Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum:
09. februára 2001
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
Y. Lee aj. se zabývali nejbohatší kulovou hvězdokupou naší Galaxie, jíž je soustava omega Cen o hmotnosti bezmála 4 milióny M_o. Autoři se domnívají, že soustava byla kdysi samostatnou trpasličí galaxií, jež byla naší Galaxii pohlcena. Naše Galaxie podobně jako galaxie M31 jsou totiž hlavními kanibaly celé Místní soustavy galaxií. G. Piottovi aj. se zdařilo rozlišit pomocí HST jádra kulových hvězdokup NGC 6362 a 6934. Nalezli zde velké množství tzv. modrých loudalů (termín zavedl A. Sandage již r. 1953 pro hvězdy, které jsou navzdory vysoké hmotnosti zřetelně opožděné ve svém vývoji proti méně hmotným hvězdám v dané hvězdokupě) a podle barevných diagramů pro více než 4 resp. 8 tisíc hvězd odvodili stáří hvězdokup v rozmezí 13 -- 16 miliard let. Revize vzdáleností, založená na měření paralax z družice HIPPARCOS, však naznačuje, že uvedené rozmezí stáří bude třeba zmenšit asi o 2 miliardy roků. Podobně R. Rood aj. určovali pomocí snímků z HST stáří kulové hvězdokupy M3, pro níž dostali 12 -- 14 miliard let. Právě v této hvězdokupě Sandage modré loudaly objevil. Podle F. Ferrara aj. obsahuje kulová hvězdokupa M80 přes 300 modrých loudalů, rovněž nalezených pomocí HST. B. Gibson aj. odhadli z barevných diagramů stáří kulové hvězdokupy 47 Tuc přinejmenším na 14 miliard let.
HST též snímkoval mladé velekupy ve vzdálenosti pouhých 30 pc od centra Galaxie, zvané Arches a Kvintuplet. Jak ukázali D. Figer aj., činí stáří kupy Arches pouze 2 miliony let a její hmotnost více než 10^4 M_o, s vysokým podílem velmi hmotných hvězd (> 20 M_o). Kupa obsahuje plných 10% velmi hmotných hvězd z celé Galaxie. Kvintuplet pak má hmotnost 6300 M_o a je asi dvakrát starší než Arches, ale i tak jde o nejhmotnější mladé hvězdokupy v Galaxii. Relativně mladé kulové hvězdokupy o stáří do 160 milionů let odhalili Q. Zhang a S. Fall na snímcích z HST v interagující dvojici galaxií NGC 4038/9 (Tykadla) v souhvězdí Havrana, vzdálené od nás necelých 20 Mpc. U. Fritze-von Alvensleben uvádí, že v soustavě se nachází asi 700 takto mladých kulových hvězdokup, jejichž funkce hmoty se však neliší od starých kulových hvězdokup v témže systému. Přitom mladé hvězdokupy jsou určitě důsledkem vzájemného setkání obou členů tohoto podivuhodného páru.
Jeho velká hmotnost se též projevuje mimořádně malým vlastním pohybem Sgr A*, jenž nedosahuje ani 20 km/s. Vlastní pohyb zdroje Sgr A* z přesné šestnáctileté radiointerferometrie na frekvenci 4,9 GHz ukázal dle D. Backera a R. Srameka, že zatímco složka pohybu v galaktické šířce dosahuje jen -0,6 mas/r, pohyb v galaktické délce je právě o řád větší, neboť jde fakticky o sekulární paralaxu jádra Galaxie, vznikající oběžným pohybem Země kolem centra soustavy. Tito autoři též určili horní mez pro rozměr kompaktního objektu na pouhých 0,05 pc. Ještě ostřejší horní mez 0,015 pc odvodili E. Quataert aj. Prakticky k témuž závěru dospěli M. Reid aj., kteří měřili po dobu dvou let vlastní pohyb objektu pomocí radiointerferometru VLBA. Ze sekulární paralaxy (5,9 +/- 0,4) mas/r vychází při vzdálenosti centra Galaxie rychlost oběžného pohybu Slunce 220 km/s. Jelikož objekt v jádře vydává méně než 1 promile Eddingtonovy svítivosti, svědčí to opět o existenci supermasivní černé díry v samotném centru Galaxie. I. Nikiforov revidoval vzdálenost centra Galaxie na 8,3 kpc z měření rychlosti rotace plochého subsystému. H. Latvakoski aj. uveřejnili infračervená měření okolí Sgr A* pomocí létající observatoře KAO v pásmech nad 30 microm s úhlovým rozlišením 8,5arcsec a objevili tak minispirálu teplého prachu, obklopující masivní objekt vně trojrozměrného prstence (toru) prachu o vnitřním poloměru 1,6 pc a tloušťce i šířce 0,4 pc.
A. Cole aj. se pokusili realisticky odhadnout hmotnost Galaxie z pohybů hvězd o velmi vysoké rychlosti 420 -- 470 km/s, vztažené k centru Galaxie. Ukázali, že v oblasti o průměru asi 25 kpc se nachází minimálně 2,5.10^11 M_o hmoty, a v průměru asi 50 kpc minimálně 3,6.10^11 M_o; z toho polovina se nalézá v temném halu Galaxie a 85% této hmoty je skryto. Vůbec nejrychlejší hvězda v Galaxii W7547 se pohybuje rychlostí 509 km/s, což nasvědčuje tomu, že celková hmotnost naší Galaxie přesahuje půl biliónů M_o. Jde vskutku o spodní meze, jak nasvědčuje studie R. Méndeze aj., založená na rozboru vlastních pohybů 30 tisíc hvězd. Podle těchto autorů se ve vzdálenosti do 50 kpc od centra Galaxie nalézá hmota až 4 biliónů M_o. Podle M. Wilkinsona a N. Evanse se jenom v halu Galaxie nachází asi 2 bilióny M_o, ale tato hodnota je velmi nejistá.
Velkou záhadu představují dle H. van Woerdena aj. a L. Blitze aj. vysokorychlostní plynná mračna v halu Galaxie, objevená poprvé na radiových vlnách před 35 lety. Vektory jejich rychlostí totiž vůbec nesouhlasí se smyslem rotace Galaxie a jejich vzdálenosti od nás jsou velmi nejisté - v rozmezí od 2,5 do 20 kpc. Proto jsou též nejisté jejich hmotnosti v rozmezí od 1 do 30 miliónů M_o a nic nevíme o jejich vzniku a úloze v obří soustavě Mléčné dráhy. G. Carraro aj. odhadli z barevných diagramů pro šest velmi starých otevřených hvězdokup stáří galaktického disku na méně než 10 miliard let, což je zřetelně méně než stáří galaktického hala (12 miliard let). Podle B. Wakkera aj. proudí z hala do disku neustále plyn o velmi nízké metalicitě o řád nižší než sluneční. Tím se neustále rozřeďuje vyšší metalicita hvězd I. populace v disku.
V posledních letech vzrůstá zájem odborníků zejména o podrobné studium nejbližších očima viditelných soustav, tj. Velkého a Malého Magellanova mračna (VMM a MMM). Masový výzkum proměnných hvězd pomocí aparatur pro hledání gravitačních mikročoček přináší pozoruhodné výsledky. Ve VMM tak bylo nalezeno na 1800 cefeid, což dle C. Alcocka aj. svědčí o epizodě překotné tvorby hvězd před 115 milióny lety. První epizoda překotné tvorby hvězd se tam však odehrála již před 3 miliardami let. Předmětem sporu však zůstávají vzdálenosti obou Mračen, neboť rozličné metody dávají nesouhlasné výsledky. Podle cefeid je VMM vzdáleno právě 50 kpc (modul 18,48 mag), kdežto MMM 61 kpc (modul 18,94 mag). Jak však uvádějí M. Romaniello aj., z měření vzdálenosti supernovy 1987A vychází vzdálenost VMM 51 kpc; ze souboru polních červených hvězd 52 kpc a ze svítivostí červených obrů dokonce 55 kpc, což se pak v témže poměru týká i vzdálenosti MMM. B. Paczynski však připomíná, že vzdálenost VMM z proměnných typu RR Lyr dává nepříjemně odchylnou hodnotu pouze 44 kpc, takže nejnižší příčky kosmického žebříku vzdáleností jsou stále velmi viklavé.
