ŽEŇ OBJEVŮ 2013 (XLVIII.) - DÍL H
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné poznatky o stavbě i vývoji vesmíru

D. Gettings aj. objevili pomocí kombinace přehlídek infračervené družice WISE (ALLWISE) se zrcadlem o průměru pouhých 0,4 m dosud největší kupu galaxií MOO J2342.0+1301, která je od nás vzdálena 2,4 Gpc. Kupu pak podrobněji sledovali pomocí přehlídky SDSS a 8,2 teleskopu Subaru (Mauna Kea) a 3,5m zrcadla WYIN (Kitt Peak) a spektroskopicky též 10m Keckovým teleskopem. Družice WISE se tak stala velmi důležitým nástrojem pro poznání globální struktury kup galaxií ve vesmíru.

C. Sifón aj. zkoumali 16 kup galaxií s velkou hmotností mikrovlnným radioteleskopem ACT (Atacama Cosmology Telescope; výška 5,2 km n.m.; frekvenční pásmo 148 – 277 GHz; vlnové délky 1,1 – 2,0 mm) na ploše 455 čtv. stupňů jižní oblohy. V každé kupě určovali červené posuvy minimálně pro 60 galaxií. Odtud dostali jejich průměrnou vzdálenost 1,6 Gpc a medián hmotností jednotlivých kup 1,2 PM_☉. To znamená, že uvnitř kup převyšuje střední hustota látky 200krát kritickou hustotu vesmíru (≈10^-26 kg/m³).

M. Ajjelo aj. využili družice Fermi ke změření celkového množství záření 150 blazarů v pásmu energií fotonů gama >3 GeV, jež je usměrněné do úzkých výtrysků směřujících k Zemi. Záření výtrysků na cestě k nám prochází "zářivou mlhou" fotonů viditelného světla vysílaných hvězdami. Při interakci fotonů gama s fotony viditelného světla dochází k jejich anihilaci na páry pozitron-elektron a to oslabuje intenzitu záření gama, které k nám doletí. Odtud lze spočítat hustotu záření hvězd v intervalu stáří vesmíru 4 – 11,2 mld. let a nakonec i průměrnou vzdálenost mezi hvězdami ve vesmíru, jež vychází neobyčejně nízká: 1,3 kpc. Tomu také odpovídá již výše uvedená nepatrná kritická hustota látky vesmíru.

S. Wolfe aj. ostatně ukázali, že ani v prostoru mezi galaxiemi není úplné vakuum. Použili k této inventuře rozptýlené látky obřího 100m radioteleskopu GBT v Green Banku (Západní Virginie). Proměřovali tak zdánlivě prázdné prostory mezi galaxiemi Místní soustavy M31 a M33 s úhlovým rozlišením 9 obl. minut. Ukázali, že intergalaktický prostor vyplňují zhruba z poloviny chladná plynová mračna (rozměry 2 – 6 kpc; hmotnosti 0,4 – 4 MM_☉) a zbytek pavučiny chladného plynu. Hmota intergalaktického plynu tvoří hlavní zásobárnu materiálu pro další růst rozměrů a hmotností již existujících galaxií. V prvních třech miliardách let věku vesmíru tempo nabírání hmoty galaxiemi rostlo, ale růst se poté výrazně zpomalil, takže dnes už je o řád nižší než před 10 mld. let, a během příštích několika miliard let se vyčerpá.

B. Kalus zkoumali prostorové rozložení supernov třídy Ia, které vzplanuly ve vzdálenostech do 750 Mpc od nás, s cílem objevit případnou anizotropii struktury hmoty ve vesmíru. Zjistili, že nejvyšší koncentrace supernov se nachází ve směru galaktických souřadnic l = -35°; b = -19°, avšak amplituda této anizotropie dosahuje jen relativní hodnoty 2,6%, což je v souladu se standardním kosmologickým modelem, který připouští maximální amplitudu až 3,8%.

M. Laraová-Lópezová aj. nalezli při zkoumání prostorové (3D) struktury vesmíru, že existuje velmi těsný vztah mezi průměrnými hmotnostmi hvězd, metalicitou plynu a tempem tvorby hvězd v galaxiích. D. Galliová a F. Palla poukázali na ranou fázi vývoje vesmíru, kde bylo pro tvorbu hvězd rozhodující, aby vznikly aspoň nejjednodušší molekuly z prvotního kosmického materiálu, tj. H₂ a a HD, popřípadě ionty H, D, He a Li. Jejich vznik však byl pozdržen tím, že hustota hmoty v rozpínajícím se vesmíru rychle klesala. Vzniklé molekuly navíc ničilo pronikavé kosmické záření a navíc neexistovaly žádné katalyzátory v pevné fázi, jež by tvorbu molekul usnadňovaly. Jakmile se však tyto molekuly přece jen zapojily do hry, začaly ochlazovat prvotní plyn H I + He I, což umožnilo kondenzaci obézních hvězd I. generace (populace III) tím, že molekuly interagovaly s chladnoucími fotony reliktního záření.

6.2. Problém skryté hmoty (skryté látky a energie)

Na možnost existence skryté látky (dark matter) upozornil jako první F. Zwicky již v r. 1933, když poukázal na velký nesoulad ve hmotnosti kupy galaxií v souhvězdí Vlasu Bereniky odvozené na jedné straně ze vztahu zářivý výkon - hmotnost, a na druhé straně z velikosti náhodných rychlostí galaxií v kupě. tj. z užití viriálové věty. Nepoměr obou hmotností byl už tehdy očividný: hmotnost odvozená z dynamiky pohybů vyšla o dva řády vyšší než hmotnost vypočtená ze zářivého výkonu téže kupy galaxií. Zwicky si pochopitelně uvědomil, že kdyby měla kupa tak malou zářivou hmotnost, tak se vinou rychlých náhodných pohybů galaxií už dávno rozpadla. Proto tehdy zavedl termín "tmavá hmota", který je terminologicky přesnější než dnes užívaná "temná hmota", protože temnou hmotu by astronomové mohli pozorovat jako siluetu na zářivém pozadí. Dnes však víme, že tmavá hmota je dokonale průhledná!

Pro všeobecné přijetí Zwickyho názoru pak sehráli rozhodující úlohu V. Rubinová a W. Ford, kteří pomocí nového typu spektrografu proměřovali od r. 1970 pomocí 2,1m reflektoru na observatoři Kitt Peak v Arizoně oběžné rychlosti hvězd v galaxii M31 v závislosti na jejich radiální vzdálenosti od těžiště soustavy. Odtud mohli spočítat dynamickou hmotnost galaxie a i v tomto případě vyšla hodnota o dva řády větší než jak vyplývalo se vztahu zářivý výkon - hmotnost. Během 70. let minulého století pak V. Rubinová proměřila oběžné rychlosti hvězd v mnoha dalších galaxiích, a pokaždé se stejným výsledkem.

Třetím nezávislým důkazem pro existenci skryté látky ve vesmíru se pak staly kupy galaxií, jež slouží jako gravitační čočky. Rozštěpené obrazy kvasarů zobrazených mezilehlými kupami galaxií mají totiž tak velké rozteče právě proto, že o jejich velikosti rozhoduje skrytá látka mezilehlé kupy, která je opět podstatně vyšší než hmotnost zářivé složky příslušné kupy a shoduje se s údaji odvozené již zmíněnými dvěma nezávislými postupy.

V současné době se tak ukazuje, že tajemná skrytá látka neznámé fyzikální povahy se nejvíce koncentruje tam, kde jsou kupy galaxií, takže je v prostoru vesmíru rozložena nerovnoměrně, zhruba tak jako látka zářící. Laboratorní pokusy objasnit její fyzikální podstatu jsou přes velké úsilí experimentálních fyziků naprosto neúspěšné. Koncem října 2013 oznámili odborníci ze Sanfordovy podzemní laboratoře v dole Homestake v Leadu v Jižní Dakotě, že ukončili bezvýsledně zatím nejcitlivější pokus LUX (Large Underground Xenon) nalézt interakce mezi hypotetickými částicemi skryté látky WIMP (Weak Interacting Mass Particles) s jádry atomů xenonu. V experimentu LUX v hloubce 1,5 km pod povrchem země se nachází nádoba s 370 kg kapalného xenonu obklopená 265 t vody kvůli odstínění šumu pozadí. Jako detektory případných interakcí slouží 122 velmi citlivých fotonásobičů. Z negativního výsledku experimentu plyne horní mez pro hmotnost částic WIMP 33 GeV/c². Experiment AMS-02 na kosmické stanici ISS sice pozoruje přebytek pozitronů při vysokých energiích, ale K. Blum aj. ukázali, že přebytečné pozitrony představují sekundární částice vznikající rozpadem protonů a částic alfa primárního kosmického záření, takže nemohou sloužit jako důkaz existence částic WIMP.

N. Okabe aj. využili 50 kup galaxií, které slouží jako gravitační čočky, vyznačují se silným rentgenovým zářením, a nacházejí se ve vzdálenostech 0,6 – 1,0 Gpc od nás, k mapování rozložení skryté látky kolem nich. Pomocí širokoúhlé kamery Suprime-Cam v primárním ohnisku 8,2m japonského teleskopu Subaru na Mauna Kea určovali viriálovou hmotnost skryté látky kolem kup galaxií s průměrnou hmotností ≈7.10¹⁴ M_☉ a stupeň její koncentrace vůči centru kup. Z měření vyplynulo, že mapy rozložení hustoty skryté látky vůči těžišti kupy jsou pozoruhodně souměrné a stupně koncentrace vcelku odpovídají standardnímu modelu Velkého třesku. Japonci vyvíjejí pro Subaru ještě výkonnější kameru a další zlepšení mapování lze očekávat také od budoucího synoptického teleskopu LSST (El Peňón, Chile; 2,7 km n.m.; -30° j.š.).

N. Busca aj. hledali baryonové akustické oscilace hustoty vesmírné látky pomocí >48 tis. kvasarů z přehlídky BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) v rámci projektu SDSS-III. Zmíněné kvasary se nacházejí ve vzdálenostech 3,2 – 3,6 Gpc, tj. o stáří 3,1 – 1,8 mld. let po Velkém třesku. Pro střední vzdálenost souboru 3,3 Gpc tak dostali souhlas s tempem rozpínání vesmíru v té době, vypočteném podle standardního kosmologického modelu s chybou ±3%. Pro zajímavost, tehdejší hodnota Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru činila (224 ±8) km/s/Mpc. Z předešlých měření vyplývá, že Hubbleova konstanta se zmenšovala až do času 7,3 mld. po Velkém třesku, a teprve pak začala opět růst vinou rostoucího podílu skryté energie (dark energy) na hustotě hmoty vesmíru.

R. Thompson ukázal, že frekvence čtyř absorpčních čar methanolu měřených 100m radioteleskopem v Effelsbergu ve spirální galaxii PKS 1830-211 (která slouží též jako gravitační čočka) dává mimořádně přesnou hodnotu červeného posuvu pro příslušný maserový zdroj: z = 0,885 82. To především ukazuje, že za posledních 7,3 mld let se poměr hmotnosti protonu k elektronu nezměnil na relativní úrovni 10^-7, což je čtyřikrát ostřejší mez, než jak vyplývalo z předešlých kosmologických měření. Odtud podle autora dále vyplývá, že stavová rovnice pro skrytou energii w = -1 je potvrzena s chybou pouze 1 promile, takže jde opravdu téměř jistě o kosmologickou konstantu v rovnicích standardního modelu pro rozpínající se vesmír.

6.3. Základní kosmologické parametry

I. Steer poukázal na obdivuhodnou intuici belgického kosmologa G. Lemaîtrea, který ve své doktorské disertaci v r. 1927 odhadl ekvivalentní stáří vesmíru od Velkého třesku ( užíval termín "kosmické vajíčko") 14,2 mld. let. Tím také rehabilitoval zavedení kosmologické konstanty do Einsteinových rovnic pro vesmír a odtud vyplynulo, že skrytá energie vesmíru musí dosahovat asi 70% jeho hmotnosti. V r. 1931 pak Lemaître odvodil stavovou rovnici pro skrytou energii; plných 67 let před jejím objevem z pozorování supernov třídy Ia.

O. Farooq a B. Ratra stanovili na základě 28 nezávislých určení hodnoty Hubbleovy konstanty H v rozmezí červených posuvů 0,07 – 2,3 (stáří vesmíru 2,9 – 12,8 mld. let) čas (6,6 ±0,3) Gr, kdy se zpomalování rozpínání vesmíru překlopilo v rozpínání zrychlené. To je v uspokojivé shodě s výsledkem výpočtu N. Buscy aj., kteří z 11 nezávislých určení H dostali pro inflexní čas (7,0 ±0,4) Gr. Vesmír byl tedy téměř přesně v polovině svého dnešního stáří, když skrytá energie převzala otěže dalšího rozpínání vesmíru od brzdícího tandemu zářící a skryté látky.

G. DiBenedetto využil soudobé verze osvědčené Baadeho-Wesselinkovy metody a fotometrie z družice HIPPARCOS pro změření individuálních vzdáleností cefeid v naší Galaxii. Odtud pak mohl určit z pozorování cefeid modul vzdáleností VMM 18,49 mag (vzdálenost 49,8 kpc) i modul galaxie NGC 4258 (= M106; CVn; vodní megamaser): 29,28 mag (vzdálenost 7,2 Mpc). Světelné křivky cefeid v blízké infračervené oblasti získané pro tyto galaxie díky HST pak posloužily k určení hodnoty H₀ = (73,8 ±2,4) km/s/Mpc, kdežto samostatný klíčový projekt HST dává H₀ = (72 ±8) a soubor supernov Ia H₀ = (72,4 ±6) vesměs v týchž jednotkách.

G. Fiorentinová aj. měřili pomocí kamery WFC3 HST světelné křivky cefeid v pásmech 555 – 1 600 nm v téže galaxii NGC 4258 a jako obvykle ukázali, že nejmenší rozptyl hodnot lze čekat právě v nejdelší infračervené vlnové délce. Dostali tak zatím nejpřesnější modul vzdálenosti této galaxie (29,345 ±0,004), tj. vzdálenost (7,40 ±0,02) Mpc, ve shodě se vzdáleností (7,60 ±0,23) Mpc odvozenou L. Humphreysovou aj. z maserových interferometrických měření. Nicméně výsledná hodnota H₀ = (76,0 ±1,9) km/s/Mpc má patrně systematickou chybu.

Jak uvedli M. Reid aj., lze pro určení H₀ využít čar vodní páry buzených maserovým mechanismem v akrečním disku kolem černé veledíry. Příslušná interferometrická měření akrečního disku galaxie UGC 3789 pak umožnila zpřesnit vzdálenost galaxie na 50 Mpc s chybou 10% a odtud odvodit jednak hmotnost centrální černé veledíry 12 MM_☉, ale též hodnotu H₀ = (69 ±7) km/s/Mpc.

A. Neben a M. Turner tvrdí, že zvyšující se přesnost měření kosmologických parametrů umožní v blízké budoucnosti dosáhnout přesnosti v určování H₀ na 3%. Decelerační parametr q₀ = 0,57 je nyní znám s chybou 7% a autoři se přimlouvají za to, aby místo q₀ se začal používat nový parametr OMEGA_M, což je součet podílu zářící a skryté látky vesmíru. Podle nejnovějších měření dosahuje 28% souhrnné hmoty vesmíru.

M. Kilbinger aj. zkoumali pomocí 3,6m teleskopu CFHT na Mauna Kea v úhlové ploše 154 čtv. stupňů tvary 4,2 mil. galaxií vzdálených od nás 0,75 – 2,72 Gpc. Zjistili tak, jak jsou tvary galaxií deformovány slabým gravitačním čočkováním, tj. rozložením hmoty vesmíru ve dvou rozměrech plochy oblohy. Tyto výsledky pak ještě porovnávali s údaji přehlídky BOSS (SDSS-III) na úhlové stupnici 0,8 – 350 úhlových minut a s daty HST. Výsledky měření pak porovnávali s různými kosmologickými modely. Nejlepší souhlas nalezli pro plochý vesmír s amplitudou malých fluktuací hustoty σ = (0,81 ±0,01) a hodnotou OMEGA_M = (0,28 ±0,01). Pro stavovou rovnici skryté energie pak vyšlo w = (-1,10 ±0,15) v uspokojivé shodě se standardním modelem Velkého třesku.

F. Finelli aj. zpracovali prvních sedm let měření družice WMAP, která měřila parametry reliktního záření. Nejlepší souhlas pozorování s modely docílili pro hodnoty σ = 0,812; OMEGA_M = 0,273 a H₀ = 70,4 km/s/Mpc. A. Domínguez a F. Prada využili skutečnosti, že extragalaktické fotony gama interagují při cestě k nám s fotony reliktního záření a jejich tok pro pozorovatele na Zemi je zeslabován tím více, čím z větší vzdálenosti přilétají. Odtud lze s výhodou určit H₀, protože klíčová oblast zrodu fotonů gama se nachází v rozmezí vzdáleností 170 – 400 Mpc. Autoři na základě tohoto principu obdrželi z pozorování H₀ = 72 km/s/Mpc. Podle M. Mosquery a O. Civitarese měření reliktního záření družicí WMAP potvrdilo, že ani konstanta jemné struktury (α), ani hodnota Higgsova vakua (v) se nemění s časem nad úrovní trojnásobku střední chyby měření.

