politického kompromisu, který přinese vyšší náklady, ale i více pracovních příležitostí, než kdyby se celá aparatura instalovala v jediné lokalitě.
J. Geach aj. instalovali u radioteleskopu JCMT na Mauna Kea s průměrem antény 15m nový mikrovlnný bolometr SCUBA-2 (Submillimetre Common-User Bolometer Array-2) pro pásmo 450μm, který má dokonce lepší citlivost než měl bolometr na kosmickém teleskopu Herschel. V "prázdném" zorném poli COSMOS překonal i výsledky umělé družice COBE. Tak se ukázalo, že vzhled oblasti se značně liší jak od optických snímků, tak od snímků v blízké infračervené oblasti spektra. Aparatura SCUBA-2 docela pravděpodobně zobrazuje i mimořádně vzdálené galaxie. Přesné změření vzdáleností však nebude vůbec jednoduché. Tím více šokuje zpráva, že Velká Británie hodlá unikátní radioteleskop JCMT z důvodů úspor vyřadit z provozu koncem r. 2014 a podobně i 3,8m infračervený teleskop UKIRT v téže lokalitě do konce r. 2015.
Hned na počátku roku 2012 skončila svou činnost rentgenová družice RXTE, pojmenovaná na počest průkopníka tohoto oboru italského astronoma Bruna Rossiho (1905-1993). Byla vypuštěna v únoru 1996 na dráhu o výšce 580 km nad Zemí se sklonem 23° k zemskému rovníku. Podstatně tedy překročila plánovanou životnost 2 roky. Získala cenné údaje o magnetarech, akreci na milisekundové pulsary a dokonce o strhávání souřadných soustav u rotujících černých děr. Počátkem prosince 2012 byl pro selhání posledního počítače ukončen provoz francouzské družice CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits), která byla vypuštěna na oběžnou dráhu v prosinci 2006, takže překročila plánovanou životnost dvojnásobně. Podařilo se jí metodou tranzitů objevit 32 exoplanet a stovku dalších objektů čeká na své pravděpodobné potvrzení.
V červnu 2012 byla z letadla pomocí rakety Pegasus vypuštěna nová rentgenová družice NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), která proti předešlým družicím bude mít v pásmu 5 – 80 keV o dva řády vyšší citlivost a o řád lepší rozlišovací schopnost. Přesto jde o poměrně levnou družici (180 mil. dolarů) studující zejména tvrdé rentgenové záření, což je zajištěno dlouhým ohniskem kamer na vrcholu 10m stožáru. Toto záření totiž prochází jen s malými ztrátami prachem a plynem, takže ho lze zaznamenat i v bezprostřední blízkosti černých děr a pozůstatků po supernovách v naší Galaxii.
Koncem listopadu 2011 odstartovala americká kosmická sonda Mars Science Laboratory (MSL) o hmotnosti 3,9 t, jež měla na své palubě zatím nejsložitější a nejhmotnější vozítko (899 kg) Curiosity, které bylo vysazeno na povrch Marsu 6. srpna 2012 jen 2,4 km od plánovaného místa přistání. Sonda MSL vstoupila do atmosféry Marsu rychlostí 5,9 km/s, jež se musela během "sedmi minut hrůzy" snížit na přistávací rychlost 0,2 m/s! K tomu cíli vyvinuli technici NASA speciální "nebeský jeřáb" pod vedením extravagantního inženýra Adama Steltznera (*1963), jenž už plánuje, jak některá příští sonda s vozítkem sesbírá na povrchu planety vzorky půdy a hornin a další sonda pak tuto cennou sbírku přiveze na Zemi.
A. Rots aj. shromáždili údaje o publikacích založených na pozorováních pomocí obří (hmotnost 4,8 t) rentgenové družice Chandra vypuštěné v červenci 1999. Její aparatury vynikají jak rozlišovací schopností 0,5″ a vysokou citlivostí, tak časovým rozlišením 16 μs. Pokrývají široké pásmo energií 0,1 – 10 keV. Výsledky jsou podle autorů publikovány průměrně 2,4 roku po uskutečněných pozorováních a do 7 let je zveřejněno 90 % uskutečněných měření. Nejvíce údajů (20 %) se týká kvasarů a aktivních jader galaxií (AGN), dále kup galaxií (16 %), hvězd a bílých trpaslíků (14 %) a supernov, pozůstatků po supernovách (SNR) a neutronových hvězd (10 %). Družice však získává data i o objektech Sluneční soustavy a mezihvězdném a intergalaktickém prostředí.