M. Gómez-Flechoso aj. studovali vůbec nejbližší sousední galaxii - trpasličí soustavu ve Střelci v galaktické šířce -14deg, vzdálenou od nás pouze 16 kpc a o poloměru 0,55 kpc. Její svítivost přesahuje 10^7 L_o a hmotnost 10^9 M_o. Vinou silné mezihvězdné absorpce byla tato miniaturní galaxie objevena až r. 1994 v infračerveném spektrálním pásmu. Podle autorů však neobsahuje žádnou skrytou hmotu. C. Grillmair studovali na snímcích HST rádiovou galaxii Fornax A (NGC 1316), jenž se vyznačuje prachovými pásy i relativistickými plazmovými výtrysky a téměř určitě před časem pohltila trpasličí galaxie. Jak uvádějí J. Kormendy a R. Bender, galaxie M31 má dvojité svítivé jádro, objevené T. Lauerem aj. již r. 1993, jehož složky jsou od sebe vzdáleny 1,7 pc. Autoři se domnívají, že v centru galaxie se nachází supermasívní černá díra o hmotnosti 30 miliónů M_o, kolem níž obíhá výstředný hmotný disk v oběžné periodě 50 tisíc roků.
Pomocí cefeid, rozlišených HST, se podařilo určit moduly vzdáleností pro řadu spirál, vzdálených přes 12 Mpc. Mezi nejvzdálenější z nich patří dle N. Silbermana aj. galaxie NGC 1365 v kupě Fornax, v níž se podařilo najít přes 50 cefeid s periodami od 14 do 60 dnů. Odtud pak vyšla vzdálenost 18,3 Mpc a kosmologický červený posuv z = 0,0055 (1650 km/s). To se výborně shoduje s určením vzdálenosti obří spirální galaxie s příčkou NGC 1365 v téže kupě galaxií, jež podle P. Lindblada činí d = 18,6 Mpc. Podle B. Madora aj. se kupa Fornax hodí pro určování hodnoty Hubblovy konstanty H_o lépe, než kupa v souhvězdí Panny, jelikož její struktura je jednodušší. Z předešlých měření vychází H_o = (72 +/- 12) km/s/Mpc, což dává stáří vesmíru v rozmezí 7,5 -- 15 miliard let. Mezitím J. Newman aj. určili ze 43 cefeid, pozorovaných HST, dosud vůbec největší relativně spolehlivou vzdálenost pro galaxii NGC 4603 v Kentauru d = (33,3 +/-1,6) Mpc.
A. Mazumdar a D. Narasimha stanovili vzdálenost galaxie M100 v kupě v Panně na základě pozorování 72 cefeid pomocí HST a obdrželi d = (20,3 +/- 3,9) Mpc, což odpovídá H_o = (56 +/- 12) km/s/Mpc při rychlosti vzdalování galaxie 1140 km/s. J. Biretta aj. zkoumali známý výtrysk z obří radiové galaxie M87 v kupě v Panně na základě snímků FOC HST, pořízených v letech 1994-98. Studovali tak pohyb 10 uzlíků ve výtrysku, pro něž dostali evidentně nadsvětelné rychlosti až 6c, což ostatně předvídal I. Šklovskij již r. 1964. Uvedená hodnoty lze snadno vysvětlit relativistickými (podsvětelnými) rychlostmi uzlíků pod úhlem 19deg k zornému paprsku. Týž výtrysk pozorovali W. Junor aj. v rádiovém pásmu na 43 GHz. Dostali tak vrcholový úhel počátku výtrysku 60deg a tvrdí, že pochází z akrečního disku ve vzdálenosti 100násobku Schwarzschildova poloměru kolem centrální supermasivní černé díry o rekordní hmotnosti řádu miliardnásobku M_o.
Pro galaxii NGC 3516 (UMa) se díky družici ASCA podařilo nalézt velké červené posuvy jaderných čar železa, dosahující hodnot až 2900 km/s, což lze nejlépe objasnit jako oběžný pohyb dostatečně kompaktních objektů v těsné blízkosti centrální černé díry, do níž tělesa po spirále padají. Jde o další důkaz, že v centru galaxií se vskutku nacházejí supermasívní černé díry. E. Colber a R. Mushotzky využili rentgenových měření družic ROSAT a ASCA k pravděpodobnému odhalení černých děr o středních hmotnostech řádu stovek až desítek tisíc M_o pro 39 blízkých galaxií včetně známé aktivní galaxie M82, vzdálené od nás jen 3,9 Mpc. Ve všech případech je totiž překvapila vysoká rentgenová svítivost jádra příslušné galaxie. Původ těchto objektů není úplně jasný, ale snad jde o projevy postupného slévání černých děr jako pozůstatků velmi hmotných hvězd. V této galaxii totiž během posledních 10 miliónů hvězd vzniklo mnoho miliónů hvězdných černých děr i neutronových hvězd, takže pravděpodobnost jejich splynutí se tím zvyšuje. Jak uvádějí J. Gallagher a L. Smith, vznikla zde řada hvězdných nadkup o typickém stáří pouze 60 miliónů let, kdy tam proběhla poslední epizoda překotné tvorby hvězd.
R. Peletier aj. uveřejnili výsledky komplexního studia výdutí 200 galaxií do vzdálenosti 30 Mpc ze snímků, pořízených HST. Odtud usuzují, že výdutě vznikly zároveň v raném vesmíru zhroucením zárodečných vodíkových mračen nebo splynutím kulových hvězdokup. Pouze malé výduti a galaxie s příčkou jsou pozdějšího data. S. Collinová a J. Zahn zjišťovali, jakým způsobem mohou vznikat hvězdy v okolí supermasivních černých děr z nestabilních akrečních disků a ukázali, že bez ohledu na chemické složení disku zde nastanou příznivé podmínky pro vznik velmi hmotných hvězd, jež vedou k brzkým explozím supernov a tím k silnému vytékání plynu z akrečního disku. Supermasivní černé díry jsou tak velmi aktivní při vzniku nových pokolení hvězd v dané galaxii.
V r. 1977 našli R. Tully a J. Fisher důležitý vztah mezi svítivostí diskových galaxií a rotační rychlostí plynu a hvězd v těchto soustavách. To může právě souviset s hmotností supermasivních černých děr v jádře těchto galaxií, neboť se ukazuje, že existuje přímá úměrnost mezi hmotností černé díry a hmotností centrální galaktické výduti. Vztah též poukazuje na souvislost mezi vnitřkem galaxie, kde převažují hvězdy, a vnějškem, kde oběžnou rychlost určuje zejména skrytá hmota galaxie. Pro sférické galaxie dokonce platí podle K. McLeoda aj. jednoduché pravidlo, že hmotnost supermasivní černé díry v jejím centru představuje 0,6% hmotnosti celé galaxie. A. Fabian se domnívá, že 10 -- 50% vysoce energetického záření vesmíru vzniká díky procesům v okolí supermasivních černých děr v jádrech galaxií. Rentgenová družice Chandra získala v říjnu 1999 vynikající záběry kupy galaxií kolem zdroje Hya A, vzdálené od nás 260 Mpc. Z centra kupy vyvěrá hadovitá struktura plynu o teplotě 35 MK, jež je patrně odezvou na vtékání chladného plynu do akrečního disku kolem centrální supermasivní černé díry, která je obklopena intenzívními magnetickými poli.
