Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
20. novembra 1999
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
D. Barrado y Navascuées zjistil, že v prostorovém okolí hvězdy Castor v Blížencích se rozkládá pohybová skupina 16 hvězd, mezi něž patří mj. Vega, Fomalhaut, proměnná YY Gem a hvězdy typu beta Pic. Hvězdy mají velmi rozdílné spektrální typy od A1 V až po M6 Ve a pokud vznikly najednou, znamená to, že existuje mnoho různých scénářů, jak mohou kolem mateřských hvězd vznikat planetární soustavy. Autor odhaduje stáří skupiny na (200+/-100) megalet.
Díky družici HIPPARCOS se podařilo zpřesnit parametry otevřené pohybové hvězdokupy Hyády, jež slouží jako základní kalibr pro určování vzdálenosti hvězd a hvězdných soustav. M. Perryman aj. stanovili vzdálenost těžiště kupy od Slunce (46,3+/-0,4) pc a její poloměr na plných 10 pc; tj. modul vzdálenosti hvězdokupy činí 3,33 mag. Poměrné zastoupení hélia ve hvězdách Hyád dosahuje Y = 0,26 a hvězdokupa je mladá (625+/-50) megalet. O. Eggen však upozorňuje, že některé hvězdy v Hyádách mohou být staré až 2 gigaroky, čili že epocha tvorby hvězd ve hvězdokupách bývá mimořádně dlouhá. Ukázal dále, že společně se známými Jesličkami (Praesepe) v Raku tvoří Hyády nadkupu otevřených hvězdokup. D. Pinfield aj. určili poloměr další slavné hvězdokupy Plejád na 13,1 pc a její úhrnnou hmotnost na 735 M_o, z čehož hnědí trpaslíci představují méně než 18% hmotnosti. K nejstarším otevřeným hvězdokupám Galaxie patří dle H. Richera aj. soustava M67, pro níž z bodu obratu na barevném diagramu vychází stáří plné 4 gigaroky. To je v dobrém souladu s určením stáří hvězdokupy na základě křivky chladnutí bílých trpaslíků - 4,3 gigaroky.
F. van Leeuwen porovnal vzdálenosti 12 otevřených hvězdokup, určené Hipparcem. Přesněji změřené vzdálenosti sahají až do 250 pc a poukazují na odchylky od předpokladu o stárnutí hvězdokup. Zatímco 5 nejmladších hvězdokup dává hodnoty funkce svítivosti v souladu s mladými Plejádami (o stáří asi 120 megalet), starší otevřené hvězdokupy mají hvězdy v průměru jasnější, než se čekalo.
P. Massey a D. Hunter zkoumali na snímcích HST kompaktní hvězdokupu R136 o poloměru pouhých 2 pc . Ukázali, že hvězdokupa obsahuje více než 3500 hvězd, mezi nimi 36 hvězd třídy O3 If, které jsou daleko nejsvítivějšími hvězdami Galaxie. Jejich absolutní magnitudy dosahují přinejmenším -4 mag a jejich hmotnosti činí až 120násobek hmotnosti Slunce. Extrémně hmotných hvězd je však i v této hvězdokupě málo a vznikly jako poslední, nejvýše před 2 megalety. Pomocí infračervených JHK pozorování Keckovým dalekohledem z června 1996 zkoumali E. Serabyn aj. hvězdokupu Arches v samém centru Mléčné dráhy. Kompaktní hvězdokupa obsahuje přinejmenším 100 velmi hmotných mladých hvězd.
Podle B. Chaboyera aj. vyplývá z měření Hipparca, že stáří kulových hvězdokup nepřesahuje 11,5 gigalet, čímž odpadají námitky proti krátké stupnici stáří vesmíru, odvozované z příliš vysokých hodnot Hubblovy konstanty. R. Jimenez a P. Padoan odhadli stáří kulových hvězdokup M5 na 10,6 megalet a M55 na 12,5 gigalet s chybou menší než 10%. Uvádějí též, že ani kulové hvězdokupy v halu Galaxie nejsou starší než 14 gigalet.
R. Narayan aj. přinesli další důkazy, že objekt Sgr A* v centru Galaxie skrývá supermasivní černou díru o hmotnosti (2,5+/-0,5) MM_o. Na tuto díru dopadá ročně alespoň 10^-6 M_o z okolního prostoru, proto je její zářivý výkon řádu 10^30 W. Ještě přesvědčivější jsou jedinečná pozorování A. Ghezové aj., kteří zkoumali objekt infračervenou skvrnkovou interferometrií pomocí Keckova teleskopu tím, že v počítači sečítali tisíce expozic o délce 0,13 s a docílili tak rekordního rozlišení 0,05arcsec, tj. lineárního rozlišení asi 400 AU! To jim umožnilo studovat vlastní pohyby 90 červených hvězd třídy K mezi 9 a 17 mag se 4x menší chybou, než při dosavadních měřeních a v těsném okolí 25 čtverečních obloukových vteřin kolem vlastní černé díry. Autoři ukázali, že maximum plošné hustoty hvězd i disperze rychlostí bezvadně souhlasí (na 0,1arcsec) s polohou rádiového zdroje Sgr A* i dynamického centra Galaxie, a že zmíněného hvězdy obíhají po Keplerových elipsách kolem supermasivní černé díry o hmotnosti 2,6.10^6 M_o a objemu menším než 10^-6 pc^3 rychlostmi až 1400 km/s. Odtud též vyplývá, že centrální masivní objekt musí být černou dírou, neboť jeho hustota je dostatečně extrémní. Ostatně, existenci spící velmi hmotné černé díry v jádře Galaxie předpověděli D. Lynden-Bell a M. Rees již r. 1971.
K témuž závěru dospěli K. Lo aj. na základě rádiových měření radiointerferometrem VLBA na vlnové délce 7 mm. Rádiový zdroj Sgr A* má totiž poloměr pouhých 72 Schwarzschildových poloměrů (R_s = 11 R_o!) pro černou díru o hmotnosti 2,5 MM_o a je díky rychlé rotaci zploštělý o plných 20 R_s na pólech. M. Reid aj. určili pomocí interferometru VLBA vlastní pohyb Sgr A* s neuvěřitelnou přesností na 0,0002arcsec. Pokud by se přesnost podařilo zvýšit ještě 5x, bude možné přímo změřit trigonometrickou paralaxu centra Galaxie.
A. Tanner zkoumal centrální parsek Galaxie Keckovým teleskopem v infračerveném pásmu 2,2 microm. Bodový zdroj IRS 21 má dle těchto měření průměr 1000 AU a představuje jednu z největších hvězd v Galaxii. Kolem hvězdy se nachází opticky tlustá prachová slupka o teplotě 1360 K a zářivém výkonu 1,1.10^4 L_o. Ve slupce se intenzívní infračervené záření rozptyluje a transformuje do daleké infračervené oblasti, načež je vyzářeno vnější opticky i geometricky tenkou prachovou slupkou.
B. Paczynski a K. Stanek se pokusili z pozorování velkého množství konfekčních červených hvězd (red clump stars) v programu hledání gravitačních mikročoček v Galaxii odvodit přesněji vzdálenost Slunce od centra Galaxie a vyšlo jim R_o = (8,4+/-0,4) kpc. Jenže R. Ollin a M. Merrifield určili vzdálenost pouze R_o = (7,1+/-0,4) kpc a k tomu oběžnou rychlost Slunce vůči centru Galaxie v_o = (184+/-8) km/s i hodnoty Oortových konstant rotace Galaxie v okolí Slunce A = 11,3 km/s/kpc a B = -13,9 km/s/kpc. Ve vzdálenosti 20 kpc od centra pak klesá oběžná rychlost na 166 km/s. Naproti tomu M. Feast aj. odvodili z měření vzdáleností cefeid pomocí Hipparca R_o = (8,5+/-0,3) kpc; A = 15,1 km/s/kpc a B = -12,4 km/s/kpc, což dohromady prokazuje, jak dosud nepřesné jsou všechny hlavní parametry, týkající se rotace Galaxie a polohy Slunce v ní.
Shoda dle M. Honmy a Y. Kan-Ya panuje pouze v názoru, že oběžná rychlost Slunce vůči centru Galaxie je vskutku nižší než 200 km/s, a to pak zase znamená, že ve vnějších částech soustavy rychlost rotace klesá. J. Mišurov a I. Zeninová zjistili, že Slunce se nachází ve vzdálenosti menší než 0,1 kpc od korotační kružnice Galaxie. Ta je definována tak, že na této kružnici se ve spirálních galaxiích rovná rotační rychlost galaktického disku rotační rychlosti spirální struktury. R. Jimenez aj. určili z měření vlastností červených podobrů družicí HIPPARCOS minimální stáří galaktického disku 8 gigalet.
Z pozorování gravitačních mikročoček vychází, že skrytá hmota v halu Galaxie je tvořena hnědými trpaslíky s hmotností řádu 0,1 M_o, takže úhrnný hmotnost skryté hmoty Galaxie do vzdálenosti 50 kpc od centra představuje plných 1,2.10^11 M_o a celková hmotnost Galaxie pak dosahuje 2.10^11 M_o. Ve shodě s tím C. Brocato aj. odhadují celkový zářivý výkon Galaxie na 4.10^L_o a její zářivou hmotnost na 7.10^10 M_o. Autoři ve své práci počítali také úhrnný tok neutrin, přicházejících z niter hvězd Galaxie, na Zemi na 10^17 neutrin/m^2/s.