P. Molnar aj. zveřejnili v r. 2012 II. katalog aparatury LAT (Large Area Telescope) na družici Fermi, jež byla vypuštěna v červnu 2008 na mírně eliptickou geocentrickou dráhu ve výšce 545 km nad Zemí a začala sbírat data o jednotlivých energetických paprscích gama od srpna 2008. Při energiích 100 MeV má LAT zorné pole 3° a ještě při nejvyšších energiích 100 GeV alespoň 2,4′. Může však postupně sledovat asi 20 % plochy oblohy. II. katalog obsahuje údaje o 1873 zdrojích záření gama, z toho je 127 naprosto jistých a 1171 pravděpodobných; 12 zdrojů je plošných. Polovinu zdrojů se podařilo ztotožnit s aktivními jádry galaxií (AGN), dále pak jde o některé pulsary a pozůstatky po supernovách (SNR), jakož i o některé těsné dvojhvězdy. Aparatury na družici měly zpočátku problém s ukládáním dat vinou příliš malé kapacity palubní paměti a také s výpadky záznamů pro fotony s energií >10 GeV. Podle M. Ackermanna aj. pracují aparatury Fermi LAT a GBM (Gamma-ray Burst Monitor) v pásmu energií 20 MeV - 300 GeV. V r. 2012 se družici podařilo zaznamenat záblesk o energii 27,5 GeV ze vzdálenosti 3,3 Gpc, což svědčí o dobré průzračnosti vesmíru i pro tak vysoké energie paprsků gama.
Celé dvojčíslo časopisu Solar Physics (sv. 275) z r. 2012 bylo věnováno vynikajícím výsledkům výzkumu Slunce uskutečněným pomocí přístrojů družice Solar Dynamics Observatory (SDO), jež byla NASA vypuštěna na kruhovou geosynchronní dráhu se sklonem 28° v únoru 2010. Její vědecký program začal v květnu 2010 a překonal předešlé výzkumy Slunce a jeho okolí díky lepší úhlové rozlišovací schopnosti a také rychlejší kadenci pozorování dějů na slunečním povrchu. Družice poskytuje vynikající snímky Slunce v krátkovlnných pásmech UV, EUV a rentgenovém, jakož i údaje o lokálních magnetických polích a jejich změnách v čase.
NASA vypustila v srpnu 2011 k Měsíci dvojici kosmických sond GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) s cílem přesně měřit průběh gravitačního pole Měsíce a odtud odvodit i jeho vnitřní stavbu. Sondy Ebb a Flow se usadily na kruhových drahách kolem Měsíce na přelomu let 2011 a 2012 a měřily až do poloviny prosince 2012, kdy byly navedeny na kolizní dráhu k povrchu Měsíce, kde zanikly. Měření probíhala po většinu doby ve výšce 50 km nad povrchem Měsíce a sondy letěly v závěsu ve vzdálenosti 200 km od sebe. Mimořádně přesná (±3 μm !) měření kolísání vzájemné vzdálenosti sond pak určilo lokální intenzitu gravitačního pole podél oběžné dráhy.
V r. 2012 se podle všeho konečně podařilo skutečnou příčinu anomálních trajektorií kosmických sond Pioneer 10 a 11 vypuštěných v březnu 1972, resp. v dubnu 1973 s cílem průletů kolem Jupiteru a Saturnu. Sondy vysílaly údaje až do března 1997. resp. září 1995. Díky rádiovému spojení s nimi se ukázalo, že jejich trajektorie se ve vnějších částech planetární soustavy soustavně odchylovaly od předpovědí podle gravitačního zákona. Analýzou problému se zabývali S. Turyshev aj. a ukázali, že na vině bylo teplo vyzařované z termoelektrických generátorů elektřiny a přístrojů na palubě, které bylo přednostně vysíláno ve směru letu oproti směru ke Slunci.
D. Comas aj. zjistili na základě údajů sondy Interstellar Boundary EXplorer (IBEX), že Slunce se vůči mezihvězdnému pozadí pohybuje poněkud jiným směrem a rychlostí jen 23 km/s, tj. o 12 % nižší, než se dosud myslelo. Následkem toho se před Sluncem 0netvoří ve směru letu oblouková rázová vlna, jak se dosud očekávalo vzhledem k tomu, že Slunce si kolem sebe vytváří heliosféru ze supersonického slunečního větru.