Pomocí snímků z HST byly pozorovány mnohonásobné srážky galaxií, jež vedou jednak k překotné tvorbě hvězd, ale také k nesmírně vysoké svítivosti galaxií v infračerveném oboru spektra (galaxie typu ULIG) - takové soustavy vyzařují v daleké infračervené oblasti nejméně stokrát vyšším výkonem než naše Galaxie. Dosud bylo objeveno na 120 galaxií ULIG do vzdálenosti 1 Gpc. A. Vikhlinin aj. našli pomocí rentgenové družice ROSAT při prohlídce 160 čtverečních stupňů oblohy celkem 4 nadsvítivé eliptické galaxie s poměrem M/L = cca. 350, což nasvědčuje existenci nové třídy koncentrace hmoty ve vesmíru. L. Cowie aj. studovali závislost ultrafialové svítivosti galaxií na červeném posuvu (Butcherův-Oemlerův efekt, objevený r. 1984) a tvrdí, že tato hodnota je úměrná červenému posuvu (a tedy stáří galaxie) bez nějakých nápadných skoků. To však popírá dosud přijímaný názor, že by maximum tvorby hvězd ve vesmíru bylo už dávno za námi; právě naopak: nejvíce hvězd se rodí právě nyní! To také znamená, že stále vznikají nové galaxie, i když ty nejmladší patří spíše ke kosmické drobotině. J. Kormendy aj. uvádějí, že slabé trpasličí galaxie velmi zřetelně převažují nad jasnými, přičemž v trpasličích galaxií tvoří hvězdy jen 1% látky takové galaxie. Pak se ovšem musíme smířit s tím, že nejslabší galaxie dosud vůbec nedokážeme pozorovat - a přitom právě ony obsahují největší podíl skryté hmoty.
Jako obvykle v posledních letech, velké pozornosti pozorovatelů se těší plošky Hubblových hlubokých polí (HDF), snímkované původně v prosinci r. 1995 na severním a v říjnu r. 1998 na jižním nebi. Jižní pole bylo centrováno na souřadnice alpha = 22^h 32^m 56^s; delta = -60deg 33arcmin 03arcsec a záběry byly pro vědeckou veřejnost uvolněny již koncem listopadu 1998. Podle A. Cooraye aj. jsou mezné hvězdné velikosti standardních snímků v optickém pásmu po řadě 28,0 (294 nm); 29,2 (452 nm); 29,9 (594 nm) a 29,5 mag (792 nm). R. Thompson aj. popsali, jak část severního pole znovu snímkovali pomocí nové citlivé infračervené aparatury NICMOS v pásmu 1,1 microm počátkem r. 1998, kdy dosáhli mezné hvězdné velikosti 28,8. Na infračerveném snímku identifikovali 342 objektů, ale z toho jen 235 má odpovídající protějšky na optickém záběru z r. 1995, což značí, že nový snímek pronikl ještě hlouběji do minulosti vesmíru.
Podobně H. Chen aj. využili koncem r. 1997 nového přístroje STIS k pořízení spekter v centrální oblasti HDF-N. Našli tak zatím rekordně vzdálenou galaxii 123627+621753 s červeným posuvem z = 6,68, spočítaným ovšem za předpokladu, že jediná emise ve spektru odpovídá vodíkové čáře Lyman-alpha, posunuté až do infračervené části spektra! Expozice spektra zabrala plných 13,5 h vzácného času HST. A. Fernández-Soto aj. sestavili katalog červených posuvů pro 1683 galaxií severního pole na základě přesné fotometrie do I = 28,0 a porovnali takto určené posuvy se spektrálními měřeními pro vzorek asi 100 galaxií. Ukázali, že souhlas obou postupů je překvapivě dobrý; fotometrická měření jsou přirozeně mnohem snazší a rychlejší než spektroskopie. H. Ferguson porovnal záběry severního a jižního pole a ukázal, že jde vskutku o typické vzorky oblohy. Pokud by aparatura STIS, instalovaná na HST počátkem r. 1997, vykonala obdobnou přehlídku celé oblohy, našla by tak na 125 miliard galaxií!
Z první přibližné statistiky pro jižní pole vyplývá dle D. Clementse aj., že nejméně 15 galaxií má z = cca. 3 a dále 16 galaxií z = cca. 5; 4 galaxie z = cca. 6 a 1 galaxie z = cca.8! Poblíž jižního pole se, jak známo, nachází kvasar J2233-606 (B = 17,5 mag) s emisním z = 2,24, jenž se velmi dobře hodí k průzkum mezilehlého intergalaktického prostoru v daném směru díky výskytu mnoha absorpcí s nižšími hodnotami červeného posuvu. P. Petitjean a R. Srianand tak objevili absorpce, příslušející Ne VIII v rozmezí posuvů 2,20 -- 2,22. Podle L. Tresse aj. všechny mezilehlé galaxie do úhlové vzdálenosti 1arcmin od obrazu kvasaru se mohou projevit v absorpcích. Mezi nimi je jasná spirální galaxie, úhlově vzdálená od kvasaru jen 5arcsec, která má z = 0,57. Šťastnou shodou okolností se v úhlové vzdálenosti 44arcsec od zmíněného kvasaru nalézá další slabší kvasar I = 20,8 se z = 1,34.
Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura EGRET na družici Compton již 65 aktivních jader galaxií s energiemi fotonů až 10 GeV. S. Djorgovski nalezl při digitálním zpracování snímků z Palomarského fotografického atlasu kvasar PSS 1537+1227 v souhvězdí Hada se zcela prapodivným spektrem. Digitalizace mu umožnila objevit už 70 předtím neznámých kvasarů. O dalším podivném kvasaru referovali X. Fan aj. Objekt J1533-0038 se z = 4,6 nemá v optickém spektru žádnou čáru, takže červený posuv určili z posunutých poloh tzv. Lymanova lesa absorpcí a Lymanovy hrany na 512 nm. Odtud vychází ultrafialové absolutní hvězdná velikost -26,6 mag, což nasvědčuje tomu, že jde buď o blazar, anebo o kvasar s neusměrněným zářením. Pomocí družice Chandra se podařilo pořídit rentgenový snímek kvasaru PKS 0637-752 v Jednorožci. Kvasar je plošným zdrojem, obklopeným mateřskou galaxií a doprovázený jednosměrným výtryskem, sahajícím až do vzdálenosti 60 kpc od centra kvasaru - jde o první výtrysk viditelný v rentgenovém pásmu. Jeho zářivý výkon dosahuje hodnoty 4.10^39 W; převyšuje tak zářivý výkon naší Galaxie o plné dva řády.
M. Türler aj. uveřejnili výsledky soustavné multispektrální (přes 16 řádů frekvencí!) radiometrie prvního identifikovaného kvasaru 3C-273 v Panně za posledních 30 let. Tento suverénně nejjasnější kvasar (V = 12,9) se nachází v galaktické šířce +64deg a vykazuje z = 0,158, což odpovídá vzdálenosti 680 Mpc a tudíž bolometrickému zářivému výkonu 1,4.10^40 W. Nalézá se uprostřed eliptické galaxie s V = 16,4; tj. zářivým výkonem 6.10^38 W. Vzápětí však upozornili C. Simpson aj., že rádiově tichý kvasar PDS 456 s jasností V = 14,0 a z = 0,18 se nachází v oblasti výrazné extinkce kolem 1,5 mag, takže je fakticky svítivější než prototyp 3C-273.
H. Pietilä aj. podobně soustavně sledují blazar OJ 287 (z = 0,31), který je znám z archivních snímků za celé XX. stol. a jenž je soustavně sledován přesnou fotometrií na 2,6 m teleskopu NOT od r. 1993. Odtud vyplývá, že světelná křivka blazaru je kvaziperiodická v intervalu 9 -- 12 let, a že v této periodě dochází k výrazným několikaměsíčním poklesům v optickém i rádiovém oboru, pravděpodobně vyvolaným zákrytem hlavního zdroje obíhající supermasívní černou dírou. Vskutku došlo k předpovězenému prudkém poklesu jasnosti v prosinci 1997, jenž trval až do poloviny února 1998, kdy po krátkém zhoupnutí jasnosti se původní svítivost zdroje obnovila.