6.4. Reliktní záření a magnetická pole

Neúnavná družice WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) pracovala v Lagrangeově bodě L₂ soustavy Země-Slunce v letech 2000-2009, ale definitivní výsledky byly publikovány až po zevrubném zpracování teprve v letech 2012 a 2013. Z devítiletých měření tak vyplývá podle C. Bennetta aj. stáří vesmíru (13,77 ±0,06) Gr, zastoupení skryté látky (24,0 ±0,9)% a skryté energie (69,3 ±0,8)%. Měření rovněž potvrdila inflaci v raném vesmíru a euklidovskou geometrii plochého vesmíru. Počet různých vůní neutrin omezila na (3,8 ±0,4). G. Hinshaw aj. zjistili, že součet hmotností tří vůní neutrin činí nanejvýš 0,44 eV/c², a že relativní zastoupení helia v raném vesmíru odpovídá standardnímu kosmologickému modelu. V čase 55 tis. let po Velkém třesku se vyrovnaly vzájemné interakce mezi látkou a záření, a v čase 500 mil let po Velkém třesku započala éra reionizace vesmíru po dlouhém období šerověku (0,4 – 500 mil. let). Jak uvedli M. Axelson aj, multipólový rozvoj fluktuací reliktního záření jeví pro módy l 2 – 300 nesouměrnost na úrovni 3,4 σ, přičemž jeho vrchol leží ve směru galaktických souřadnic l = 227°; b = -27°.

Hlavní výsledky studia reliktního záření však v r. 2013 přicházely od umělé družice Planck (ESA), která pracovala od července 2009 do října 2013 rovněž v okolí bodu L₂. Do ledna 2012 byla její aparatura chlazena na teplotu 0,1 K a byla tehdy nejchladnějším známým objektem ve vesmíru. Každých šest měsíců proměřila reliktní záření po celé obloze, takže se jí podařilo uskutečnit celkem 5 přehlídek. V březnu roku 2013 byly zveřejněny nejdůležitější výsledky v celkem 30 publikacích. Polarizační měření se však ještě zpracovávají a budou zveřejněna později.

Stáří vesmíru od Velkého třesku se podařilo zpřesnit na (13,80 ±0,04) Gr, ale podíl skryté energie na hustotě vesmíru se snížil na 68,3%. Na skrytou látku připadlo 26,8% a na zářící látku (baryony) 4,9%. Družice objevila velkou chladnou skvrnu a několik menších teplých skvrn reliktního záření. Současná průměrná teplota reliktního záření odpovídá záření černého tělesa o teplotě (2,725 48 ±0,000 57) K. Drobné fluktuace teploty reliktního záření na severní nebeské polokouli mají menší amplitudu než na polokouli jižní a obecně jsou o 10% nižší (σ = 0,82), než předvídá standardní kosmologický model.

Na rozdíl od všech předešlých měření vyšla z pozorování Plancka poměrně nízká hodnota H₀ = (68,0 ±1,5) km/s/Mpc. Vesmír je geometricky plochý s přesností ±0,1%. Epocha inflace začala později, v čase 10^-34 s, a trvala déle, než se myslelo (10^-32 s). Během éry inflace se vzájemné vzdálenosti objektů ve vesmíru zvětšily 10²⁶krát! Měření z družice potvrdilo se, že existují jen tři vůně neutrin a součet jejich (nenulových) hmotností nedosahuje 0,66 eV/c². Když pozorný čtenář srovná odpovídající výsledky obou sond a hlavně jejich střední chyby, těžko se může ubránit pocitu, že ani jeden soubor výsledků nezohlednil správně chyby systematické, které se přirozeně odhalují mnohem obtížněji než chyby nahodilé.

Obsáhlá polarizační měření družice Planck však jednoznačně vyvrátila možnost, že byly pomocí aparatury BICEP2 na Jižním pólu objeveny gravitační vlny pocházející z nejranější fáze vývoje vesmíru. Ve skutečnosti jde o signály z prachu v kosmickém popředí. Teoreticky je ovšem možné, že citlivější polarizační měření po správně odečteném popředí jednou tyto signály módů B v polarizaci odhalí. Rané fotony se totiž mohou střetávat s prvotními gravitačními vlnami pocházejícími z období těsně po Velkém třesku. Gravitační vlny mohou polarizovat fotony, jež se pak rozptylují na elektronech původního vesmírného plazmatu, ale výsledný signál bude asi o dva řády slabší než signál, který naměřili odborníci na aparatuře BICEP2.

S. Mullerovi aj. se podařilo důvtipným způsobem ověřit, že v minulosti vesmíru bylo reliktní záření teplejší než dnes. Využili k tomu anonymní galaxie ve vzdálenosti 2,3 Gpc, která posloužila jako gravitační čočka k zobrazení kvasaru PKS 1830-211 vzdáleného 3,4 Gpc. Světlo kvasaru pohlcované v molekulovém mračnu mezilehlé čočkující galaxie tak umožnilo změřit teplotu reliktního záření ve vesmíru starém 6,4 Gr. Z pozorování řady molekulových čar autoři obdrželi tehdejší teplotu reliktního záření (5,08 ±0,10) K. Standardní kosmologický model dává pro tento čas hodnotu 5,14 K, takže je naprosto v pořádku.

K nejobtížnějším úkolům moderní astrofyziky zajisté patří proměřování indukce magnetických polí v rozsáhlém interstelárním a intergalaktickém prostoru a určování průběhu magnetických siločar. Používá se k tomu již zmíněných polarizačních měření, ale slabá magnetická pole se tak sotva dají mapovat. Proto řada autorů zkouší náhradní cesty a využívají k tomu mračen s ultrafialovou emisní čárou vodíku Ly-α (L. Kanhaiya a S. Sethi), měření korelačních délek pro fotony záření gama a studia anizotropií v rozložení fotonů gama v kosmickém pozadí (A. Neronov; T. Venter a V. Pavlidou), Faradayovy rotace v rádiovém oboru spektra (M. Bernet aj.), zesilování magnetických polí difuzí kosmického záření (M. Bruggen), popřípadě ohybu směru vysoce energetického kosmického záření v turbulentních magnetických polích Galaxie (M. Pshirkov aj.).

Všechny tyto metody jsou teprve v pozorovacích plenkách, takže mnoho problémů ohledně vlastností magnetických polí se řeší pouze počítačovými simulacemi. D. Schleicher aj. počítali, jak silná magnetická pole mohou vznikat v raných halech kosmického plazmatu o hmotnostech řádu 10 MM_☉. Autoři ukázali, že na vznik silných magnetických polí mají největší vliv turbulence v plazmatu, ať už malých či obřích rozměrů a také vznik prvního pokolení hvězd, kde se magnetické pole může zesilovat jejich rotací a vznikem dynama. Autoři tak dospívají k závěru, že indukce magnetických polí v prvotních halech dosahuje hodnot řádu 1 nT.

Podle R. Becka aj. však hlavní průlom v měřeních těchto polí, jak v naší Galaxii, tak i ve vzdálených kupách galaxií lze očekávat od měření synchrotronového záření v rádiovém oboru spektra. Už nyní tento úkol plní nová aparatura LOFAR (LOw-Frequency ARray) s centrem v Holandsku a rozprostřená od Velké Británie přes Francii a Německo až po Švédsko a Finsko. Jde o interferometrickou soustavu nového typu sestávající z 20 tis. nepohyblivých všesměrových antén o celkové sběrné ploše 300 tis. m². Zaměření na danou část oblohy se provádí fázovým přepínáním pomocí výkonného superpočítače a zpracováním obrovského toku dat v reálném čase. Systém pracuje v pásmu frekvencí 10 – 240 MHz (vlnové délky 1,25 – 30 m). Průběh magnetických polí v Galaxii se bude studovat pomocí Faradayovy rotace. První výsledky díky proměření rotace autoři získali pro mlhovinu větru pulsaru v Krabu, dále pro galaxie M51 a M87 jakož i pro kupy galaxií A 2255 a A 2256.

6.5. Kosmické záření

V r. 2013 vyšla řada publikací připomínající, že v srpnu 2012 uplynulo století od epochálního balónového letu rakouského fyzika Viktora Hesse, při němž bylo kosmické záření objeveno. Tento obor zaznamenal od té doby řadu překvapení, tj. objev antičástic (pozitronů) v r. 1933, důkaz převahy urychlených protonů jako hlavní složky primárního kosmického záření v r. 1941, rekordní energie primárních částic řádu 100 EeV v r. 1962 a objev zvyšujícího se podílu těžkých jader pro >50 EeV v r. 2010. Hlavní otázky, tj. jaké fyzikální procesy vedou k produkci částic o energiích >100 PeV a kde se nacházejí příslušné zdroje, se však stále nedaří zodpovědět.

F. Yusef-Zadeh aj. identifikovali pomocí anténní soustavy VLA (Socorro, N. M.) v centru Galaxie na ploše o lineárních rozměrech 160 x 43 pc² celkem 356 diskrétních zdrojů excitovaných molekul methanolu, mezi nimiž je řada maserových zdrojů na frekvencích kolem 36 GHz (8 mm). Masery vznikají srážkami molekul methanolu (CH₃OH) s částicemi pronikavého kosmického záření a umožňují změřit přesně vzdálenosti zdrojů.

M. Aartsen aj. využili v letech 2009-2012 doplňkové povrchové aparatury IceTop hlubinného projektu IceCube na Jižním pólu k detekci částic energetického kosmického záření v rozsahu energií 100 TeV – 1 EeV. Povrchový detektor IceTop sestává z 81 stanic s roztečemi 125 m na ploše 1 km². Autoři rozdělili data o energetickém spektru na dva soubory; první s mediánem energií 400 TeV a druhý s mediánem 2 PeV. V energeticky vyšším pásmu se jeví směrová anizotropie dvakrát vyšší než v pásmu 400 TeV. Přibližná poloha zdroje činí 0544-36 a anizotropní signál registrují na úrovni 8,5 σ. Jak ukázali M. Pohl a D. Eichler, anizotropie je reálná, ale zatím se nedá jednoznačně určit její fyzikální příčina.

O. Adriani aj. sledovali během 23. minima sluneční činnosti (červenec 2006 - prosinec 2007) izotopové složení částic H a He v kosmickém záření pomocí družice PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics). V době minima se tak podařilo získat jedinečné údaje o šíření primárních částic kosmického záření napříč Galaxií pro energie jader vodíku 100 – 600 MeV/nukleon a jader helia 100 – 900 MeV/nukleon. Podle W. Menna aj. získává PAMELA průběžně dobré údaje o energetickém spektru a chemickém složení částic kosmického záření, které jsou elektricky nabité, ale také o částicích antihmoty od pozitronů přes antiprotony až po jádra antihelia.

S. Wykesová aj. odvodili z pozorování galaxie AGN Cen A (=NGC 5128; vzdálenost 3,8 Mpc) v rádiovém, rentgenovém a gama pásmu spektra, že je dobře možné, aby v této galaxii docházelo k urychlování leptonů až na energie řádu TeV a hadronů až na desítky EeV. Několika nezávislými postupy dokázali, že jak v kolimované výtrysky, tak vnitřní i obří laloky aktivní radiogalaxie mohou sloužit jako zdroje extrémně energetického kosmického záření se zářivým výkonem až 10³⁶ W. Kolimované výtrysky totiž nasávají zvnějšku horký plyn tempem 3.10¹⁸ kg/s a k tomu také dalších 7.10¹⁹ kg/s z hvězd, které se nalézají uvnitř výtrysků. Teplota obřích laloků pak činí >160 MK. To vše podle názoru autorů činí z galaxie Cen A jasného kandidáta na patrně nejbližší zdroj extrémně energetického záření.

Také H. B. Kim usoudil na základě simulací, že galaxie Cen A by mohla být kýženým zdrojem extrémně energetického kosmického záření. Na observatoři Pierra Augera v Malargüe v Argentině se podařilo v průběhu experimentu získat přibližné polohy pro 69 částic s energiemi >55 EeV. Při odhadu průměrné indukce intergalaktického magnetického pole ve směru zorného paprsku k této galaxii řádu 1 pT by mělo být v souboru 10 částic s polohami do 5° od polohy centra galaxie. Tak velký přebytek autor sice nezjistil, ale nepřímé údaje o anizotropii poloh zmíněných extrémně energetických částic v části oblohy, která je pozorovatelná z Malargüe, dává jistou naději, že z většího souboru dat se příslušná korelace nakonec potvrdí. D. Kruppke-Hansen aj. uvedli, že pro lepší návaznost energetické škály vznikne na observatoři Pierra Augera doplňková hustší síť pozemních detektorů a čítačů mionů AMIGA (Auger Muons and Infill for the Ground Array), která umožní získávat statisticky významná data pro energie částic v rozmezí 100 PeV - 1 EeV. Podobný účel mají také tři soustavy fluorescenčních detektorů HEAT (High Elevation Auger Telescope) vybavené zrcadly ze Společné laboratoře optiky FZU AV ČR a UP v Olomouci.

Souběžně s pozorováním na jižní polokouli probíhá na severní polokouli experiment TA (Telescope Array) v Utahu. T. Abu-Zayyad aj. zveřejnili údaje o pozorování primárních částic kosmického záření s energiemi >1,6 EeV. Během 4 let se tak podařilo ukázat, že od energií >4,6 EeV četnost částic začíná klesat a od 54 EeV je pokles prudký, což autoři přičítají existenci limitu GZK (ztráty energie kosmického záření vinou interakce s fotony reliktního záření), který znemožní příchod nejenergetičtějších částic kosmického záření ze vzdáleností >75 Mpc.

B. Acharya aj. představili ambiciózní projekt CTA (Cerenkov Telescope Array) konzorcia 27 států z pěti kontinentů, v němž se budou sledovat fotony záření gama s primárními energiemi v pásmu 10 GeV - 100 TeV soustavou Čerenkovových teleskopů na dvou stanicích (Chile a Kanárské ostrovy) s citlivostí o řád vyšší než dosavadní aparatury (H.E.S.S.; MAGIC; VERITAS). Na projektu se od počátku podílejí také čeští odborníci z FZÚ AV ČR, UP v Olomouci a MFF UK.

6.6. Astročásticová fyzika

S. Ting aj. zveřejnili první obsáhlé výsledky experimentu AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer) na ISS. Za 20 měsíců provozu aparatura zaznamenal stropy 30 mld. částic, tempem asi 10 tis. částic/min. Mezi nimi bylo 7 mil. elektronů a pozitronů s energiemi 0,5 – 350 GeV. Přesnost měření jejich parametrů dosahuje obdivuhodného 1%. Zastoupení pozitronů vůči elektronům přitom stoupá s rostoucími energiemi v rozmezí 10 – 250 GeV v souladu s již dříve uveřejněnými výsledky aparatur na umělých družicích Fermi a PAMELA. Vzestup k energiím 20 GeV je rychlý, ale další tempo směrem k vyšším energiím se zvolňuje. Pro energie 350 GeV tak činí podíl pozitronů už 15%, ačkoliv teoreticky by měl s rostoucí energií klesat. Příliv částic je stálý v čase a jejich směry příchodu jsou zcela izotropní.

Kýžené částice WIMP skryté látky se však nepodařilo pozorovat, takže odtud vyplývá, že pokud vůbec existují, tak jejich minimální hmotnost by musela být aspoň 400 GeV/c². (Klidová hmotnost Higgsova bosonu je 125 GeV/c².) Podle T. Lindena a S. Profuma mohou za pozorované přebytky pozitronů pozorované jak Čerenkovovými pozemními teleskopy, tak aparaturami na ISS a umělých družicích blízké pulsary jako je Geminga (vzdálenost 250 pc) a PSR B0656+14 (vzdálenost 300 pc).

P. Ade aj. využili přesných měření multipólového spektra reliktního záření pomocí družice Planck ke zpřesnění údajů charakterizujících standardní kosmologický model Velkého třesku. Vyšší členy rozvoje jsou ve výborné shodě s tímto modelem a zastoupení zářící (baryonové) a skryté látky vesmíru (OMEGA_M) představuje nanejvýš (31,5 ±1,7)% hmoty vesmíru. Hubbleova konstanta H₀ vyšla překvapivě nízká (67,3 ±1,3 km/s/Mpc). Horní mez hmotnost neutrin různých vůní činí 0,23 eV/c² a počet různých vůní by neměl být vyšší než 3 s chybou ±8%.

G. Bellini aj. zveřejnili výsledky experimentu Borexino, jenž byl instalován pod horou Gran Sasso v Itálii. Během 3,7 roků provozu získali ve 187 tunách kapalných scintilátorů (3,7.10³¹ protonů) údaje o 14 geoneutrinech. Jsou to elektronová antineutrina, která vznikají při rozpadu β^- radionuklidů v nitru Země, tj. především ₄₀K, ₂₃₂Th a ₂₃₈U. Tyto radionuklidy jsou prakticky hlavními zdroji radiogenního tepla Země. Ze zemského pláště tak vystupuje tok 15 TNU (Terrestrial Neutrino Unit), který se projevuje známým gradientem teploty hornin v zemské kůře. Horní mez tepelného toku uranu a thoria činí 4,5 TW. Z těchto měření lze tak odvozovat i tepelnou historii Země od doby jejího vzniku do současnosti.