A. Vandaleová shromáždila údaje o kosmickém smetí, které ohrožuje zejména nízko (<1 tis. km) obíhající umělé družice a také Mezinárodní kosmickou stanici (ISS). Více než půlstoletí kosmonautiky znamenalo, že ze Země odstartovalo minimálně první kosmickou rychlostí více než 4,8 tis. raket, které vynesly na 6 tis. družic. Z nich jen 800 je nyní operačních; ostatní jsou nefunkční a tedy neovladatelné. Kromě toho se na oběžných drahách vyskytuje minimálně 34 tis. rozličných úlomků >100 mm, které lze v principu pozorovat radarem i opticky. Úhrnná hmotnost tohoto smetí se odhaduje na 5,5 tis. tun. Jen 13 tis. objektů s rozměry >100 mm je však sledováno, takže můžeme jejich dráhy na krátkou dobu předvídat. Životnost úlomků na kruhových drahách ve výši 400 km činí půl roku až rok, ale ve výši 825 km už 200 let. Na eliptických přechodových drahách 0,2 – 36 tis. km úlomky vydrží asi 10 let a na geostacionárních drahách miliony let.
Typická družice na nízké oběžné dráze se aspoň jednou ročně srazí se smítkem o průměru >0,1 mm a jednou za dva roky se zrnkem o rozměru 1 mm. Pro 10 mm objekty klesá pravděpodobnost srážky na 0,003/rok. Nejvíce smetí se přirozeně nachází na nejnižších oběžných drahách; další koncentrace smetí se nalézají ve výškách 3 tis. km, 6 tis. km, 19 tis. km a 36 tis. km nad Zemí. Zatím se lze před srážkami chránit jedině úhybnými manévry nově vypuštěných těles, pokud ovšem je monitorovací služba včas uvidí. Pokusy přijmout opatření proti dalšímu znečišťování kosmického prostoru se nedaří; například nebyl přijat jednoduchý návrh českého astronoma Luboše Perka, aby každá raketa či družice na oběžné dráze byla vybavena koutovými odražeči, které by se aktivovaly tehdy, když družice či raketa končí svou ovladatelnost. Tím by se podstatně usnadnilo a zpřesnilo předpovídání její případné kolizní trajektorie.
Pro laického pozorovatele je jistě přitažlivé, že výtvory člověka na obloze lze pozorovat i jako velmi jasné objekty. Za příznivých podmínek lze pozorovat záblesky družic soustavy Iridium až -10 mag (!) a také ISS může být díky všem svým postupně přidávaným modulům jasnější než kterákoliv planeta (-5,9 mag). K tom cíli běží na internetu aplikace heavens-above, která se průběžně aktualizuje s předstihem více než 10 dnů.
Pro budoucí kosmonauty, kteří by měli letět k planetkám, popřípadě k Marsu, svítá naděje, že by se mohla doba letu výrazně zkrátit, pokud by se podařilo vyvinout pohon založený na štěpné jaderné reakci 235U. Při stejné hmotnosti je totiž výkon jaderného reaktoru teoreticky o šest řádů vyšší než chemické rakety na kapalný pohon. Jaderné reaktory by také podstatně zvýšily účinnost iontového pohonu pro robotickou sondu,například k Jupiteru. Zatím však NASA uvolnila na tento výzkum pouhé 3 mil. dolarů, takže rozhodně nejde o technologii zítřka. NASA poněkud tápe, pokud jde o příští pilotované lety ke vzdáleným cílům. Neuvažuje se ani o trvalé obydlené základně na Měsíci, ani o letu k planetkám, či dokonce k Marsu. Pro srovnání: v době, kdy probíhal program Apollo, rozpočet NASA na pilotovanou kosmonautiku dosahoval polovinu jejího ročních rozpočtů (NASA přitom dostávala 4,3% HDP USA!), a také ESA vydávala na pilotovanou kosmonautiku 13 % svého rozpočtu, mj. na projekt raketoplánu Hermes.