V TeV pásmu gama byl dle F. Aharoniana aj. blazar Markarjan 501 v r.1997 vůbec nejjasnějším objektem na obloze, navzdory své úctyhodné vzdálenosti 160 Mpc (z = 0,034). Autoři sledují tento objekt pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech již od r. 1995. Čerenkovovy detektory dosahují úhlového rozlišení 0,1deg v pásmu 0,5 -- 24 TeV a dokáží i stanovit energii dopadajících částic, byť jen s 20% nejistotou. Blazar jeví výrazné krátkodobé i dlouhodobé variace jasnosti ve zmíněném pásmu gama, podobně jako další extragalaktické objekty Markarjan 421, 1ES 2344+514 a PKS 2155-304. Další podrobnosti o chování blazaru Mrk 501 připojili J. Quinn aj., kteří zdroj sledovali soustavně od jeho identifikace v pásmu tvrdých fotonů gama v březnu 1995 pomocí 10 m Whipplova detektoru. Zpočátku dosahoval blazar asi 10% intenzity toku Kraba, ale od r. 1996 začal jeho tok kolísat a zvedl se v průměru na dvojnásobek původní hodnoty. V r. 1997 se jeho průměrná intenzita dále zvýšila až na 1,4 Kraba, přičemž začala kolísat i na hodinové časové stupnici.
Podle L. Maraschiho aj. je objekt Mrk 421 (z = 0,031) nejjasnějším blazarem v rentgenovém a ultrafialovém pásmu spektra, zatímco opticky dosahuje 13 mag. V dubnu 1998 zaznamenali současné vzplanutí zdroje jak v rentgenovém tak v TeV pásmu, přičemž zhruba hodinové variace jasnosti v obou pásmech si navzájem dobře odpovídaly, což značí, že fotony takto rozdílných energií pocházejí z téže geometrické oblasti a jsou vyvolány synchrotronovým zářením relativistických elektronů. K. McLeod aj. snímkovali 16 blízkých rádiově tichých kvasarů pomocí HST NICMOS a zjistili ve všech případech, že se nalézají v ultrasvítivých infračervených galaxiích typu ULIG, jejichž bolometrická svítivost přesahuje 10^12 L_o. Pak by byly kvasary krátkými epizodami ve vývoji ULIG. S tím také souhlasí Y. Taniguchi aj., kteří tvrdí, že galaxie ULIG jsou výsledkem splývání velkých galaxií, v jejichž centru přitom vznikají supermasivní černé díry o hmotnostech nad 10 milionů M_o, které mohou případně ještě o řád ztloustnout. Podobně D. Sanders aj. považují galaxie ULIG za počáteční "zaprášenou" fázi vývoje kvasarů.
A. Conti aj. hledali kvasary v poli HDF, přičemž našli 41 kompaktních objektů, z nichž polovina jsou kvasary jasnější než V = 27 a z < 3,5. Odtud plyne, že na čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru něco přes 16 tisíc takto definovaných kvasarů a na celé obloze jich pak je asi 670 miliónů. Kvasarů v raném vesmíru začíná přibývat pro z < 5 a nejvíce se jich zrodilo při z > 3. Od z < 2 začal zřetelný pokles jejich četnosti zrodu.
Neortodoxní názor na úhlově blízké kvasary však zastává E. Burbidgeová, jež uvádí případ Seyfertovy galaxie NGC 1068, vzdálené od nás 19 Mpc (z = 0,004). V jejím bezprostředním okolí se nalézají tři kvasary s velkým z v rozmezí od 0,26 do 0,66 a do úhlové vzdálenosti 50arcmin dokonce 11 jasnějších kvasarů se z v rozmezí od 0,26 do 2,11. Autorka si myslí, že všechny tyto objekty byly z uvedené Seyfertovy galaxie vymrštěny, což je ovšem naprosto nepravděpodobné; spíše jde vskutku o náhodnou fluktuaci. Prototypem kvasaru, zobrazeného gravitační čočkou, zůstává první objevený případ z r. 1979 QSO 0957+561 (z = 1,41) ve Velké medvědici. Variace jasností složek jsou fázově posunuty, což v principu umožňuje, jak poprvé ukázal S. Refsdal již r. 1964, odvodit přímo hodnotu Hubblovy konstanty H_o. Právě o to se nyní pokusili D. Haarsma aj. srovnáním rádiových změn toku složek v letech 1979-1997 na vlnových délkách 40 a 60 mm pomocí anténní soustavy VLA. Obdrželi tak fázové zpoždění (416 +/- 3) dne, a odtud i H_ov intervalu 41 -- 67 km/s/Mpc. Velký rozptyl způsobuje nejistota o rozložení hmoty v gravitační čočce - mezilehlé galaxii (z = 0,36). Téměř totožné fázové zpoždění 417 d dostali pro tento kvasar R. Barkana aj., zatímco M. Serra-Ricart aj. naměřili zpoždění (425 +/-4) d. Naproti tomu J. Tonrymu a M. Franxovi vyšla H_o = (72 +/- 7) km/s/Mpc. K.-H. Chae se domnívá, že zmíněný prototyp se prostě příliš nehodí pro taková měření, neboť čočku představuje jednak velmi hmotná eliptická galaxie, ale též celá kupa galaxií kolem, takže jednoznačné určení průběhu gravitačního potenciálu není vůbec možné.
C. Lidman aj. obdobně studovali Einsteinův rádiový prsten PKS 1830-211 se z = 2,51, zobrazený mezilehlou spirální galaxií se z = 0,89 o hmotnosti kolem 10^11 M_o. Z fázového zpoždění 26 dnů vyvodili H_o v rozmezí 65 -- 76 km/s/Mpc. Pro Einsteinův rádiový prsten doprovázený párem optických obrazů kvasaru B0218+357 stanovili A. Biggs aj. fázové zpoždění 10,5 d, což dává H_o v rozmezí 50 -- 82 km/s/Mpc. K.-H. Chae určil z měření fázového zpoždění pro kvasar PG 1115+080 hodnotu H_o = (53 +/- 16) km/s/Mpc.
Neobvyklý případ kvasaru Q2237+0305 se z = 1,61, pozorovaného opticky, rentgenově i jako Einsteinův rádiový kříž, popsali J. Wambsganss aj. Příslušná gravitační čočka má totiž velmi malé z = 0,04. R. Ibata aj. se zabývali ultrasvítivým kvasarem APM 08279+5255 (R = 15,2) se z = 3,87 a zachyceným družicí IRAS. Z infračervených měření vyplynula rekordní svítivost kvasaru 5.10^15 L_o. Autoři však zjistili, že kvasar je čočkován, takže jeho skutečný zářivý výkon je bezmála 50krát nižší. H. Nguyen aj. snímkovali pomocí FOC HST proslulou ultrasvítivou infračervenou galaxii FSC 10214+4724, objevenou družicí IRAS r. 1983 jako vůbec nejsvítivější galaxii ve vesmíru. Detailní záběr z HST však prokázal, že před galaxií se z = 2,3 se nachází mezilehlá gravitační čočka se z = 0,9, takže svítivost infračervené galaxie byla přeceněna. Po odečtení efektu gravitační čočky však její svítivost činí stále ještě úžasných 2.10^13 L_o.
