Dátum:
20. októbra 1996
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Navzdory velkému úsilí pozorovatelů i teoretiků není stále jasné, jaké objekty či objekt se nalézají v samotném *dynamickém těžišti Galaxie*. A. Krabbe aj. hovoří o jaderné hvězdokupě v centrálním půlparseku Galaxie. Odhalili tam totiž existenci nejméně dvou tuctů modrých veleobrů resp. Wolfových-Rayetových hvězd s efektivní teplotou 20 - 30 kK, jejichž hmotnost může dosahovat až 100 MO. Hvězdy jsou následkem epizody překotné tvorby hvězd v jádře Galaxie před 5 miliony lety. Podle těchto autorů se v samotném těžišti Galaxie nachází supermasivní černá díra o hmotnosti 3.10^6 MO.
Domněnku o nedávné *epizodě překotné tvorby hvězd* v centru Galaxie vyslovil jako první J. Oort již r. 1977. Nyní ji propracoval D. Hartmann, který však soudí, že k ní došlo již před 15 miliony let a při níž se uvolnilo 10^49 J energie. Podle G. Skinnera je optické záření z centra Galaxie zeslabeno o plných 11 řádů, takže při poznávání povahy jádra soustavy se musíme opírat především o údaje z ostatních spektrálních oborů; ty jsou však navzájem protichůdné a nemají jednotné vysvětlení. J. Holywood aj. uvádějí, že poloha dynamického centra Galaxie souhlasí s polohou *zdroje Sgr A*,* jenž se svou spektrální charakteristikou podobá jádrům galaxií M31, M81 a M104 a jež září napříč celkem 10 dekád frekvence elektromagnetického záření. V pásmu tvrdého rentgenového záření 4 - 20 keV však vydává výkon pouze 10^29 W a v infračerveném oboru K je 13 mag. Přitom je v celém pásmu jeho zářivý výkon časově proměnný, a to lze dobře vysvětlit přítomností supermasivní černé díry o hmotnosti 1.10^6 MO.Dle R. Narayana aj. má černá díra hmotnost 7.10^ MO a přibírá za rok 1,2.10^-5 MO hmoty akrecí okolního mezihvězdného plynu.
V oblasti centra Galaxie pozorujeme ovšem řadu diskrétních vysoce energetických zdrojů přechodné povahy. Podle M. Briggse aj. odhalila družice HEAO-1 v září 1977 *přechodný zdroj záření gama* ve směru ke galaktickému centru v pásmu 80 keV - 2 MeV, jenž však v r. 1978 opět zmizel. Poměr intenzit v oboru gama a rentgenovém dosahoval 5:1 a při vzdálenosti kolem 8 kpc činil jeho zářivý výkon v oboru gama až 4.10^30 W. Nedávná sledování centra Galaxie aparaturou SIGMA na družici GRANAT v pásmu 35 - 150 keV však neobjevila v daném směru vůbec žádný měřitelný signál. Zato, jak jsem se již zmínil v předešlé kapitole, aparatura BATSE na družici COMPTON objevila koncem r. 1995 v centru Galaxie přechodný tvrdý *rentgenový zdroj J1744-28* s rychlými periodickými pulsacemi v periodě 0,467 s a amplitudou signálu až 50% v pásmu 25 - 45 keV. M. Finger aj. soudí, že jde o dvojhvězdu, jejichž zhroucenou složku tvoří silně magnetická neutronová hvězda a kolem níž obíhá v periodě 11,8 dne prakticky po kruhové dráze o poloměru větším než 780 000 km vypařující se bílý trpaslík se zbytkovou hmotností kolem 0,1 MO. Tímtéž zařízením objevili koncem loňského července T. Koh aj. ve směru ke galaktickému centru *rentgenový pulsar GRO J1735-27* a krátkodobě stálý *rentgenový zdroj J1750-27*, jenž však o měsíc později opět zmizel.
Pro pochopení struktury jádra naší Galaxie je užitečné porovnání s obdobnými oblastmi v centru blízkých galaxií, jak se to nyní daří prostřednictvím snímků pomocí HST. R. O'Connell aj. odhalili na snímku jádra spirální galaxie M82 komplex více než stovky kompaktních superhvězdokup do poloměru 100 pc od středu soustavy. Jsou v průměru jasnější než hvězdokupy v Místní soustavě galaxií a shlukují se do vyšších celků - *superasociací*. Vysokou jasnost vyvolává zřejmě překotná tvorba hvězd tempem 10 MO za rok. V infračerveném oboru září na úrovni 6,5.10^10 LO. V optickém oboru je ovšem většina záření pohlcena díky vysoké mezihvězdné absorpci o 5 - 25 mag.
Hubblův teleskop se uplatnil též při výzkumu *kulových hvězdokup* v naší Galaxii. M. Shara aj. hledali rychle proměnné hvězdy v jádře hvězdokupy NGC 6752. Monitorovali 730 hvězd po dobu 7 hodin v ultrafialovém pásmu 220 nm s rozlišením 14 min, ale nenašli vůbec žádnou proměnnost. To značí, že kataklyzmické proměnné i těsné dvojhvězdy jsou v jádře hvězdokupy velmi vzácné, takže proces slapového zachycování hvězd není ani při vysoké koncentraci hvězd v jádře hvězdokupy příliš účinný.
H. Richer aj. zkoumali nejbližší *kulovou hvězdokupu M4 (NGC 6121)*, vzdálenou od nás 3,4 kpc. Odhalili v ní 80 bílých trpaslíků s průměrnou hmotností 0,5 MO, takže skutečný počet těchto degenerovaných hvězd v této hvězdokupě činí asi 20 000. Úhrnný zářivý výkon hvězdokupy činí 5.10^4 LO. Podobně R. Elsonová aj. studovala barevný diagram pro nejbohatší kulovou hvězdokupu naší Galaxie *omega Centauri (NGC 5139)*. Hlavní posloupnost se podařilo sledovat do mezní infračervené magnitudy I = 26 na barevném diagramu pro 800 hvězd. Mezi nimi byli čtyři bílí trpaslíci 24 - 25 mag a asi 5% dvojhvězd s hmotnostmi 0,4 - 0,7 MO. Pozdní fáze hvězdného vývoje ve starých hvězdokupách lze podle F. Verbunta a H. Johnstonové dobře studovat sledováním *diskrétních rentgenových zdrojů*, pokud má ovšem aparatura dostatečné úhlové rozlišení. Velké množství zdrojů v kulových hvězdokupách lze vysvětlit jako neutronové hvězdy, přibírající hmotu od druhé složky těsné dvojhvězdy. V tomto směru je naprosto nezastupitelná úloha družice ROSAT, vypuštěné v červnu 1990, jež dosud uspokojivě pracuje. Tatáž družice je schopna odhalit hvězdy s aktivními chromosférami v mladých otevřených hvězdokupách. R. Stern aj. objevili mnoho rentgenových zdrojů v blízké otevřené hvězdokupě Hyády v souhvězdí Býka. V pásmu 0,1 - 2,5 keV odhalili celkem 185 rentgenových zdrojů s výkonem nad 1.10^21 W. O tom, že jde o aktivní chromosféry, svědčí okolnost, že rentgenově zde září plných 90% hvězd třídy G. Pokud se hvězda vyskytuje v těsné dvojhvězdě, znamená to pravidelně další zvýšení její rentgenové jasnosti v porovnání s hvězdami osamělými.
A. Subramaniam aj. hledali dvojité otevřené hvězdokupy, jejichž prototypem je známá *hvězdokupa chí a h Persei*. Našli celkem 18 takových párů hvězdokup v naší Galaxii, kdežto v sousedním Velkém Magellanově mračnu je jejich výskyt relativně vyšší. V Galaxii se nachází podle zmíněných autorů asi 1400 otevřených hvězdokup s průměrnou životností sto milionů let, z toho asi 8% představují dvojité hvězdokupy.
A. Dambis určoval *vzdálenost Slunce od centra Galaxie* RO na základě znalosti vlastních pohybů a radiálních rychlostí 297 cefeid. Obdržel hodnotu RO = (7,1 +/- 0,5) kpc, tedy nepatrně nižší než je konvenčních 7,5 kpc. R. Humphreysová a J. Larsen se zase pokusili stanovit svislou vzdálenost Slunce od hlavní roviny Galaxie z_O a obdrželi hodnotu z_O = (20,5 +/- 3,5) pc.