Přitom jeden z projektů pro budoucnost člověka snad nejvýznamnější - identifikace křižujících planetek, jejichž srážka se Zemí by mohla mít zničující následky, nemá státní podporu ani v USA, ani v EU, neřkuli v Číně nebo Rusku. Přesto je dosti pravděpodobné, že se o tento projekt zaslouží soukromá americká společnost B612, která připravuje vypuštění sondy Sentinel s přehlídkovým 0,5m infračerveným teleskopem na dráhu uvnitř heliocentrické dráhy Země, která by mohla odstartovat už v r. 2017. Vlastní družici má zkonstruovat americká firma Ball Aerospace.
Astronom a jezuita I. Kögler (1680-1746) se v r. 1715 seznámil v Praze se svým řádovým spolubratrem matematikem K. Slavíčkem (1678-1735). Společně odcestovali do Lisabonu, odkud se ještě s dalšími 12 spolubratřími vydali na strastiplnou 170denní cestu lodí do Macaa. Odtud po aklimatizaci dorazili počátkem r. 1716 do Pekingu na císařský dvůr. Oba hlavní protagonisté získali pro svou vzdělanost na císařském dvoře silné postavení. Kögler využil svých astronomických a matematických znalostí k editaci čínských astronomických záznamů a pozorování. V r. 1744 tak zveřejnil kritický katalog poloh hvězd až do 7 mag! Nyní S. Ahn aj. porovnali údaje z tohoto katalogu s polohami týchž hvězd v moderním katalogu HIPPARCOS. Podařilo se jim dohledat 2 848 hvězd v pásmu deklinací >-30° a tak ukázali, že rozdíly v polohách nepřesáhly 40″!
Mimochodem, v r. 2012 se konalo 28. valné shromáždění IAU v Pekingu a právě tam byla přijata rezoluce, že velikost astronomické jednotky se podobně jako hodnota rychlosti světla už nebude měnit. Místo dosavadního označování AU bude mít zkratku au a natrvalo bude platit: 1 au = 149 597 870 700 m. (Podle D. Suamiho a J. Souchaye dávala moderní měření (1982) pro 1 AU = 149 597 870 691,0 m). Došlo též ke změnám pro sklon Laplaceovy neproměnné hlavní roviny Sluneční soustavy z dosavadní hodnoty 1°34′59,42″ na: 1°34′43,3″. Nejvíce se změnila délka výstupného úhlu zemské dráhy ze 106°35′01,08″ na 107°34′56″ proto, že do neproměnné roviny byly nově započítány vlivy Vesty, Ceresu, Pallasu i Pluta.
H. McCracken aj. zveřejnili v r. 2012 první část přehlídky UltraVISTA ESO, která probíhá opakovaně uvnitř pole COSMOS (HST, pole 2 čtv. stupně v souhvězdí Sextantu) v blízké infračervené (pásma YJHK) oblasti pomocí 4,1m teleskopu na Cerro Paranal s kamerou 67 Mpix. Zpracované snímky byly pořizovány v poli o ploše 1,5 čtv. stupně v intervalu od prosince 2009 do dubna 2010 a jejich mezní hvězdná velikost v pásmu Y dosahuje 25 mag a v ostatních pásmech 24 mag. Celkem se v tomto poli podařilo zobrazit přes 216 tis. objektů, většinou velmi vzdálených, takže tato přehlídka nejvíce slouží při zkoumání rané historie vesmíru, kdy vznikaly galaxie, kvasary a fluktuace v hustotě skryté látky, z nichž povstala dnešní velkorozměrová struktura kosmické pavučiny. V práci N. Crosse aj. byly shrnuty údaje pro veřejný přístup k datům ze všech přehlídek teleskopu VISTA.
Námořní observatoř USA vydala v r. 2012 již 4. katalog poloh a vlastních pohybů pro 113 mil. hvězd do 16 mag. Pro hvězdy jasnější než 14 mag je chyba v poloze <0,02″. R. Poleski aj. zveřejnili Katalog vlastních pohybů hvězd (rozpětí jasností v pásmu I od 12 do 19 mag) ve směru od Galaxie k Magellanovým mračnům. Poloha každé ze 440 tis. hvězd byla měřena několiksetkrát v průběhu 8 let, takže přesnost pohybů je vesměs lepší než 0,5 tisícin obl. vteřiny ročně. Pro 13 tis. hvězd se podařilo určit i jejich trigonometrické paralaxy až do vzdálenosti 600 pc. Hvězdy se nacházejí v poli 40 čtv. st. kolem Velkého a 14 čtv. st. kolem Malého Magellanova mračna.