6.7. Experimentální a teoretická fyzika

J. Bagdonaiteová aj. využili 100m radioteleskopu v Effelsbergu (SRN) ke změření absorpčních čar rotačních přechodů methanolu v kvasaru PKS 1810-211 vzdáleného od nás 2,2 Gpc. Ukázali, že za posledních 7,3 mld. let se nezměnil poměr hmotností elektronu ku protonu s relativní přesností lepší než 10^-7. Nezávislá měření R. Thompsona aj. dala týž výsledek pro poměr hmotností elektron/proton a k tomu navíc určení stavové rovnice pro skrytou energii w = -1,000 s chybou ±0,1%. Podobný výsledek pro poměr hmotností elektron/proton pro ještě vzdálenější kvasar J1148+5251 (3,9 Gpc), tj. pro časový interval 12,9 mld. let, obdrželi L. Lentati aj.

Jenže v témže roce 2013 se tak fundamentální hodnota, jakou je poloměr protonu, zašmodrchala, protože výsledky experimentálních měření dvěma různými postupy daly překvapivě odlišné hodnoty. A. Antognini aj. metodou laserové spektroskopie odvodili hodnotu (0,840 87 ±0,000 39) fm, kdežto R. Pohl aj., kteří využili metody elektronového rozptylu na protonech, obdrželi poloměr (0,877 2 ±0,004 6) fm. Obě hodnoty se navzájem liší o více než 4%, v rozporu s udávanými středními chybami obou experimentů. Jak ukázal D. Robson, obě skupiny měřily dobře, ale v jiných vztažných soustavách. První výsledek se týká klidové vztažné soustavy spojené s protonem, kdežto druhý soustavy relativistické. Z Einsteinovy teorie pak pro tuto soustavu musí vyjít odlišná hodnota 0,879 44 fm, ve výborné shodě s měřením Pohlova týmu. Jen pro dokreslení, o jak citlivá měření se dnes v astrofyzice jedná, připomínám, že gravitační interferometry LIGO a VIRGO měří vzdálenosti mezi referenčními zrcadly interferometru s přesností 1 tisíciny průměru protonu!

Naproti tomu v Japonsku úspěšně pokračuje mezinárodní experiment T2K (Tokai to Kamioka) zaměřený na zjišťování oscilací a hmotnosti neutrin. Zdrojem dosud nejintenzívnějšího svazku neutrin je protonový urychlovač J-PARC (Japan - Proton Accelerator Research Complex) v Cukubě a detektorem proslulá podzemní aparatura Superkamiokande (nádrž s 50 kt destilované vody) vzdálená od urychlovače 295 km. Urychlené protony narážejí do grafitových terčů, v nichž vznikají dceřinné částice, jež se nakonec štěpí na páry mionů a mionových neutrin usměrněné do úzkých svazků. Na experimentu se podílí 400 fyziků z 59 institucí v 11 státech. Během stále probíhajícího experimentu fyzikové potvrdili, že během letu dochází k oscilacím neutrin s pravděpodobností 99,9985%, což odpovídá střední kvadratické odchylce pohodlných 7,5 σ. Roste tak naděje, že se po delším provozu podaří určit jak hmotnosti neutrin různých vůní, tak i tři mixážní úhly, které charakterizují jednotlivé oscilace. Oscilace neutrin jsou podle R. Aaije aj. patrně také důvodem, proč ve vesmíru převažuje hmota nad antihmotou.

Vcelku úspěšně probíhá i náročný neutrinový experiment v Antarktidě IceCube (276 odborníků ze 12 států), jenž podle D. Foxe aj. zaznamenal už 28 neutrin s energiemi 0,03 – 1,14 PeV, z toho asi 11 činí atmosférické pozadí (interakce energetického kosmického záření s atomovými jádry v atmosféře). Bohužel se zatím nedaří identifikovat konkrétní zdroje vysoce energetických neutrin, i když se předpokládá, že přicházejí z objektů uvnitř naší Galaxie. Podle F. Vieyra aj. se to podaří dokázat až po desetiletém provozu aparatury. Jak uvedli M. Aartsen aj., aparatura IceCube dosáhla v květnu 2011 plánované citlivosti, protože na 86 svislých šňůrách zapuštěných do ledu již pracuje >5 tis. fotonásobičů v hloubkách 1,5 – 2,5 km pod povrchem. Zatím se však nedaří nalézt očekávané koincidence mezi energetickými neutriny a vysoce energetickými částicemi kosmického záření.

G. Zhao aj. studovali multipólové spektrum shlukování galaxií na základě přehlídky SDSS-III BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) a odtud zjistili, že hmotnosti všech vůní neutrin dávají horní mez <0,8 eV/c², a pravděpodobně dokonce <0,34 eV/c². Počet různých vůní neutrin však vychází překvapivě vysoký: (4,0 ±0,9), což ovšem ještě nevylučuje, že existují jen 3 vůně neutrin. Autoři této studie rovněž určili parametry standardního kosmologického modelu vesmíru: H₀ = (69,7 – 73,8); OMEGA_m = 0,28 a w = -1.

Urychlovač LHC, který dosáhl v r. 2012 historického úspěchu objevem Higgsova bosonu, posloužil v dalších měřeních k několika nezávislým důkazům, že objevená částice má opravdu vlastnosti, které teorie předvídala. V polovině února 2013 však byl odstaven kvůli plánované modernizaci, která má v r. 2015 umožnit zvýšit maximální energii urychlovače na téměř dvojnásobek (13 TeV). Objem uložených vědeckých dat z měření přesáhl hranici 100 PB. Na jejich využití se podílí odhadem asi 10 tis. fyziků po celém světě. Jen 15% objemu dat je uloženo ve výpočetním velestředisku přímo v CERN; většina na stanicích po celém světě. Úložiště jsou propojena optickými vlákny s přenosovou rychlostí 10 Gbit/s.

J. Antoniadis aj. využili obřích radioteleskopů v Arecibu, Green Banku a Effelsbergu jakož i optických teleskopů VLT ESO a SDSS k podrobnému studiu milisekundového pulsaru J0348+0432 (Tau; rotační perioda 39 ms; vzdálenost 2,1 kpc), jehož průvodce je bílý trpaslík (21 mag; poloměr ≈0,07 R_☉; T_eff = 10 kK; hmotnost 0,18 M_☉; indukce magnetického pole 200 kT; stáří 2 Gr) , který obíhá kolem společného těžiště binární soustavy v periodě 2,5 h ve střední vzdálenosti 800 tis. km km od pulsaru. Z kombinace fotometrické a spektroskopické dráhy bílého trpaslíka se autorům podařilo určit, že oběžná doba trpaslíka se během dvouletého sledování zkracovala tempem 9 mikrosekund/rok. Odtud pak autoři mohli spočítat dosti přesnou hmotnost neutronové hvězdy/pulsaru (2,01 –0,04) M_☉, tedy velmi vysoko nad Chandrasekharovou mezí, ale v souladu s Landauovou-Tolmanovou-Oppenheimerovou-Volkoffovou mezí pro neutronové hvězdy. Podle principu obecné teorie relativity (vyzařování gravitačních vln) odhadli i čas, kdy dojde ke splynutí obou objektů (400 mil. let). Autoři navíc usoudili, že zmíněná soustava se na počátku své existence skládala z obézní hvězdy o hmotnosti 20 – 25 M_☉ a průvodce o hmotnosti 1,0 – 1,6 M_☉, ale v budoucnu nakonec splyne na hvězdnou černou díru. Porovnání zmíněných pozorování s teorií relativity dává souhlas (1,05 ±0,18), kde 1,00 by byla dokonalá shoda.

E. Pitjevová a N. Pitjev zveřejnili nejnovější efemeridy EPM2011 pro tělesa Sluneční soustavy na základě 678 tisíc velmi přesných optických i rádiových poloh planet a kosmických sond uskutečněných v letech 1913-2011. Díky tomuto souboru dat se podařilo zpřesnit postnewtonovy parametry (PPN), které korigují základní odchylky vzniklé zavedením obecné teorie relativity vůči Newtonově fyzice. Tak se podařilo zlepšit hodnotu pro dynamické zploštění Slunce, horní mez pro změnu gravitační konstanty s časem a určit horní mez pro podíl skryté látky (dark matter) na hmotnosti Sluneční soustavy <8.10^-11 M_☉ do vzdálenosti poloměru dráhy Saturnu. Odtud též vyplývá horní mez pro střední hustotu skryté látky <10^-17 kg/m³.

N. Hinkley aj. ohlásili úspěch při konstrukci dvou přesných atomových hodin založených na optických mřížkách chlazených atomů ytterbia (protonové číslo 70), které dosáhly relativní přesnosti 1,6 10^-18. Dosavadní špičkové cesiové hodiny dosahují přesnosti 4.10^-16, ale budoucí vývoj optických hodin oscilujících na frekvencích o 5 řádů vyšších určitě povede k přesnosti 1.10^-18. To pak umožní měřit Einsteinovo zpoždění přesných hodin v zemském gravitačním poli s přesností vzdálenosti hodin od těžiště Země ±10 mm a povede k zásadním proměně geodézie a četným aplikacím v hydrologii, geologii, studiu změn klimatu i kosmické navigaci. Pomůže také odlišit teorii relativity od jiných gravitačních teorií a případně nalézt novou fyziku za hranicemi standardního kosmologického modelu.

Jak známo, etalony délky, rychlosti, frekvence a času se postupně podařilo předefinovat pomocí relativně snadno testovatelných fyzikálních vztahů. Zbývá však jeden ožehavý etalon - jednotka hmotnosti kilogram. Ten je stále definován jako hmotnost prototypu uloženého v Ústavu pro míry a váhy ve Francii, a přesnost tohoto etalonu je nízká, což nevyhovuje ani fyzikům, ani astronomům. Jak uvádí S. Lan aj., svítá však naděje, že se v dohledné době podaří i tento etalon nahradit díky vztahu mezi energií, frekvencí a Planckovou konstantou, takže relativní přesnost snadno reprodukovatelného etalonu by stoupla ze současných 10^-4 na 10^-9. S tím také souvisí šokující výsledek nejnovějších měření gravitační konstanty pomocí torsních vah: G = 6,675 45.10^-11 m³/kg/s² T. Quinnem aj., zatímco standardní hodnota činí 6,674 08 v týchž jednotkách s relativní střední chybou 5.10^-5. Nová hodnota je však proti standardu vyšší o čtyřnásobek udané střední chyby a naopak se shoduje se starším měřením z r. 2001.

Z. Merali v přehledovém článku o povaze prostoru a času konstatoval, že dosud neznáme odpověď na otázku, kde se prostor a čas vzaly, protože singularity obecné teorie relativity svědčí o tom, že je to neúplná teorie. Počátkem 70. let minulého století se ukázalo, že jak OTR, tak kvantová mechanika se dají propojit s termodynamikou díky objevům S. Hawkinga o vyzařování černých děr a J. Bekensteina, že černé díry mají entropii. Termodynamika je přitom statistická teorie a vede automaticky k Newtonově gravitační teorii. Teoretici od té doby vyvinuli velké úsilí, aby se konečně podařilo sjednotit OTR a kvantovou mechaniku, ale dosavadní nápady jsou až pozoruhodně neúspěšné při experimentálním testování v podzemních laboratořích, anebo pozemních urychlovačích. Mnohé domněnky pak mají tu vadu, že ani žádné testování experimentem či astronomickým pozorováním nenabízejí. Současný neuspokojivý stav řešení zapeklitých otázek teoretické fyziky však naznačuje, že je před námi nebo našimi potomky další fyzikální revoluce, což se zajisté odrazí také v kosmologii a astrofyzice.

7. Život na Zemi a ve vesmíru

Překvapivý objev třetí domény života nazvané archea (původně archebakterie) zveřejnil Carl Woese (1928-2012) teprve v r. 1977 a získal za tento objev prestižní Crafoordovu cenu v r. 2003. (Dalšími doménami jsou bakterie a eukaryota.) Na rozdíl od novějších dvou domén jsou archea nejstarobylejší živé organismy doložené na Zemi už před více než 3,5 mld. let. Lze je většinou charakterizovat jako extremofily, které jsou daleko odolnější vůči vlivům vnějšího prostředí než domény novější. Pokud je tedy někde ve vesmíru život, tak právě archea mohou být jeho prvotní složkou, jenže důkaz jejich existence bez zkoumání na místě (in situ) je velmi obtížný. Mimochodem, T. Willams aj. se domnívají, že ve skutečnosti existují jen dvě domény života na Zemi, tj. archea a bakterie. Podle jejich názoru eukaryota vznikly kombinací předešlých dvou domén.

M. Lever aj. zjistili, že ve vzorcích sedimentů z hloubek až 600 metrů pod okrajem podmořského hřbetu Juan de Fuca v Pacifiku se nacházejí četné mikroorganismy, které žijí díky zdrojům energie z methanu, síry a vodíku. Po několikaleté inkubaci vzorků v laboratoři se podařilo jednoznačně prokázat metabolickou aktivitu vzorků, které patrně využívají ke své výživě také vody prosakující ze dna oceánu. Současný počet druhů organismů na Zemi je přesto podle M. Costella aj. menší, než se dosud soudilo, protože činí jen (5 ±3) mil. druhů.

S. McMahon aj. uvedli, že pro vznik a rozvoj života ve vesmíru mohou být daleko významnější podpovrchová jezera či dokonce oceány, jak se to začíná ukazovat například u některých měsíců obřích planet Sluneční soustavy. Tyto oblasti jsou jednak většinou objemově rozsáhlejší než oceány a jezera na povrchu planet, a jednak jsou dostatečně kryty před účinky pronikavého energetického kosmického zářeni.

S podobným nápadem, že život by mohl být i na přirozených družicích (měsících) exoplanet, vystoupili R. Heller a J. Zuluaga. Všimli si totiž, že v potenciálních ekosférách některých hvězd se nacházejí planety pro život nevhodné, tj. plynní obři o hmotnostech až 10 M_j, ale kolem nich zajisté obíhají měsíce, jak to ostatně vidíme u plynných obrů ve Sluneční soustavě. Nevýhodou měsíců je ovšem nedostatečná ochrana jejich povrchu před energetickým zářením, jelikož jim chybí vlastní dipólové č multipólové magnetické pole. Autoři však soudí, že o magnetickou ochranu by se mohla postarat mateřská obří plynná planeta, ale má to háček v podobě radiačních pásů, které budou zajisté život na měsíci ohrožovat. To by však nemuselo nijak vadit, pokud se bude život ukrývat v hloubce pod povrchem příslušného měsíce.

Neúnavný panspermik N. Wickramasinghe snesl nové důkazy ve prospěch domněnky, kterou publikoval v řadě článků se svým školitelem F. Hoylem v letech 1977-1981. Oba tehdy došli k názoru, že život na Zemi byl přinesen kometami. Nyní připomněl, že v r. 2009 byla objevena bakterie Janibacter hoylei odolná proti záření UV, takže může přežít dlouhé putování v kometárních jádrech nehostinným kosmickým prostorem. Autor argumentuje tím, že v Galaxii se nachází řádově 10²² komet, takže pravděpodobnost dopadu některé z nich, které bakterii nesou, může na Zemi zažehnout plamínek života. I když článek prošel recenzním řízením v odborném časopise, jde o velmi krkolomné tvrzení, jež většina odborníků nejspíš pomine.

Zajímavější mi připadá sdělení N. Pereze aj. o obnově fytoplanktonu po katastrofickém impaktu planetky Chicxulub před 65 mil. lety do oblasti dnešního Mexického zálivu. Modelové výpočty totiž ukázaly, že i když saze a prach z impaktu se usadily během několika let, čímž skončila dlouhá "meteoritická zima", a ozón ve vysoké atmosféře se znovu vytvořil až za desítky let po impaktu, tak jednobuněčný fytoplankton se obnovil téměř okamžitě, což svědčí o vysoké odolnosti jednobuněčných organismů vůči kosmickým katastrofám.

Pokud jde o život na exoplanetách, tak S. Eggl aj. ukázali, že v současnosti známe již na 70 exoplanet u hvězd vzdálených od Slunce do okruhu 31 pc. Více než polovina těchto hvězd není osamělá jako Slunce, takže rušivý vliv dvou či více gravitačních center v soustavě by mělo snížit pravděpodobnost, že na některé z příslušných exoplanet budou stabilní podmínky vhodné pro rozvoj života. Ve zmíněném okruhu našli 19 binárních soustav se vzdálenostmi mezi hvězdami v rozmezí 1 – 100 au a pro ně spočítali vliv sekundární složky na radiační a dynamickou stabilitu exoplanet, které se nacházejí v ekosféře primární hvězdy. Plných 17 binárních soustav má dlouhodobě stabilní ekosféru kolem primáru; spektrální třídy složek těchto párů jsou rozděleny takto: 5 x F; 3 x G; 7 x K a 16 x M (u tří složek se nepodařilo spektrální třídu určit). Tak příznivý výsledek patrně nikdo nečekal; zřetelně se ukazuje, že pro život na exoplanetě jsou nejvýhodnější mateřské hvězdy s pozdními spektry tříd K a M. Právě tyto hvězdy žijí navíc nejdéle; nejméně hmotné hvězdy třídy M až neuvěřitelných 10 biliónů let (!).