Současný názor na *vznik Galaxie* shrnul J. Maddox. Uvedl, že kosmologická inflace řeší problém, proč ve vesmíru nevzniklo jen několik málo supermasivních galaxií z obrovských prvotních fluktuací. Právě díky inflaci vznikla relativně malá a málo hmotná Galaxie přímo z prvotního hustotního chuchvalce. O tom svědčí dynamická studie, založená na rychlostech pohybu 1500 obřích hvězd v galaktické výduti. Galaxie má celkem 9 známých průvodců - trpasličích galaxií. Z nich nejmenší je galaxie Fornax, obsahující pouze 150 000 hvězd, tj. méně než průměrná kulová hvězdokupa. Největším průvodcem je galaxie ve Střelci, objevená paradoxně teprve r. 1994, jež je slapově natolik deformovaná, že již v minulosti zřejmě alespoň jednou prošla přímo diskem naší Galaxie - naposledy před 600 miliony lety. S. Tremaine vypracoval model excentrického disku pro jádro obří spirální *galaxie M31* v Andromedě. Tento tlustý disk vytvářejí hvězdy, obíhající po keplerovských drahách kolem supermasivní černé díry v jádře galaxie. Pozorované sekundární jasné jádro galaxie lze tak vysvětlit jako koncentraci hvězd poblíž apocentra eliptických oběžných drah. Obě optická zjasnění, z nichž jedno souvisí s dynamickým těžištěm galaxie, jsou od sebe úhlově vzdálena pouze 0,5". Dalšího člena místní soustavy, spirální *galaxii M33* v Trojúhelníku, sledovali E. Shulman a J. Bregman prostřednictvím rentgenové družice ROSAT v lednu a srpnu 1992. Nalezli v ní 27 diskrétních rentgenových zdrojů s výkonem vyšším než 6.10^29 W v úhlové vzdálenosti do 17,5' od centra; z toho 12 již předtím objevila družice Einstein. V 10 případech se podařilo zdroje opticky identifikovat, jednak s obřími mračny ionizovaného vodíku a jednak s pozůstatky supernov. Difuzní rentgenová emise galaxie dosahuje výkonu 1.10^32 W a hodí se ke sledování průběhu spirálních ramen.
M. Call aj. studovali blízké galaxie MB1 a MB2, související s obří galaxií Maffei 1, jež se nacházejí v tzv. *opomíjeném pásmu* poblíž hlavní roviny naší Galaxie, pročež je jejich sledování velmi ztíženo mezihvězdnou absorpcí. Galaxie MB1 byla nalezena na snímku, pořízeném v říjnu 1991 Schmidtovou komorou v blízkém infračerveném pásmu a potvrzena radiovými měřeními na vlnové délce 211 mm pomocí 100 m radioteleskopu v Effelsbergu v březnu 1995. Autoři ji klasifikovali jako obří spirální galaxii, interagující s galaxií Maffei 1. Na témže snímku byla nalezena i galaxie MB1, jež však nemá radiový protějšek. Jde zřejmě o nepravidelnou trpasličí galaxii, která patří do sousední místní skupiny, vzdálené od nás (3,6 +/- 0,5) Mpc, do níž patří nejméně 13 galaxií rozličných tvarů a hmotností. Této sousední místní skupině vévodí již zmíněná galaxie Maffei 1 společně s galaxií IC 342.
M. Miyoshi aj. věnovali mimořádné úsilí zkoumání centrálních oblastí *galaxie M106 (NGC4258)* pomocí obří antény VLA. Tato gigantická spirální galaxie je od nás vzdálena (6,4 +/- 0,9) Mpc a podle všeho obsahuje velmi hmotnou černou díru s hmotností 3,6.10^7 MO. Měření rotačních rychlostí molekulového disku v bodech, vzdálených od jádra úhlově o 4 resp. 8 obloukových milivteřin (0,13 a 0,25 pc), to potvrzuje nade vší pochybnost. Odpovídající lineární rychlosti rotace 1080 km/s a 770 km/sa oběžné periody 750 a 2100 let lze totiž vysvětlit jedině nesmírným zhuštěním hmoty v centrální desetině parseku. Autoři odhadli tloušťku molekulového disku na nanejvýše 0,0003 pc, takže hustota látky uvnitř tohoto poloměru převyšuje alespoň 40krát hustotu u jiných kandidátů supermasivních černých děr. Shodou okolností vidíme disk téměř z profilu pod úhlem 83deg.
S kuriózním názorem přišla E. Burbidgeová, která tvrdí, že z této aktivní galaxie byly vyvrženy dva kvasary, odhalené pomocí rentgenového záření družicí ROSAT. Burbidgeová tvrdí, že kvasary se nacházejí pouze 18 kpc od centra galaxie M106, takže jejich velmi velké červené posuvy z (0,40 a 0,65!) nemohou být kosmologického původu, ale znamenají prchání od centra galaxie rychlostí až 65% rychlosti světla. Pokud by se náhodou tento názor potvrdil, znamenalo by to naprostý zvrat v kosmologii i v (ne)pochopení povahy kvasarů jako třídy kosmických objektů.
Určování *vzdáleností galaxií* a kvasarů patří ostatně k ústředním problémům soudobé astronomie. Zdá se, že do vzdálenosti 10 Mpc panuje mezi odborníky již dosti slušná shoda, tj. že metody určování těchto kosmologicky nepatrných vzdáleností neobsahují větší soustavné chyby. D. Alves a K. Cook dokázali pomocí 4 m teleskopu na Kitt Peaku odhalit čtyři cefeidy v galaxii M101 (NGC 5457, UMa) jakož i několik mirid s periodou až 7800 dnů. Odtud určili vzdálenost galaxie na 6,6 Mpc, což je o něco méně, než kolik z mnohem obsáhlejšího materiálu o 29 cefeidách, viditelných na snímcích HST, obdrželi D. Kelson a G. Illingworth, totiž 7,4 Mpc. Titíž autoři dostali pro galaxii NGC 925 (Tri) z 80 cefeid vzdálenost 9,8 Mpc. Nezávisle lze vzdálenosti galaxií odhadovat na základě jasnosti supernov třídy Ia - obě metody pro vzdálenosti do 10 Mpc souhlasí velmi dobře. Nejnověji se používá také měření jasnosti nov, jejichž zářivý výkon kalibrovali M. della Valle a M. Livio na novách ve Velkém Magellanově mračnu a v galaxii M31. Odtud obdrželi pro vzdálenost *kupy galaxií v Panně* hodnotu (18,6 +/- 3,3) Mpc. Jak známo, určení vzdálenosti této kupy patří ke klíčovým úkolům kosmologie, jelikož odtud lze již odvodit lokální hodnotu Hubblovy konstanty H_O pro rychlost rozpínání vesmíru.
Podle K. Croswella by vlastně bylo výhodnější měřit tempo expanse u kupy v souhvězdí Chemické pece (*Fornax*) na jižní obloze. Kupa je totiž při pohledu ze Země mnohem kompaktnější a navíc se nalézá právě v opačném směru, což by mělo vyloučit případnou systematickou složku rychlosti Galaxie vůči pozadí. Odhaduje se, že vzdálenost této kupy je o něco větší, než u kupy v Panně, ale jistou nevýhodou je malý počet (pouze 17) spirálních galaxií v kupě Fornax. Cefeidy se totiž nacházejí výhradně ve spirálních galaxiích, a nikoliv v daleko početnějších galaxiích eliptických. Naproti tomu kupa v Panně obsahuje nejméně 1170 galaxií, takže spirálních soustav je v ní jistě dostatek. Naneštěstí, jak uvádějí C. Young a M. Currie z rozboru měření 64 trpasličích eliptických galaxií v kupě, je hloubka kupy ve směru zorného paprsku velká, a galaxie jsou uvnitř kupy rozloženy velmi nerovnoměrně, což spolehlivost stanovení H_O značně snižuje. O tom ostatně svědčí vzdálenost plných 30 Mpc, kterou pro galaxii NGC 4261 z kupy v Panně odhadli L. Ferrareseová aj. Obří eliptická galaxie je nápadná spirálovým prachovým diskem o šířce 250 pc, jenž je patrně pozůstatkem po trpasličí galaxii, která byla obří soustavou kanibalizována. Svědčí o tom též okolnost, že supermasivní černá díra o hmotnosti 1,2.10^9 MO se nachází mimo centrum disku i celé obří galaxie.