M. Smith sestavil Atlas spektrálních čar v daleké ultrafialové oblasti spektra pro rané hvězdy spektrálních tříd O2 – O9.5, který obsahuje bezmála 1,8 tis. spektrálních čar.
Na závěr tohoto odstavce bych chtěl zmínit velký pokrok ve výpočetní technice, který mimo jiné umožňuje zaznamenávat, uchovávat v archivech a vytěžovat obrovské soubory dat. V r. 2012 byl firmou IBM uveden do chodu nejrychlejší superpočítač světa pro Lawrence Livermore National Laboratory v Kalifornii s výkonem 16,3 Pflops. Rychlost není přirozeně jediným ukazatelem kvality superpočítače; neméně důležitý je i pokročilé programování, který se také výrazně zdokonaluje. Dříve či později přispějí takové stroje k rozvoji základního výzkumu v astronomii, zejména od chvíle, kdy bude spuštěn projekt LSST a kdy budou dokončeny obří teleskopy třídy 30m zrcadel.
Neil ARMSTRONG (*1930; astronaut); Jan HORSKÝ (*1940; kosmologie); Masatoshi KITAMURA (*1926; těsné dvojhvězdy); Bernard LOVELL (*1913; radioastronomie); Ivan MOLNÁR (*1930; Galanta); Patrick MOORE (*1923; popularizace); Dalibor NEDBAL (*1980; záření gama); Franco PACINI (*1939; astrofyzika); Sally RIDEOVÁ (*1951; astronautka); Jorge SAHADE (*1915; těsné dvojhvězdy; exprezident IAU); Wallace SARGENT (*1935; astrofyzika); Ladislav SCHMIED (*1927; sluneční činnost po 6 cyklů!); Antonín VÍTEK (*1940; kosmonautika); Gart WESTERHOUT (*1927; radioastronomie); Harold ZIRIN (*1929; Slunce); Fang Li ZHI (*1936; kvasary).
Svět
Charles BENNETT a kol. (Gruberova c.; WMAP); John BROWN
(Zlatá m. RAS; RHESSI); Andy FABIAN (Zlatá m. RAS; rtg.
astronomie); Reinhard GENZEL a Andrea GHEZOVÁ (Crafoordova
c.; černé veledíry); Alan GUTH (c. Nadace pro fundamentální
fyziku - 3 mil. $; kosmologická inflace); (David JEWITT a Jane
LUUOVÁ (Shawova c.; TNO); D.J. +
J.L. + Michael BROWN
(TNO; c. Kavli); Nikolaj KARDAŠEV (G. Reberova m.;
radioastronomie); konstruktéři družice KEPLER (c. Space
Foundation); Jerry NELSON (Franklinova m.; Keck, TMT, adaptivní
optika).
Doma
Nakl. ALDEBARAN (Littera Astronomica, ČAS); Stanislav FOŘT
a Jakub VOŠMERA (6. IOAA; zlaté m.); Jiří GRYGAR (m. Učené
společnosti ČR); Petr HADRAVA (Kopalova předn., ČAS; hvězdná
spektroskopie a fotometrie); Denis LISZTWAN, Tomáš LOCKER,
Viktor NĚMEČEK a Lukáš SUPIK (XVII. IAO; bronzové m.); Peter
KOSEC a Matúš KULICH (6. IOAA; zlatá m.); Filip MURÁR
a Martin RASZYK (6. IOAA; stříbrná m.); M.R. (XVII. IAO;
stříbrná m.); Michal RAŠKO (6. IOAA; strieborná m.); Libor
RICHTER (Zemanova c., ČAS; astrofotografie); Antonín RÜKL
(Nušlova c., ČAS); Petr SOBOTKA (Kvízova c., ČAS;
popularizace); Pavel SPURNÝ (prémie AV ČR; meteority
s rodokmenem); Lukáš TIMKO (6. IOAA; bronzová m.).