Soustavnému vyhledávání gravitačních čoček na snímcích širokoúhlé kamery HST se věnovali K. Ratnatunga aj., neboť tak lze najít čočky, které pro malou úhlovou vzdálenost složek nelze při pozemních měřeních rozpoznat. Ve 400 náhodně vybraných polích prohlédli na 150 tisíc galaxií a našli tak 10 kandidátů na předtím neznámé gravitační čočky. Typická hodnota z pro mezilehlé galaxie se pohybuje kolem 0,6; největší červený posuv pro kvasar dosáhl hodnoty z = 3,4. Podobně D. Marlow aj. prohlédli v rámci projektu CLASS přes 12 tisíc rádiových galaxií pomocí anténní soustavy VLA a přitom rovněž našli velmi těsné složky kvasarů, zobrazené gravitačními čočkami. Unikátem je kvasar B1555+375, jehož Einsteinův rádiový kříž má složky vzdálené od sebe méně než 0,42arcsec.
Odtud jasně vyplývá, že pro úspěch měření je naprosto nutná celosvětová spolupráce mnoha hvězdáren, zejména tehdy, chceme-li tak objevit extrasolární planety, jejichž ovlivnění špičky světelné křivky trvá podle okolností od 1,5 do 5 h, přičemž fotometrie musí mít přesnost lepší než 5%. To vše se zdařilo v uplynulých čtyřech pozorovacích sezónách zorganizovat pro více než dva tucty nadějných případů, a vskutku se tak podařilo nalézt jak dvojhvězdy tak i extrasolární planety (projekt PLANET); unikátnost metody spočívá jednak v okolnosti nalézat exoplanety extrémně daleko ve vesmíru, a jednak v její citlivosti - v zásadě tak lze objevovat i exoplanety o hmotnosti podobné Zemi. Největším úspěchem programu bylo souvislé sledování světelné křivky úkazu MACHO98-SMC-1, kde průchod kaustiky, pozorovaný 18. června na La Silla (ESO), Las Campanas (CTIO), v Sutherlandu (JAR), Perthu a Siding Springs (Austrálie) a Hobartu (Tasmánie), trval celých 8,5 h. Podle M. Albrowa aj. se průchod kaustikou odehrál právě 10 dnů po zpozorování daného jevu, potvrdil existenci dvojhvězdy se vzájemnou vzdáleností složek asi 3 AU a její příslušnost do Malého Magellanova mračna.
Soustavnému výzkumu mikročoček v Malém Magellanově mračnu se od r. 1996 věnovali C. Afonso aj. v rámci projektu EROS-2, když zde sledovali soustavně jasnosti 5,3 milionů hvězd v poli o výměře 10 čtverečních stupňů. Zatím objevili jenom jedinou mikročočku EROS-SMC-97/1, ale budoucnost projektu je slibná, neboť by pomohl interpretovat i pozorování, týkající se hala Galaxie a zejména Velkého Magellanova mračna. Podle S. Maoa se v r. 1999 podařilo v projektu OGLE pozorovat mikročočku, vykazující v průběhu fotometrických měřením nápadný paralaktický efekt, jenž umožnil odvodit příčnou rychlost samotné čočky 145 km/s. Odtud lze v principu studovat strukturu Galaxie, funkci hmotnosti pro hvězdy a extrasolární planetární soustavy. Jak OGLE tak i EROS se od r. 1999 věnují právě výzkumu spirálních ramen Galaxie, což jistě přinese další cenné poznatky.
Další vývoj názorů na strukturu vesmíru pozdržel paradoxně objev plynných mlhovin s emisními čarami, neboť si je astronomové směšovali s "nepravými" mlhovinami (galaxiemi). Předvídavý W. Herschel však razil pro budoucí galaxie termín "ostrovní vesmíry" již koncem 18. stol. H. Curtis (protagonista Velké debaty z r. 1920) objevil sice počátkem XX. stol. novy v mlhovině v Andromedě, jenže všechny zmátla "nova" S And z r. 1885, o níž tehdy nikdo netušil, že jde fakticky o nesrovnatelně svítivější supernovu. Novým zdržením v pochopení povahy spirálních mlhovin byla chybná van Maaneova měření údajné rychlé rotace spirál. Konečně pak nesprávná identifikace údajných jasných hvězd v blízkých spirálách vedla k výraznému podcenění vzdáleností galaxií a tudíž nesmyslně vysoké hodnotě Hubblovy konstanty H_o, jež zpětně oddálila přijetí myšlenky velkého třesku. Teprve r. 1958 zjistil A. Sandage, že údajné hvězdy jsou fakticky kompaktní svítivé oblasti ionizovaného vodíku v cizích galaxiích. Tento objev přispěl nejvíce k revizi stupnice vzdáleností, neboť již r. 1959 obdržel takto A. Sandage H_o = cca. 75 km/s/Mpc - velmi blízkou současné nejlepší hodnotě H_o = (65 +/- 5) km/s/Mpc.
J. Silk vyzdvihl okolnost, že moderní kosmologie předpověděla jak rozpínání vesmíru tak existenci reliktního záření. Vynikající je též souhlas předpovědi zastoupení hélia 24,6% a údajů z pozorování, jež dávají (24 +/- 1) %. Pro stáří vesmíru dnes vychází hodnota (15 +/- 2) miliard let a pro stáří prvního pokolení hvězd (12 +/- 2) miliardy let. Podle M. Turnera připadá z celkové hmoty vesmíru pouhých 5% na baryony a jen 0,5% na hvězdy. Nebaryonní složka hmoty vesmíru představuje asi 35% hmoty vesmíru a nalézá se převážné v intergalaktickém prostoru. Sem patří mj. i reliktní neutrina.
Jelikož tato nebaryonní složka je pružná, musí se ve shodě s pozorováním vzdálených supernov rozpínání vesmíru nyní zrychlovat. Podle S. Perlmuttera vychází z pozorování 42 vzdálených supernov, že pravděpodobné stáří vesmíru nepřesahuje (14,9 +/- 1,2) miliard let. To dále znamená, že plných 60% hmoty vesmíru je skryto v podobě Einsteinovy kosmologické konstanty LAMBDA, neboli energie falešného vakua, neboť stále převažuje mínění, že hustota hmoty vesmíru je přesně rovna hustotě kritické.
V této souvislosti dovolte malou odbočku. V červenci 1999 učinil americký fyzik F. Wilczek na první pohled nevinnou poznámku, že v urychlovači v Brookhavenu se podařilo napodobit podmínky, panující ve velmi raném vesmíru, kdy probíhaly fázové přechody právě zmíněného falešného vakua. Z toho vznikly obavy, zda podobný smrtelně nebezpečný fázový přechod nemohou dnes vyvolat relativisticky urychlené ionty v urychlovači. To je však naštěstí zcela vyloučeno, neboť nesrovnatelně vyšší energie nesou běžně částice primárního kosmického záření, a jak dosvědčuje naše vlastní existence, nikdy nic tak omračujícího nezpůsobily. P. Peebles připomněl, že hustota energie falešného vakua s rozpínáním vesmíru klesá, tj. klesá i konstanta LAMBDA. Vzdálené supernovy však naznačují, že zhruba v 60% současného stáří vesmíru se tempo rozpínání vesmíru začalo zrychlovat a jen tak mimochodem, teprve v 75% dnešního stáří vesmíru vznikla sluneční soustava. V současnosti se vesmír rozpíná již dvojnásobkem únikové rychlosti, ale v budoucnu se toto zrychlující tempo rozpínání zastaví a vesmír se bude nakonec rozpínat konstantní rychlostí. Příčinou tohoto podivuhodného chování vesmíru je dle Peeblese tajemná látka, zvaná kvintesence ("prapodstata"), jejíž gravitační hmotnost je záporná! Pokud je toto vysvětlení správné, pak je vesmír mnohem starší, než si dnes myslíme. Podle V. Trimblové je tlak Pv rozpínajícím vesmíru úměrný hustotě ró: P = w.ró, kde w = -1 (záporné znaménko značí, že vesmír se rozpíná) platí právě pro "obyčejnou" kosmologickou konstantu LAMBDA. Pokud je -1 < w < 0, pak je ve vesmíru přítomna kvintesence, což také odpovídá pozorováním, jež dávají w = cca. -0,7.