N. Tanvir aj. se snažili problém kalibrace vzdáleností kup galaxií přenést co nejdále do vesmíru tím, že určili vzdálenost *kupy galaxií v souhvězdí Vlasu Bereničina*. Kupa je totiž asi šestkrát dále, než kupa v Panně, takže problémy vlastních rozměrů kupy a pekuliárních rychlostí jejích členů mají podstatně menší vliv na určení hodnoty Hubblovy konstanty HO. Vyšla jim tak vzdálenost (105 +/- 12) Mpc a odpovídající hodnota HO = 80 km/s/Mpc. Autoři uvádějí, že ani tak vysoká hodnota nemusí znamenat konflikt v určení stáří vesmíru, pokud se smíříme s tím, že průměrná hustota vesmíru je podstatně nižší než hustota kritická, což je vskutku přípustné s ohledem na nejasnosti ohledně zastoupení skryté hmoty vesmíru.
S. Stephensonová se domnívá, že vzácné případy *prstencových galaxií* jsou rovněž vyvolány kanibalizací menší galaxie obří soustavou. Prstenec je pak zbytkem pohlcené galaxie. Dosud známe pouze šest takových soustav: Hlemýžď (NGC 2685, UMa), NGC 4650A (Cen), UGC 7576 (Com), UGC 9796 (Boo), ESO 415-626 (For) a A0136-0801 (Cet). Jako vždy bylo i loni několik významných prací věnováno obří aktivní *galaxii M87 (NGC 4486)*, o níž se soudí, že leží poblíž centra kupy v Panně. B. Junor a J. Biretta mapovali jádro galaxie pomocí interferometru VLBI s rozlišením 0,15 úhlových milivteřin, což odpovídá lineárnímu rozlišení asi 1 světelný měsíc. Supermasivní černá díra je ještě o dva řády menší než tato rozlišovací mez a její hmotnost dosahuje rekordní hodnoty 3.10^9 MO. Interferometr ukázal, že známý optický a radiový výtrysk začíná těsně nad povrchem černé díry, ale zpočátku se pohybuje poměrně pomalu, takže své vysoké relativistické rychlosti nabývá postupně - a to je naprostá fyzikální záhada, i když role silného magnetického pole se asi nedá podceňovat. J.Biretta aj. studovali v letech 1982-93 výtrysk pomocí antény VLA na frekvenci 15 GHz. Výtrysk se při vysokém rozlišení jeví jaké série radiových uzlíků s průměrnou rychlostí vzdalování od centra kolem 50% rychlosti světla. Ve větší vzdálenosti se pak tempo rozpínání rozkolísá příčnými pohyby. Výtrysk je k zornému paprsku skloněn pod úhlem 43deg ve vzdálenosti 1 kpc od centra.
K podobným závěrům o *povaze výtrysků* dospěli také M. Longair aj. při komplexním výzkumu radiogalaxií 3C-265, -324 a -386 pomocí HST, VLA a infračerveného teleskopu UKIRT. Ve všech případech jde o bipolární výtrysky z černých děr o typické hmotnosti 1.10^9 MO. Hmota se zde šíří v úzkých svazcích v podobě za sebou následujících uzlíků bezmála světelnou rychlostí, ale postupně se brzdí v mezihvězdném prostředí, čímž se uvolňuje energie v podobě radiového záření. Mechanismus usměrnění svazku je do značné míry záhadou.
Nejvzdálenější známou *radiogalaxii 8C 1435+63* (Dra) s červeným posuvem z = 4,25 objevili r. 1994 D. Lacy aj. H. Spinradovi aj. se nyní zdařilo pomocí Keckova dalekohledu pořídit spektrum galaxie v okolí posunuté čáry Lyman-alpha vykazující známý "les" absorpčních čar. Galaxii vidíme v době, kdy stáří vesmíru bylo zhruba šestkrát nižší než dnes, tj. tato galaxie je přibližně 3 Gpc daleko. R. Ivison aj. studovali zastoupení prachu v této galaxii pomocí měření na milimetrových vlnách 30 m radioteleskopem IRAM. Ukázali, že celková hmotnost prachové složky dosahuje 1.10^9 MO, což je asi o řád více než u 8 zkoumaných radiově tichých kvasarů a radiogalaxií s červenými posuvy v rozmezí 3,7 - 4,3. V současnosti známe již na půl stovky objektů s červenými posuvy nad 4,0.
V této vzdálenosti je nyní suverénně nejvýkonnějším strojem právě zmíněný *Keckův teleskop*, vybavený citlivou infračervenou kamerou a spektrografem. Velké červené posuvy totiž způsobují, že pro nás leží maximum spektrální zářivosti objektů ve středním infračerveném spektrálním pásmu. S. Djorgovski aj. získali v malých "oknech" o průměru 1' ve vysokých galaktických šířkách obrazy galaxií v pásmu 2,2 mi m až do 24 mag a v optickém pásmu R až do 27 mag a v pásmu B dokonce do 29 mag. V přepočtu to znamená, že v dosahu Keckova teleskopu je 30 miliard galaxií po celé obloze. M. Pahre a S. Djorgovski se pokusili nalézt v blízké infračervené oblasti známky přítomnosti protogalaxií, ale až dosud naprosto bez úspěchu. R. Griffiths aj. a R. Windhorst aj. analyzovali nezávisle hluboké snímky HST, na nichž zdaleka převažují *trpasličí modré galaxie*. Takové objekty se ještě před dvaceti lety považovaly za vzácnou výjimku. Nyní se však ukazuje, že jde o nejběžnější galaxie vůbec, a že v minulosti převažovaly nad všemi ostatními typy ještě mnohem výrazněji než nyní.
J. Gallagher a R. Wyse uvedli, že při vzniku svítivých galaxií hrají významnou úlohu trpasličí sféroidální galaxie, a že splývání galaxií se projevuje překotnou tvorbou hvězd, tedy jejich "namodralostí". K. Lanzetta aj. odhalili zkoumáním "lesů" absorpcí ve spektru kvasarů, že jde o obří vodíková mračna, která fakticky představují rozsáhlá *hala vzdálených galaxií* - nejde tedy o samostatné útvary v intergalaktickém prostoru, jak se dosud soudilo. Udivují ovšem rozměry těchto hal - až 15krát větších než mateřské galaxie, tj. často až 0,5 Mpc. Podle X. Barconse aj. se dají podobně odhalit rozsáhlá tmavá hala kolem málo svítivých galaxií o hmotnostech řádu 10^11 MO. I v tomto případě se vzdálených kvasarů užívá jako reflektorů, které zdáli ozařují bližší galaxie. Autoři ukázali, že rychlost rotace v temném halu zřetelně roste se vzdáleností od centra galaxie, takže to potvrzuje přítomnost většího množství skryté hmoty na periférii galaxie.
R. Clowes aj. studovali v oblasti severní polární čepičky galaktických souřadnic pět *ultrasvítivých infračervených galaxií* z přehlídky družice IRAS. Zjistili, že většinou v nich probíhá překotná tvorba hvězd, a že dvě nejsvítivější patří k Seyfertovým galaxiím 2. typu. *Galaxie 14041+0117* má celkovou infračervenou svítivost 3,1.10^12 LO. D. Clemens aj. zkoumali velký vzorek ultrasvítivých infračervených galaxií z družice IRAS, obsahující celkem 91 objektů, v pásmu 60 mikro m. Z tohoto počtu je 56 galaxií jasnějších než B = 19,5 mag. Z nich je 91% ve srážce s jinou galaxií a 35% má mimořádnou aktivitu jádra. To poukazuje na vysokou četnost srážek v raném vesmíru a její velký vliv na vývoj většiny galaxií.
Podle A. Dresslera aj. a D. Macchetta aj. svědčí pozorování HST pro rozdílný průběh *vývoje eliptických a spirálních galaxií*. Zatímco eliptické galaxie se rychle vyvinuly do dnes pozorovaných forem, spirální galaxie prodělávají nepřetržitý vývoj po celou svou dlouhou existenci. Podle R. Kennicutta a C. Hogana probíhá vznik galaxií v několika etapách. Nejprve se gravitací hroutí zárodečný chuchvalec a v jeho rovinném disku se počnou tvořit hvězdy. Jakmile hvězdy začnou masově vznikat, zabraňují pokračování téhož procesu, a tak se posléze vytvoří ustálený stav, ovlivňovaný ovšem epizodami srážek galaxií a překotné tvorby hvězd.