M. Putnamová aj. studovali tzv. Magellanův proud mezi nejbližšími galaktickými sousedy naší Galaxie pomocí rozložení neutrálního vodíku na rádiové frekvenci 1,42 GHz a zjistili, že jde o výsledek slapového narušení obou sousedních soustav naší Galaxií. L. Smithová aj. pozorovali tři svítivé modré proměnné ve Velkém Magellanově mračnu pomocí FOS HST a ukázali, že tyto nestabilní velmi hmotné hvězdy odvrhují v průměru každých 10 tisíc let mocnou mlhovinu, podobně jako známá hvězda éta Car v naší Galaxii, jež při erupci r. 1843 vyvrhla mlhovinu, zvanou Homunculus.
M. Hedari-Malayeri aj. studovali objekt N81 v Malém Magellanově mračnu, dosud považovaný za mlhovinu, pomocí WFPC2 HST. Ukázali, že jde ve skutečnosti o hustý shluk svítivých mladých hvězd, z nichž každá září jako 300 kL_o. V kouli o průměru 3 pc napočítali 50 svítivých hvězd, přičemž některé jsou od sebe navzájem vzdáleny pouhou desetinu parseku. Hvězdy obsahují překvapivě málo kovů - téměř jako I. generace hvězd - a je zřejmé, že vznikly naráz jako jedna skupina. Jsou charakterizovány povrchovou teplotou kolem 50 kK a velkou ztrátou hmoty, takže je lze zařadit mezi Wolfovy-Rayetovy hvězdy s krátkou životností, ukončenou výbuchem supernovy. Při navazování stupnic vzdálenosti galaxií hraje nezastupitelnou úlohu správné určení vzdáleností nejbližších velkých galaxií - Magellanových mračen. Proto jako blesk z čistého nebe působí revize vzdáleností, kterou uveřejnili A. Udalski aj. na základě měření jasností konfekčních červených hvězd v programu OGLE a jejich vzdáleností pomocí družice HIPPARCOS. Konfekční hvězdy jsou totiž velmi početné, takže střední hodnoty jejich vzdáleností mají vysokou statistickou váhu. Jejich střední absolutní hvězdná velikost vychází na -0,185 mag, takže jsou i dostatečně svítivé na to, aby posloužily jako standardní svíčky.
Z obsáhlých souborů měření totiž vychází překvapivě nízké vzdálenosti obou Mračen - pouhých 42 a 52 kpc, tedy nejméně o čtvrtinu nižší, než dosud udávané průměrné hodnoty. Podobně T. Schmidt-Kaler a M. Östreicher určili vzdálenost Velkého Magellanova mračna pomocí veleobrů třídy M Iab jen na 46,6 kpc a E. Guinan aj. z měření zákrytové dvojhvězdy HV2274 dostali vzdálenost 45,7 kpc. A. Udalski aj. však předešlou práci kritizují pro podcenění mezihvězdné extinkce, což pak vede k hodnotě vzdálenosti jen 44,1 kpc a tudíž k uspokojivému souladu s jejich původním překvapivým výsledkem.
Na stejnou nesrovnalost ostatně poukázali A. Gould a O. Uza, jímž vyšla na jedné straně vzdálenost Velkého Magellanova mračna z pozorování světelné ozvěny supernovy 1987A na méně než 48 kpc, ale z měření družice HIPPARCOS na 53,7 kpc a z pozorování cefeid dokonce na 55,0 kpc. Naproti tomu X. Luri aj. zpracovali měření z Hipparca pro proměnné typu RR Lyr a pro cefeidy, a pro změnu jim vyšla vzdálenost pouze 45,7 kpc, jenže M. Feast aj. odvodili pro tytéž cefeidy z Hipparca vzdálenost 55 kpc! B. Madore a W. Freedmanová dostávají z cefeid vzdálenost v rozmezí 48,8--51,8 kpc.
Jakési východisko z tohoto zmatku nabízí A. Cole jenž se podrobněji zabýval měřeními konfekčních červených hvězd v obou Mračnech a zjistil, že jejich svítivost výrazně závisí jak na jejich stáří tak na zastoupení kovů, a to zhoršuje jejich využití jako univerzálních standardních svíček, protože tak vznikají systematické rozdíly až 0,6 mag. Po opravě na zmíněné faktory obdržel odtud vzdálenost Velkého Magellanova mračna 47 kpc a Malého Magellanova mračna 58 kpc. Cefeidy z HST dávají po řadě vzdálenosti 50 kpc a 61 kpc. Je však zřejmé, že určování vzdáleností i nejbližších sousedních galaxií je až skandálně nejisté, a to se nutně promítá do celé stupnice kosmologických vzdáleností a zejména pak zpochybňuje definitivní určení Hubblovy konstanty a odtud i celkového stáří vesmíru.
O nic lépe na tom není podle S. Hollanda ani spolehlivost určení vzdálenosti galaxie M31 v Andromedě. Z pozorování kulových hvězdokup vychází vzdálenost 783 kpc, kdežto vážený střed všech ostatních metod dává jen 745 kpc, zatímco měření z družice HIPPARCOS dokonce 900 kpc (2,9 milionu světelných let!). Naproti tomu K. Stanek a P. Garnavich, studující na 6300 konfekčních červených hvězd v galaxii M31, tvrdí, že odtud odvozená vzdálenost galaxie 784 kpc je zaručena s přesností na 2%. M. Haas aj. zkoumali galaxii M31 pomocí infračervené družice ISO v pásmu 175 microm a tvrdí, že na základě celkového vzhledu ji mohou klasifikovat spíše jako prstencovou než spirální galaxii. Vnitřní prstenec má poloměr 10 a vnější dokonce 14 kpc. Ve zmíněném spektrálním pásmu viděla družice především chladný mezihvězdný prach o teplotě pouhých 16 K (tedy o 3 K chladnější než mezihvězdný prach v naší Galaxii) s úhlovým rozlišením 1,3arcmin. Úhrnná hmotnost prachu v M31 se odhaduje na 30 MM_o.
P. Alton aj. využili téže družice k studiu rozložení studeného prachu v 8 blízkých galaxiích. Zjistili, že prach o teplotě 18--21 K se soustřeďuje na perifériích galaxií a je asi o 10 K chladnější, než teplý prach pozorovaný družicí IRAS. Poměr plynné a prachové složky se pohybuje kolem hodnoty 225, zatímco v okolí Slunce tento poměr výrazně kolísá od 150 do 300. V. Charmandars aj. zjistili pomocí ISO silnou infračervenou emisi ve vnitřních částech prstencové galaxie, známé jako "Kolo od vozu" v souhvězdí Sochaře. Galaxie je od nás vzdálena 121 Mpc a nepochybně vznikla srážkou; zřejmě proto je velmi silně zaprášená.
A. Cole aj. zobrazili pomocí HST jádro galaxie M32 v daleké ultrafialové oblasti 160 nm, ale ani při úhlovém rozlišení 0,046arcsec se jim nepodařilo rozpoznat jednotlivé hvězdy. Zjistili však, že jasnost jádra narůstá i ve vzdálenosti pouhé 0,1arcsec od centra. Odvodili vzdálenost galaxie 725 kpc, takže jde o nejbližší normální eliptickou galaxii, kterou můžeme ve vesmíru pozorovat. Podle S. van den Bergha se v poslední době podařilo odhalit další tři členy místní soustavy galaxií. Jde vesměs o velmi málo svítivé trpasličí sféroidální galaxie, v nichž tvorba hvězd již ustala.
H. Fergusson aj. pomocí WFPC2 HST překvapivě nalezli červené obry v intergalaktickém prostoru v kupě galaxií v Panně. Tvrdí, že asi desetina hmoty kupy je takto rozptýlena mezi galaxiemi. Pro vzdálenost kupy dostali hodnoty 18,2 Mpc. Podobně J. Feldmeier aj nalezli v tomto intergalaktickém prostoru 95 planetárních mlhovin, takže odtud vychází, že plná pětina optického záření kupy v Panně pochází z intergalaktického prostoru. Jádro kupy je protáhlé ve směru k nám, takže přední hrana kupy je od nás vzdálena pouhých 12 Mpc, tj. o 3 Mpc proti známé obří galaxii M87. M. Federspiel aj. určili vzdálenost těžiště kupy v Panně z rádiových měření v čáře neutrálního vodíku a obdrželi hodnotu (20,7+/-2,4) Mpc. Střední radiální rychlost kupy činí (1142+/-61) km/s, tj. kosmologické z = 0,00381. A. Turnerová aj. zpracovali pozorování 9 cefeid pomocí HST pro galaxii NGC 4414 ve zmíněné kupě a obdrželi tak její vzdálenost 19,1 Mpc.