Navíc J. Yang aj. ukázali, že pokud v okolí červených trpaslíků třídy M se vyskytuje exoplaneta se synchronní rotací, která je přitom pokryta mračny, tak na jejím povrchu se může vyskytovat tekutá voda i v případě, že ozáření planety trpaslíkem je dvakrát vyšší než pro pro planetu, která rotuje. Tím se fakticky dvakrát zvyšuje počet červených trpaslíků, kolem nichž mohou být exoplanety v jejich ekosférách.

Jak naopak ukázali T. Thompson aj., exoplanety možná zcela chybějí v jádrech kulových hvězdokup a v jádrech galaxií s překotnou tvorbou hvězd, protože tam je díky natěsnání hvězd teplota mezihvězdného prostoru vyšší než teplota sněžné čáry (150 – 170 K) po dobu potřebnou ke vzniku planetárních embryí a kamenných planet ve vzdálenostech 1 – 5 au od mateřské hvězdy. Skutečně v bohaté kulové hvězdokupě 47 Tuc (hmotnost 700 kM_☉; vzdálenost 5 kpc) žádná exoplaneta dosud objevena nebyla.

C. Qi aj. tvrdí, že sněžné čáry se týkají nejenom vody, ale i dalších těkavých látek, například CO. U proslulé mladé proměnné hvězdy TW Hya (typ T Tau; sp. K6 V; 1,1 R_☉; 0,8 M_☉; 0,3 L_☉; vzdálenost 54 pc; stáří 5 – 10 Mr; protoplanetární disk je pozorovatelný čelně) se podařilo určit polohu sněžné čáry CO díky měřením mikrovlnné anténní soustavy ALMA - je od mateřské hvězdy vzdálena 30 au. Tyto sněžné čáry podobně jako čáry tekuté vody určují četnost a parametry budoucích planetárních embryí, takže tím se stává pojem ekosféry dosti neurčitý.

M. Filipovic aj. zkoumali možnost, že proslulá velká vymírání organismů na Zemi souvisí s průchodem Slunce spirálními rameny Galaxie. Využili k tomu nejnovějších výpočtů trasy Slunce v Galaxii za poslední půl miliardu roků (zhruba dva galaktické roky) i přesnějších hodnot pro polohu a šířku spirálních ramen. Z těchto výpočtů vyplývá, že Slunce prochází spirálními rameny Galaxie vždy po několika desítkách milionů let. Údajná perioda velkým vymírání 62 mil. roků tak může s těmi průchody souviset. Uvnitř ramen se totiž vyskytují hmotné hvězdy s krátkou životností, které pak vybuchují jako supernovy, což může způsobit ekologickou katastrofu na Zemi. Dalším průvodním zjevem jsou výrazné gravitační poruchy drah kometárních jader v Oortově oblaku, které se pak dostávají na kolizní dráhy se Zemí. I když korelace vymírání s průchody spirálními rameny není dokonalá, lze říci, že průchod planety, na níž kypí život, spirálním ramenem Galaxie rizikovým faktorem je.

Z galaktického zorného úhlu se na pojem ekosféry zaměřili L. Carigiová aj., když zjistili, že pravděpodobnost vzniku života na planetách se zvyšuje, když interstelární prostředí v jejich okolí má vyšší metalicitu a dostatečnou četnost hvězd v jednotce plochy. Pro galaxii M31 (And) tak může život nejsnadněji vznikat ve vzdálenosti 4 – 7 kpc od jejího centra a v okolí hvězd starých 6 – 7 mld. let. Nicméně nejvíce hvězd s planetami v ekosférách se v této galaxii nalézá ve vzdálenosti 12 – 14 kpc a jejich průměrné stáří činí 7 mld. let. Autoři odhadli, že asi 11% hvězd této galaxie může mít primitivní život na planetách, které leží v jejich ekosférách, a v 6,5% případů tam může život dosáhnout komplexních forem. Autoři nakonec dospívají k závěru, že v galaxii M31 se životodárná oblast prostírá ve vzdálenostech 3 – 14 kpc od centra, a to na planetách starých 3 – 9 mld. let. Optimum stáří planet pro výskyt primitivního života činí 6 mld. let, a pro komplexní život 7 mld. let. V naší Galaxii se podobně vhodné podmínky pro život na planetách vyskytují ve vzdálenostech 7 – 9 kpc od centra, ale s rostoucím stářím Galaxie se tento poměrně plochý životodárný prsten plynule rozšiřuje. Naše Země se podle domněnky antropologa T. de Chardina zveřejněné již v r. 1922 brzy dostane do fáze noosféry, kdy si člověk začne předělávat prostředí na Zemi ve svůj prospěch.

Jak známo, v r. 1972 upozornili C. Sagan a G. Mullen na úzké hrdlo, jímž musel projít život na Zemi před 3,5 mld. let v době, kdy zářivý výkon Slunce byl o 30% nižší než dnes a zemské oceány se mohly pokrýt ledem (efekt sněhové koule), který má vyšší albedo než tekutá voda, takže by dlouhodobě nerozmrzly a život na Zemi by skončil. Nyní však E. Wolf a B. Toon propočítali třírozměrný klimatický model Země pro období před 2,8 mld. let, kdy zářivý výkon Slunce byl o 20% nižší než dnes. Přesto však oceány úplně nezamrzly, protože v atmosféře Země se tehdy nacházelo 1,5% CO₂ a 0,1% CH₄, což byl dostatečně účinný skleník, takže více než polovina plochy oceánů zůstala tekutá. Sněhové kouli by bylo zabránilo i pouhých 0,5% CO₂, což je ovšem 13krát vyšší zastoupení než v současné pozemské atmosféře.

N. Perez aj. upozornili na bohatý život ve vývěrech horké vody (tzv. černých kuřáků) na dně pozemských oceánů, kde tepelné záření vody (pásmo <1,3 μm) o teplotách v rozmezí 473 – 673 K slouží jako zdroj energie pro fotosyntézu a tím i prosperitu organismů. Odtud dovozují, že všude ve vesmíru, kde se tak přehřátá voda vyskytuje, by se mohl život uchytit. V poslední době pak snášejí mikrobiologové argumenty, že prarodiči všech domén byl organismus LUCA (Last Universal Common Ancestor), který se objevil před 4 miliardami let ve zmíněných černých kuřácích na dně oceánů, takže z tohoto hlediska představují produkty všech domén (včetně Homo sapiens) potomky LUCA. Proti klasické představě, že život na Zemi vznikl nejprve tam, kde pro to byly dnes nejvhodnější podmínky k jeho rozvoji, se tedy odborníci začínají přiklánět k názoru, že právě extremofily stojí u kořenů dnes tak košatého stromu života na Zemi a patrně i jinde ve vesmíru.

A. Siemion aj. sledovali v r. 2011 po dobu dvou měsíců pomocí obřího 100m radioteleskopu GBT v Green Banku v záp. Virginii celkem 86 hvězd, u nichž předtím družice Kepler objevila exoplanety s povrchovými teplotami 230 – 380 K, a dále též se soustavami s více než čtyřmi exoplanetami, popřípadě s výskytem alespoň jedné superZemě s oběžnou dobou >50 d. Hledali tam úzkopásmové (<5 Hz) rádiové emise v rozsahu frekvencí 1,1 – 1,9 GHz, které by byly dokladem, že se tam nacházejí technické civilizace II. typu podle Kardašovovy klasifikace (tyto civilizace využívají veškeré energie své mateřské hvězdy, popřípadě dalších srovnatelných zdrojů energie pro svou existenci), ale bezvýsledně.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická a infračervená astronomie

Jak uvedli A. Klotz aj., instalovala Evropská jižní observatoř (ESO) v r. 1998 na observatoři Azurového pobřeží v Calern severní robotický systém TAROT (Télescope ¸ Action Rapide pour les Objects Transitoires) a v r. 2006 identický systém na observatoři ESO La Silla v Chile. Jejich původním úkolem bylo nalézat optické protějšky ke krátkým vzplanutím záření gama (GRB) v době, kdy jejich polohy byly známy s nepřesností kolem 5°. K tomu cíli byly vybaveny zrcadly o průměru 0,25 m s krátkým ohniskem a zorným polem 2° x 2°, ale zejména vidlicovou montáží, která umožňuje po otevření odsuvné střechy nastavit teleskop do libovolného směru po celé obloze během <10 sekund. Zejména jižní dvojče v místě s více než 90% jasného nebe během roku se ukázalo jako mimořádně produktivní zařízení nejen pro původní účel, ale obecně pro veškerou synoptickou astronomii.

Od r. 2001 tak systémy TAROT absolvují kolem stovky poplachů ročně na základě akutních souřadnic přechodných jevů z družic BeppoSAX, INTEGRAL a Swift, takže našly optické protějšky pro 120 GRB, z toho 10 ještě během fáze vzplanutí gama. Díky severnímu TAROTu se podařila vůbec první optická identifikace GRB 970228, která po 30 letech nejistoty potvrdila, že jde o objekty v kosmologických vzdálenostech, čili s obrovským zářivým výkonem vyšším než u supernov. Ve "volném čase" pak sledují proměnné hvězdy typu RR Lyr s velmi podrobným pokrytím světelných křivek, objevují supernovy, ale věnují se i zákrytům hvězd planetkami a určování poloh geostacionárních umělých družic Země.

V r. 2013 pokračoval trend v zavádění hbitých robotických teleskopů s relativně malými rozměry optiky specializujících se na pozorování krátkodobých a rychle proměnných jevů. Mezi nimi vyniká dle D. Charbonneaua aj. systém MEearth skládající se z páru 8 robotických teleskopů o průměru primárních zrcadel 0,4m jednak v Arizoně (Mt. Hopkins; 2008) a jednak v Chile (Cerro Tololo, 2013). Název soustavy vychází z předpokladu, že červení trpaslíci třídy M mohou mít nejvyšší pravděpodobnost výskytu dvojníků naší Země (Earth) ve svých ekosférách. Podobný cíl sleduje i projekt APACHE (A PAthway towards the Characterization of Habitable Earths) v Italských Alpách pod vedením P. Giacobbeho s baterií 0,4m robotických teleskopů.

K. Al-Subai aj. provozují od konce r. 2009 kamery Qatar o průměru 0,4 m a světelnosti 2,8, resp. o průměru 0,2 m a světelnosti 2,0, v Novém Mexiku s cílem hledat zejména hmotné jupitery s oběžnou dobou kratší než 10 d. Předností systému je velké zorné pole 5,3°, resp. 11° a dosah až 15 mag. Autoři hodlají instalovat identické aparatury také na Kanárských ostrovech a v JAR.

Americký astronom-amatér E. Amarante zdokonalil populární Dobsonovu montáž svého reflektoru využitím principu, který svého času použil pro amatérské dalekohledy konstruktér palomarského pětimetru R. Porter. Díky této úpravě se výška okuláru nad terénem nemění; mění se jen azimut polohy okuláru.

R. Dekany aj. zkonstruovali aparaturu Palomar Adaptive Optics System (PALM-3000), jež představuje druhou generaci zobrazovače pomocí adaptivní optiky pro 5,1 Haleův teleskop na Mt. Palomaru. Nový systém navazuje na úspěch předešlé aparatury PALM-241, která byla na Palomaru uvedena do chodu již v r. 1999 a pokrývala blízkou infračervenou oblast v pásmu K (2,0 – 2,4 μm). Tak bylo možné sledovat jednak hnědé trpaslíky, ale též exoplanety kolem jasných hvězd buď přímým zobrazením, anebo též spektroskopicky. Nová aparatura se vyznačuje vyšším kontrastem (10^-7 na vzdálenost 1″) v pásmu 2,2 μm na úhlové ploše 6,4″ x 6,4″ a autoři již započali velkou přehlídku exoplanet po celé obloze.

J. Chae aj. instalovali v coudé ohnisku 1,6m nového slunečního teleskopu (NTT) rychlý ešeletový spektrograf, jenž dokáže pokrýt s vysokým spektrálním i časovým rozlišením celé vizuální a blízké infračervené spektrum sluneční chromosféry. Tak lze pohodlně studovat dynamiku sluneční atmosféry i vývoj protuberancí.

Podle J. Bochanskiho byly instalovány obří kamery u čtyřech obřích dalekohledů na západní polokouli. Mamutí aparaturu Dark Energy Camera (DEC) získal 4m Blankův teleskop na CTIO v Chile, v jejímž ohnisku pracuje mozaika 60 čipů CCD. Podobnou kameru se 60 čipy namontovali optici také na 3,5m teleskop WIYN na Kitt Peaku v Arizoně. Ještě mohutnější kameru Hyper Suprime-Cam instalovali Japonci u 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea, která má v ohnisku dokonce 112 čipů CCD - jde opravdu o těžkotonážní kameru vysokou 3 m a s hmotností 3 tuny. Jinou cestou šli odborníci u 4,3m teleskopu DCT (Discovery Channel Telescope; Happy Jack, Arizona), k němuž připojili zobrazovač LMI (Large Monolithic Imager; zorné pole 13 obl. minut) s monolitickým čipem 36 Mpix. To vše je ovšem pouhou předehrou k budoucímu 8,4m přehlídkovému teleskopu LSST v Chile s kamerou 3,2 Gpix, která má začít pracovat v r. 2022 (za účasti českých astronomů z Fyzikálního ústavu AV ČR).

8.2. Velké kosmické teleskopy

Spitzerův kosmický teleskop (SST; berylliové primární zrcadlo 0,85 m chlazené na teplotu 5,5 K) má za sebou již celé desetiletí velmi úspěšné činnosti. Prvních 6 let mohl pracovat i ve střední a daleké infračervené oblasti spektra (fotometrie do 160 μm; spektrofotometrie do 100 μm, a spektroskopie do 38 μm) ale i po spotřebování kapalného hélia v květnu 2013 stále pracuje při teplotě ≈30 K v blízké infračervené oblasti do vlnové délky 4,5 μm. Na své heliocentrické dráze se ovšem neustále vzdaluje od Země tempem 0,1 au/rok, což pochopitelně postupně snižuje tempo i kvalitu přenášených dat.

Podle očekávání získal SST jedinečné údaje o hvězdných kolébkách zastíněných chladný prachem a plynem, ale podařilo se mu i přímé zachycení infračerveného záření některých exoplanet a prozkoumat strukturu naší Galaxie zejména v oblasti kolem jejího centra. Největším překvapením byly zajisté objevy nejvzdálenějších a tudíž nejstarších galaxií, jejichž záření se vinou kosmologického červeného posuvu přesunulo z ultrafialového a optickém pásma až do infračerveného oboru. Srovnání se snímky hlubokých polí pomocí HST tak ukázalo, že SST dokáže zobrazit i galaxie, které na vizuálních fotografiích HST nejsou vidět a jde tedy v současné době o nejmocnější přístroj pro kosmologii.

Koncem dubna 2013 skončil vyčerpáním chladiva provoz infračerveného kosmického teleskopu Herschel (ESA s podporou NASA; cena projektu 1,1 mld. euro), jehož 3,5m zrcadlo pracovalo díky kapalnému heliu při teplotě 2,2 K. Herschel začal měřit v červenci 2009 v okolí Lagrangeova bodu L₂ soustavy Země-Slunce, tj. zhruba 1,5 mil. km od Země. Jeho přístroje pokryly široké pásmo infračerveného záření 55 – 672 μm, takže pronikly poprvé do předtím zcela neznámého okna elektromagnetického spektra. Herschel získal jedinečné údaje zejména o hvězdných kolébkách, výskytu vody v blízkém i vzdáleném vesmíru, dále pak o vývoji silně zaprášených svítivých infračervených galaxiích typu ULIRG (Ultra-Luminous InfraRed Galaxies), ale i o chladných obřích molekulových mračnech. Poskytl také údaje o chemickém složení atmosfér a povrchů planet, měsíců, planetek a komet Sluneční soustavy. Zpracování výsledků teleskopu Herschel se dosud věnovalo na 2,5 tis. odborníků, kteří připravili na 600 observačních projektů. Teleskop, jenž byl po technickém skončení mise (červen 2013) naveden na sluneční dráhu, otevřel cestu dalším unikátním přístrojům na Zemi (ALMA), ve stratosféře (létající observatoř SOFIA) i ve vesmíru (JWST).

H. Zinnecker uveřejnil údaje o parametrech a prvních výsledcích observatoře SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy; společný projekt NASA a německé kosmické agentury DLR). Jde o 2,5m zrcadlo na palubě upraveného dopravního letadla B-747SP, které může operovat ve výškách až 13,7 km a startovat z různých letišť kvůli pozorování, která jsou závislá na konkrétní geografické poloze (zákryty hvězd planetkami apod.). V ohnisku dalekohledu jsou umístěny přístroje pro sledování pásem vlnových délek 5 – 40 μm a 130 – 240 μm. SOFIA tak objevila velmi hmotnou prahvězdu v mlhovině M42 v Orionu a dočasný prachový prsten o poloměru 1,5 pc kolem centra Galaxie. Dokázala také zmapovat rozložení zakázané čáry [C II] napříč Galaxií i okolních hvězdných soustav. V červnu 2011 se zdařilo pozorování zákrytu anonymní hvězdy Plutem, což umožnilo získat důležité údaje o atmosféře této trpasličí planety. SOFIA tehdy splnila technicky velmi náročný úkol trefit se do příslušné geografické polohy s přesností 100 km a ve správnou minutu. To z ní činí skutečně jedinečné astronomické zařízení, které navíc pracuje i v pásmech, v nichž družice Herschel neměla vhodná čidla.