J. Bahcall aj. vyděsili odbornou veřejnost, když zjistili na základě hlubokých snímků HST, že 10 ze 14 sledovaných kvasarů je *"nahých"*, tj. nemá kolem sebe ani stopu po mateřské galaxii. Tím byla zásadně zpochybněna standardní představa, že kvasary představují vlastně extrémně aktivní jádra galaxií, v nichž je supermasivní černá díra vyživována troskami hvězd, roztrhanými slapy v okolí černé díry. Toto kacířství ostře kritizoval J. Hutchings, který nachází vinu v systematických chybách HST. Uvádí totiž, že již dávno se pozemním přístrojům podařilo nalézt mateřské galaxie pro nějakých 200 kvasarů s rozličnými červenými posuvy. Paradoxně jsou totiž pozemní přístroje vnímavější k nalezení vnějších slabých okrajů klasických galaxií než HST, zejména když uprostřed "sedí" poměrně jasný kvasar. Tento názor podpořili také M. Disney aj. zobrazením okolí čtyř kvasarů se středně velkými červenými posuvy samotným HST. Ve všech případech prokázali existenci interagujících eliptických galaxií kolem kvasarů.
Celá řada kvasarů se loni výrazně projevila *proměnným zářením* v pásmu od 2 MeV až do 300 GeV. Byly mezi nimi kvasary PKS 0336-019, 1156+296, a zejména 1622-297, jakož i blazary Mrk 421 a 501 i PKS 2155-304. Také dva blízké kvasary 3C-273 ( z = 0,16) a 3C-279 ( z = 0,54) jsou podle O. Williamse aj. v pásmu měkkého záření gama nápadně proměnné na časové stupnici měsíců až let. V r. 1995 byl tok záření gama od kvasaru 3C-279 nejvyšší od r. 1991. W. Brikman a J. Siebert studovali radiově hlučný *kvasar PKS 1937-101*, jenž září intenzívně také v měkkém rentgenovém oboru, kde dosahuje výkonu 2,4.10^40 W při z = 3,79. Patří tak k nejsvítivějším rentgenovým i optickým zdrojům na obloze. P. Shaver aj. pozorovali v současnosti vůbec nejvzdálenější ( z = 4,46) rádiově hlučný *kvasar PKS 1251-407* jako optický objekt B = 23,7 mag a radiový zdroj s intenzitou O,25 Jy na 2,7 GHz. Pouze 4 kvasary s posuvem z větším než 4,0 jeví měřitelné rádiové záření. Patrně nejlépe fotometricky sledovaným proměnným extragalaktickým objektem je *blazar OJ 287* ( z = 0,31), pro něhož předpověděli A. Sillanpää aj. optický výbuch na podzim 1994, na základě modelu, v němž dvě supermasivní černé díry obíhají kolem společného těžiště v periodě 8,9 let. Vlivem relativistické dilatace času pak pozorujeme rekurenci výbuchů v periodě 11,65 let, což se vskutku potvrdilo optickým zjasněním v listopadu 1994. Světelná křivka za léta 1891 - 1995 vykazuje rozkmit od 17 do 12 mag. J. McDowell aj. poukázali na naprosto neobvyklé spektrum *kvasaru PG 1407+265* ( z = 0,94), v němž nejsilnější emisní čarou je H-alpha, zatímco čáry H-beta a Ly-alpha jsou velmi slabé. Hlavním překvapením je však zřetelná závislost změřených hodnot červených posuvů na ionizačním potenciálu čáry - rozdíly v přepočtu na radiální rychlost činí až 100 000 km/s!
Současné názory na *povahu kvasarů* shrnul P. Shaver. Od první identifikace v r. 1963 až do poloviny osmdesátých let byla dobrým vodítkem pro hledání kvasarů jejich rádiová hlučnost. Pak však převážila zejména při hledání velmi vzdálených kvasarů optická technika, založená na červeném přebytku, takže dnes známe již 50 kvasarů se z >= 4. Přitom by neměl být problém odhalit opticky i radiově kvasary s podstatně vyššími hodnotami z . Například pro kvasar s absolutní hvězdnou velikostí -27 mag a z = 10 by měla být optická jasnost +21 mag a radiový tok 100 mJy, což je plně v dosahu standardních pozemních přístrojů. Přesto však stávající rekord z r. 1991 ( z = 4,9) nebyl překonán. Podle R. Websterové aj. se při optických přehlídkách nenajde plných 80% kvasarů, jejichž záření je zčervenalé okolním prachem. Tyto kvasary však mohou přispívat výrazně k difuznímu rentgenovému záření oblohy. V dosahu pozemních přístrojů jsou nyní asi 3 miliony kvasarů, z nichž je popsáno jen něco přes 7500 objektů, objevených z větší části náhodně na základě rozličných kritérií. P. Hewett aj. publikovali loni první *homogenní katalog* 1055 jasných kvasarů na základě soustavné přehlídky, započaté r. 1986 a zahrnující prakticky všechny kvasary s modrými magnitudami v rozmezí 16 - 18,5 mag. Rozptyl červených posuvů z ksi (0,2; 3,4) poukazuje na to, jak heterogenní třídou kvasary jsou. Většinou však převládá názor, který poprvé vyslovili již v r. 1963 F. Hoyle a W. Fowler, že kvasary získávají energii *akrecí plynu na supermasivní černé díry. Hlavním problémem je dle R. Blandforda objasnit, jak se tento plyn současně vysílá relativistickými rychlostmi a ve směrovaných svazcích ven z kvasaru.
První kvasar, zobrazený mezilehlou galaxií - gravitační čočkou, byl objeven D. Walshem aj. pomocí teleskopu MMT v Arizoně v r. 1979. Nachází se ve Velké medvědici a je označen jako *zdroj 0957+561 A,B*. Jeho červený posuv z = 1,41 výrazně převyšuje posuv pro mezilehlou galaxii ( z = 0,36). Jelikož je kvasar evidentně proměnný, mělo by se to projevit soustavným zpožděním ve změnách jasnosti mezi složkami A a B, jelikož dráha obou paprsků k nám má různou délku. To umožňuje v principu určit hodnotu Hubblovy konstanty rozpínání vesmíru nezávisle na kalibracích vzdáleností, a tak není divu, že studiu světelných křivek obou objektů v různých oborech spektra se věnuje velká pozornost. V r. 1993 využil J. Dolan ještě fungujícího rychlého fotometru na HST k měření ultrafialové světelné křivky a polarizace kvasaru. Shledal, že poměr jasností obou složek je týž jako ve viditelné oblasti spektra, což svědčí pro teorii gravitační čočky, která je z principu achromatická. Světlo kvasaru není polarizované na vlnové délce 277 nm.
Naproti tomu G. Chartas aj. srovnávali rentgenový tok kvasaru z družice ROSAT v letech 1991-92 s obdobnými měřeními družice Einstein z r. 1979 a shledali, že rentgenové toky vzrostly se zpožděním 540 dnů na bezmála dvojnásobek, zatímco opticky se v témže období nezměnilo nic. Poměr rentgenových jasností obou složek se však výrazně liší od optického i rádiového, takže něco je špatně. Buď nejde o gravitační čočku, anebo jsou hodnoty zpoždění signálů chybné, či dokonce se zde projevuje efekt mikročočkování. Hmotnost gravitační čočky - kupy galaxií do poloměru 1 Mpc - dosahuje hodnoty řádu 10^14 MO. V prosinci 1994 pozorovali T. Kundic aj. náhlý pokles červených magnitud složky A o 0,1 mag, což by se mělo projevit obdobným poklesem jasnosti složky B v první polovině r. 1996. Z měření kolísání rádiového toku odvodili G. Beskin a V. Oknjanskij zpoždění (1,45 +/- 0,04) roku (530 dnů), kdežto J. Pelt aj. dostali z optických měření zpoždění (1,16 +/- 0,02) roku. Odtud vychází H_O <= 70 km/s/Mpc. Soustavným *hledáním gravitačních čoček* se nyní zabývají S. Myers aj. u antény VLA v rámci projektu CLASS na vlnové délce 36 mm (8,4 GHz). Zařízení nalezne všechny vícenásobné rádiové zdroje, pokud jejich úhlová odlehlost přesahuje 0,2". Prohlédli až dosud 3258 radiových zdrojů a nalezli přitom objekt 1608+656, který se skládá ze čtyř složek s úhlovou odlehlostí až 2,1". Červený posuv kvasaru se změřit nepodařilo; mezilehlá kupa má z = 0,63. Dosud nejkomplexnější čočkovou strukturu odhalil R. O'Brien na snímku *kupy A2218* Hubblovým kosmickým teleskopem. Kolem zmíněné kupy nalezl na 120 obloučků, které vypadají jako podivuhodná kosmická pavučina. Zřejmě se zde zobrazuje rovněž kupa galaxií, která je však až o řád dále než A2218. Snímek prokazuje zcela zřetelně, že ve vesmíru se nachází obrovské množství skryté hmoty, projevující se výhradně gravitačními účinky.