Koncem srpna 2012 se konalo v Pekingu 28. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), které slavnostně zahájil tehdejší čínský vicepresident Xi Jingping (nyní prezident ČLR). (Nemohu si odpustit povzdech, že když se v Praze konalo 26. valné shromáždění IAU, tak na zahájení nedorazil ani prezident, ani premiér, ba dokonce ani primátor Prahy!) Během 10 dnů se jako obvykle konala řada plenárních i specializovaných zasedání vědeckých komisí, společné diskuse a přidružená sympozia. Plenární přednášky byly věnovány pestrému světu galaxií, objevu skryté energie vesmíru, novým údajům o tvorbě hvězd zejména na základě výsledku infračervené družice Herschel a také historii, současnosti a budoucnosti rychle se rozvíjející astronomie v Číně. Kongresu se účastnilo přes 2,7 tis. astronomů z více než 55 států světa. IAU měla v tom roce již 10,9 tis. členů z 93 států. Novým presidentem IAU byl zvolen N. Kaifu z Japonska, příští presidentkou (2015-2018) bude Mexičanka S. Torresová-Peimbertová a vědeckým sekretářem se stal Francouz T. Montmerle. Jedním z vicepresidentů zůstal náš astronom J. Palouš.
Z rezolucí kromě již zmíněné o fixní délce astronomické jednotky byla asi nejdůležitější rezoluce požadující zřízení mezinárodního systému včasného varování před nebezpečnými křižujícími tělesy, jež by mohla hrozit střetem se Zemí.
Evropská astronomická společnost (EAS) konala své výroční zasedání EWASS (European Week of Astronomy and Space Science) na Papežské lateránské univerzitě v Římě počátkem července 2012. Plenární zasedání bylo věnováno rozvoji astronomie záření gama díky novým Čerenkovovým soustavám teleskopů (CTA), na jejichž konstrukci se podílejí také čeští astronomové a fyzikové z Fyzikálního ústavu Akademie věd a z MFF UK. Dalšími tématy zasedání pak byl stav a budoucnost mezinárodní observatoře ALMA pro mikrovlnnou astronomii v Chile a nové poznatky o tvorbě planet a hvězd získané družicí Herschel. Další dny se pak probírala témata rozvoje evropské astronomie ve výzkumu Slunce, pomocí obřích dalekohledů a nových kosmických družic a sond. Byly též prosloveny zvané přednášky laureátů cen L. Woltjera a T. Braha, které EAS uděluje.
Ředitel České kosmické kanceláře J. Kolář byl v říjnu 2012 na 63. kongresu Mezinárodní astronautické federace (IAF) zvolen jejím viceprezidentem na dvouleté funkční období a pověřen správou financování IAF.
Česká astronomická společnost, která sérií "salámových" administrativních rozhodnutí v letech 1953-1954 přišla o svůj členský časopis "Říše hvězd" založený již r. 1920, začala díky iniciativě Dr. Miroslava Plavce (1925-2008) vydávat od ledna 1963 členský věstník s názvem "Kosmické rozhledy", který kupodivu úspěšně přežívá až dosud a tak koncem roku 2012 v něm vyšly vzpomínky několika členů původního redakčního kruhu H. Dědičové, P. Lály, L. Kohoutka a Z. Sekaniny k půlstoletému výročí existence tohoto "provizória".
Když se srovnají vizuální odhady jasností 1 022 hvězd z katalogu Hipparcha (≈190 př. n.l. - ≈120 př. n.l.), jenž je pozoroval v letech 140-129 př. n. l. na 36° sev. šířky, s týmiž odhady v Ptolemaiově (≈90 n.l. - ≈168 n.l.) katalogu Almagest, který je pozoroval roku 128 n.l. na 31° sev. šířky, vychází pro jasnou hvězdu Canopus (α Car) v souhvězdí Lodního kýlu v obou případech táž jasnost, což budí dojem, že oba astronomové znali jev extinkce (zeslabení jasnosti objektu blíže k obzoru) a dokázali ho odečíst i pro ostatní pozorované hvězdy. Totéž pak platí pro katalog perského astronoma Al Sufiho (903-986) z r. 964 a katalog Tychonův (1546-1601) z konce 16. stol.
Mimochodem, nejstarší Hipparchův katalog byl více než 1 800 let nezvěstný, až si v r. 2005 B. Schaefer všiml, že na kamenném glóbu oblohy, kterou nese na svých bedrech farnéský Atlas, jsou vytesány obrazce 41 souhvězdí a dále nebeský rovník, obratníky i ekliptika. Polohy hvězd na glóbu odpovídají situaci v r. 125 př. n. l. s chybou ±55 let, tedy v dobré shodě s datem, kdy Hipparchos katalog publikoval. Socha je uložena v italském Národním archeologickém muzeu v Neapoli a jedná se o římskou kopii známé řecké sochy zhotovenou kolem r. 150 n.l. Definitivně se tak potvrdilo, že Hipparchos skutečně objevil precesi zemské osy, což je s ohledem na tehdejší technické vybavení astronomů obdivuhodný výkon.