V. Burdjuža aj. rozvinuli původní myšlenku L. Griščuka a Zeldoviče z r. 1982, že vesmír vznikl doslova z ničeho. Ukázali, že v takovém případě neproběhla kosmologická inflace ve velmi raném vesmíru, a že pozorované reliktní záření poskytuje informaci o stavu vesmíru v čase, odpovídajícímu kosmologickému červenému posuvu z = 1200. K tomu připojuje F. Tipler poznámku, až od z = cca. 3 je Hubblovo rozpínání vesmíru plynulé, tj. lokální fluktuace se vyhlazují teprve v těchto obřích rozměrech. Ideálními indikátory rozpínání vesmíru se tak stávají kompaktní kupy galaxií, jež se projevují jako gravitační čočky.
Zlepšení našich vědomostí o struktuře vesmíru se nyní očekává od velkých přehlídek, jež začaly jednak v Novém Mexiku (SDSS) a jednak v Austrálii (2dF). Podle X. Fana aj. se přehlídka SDSS soustřeďuje na získání hrubých spekter 150 tisíc kvasarů a 1 miliónů galaxií na ploše 10 tisíc čtverečních stupňů v oblasti kolem severního pólu Galaxie, jež dosáhne do 23 mag a měla by být hotova koncem r. 2004. Australská přehlídka má dle S. Folkese aj. pomocí mnohovláknového spektrografu získat podrobná spektra více než 150 tisíc galaxií s červeným posuvem z < 0,2 do 19,45 mag na ploše 2,5 tisíce čtverečních stupňů. K. Taylor a I. Lewis tvrdí, že v dosavadních optických přehlídkách se přednostně vyskytují velké galaxie, obsahující nejméně miliardy hvězd, kdežto miniaturní galaxie s desítkami tisíc až desítkami miliónů hvězd mohou zcela chybět, takže od nové přehlídky lze očekávat i objevy celých nových tříd galaxií.
Sjunjajevův-Zeldovičův efekt pro reliktní záření nasvědčuje H_o v intervalu 57 +/- 71, zatímco z fázového zpoždění pro gravitační čočky dostáváme v průměru H_o = (61 +/- 12). To je ve shodě s konzervativní hodnotou, hájenou A. Sandagem a G. Tammannem H_o = cca. 60. Sandage argumentuje tím, že určování vzdáleností galaxií pomocí cefeid skrývá čertovo kopýtko v podobě výběrových efektů, které naneštěstí rostou se vzdáleností. S přihlédnutím k těmto efektům pro 27 galaxií mu pak vyšlo H_o =(54 +/- 7).
T. Ekholm aj. využili neortodoxní metody, založené na Tullyho-Fischerově vztahu mezi rychlostí rotace a svítivosti galaxií, a dospěli tak k H_o = 52. C. Bernstein a P. Fischer měřili H_o z fázového zpoždění pro gravitační čočku Q0957+561 a vyšlo jim (72 +/- 22). C. Fassnacht aj. zkombinovali optická a rádiová měření jasností tří složek kvasaru B1608+656 (z = 1,39), zobrazených gravitační čočkou se z = 0,63 a dostali odtud H_o = (59 +/- 8). Zcela nezávislou metodu určování vzdáleností galaxií srovnáváním velikosti fluktuací plošné jasnosti obrazu dané galaxie použili J. Blakeslee aj. a obdrželi tak H_o = (74 +/- 4).
Jak patrno, většina určení H_o dává sice docela malé střední chyby až kolem 5%, ale vzájemný nesouhlas citovaných hodnot převyšuje velikost formálních chyb tak zřetelně, že kýženého cíle znát absolutní hodnotu Hubblovy konstanty (a tudíž i stáří vesmíru) s přesností do 10% nebude ještě nějakou chvíli dosaženo. Podle mého soudu dojde k podstatnému pokroku až někdy po r. 2010, kdy budou k dispozici trigonometrické paralaxy hvězd s mikrovteřinovou přesností.
Problém skryté hmoty vesmíru má svou dlouhou prehistorii, začínající zjištěním F. Zwickyho v r. 1933, že gravitačně vázaná kupa ve Vlasu Bereničině má nezvykle velkou disperzi rychlostí 1019 km/s pro členy kupy, tj. že její gravitační hmotnost je mnohem vyšší, než vyplývá ze součtu hmot pozorovaných členů kupy (viriálová věta). Od té doby se podobný efekt pozoruje prakticky u každé kupy galaxií a k tomu přibyly další argumenty, tj. neklesající křivky rotace galaxií na jejich perifériích a konečně nápadný nesoulad mezi pozorovanou a vypočtenou hmotností gravitačních čoček - někdy se dokonce zdá, že příslušnou gravitační deformaci obrazu vzdálené galaxie či kvasaru působí pouze chuchvalec skryté hmoty. Množství a samozřejmě i povaha skryté hmoty vesmíru se tak staly rovněž klíčovými kosmologickými parametry, neboť je zřejmé, že skrytá hmota nad hmotou zářivou převažuje přibližně o dva řády - jde tedy o hlavní složku vesmíru vůbec.
J. Alam aj. soudí, že baryonní složku chladné skryté hmoty by mohly tvořit velmi trvanlivé tzv. kvarkové nuggety, vznikající při fázovém přechodu z kvarků na baryony v prvních mikrosekundách po velkém třesku. B. Nath upozornil, že velmi mnoho skryté hmoty může obsahovat intergalaktické prostředí, jež je sice o 26 řádů řidší než atmosféra na Zemi, když obsahuje jedinou částici v objemu 10 m^3 (sněhovou vločku v objemu zeměkoule!). J. Wells aj. tvrdí, že povahu skryté hmoty mohou odhalit pozorování 2 GeV antiprotonů v kosmickém záření, ale k tomu zatím nejsou vhodné přístroje. Téhož názoru jsou i L. Bergström aj., kteří ukázali, že antiprotony by mohly vznikat anihilací supersymetrických částic v galaktickém halu. D. Holz navrhl, aby se k určení rozložení skryté hmoty využily jednak supernovy a jednak gravitační čočky.
R. Ibata aj. přišli s relativně prozaickým vysvětlením pro skrytou hmotu v halu naší Galaxie. Všimli si totiž, že na proslulých opakovaných snímcích HDF-N se vyskytlo alespoň pět nápadně modrých bodových objektů, jež se během dvou let mezi snímky zřetelně posunuly o více než 23 obloukových milivteřin. Autoři soudí, že by to mohli být staří bílí trpaslíci o hmotnostech kolem 0,5 M_o. Pak by se právě takto dala vysvětlit celá skrytá hmota hala naší Galaxie, potažmo i dalších spirálních galaxií. S tím souhlasí B. Hansen, jenž konstatuje, že pak by skrytá hmota Galaxie nebyla fakticky tak docela temná, ale prostě jen velmi slabě zářící. Do této skupiny řadí především tzv. béžové trpaslíky o hmotnostech 0,1 -- 0,3 M_o, jež jsou fakticky rychle chladnoucími bílými trpaslíky, jelikož na ně v přiměřeném tempu dopadá vodíkový plyn.
Pokud jde o mikrovlnné záření kosmického pozadí, nejvíce pozornosti se nyní věnuje využití Sjunjajevova-Zeldovičova efektu (rozptyl reliktních fotonů na horkém plynu) v kupách galaxií. E. Komatsu aj. odhalili poprvé existenci efektu také v submilimetrovém pásmu na frekvenci 350 GHz pro rentgenově nejsvítivější kupu galaxií RX J1347-1145 se z = 0,45. Čím dál větší zájem astrofyziků budí zlepšující se možnosti detekce kosmického záření vysokých a velmi vysokých energií. Podle G. Mediny-Tanco patří k největším záhadám vzácný - leč nepochybný - výskyt částic s energiemi vyššími než 50 EeV, neboť díky existenci fotonů reliktního záření a infračerveného pozadí by takové energetické částice měly být rozbity nejpozději na dráze 30 Mpc. Do této vzdálenosti od Země se však nenalézá žádný teoreticky vhodný zdroj tak energetických částic a naopak, vhodné zdroje leží daleko za touto hranicí (tzv. Greisenova-Zacepinova-Kuzminova mez - GZK).