V r. 1991 bylo při přehlídce objektů z družice IRAS objeveno radiové záření *infračerveného zdroje F10214+4724* (UMa) a brzy se ukázalo, že jde o ultrasvítivou infračervenou galaxii se z = 2,3. Při zmíněném červeném posuvu pak vycházela naprosto neuvěřitelná svítivost řadu 10^14 LO. Nyní se však podařilo tento údaj poněkud zlidštit, neboť řada autorů (T. Broadhurst, J. Lehár, S. Serjeant aj. a L. Close aj.) dospěla k názoru, že obraz této podivuhodné galaxie je více než o řád zesílen efektem gravitační čočky. Spektra dvou mezilehlých galaxií v úhlové vzdálenosti 1" a 3" od ultragalaxie totiž dávají červené posuvy kolem 0,90 a podrobnější snímky prokázaly existenci svítících gravitačních oblouků ve vzdálenosti do 1" od gravitátoru. Infračervená ultragalaxie zůstává i tak výjimečně svítivou, ale kdyby nebylo zesílení mezilehlou gravitační čočkou, tak bychom ji nikdy nenalezli! Dosud nejvzdálenější útvar, zobrazený gravitační čočkou, nalezli J. Hjorth aj. pomocí teleskopu NOT na La Palmě. *Objekt 1208+1011 A,B* má z = 3,8 se složkami úhlově vzdálenými jen 0,47". O mezilehlé galaxii však zatím není nic známo.
Hledání projevů gravitačních mikročoček v galaktické výduti a ve Velkém Magellanově mračnu se pozvolna stává rutinou. *Projekty MACHO, OGLE i EROS* soustavně shromažďují nové údaje jak o vlastních mikročočkách tak také o proměnnosti hvězd obecně. Jen za poslední dva roky tak byly získány světelné křivky pro 60 gravitačních mikročoček. E. Aubourg aj. uvádějí, že se v projektu EROS pokusili nalézt mikročočky v halu naší Galaxie, jež by zesilovaly obrazy hvězd ve Velkém Magellanově mračnu (LMC). K tomu cíli po dobu 10 měsíců sledovali 820 000 hvězd v LMC s kadencí až 46 fotometrických měření během jediné pozorovací noci. Nenašli však ani jeden případ zesílení jasnosti vzdálené hvězdy, z čehož usuzují, že v halu Galaxie je jen málo objektů s hmotnosti na úrovni hmotnosti planet sluneční soustavy. R. Henriksen a L. Widrow tvrdí, že objekty, jež způsobují běžně pozorovaná zjasnění v projektu MACHO i EROS, jsou fakticky temná mračna o poloměru miliard km a hmotnosti 0,1 MO. Mračna se mají skládat s původní směsi vodíku a hélia s nepatrnou příměsí těžších prvků, organických molekul a prachu. Jelikož jsou mračna na vnějším okraji ionizována, projeví se to rádiovými fluktuacemi, jak bylo pozorováno u kvasaru 1502+106.
C. Alcock aj. oznámili, že se jim podařilo odhalit *porušení souměrnosti světelné křivky* u jednoho mimořádně dlouhého úkazu mikročočky. Vysvětlují to tím, že projekce rychlosti čočky vůči vzdálené hvězdě byla srovnatelná s okamžitou hodnotu projekce oběžné rychlosti Země do téhož směru, takže celý úkaz trval bezmála rok. Podle odhadu je od nás čočka vzdálena 1,7 - 2,8 kpc a při hmotnosti 0,6 - 1,3 MO je buď bílým trpaslíkem nebo neutronovou hvězdou. W. Colley a J. Gott III počítali *pravděpodobnost výskytu gravitační mikročočky*, jejíž projev bychom mohli pozorovat prostým okem. Stanovili si jako spodní mez zjasnění amplitudu 1 mag a vyšlo jim,že takový případ se dá pozorovat v průměru jednou za 2400 roků, přičemž úkaz potrvá několik hodin až dnů.
Zní to téměř neuvěřitelně, ale teorie stacionárního vesmíru, kterou vytvořili H. Bondi, T. Gold a F. Hoyle v r. 1948, ještě stále nezmizela z aktuální vědecké scény. Vloni totiž čilý osmdesátník F. Hoyle a jeho spolupracovníci zveřejnili *teorii kvazistacionárního vesmíru*, jež jednak poukazuje na slabiny standardní teorie velkého třesku a jednak modifikuje původní práci z r. 1948 v tom smyslu, že rovnoměrné tvoření hmoty z ničeho nahrazuje tvorbou hmoty v ohniscích, tj. především tam, kde už předtím nějaká hmota byla. Testování teorie laboratorně je ovšem vyloučeno, neboť odhadované přírůstky hmoty jsou neměřitelně malé (1 atom v krychlovém metru za miliardu let!).
Jiným kacířstvím se zajisté stane studie E. Harrisona, který se zabýval způsobem, jak lze dolovat *energii rozpínání vesmíru*. Teoreticky je to jednoduché: stačí, když dostatečně vzdálené objekty spojíme lanem, takže pokračující rozpínání vesmíru obstará žádaný "napnelismus". Odtud ovšem ihned vzniká otázka, jak je to se zákonem zachování energie a Harrison tvrdí, že v homogenním neohraničeném vesmíru se energie nezachovává! Pokud se vesmír rozpíná zpomaleně, což je prakticky jisté, lze takto získat konečnou energii doslova z ničeho. Harrison přišel ještě s dalším provokativním nápadem, jenž je logickým důsledkem antropického principu. Pokud existuje volba při vzniku rozličných vesmírů velkými i malými třesky, tak se budou přednostně množit vesmíry, obsahující inteligentní život, v důsledku - *přírodního výběru*. Vesmír s inteligentními bytostmi se totiž snadněji reprodukuje a rozmnožuje, než vesmír bez života.
Pro zlepšení našich znalostí o velkorozměrové struktuře vesmíru bude mít jistě zcela zásadní význam *přehlídka galaxií a kvasarů* Sloan Digital Sky Survey (SDSS), která loni začala a měla by být hotova počátkem příštího desetiletí. S. Okamura uvádí, že speciálně k tomu účelu postavený 2,5 m teleskop umožní zobrazování v pěti spektrálních oborech i spektroskopii v pásmu 350 - 900 nm na polovině výměry severní oblohy. Podle N. Bahcallové bude přehlídka obsahovat údaje o 50 milionech galaxií do 23 mag a dále spektra jednoho milionu galaxií, 100 000 kvasarů a 3 000 kup galaxií do cca 19 mag. Tak by se mělo podařit získat homogenní údaje o velkorozměrové struktuře vesmíru až do vzdálenosti 600 Mpc.
Podle N. Weira aj. bude také *II. fotografický palomarský atlas oblohy* (POSS II) částečně digitalizován. Atlas pokryje severní a část jižní oblohy na 894 polích ve filtrech B, R a I a digitalizace zabere 1 TB, tj. zhruba 1 GB na jedno pole. Červené snímky POSS I již digitalizovány byly. Celý soubor představuje 102 disků CD-ROM (při kompresi dat 10:1) a existuje i "populární" verze s kompresí 100:1 pro široké použití pod názvem RealSky CD. V této verzi je mezná hvězdná velikost přehlídky 19 mag pro objekty do delta = -15deg za celkem přijatelnou cenu 275 dolarů (pro zájemce uvádím elektronickou adresu, na níž lze získat technické podrobnosti: asp@stars.sfsu.edu ). C. Benn a J. Wall porovnali pozorovanou *izotropii rozložení radiových zdrojů* na úrovni toků řádu mikroJy se vzhledem největších zjištěných struktur ve vesmíru a obdrželi tak dobrý souhlas pro modelové nehomogenity. Podle P. Budiniche aj. jsou tyto struktury důsledkem spontánního narušení symetrie ve velmi raném vesmíru. Odpovídající fluktuace byly před několika lety odhaleny pomocí družice COBE a nyní dle C. Lineweavera aj. potvrzeny citlivými radiometry na Tenerifě.