Podobně R. Phelps aj. obdrželi pro galaxii NGC 2090 v souhvězdí Holubice z pozorování 34 cefeid vzdálenost 12,3 Mpc a S. Hughes aj. pro galaxii NGC 7333 v souhvězdí Pegasa vzdálenost 15,1 Mpc. L. Ferrareseová aj. našli 34 cefeid v galaxii NGC 2541 v souhvězdí Rysa a dostali tak její vzdálenost 12,4 Mpc. Konečně P. Stetson aj. studovali bohatou pozdní spirálu M101 (NGC 5457) ve Velké Medvědici, kde rozpoznali 61 cefeid a odtud dostali její vzdálenost 7,1 Mpc. V tomto klíčovém projektu HST má být změřena vzdálenost 18 blízkých galaxií s červeným posuvem z < 0,005. Kromě toho R. Sanders a M. Verheijen měřili rádiově rotační křivky pro 30 galaxií v kupě ve Velké medvědici a obdrželi tak vzdálenost kupy mezi 15 a 16 Mpc.
Intergalaktické pozadí odhalili M. Gregg a M. West v další blízké kupě v souhvězdí Vlasu Bereničina. V samotném jádře kupy nalezli intergalaktickou strukturu o délce 130 kpc a další struktury jsou vidět opodál. Autoři soudí, že během nejbližších miliard let se struktury zcela rozpadnou a tak posílí záření intergalaktického pozadí.
Pomocí NICMOS HST se podařilo nalézt důkaz pro existenci supermasivní (1 GM_o) černé díry v centru známé rádiové galaxie Cen A (NGC 5128), vzdálené od nás 3 Mpc. Akreční disk kolem této černé díry je šikmo skloněn ke známému vnějšímu prachovému pásu této aktivní galaxie. Podobný disk o hmotnosti 3 MM_o nalezli díky HST R. van der Marel a F. van den Bosch také u rádiové galaxie NGC 7052, vzdálené od nás plných 58 Mpc. Vybíhají z něho dva protilehlé výtrysky, které jsou však vůči rovině disku šikmo skloněny a odrážejí tak zřejmě polohu rotační osy supermasivní černé díry o hmotnosti 330 MM_o v centru galaxie. Akreční disk bude černou dírou pohlcen v průběhu několika miliard let. Další supermasivní černá díra se podle C. Stockdala aj. nachází v centru spirální galaxie typu Sbc NGC 7331 v souhvězdí Pegasa, vzdálené od nás 15,1 Mpc. Pomocí družice ROSAT totiž objevili v jádře galaxie bodový rentgenový zdroj, jehož poloha souhlasí s polohou maxima rádiového i optického záření galaxie.
Vztahem mezi vznikem supermasivních černých děr, kvasarů a galaxií se důkladně zabývali J. Silk a M. Rees, když ukázali, že tvorba supermasivních černých děr s hmotnostmi nad 10^6 M_o předchází maximu tvorby galaxií v epoše, odpovídající z = cca. 1,5. Existuje vztah mezi hmotností supermasivních černých děr a hmotností sféroidální složky galaxie. Nejstarší prvotní pregalaktická mračna dosahují hmotností 10^5 -- 10^6 M_o a z nich se postupně utvářejí vlastní galaxie cestou "zdola nahoru". Pregalaktická tvorba hvězd je ovlivněna jádry galaxií typu kvasarů. Vyhaslé kvasary dosahují hmotností 10^7 = 10^8 M_o. Y. Sofue ukázal na základě modelových výpočtů, že současná galaxie M82 je přežívající slapovou výdutí původně velké diskové galaxie, jež byla zborcena při těsném setkání se sousední galaxií M81 ve Velké Medvědici. Model velmi dobře souhlasí s pozorováními tvaru a kinematiky obou soustav. Srážkami galaxií se soustavně zabýval J. Roth a na příkladu známé interagující soustavy Tykadla (NGC 4038/9) v souhvězdí Havrana ukázal, že srážka galaxií změní pozůstalý systém během jediné miliardy let na beztvarou obří eliptickou galaxii. Zhroucení obřích molekulových mračen, podnícené srážkou, pak vede ke vzniku mladých kulových hvězdokup, které nedávno nalezl HST. Tykadla obsahují 15 GM_o molekulární vodíku, tj. pětkrát více, než se původně odhadovalo. Naproti tomu v raném vesmíru vznikaly obří eliptické galaxie spíše splýváním mnoha trpasličích zárodků galaxií. Také R. Genzel aj. dokazují, že následkem srážek galaxií se překotně zvýší tvorba hvězd v soustavě. Poslední fází srážky jsou pak ultrasvítivé infračervené galaxie, které se nakonec změní v galaxie eliptické.
J. Bechtold aj. se zabývali vznikem hvězd v galaxiích s velkým červeným posuvem z = cca. 2,5 na základě snímků z HST a družice ISO. Ukázali, že obří galaxie vznikají postupným zhroucením odštěpků protogalaxie, ve kterých dochází k překotné tvorbě hvězd. K témuž závěru dospěl rovněž M. Noguchi, jenž určil hmotnost odštěpků na řádově 10^9 M_o, což je srovnatelné s hmotnostmi trpasličích galaxií. Odštěpky se poměrně rychle zhroutí do roviny galaktického disku. Pro červené posuvy v rozmezí 0,3 -- 1,0 výrazně převažují eliptické galaxie nad spirálními. Obecně se otázkami vývoje galaxií zabýval M. Malkan. Nově vznikající galaxie jsou silně zaprášené, takže září převážně v blízké a střední infračervené oblasti spektra; zejména u absolutně nejsvítivějších galaxií hraje prach největší úlohu. Podobně vlivem velkého červeného posuvu se maximum záření vzdálených a tudíž velmi mladých galaxií posouvá do infračervené části spektra, takže ke studiu raného vývoje galaxií jsou bezpodmínečně nutná pozorování z infračervených družic, jako byly IRAS a ISO resp. budoucí SIRTF. Vskutku též IRAS nalezla nadsvítivé infračervené galaxie se zářivými výkony až 3.10^13 L_o a červeným posuvem až z = cca. 1.
B. Soifer aj. pořídili infračervené snímky a spektra velmi modré galaxie v kupě CL1358+62 ve Velké Medvědici. Její červený posuv činí z = 4,92 a hmotnost zhruba 1.10^10 M_o. Galaxie obsahuje hodně prachu. Podle K. Lanzetty aj. lze v proslulém Hubblově hlubokém poli HDF pozorovat objekty s červenými posuvy až z = cca. 17!, ale změřit je neumíme, neboť pro slabost světla zdrojů nelze pořídit spektra. Ze snímku však vyplývá, že hvězdy ve velmi hmotných eliptických galaxiích vznikly jednorázově a současně v jedině epizodě překotné tvorby hvězd. A. Barger aj. a D. Hughes aj. odhalili pomocí submilimetrové aparatury SCUBA JCMT vzdálené galaxie, v nichž před 11 miliardami let probíhala překotná tvorba hvězd rychlostí až 100 M_o/rok. Toutéž aparaturou potvrdil D. Scott, že nejsvítivější součásti vesmíru je prach, zářící v submilimetrovém pásmu právě díky mladým galaxiím s překotnou tvorbou hvězd. Zaprášené galaxie přispívají zhruba polovinou k infračervenému pozadí, jež odhalila aparatura FIR družice COBE. Zatím nejúplnější zmapování prachové emise v infračerveném a mikrovlnném pásmu spektra na základě pozorování družice IRAS a COBE zveřejnili D. Schlegel aj. Zpracování měření bylo obtížné, neboť bylo nutné pečlivě vyloučit příspěvek zodiakálního světla a bodových zdrojů v popředí. Z měření předně plyne, že infračervené pozadí představuje daleko největší energetický tok ve vesmíru, vyšší než souhrnné optické záření všech galaxií. Mezihvězdný a mezigalaktický prach je zkrátka ohříván všemi existujícími hvězdami, takže jeho průměrná teplota kolísá od 17 do 21 K.
Z těchto pozorování také plyne, že tempo tvorby hvězd dosáhlo maxima pro epochu, odpovídající z -- 3. To je ve shodě s pozorováními D. Hughese aj., kteří ukázali, že tvorba hvězd v galaxiích s červeným posuvem z v rozmezí 2 -- 4 je o půl řádu vyšší, než se zdálo z optických a ultrafialových pozorování. Také v zorném poli HDF je mnoho prachu, ohřátého dávno vznikajícími hvězdami. Běžné galaxie mají méně než 10% hmoty ve formě rozptýleného plynu. Konečně Y. Ueda aj. mapovali horké rentgenové pozadí oblohy, dosahující teploty 40 keV (460 MK) a soudí, že jde o záření velmi vzdálených galaxií, jejichž rentgenové obrazy se překrývají.
Koncem října 1998 byl projekt HDF doplněn o svůj ještě kvalitnější jižní protějšek v souhvězdí Tukana (HDF-S) v poloze 223256-603302. Toto pole bylo totiž po dobu 10 dnů (125 h souhrnné expozice) sledováno novými aparaturami STIS a NICMOS, jež byly na HST instalovány teprve r. 1997, a ovšem i kamerou WFPC2, použitou r. 1995 pro snímek HDF-N. Kromě toho bylo pomocí STIS snímáno okolí kvasaru J2233-606 (17 mag), jenž tak posloužil jako bodový reflektor, ozařující scénu HDF-S "zezadu". Výsledky byly ve shodě s tradicí uveřejněny již koncem listopadu 1998 a jsou od té doby k dispozici pro další analýzy všem kvalifikovaným astronomům na světě.