D. Bird aj. studovali rozložení extrémně energetického kosmického záření pomocí aparatury Muší oko v Utahu. Ukázali, že v pásmu do 3 EeV se kosmické záření lehce koncentruje ke galaktické rovině, kdežto nad touto hranicí je jeho rozložení pravděpodobně izotropní. E. Gorčakov a I. Charčenko upozornili, že galaktickou anizotropii energetického kosmického záření může vyvolat výskyt magnetických polí v koróně Galaxie. Na určitější závěry však budeme muset počkat ještě alespoň pět let, kdy už bude v rutinním provozu první část jižní observatoře Pierre Auger v Malargüe v Argentině, kterou za 50 milionů dolarů buduje konzorcium 19 států včetně České republiky.
Zatím však teoretikům rozhodně nechybí fantazie, když navrhují nejrůznější často bizarní mechanismy urychlování částic kosmického záření v bližším okolí naší - z hlediska extrémních energií - naštěstí tak fádní Galaxie. Horkými favority na produkci extrémně energetického kosmického záření se zdají být zábleskové zdroje záření gama. A. Dar a R. Plaga soudí, že dávnými galaktickými zdroji tohoto typu lze objasnit průběh energetického spektra kosmického záření v rozsahu od TeV až po desítky EeV, zejména výskyt dvou ohybů na plynulé klesající křivce intenzity kosmického záření s rostoucí energií částic - tzv. kolena pro energie 3 PeV a kotníku pro 3 EeV. Podle M. Wiedenbecka aj. se podařilo družici ACE, vypuštěné v srpnu 1997, prokázat, že zdrojem energetického kosmického záření jsou zcela určitě pozůstatky po výbuchu supernov, jak už před půl stoletím předvídal E. Fermi. Zato usilovné hledání částic antihmoty v kosmickém záření přináší dle P. Chardonneta aj. zatím pouze horní mez 10^-6 pro zastoupení jader antihélia vůči jádrům hélia.
Evropská laboratoř CERN ve spolupráci s podzemní observatoří Gran Sasso v Itálii připravují za 45 milionů dolarů pokus s vysíláním usměrněného svazku mionových neutrin, jež by se na přímé dráze 730 km mezi urychlovačem a detektorem mohla oscilacemi částečně změnit na tauonová.
T. Udem aj. ověřovali při úplném zatmění Slunce údajný vliv zatmění na chod atomových hodin, jenž prý při částečných zatměních Slunce v letech 1987 a 1992 vykazoval soustavné odchylky v rozmezí 0,5 -- 65 micros. Navíc při zatměních v letech 1954 a 1959 měly být pozorovány odchylky ve stáčení roviny Foucaltova kyvadla. Nová měření se dvěma cesiovými normály, jedním rubidiovým oscilátorem a vodíkovým maserem probíhala ve sklepení laboratoře ve Wesslinu v Německu vzájemným porovnáváním chodu každé 4 s od 3. do 23. srpna 1999. Odchylky za 6 dnů kolem zatmění nepřesáhly 20 ns, a nepotvrdily tak žádný takový vliv.
M. Livio uveřejnil úvahu o vzácnosti výskytu mimozemšťanů, ve vesmíru, jež podle jeho názoru souvisí s tím, že vesmíru trvá asi 5,5 miliardy let, než v něm hvězdy vyprodukují termonukleárními reakcemi dostatečné množství uhlíku a dopraví ho do zárodečných mezihvězdných mračen, aby byl nástup života technicky možný. Pozemská zkušenost pak ukazuje, že to zabere nejméně další 4 miliardy let, než se počáteční jednobuněčný život zmůže na mnohobuněčné inteligentní bytosti; jinými slovy, první mimozemšťané se ve vesmíru mohli objevit nejdříve až 10 miliard let po velkém třesku.
S. Taylor si však myslí, že lidstvo je v pozorovaném vesmíru osamělé, jelikož sice na jedné straně tento vesmír obsahuje řádově 10^22 hvězd, ale na druhé straně má Země až neuvěřitelné štěstí, např. je doprovázena vhodně velkým a vzdáleným Měsícem, před dopady komet a planetek ji ochraňuje Jupiter; žádné velké planety nemají excentrické dráhy; za poslední 4 miliardy let v blízkosti Země nevybuchla žádná supernova a zejména nedošlo k žádném vzplanutí gama atd. K tomu mírně cynicky poznamenávají R. Kurzweil a H. Moravec, že během nejbližšího půlstoletí počnou na Zemi roboti splývat s člověkem, takže klasický Homo sapiens sapiens pomalu končí. Ostatně podle nejnovějších statistik máme už my lidé na Zemi maximum populačního růstu za sebou koncem šedesátých let XX. stol. kdy byl relativní populační přírůstek něco přes 2% ročně, ale počátkem devadesátých let klesl již pod 1,5% za rok. V té době bylo ovšem dosaženo maxima absolutního přírůstku 85 miliónů osob za rok, což však u r. 1995 kleslo na 80 miliónů za rok. Odhad počtu lidí na Zemi pro dobu, kdy začneme splývat s roboty, činí asi 9 miliard osob.
Universita v Berkeley rozběhla 13. května 1999 pod vedením D. Andersona ambiciózní program celosvětové spolupráce majitelů osobních počítačů při Fourierově analýze rádiového šumu, zachyceného v projektu SERENDIP - naslouchání umělým signálům z vesmíru na frekvenci 1,42 GHz pomocí 305 m radioteleskopu v Arecibu. Návrh programu SETI@home byl poprvé předložen na mezinárodním sympoziu o SETI v červenci 1996 na Capri a představuje zatím nejúspěšnější program sdílení výpočtů na světě. Původní data z Areciba (35 GB/den !) jsou automaticky rozdělována na 107 s dlouhé balíčky po 250 kB, jež si zájemci mohou stáhnout z internetu stejně jako jednotný program zpracování pro platformy Windows, MacIntosh nebo OS. Výpočty mohou u dostatečně výkonných počítačů probíhat na pozadí; vždy však zcela bezbolestně v době, kdy je i méně výkonný osobní počítač přepnut do režimu šetřiče obrazovky. Jakmile je balíček zpracován, což zabere v průměru 20--35 h času CPU, příslušný osobní počítač jej při nejbližším připojení na internet samočinně odešle zpět do Berkeley a stáhne si další balíček. Za prvního čtvrt roku získal projekt 1 milión spolupracovníků v 224 zemích světa, což odpovídá kapacitě virtuálního superpočítače s výkonem 6 Tflops.
Programy hledání cizích civilizací typu SETI se dosud soustřeďovaly na naslouchání v pásmu rádiových vln, avšak v loňském roce začaly pokusy s hledáním kódovaných světelných záblesků od hvězd slunečního typu pomocí citlivých fotometrů, a to jednak v Berkeley a jednak na Harvardově univerzitě. J. Cordes připomíná, že v každém případě je přenos umělých signálů degradován přibližně úměrně době průletu mezihvězdným prostředím, což by se dalo využít k odvození vzdálenosti zdroje umělého signálu od nás.