Infračervená astronomie hraje čím dál tím větší roli, protože v zásadě může zkoumat velmi chladné objekty v blízkém i vzdáleném vesmíru, kde ji navíc nahrává okolnost, že vlivem rozpínání vesmíru se maxima elektromagnetického vyzařování posouvají i pro nejteplejší objekty z ultrafialového pásma do dlouhovlnné oblasti viditelného a blízkého infračerveného záření. Tak se stalo, že již zazimovaná družice WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; původní provoz od prosince 2009 do února 2011) byla v prosinci 2013 reaktivována s cílem pozorovat v pásmech 3,4 a 4,6 μm především planetky křižující zemskou dráhu. Projekt NEOWISE využívá skutečnosti, že WISE byla schopna během původní přehlídky sledovat dráhy 158 tisíc planetek, z toho 34 tisíc do té doby neznámých.

8.3. Mikrovlnná a radiová astronomie

Radioastronomové si v r. 2013 připomněli půlstoletí činnosti obřího nepohyblivého radioteleskopu o průměru kulového vrchlíku antény 305 m v Arecibu na ostrově Portoriko. Radioteleskop může sloužit také jako nejvýkonnější astronomický radar, ale těžištěm jeho práce se stala pasivní radioastronomie díky obrovské sběrné ploše antény (73 tis. m²) a výhodnému umístění v oblasti s minimálním rádiovým rušením. Jak známo, směr k zornému poli radioteleskopu závisí na poloze primárního ohniska, které je zavěšeno na lanech vysoko nad údolím, a lze jím v omezeném rozsahu manévrovat.

V průběhu doby se radioteleskop podílel na řadě velkých astronomických objevů, počínaje správným určením doby rotace Merkuru (59 d) a objevem ledu v jeho polárních impaktních kráterech v r. 1994, objevem pulsaru v Krabí mlhovině v r. 1968, prvního binárního pulsaru v r. 1974 a prvního milisekundového pulsaru v r. 1982. V r. 1994 se zasloužil o první nález exoplanet, jež navíc nečekaně obíhají neutronovou hvězdu (pulsar). Radar v Arecibu v srpnu 1989 poprvé určil tvar planetky křižující dráhu Země Již v r. 1974 odeslal rádiovou depeši ve směru ke kulové hvězdokupě M13 (Her, vzdálenost 25 tis. sv. let) s cílem oslovit případné civilizace ve hvězdokupě, která obsahuje statisíce hvězd. Radioteleskop dodnes slouží i projektu SETI@home - hledání inteligentních signálů v rádiovém šumu z vesmíru.

Událostí desetiletí se však stala slavnostní inaugurace (březen 2013) nejdražší a nejvýkonnější mikrovlnné observatoře ALMA (Atacama Large Millimeter Array) na náhorní plošině Llano de Chajnantor v chilských Andách (nadmořská výška 5 060 m; 68° z.d.; 23° j.š.; 54 parabol o průměrech 12 m a 12 parabol o průměrech 7 m pracujících v různých konfiguracích od zcela kompaktního pole o průměru 150 m až do nejširší základny 16 km; mikrovlnné pásmo 0,3 – 9,7 mm, tj. frekvence 31 – 950 GHz). Na projektu se podílela Evropská jižní observatoř ESO, dále pak konzorcia USA, Japonska, Tajvanu, Kanady, Jižní Koreje a Chile. Náklady na vybudování a základní provoz observatoře dosáhly 1,4 mld. dolarů. Stavba v extrémní nadmořské výšce započala v listopadu 2003. Jednotlivé antény o hmotnostech až 115 t se montovaly v hangáru v nadmořské výšce 2,9 km a dopravovaly se pak na náhorní plošinu dvěma transportéry o hmotnostech 130 t. Polohy antén při 192 různých konfiguracích je třeba znát s přesností 65 μm; přesnost tvaru parabol dosahuje 25 μm. Zobrazení astronomických objektů se uskutečňuje v superpočítači (2 korelátory), který má 134 mil. procesorů a operační rychlost 17 Tflops.

Zkušební provoz s 16 parabolami započal v září 2011 a plný vědecký provoz v lednu 2013. Počáteční účinnost aparatury 94% byla s ohledem na složitost celého zařízení neuvěřitelně vysoká. Poslední antény byly instalovány v říjnu 2013. Vědecký provoz observatoře je řízen pomocí regionálních center v Evropě, Severní Americe a Východní Asii. Evropské centrum se dále dělí na několik subcenter, takže například subcentrum pro výzkum Slunce se nachází v Ondřejově. Již zkušební měření potvrdila vynikající technické parametry obří observatoře. Úhlové rozlišení ALMA je až 5x vyšší než u HST a 10x vyšší než u americké aparatury VLA na observatoři Socorro v Novém Mexiku, přičemž ALMA vykazuje o dva řády větší citlivost než VLA pro bodové zdroje rádiového záření. Pozorování probíhají velmi rychle, například měření červeného posuvu spektrálních čar z = 5,7 v galaxii vzdálené od nás 3,9 Gpc zabralo konfiguraci s pouhými 16 anténami jen 19 min expozičního času.

Již během roku 2013 se ALMA proto stihla věnovat různorodým výzkumům: astrochemii (molekuly a izotopy prvků ve Sluneční soustavě i ve vzdáleném vesmíru; chemické složení jader a kom komet; původ vody na Zemi), atmosférám planet a jejich měsíců, tvorbě a vývoji hvězd i celých galaxií, aktivním jádrům galaxií (AGN) a jevům v okolí černých veleděr, jakož i podrobnostem vzhledu gravitačních čoček.

M. van Haarlem aj. uvedli podrobnosti o gigantickém evropském radioastronomickém projektu LOFAR (LOw-Frequency ARray), jehož koncepci navrhli holandští radioastronomové, ale sám projekt se stal již mezinárodním, protože 20 tisíc antén této obří soustavy pokrývá území řady evropských států od Velké Británie a Francie přes Holandsko, Německo a Švédsko. Na rozdíl od všech dosavadních zařízení jsou antény LOFAR všesměrové a nehybné. Zaměření aparatury na konkrétní cíle se dociluje pomocí proměnného zpožďování fází signálu z jednotlivých antén, takže jde fakticky o softwarový radioteleskop, jehož nejdražší složkou je právě elektronika. Aparatura pracuje v pásmu nízkých frekvencí 10 – 240 MHz (vlnové délky 1,25 – 30 m) a na frekvenci 15 MHz dosahuje citlivosti 1 mJy.

Jádrem aparatury je superpočítač v Groningen, který řídí provoz všech antén i ukládání dat s úložnou kapacitou 2 PB. Přístrojové centrum LOFAR se pak nalézá poblíž obce Exloo na severovýchodě Holandska, kde je hustě instalováno 24 skupin antén. V Holandsku je pak rozmístěno dalších 14 skupin antén, což dává délky základen pro interferometrii až 100 km. V okolních státech je pak instalováno dalších 8 skupin antén s délkami interferometrických základen přes 1 tis. km. Úhrnná sběrná plocha LOFAR dosahuje 300 tis. m². Pozorovací údaje v archivu observatoře jsou přístupné všem radioastronomům světa. Od aparatury se očekávají průkopnické výsledky zejména o průběhu reionizace vesmíru od éry šerověku raného vesmíru, tj. pro časy 50 – 950 mil. let po Velkém třesku. LOFAR se však hodí i pro pozorování spršek kosmického záření s energií primárních částic až 10²² eV a pro další objevitelské programy v tomto zanedbaném okně elektromagnetických signálů z blízkého i vzdáleného vesmíru.

Další velký radioteleskop pro pásmo milimetrových vln byl uveden do provozu v mexickém státě Puebla na vrcholu sopky Sierra Negra (4 600 m n.m.; 19° s.š.). Jeho parabola bude mít rekordní průměr 50 m a může pracovat v rozmezí vlnových délek 0,85 – 4 mm (frekvence 75 – 353 GHz), protože přesnost povrchu paraboly dosahuje 75 μm. Společný mexicko-americký projekt zatím pracuje s průměrem 32 m. Jeho zorné pole o průměru 8 obl. minut stačí pro výzkum galaxií v kosmologických vzdálenostech, ale také ke studiu černých veleděr v Místní soustavě galaxií.

N. Kardašev aj. publikovali první výsledky činnosti kosmického radioteleskopu Radioastron, jenž byl 18. července 2011 vypuštěn na protáhlou (výstřednost e = 0,7) geocentrickou dráhu s přízemím 577 km, ale s odzemím ve vzdálenosti 337 tis. km od Země. Radioteleskop obíhá kolem Země v periodě 8,5 d, přičemž největší část oběžné doby stráví podle Keplerova zákona v okolí odzemí, takže ve spolupráci s pozemními radioteleskopy jde o suverénně nejvýkonnější radiointerferometr na světě s úhlovým rozlišením až 70 obl. mikrovteřin, tedy alespoň o řád lepším, než dosahují největší pozemní interferometry VLBI a VLBA. S takto rekordním rozlišením autoři získali první rádiové snímky galaxií s aktivními jádry (AGN) Cen A a M87 (Vir)

Radioastronomie se však v r. 2013 ocitla před jednou z největších záhad od svého vzniku po druhé světové válce. Začalo to nenápadně v r. 2007, kdy si americký student D. Narkevic australského radioastronoma D. Lorimera všiml v archivu dat z 64m radioteleskopu v Parkesu podivného silného (30 Jy!) kratičkého (<5 ms) záblesku, který zpracovatelský software vyhodnotil jako poruchu. Zmíněný úkaz se odehrál 24. 7. 2001 a zdroj signálu musel být od nás vzdálen ≈500 Mpc, takže energie záblesku dosáhla ≈10³² J. Teprve v r. 2013 D. Thornton aj. našli při hledání pulsarů v Parkesu další čtyři takové úkazy, vyznačující se silnou disperzí signálu, tj. nejdříve přišel záblesk na vyšších rádiových frekvencích, ale ten bleskurychle sjel dolů k nižším frekvencím. To se v radioastronomii považuje za jasný důkaz velké (kosmologické) vzdálenosti rádiového zdroje, v těchto případech 1,4 – 3,0 Gpc.

Navzdory kosmologické vzdálenosti byla v těchto případech rádiová energie vyzářená v rychlých rádiových záblescích (Fast Radio Bursts = FRB) překvapivě vysoká (10³¹ – 10³³ J; pásmo 1,4 GHz; rádiové toky až 8 mJy), když uvážíme, že rozměry záhadných zdrojů nemohou být větší než 300 km. Všechny úkazy se vyskytly ve vyšších galaktických šířkách, tj. mimo rovinu naší Galaxie. Autorům těchto pozorování bylo jasné, že pokud jsou zmíněného úkazy reálné, tak budou dokonce velmi časté, ale těžko se dají kvůli extrémně krátké době trvání pozorovat, protože je automatické zpracování údajů z velkých citlivých radioteleskopů vyřadí jako poruchy. Podle D. Lorimera je tedy dobře možné, že velké pozemní radioteleskopy by při sledování celé oblohy nalezly až 10 tisíc FRB denně! V zorném poli 30 čtv. stupňů by se tak v průměru každou hodinu dal najít FRB s rádiovým tokem 30 Jy, pokud by časová rozlišovací schopnost velkého radioteleskopu dosáhla 1 milisekundy. Radioteleskop v Parkesu má však pro tento účel značnou nevýhodu, protože jeho úhlová rozlišovací schopnost je nízká, takže polohy FRB jsou tak nepřesné, že to nestačí k identifikaci galaxie, z níž konkrétní záblesk přichází.

O první výklad povahy tajemných záblesků FRB se pokusili H. Falcke a L. Rezzolla, kteří odhadují, že v průměrné galaxii se odehraje jeden takový úkaz za tisíc let, což je řádově desetkrát méně, než v nich za stejnou dobu vzplane supernov třídy II (kolapsarů velmi hmotných hvězd), ale naopak tisíckrát více, než kolik se v nich vyskytne zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Zmínění autoři proto považují za nejpravděpodobnější, že zdrojem FRB jsou rychle rotující neutronové hvězdy s vysokou hmotností, jejichž rotace se plynule brzdí řádově milion let od vzniku neutronové hvězdy, takže zmenšující se odstředivá síla rotace náhle nedokáže zabránit gravitačnímu zhroucení hmotné neutronové hvězdy na černou díru. V té chvíli se bleskově vyzáří zásoba energie v magnetosféře neutronové hvězdy v podobě kratičkého rádiového signálu o extrémně vysokém zářivém výkonu.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Veleúspěšná družice Kepler s plánovanou životností do konce r. 2012 vynikla masivním objevováním exoplanet v polích o celkové plošné výměře 105 čtv. stupňů, ale také v asteroseismologii a objevování proměnných hvězd. Proto NASA prodloužila její podporu na další 4 roky. Jenže už 15. května 2013 selhalo druhé ze čtyř reakčních kol, jež umožňují přesnou pointaci v zorných polích projektu. V té době už měla družice na svém kontě >2 700 kandidátů na exoplanety a 132 potvrzených exoplanet, ale technici NASA začali ihned promýšlet možnosti, jak tuto jinak stále funkční družici resuscitovat. Družice Kepler se ovšem postupně vzdaluje od Země průměrným tempem 16 mil. km/rok, protože její oběžná doba kolem Slunce 372,5 d je zřetelně delší než perioda oběhu Země. V době poruchy byla již 64 mil. km od Země. Během léta 2013 se technici marně pokoušeli softwarově "opravit" alespoň jedno ze zadřených kol. Pro přesnou pointaci jsou totiž tři reakční kola nutná, ale jedno kolo lze například nahradit zapínáním jemných trysek pomocných raketových motorků.

Technici zkoumali i další možnosti záchrany družice až do konce října 2013. V listopadu 2013 NASA oznámila, že se patrně podaří družici Kepler oživit ve změněném režimu pozorování. Družice se se bude každých 83 dnů posouvat podél ekliptiky tak, aby se Slunce nedostalo do zorného pole, ale současně tlak slunečního záření na družici poslouží jako virtuální třetí kolo. V tomto novém módu K2 se částečně změní i vědecký program pozorování, tj. kromě hledání exoplanet přibude také objevování supernov, sledování proměnnosti galaxií AGN a studium otevřených i kulových hvězdokup.

Koncem dubna 2013 skončila svou rovněž mimořádně úspěšnou činnost evropská infračervená družice Herschel (start v květnu 2009; cena 1,1 mld. euro) vybavená dosud největším zrcadlem v kosmu o průměru 3,5 m, jež bylo chlazeno na teplotu 2 K a pracovala v okolí Lagrangeova bodu L₂ soustavy Slunce-Země. Během více než 3,5 roku vykonala přes 35 tis. pozorování objektů blízkého i hlubokého vesmíru ve střední a daleké infračervené oblasti spektra. Důvodem k ukončení provozu bylo vyčerpání 2,3 tis. litrů kapalného hélia pro chlazení. Družice byla navedena v červnu 2013 na sluneční dráhu, aby se v budoucnu nesrazila se Zemí. Podobně se vedlo i další družici Planck (ESA; cena 700 mil. euro) pro studium fluktuací a polarizace reliktního záření, jež byla vypuštěna současně s Herschelem raketou Ariane 5 rovněž do okolí bodu L₂, kde pracovala od července 2009 do ledna 2012 s přijímačem pro 6 pásmem vysokých frekvencí (100 – 857 GHz; vlnové délky 0,35 – 3 mm) při ochlazení aparatury na 0,1 K (!) - šlo o nejchladnější místo v celém pozorovaném vesmíru. Po vyčerpání zásob hélia-3 pokračoval ještě přijímač (chlazený héliem-4 na teplotu 20 K) pro 3 pásma nižších frekvencí (30 – 70 GHz; 4,3 – 10 mm) až do začátku října 2013. Ihned poté byla i tato družice odvedena z původní periodické dráhy a definitivně odkloněna na heliocentrickou dráhu 23. října 2013.

Těsně před Vánoci 2013 odstartovala evropská astrometrická družice Gaia pomocí ruské rakety Sojuz ST-B z kosmodromu Kourou. Jejím cílem byl již často využívaný Lagrangeův bod L₂ soustavy Slunce-Země, z jehož okolí bude po dobu 5 let vykonávat měření poloh, paralax, vlastních pohybů, jasností (pásmo 320 – 1 000 nm) a spekter (pásmo 847 – 874 nm) hvězd jasnějších než 20 mag napříč Galaxií. Její vzdálenost od Země bude díky pohybu podél Lissajousových křivek vůči bodu L₂ kolísat v rozmezí 263 – 707 tis. km, takže pro úspěch projektu bude potřebí družici opticky zaměřovat ze Země. K překvapení odborníků se však družice v těchto vzdálenost jeví podstatně slabší, než se čekalo, což zvyšuje nároky na pozemní sledování.