E. de Gouveia Dal Pinová aj. hledali *fraktálovou dimensi vesmírných struktur* n na základě měření družice COBE a obdrželi n = (1,43 +/- 0,07), což souhlasí s dimenzí, odvozenou z rozložení galaxií a kup galaxií až do rozměru 100 Mpc. Co však naopak vůbec nesouhlasí, je dle M. Collese *pohyb Abellových kup galaxií* vůči poli reliktního záření rychlostí (764 +/- 160) km/s, ačkoliv spíše bychom očekávali rychlost nulovou. Rychlost místní soustavy galaxií vůči těžišti Abellových kup je rovněž úctyhodná, totiž (626 +/- 242) km/s ve směru galaktických souřadnic l = 216deg a b = -28deg. Konečně E. Bunn a N. Sugiyama zjistili, že hodnota *kosmologické konstanty Lambda* je určitě menší než 0,8, a patrně blízká nule. Naproti tomu velkorozměrová struktura vesmíru nasvědčuje hodnotě Lambda >= 0,7, čímž se manévrovací prostor standardního kosmologického modelu velmi zúžil. Není divu, že J. Maddox poznamenal, že teorie velkého třesku je "velmi křehká".
Poměrně nejvíce údajů o skryté hmotě dostáváme nyní prostřednictvím analýzy čím dál bohatějšího pozorovacího materiálu, získávaného z projektu hledání gravitačních mikročoček. Podle K. Cooka představují mikročočky nanejvýš 19% skryté hmoty v halu Galaxie. A. Burrows a J. Liebert však soudí, že další složkou skryté hmoty jsou zde obyčejné hvězdy a na podporu svého tvrzení uvádějí případ galaxie NGC 5907, vyznačující se nápadně červeným halem. Naneštěstí pro naši Galaxii to asi neplatí, jak ukázali J. Bahcall aj. ze snímků HST, na kterých se to červenými trpaslíky v halu Galaxie příliš nehemží. Podle těchto měření tvoří méně než 6% skryté hmoty v halu a méně než 15% skryté hmoty v disku Galaxie.
Proto B. Moore a J. Silk přišli s nápadem, že v rané fázi vývoje Galaxie se skrytá hmota soustředila do *asociací hmotných baryonních objektů*, jímž říkají RAMBO (z angl. Robust Associations of Massive Baryonic Objects). Podle těchto autorů má průměrný RAMBO poloměr pod 15 pc a hmotnost řádu 10 MO. Odhalit bychom je mohli jedině prostřednictvím efektů gravitačních mikročoček. N. Bahcallová aj. uvádějí, že většina skryté hmoty se nalézá v halech na periférii galaxií až do vzdálenosti 200 kpc od centra. V intergalaktickém prostoru však už další skrytá hmota není, takže odtud nutně plyne poměrně malá průměrná hustota vesmíru, vyjádřená parametrem Omega <= 0,3. To by vcelku odpovídalo nejnovějším měřením *klidové hmotnosti elektronového neutrina*, jak je provedli v proslulé Národní laboratoři v Los Alamos američtí fyzikové. Podle nich je hmotnost elektronového neutrina m_ný větší než 0,5 eV/c^2 a menší než 5 eV/c^2. Pokud platí horní mez, představují neutrina právě 20% hmoty vesmíru.
Ke kosmologickým parametrům řadíme bezrozměrné veličiny Omega, vyjadřující poměr hustoty vesmíru k hustotě kritické, a dále kosmologickou konstantu Lambda, vyplývající z řešení Einsteinových rovnic pro rozpínající se vesmír. Patří sem ovšem také decelerační parametr q_O, udávající tempo zpomalování vesmírné expanse. Pokud je Lambda > 0, urychlí se rozpínání v porovnání s jednoduchým Fridmanovým modelem, a tak se zkrátí i stáří vesmíru. Je-li q_O = 0,5, jde o asymptoticky plochý vesmír, rozpínající se právě kritickou ("únikovou") rychlostí. Při vyšších hodnotách q_O je vesmír uzavřený a po čase se smrští do velkého krachu. Nejvíce pozornosti však budí rozměrové konstanty, tj. Hubblova konstanta rozpínání vesmíru v současnosti H_O a odtud odvozené stáří současného vesmíru t_O. J. Ostriker a P. Steinhardt zveřejnili souhrnnou studii, v níž plédují pro nízkohustotní vesmír s nenulovou kosmologickou konstantou. Vycházejí přitom ze standardní teorie, která dokáže dobře vysvětlit zejména Hubblovo rozpínání vesmíru, nukleosyntézu a reliktní záření. Inflační fáze pak vysvětluje nárůst mikroskopických kvantových fluktuací na pozorovanou velkorozměrovou strukturu vesmíru. Tvrdí, že *hustota baryonní hmoty* představuje méně než desetinu kritické hustoty vesmíru. Soudí, že Hubblova konstanta H_O = (70 +/- 15) km/s/Mpc, což dává Fridmanovo stáří t_O = (13,5 +/- 2) gigalet, a to je v uspokojivé shodě se stářím kulových hvězdokup (15,8 +/- 2,1) gigalet. Také P. Peebles podporuje na základě studia rozložení hmoty v halu Galaxie a vzhledu velkorozměrové struktury vesmíru nízkou hodnotu hustotního parametru Omega cca 0,1.
S. Perlmutter aj. určili hodnotu *deceleračního parametru q_O* z pozorování velmi vzdálené supernovy z r. 1992, jež se nacházela v galaxii se z = 0,46. Hodnota q_O = (0,1 +/- 0,3) svědčí pro trvale se rozpínající otevřený vesmír, ovšem za předpokladu, že Lambda cca 0. G. Efstathiou rozebral důvody pro zavedení nenulové hodnoty Lambda, jež souvisejí především s nesouladem mezi stářím hvězd a kulových hvězdokup v naší Galaxii a stářím vesmíru z jednoduchých Fridmanových modelů. *Kosmologická konstanta* rozhodně není příliš daleko od nuly, a to je vlastně naprosto šokující výsledek z pohledu částicové fyziky, kde z Planckovy stupnice vyplývá hodnota Lambda řádu 10^121 (!!!). Tak příkrý nesoulad nemá ve fyzice obdobu, takže "téměř nulová" pozorované hodnoty Lambda je buď důsledkem "kosmického spiknutí", anebo - antropického principu! To jsou již značně esoterické úvahy, a tak přejděme k něčemu konkrétnějšímu. Neustále se množí práce, určující soudobou hodnotu *Hubblovy konstanty H_O*, takže je v našem přehledu nestihnu ani vyjmenovat. Základní trend se však vynořuje zřetelně. Pokud použijeme cefeid v cizích kupách galaxií, a to se nyní čím dál lépe daří zásluhou HST, dostáváme vysokou hodnotu H]_O kolem 80 v obvyklých jednotkách. Pokud však používáme kalibrace vzdáleností pomocí supernov třídy Ia, resp. z pozorovaného zpoždění ve změnách jasnosti obrazů kvasarů v gravitačních čočkách, vycházejí soustavně nižší hodnoty H_O cca 55. B. Chabover aj. si myslí, že to není nic proti ničemu, neboť nejistoty ve stáří kulových hvězdokup činí až 25%, tj. absolutní stáří může být v rozmezí 11 - 21 gigalet; podobně pak je Hubblova konstanta dosud nejistá až o 30%, takže se v každém případě lze vejít do krátké časové stupnice kolem 11 gigalet, pakliže je Omega cca 0,1.
Podobně klidný je také S. van den Bergh, jenž poukazuje na nejistotu v kalibraci kosmologických vzdáleností, vyvolanou již zmíněnými problémy s anomáliemi v kupě galaxií v Panně. Ostatně ani klíčová vzdálenost Velkého Magellanova mračna, jež je počátkem všech stupnic, není známa zcela přesně, a chyba 9% se naneštěstí kumuluje. T. Nakamura a Y. Suto upozorňují, že lokální hodnota H_O se od globální hodnoty téměř určitě liší, což opět vyvolává podezření, zda vůbec měříme dobře. S tím rovněž souhlasí X. Wu aj, kteří uvádějí, že v místním okolí je asi o řád nižší hustota hmoty, než je ve vesmíru běžné, a pak je lokální (do vzdálenosti 10 Mpc) hodnota H_O nutně až o 40% nižší než globální hodnota H_O do vzdálenosti 80 Mpc (dál už jsou vzdálenosti galaxií málo spolehlivé). Radikálně celý problém chtějí řešit J. Silk aj., kteří tvrdí, že z teorie vyplývá H_O = 30, a vše ostatní se tomu musí přizpůsobit. To ovšem sotva kdo přijme, a tak se můžeme těšit na další vzrušené debaty o Hubblově konstantě a nejpravděpodobnějším stáří vesmíru nejspíš i v příštím století.