Díky kvalitnějším přístrojům jsou v poli HDF-S vidět ještě dvakrát slabší objekty než v poli HDF-N a celkem v něm bylo napočítáno na 620 galaxií. Z téhož důvodu bylo loni pole HDF-N zkoumáno znovu aparaturou NICMOS, jež tam nalezla navíc 100 slabých zejména infračerveně zářících galaxii. Mezitím R. Thompson aj. našli na infračervených snímcích HDF-S velmi slabé galaxie s modrými uzlíky, o nichž prokázali, že jde o oblasti překotné tvorby hvězd již před 12 miliardami let. Jen tak mimochodem: kdyby měl HST prohlédnout systémem HDF celou oblohu, trvalo by mu to plných 900 tisíc let a zaznamenal by tak na 125 miliard galaxií!
A. Dey aj. objevili velmi vzdálenou galaxii 0140+326 v souhvězdí Rysa s rekordním červeným posuvem z = 5,34, jež má magnitudu I = 26,1, ale není pozorovatelné v pásmech R a B. V závislosti na kosmologickém modelu ji pozorujeme ve stáří 0,8--1,6 gigalet po velkém třesku, takže její vzdálenost vychází zhruba na 3 Gpc a tzv. zpětný čas činí 94--91 %. Svůj rekord vzápětí vyrovnali pozorování rádiově hlučné galaxie 6C 0140+326 v souhvězdí Trojúhelníku, která je rovněž 26 mag. Také H. Spinrad aj. našli v HDF galaxii 3-951.1.2 s jasnostmi V = 28,1 a I = 25,5, jejíž z = 5,34, což je ve výtečné shodě s fotometrickým odhadem z = 5,28. E. Huová aj. však pomocí Keckova teleskopu odhadli pro jinou anonymní galaxii ještě vyšší pravděpodobné z = 5,64. Téměř současně oznámili R. Weynmann aj., že v HDF poli objevili galaxii 4-473.0, která je 27 mag a jejíž Lymanova vodíková emisní čára je posunuta do infračervené oblasti k vlnové délce 803 nm, tj. z = 5,60. Jde o pravidelnou kompaktní galaxii, v níž se tvoří hvězdy asi desetkrát vyšším tempem, než v naší Galaxii. Autoři zároveň odhadují, že galaxie I = cca. 28 mag mohou mít červené posuvy z = cca. 10!
A. Lobe navrhl využít kvasarů k přímému měření změn rychlosti rozpínání vesmíru přesnými spektrografy toho typu, jež se nyní používají pro hledání exoplanet. Pokud je přesnost měření radiálních rychlostí spektrografem na úrovni 3 m/s, lze jim pozorovat absorpční čáry vzdálených mezihvězdných mračen, které se promítají na kvasary. Během století se musí kosmologická rychlost mračen změnit o celé m/s, takže pokud si vybereme vzorek asi 100 kvasarů a budeme soustavně měřit po dobu zhruba 20 let, odhalíme změnu rychlosti mračen, způsobenou kosmickou akcelerací či decelerací přímo, nezávisle na jakýchkoliv opravných faktorech či modelech vesmíru.
D. Hines aj. studovali pomocí HST polarizaci hypersvítivé infračervené galaxie IRAS 09104+4109 v souhvězdí Rysa a ukázali, že v centru soustavy se nalézá kvasar, obklopený obří reflekční bipolární mlhovinou. Laloky mlhoviny rozptylují jeho světlo, jež je díky tomu silně polarizováno, tj. kdybychom mohli soustavu sledovat od pólů, spatřili bychom samotný kvasar. Osa souměrnosti kvasaru se během doby zřejmě změnila, neboť staré laloky jsou zřetelně vyčerpány a rádiově zářící plazma již sleduje novou osu výtrysků. Při červeném posuvu z = 0,44 je úhrnný zářivý výkon galaxie v pásmu 0,3 -- 70 microm řádu 10^13 L_o; z toho 99% se vyzáří v pásmu nad 1 microm. V loňském roce byl M. Irwinem aj. změřen červený posuv z = 3,87 kvasaru APM 08279+5255 v souhvězdí Velké medvědice s magnitudou R = 15,2 a infračerveným tokem 0,51 Jy v pásmu 60 microm, jehož souhrnný zářivý výkon je opravdu výjimečný - 5.10^15 Lo, neboli rekordních 2.10^42 W. Není ovšem vyloučeno, že záření kvasaru je zesíleno třemi mezilehlými čočkujícími galaxiemi, ale i po případném odečtení jejich vlivu vychází svítivost kvasaru vyšší než 1.10^14 L_o. Podle G. Leise aj. se kvasar nachází v centru ultrasvítivé zaprášené infračervené galaxie, takže úhrnem jde dokonce o nejsvítivější objekt v pozorované části vesmíru. Dosud nejvzdálenější anonymní kvasar s červeným posuvem z = 5,0 byl objeven loni hned na počátku Sloanovy digitální přehlídky oblohy (SDSS), takže konečně padl rekord z = 4,9 pro kvasar PC 1274+3406, ustavený již r. 1991.
J. Wardle aj. zjistili, že kvasar 3C-279 v Panně vykazuje kruhově polarizované záření ve výtryscích, takže tam evidentně dochází k anihilací párů pozitron-elektron. Podobně se chovají také kvasary 3C-84, 3C-273 a PKS 0530+134. Podle G. Taylora se díky polarimetrickým měřením pomocí rádiointerferometru VLBA podařilo změřit výraznou Faradayovu rotaci nad 1000 radiánů/m pro centrální oblasti kvasarů 3C-273, -279 a -380. To svědčí o silných magnetických polích v centrálních parsecích zmíněných kvasarů, jež však rychle klesají s rostoucí vzdálenosti od centra.
M. Catanese aj. odhalili energetické záření gama blazaru 1ES 2344+514 v souhvězdí Kasiopeje, jenž v prosinci 1995 dosáhl v pásmu energií nad 350 GeV toku vyššího než 0,63 Kraba, zatímco v klidu mívá méně než 0,08 Kraba. Je to teprve třetí známý blazar, zářící též v pásmu tvrdého záření gama, po objektech Mrk 421 a Mrk 501. D. Schneider aj. nalezli nejvzdálenější rentgenový kvasar RXJ105225.9+571905 se z = 4,45, přičemž celkový počet kvasarů se z > 4,0 přesáhl stovku. Jejich četnost však rychle klesá pro z > 4,4. S. Bhatnagar aj. objevili pomocí VLA na frekvenci 4,9 GHz největší radiový kvasar HE1127-1304, jenž při z = 0,63 má průměr 2,4 Mpc. Objekt PKS 0406-385 se z = 1,3 vykazoval koncem r. 1998 zatím vůbec nejrychlejší kvaziperiodické variace radiového toku mezi známými kvasary v pásmu 30--200 mm. P. Boyce aj. uvádějí, že rádiově hlučné kvasary se nacházejí v jádrech svítivých eliptických galaxií, zatímco rádiově tiché kvasary leží v běžných eliptických a spirálních galaxiích.
X. Zhang aj. uveřejnili rozbor světelné křivky kvasaru 3C-345, jenž byl sledován již od r. 1896 a vykazuje za tu dobu nesinusové variace jasnosti s periodami 10,1 resp. 21,8 let. Autoři odhadli, že k příštímu zjasnění kvasaru dojde v lednu r. 2002. Podobně dlouhou světelnou křivku má podle J. Fana aj. také prototyp blazarů objekt BL Lac (2200+420). Světelná křivka vykazuje hlavní periodu 14 let a podružné periody 0,6 a 0,9 roku. Amplitudy světelných změn dosahují více než 5 mag v pásmu U a B, ale pouze 2,5 mag v R a I. Jedině kvasary 3C-273 a OJ 287 mají podobně dlouhodobé světelné křivky. U kvasaru OJ 287 bylo již před časem odhaleno dvojité jádro, jež dle finských astronomů H. Lehta a M. Valtonena tvoří dvojice supermasivních černých děr, obíhajících kolem společného těžiště. Nyní H. Pietilä podrobil analýze celou stoletou světelnou křivku objektu a nalezl doklady pro podvojné výbuchy kvasaru s periodou 12 let jakož i řadu variací jasnosti na časových stupnicích od desítek minut do několika málo roků. Odtud pak odvodil základní parametry eliptické dráhy zmíněných černých děr, jejíž výstřednost dosahuje plných 0,67 a velká poloosa relativní dráhy asi 0,05 pc. J. Muňoz aj. zjistili, že objekt MGC 2214+3550 je podvojný kvasar s červeným posuvem z = 0,88. Při vzájemné úhlové vzdálenosti 3,0arcsec to odpovídá lineární vzdálenosti složek větší než 12,7 kpc. Jasnosti složek se liší o 0,5 mag a u jasnější složky je vidět rádiový výtrysk. Určitě nejde o projev gravitační čočky. M. Véronová-Cettyová a P. Véron uveřejnili již 8. katalog kvasarů a aktivních jader galaxií (AGN) s uzávěrkou 1. března 1998. Katalog obsahuje údaje o polohách, červených posuvech, UBV magnitudách a rádiových tocích v pásmech 60 a 110 mm pro 11358 kvasarů, 357 blazarů a 3334 AGN. Autoři zařazují to seznamu všechny objekty, jejich absolutní bolometrická hvězdná velikost činí alespoň -23 mag. Pro porovnání uveďme, že první katalog kvasarů z r. 1971 obsahoval pouze 202 objektů a předposlední v r. 1995 již 8609 kvasarů.