R. Henry a S. Hanke přišli s novou kalendářní reformou, kdy každé čtvrtletí roku by mělo stejný počet dnů. Pouze měsíce březen, červen, září a prosinec by měly 31 dnů; ostatní měsíce shodně 30 dnů. Zrušily by se přestupné roky, pouze nich jednou za 5-6 let by se do kalendáře vložil přestupný týden. Současně by se zrušily letní časy a všude by se pro legální účely používal čas UT. Reforma by se mohla uskutečnit již v r. 2017, ale podle všeho jsou se možnost jejího zavedení blíží asymptoticky k nule.
Hebrejská univerzita v Jeruzalému zveřejňuje počínaje březnem 2012 digitální kopie 80 tisíc ručních i strojopisných dokumentů Alberta Einsteina včetně jeho korespondence, fotografií a audiozáznamů na webu: www.alberteinstein.info.
Americký vědecký týdeník Science uveřejnil v čísle 6085 z 1. 7. 2012 seznam osmi největších záhad současné astronomie. Podle očekávání se na prvním místě umístil problém skryté energie (dark energy), jejíž hustota se navzdory rozpínání vesmíru zřejmě nemění v čase a pravděpodobně jde o proslulou kosmologickou konstantu LAMBDA, která figuruje v Einsteinových rovnicích pro modely rozpínajícího se vesmíru. Na druhém místě se rovněž dle očekávání skví problém skryté látky (dark matter), na který již v r. 1933 upozornil jeden z nejkreativnějších astronomů XX. stol. F. Zwicky, ale hlavní argumenty v její prospěch přinesli v 70. letech minulého století V. Rubinová aj., dále zejména anglo-australská přehlídka 2dF v r. 1997 a nezávisle též družice WMAP. Zde však lze podle mínění redakce očekávat v blízké budoucnosti jistý pokrok díky novým synoptickým přehlídkám oblohy, zatímco pokusy experimentálních fyziků objevit částice skryté látky ztroskotávají.
Bronzovou medaili si odnesl problém chybějících baryonů, jichž podle nepřímých výsledků astronomických pozorování má být téměř 5 % z celkové hmoty vesmíru, ale ve skutečnosti pozorujeme jen 0,5 % v podobě galaxií a další 0,5 % v podobě horkého plynu, jež obklopuje jednotlivé galaxie. K tomu lze patrně připočíst 0,3 % v podobě chladného intergalaktického plynu a dalších 0,5 % v podobě horkého intergalaktického plynu, který je viditelný jen v daleké ultrafialové oblasti (FUV) a v rentgenových paprscích. To znamená, že v celkové inventuře chybí téměř 60 % baryonů a nikdo netuší, kam se poděly. Evidentně existovaly v první miliardě let po velkém třesku, jak dokazuje zastoupení deutéria vůči normálnímu vodíku, ale je tedy stále ve hře možnost, že všechny baryony jsou radioaktivní, byť na velmi dlouhých časových stupnicích.
Na čtvrté příčce se ocitl problém výbuchů supernov, protože i důmyslné počítačové modely poslední generace nejsou příliš úspěšné v simulaci výbuchů, zejména pro hvězdy s hmotnostmi >25 M☉, kdy podle výpočtu vnější vrstvy hvězdy obsahující převážně kyslík a křemík výbuch utlumí. Zcela nejasný je kauzální vztah mezi zábleskovými zdroji záření gama a následnými výbuchy supernov.
Páté místo obsadil neznámý mechanismus reionizace (zjasnění) látky vesmíru po období šerověku (dark age), které začalo necelých 400 tis. let po velkém třesku, když se volné elektrony připojily k jádrům atomů, a skončilo o pár set milionů let později, jenže se neví, proč. Galaxie totiž začaly významně svítit až 800 mil. let po velkém třesku. Zde se o možné řešení může postarat infračervený kosmický teleskop JWST a rádiové soustavy LOFAR a SKA, které mohou pozorovat v rádiovém oboru záření z raných epoch vesmíru, které se díky rozpínání vesmíru právě do tohoto spektrálního pásma přesunulo.