T. Herbig aj. objevili *snížení teploty reliktního záření* o 270 mikroK ve směru ke kupě v souhvězdí Vlasu Bereničina. Tento efekt byl svého času předpovězen Sunjajevem a Zeldovičem a nyní je poprvé potvrzen pro blízkou (cca 100 Mpc) kupu galaxií. C. Lineaweaver aj. uveřejnili radiometrická data z Tenerify, na nichž jsou v deklinaci +40deg patrné *teplotní fluktuace* s amplitudou 80 mikroK. Ještě přesněji měřili C. Netterfield aj. radiometrem v Saskatoonu v letech 1993-1994 v pásmech 26 - 46 GHz s úhlovým rozlišením 1deg. Odhalili tak fluktuace teploty reliktního záření s amplitudou pouhých 44 mikroK. Mrazy mikrovlnným radiometrům svědčí, neboť prakticky tutéž hodnotu 41 mikroK obdrželi J. Gundersen aj. na frekvencích 38 a 43 GHz z pozorování na jižním pólu. První mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením 0,5deg uveřejnili M. White a E. Bunn v rámci experimentu MAX - jde o okolí hvězdy gama UMa.
6.6. Kosmické záření, nukleogeneze
Odborníkům stále vrtá hlavou, kde se vzala *částice kosmického záření s energií 320 EeV* (51 J!), zaznamenaná v 7:34 UT dne 15. října 1991 aparaturou "Muší oko" v Utahu. Kladně nabitá částice přiletěla ze směru o galaktických souřadnicích l = 163deg a b = 10deg a vyvolala spršku sekundárních částic, zaznamenaných 880 fotonásobiči mušího oka. Je to jediný případ částice s energií vyšší než 80 EeV, kterou v Utahu zaznamenali za celou dobu provozu aparatury. D. Bird aj. i J. Elbert a P. Sommers se shodují v názoru, že částice nemohla proletět delší dráhu než 30 Mpc, neboť to je volná dráha protonu takto vysoké energie (pokud šlo o těžší jádro, je volná dráha ještě kratší). Při těchto energiích urychlené částice se pro ně i fotony reliktního záření stávají nebezpečné, neboť se jeví jako fotony záření gama a při srážce s protonem se částice kosmické záření rozpadá na piony. V tak blízkém okolí Galaxie se však nenachází ani jeden kvasar nebo radiogalaxie, takže urychlovací mechanismus je opravdu záhadou.
R. Petre aj. usuzují, že nakonec má největší naději *mechanismus urychlování v supernovách*, navržený r. 1949 E. Fermim. Pozorovali totiž zbytek supernovy z r. 1006 A.D. a objevili, že v protilehlých směrech vychází z okrajů mlhoviny netepelné synchrotronové záření, zatímco vlastní horký zbytek supernovy vydává tepelné rentgenové záření. V turbulentních zonách kolem supernovy není problém dosáhnout energií až 50krát vyšších než v moderních urychlovačích se vstřícnými svazky, tj. kolem 100 TeV. Totéž nezávisle potvrdili S. Reynolds a K. Kojama aj. dokonce i pro urychlené elektrony. Při výbuchu supernovy se dokonce mohou vytvářet prvky, které jsou ve vesmíru nesmírně vzácné, totiž Li, Be a B, a to rozbitím jader kyslíku a uhlíku.
A. Davidsenovi se podařila *detekce prvotního hélia* aparaturou HUT při letu raketoplánu Endeavour v březnu 1995. Studoval totiž daleké ultrafialové absorpční spektrum kvasaru HS 1700+64. jenž je od nás vzdálen zhruba 3 Gpc. Kvasar ozařuje "zezadu" intergalaktický prostor, takže absorpce vznikají mnohem blíže, a tak se podařilo zachytit čáru ionizovaného hélia a ukázat, že prvotního hélia bylo ve vesmíru vskutku hodně, v souladu se standardní teorií velkého třesku. Vskutku je tedy možné tvrdit, že veškerá baryonní hmota vesmíru byla zprvu tvořena vodíkem a héliem.
Objevem desetiletí lze nazvat detekci posledního šestého kvarku, označovaného jako *kvark top (t)*. Měření na urychlovači se vstřícnými svazky Tevatron ve Fermilabu v Chicagu neustále přibývá, takže v loňském roce již byly k dispozici údaje o 56 rozpadech kvarku top na složky, tj. na kvark b a boson W, přičemž kvark b se ihned dále rozpadá na hadrony, lepton tau a neutrino. K získání této statistiky bylo zapotřebí analyzovat několik bilionů srážek protonů s antiprotony ve dvou nezávislých experimentech. V detektoru CDF byla ze 39 rozpadů odvozena hmotnost kvarku t na (176 +/- 13) GeV/c^2, kdežto v detektoru D_O vychází ze 17 rozpadů hmotnost (199 +/- 30) GeV/c^2. To jsou překvapivě vysoké hodnoty, když uvážíme, že kvarky d a u mají hmotnosti jen několik MeV/c^2 a kvarky s a c řádově 100 MeV/c^2 až 1 GeV/c^2. Pro kvark b, jenž tvoří společně s kvarkem t třetí a poslední rodinu částic, vychází hmotnost 5 GeV/c^2. Od této chvíle je tudíž sestava kvarků úplná ve shodě se standardním modelem.
Před urychlovači příští generace stojí ovšem nesmírně závažný a těžký úkol objevit *Higgsův boson*, pro nějž dává teorie jen přibližné vodítko hmotnosti kolem 90 GeV/c^2. V tuto chvíli se zdá, že největší naději objevit Higgsův boson mají evropští fyzikové u urychlovače LHC, který se buduje v laboratoři CERN poblíž Ženevy. I když otázky financování jeho výstavby nejsou dořešeny, počítá se s energiemi vstřícných svazků 10 TeV v r. 2004 a 14 TeV o čtyři roky později. Výhledově se už uvažuje o ještě vyšších energiích částic, avšak takový urychlovač bude muset využít nových urychlovacích principů, kdy by se místo svazků urychlovaly jen jednotlivé částice, jež by se s velkou přesností navedly na protiběžně letící částice. J. Tse a D. Klug studovali v laboratoři chování *tuhého vodíku při vysokých tlacích* a nízkých teplotách. Při teplotě 77 K docílili tlaků až 260 GPa a zjistili, že i při tak extrémní hodnotě se vodík stále ještě chová jako nekov. Tyto pokusy mají velký význam pro pochopení stavby nitra obřích planet typu Jupiter.
Němečtí fyzikové P. Ambruster a S. Hofman z laboratoře v Darmstadtu ohlásili po jedenáctileté přestávce od objevu prvků s protonovými čísly 107-109 (nielsbohrium, hassium, meitnerium) syntézu dalších dvou *supertěžkých prvků* Mendělejevovy periodické soustavy. Oba prvky s protonovými čísly 110 a 111 jsou přirozeně radioaktivní s poločasem rozpadu 0,17 a 1,5 ms. Prvek 110 s atomovou hmotností 269 získali ostřelováním nuklidu ^208Pb jádry ^62Ni a prvek 111 s atomovou hmotností 272 vznikl bombardováním nuklidu ^209Bi jádry ^64Ni. Nyní se pokoušejí syntetizovat prvky s protonovými čísly 112 až 114, které by podle předpovědi měly být relativně dlouhožijící, neboť náležejí do tzv. ostrůvku stability.
Studium *slunečních neutrin* bude doplněno o aparaturu BOREXINO v podzemní observatoři v Gran Sasso v Itálii. Podle M. Cribiera aj. bude kulový detektor o průměru 2 m obsahovat 5 t kapaliny, v níž prolétávající sluneční neutrina aktivují scintilační detektory. Podle P. Pala určily nové experimenty v Los Alamos nenulovou hmotnost elektronového neutrina na 2,4 eV/c^2, což by jednak umožnilo vysvětlit pozorovaný deficit slunečních neutrin tzv. neutrinovými oscilacemi a jednak prokázalo, že neutrina představují horkou složku skryté hmoty vesmíru.