P. Fisher aj. objevili pomocí HST v pořadí již devátý gravitační "čtyřlístek" QSO 1411+5211, jenž je zobrazován kupou CL 140933+5211 se z = 0,46. Další čtyřlístek H1413+117, rozpoznaný Magainem aj. r. 1988, nyní zkoumali J. Kneib aj. pomocí NICMOS HST. Zatímco sám čtyřlístek má z = 2,56, lze v jeho spektru nalézt absorpční čáry s menšími červenými posuvy 1,44; 1,66;, 1,87;, 2,07 a 2,09. L. King aj. odhalili pomocí téže aparatury mezilehlou galaxii-čočku pro nádherně souměrný infračervený a rádiový Einsteinův prsten B1938+666 v Draku o úhlovém průměru 1arcsec, známý od r. 1992. B. Fryeová a T. Broadhurst nalezli červené oblouky s posuvem z = 4,04, jež náležejí velmi vzdálené galaxii s I = 25,6 mag, která je zesílena a deformována eliptickou galaxií-gravitační čočkou v kupě Abell 2390 se z = 0,23.
Dosud nejkomplikovanější gravitační čočku B1933+503* studovali C. Sykes aj. pomocí interferometrů CLASS, MERLIN a VLA jakož i HST. Čočkou je galaxie se z = 0,755 a ta štěpí obraz vzdáleného kvasaru nejméně na 10 složek, přičemž tři kompaktní složky jsou opět gravitačně rozštěpeny. Podle S. Naira však červený posuv kvasaru neznáme, ale jelikož jde současně o trojitý radiový zdroj, mohou měření zpoždění variací toku v jednotlivých složkách posloužit k velmi přesnému stanovení hodnoty Hubblovy konstanty. C. Impey aj. využili aparatury NICMOS HST k zevrubnému studiu druhé nejstarší známé gravitační čočky - infračerveného Einsteinova prstenu PG 1115+080, kde je kvasar se z = 1,72 zobrazován galaxií-čočkou se z = 0,31 a odvodili odtud meze pro Hubblovu konstantu H_o: 44 -- 65 km/s/Mpc.
Programu hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie a v Magellanových mračnech se věnují v současné době čtyři programy: MACHO, OGLE, DUO a EROS. Od podzimu 1993 do konce r. 1997 bylo všemi přehlídkami úhrnem zaznamenáno již na 200 mikročoček, což mimo jiné dle B. Bermana naznačilo, že naši Galaxii lze klasifikovat jako spirálu s příčkou! Program EROS2 se poprvé zaměřil na hledání mikročoček v Malém Magellanově mračnu opakovaným měřením jasnosti 5,3 milionů hvězd. Podle N. Palanqueové-Delabrouilleové se během počátečního roku přehlídky (1997) podařilo odhalit první mikročočku o hmotnosti alespoň 0,3 M_o, která zesílila světlo vzdálenější anonymní hvězdy až 2,6krát. O něco později se do přehlídky zapojil také polsko-americký program OGLE2, jenž dle A. Udalského stihl ještě zaznamenat tutéž mikročočku koncem června a pozoroval ji až do počátku října 1997; ovšem maximum světelné křivky nastalo dle francouzských měření již 11. ledna 1997. Mikročočka tak byla sledována po dobu 242 dnů a je patrně dvojitá s maximální separací složek 1,6arcsec. Složky kolem sebe obíhají v periodě 5,1 d, přičemž jasnost sekundární složky představuje asi čtvrtinu jasnosti složky primární. V programu se nyní sledují každou noc jasnosti 25 milionů hvězd! Podle K. a M. Sahuových je dlouhé trvání úkazu dokladem, že i samotná mikročočka se nachází v Malém Magellanově mračnu.
Podle M. Hawkinse se v programu MACHO podařilo objevit ve výduti Galaxie poprvé gravitační mikročočku o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem, což by teoreticky mohl být první případ detekce nebaryonní skryté hmoty v Galaxii. C. Alcock poukázal na zvýšenou účinnost programu MACHO, který v průběhu r. 1997 nalezl 8 nových mikročoček, zatímco za celé předešlé období jich bylo jenom 7. Podle jeho názoru mohou čočky s hmotností kolem 0,5 M_o vysvětlit až polovinu skryté hmoty Galaxie, ale zatím jde jen o zcela neurčitý odhad.
Týmž programem se podařilo A. Beckerovi aj. odhalit další mikročočku směrem k Malému Magellanovu mračnu. Zobrazená hvězda byla konstantně R = 21,7 od r. 1993, ale koncem května 1998 se počala plynule zjasňovat až na trojnásobek klidové jasnosti. Pak však 5. června její jasnost znovu prudce během několika hodin stoupla až na 13násobek klidové jasnosti, což lze dle autorů sdělení objasnit jako dvojčočku. Ve shodě s jejich předpovědí pak D. Bennett aj. pozorovali průchod II. kaustiky gravitační mikročočky ještě jednou 18. června, když podle měření z programu EROS stoupla jasnost zobrazené hvězdy dvakrát během pouhých 3 hodin a pak zase klesla o 1,8 mag během 1,8 h. Podle C. Afonsa aj se i samotná mikročočka nacházela v Malém Magellanově mračnu. Tak stoupl počet mikročoček v Malém Magellanově mračnu již na 8 případů. Typická délka úkazů zjasnění závisí na příčné rychlosti čočky a činí v průměru 45 dnů.
Snad největší ohlas i v masových sdělovacích prostředcích vyvolalo sdělení P. Yocka a I. Bonda aj. o pozorování mikročočky M98-BLG-35 na řadě observatoří jižní polokoule, což umožnilo téměř souvislé sledování průběhu světelné křivky. Na vzestupné větvi se tak podařilo odhalit krátký několikahodinový výstupek s amplitudou 10% vůči samotné světelné křivce, který byl skoro určitě způsoben planetou o hmotnosti v rozmezí 1--10 násobek hmotnosti Země, obíhající ve vzdálenosti 1--4 AU od mateřské hvězdy o hmotnosti kolem 0,4 M_o. Jak je ovšem patrno z rozptylu uvedených hodnot, není ani zdaleka jisté, že jde opravdu o dvojníka naší Země ve vzdálenosti asi 9 kpc od nás. Není to vlastně první případ, neboť již r. 1994 byl pozorován podobný výstupek na světelné křivce u mikročočky M94-BLG-4, který byl ovšem vyvolán tělesem asi 5krát hmotnějším než Jupiter. Odtud vyplývá, že se bezděčně podařilo nalézt mimořádně perspektivní metodu pro hledání terestrických planet i ve velmi velkých vzdálenostech ve vesmíru - stačí na to relativně nenáročná fotometrie mikročoček, ovšem s hustým pokrytím světelné křivky v čase. Podle zmíněných autorů lze tak každoročně zpozorovat alespoň jednu exoplanetu o hmotnosti Země, obíhající ve vzdálenosti přibližně 1 AU od své mateřské hvězdy a nejméně 5x ročně planetu o hmotnosti 10násobku Země. M. Albrow aj. se domnívají, že v dosavadním materiálu ze všech přehlídek se zpětně podaří dohledáním výstupků (dříve většinou považovanými za hrubé chyby měření) odhalit nejméně 10 exoplanet.
R. Nemiroff poukázal na základě dosavadních statistik, že v libovolné chvíli se někde na obloze zjasňuje nějaká hvězda díky mikročočce tak, že je jasnější než 17 mag a během roku se alespoň jedna hvězda takto zjasní dokonce nad 15 mag. Pokud bychom měli trpělivost čekat 5000 roků, lze zaručit, že během té doby alespoň jedna hvězda zesílí díky mikročočce natolik, že bude viditelná očima! Takovou trpělivost ovšem ani astronomové nemají, a tak Nemiroff navrhuje zavést nepřetržité měření jasností sta milionů nejjasnějších hvězd na obloze, neboť do vzdálenosti pouhého 1,2 kpc od Slunce probíhá neustále alespoň jeden úkaz mikročočky a pokud by se takto zobrazila hvězda o svítivosti Slunce, byla by v maximu pozorovatelná jako hvězda V = 15,4 mag. Na takto ambiciózním - leč v podstatě již technicky proveditelném projektu - by mohli velmi výhodně spolupracovat profesionálové s pokročilejšími astronomy-amatéry, vybavenými relativně levnými dalekohledy s kamerami CCD a dostatečně rychlými osobními počítači.