Obecně se očekává, že družice proměří polohy, paralaxy a vlastní pohyby hvězd až do vzdálenosti 10 kpc, čímž se podaří sestrojit poměrně přesnou trojrozměrnou mapu rozložení hvězd v Galaxii. Pro každou hvězdu budoucího katalogu 1 miliardy objektů by měla družice získat za tu dobu 70 měření. Přesnost poloh by měla být zaručena na 7 obl. mikrovteřin pro hvězdy jasnější než 10 mag a 100 – 300 mikrovteřin pro hvězdy 20 mag. Pro 40 mil. hvězd by mohla získat vlastní pohyby s přesností <0,5 km/s. Družice by dále mohla objevit tisíce exoplanet pomocí přesné astrometrie mateřských hvězd i metodou tranzitů. Družice je vybavena dvěma kamerami s obdélníkovými zrcadly o rozměrech 1,45 x 0,5 m, jejichž optické osy spolu svírají úhel 106,5°. V ohnisku každé kamery se nachází mozaika 106 čipů CCD, takže její kapacita dosahuje téměř 938 Mpix. První katalog družice Gaia se očekává v r. 2021. Celkové náklady projektu se odhadují na 740 mil. euro, ale díky tomu budou mít astronomové nadlouho postaráno o prvotřídní data o rozložení a vlastních pohybech hvězd v naší Galaxii.

T. Howard oznámil, že americká aparatura SMEI (Solar Mass Ejection Imager), která odstartovala v lednu 2003 a fungovala na polární dráze ve výši 840 km nad Zemí až do konce září 2011, pořizovala trojrozměrné snímky koronálních výtrysků hmoty a poruch ve slunečním větru do vzdáleností 3 au od Slunce. Kromě toho snímkovala zodiakální světlo i protisvit, oddělování kometárních chvostů, družice na oběžné dráze kolem Země, ale i částice kosmického smetí. Věnovala se však také sledování proměnných hvězd, zejména pak náhlých vzplanutí na jejich povrchu.

Při vypouštění kosmických sond k planetám využili odborníci ke zkrácení přeletu gravitačního praku (urychlení sondy v gravitačním poli některé planety) poprvé již v r. 1973, kdy americká NASA vyslala kosmickou sond Mariner 10 k Venuši, kolem níž sonda proletěla v únoru 1974, čímž si zároveň usnadnila cestu k Merkuru, kolem něhož proletěla poprvé koncem března 1974, podruhé koncem září téhož roku a potřetí v polovině března 1975, kdy se přiblížila k jeho povrchu na vzdálenost 327 km. Díky těmto manévrům sonda zobrazila téměř polovinu Merkurova povrchu s vyšším rozlišením.

Po tomuto úspěchu dostala zelenou tzv. Velká cesta průletu sond kolem obřích planet Sluneční soustavy, která se může uskutečnit vždy v intervalu zhruba 175 let. Odborníci na nebeskou mechaniku propočítali na 10 tisíc trajektorií a nakonec vybrali dvě z nich. Průlety kolem Jupiteru, Saturnu a Uranu tak zkrátily dolet k Neptunu na 12 let, kdežto samostatný let k Neptunu bez gravitačních praků by trval 30 let. První sonda Voyager 2 odstartovala 20. srpna 1977 a Voyager 1 ji následoval 5. září 1977 po rychlejší dráze, takže proletěl kolem Jupiteru a jeho měsíce Io již 5. března 1979, kdežto Voyager 2 až 9. července téhož roku. Voyager 1 pak proletěl kolem Saturnu a jeho největšího měsíce Titanu již 12. listopadu 1980, zatímco Voyager 2 až 25. srpna 1981. Zatímco Voyager 1 pomocí těchto manévrů opustil pásmo ekliptiky, pokračoval Voyager 2 k Uranu (průlet 24. 1. 1986) a Neptunu s Tritonem (průlet 25. 8. 1989).

Obě sondy fungují dodnes a předávají stále údaje z hranice heliopauzy. D. Gurne aj. a M. Swisdak aj. potvrdili, že v srpnu 2012 sonda Voyager 1 definitivně překročila hranici heliopauzy a nyní již letí interstelárním prostředím. V r. 2013 byl Voyager 1 vzdálen 124 au a Voyager 2 100 au od Slunce. Každým rokem tyto vzdálenosti nyní vzrůstají zhruba o 3,6 au. Výkon radioizotopových generátorů na palubě sond dosahuje stále ještě 315 W, ale každoročně se snižuje o 4 W.

Stojí jistě za zmínku, že po celou tu dlouhou dobu řídí projekt jediný šéf Dr. Edward Stone (*1936), který za tu dobu popsal už 44 sešitů poznámek o letu. Nestane-li se něco nepředvídaného, bude s oběma sondami udržováno oboustranné spojení až do r. 2025, což je už teď na zápis do Guinessovy knihy rekordů. Voyager 1 směřuje ke hvězdě AC+79 3888 (= Gliese 445; 11 mag; sp. M3.5; 0,32 R_☉; 0,2 M_☉; vzdálenost od Slunce 5,4 pc) v souhvězdí Žirafy, k níž se přiblíží za 40 tis. let na minimální vzdálenost 0,5 pc, zatímco Voyager 2 se za 300 tis. let přiblíží k Síriovi (CMa; -1,5 mag; vzdálenost 2,6 pc) - v obou případech ovšem jako již dávno nefunkční tělesa, nesoucí však digitální poselství případným mimozemšťanům.

Od r. 2007 se do kosmického výzkumu Měsíce zapojila také Čína, jež nejprve vyslala k Měsíci umělou oběžnici, o dva roky později řiditelnou impaktní sondu, další rok nízko létající oběžnici s cílem najít dobré místo pro měkké přistání a konečně před Vánoci 2013 dopravila na Měsíc své první 120 kg vozítko Yutu na palubě sondy Čchang-e 3. (Mimochodem, jde o první měkké přistání na Měsíci po 37 letech.) Vozítko s podpovrchovým radarem může jezdit rychlostí až 200 m/h a zvládne i svah stoupající pod úhlem 30°. Přistávací modul je navíc vybaven širokoúhlou ultrafialovou kamerou pro zkoumání zemské plazmosféry.

Americká NASA zahájila pokusy o fotonový internet ve Sluneční soustavě. V meziplanetárním prostoru nejsou mraky, takže je možné využít daleko vyšších frekvencí elektromagnetického záření než v rádiovém oboru spektra. Světelné signály jsou navíc netečné vůči rádiovému rušení a mohou být lépe kolimovány, takže spojení je rychlejší a kvalitnější. V r. 2013 byly vypuštěny sonda LADEE (Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer; 6. září; NASA) a 6,6t geostacionární družice Alphasat (25. 7.; ESA) vybavené optickou telekomunikací, která může zrychlit interplanetární přenosy dat až o pět řádů. LADEE pokusně předávala data od Měsíce k Zemi tempem 622 Mbps. Je nejvyšší čas, protože plánované robotické sondy i družice budou vysílat obrovské objemy dat řádu petabytů.

Čím dál tím více se v nepilotované kosmonautice prosazují iontové motory proti klasickému raketovému pohonu tryskáním žhavých plynů. Energetická účinnost iontového motoru je totiž více než padesátkrát vyšší než u chemického pohonu raketami. Xenonový iontový motor dociluje specifického tahu 110 N na 1 kW příkonu, kdežto chemický tryskový pohon jen 2 N na 1 kW. Navíc je iontový motor zcela tichý a zůstává během provozu docela studený.

D. Liedahl aj. přišli s myšlenkou likvidovat nebezpečné kosmické smetí na nízkých drahách pomocí pulsních pozemních laserů, které by ohřátím smetí zbrzdili jejich rychlost a tak je přivedli k rychlému spálení v hustých vrstvách zemské atmosféry. C. Hubaux a A. Lemaitre ukázali, jak jednak tlak slunečního záření na kosmické smetí, ale také průlet smetí stínem Země ovlivňují výrazně životnost smetí na oběžných drahách kolem Země. Podle očekávání je vliv těchto faktorů na zbrzdění smetí tím silnější, čím vyšší je poměr plochy smítka k jeho hmotnosti.

8.5. Astronomické přehlídky, databáze a katalogy

E. Pearson aj. zveřejnili katalog energetického toku 500 tis. zdrojů v submilimetrové oblasti na základě pozorování infračerveným kosmickým teleskopem Herschel ve třech frekvenčních pásmech 250 μm; 350 μm a 500 μm, tj. pro frekvence 600; 857 a 1 200 GHz. Z rozložení toku energie v těchto spektrech lze pak určit dokonce i hodnoty kosmologického červeného posuvu submilimetrových zdrojů, což v tomto případě dává pro vzorek 40 objektů střední hodnoty vzdáleností po řadě pro zmíněná tři pásma: 2,6; 3,1 a 3,4 Gpc. Nejbližší submilimetrový zdroj se nachází ve vzdálenosti 1,6 Gpc a nejvzdálenější 3,7 Gpc.

M. Skrutskie aj. publikovali na základě infračervené (pásma 1,25 μm; 1,65 μm a 2,17 μm) přehlídky 2MASS (1,3m teleskopy na observatořích Mt. Hopkins v Arizoně a poblíž města La Serena na CTIO v Chile) katalog objektů v tzv. opomíjeném pásmu naší Galaxie. Oblaka studeného prachu a plynu v tomto pásmu zabraňují vidět ve vizuálním oboru spektra vzdálenější objekty Galaxie, ale také okolních, zejména vzdálenějších galaxií. Naproti tomu v blízké infračervené oblasti je Galaxie průhledná a autorům se tak podařilo najít více než 170 hnědých trpaslíků, kteří jsou ve skutečnosti daleko četnějšími objekty než červení trpaslíci, ale protože v nich neprobíhají termonukleární reakce, nejsou opticky pozorovatelní.

J. Grindlay aj. se pustili do neobyčejně pracného projektu digitalizace přehlídkových snímků oblohy Harvardovy observatoře, pořízených s jednou přestávkou (1953-1960 vinou tehdejšího ředitele D. Menzela, který projekt považoval za zbytečný) v letech 1890-1990 jednak na severní, ale i na jižní polokouli (v Peru). Projekt dostal jméno DASH (Digital Access to a Sky @ Harvard) a týká se téměř 525 tisíc fotografických desek formátu 200 x 255 mm o úhrnné hmotnosti 170 tun (!), které navzdory svému stáří jsou nesmírně cenným pokladem pro rozmanité astronomické účely. Projekt digitalizace začal v r. 2004, ale zpočátku postupoval velmi pomalu. Autoři museli například vyvinout přístroj pro očištění desek uchovávaných v papírových obalech, a následně sehnat peníze na drahý profesionální skener, který dokáže dvě desky zdigitalizovat za 1,5 minuty.

Příprava desek a vlastní skenování, na němž se podílí stěží 10 pracovníků, umožňuje za den zpracovat nanejvýš 400 desek. Proto se desky neskenují podle data pořízení, ale podle naléhavosti, například přednost mají pole sledované družici Kepler, snímky pokrývající Velké Magellanovo mračno a oblast kolem severního galaktického pólu, kde je potřebí oskenovat na 45 tisíc desek. Koncem roku 2013 bylo zdigitalizováno jen 10% archivu. Jedinečnost přehlídky spočívá pochopitelně v její stoleté délce a velkém počtu snímků.

Druhý největší takový archiv má německá observatoř v Sonnebergu. Pokrývá časový interval 60 let a obsahuje 240 tisíc fotografických desek. I tyto snímky se nyní digitalizují, ale pouze na objednávku konkrétního pole. Naproti tomu moderní digitální přehlídky jsou nanejvýš několikaleté, což je astronomicky vzato pouhý okamžik. Mezi nimi vyniká přehlídka Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) s primárním zrcadlem o průměru 1,8 m se zorným polem o průměru 3° v jehož ohnisku se nachází mozaiková digitální kamera s kapacitou 1,4 Gpix. Přístroj pracuje od května 2010 na vrcholu sopky Mauna Haleakala a pořizuje opakovaně snímky celé oblohy dostupné z Havaje v pěti optických a infračervených filtrech. Fotometrie je přesná na <0,01 mag. Do počátku roku 2012 byla podle E. Magniera aj. každá část oblohy snímkována minimálně dvakrát, ale v průměru téměř osmkrát. Na každém čtverečním stupni oblohy je nyní změřena jasnost alespoň tisíc hvězd s jasnostmi 12,5 – 19 mag, které slouží jako kalibrace pro další objekty v poli.

A. Majcher aj. instalovali dvě širokoúhlé kamery projektu "π na obloze" ("PI on the Sky"), jež pracují od března 2011 jednak v jižním Španělsku (El Arenosillo), a jednak v severním Chile (Las Campanas). Projekt je zaměřen na krátkodobé optické záblesky jako jsou např. optické protějšky GRB, ale i na miniaturní křížiče zemské dráhy, popřípadě na odlesky na větších úlomcích kosmického smetí. Protože každou noc mohou oba dalekohledy sledovat společně určité úseky oblohy, lze odlišit snadno úkazy ve Sluneční soustavě od záblesků v hlubokém vesmíru díky paralaxe lokálních objektů. Předností obou kamer je zorné pole o průměru 21°, takže celou oblohu lze sledovat opakovaně s vysokou kadencí.

Na severní obloze změřil A. Landolt dalekohledy na arizonských observatořích na Kitt Peaku a ve Flagstaffu 243 hvězd v rozsahu vizuálních jasnosti 9 – 16 mag a s deklinacemi >+50°, které slouží jako primární širokopásmové standardy. Měření zabrala 98 nocí během 17 let, aby bylo relativně jisté, že jde o neproměnné hvězdy.

G. Kordopatis aj. zveřejnili 4. vydání údajů o vzdálenostech teplotách, gravitačním zrychlení, metalicitě, radiálních rychlostech a zastoupení chemických prvků (Mg, Al, Si, Ti, Fe, Ni) pro >480 tisíc hvězd v projektu RAVE (RAdial Velocity Experiment), který probíhá od r. 2003 u 1,2m Schmidtovy komory U.K. na Australské astronomické observatoři Siding Spring v široké mezinárodní spolupráci řízené observatoři v Postupimi v Německu. Přesnost v určení vzdáleností hvězd dosahuje ovšem jen 20%, ale radiální rychlosti jsou přesné na ±1,5 km/s. Porovnání vzdáleností bezmála 19 tis. z projektu RAVE s týmiž údaji družice HIPPARCOS však dopadlo podle C. Francise aj. velmi příznivě - rozdíly nepřesáhly pouhá 2% . Prakticky to znamená, že z databáze RAVE lze určit se slušnou přesností složky prostorového pohybu Slunce vůči lokálnímu klidovému těžišti (15; 15; 7 km/s). Rovněž se potvrdila dobrá shoda pohybů hvězd s průběhem spirálních ramen naší Galaxie.

N. Zacharias aj. jsou autory 4. vydání astrometrického katalogu UCAC4 americké Námořní observatoře, jenž byl dokončen v srpnu 2012 a obsahuje >113 milionů objektů (!); z toho u 105 milionů jsou k dispozici i jejich vlastní pohyby. Polovina hvězd má pětibarevnou fotometrii. Je téměř neuvěřitelné, že tento gigantický katalog byl pořízen přesným 0,2m refraktorem a každý objekt do 16. mag (R) byl snímám na čip CCD alespoň 4krát.

E. Hamdenová aj. využili měření družice GALEX (Galaxy Evolution Explorer) v daleké ultrafialové oblasti (FUV: 134 – 167 nm) k proměření difuzního záření FUV na 65% oblohy. Porovnání s mapou v dalekém infračerveném pásmu 100 μm prokázalo, že difuzní záření vzniká rozptylem FUV záření hvězd na shlucích interstelárního prachu.

M. Ackermann aj. zveřejnili po tříletém sběru dat z družice Fermi první katalog 514 bodových zdrojů záření gama s energiemi >10 TeV, pozorovaných širokoúhlou kamerou LAT (Large Area Telescope). Z této databáze se podařilo 87% zdrojů podařilo ztotožnit s již známými objekty v jiných spektrálních pásmech. Jde především z plných 3/4 o galaxie s aktivními jádry (AGN), a 5% patří mezi energetické pulsary.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

Halton ARP (*1927; galaxie a kvasary); Stirling COLGATE (*1925; jaderná astrofyzika); George COLLINS II. (*1937; stelární astrofyzika); Raynor DUNCOMBE (*1917; astronomická geodézie); John HADJIDEMETRIOU (*1937; nebeská mechanika); George HERBIG (*1920; vznik hvězd); Albert JONES (*1920; amatér pozorovatel); Gustav KREJČÍ (*1920; knihovník ASU ČSAV, Ondřejov); Patrick MOORE (1923-2012; popularizátor); Wallace SARGENT (1935-2012; astrofyzika); Július SÝKORA (*1940; sluneční fyzika); Zdeněk ŠVESTKA (*1925; sluneční fyzika); Chia Chiao LIN (*1916; hydrodynamika galaxií); Masatoshi KITAMURA (1926-2012); dvojhvězdy); Margherita HACKOVÁ (*1922; stelární astrofyzika); Dimitri MIHALAS (*1939; atmosféry hvězd); Jorge SAHADE (1915-2012; dvojhvězdy); Ivan ŠOLC (*1927; astronomická optika); Jozef ŽIŽŇOVSKÝ (*1946; stelární astrofyzika); Gart WESTERHOUT (1927-2012; radioastronomie).