6.8. Obecná teorie relativity a černé díry
Měření *ohybu světla hvězd* u okraje slunečního kotouče, které rozhodlo o rychlém přijetí obecné teorie relativity, uskutečnily poprvé dvě britské výpravy za úplným zatměním Slunce dne 29. května 1919 pod vedením A. Crommelina (Sobral, severní Brazílie) a A. Eddingtona (Princův ostrov, záp. Afrika). Zatmění bylo situována velmi příznivě vůči hvězdnému pozadí, neboť Slunce se promítalo do souhvězdí Býka poblíž otevřené hvězdokupy Hyády, takže v okolí zakrytého kotouče Slunce bylo možné sledovat větší počet poměrně jasných hvězd.
Zprávu o výsledku expedicí přednesl A. Eddington na společné schůzi londýnské Královské společnosti a Královské astronomické společnosti dne 6. listopadu 1919 a tiskem vyšla 27. 4. 1920 v časopise Philosophical Transactions of the Royal Society, London, série A, svazek 220, str. 291 (autoři F.W. Dyson, A.S. Eddington a C. Davidson). Z Eddingtonových měření na Princově ostrově vyšla odchylka hvězdných poloh pro okraj Slunce delta_P = (1,61"+/-0,30"), kdežto z měření v Sobralu vyšlo delta_S = (1,98"+/-0,12"), tedy v uspokojivé shodě s teoretickou předpovědí delta_t = 1,75" . Originální fotografické snímky byly britskými astronomy přeměřeny na moderních digitálních měřicích strojích v r. 1983 s výsledkem delta_R = (1,87" +/- 0,13"), což dává relativní chybu 7%, kterou se při dalších zatměních nepodařilo nijak podstatně snížit.
Teprve sledování radiových *zákrytů kvasarů 3C-273 a 3C-279* umožnilo před dvaceti lety tuto nejistotu snížit na 1% . Dlouhodobým sledováním poloh kvasarů se nyní D. Lebachovi aj. a dále B. Coreyovi a I. Shapirovi podařilo zlepšit souhlas teorie s pozorováním na 0,2 %. V nejbližší době však bude tento výsledek ještě podstatně zpřesněn rozborem měření družice HIPPARCOS, která dovolila určit odchylky v poloze hvězd, vyvolané sluneční gravitací, kdekoliv po celé obloze. I. Shapiro je též objevitelem *čtvrtého testu* obecné teorie relativity, spočívajícího v měření zpoždění signálů v blízkosti těžkých hmot, tj. například při radarových měřeních vzdálenosti Venuše nebo Marsu v různých úhlových odlehlostech od Slunce. Zatímco klasické testy dávají ve sluneční soustavě vesměs vynikající souhlas teorie s pozorováním, naprosto odchylná situace vznikla při ověřování předpovědi *relativistického stáčení přímky apsid v několika těsných dvojhvězdách*. Podle E. Guinana je totiž u dvou těsných dvojhvězd pozorované stáčení přímky apsid výrazně menší, než dává obecná teorie relativity. Prvním zapeklitým případem je zákrytová *dvojhvězda DI Herculis*, skládající se ze dvou mladých modrých hvězd o hmotnostech 4,5 a 5,2 MO, které obíhají po kruhové dráze o poloměru 0,2 AU v periodě 10,55 dne. Po 18 letech měření vychází roční stáčení přímky apsid pouze 0,0105deg, zatímco obecná teorie relativity předpovídá 0,0430deg, tedy čtyřnásobek pozorované hodnoty. Systém je přitom "čistý", tj. neznáme žádné efekty, které by mohly hodnotu stáčení přímky apsid změnit. Podobně je tomu s *dvojhvězdou AS Camelopardalis*, která se skládá ze dvou kulových hvězd o hmotnosti 3,3 a 2,5 MO. Pozorované stáčení přímky apsid dosahuje v tomto případě jen třetinu teoretické hodnoty a opět zde není žádný důvod k efektům, které by mohly výsledek tak výrazně ovlivnit. Představa, že obecná teorie relativity selhává ve vzdálenostech nad 500 pc od Země, je přirozeně hrozivá a tak je téměř překvapující, jak malý ohlas mají tato pozorování mezi teoretickými fyziky. V těsných dvojhvězdách, tvořeným párem neutronová hvězda-bílý trpaslík, by bylo možné ověřovat platnost *silného principu ekvivalence* v obecné teorii relativity. Podle tohoto principu nemá samotné gravitační působení vliv na rovnost setrvačné a tíhové hmotnosti. Zatímco gravitační energie planet představuje jen 10^-10 jejich klidové hmotnosti, u neutronových hvězd činí tento podíl již plných 0,2 klidové hmotnosti a případná nerovnost by mohla být odhalena pozorováním impulsních period pulsarů. Zatím však v tomto novém testu teorie obstála s přesností 6%, kterou se jistě podaří časem zlepšit.
Zřetelné projevy relativistických efektů v okolí supermasivní černé díry nalezli Y. Tanaka aj. na základě rentgenových měření *Seyfertovy galaxie MCG-6-30-15* pomocí družice ASCA. Zjistili, že černou díru obklopuje akreční disk o teplotě 3 MK na vnějším a 12 MK na vnitřním okraji ve vzdálenostech 10 resp. 3 Schwarzschildovy poloměry černé díry. V disku pozorovali emisní čáru jádra ionizovaného železa o energii 6,4 keV, jež je rozmyta vlivem oběžné rychlosti 0,3 c. Profil čáry je však asymetrický v důsledku gravitačního červeného posuvu a transversálního Dopplerova efektu s převahou na červeném konci spektra.
B. Bertotti aj. využili telemetrie kosmické sondy Ulysses v období únor-březen 1992 k *hledání gravitačních vln* v milihertzovém frekvenčním pásmu. Ze stabilních hodnot Dopplerových posuvů frekvencí však obdrželi pouze horní meze případných gravitačních vln, takže reálnější naději na detekci těchto vln poskytnou až budované aparatury LIGO a VIRGO, které by měly v pásmu 10^-4 - 10^4 Hz docílit citlivosti 10^-21 ! J. Vinet ukázal, že tyto aparatury by mohly zaznamenat gravitační vlny především od výbuchů supernov v naší Galaxii (jeden případ za 100 let !), dále od splynutí hvězdných černých děr nebo zhroucení osamělé hvězdy na černou díru. Dalšími - ovšem již podstatně slabšími - zdroji gravitačních vln - by mohly být supernovy v kupě v Panně (deset úkazů do roka), obíhání složek ve vícenásobných hvězdných soustavách i rotace bílých trpaslíků a neutronových hvězd. V. Lipunov aj. tvrdí, že do 50 Mpc od nás lze očekávat asi 40 výbuchů supernov a jedno splynutí páru neutronových hvězd za rok jako zdroje měřitelných gravitačních vln III. generací detektorů v pásmu od milihertzů do 10 Hz. Nejdříve však musíme počkat na dokončení II. generace detektorů...
O tom, že s gravitací to nebude jednoduché, svědčí i nejnovější rozpory v určení hodnoty tak fundamentální jakou je bezesporu *gravitační konstanta G*. Slabost gravitační interakce, která činí detekci gravitačních vln takovým technickým oříškem, se podepisuje i na malé přesnosti v určení hodnoty G. Dosud se soudilo, že tuto hodnotu známe s přesností 1 promile, což samo o sobě je dosti mizerný výsledek, ale nyní se zdá, že vnější přesnost měření je ještě podstatně horší. Němečtí fyzikové z Wuppertalu totiž obdrželi hodnotu G = 6,6685.10^-11 N m^2 kg^-2, která se v mezích udaných chyb +/- 0,0007 ( v těchže jednotkách SI) neshoduje s nezávislým měřením na Novém Zélandě (6,6656) a už vůbec ne s hodnotou, odvozenou americkými fyziky z laboratoří GBS (6,7154!). Tklivá skutečnost, že tuto základní přírodní konstantu známe po třech stoletích existence Newtonovy teorie gravitace s chybou celého 1%, je poněkud hrůzná. První vydání Newtonových Principií, které se staly úhelným kamenem klasické fyziky, vyšlo péčí E. Halleye v r. 1687 v nákladu 500 výtisků. Nyní těsně před smrtí vydal jejich "překlad" do moderního fyzikálního jazyka legendární soudobý astrofyzik *S. Chandrasekhar* a uzavřel tím symbolicky velkolepé vlastní životní dílo, založené především na využití obecné teorie relativity v astrofyzice. Jeho neméně legendární kolega *S. Hawking* přednášel v londýnské Albert Hall pro 3000 (!) posluchačů. Mimo jiné zde vyslovil názor, že vesmír není v principu předvídatelný, jelikož existující černé díry vesmír zbavují přebytečné informace, čímž entropie vesmíru neustále roste.
Last update: November 14, 1996