K velkému obratu při kalibraci vzdáleností vesmíru dochází dle D. Branche na základě rostoucí statistiky mimořádně vzdálených supernov třídy Ia. Do konce r. 1997 jich bylo objeveno již na 50. Jelikož se většina astrofyziků shoduje v názoru, že tyto exploze probíhají zničením bílých trpaslíků s hmotností na Chandrasekharově mezi, je v prvním přiblížení pravděpodobné, že energie uvolněná při výbuchu je pokaždé stejná. To znamená, že supernovy lze použít jako tzv. standardní svíčky, které s ohledem na svou mimořádnou svítivost lze navíc pozorovat i ve velkých vzdálenostech od nás. Přesnost takto určených vzdáleností autor odhaduje na 15% pro červené posuvy z blížící se 1. V průběhu loňského roku byl při pozorování dalekohledem CTIO v Las Campanas v Chile tento rekord překonán díky supernově 1998ae v galaxii 0930-0438 v Hydře, jež dosáhla v maximu I = 23,1 mag a jejíž červený posuv činí z = 1,1. P. Ruizová-Lapuentová a R. Canal se pokusili odvodit se zmíněné statistiky pravděpodobné varianty vesmírné geometrie jednak bez kosmologické konstanty a jednak s kosmologickou konstantou Lambda = cca. 0,7 za předpokladu, že H_o = 65 km/s/Mpc. Ukazuje se, že možná řešení zahrnují jak asymptoticky plochý tak otevřený vesmír, zatímco uzavřený vesmír se již zdá být vyloučen. C. Steidel aj. ukázali, že v raném vesmíru asi 1 gigarok po velkém třesku byly kupy galaxií mnohem četnější než dnes a měly průměry kolem 12 Mpc. Pozorujeme je při červeném posuvu z = cca. 3,1 jako objekty 24 mag.
Pozorováním středně vzdálených (= cca. 2 Gpc) kup galaxií se již 6 roků soustavně zabývá HST. Vzdálenosti se určují z barvy kupy a tak bylo dosud rozpoznáno 92 středně vzdálených kup. K. Wu aj. zjistili z rozložení 2 milionů galaxií s magnitudami 17--20,5 v okolí jižního pólu naší Galaxie, že vesmír na úrovni galaxií a kup nejeví homogenní, nýbrž fraktálovou strukturu, ale pro opravdu velká měřítka již kosmologický princip platí, jak potvrzuje rovněž P. Coles z rozložení reliktního a rentgenového záření kosmického pozadí.
C. Alcock aj. zjistili rozborem pozorování mikročoček v programech EROS a MACHO, že nanejvýš 10% hmoty sférického hala Galaxie mohou tvořit objekty o hmotnostech, srovnatelných s hmotností Měsíce až Země, a dále že méně než čtvrtina skryté hmoty galaktického hala mohou představovat objekty s hmotností Měsíce až Jupiteru. D. Graff aj. odvozují z těchže pozorování ve výduti Galaxie, že možná až polovina skryté hmoty galaktického hala jsou ve skutečnosti standardní bílí trpaslíci. Autoři se přiklánějí k názoru, že vesmír je určitě starší než 12 gigalet, a pravděpodobně i více než 14 gigalet. M. Fukugita aj. usuzují, že mnoho baryonů je dosud skryto ve fázi ionizovaného intergalaktického plynu, neboť ve hvězdách a jejich troskách se nachází pouze 17% vesmírných baryonů, takže tvorba galaxií a hvězd není nijak závratně účinný fyzikální proces. Za předpokladu, že H_o = cca. 70 km/s/Mpc, vychází pak zastoupení baryonů na celkové hmotě vesmíru na úrovni nanejvýš 2,1%.
Jako každoročně i loni věnovali kosmologové zvláštní péči nezávislým určením hodnoty Hubblovy konstanty H_o. P. Lanoix k tomu využil jednak trigonometrických paralax cefeid, odvozených družicí HIPPARCOS a jednak galaxií, v nichž byly pozorovány jak cefeidy tak supernovy Ia. Tak se mu podařilo stanovit střední bolometrickou absolutní hvězdnou velikost supernov Ia v maximu na (-19,55+/-0,09) mag a to zase pomohlo k odvození H_o na základě pozorování 57 supernov ve vzdálených galaxiích; obdržel tak H_o = 50 km/s/Mpc (v dalším jednotky vynechávám). B. Schaefer se zabýval supernovou 1974G, která vzplanula v galaxii NGC 4414 (Com), v níž posléze HST odhalil cefeidy, což umožnilo určit jak maximální zářivý výkon supernovy tak H_o = (55+/-8). Nepatrně vyšší H_o = (58+/-7) vychází z kombinace vztahu Tullyho-Fischera, pozorování vzdálených kup galaxií a supernov Ia. Tentýž vztah pro 441 blízkých (z < 0,4) spirálních galaxií v oblasti Psc-Per posloužil M. Watanabemu aj. k odvození hodnoty H_o = (65+/-2). M. Della Valle aj. si pomohli kalibrací vzdálenosti supernovy 1992A v galaxii NGC 1380 a obdrželi H_o = (62+/-6).
J. Hughes a M. Brinkshaw měřili pomocí družice ROSAT velikost Sjunjajeova-Zeldovičova efektu pro zatím nejvzdálenější kupu galaxií CL 0016+06 (z = 0,55) a ze sledování efektu v 8 různých kupách pak stanovili meze H_o = cca. 42--61. L. Krauss tvrdí z odhadu stáří kulových hvězdokup, že H_o < 67 a stáří vesmíru se musí vejít do intervalu 10 -- 15 gigalet. W. Baum studoval pomocí HST hvězdy RR Lyr v kupě galaxií ve Vlasu Bereničině a obdržel tak H_o = (61+/-5) a stáří vesmíru (12,5+/-1,5) gigalet po nulovou kosmologickou konstantu a hustotu Omega_m = 0,4. Pokud je však Omega_m = 0,6, klesá H_o na 47 a stáří vesmíru dosahuje jen 11,4 gigalet. Také N. Bahcallová a X. Fan soudí, že střední hustota vesmíru Omega je zcela jistě nižší než hustota kritická (definovaná jako hustota nutná k uzavření vesmíru) a nalezli !Omega_m = cca. 0,2. A. Webster aj. využili jednak měření reliktního záření a jednak přehlídky jasných infračervených galaxií družicí IRAS k určení řady kosmologických parametrů. Vyšlo jim, že baryony představují 8,5% kritické hustoty vesmíru a hustota vesmíru včetně skryté hmoty představuje 39% kritické hustoty. Pak vychází jednak poměrně nízké H_o = 53 a jednak neobvykle vysoké stáří vesmíru 16,5 gigalet.
Extrémně vysoké H_o = (89+/-10) obdrželi T. Lauer aj. rozborem spekter 114 galaxií s červeným posuvem z < 0,5, rozmístěných rovnoměrně po celé obloze. Podobně vysoké H_o = 79 odvodili X. Luri aj. studiem proměnných typu RR Lyr a cefeid ve Velkém Magellanově mračnu. W. Harris aj. studovali pomocí HST jasné červené obry v trpasličí eliptické galaxii IC 3388 v kupě v Panně, čímž určili její vzdálenost (15,7+/-1,5) Mpc a odtud vychází H_o = (77+/-8) a horní hranice stáří vesmíru 12,5 gigalet. B. Madore aj. našli cefeidy v galaxii NGC 1365 v kupě Fornax a odtud odvodili její vzdálenost (18,6+/-1,9) Mpc, tj. H_o = cca. 70 = cca. 73.
Zatímco všichni zmínění autoři většinou automaticky předpokládají, že kosmologická konstanta Lambda je buď přesně nula nebo nule blízká, nejnovější výsledky studia vzdálených supernov tento předpoklad zpochybňují. S. Perlmutter, A. Filippenko aj. uveřejnili předběžnou studii, založenou na pětiletém hledání extrémně vzdálených supernov do vzdáleností až 1,5 Gpc, v níž prokázali, že vzdálené supernovy jsou o 20--30% slabší, než se čekalo. To lze nejjednodušeji objasnit předpokladem, že rozpínání vesmíru se s časem zrychluje, což znamená, že kosmologická konstanta je kladná a mnohem větší než nula. Podrobnosti obsahuje práce A. Riesse aj., kteří uvedli, že zatím jsou k dispozici pozorování pouze 16 supernov třídy Ia s červenými posuvy z v rozmezí 0,16--0,92. Jejich vzdálenosti jsou s přesností 5% kalibrovány pomocí 34 blízkých (z < 0,2) supernov téže třídy, pro něž vyšla střední absolutní bolometrická hvězdná velikost (-19,5+/-0,5) mag. Pozorovaným vzdálenostem supernov pak nejlépe vyhovuje model s kladnou kosmologickou konstantou Lambda, tj. se zrychlujícím se rozpínáním vesmíru, takže decelerační parametr q_o < 0. Dynamické stáří vesmíru pak činí (14,2+/-1,7) gigalet.