Na šesté místo se probojoval problém zdrojů a mechanismu urychlování extrémně energetického kosmického záření v pásmu 1 – 300 EeV. Zdroje tohoto záření musí být extragalaktické, ale nepříliš vzdálené, tj. <75 Mpc, protože elektricky nabité částice z větších vzdáleností ztrácejí energii srážkami s fotony reliktního záření.
Sedmé místo zaujal problém bizarního vzhledu Sluneční soustavy, zejména velký podíl železa na hmotnosti Merkuru, vyosené magnetické pole Uranu a jeho ležatý sklon rotační osy do roviny ekliptiky, dále otázka nápadného rozdílu mezi Venuší a Zemí navzdory velmi podobné velikosti, hmotnosti a chemickému složení. Není jasné, jak ve velké vzdálenosti od Slunce mohly vzniknout tak hmotné planety jako Uran a Neptun, protože protoplanetární disk v této vzdálenosti byl už velmi rozředěn. Obě planety mají velké sklony magnetického dipólů k ose rotace (60° a 47°), zatímco Jupiter a Saturn mají magnetické osy souosé s osami rotace.
Osmé místo si vysloužila sluneční koróna, protože je zcela záhadné, pro Slunce, jež má v centru teplotu téměř 16 MK a ve fotosféře 5,8 kK dosahuje v rozlehlé koróně zcela běžně teplot >1 MK. Zde je však největší naděje, že díky novým slunečním družicím se v dohledné době podaří tuto záhadu rozluštit.
Poslední prosincové číslo (7429) roku 2012 britského vědeckého týdeníku Nature tradičně připomnělo největší vědecké události roku, mezi něž zařadilo též úspěšné zkoumání planetky Vesta sondou Dawn a zahájení výzkumu Marsu vozítkem Curiosity, a ovšem objev Higgsova bosonu v laboratoři CERN (práce měly 2932 spoluautorů!), ale též odvolání zpráv o zabudování arsenu do DNA baktérie a o nadsvětelné rychlostí neutrin v projektu OPERA.
V témže čísle také redakce Nature konstatovala, že největší nárůst vědecké produkce zaznamenala Saudská Arábie, Čína, Brazílie, Jižní Korea, Indie a USA. Pro Českou republiku zaznamenala celkem 8,4 tis. vědeckých prací v oboru přírodních věd. Překvapivě dobře však Česko dopadlo v seznamu nejvíce citovaných prací, kterých mělo 1,32 % z celkového souboru špičkových prací, takže obsadilo velmi čestné 9. místo na světě! První bylo v r. 2012 Švýcarsko s podílem 1,91 % , druhé Dánsko (1,77 %) a třetí Holandsko (1,66 %). Před námi byla ještě Belgie, Rakousko, JAR, Velká Británie a Norsko. Za námi pak následuje Izrael (1,30 %) a i vědecké velmoci (USA, Kanada, Francie, Itálie, Finsko, Švédsko, SRN, Španělsko, Rusko, Čína a Indie).
Ostatně už v dubnu redakce Nature vyzdvihla, že Evropa se stala příkladem v mezinárodní vědecké spolupráci a začíná v některých oborech přibírat i mimoevropské partnery. Následkem toho přitahuje nejlepší vědce z celého světa a tak začíná přebírat roli, kterou dosud měly zejména USA a Japonsko, které podporují spolupráci vědeckých institucí spíše jen na národní úrovni.
Americký vědecký týdeník Science v č. 6080 z 27.4. 2012 uvedl, že již od 60. let XX. stol. je základní vědecký výzkum odpovědný z 80 % za růst HDP a vyhrávají ty státy, které na podporu základního výzkum dávají přes 2 % rozpočtu. Nejvíce však do základního výzkum investují Japonsko, Jižní Korea, Čína a Indie (3,4 % HDP) a je vysoce pravděpodobné, že se jim to dlouhodobě vyplatí. Na objevech základního výzkumu se zcela zřetelně podílí i moderní astronomie. Podle mého názoru zde začíná i naše domácí astronomie bodovat právě tím, že se čím dál tím úspěšněji zapojuje do mezinárodních projektů špičkových observatoří. Pro mne to ovšem znamená, že mi sepisování čím dál tím rozsáhlejších přehledů o rozvoji světové astronomie bude nabírat další zpoždění...
Dátum poslednej zmeny: 11. mája 2015