9.2. Ceny a vyznamenání

V r. 2013 získali Nobelovu cenu za fyziku P. Higgs a F. Englert za práce publikované v r. 1964, v nichž předpověděli existenci nové částice s vysokou energií, jež byla v r. 2012 potvrzena pomocí urychlovače LHC. Historie jejího objevu je však složitější, jak uvedl R. Van Noorden v časopise Nature v říjnu 2013. Cestu k objevu totiž otevřel již v r. 1932 Carl Anderson objevem pozitronu v kosmickém záření. První teoretické práce na téma existence nové částice zveřejnili R. Brout a F. Englert v srpnu 1964 a o tři týdny později P. Higgs. V dalších měsících publikovali důležité studie T. Kibble, G. Guralnik a C. Hagen ale vědecká veřejnost nevěnovala těmto studiím pozornost, protože nikdo nevěděl, jak spočítat vlastnosti nové částice. O tento průlom se postaral až G.'t Hooft v r. 1971. Teprve v této práci autor podpořil tehdejší vágní úvahy složitou matematikou, a tak se otevřela cesta k dlouhému a nákladnému honu na "Higgsův boson". Ten vyvrcholil úspěšnými experimenty urychlovače LHC v červenci 2012, při nichž byl objeven boson s energií ≈126 GeV. To znamená, že celkem minimálně osm osobností přispělo k objevu, a bohužel jen dva z nich byli oceněni Nobelovou cenou. Podle názoru autora článku by se částice objevená LHC měla korektně označovat šílenou zkratkou ABEGHHK'tH, a kolektiv LHC by měl dostat výjimečné ocenění za gigantické úsilí, které teorii báječně potvrdilo.

Další mezinárodní ceny r. 2013
Walter ALVAREZ (Barringerova m. Meteorit. spol.; obří impaktní kráter K/T); Tim BERNERS-LEE (c. královny Alžběty; komunikace WWW); Roger BLANDFORD (Zlatá m. RAS; rtg. teoretická astrofyzika); William BORUCKI (m. H. Drapera NAS; exoplanety); Ahmed El Goresy (Leonardova m. Meteorit. spol.; vzorky z programu Apollo); James GUNN (m. Bruceové ASP; kamery HST a SDSS); Stephen HAWKING (c. Nadace pro fundamentální fyziku);); Roy KERR (c. Společnosti A. Einsteina; rotující černé díry); Vjačeslav MUCHANOV a Alexej STAROBINSKIJ (Gruberova c.; kosmologie);

Domácí ceny
Pavel GABZDYL (Littera Astronomica, EAS); Marián KARLICKÝ (Nušlova c., EAS); David NESVORNÝ (Kopalova předn., EAS; planetky); Český tým (XVIII. IAO; 3 bronzové m.); Michal RAČKO a Miroslav GAŠPÁREK (7. IOAA; zlaté m.); Lukáš TIMKO (dtto, stříbrná m.); Pavel ŠTARHA (Zemanova c., EAS; astrofotografie).

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

H. Okita aj. měřili kvalitu atmosféry pro astronomická pozorování v Antarktidě na dómu Fuji v zeměpisné šířce -77,3° a v nadmořské výšce 3,8 km. Ve výšce 11 m nad terénem byla kvalita obrazu v optickém pásmu 472 nm často lepší než 0,2″ a medián dosáhl 0,52″. To jsou lepší hodnoty než pro populární dóm C, který má hraniční vrstvu 30m nad terénem a nejlepší kvalita obrazu dosahuje 0,3″. Vůbec nejvyšší je dóm A, kde je hraniční vrstva ve 14 m. K testování používal jasnou hvězdu Canopus (Car), která je poblíž jižního pólu cirkumpolární a dosahuje zenitových vzdálenosti 25 – 50°. Autoři též uvedli, že hvězdy lze tam pozorovat i ve dne, například téměř po celý leden r. 2013. L. Wang aj. pracovali na observatoři dómu A v zimě r. 2010 během noci dlouhé 183 dnů. V červenci mohli měřit po dobu 631 h (85% doby bylo jasno) a celkem za celé období měřili po dobu 2,5 tis. h (57% jasno). Měřili jasnosti >9 tis. hvězd do 15. mag na ploše 23 čtv. stupňů oblohy. Pozorovali tak světelné křivky 188 proměnných hvězd, z toho bylo 67 nově objevených. Pochvalovali si velmi kvalitní pozorovací podmínky, tj. prakticky nulovou scintilaci a bezvětří, extrémně nízký obsah vodní páry a téměř stálou výšku pozorovaných objektů nad obzorem, což usnadňuje redukce na extinkci ovzduší. Nezmiňují se o překážce v podobě extrémně nízké venkovní teploty, takže zřejmě ovládali dalekohled z teplého úkrytu.

Lesní požáry ohrozily vinou období veder s teplotami až 40° C známou australskou observatoř Siding Spring, kde v neděli 13. ledna 2013 zničily služební domy astronomů i ředitele observatoře; celkem padlo za oběť plamenům 50 domů. Naštěstí nedošlo k žádnému zranění a přístroje v kopulích přežily.

Zatímco australské astronomy ohrožují požáry, astronomům v USA hrozí vinou úsporných opatření vlády, že brzy budou muset řadu znamenitých přístrojů zavřít. Největší riziko hrozí v r. 2018 proslulé Lickově observatoři na Mt. Hamiltonu v Kalifornii. Observatoř byla založena v r. 1888 a jejím hlavním přístrojem je úspěšný 3m reflektor. Podobně je ohrožena řada teleskopů na Národní observatoři Kitt Peak, tj. 2,1m reflektor má skončit v r. 2014, dále pak 4m Mayallův reflektor, 3,5m WiYN reflektor a obří 100m radioteleskop GBT (Green Bank), vesměs již v r. 2017.

Naproti tomu Vatikánskou observatoř navštívil brzy po svém zvolení papež František a podpořil její další rozvoj. Schmidtova komora v Castel Gandolfo bude spolupracovat s obdobnou komorou na observatoři Catalina v Arizoně při vyhledávání planetek-křížičů. Navíc budou v Arizoně vybudovány celooblohové komory pro záznamy bolidů po vzoru české Evropské sítě. Odborný program na zmodernizovaném 1,8m reflektoru VATT se rozšíří o studium exoplanet a polycyklických aromatických uhlovodíků v mezihvězdných mračnech.

Podle generálního ředitele ESO T. Zeeuwa si observatoř VLT ESO na Paranalu upevnila své postavení jako nejproduktivnější observatoř na světě. Teleskopy VLT s průměrem zrcadel 8,2 m a pomocnými teleskopy s průměry zrcadel 2 m nyní často pracují v interferometrickém režimu VLTI se základnou dlouhou až 205 m. Naplno se rozběhly přehlídky na teleskopech VISTA (4,1 m) i nejnovějším optickém 2,6m VST (VLT Survey Telescope). Během roku 2013 bylo na základě pozorování na Paranalu publikováno 840 vědeckých prací; na druhém místě je pak Národní radioastronomická observatoř USA, na třetím Keckovy 10m teleskopy na Mauna Kea, a na čtvrtém observatoř ESO na La Silla. Za celou éru existence ESO bylo již publikováno na 10 tisíc vědeckých prací. Klíčový projekt ALMA se v r. 2013 naplno rozběhl a jde nyní o nejcennější projekt pro blízkou budoucnost ESO do doby, než bude spuštěn obří 39m teleskop E-ELT. Koncem r. 2013 byly otevřeny dvě nové budovy v centrále v Garchingu v SRN, jedna pro konferenční provoz a druhá pro techniky.

B. Alberts uveřejnil zajímavou studii o členech prestižních amerických akademií vědců (NAS, založena 1863) a inženýrů (NAE, založena 1964). Plná čtvrtina členů se nenarodila v USA, ale během svého života se do USA přistěhovala. Mnozí z nich přitom přišli do USA jako uprchlíci ze zemí, kde jim hrozila persekuce nebo smrt.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Na konci roku zveřejňuje britský vědecký týdeník Nature výběr nejzajímavějších vědeckých snímků a také osobností uplynulého roku. Z astronomických snímků roku 2013 redakce vybrala portrét Země a Měsíce pořízený kosmickou sondou Cassini dne 19. července 2013, kdy Saturn zakryl Slunce z pohledu kamery sondy; dále pak autentický snímek přeletu superbolidu Čeljabinsk a konečně mikrovlnné snímky ALMA spirální galaxie NGC 253 s překotnou tvorbou hvězd (Scl; 8 mag; vzdálenost 3,5 Mpc) v čáře molekuly CO, které dokazují, jak molekulární vítr potlačuje tvorbu hvězd v galaxii.

Astronomickými osobnostmi roku pak redakce jmenovala M. Mayora, jenž zkonstruoval od r. 2003 několik ultrapřesných spektrometrů na obou zemských polokoulích pro objevování exoplanet metodou změn radiálních rychlostí mateřských hvězd. Druhou astronomickou osobností roku se podle redakce stal V. Grochovskij, objevitel hlavního 600kg úlomku meteoritu Čeljabinsk, jenž spadl do jezera Čerbakul (polohu úlomku však předem vypočítali P. Spurný aj. z Ondřejova).

B. Gaensler zveřejnil ve známém časopise Sky & Telescope souhrnný článek o vybraných současných extrémních jevech či objektech ve vesmíru. K nim patří pulsar J1748-2444 (Sgr; kulová hvězdokupa Terzan 5; vzdálenost 8,6 kpc), tj. neutronová hvězda s nejrychlejší rotační periodou 1,4 ms, což odpovídá obrátkám s frekvencí 16 Hz (nejvýkonnější motory závodních aut formule 1 docilují jen 317 Hz a jejich hřídele mají rozměry <1 m; poloměry neutronových hvězd mohou dosáhnout až 15 km a jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 1,4 – 2,0 M_☉).

Jiný pulsar PSR B2224+65 (Cep; vzdálenost 1,8 kpc) má sice rotační periodu podstatně delší (0,7 s, tj. frekvence 1,4 Hz), ale zato rekordní prostorovou rychlost mezi hvězdami naší Galaxie - 1 500 km/s, kterou neutronová hvězda získala při své zrodu během výbuchu supernovy ve dvojhvězdě. Díky této rychlosti prodírání mezihvězdným plynem se pulsar prozradil velkolepou vlečkou nadzvukové rázové vlny, která dle svého vzhledu dostala jméno Kytara.

Vůbec nejrychlejším hmotným objektem byla ovšem částice extrémně energetického kosmického záření (pravděpodobně proton), objevená D. Birdem aj. 15. října 1991 pomocí aparatury Muší oko v Utahu která dosáhla "téměř" rychlosti světla, tj. (99 + 21 devítek za desetinnou čárkou a na 22. místě šestka)% rychlosti světla c! To prakticky znamená, že pokud by zmíněný proton o rekordní energii 320 EeV soupeřil s fotonem ze stejné startovní čáry, tak by se za ním opozdil na trase dlouhé 1 mil. světelných let (307 Mpc) pouze o 40 mm!

Mezi dosud objevenými exoplanetami se nejrychleji pohybuje planeta HD 80606b (UMa; poloměr 0,9 R_j; hmotnost 4 M_j; vzdálenost 58 pc), která obíhá kolem své mateřské hvězdy (9 mag; sp. G5 V; 0,9 M_☉; stáří 7,6 Gr) v periodě 111 d. Příčinou je její extrémně protáhlá dráha s výstředností 0,93, takže v pericentru je od své hvězdy vzdálena jen 4,5 mil. km, kdežto v apocentru se vzdaluje na plných 130 mil. km. Podle Keplerova zákona tak dosahuje v pericentru rychlosti 240 km/s.

Nejchladnějším místem v hlubokém vesmíru je mlhovina Bumerang (Cen; vzdálenosti 1,5 kpc), napájená po dobu 1,5 tis. let hvězdným větrem centrální hvězdy, Chladný plyn se rozpíná do okolního vakua rychlostí 160 km/s a odnáší tak hmotu tempem 7.10¹⁷ t/s, tj. ekvivalent hmotnosti našeho Měsíce za 100 s (!). Tím se mlhovina ochlazuje na teplotu 0,95 K, tedy o 1,8 K nižší, než je průměrná teplota reliktního záření.

Nejsilnější elektrické proudy tečou ve výtryscích z jader aktivních galaxií (AGN) a jejich intenzita se počítá až na petaampéry (10¹⁵ A). Při této proudové hustotě přenesou výtrysky během 1 milisekundy tolik elektřiny, že by to pokrylo dnešní spotřebu lidstva po dobu 20 biliónů let, takže - jak jednou řekl nejmenovaný český politik - zdroje tu jsou!

Nejhlubší akustické tóny vydává podle Gaenslera obří nadkupa galaxií A 426 s centrální galaxií NGC 1275 (Per; vzdálenost 77 Mpc). A. Fabian aj. totiž analyzovali rentgenové záření nadkupy pozorované družicí Chandra a objevili v tomto energetickém pásmu koncentrické prsteny s roztečemi 11 kpc, což je důsledek oscilací velmi hlubokých zvukových frekvencí. Při teplotě v kupě jsou periody těchto oscilací extrémně dlouhé (9 mil. let) a rychlost zvukových vln asi 120 tis. km/s (!) Kupa proto vydává i extrémně hluboké tóny s frekvencemi 6.10¹⁵krát nižšími, než je nejhlubší slyšitelný tón, který lidské ucho ještě vnímá. Kdybychom chtěli postavit klavír, který by takové "zvuky" vydával, tak bychom k levému okraji klaviatury museli přidat 635 kláves, tj. 57 oktáv!

Nejnižší laboratorně dosažitelná hustota v našich vývěvách dosahuje 500 částic v krychlovém centimetru, ale v prolukách mezi galaxiemi byla naměřena hustota 2.10^-8 částic/cm³. Tyto proluky zaujímají 90% objemu vesmíru, takže vesmír je opravdu v průměru neobyčejně prázdný.

Největším souvislým objektem vesmíru je pak tzv. Sloanova velká zeď (objevená pomocí přehlídky SDSS) prostírající se napříč souhvězdími Hya, Sex, Leo a Vir - tj. velmi placatá soustava kup a nadkup galaxií o průměru 430 Mpc.

Jak uvedl P. Kulhánek, známý britský matematik a kosmolog R. Penrose objevil v r. 1974 způsob, jak pokrýt rovinu bez mezer aperiodickou dlažbou pomocí pentagonů. Byl přitom inspirován studiemi Johannesa Keplera v jeho spise Harmonices Mundi (1619), který ukázal, jak mezery mezi pentagony lze beze zbytku pokrýt pentagramy, dekagony a příbuznými tvary dlaždic. Teorie aperiodických dláždění se od té doby mohutně rozvíjí a prosazuje se i v dlážděních podlah soudobých budov nebo chodníků. Málo je však známo, že aperiodickou dlažbu navrhl Jan Blažej Santini (1677-1723) pro proslulý kostel Sv. Jana Nepomuckého na Zelené hoře u Žďáru n. Sázavou. Tento vrcholný projekt Santiniho zapsaný mezi památky UNESCO se začal stavět v r. 1719 a byl vysvěcen v r. 1722. Stavba však byla zcela dokončena až v r. 1740. Santini se při projektování kostela držel výroku sv. Augustina: "Čísla jsou projev Boží moudrosti v našem světě, přístupná poznání lidského ducha". V kostele tak jsou v symetrických tvarech různých objektů zastoupena čísla 3, 5, 6, 8, 9, 10 a 12, což vědoucím návštěvníkům poskytuje naprosto jedinečný zážitek.

Čeští astronomové a další odborníci prosadili v r. 2013 zřízení další chráněné krajinné oblasti tmavé oblohy v Beskydech na hranicích Česka (222 km²) a Slovenska (86 km²). Jde o 10. největší a 29. světovou oblast. K. Gaston upozornil, že současná osvětlovací revoluce, která začala díky zvýšení světelné účinnosti lumídek LED v r. 2006, povede ke značným úsporám ve spotřebě elektřiny na veřejné osvětlování. V tom roce se totiž na noční osvětlování ročně na světě spotřebovalo ≈14 TWh elektřiny.

J. Dvorak připomněl mimořádnou úlohu, které sehrály americké ženy v rozvoji hvězdné spektroskopie. Na začátku spektroskopie to byli fyzikové J. Fraunhofer (1814), G. Kirchhoff a H. Bunsen. O využití spektroskopie v astronomii se však nejvíce zasloužili italský kněz P. Secchi (1877) a manželé H. a A. Draperovi v USA. Následně tehdejší ředitel Harvardovy observatoře H. Pickering rozpoznal výjimečné schopnosti žen pro hromadné proměřování a klasifikaci spekter hvězd. Prvním ženou na Harvardu, která se věnovala klasifikaci hvězdných spekter, se v r. 1881 stala Willemina Flemingová a následně neteř Draperových Antonina Mauryová, která od r. 1888 začala používat při prohlížení spekter na fotografiích mikroskop místo lupy. V r. 1896 nastoupila na Harvardu Annie Cannonová, které do r. 1901 pořídila první katalog hvězdných spekter obsahující na 30 tis. položek. Navzdory námitkám řady amerických i evropských astronomů se její systém klasifikace spektrální tříd (OBAFGKM) ujal a v r. 1922 byl oficiálně přijat Mezinárodní astronomickou unií.