K témuž závěru dospěli R. Dalyová aj. odhalením čím dál větších úhlových rozměrů pro čím dál vzdálenější radiogalaxie. Pravý opak však tvrdí J. Jackson a M. Dodgsonová rovněž na základě studia vzdálených supernov, tedy že rychlost rozpínání vesmíru s časem klesá a jeho stáří je nanejvýš 13,8 gigalet; spíše však jen 11,7 gigalet. D. Cline aj. přišli nezávisle na předešlých studiích k názoru, podloženému pozorováním zábleskových zdrojů záření gama, že složka hustoty energie vesmíru, způsobená kosmologickou konstantou, je nejméně dvakrát vyšší než složka způsobená gravitační látkou vesmíru. Není divu, že tyto stále velmi rozporuplné výsledky vedly J. Glanze k domněnce, že většinu energie vesmíru obsahuje "prázdný prostor" v podobě kladné hodnoty kosmologické konstanty, ale též k pesimistickému závěru, že opravdový osud vesmíru nebudeme nikdy schopni jednoznačně předpovědět.
C. Impey shrnul hlavní otevřené otázky soudobé kosmologie tak, že neznáme povahu skryté hmoty vesmíru, dále pak nevíme, zda v raném vesmíru vskutku proběhla inflační fáze, zda lze vysvětlit velkorozměrovou strukturu vesmíru pouze gravitací, jak vypadá doopravdy populace galaxií a jaký byl rozsah tvorby hvězd v průběhu vesmírných dějin. Naopak však víme, že stáří vesmíru činí (12+/-3) gigalet, neboť H_o = (65+/-7) km/s/Mpc a decelerační parametr q_o = (+0,2+/-0,2). Naprosto nejistá je velikost kosmologické konstanty Lambda. Autor doporučuje hledat ve vesmíru zvláště objekty (galaxie?) s velmi nízkou plošnou jasností, neboť v nich se může skrývat mnoho dosud nepozorované látky vesmíru.
Podle S. Hancocka lze z velikosti plošné anizotropie reliktního záření odvodit, že baryony představují 5--20% kritické hustoty vesmíru a nejpravděpodobnější hodnota H_o = cca. 50. Celková hustota vesmíru dosahuje nejspíše 70% kritické hustoty. A. de Oliverová-Costeová aj. a M. Tegmark aj. použili ke studiu fluktuací stratosférického balónu QMAP, což dává přesnější výsledky než družice COBE, a potvrdili tak, že ve velmi raném vesmíru přece jen proběhla inflační fáze. M. Tegmar a M. Rees přišli s antropickým vysvětlením, proč fluktuace reliktního záření dosahují relativní hodnoty řádu 10^-5. Pokud by totiž byly o řád vyšší, vznikly by tak hmotné husté velegalaxie, že by dráhy planet kolem mateřských hvězd byly rychle porušeny galaktickými slapy. Pokud by však byly o řád nižší, než pozorujeme, kosmické objekty se nikdy neochladí na hvězdy, takže ve vesmíru nevzniknou biogenní prvky.
J. Lamarre aj. studovali Sjunjajeův-Zeldovičův efekt v bohaté kupě galaxií Abell 2163 pomocí měření 2 m stratosférického teleskopu, družice ISO a dalších aparatur. Efekt byl teoreticky předpovězen r. 1972 význačnými ruskými astrofyziky. Jde fakticky o inverzní Comptonův rozptyl fotonů reliktního záření na horkých elektronech v kupách galaxií. Efekt se projeví úbytkem reliktního záření v pásmu cm a mm vln, a naopak přebytkem záření v pásmu submm a infračerveném. Přesně tak to v dané kupě autoři pozorovali.
I. Moskalenko aj. si povšimli nápadného přebytku spojitého difúzního záření gama s energiemi nad 1 GeV v naší Galaxii, pro něž zatím není dobré vysvětlení. Autoři soudí, že možným řešením problému je vznik sekundárních antiprotonů v kosmickém záření. A. Westphal aj. snesli přesvědčivé důkazy, že toto záření nemůže vznikat v chromosférách standardních hvězd - jedině snad na povrchu neutronových hvězd.
G. Tanco aj. se zabývali pozorováním vzácných případů částic kosmického záření o extrémně vysokých energiích řádu EeV pomocí aparatury AGASA. Rekordní částice v jejich souboru dosáhla energie 210 EeV a patrně šlo o proton. Podle M. Böttchera a C. Dermera mohou extrémně energetické protony přicházet ze vzdálenosti až 100 Mpc od nás, a v této vzdálenosti už jsou vhodní potenciální kandidáti - blazary. Naproti tomu M. Hillas tvrdí, že příslušné zdroje musí být blíže než 50 Mpc; jinak by byly částice, dříve než k nám dospějí, rozptýleny na fotonech reliktního záření. Nejzajímavějším - byť statisticky zatím nepříliš významným - výsledkem je výskyt tří párů částic vždy z jednoho směru, ale s časovým odstupem 1,9--3,2 let mezi složkami párů. T. Totani hledá zdroje extrémního kosmického záření v zábleskových zdrojích záření gama a tvrdí, že synchrotronové záření protonů může přinášet fotony s energiemi až 1 ZeV! Fotony však přicházejí vzácně a jen od zdrojů, jejichž z < 0,2. S. Taylor aj. shrnuli výsledky studia částic kosmického záření s energiemi nad 30 PeV pomocí aparatury v Dugway v Utahu. Ukázali, že při energiích v pásmu 0,1--10 EeV se mění složení kosmického záření, když místo jader těžkých prvků nastupují lehká jádra. Pouze 1 promile částic kosmického záření představují při těchto extrémních energiích fotony gama. Několik výzkumných týmů se snaží zvětšit detekční aparatury tak, aby získali dobrou statistiku i pro energie řádu 100 EeV, kde nabité částice již málo podléhají vlivu mezihvězdných a intergalaktických magnetických polí, takže si uchovávají informaci o směru ke zdroji, odkud pocházejí. G. Tanco aj. usuzují, že tato magnetická pole souvisejí s velkorozměrovou strukturou vesmíru. R. Diehl a F. Timmes zjistili, že radioaktivní izotopy Be, Na, Al, Ti, Ni, Fe, a Co ve hvězdách a galaxiích vysílají fotony gama, které lze zachytit i na Zemi.
Y. Izotov a T. Thuan určili zastoupení prvotního 4^He ve 45 oblastech H II a dostali Y = (0,245+/-0,004) ve výtečném souhlasu s předpovědí teorie velkého třesku. R. Matthews tvrdí, že největším objevem současné kosmologie je skutečnost, že kvantové procesy hrají klíčovou úlohu jak ve vývoji raného vesmíru (energie kvantového vakua) tak v jeho konečném osudu (díky kosmologické konstantě případně různé od nuly). Bohužel rozdíl mezi teorií a pozorováním energie kvantového vakua představuje plných 119 řádů, což je vůbec nejhorší předpověď v dějinách přírodovědy! Přitom energie kvantového vakua má zásadní vliv na kosmologickou inflaci v čase 10^-35 s po velkém třesku,takže právě zde se stýkají mikroskopické a makroskopické vlastnosti vesmíru nejzřetelněji. Matthew nesouhlasí s Dirakovým nápadem z r. 1938, že gravitační konstanta se s časem mění, ale navrhuje vyložit Dirakem odhalené kosmické koincidence základních konstant astronomie a částicové fyziky antropickým principem. J. Ostriker formuloval tzv. totalitní princip ve fyzice: "Co není ve fyzice výslovně zakázáno, je ve vesmíru povinné."
F. Wilczek se zabýval stavem vesmíru v čase 0,01 s po velkém třesku a ukázal, že při teplotě řádu 1 TK se vesmír skládal z kvarkově-gluonového plazmatu. L. Okuň shrnul současný stav fyziky elementárních částic, podle níž se v přírodě vyskytuje právě 12 fermionů se spinem 1/2 a 4 bosony se spinem 1 a k tomu odpovídající antičástice. Fermiony se štěpí do 3 generací, přičemž každá generace obsahuje právě 2 kvarky a 2 leptony. První objevenou částicí byl elektron již r. 1897 a poslední kvark t- r. 1995. Ve velmi raném vesmíru patrně existovaly k těmto částicím supersymetričtí partneři při energiích mezi Fermiho (100 GeV) a Planckovou (10^19 GeV) mezí. Dalšího pokroku v poznávání vnitřní struktury hmoty však nelze dosáhnout bez nových experimentů - proto se tolik čeká od urychlovače LHC v CERN, jenž má být uveden do chodu v r. 2005 s energiemi až 7 TeV.
Objevem roku v částicové fyzice se stalo pozorování oscilace mionových neutrin, odhalené japonským podzemním detektorem Superkamiokande a oznámené skupinou 120 japonských a amerických fyziků pod vedením Y. Totsuky, H. Sobela aj. na konferenci v Takajamě v červnu 1998. Mionová neutrina vznikají při interakci částic primárního kosmického záření s molekulami zemského ovzduší ve výškách asi 20 km nad zemí. Jelikož je pro ně Země průhledná, měla by do vodního detektoru v hloubce asi 600 m pod povrchem dopadat stejnoměrně ze všech směrů. Po 537 dnech měření mezi dubnem 1996 a lednem 1998 zaznamenali autoři asi 4700 mionových neutrin, která však přicházela do detektoru nejvíce ve směru od zenitu a nejméně ve směru od nadiru. Deficit neutrin závisle jednak na jejich energii a jednak na úhlu vzdálenosti od zenitu, takže ve směru od podhlavníku přicházelo asi 2krát méně neutrin než z nadhlavníku.