Kromě těchto žen se ovšem o pokrok astronomie zasloužila také další členka Pickeringova "harému" Henrietta Leavittová, která dokázala ze snímků Harvardovy observatoře na severní i jižní polokouli vytvořit základ fotometrických hvězdných standardů (zejména Severní polární posloupnost) a odtud pak objevila slavný vztah perioda-svítivost pro cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu, což umožnilo určovat vzdálenosti galaxií a dodnes je klíčovou příčkou kosmologického žebříku vzdáleností.

Starověká astronomie se rozvíjela nejdříve v Číně a v okolních zemích Dálného východu. Jak uvedl W. S. Tsu, v čínských kronikách jsou dobré údaje o 920 starověkých úplných zatměních Slunce sahajících až k r. 2137 př. n.l. Nicméně již od 4. stol. př. n.l. se těžiště pokroku astronomie přesunulo do zemí kolem Středozemního moře, zejména zásluhou objevitele precese zemské rotační osy Hipparcha (190-120 př. n.l.), ale i dalších osobností jako byli Aristoteles (384-322 př. n.l.), Aristarchos (310-230 př. n.l.), Eratosthenes (276-194 př. n.l.) a Ptolemaios (90-168 n.l.). Ptolemaios už dokázal měřit polohy planet mezi hvězdami s přesností ±10′ a starověká astronomie poskytla poměrně dobré údaje o rozměrech kulaté Země i vzdálenosti Měsíce a Slunce. Dokázala také předpovídat zatmění Slunce i Měsíce.

K rozvoji astronomie ve středověku podstatně přispěli arabští a perští učenci počínaje 9. stoletím. Vrcholu dosáhli na území dnešního Uzbekistánu díky sultánovi a astronomovi Ulughovi Begovi (1394-1449), který vybudoval v Samarkandu v letech 1424-1429 největší zední kvadrant, na němž pod jeho vedením následně pracovalo až 70 astronomů (!). Ulugh Beg byl ale v r. 1449 zavražděn náboženskými fanatiky, kteří následně observatoř zničili (její zbytky byly objeveny až v r. 1908 a nedávno byla jako unikátní historická památka rekonstruována). Až do nástupu Tychona Braha byla přesnost úhlových měření na této observatoři nejlepší na světě. Špičková islámská astronomie však prakticky zanikla zničením observatoře v Istanbulu v r. 1580.

Nejstarší vědecké časopisy začaly vycházet v r. 1665. Od 5. ledna to byl francouzský vědecký týdeník Journal des Savants a od 6. března časopis Philosophical Transactions londýnské Královské společnosti. Tehdy by si patrně někdo sotva pomyslel, že o 3,5 století později nastane digitální publikační exploze, kdy počty vědeckých periodických časopisů se zdvojnásobují každých 13 let. Od r. 1665 do současnosti bylo v nich publikováno asi 50 milionů recenzovaných vědeckých prací. V současné době vychází většina těchto časopisů také elektronicky a mnohé význačné vědecké časopisy včetně z oboru astronomie a příbuzných věd již zcela zrušily tištěné papírové verze.

Elektronické publikace lze snadněji prohledávat metodami automatického vytěžování dat, čemuž se však vydavatelé zatím mnoha způsoby ostře brání. Objevily se také tzv. predátorské časopisy s velmi benevolentním recenzním řízením, které za peníze od autorů otisknou téměř cokoliv. Tyto časopisy hřeší na snahu vědeckých pracovníků publikovat spoustu prací, jež musí být navíc hojně citovány. Udržet si přehled o skutečně věrohodných publikacích se stává čím dál tím obtížnější; slogan "publish, or perish" (publikuj, nebo zhyň) nutí mnoho badatelů publikovat zběsilým tempem nedopečené a dokonce zcela syrové výzkumy.

Naproti tomu se podle S. Bowyerové v posledních letech rozvíjí příkladná spolupráce mezi profesionály a občany se zájmem o astronomii díky projektům sdíleného počítání nebo sdílených klasifikací velkých objemů pozorovacích dat. Dají se tak zvládnout v rozumném čase projekty, které se příliš nehodí pro automatické zpracování bez lidské kontroly, a to nejen v astronomii, ale i v dalších vědeckých či medicínských oborech. J. Dalcantonová aj. tak za pomoci dobrovolníků našli během jednohoho měsíce 600 hvězdokup na 2 tisících snímků galaxie M31 (And), pořízených HST. Na základě tohoto úspěchu se nyní rozbíhá nový projekt přehlídky 100 mil. hvězd na ploše třetiny galaxie v místech, která jsou nejméně zaprášená. Podobně se hledají průhledy v mezihvězdných mračnech na základě snímků infračervených družic SST a Herschel.

S. Bowyerová dokonce tvrdí, že proslulý humbuk o nevyhnutelném konci světa těsně před Vánoci 2012 kvůli údajném konci Mayského kalendáře otevřel laikům oči, a začali se místo Mayského blouznění zajímat o metody skutečné vědy. Mimochodem, V. Böhm aj. využili astronomických úkazů s dlouhými periodami (výskyt Venuše při slunečních zatměních, konjunkce Jupiteru se Saturnem, synchronní pozorování Venuše a Marsu atd.) ke korekci korelační konstanty mezi Mayským a Gregoriánským kalendářem a určili tak počátek dlouhého cyklu Mayského kalendáře na 4. srpen r. 3010 př. n.l. Historici dosud používají korelační konstanty J. Goodmana, která klade začátek dlouhého cyklu Mayského kalendáře do poloviny srpna r. 3114 př. n.l., ačkoliv jeho výpočet nebere ohled na astronomické úkazy, jež jsou jednoznačně shodné pro celou zeměkouli. To znamená, že historické datování Mayského kalendáře používá korelační konstanty, která je o 104 let vyšší, než skutečnost. Astronomům zbývá tedy jen údiv, že tak hrubá chyba v datování historiky neznepokojuje.

T. Robitaille aj. představili balík aplikací ASTROPY - užitečného pomocníka pro každého astronoma, který potřebuje ke své práci rozmanité zdroje informací a pomůcky ke zpracování pozorovacích dat v nejrůznějších formátech (FITS, virtuální observatoře, konverze jednotek, času, souřadnic i gridových a tabulkových údajů atd.). Balík se neustále doplňuje a lze jej nalézt na webové stránce: www.astropy.org.

Podobně L. Magriniová aj. nabízejí automaticky pracující program FAMA (Fast Automatic MOOG Analysis) pro určování fyzikálních parametrů atmosfér hvězd a jejich chemického složení ze spektroskopie. Odborníci z britské univerzity v Leicesteru oznámili, že v rámci projektu DIRAC studují pomocí superpočítačů komplexní proudění plynů ve vznikajících galaxiích, což vyžaduje řešit termodynamiku velkého počtu částic plynu po astronomicky dlouhé časové intervaly. Díky tomu dokázali spočítat vývoj vzorku vesmíru o objemu 50 Mpc³ s prvky o hmotnostech 1 MM_☉ za celých 14 mld. let věku vesmíru. Poukázali tak na dvojroli černých veleděr v centrech galaxií, které na jedné straně vymetou z galaxie řídký plyn a tím tvorbu dalšího pokolení hvězd potlačí, ale současně stlačí husté plynové chuchvalce, čímž naopak tvorbu hvězd ulehčí. Autoři projektu zahrnuli do simulací také tvorbu planetárních soustav a počítali stavové rovnice pro nitro obřích planet i podmínky pro život na povrchu vhodných exoplanet. Do budoucna se chtějí zabývat také interakcemi kvark-antikvark a kvantovou chromodynamikou ve velmi raném vesmíru.

Jak uvedli P. Charles a A. Shaw, od počátku 90. let minulého století se astronomie stává synoptickou, tj. pomocí rozsáhlých přehlídek začíná studovat krátkodobé změny ve vesmíru jednak hledáním efektů gravitačních mikročoček, ale také v rádiovém oboru pomocí aparatur typu LOFAR. Podobně se masově začaly hledat tak rychlé výbuchy jako jsou supernovy, GRB, magnetary a nejnověji FRB.

Když byl v r. 2003 rozluštěn lidský genom, zabrala data 140 GB. Nástup genomiky však podle Nature č. 7453 přinesl do databází již 2 PB a archiv Evropské laboratoře pro molekulovou biologii obsahuje již 20 PB dat. Urychlovač LHC ukládá do archivů 15 PB za rok. Databáze laboratoře CERN rozložená do řady počítačových farem po světě čítala v létě 2013 již 100 PB dat. Celkové kapacita uložených dat v počítačích se každým rokem zdvojnásobuje. Tím lze doložit, jakým úžasným tempem se věda rozvíjí. Nepochybně se však blíží éra kvantových počítačů, jak ukázali M. Thewalt aj., když uchovali kvantový bit informace při pokojové teplotě po dobu 39 minut (předešlý rekord byl 2 s).

Jedinečným příkladem astronoma, který šel s buldočí vytrvalostí za svým cílem, se podle amerického vědeckého týdeníku Science stal hrdina projektu družice Kepler William Borucki (*1939), který vstoupil do služeb NASA s hodností M.Sc. Jeho prvním úkolem bylo vyvinout tepelný štít pro návrat kabiny kosmických lodí Apollo do zemské atmosféry rekordní vstupní rychlostí. Následně studoval možný účinek blesků v atmosféře planet na vznik molekul, jež by mohl být stavebními součástkami pro prebiotické molekuly. Jeho životním tématem se však stalo objevování a studium exoplanet metodou tranzitů.

Již v r. 1984 navrhl zkonstruovat přesné fotometry pro objevování tranzitů exoplanet přes kotoučky hvězd jednak na pozemních observatořích, ale také z kosmického prostoru, kde odpadá scintilace světla hvězd a optický šum je mnohem nižší než i na vysokohorských observatořích. K tomu, aby se podařilo objevit exoplanetu o rozměrech Jupiteru, přitom stačí relativní fotometrie s přesností 1%. zatímco transit exoplanety o velikosti Země sníží jasnost hvězdy jen o 0,01%, což tehdejší fotometry nedokázaly rozpoznat. Nikdo mu nevěřil, že takové přesnosti dosáhnou fotometry na družicích, když se pečlivě sestrojí. Podobně byl odmítnut vedením NASA jeho obnovený návrh na družici pro měření tranzitů v r. 1988, který zkritizovala J. Tarterová (autorka termínu hnědý trpaslík pro objekty hmotnější než 15 M_j, v jejichž nitru však nikdy neproběhne termonukleární reakce, protože mají hmotnost nižší než 75 M_j). Selhal i třetí pokus Boruckého v r. 1996.

Tehdy se mu však podařilo sehnat 1 mil. dolarů na konstrukci přesného fotometru, který pak testoval na menším zrcadlovém dalekohledu na Lickově observatoři Mt. Hamilton v Kalifornii. Výsledky měření, byť v pozemních podmínkách, byly velmi nadějné. Navzdory tomu Borucki neuspěl s návrhem kosmické družice pro tranzity ani v letech 1997 a 1998. Teprve na konci roku 2001 vedení NASA schválilo Boruckého koncepci fotometrické družice, která po několika odkladech byla vypuštěna na heliocentrickou dráhu 7. 3. 2009 a způsobila převrat v tempu objevování exoplanet s nejroztodivnějšími vlastnostmi i dráhami. Kromě toho se stala klíčovou metodou pro určování vnitřní stavby hvězd pomocí asteroseismologie a objevila také velké množství proměnných hvězd. Borucki odešel sice již do důchodu, ale jeho dílo budí všeobecnou úctu a obdiv.

Příkladem neuvěřitelné vědecké vytrvalosti, byť nejde o astronomii, se bezpochyby stal nepřetržitý pokus, který probíhá zásluhou T. Parnella (1881-1948) od r. 1927 na univerzitě v Brisbane v Austrálii a je zaměřen na určení viskozity dehtu. Po úmrtí prof. Parnella převzal řízení experimentu J. Mainstone (1935-2013). Vlastní experiment započal po tříletém ustálení podmínek pokusu. První kapka se uvolnila po 8,1 roku v prosinci 1938 a 7. kapka v červenci r. 1998. Průměrný interval mezi ukápnutími činil tedy 8,25 roku. Následně se teplota v laboratoři snížila instalací klimatizace, takže odpadlo kolísání intervalu mezi ukápnutími vlivem změn teploty. Následkem toho odkápla 8. kapka až po 12,3 letech v listopadu 2000. Kamera instalovaná po odkápnutí 7. kapky, však pro technickou poruchu 8. ukápnutí nezaznamenala. Z 86letých nepřetržitých měření vyplývá, že viskozita dehtu je při pokojové teplotě 230miliardkrát (!) vyšší než viskozita vody. Za tato měření obdrželi T. Parnell (in memoriam) a J. Mainstone v r. 2005 cenu Ignáce Nobela za fyziku.

Z. Šíma připomněl, že v r. 2013 uplynulo sto let od úmrtí ředitele Klementinské hvězdárny a profesora astronomie na Karlo-Ferdinandově univerzitě v Praze Ladislause Weineka (1848-1913). Weinek, jehož předkové se patrně jmenovali Vaňkovi a pocházeli ze Slovenska, vystudoval v r. 1879 astronomii na univerzitě v Jeně a do Prahy přišel v r. 1883. Na Klementinské hvězdárně měřil dlouhodobě výšku severního nebeského pólu a 27. listopadu 1885 se proslavil prvním fotografickým snímkem meteoru na světě. V letech 1897-1900 pak vytvořil fotografický atlas Měsíce.

V čísle 7473 časopisu Nature redakce vyzdvihla podporu, které se těší věda ve Švédsku (9,9 mil. obyvatel). Vláda od r. 2008 do r. 2013 zvedla státní podporu o téměř 800 mil. dolarů a počítá s podobným růstem pro příštích pět let. Za tu dobu bylo zřízeno několik velkých národních laboratoří, pro něž Švédové hledají 300 mladých vědců, přičemž očekávají, že až z poloviny půjde o cizince, kteří budou mít zaručené pracovní smlouvy na 10 let. Podle téhož časopisu v programu PISA (Programme for International Student Assesment) jsou ve věkové kategorii 15tiletých studentů na vědu nejlépe připravováni studenti v Číně, Singapuru, Japonsku a Finsku. Mezi 14 špičkovými univerzitami a výzkumnými institucemi mají podle Nature č. 7451 nejvíce institucí USA (7) následovány Velkou Británií (2). Po jednom zástupci pak mají SRN, Francie, Japonsko, Svýcarsko a Čína.

Na stránkách amerického vědeckého týdeníku Science v č. 6160 se velmi přehledně věnoval srovnání podpory vědy v různých státech světa president AAAS (Americká Asociace pro podporu vědy) William Press na konci svého volebního období (2012-2013). Pokud jde o podporu vědy vyjádřenou v podílu výdajů vůči celkovému HDP jednoznačně vede Israel s více než 4% podílu, ale těsně následované Finskem a s mírným odstupem Švédskem. Za nimi následuje Japonsko a Jižní Korea, dále pak Dánsko, Švýcarsko, Německo, Rakousko, USA a Singapur. Mezi zeměmi EU dále figurují Francie, Belgie, Holandsko, Norsko, Británie, Irsko a Portugalsko. Pak už se v diagramu objevuje Česko následováno Španělskem, Itálií, Maďarskem a Polskem. Za nimi na chvostu EU je Rumunsko a Řecko (kuriózně s nejvyšším podílem vědců a inženýrů na milion obyvatel). Přestože USA vydávají na vědu nejvíce peněz, činí podíl na HDP jen 2,9% a v přepočtu na milion obyvatel jsou až 8. na světě. Z diagramu jednoznačně vyplývá, že investice do vědy korelují s hospodářskou úspěšností států za poslední půlstoletí. V č. 6138 Science se uvádí, že v USA každý dolar vložený do základního výzkumu v genomice přinesl zisk 65 dolarů, přičemž federální investice do tohoto oboru dosáhly 12,3 mld. dolarů

Závěr

Končící vedoucí redaktor B. Alberts, jenž úspěšně řídil americký vědecký týdeník Science v letech 2009-2013, poradil v úvodníku na rozloučenou svým následovníkům ve vedoucích funkcích: "Vybírejte si spolupracovníky lepší než jste sami, a dejte jim plnou možnost se realizovat". Mám pocit, že to je poslední zvonění pro mne, abych si už konečně vybral spolupracovníky, kteří převezmou káru Žně objevů pro další ročníky. Zatím však tradičně uzavírám tuto svou zatím nejdelší výroční zprávu o stavu astronomie (ekvivalent knihy o 370 stranách!) citátem, který mne v r. 2013 silně zaujal, ačkoliv je velmi starobylý. Pochází totiž z prvního výročního projevu prvního amerického prezidenta George Washingtona (1732-1799): "Nevím o ničem, čemu byste měli věnovat více pozornosti než podpoře vědy a literatury: Vědění je v každé zemi nejjistějším základem veřejného blaha". (8. ledna 1790)

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLVIII. (2013).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 02. septembra 2016