To lze nejpřirozeněji vysvětlit předpokladem o oscilacích mionových neutrin mezi stavem, v němž neutrino reaguje v detektoru a stavem, v němž nereaguje. Domněnka o oscilacích neutrin byla vypracována už dříve (tzv. mechanismus MSW) kvůli objasnění deficitu slunečních neutrin v řadě podzemních detektorů, ale teprve nyní se jí dostává dramatického - byť nepřímého - potvrzení. Oscilace neutrin jsou možné pouze v případě, že alespoň jeden mód neutrin má kladnou klidovou hmotnost. Ze zmíněného experimentu vyplývá, že rozdíl v hmotnostech obou modů mionového neutrina činí jen (0,07+/-0,04) eV/c^2 a čistě analogicky lze odhadnout, že podobnému procesu je podrobeno také elektronové neutrino, vznikající při termonukleárních reakcích v nitru Slunce. Kladnou klidovou hmotností neutrin by se dala objasnit i existence alespoň části skryté hmoty vesmíru, ale k takovému důkazu je zatím ještě daleko.
V r. 1918 předpověděli J. Lense a H. Thirring, že ve shodě s obecnou teorií relativity strhává rotující hmotný objekt prostoročas ve svém okolí, což je v principu měřitelný efekt, ale je obtížné ho vylovit v houštině jiných, klasických, příčin změn orbitálních elementů. I. Ciufolini, E. Pavlis aj. se nyní pokusili určit tento efekt pozorováním geodetických družic LAGEOS I a II, jež mají na svém povrchu koutové odražeče, takže jejich polohy lze přesně měřit laserovými signály ze Země. Autoři nejprve zpřesnili tvar zemského gravitačního pole pozorováním 40 umělých družic po dobu 4 let. Teprve to jim umožnilo oddělit potenciální strhávání roviny oběžné dráhy LAGEOSů v letech 1993-96, jež je o 7 řádů (!) menší, než vliv slapů a zonálních poruch na dráhu. Tak nakonec zjistili, že dráha LAGEOSů je ročně strhávána o pouhé (2+/-0,2) m, což je hodnota asi o 10% vyšší, než teorie relativity předvídá.
Přesnější určení se však zřejmě povede až po vypuštění specializované družice Gravity Probe B, která se chystá už bezmála dvě desetiletí, a která by měla efekt měřit s chybou menší než 1%, tj. s přesností na 0,0001deg/rok. Podle W. Cuiho aj., R. Ipinga, D. Markovice a F. Lamba i L. Stelly a M. Vietriho je však toto strhávání zjevně prokázáno studiem kvaziperiodických oscilací rentgenového záření v akrečních discích v okolí rotujících černých děr či neutronových hvězd, jako je tomu např. u rentgenové dvojhvězdy Her X-1, jelikož částice plynu obíhají kompaktní objekt až 100krát za sekundu, takže strhávání se rychle kumuluje a projeví se měřitelnou precesí akrečního disku. B. Paul aj. našli dokonce pro rentgenový zdroj GRS 1915+105 nepřímé důkazy, že částice akrečního disku vskutku mizí na tzv. obzoru událostí černé díry.
Týž efekt nastává podle B. Bromleye aj. dokonce i v aktivních jádrech galaxií, kde kolem supermasivní černé díry obíhají částice plynu ve vzdálenosti jen 2,6 Schwarzschildova poloměru a rychlost jejich oběhu představuje až 23% rychlosti na tzv. minimální dráze, což je nejmenší poloměr, na němž se částice oběhne alespoň jednou, než se do černé díry zřítí. G. Preparata aj. proto zavádějí pojem dyadosféry, jež zahrnuje prostor vně obzoru událostí černé díry, v němž je však elektromagnetické pole tak silné, že vyvolává spontánní tvorbu párů elektron-pozitron. Připomeňme ještě, že už před časem prokázal S. Hawking, že když se slijí dvě černé díry, je výsledný obzor událostí větší, než prostý součet obzorů událostí každé černé díry zvlášť. W. Lee a W. Kluzniak počítali vlastnosti gravitačního záření, které vzniká při splynutí černé díry s neutronovou hvězdou v těsné dvojhvězdě, což je mechanismus, který navrhl r. 1991 B. Paczynski k objasnění povahy zábleskových zdrojů záření gama. Takové úkazy nastávají v libovolné průměrné galaxii zhruba jednou za milion let a musejí být doprovázeny intenzívním impulsem gravitačního záření. Autoři dále zjistili, že minimální dráha neutronové hvězdy má poloměr 2,8 poloměru samotné neutronové hvězdy a odpovídající oběžná doba kolem černé díry činí 2,3 ms. Asi 0,9 M_o neutronové hvězdy se zřítí do černé díry, ale husté jádro neutronové hvězdy srážku přežívá! Podle P. Leonarda a J. Bonnella poroste frekvence zmíněného gravitačního záření v posledních 15 minutách před splynutím od 10 Hz do 1 kHz, což dává jistou naději aparaturám pro detekci gravitačních vln LIGO, VIRGO a GEO, z nichž část LIGO v Hanfordu ve státě Washington v USA by měla pracovat již koncem r. 2000. E. Ergma a E. van den Heuvel se pokusili určit počáteční hmotnosti objektů, které skončí svůj hvězdný vývoj buď jako neutronové hvězdy anebo jako černé díry a rozborem vlastností 10 rentgenových dvojhvězd zjistili, že pokud je tato počáteční hmotnost vyšší než 20 M_o, končí hvězda jako černá díra a pokud se nalézá v rozmezí 15--20 M_o, skončí občas jako neutronová hvězda; jinými slovy osud hvězdy závisí též na dalších okolnostech, nejenom na počáteční hmotnosti.
U standardních těsných zákrytových dvojhvězd bychom měli měřit relativistické stáčení přímky apsid, avšak souhlas teorie a pozorování je překvapivě špatný. A. Claret se zabýval tímto rozporem pro spektroskopicky dvojčárovou zákrytovou dvojhvězdu DI Her, kde pozorovaný apsidální pohyb je 4krát (!) větší, než předpověď teorie relativity. Autor však vyslovil vážné pochybnosti o kvalitě pozorovacích údajů, neboť světelné křivky soustavy byly pořízeny různými přístroji a detektory a při oběžné době přes 10 d představuje pozorované stáčení jen desetitisícinu oběžné doby, takže systematické chyby mohou být značné. Mírný nesouhlas odhalil C. Lacy pro zákrytovou dvojhvězdu V541 Cyg s oběžnou periodou 15,4 d a výstředností 0,48, když apsidální pohyb dosahuje (0,60--0,10)deg/100 let, kdežto teorie relativity předvídá (0,89+/-0,03)deg/100 let.
D. Guenther aj. použili helioseismologických dat z projektů GONG a BISON ke stanovení horní hranice pro případnou závislost gravitační konstanty G na čase. Měření jsou totiž o řád přesnější než dosavadní určování horní hranice pomocí radarových ozvěn od Měsíce či Marsu nebo ze změn period binárních pulsarů. Nová horní hranice relativní změny G činí pouze 1,6^-12/rok. Zatímco přesnost těchto měření je úžasná, samotná absolutní hodnota gravitační konstanty je zcela určitě vůbec nejhůře určená primární fyzikální konstanta. Jak ukázali J. Schwarz aj. klasickým experimentem, v němž dráha padající testovací částice je ovlivňována hmotou 0,5 t, přesahuje chyba předešlých určení gravitační konstanty 40 násobek (!) udávané střední chyby, takže tabulková hodnota G je chybná o 0,5%. Autoři odvodili novou hodnotu G = (6,6873+/-0,0094).10^-11 m^3 kg^-1 s^-2, která ovšem také není nijak závratně přesná.
Pozoruhodná zpráva přišla z katedry fyziky marylandské univerzity, když tamější experimentátoři změřili hodnotu Planckovy konstanty s přesností na 9 platných cifer. To v zásadě umožňuje pomocí vztahu pro kinetickou energii fotonu stanovit jednotku hmotnosti nezávisle na etalonu kilogramu ve Francii. Mezinárodní kilogram je totiž poslední základní fyzikální jednotka, kterou nelze reprodukovat přesnými fyzikálními měřeními, ale právě jenom náročným porovnáváním primárního etalonu se sekundárními.
K. Peach ukázal, že nejnovější měření chování neutrálních kaonů v experimentu CPLEAR v CERN ukázala, že je o 0,7% vyšší pravděpodobnost, že se antikaon změní v kaon, než naopak, čili že vesmír není souměrný vůči směru plynutí času (tzv. šipce času)! R. Sanders a M. Verheijen se snažili najít pozorovací podporu pro domněnku M. Milgroma, že při malých zrychleních se objevuje rozdíl mezi Newtonovou a skutečnou gravitační silou, a to studiem rotačních křivek v 30 galaxiích v kupě UMa, vzdálené od nás asi 15 Mpc. Autoři také doplnili svůj katalog na celkem 80 rotačních křivek galaxií a tvrdí, že všechny velmi dobře odpovídají zmíněnému Milgromově předpokladu.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 23. novembra 1999