Zcela podle plánu byla do chodu uváděna jednotlivá 8,2 m zrcadla ESO VLT na Mt. Paranalu v Chile. Zrcadla jsou pojmenována v jazyku Mapuče Antú, Kjújen, Melípal a Jepún (Slunce, Měsíc, Jižní kříž a Večernice); slavnostní inaugurace největšího dalekohledu na světě se odehrála za účasti celebrit 5. března 1999. Podle R. Giacconiho aj. dosahuje Antú úhlového rozlišení 0,04arcsec a mezných hvězdných velikostí 26,3 mag v pásmu U; 27,8 mag v B a 25,2 mag v oboru I. Koncem roku bylo zveřejněno prvních 15 původních vědeckých prací, založených na pozorování teleskopu Antú, sepsaných převážně německými a italskými astronomy. Od září 1999 je novou ředitelkou ESO francouzská astronomka C. Cesarská. Mezitím R. Gilmozzi aj. z ESO uveřejnili první náčrt příštího největšího dalekohledu světa OWL (OverWhelmingly Large Telescope) o průměru primárního zrcadla 100 m (!), tvořeného 2000 šestiúhelníkovými segmenty o úhrnné hmotnosti 20 000 t v ceně 1,2 miliardy dolarů. Šlo by fakticky o svérázný zenitteleskop o výšce 137 m, kde by bylo umístěno sekundární zrcadlo ze 100 segmentů o průměru 25 m. Superdalekohled by byl přirozeně vybaven systémem adaptivní optiky a měl by mít úhlové rozlišení 40x lepší než HST a zobrazoval by objekty až 38 mag. Bude ho řídit superpočítač o 300krát vyšším výkonu než jsou dnešní nejlepší počítače světa a měl by být v provozu již kolem r. 2020. Proto jako na zavolanou přichází zpráva, že společnost IBM hodlá do pěti let vyvinout superpočítač Blue Gene s výkonem 1 Pflops (dosavadní špička je 2 TFlops), sestávající z miliónu Gflops procesorů s přístupovým časem 10 ns. Takový superpočítač bude např. schopen současných objem dat na internetu (100 TB) přenést za necelou sekundu. Prodejní cena se ovšem odhaduje na 100 milionů dolarů a příkon na 1 MW!
M. Cherry uvedl podrobnosti o jihoafrickém 9,2 m SALT, bude v provozu r. 2004 za necelých 17 milionů dolarů. Jde o společný projekt JAR, Polska, USA a SRN, jenž představuje zdokonalenou kopii úspěšného texaského teleskopu HET. Na Mt. Wilsonu v Kalifornii uvedli v listopadu 1999 do chodu interferometr CHARA, sestávající zatím ze dvou spřažených metrových dalekohledů na proměnné základně. Podle H. McAlistera se již podařilo získat interferenční proužky pro tři jasné hvězdy a tak je dobrá naděje, že interferometr dosáhne plánovaného rozlišení 0,004arcsec.
R. Garstang uveřejnil nové údaje o mezných hvězdných velikostech
(mhv) a užitečném maximálním zvětšení při pozorování zrcadlovými
dalekohledy, jak udává tabulka:
| Průměr optiky (mm) | mhv (mag) | zvětšení |
|---|---|---|
| 150 | 13,4 | 180x |
| 400 | 15,4 | 470x |
| 1021 | 17,0 | 1200x |
O úžasném pokroku detekční techniky svědčí úspěch kanadského astronoma-amatéra P. Boltwooda z Ottawy, jenž ke svému 0,4 m Newtonovu reflektoru f/4,8 připojil kameru s maticí CCD 576x384 pixelů a složenou 20 h expozicí při hledání optického protějšku GRB v souhvězdí Hada dosáhl mezné hvězdné velikosti R = 24,1, což ještě před 20 lety nedokázal v uvedeném pásmu ani palomarský pětimetr! Na Palomaru nyní probíhá digitální přehlídka oblohy DPOSS s meznou hvězdnou velikostí B = 22 mag, jejímž cílem je zobrazit přes 50 miliónů galaxií a více než 2 miliardy hvězd. Podle S. Djorgovského se přitom již podařilo odhalit 60 kvasarů se z > 4. U 3,6 m CFHT byla instalována mozaika 12 matic CCD o celkové ploše 12x8 kilopixelů, jež umožňuje naráz zobrazit zorné pole 0,7deg x 0,5deg, tj. 200 MB z jediného snímku. Během jediné noci tak přibude v paměti počítače 10 GB a za rok provozu plný 1 TB. Přitom ve vývoji je už mozaika 18x18 kilopixelů... Podobně se modernizuje slavná 1,2 m Schmidtova komora na Mt. Palomaru, která dostala matici CCD s hranou 4 kilopixely pro zobrazení pole o výměře 1,1 čtverečního stupně, avšak během 2 let bude vybavena mozaikou více než 100 (!) matic CCD.
Novým ředitelem Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimoru byl jmenován S. Beckwith, jenž vystřídal R. Williamse. Nový ředitel připomněl, že nové výkonné dalekohledy jsou mimo jiné podstatně levnější, než dalekohledy předešlých generací, za což vděčíme pokroku moderní techniky. Provoz HST zajišťuje ve zmíněném Ústavu 470 pracovníků za 40 milionů dolarů ročně, kdežto řízení budoucího NGST bude třikrát levnější. Z hlediska úspěšnosti (poměr mezi přijatými a podanými pozorovacími programy pro HST) vedou Holanďané (44%), následování Brity (40%), Francouzy (38%) a Kanaďany (37%). Teprve pak přicházejí Američané s 29% úspěšností. Svědčí to ovšem o neobyčejné nestrannosti výběrové komise.
Budoucí velký kosmický dalekohled NGST o průměru segmentového zrcadla 8 m bude pracovat v Lagrangeově bodě L_2 bez možnosti jakékoliv opravy či údržby a podle G. Starkmana aj. bude doplněn samostatně naváděným stínítkem BOSS, jež umožní zakrytí mateřských hvězd kvůli snazšímu zobrazení jejich exoplanet. R. Angel aj. navrhují umístění dalších plochých zrcadel o průměru cca 4 m v kosmu, jež by vrhala ze vzdálenosti několika kilometrů světlo vzdálených hvězd na NGST. J. Burge aj. ukázali, že segmenty pro NGST lze velmi odlehčit konstrukcí tzv. zrcadlových membrán s malou plošnou hustotou 13 kg/m^2, takže celé 8 m zrcadlo bude mít neuvěřitelně nízkou hmotnost 623 kg - pro srovnání 2,4 m zrcadlo HST má hmotnost přes 800 kg.
G. Sonneborn aj. popsali parametry družice FUSE, jež byla vypuštěna koncem června 1999 na kruhovou oběžnou dráhu ve výši 770 km, jež má pracovat 3 roky v daleké ultrafialové oblasti za Lymanovou hranou 91 nm. Jejím hlavním cílem je změřit poměr zastoupení deutéria vůči vodíku ve vzdáleném vesmíru. V červenci 1999 konečně odstartovala zatím nejvýkonnější rentgenová družice Chandra - předposlední z tzv. velkých observatoří NASA. Pohybuje se po protáhlé eliptické dráze 9,7 x 139,1 tisíc km s plánovanou životností 5 let. V prosinci 1999 byla raketou Ariane vypuštěna evropská rentgenová družice XMM (Newton) o hmotnosti 3,9 t na protáhlou eliptickou dráhu 7,4 x 114 tisíc km s periodou 48 h, jež započala vědecká měření na jaře 2000. Má sice větší sběrnou plochu než Chandra, ale platí za to menší rozlišovací schopností. Na oběžné dráze kolem Země je tč. asi 8000 družic, z toho pětina je viditelná očima; většina je ovšem nefunkčních a přispívají k zhoršování problému kosmického smetí. Nejlepším detektorem úlomků je výkonný americký radar v Goldstone v Kalifornii, jenž dokáže rozlišit 3 mm úlomky na vzdálenost 1000 km.
Problémy se nevyhnuly ani japonské sondě Nozomi, jež měla podle plánu zvýšit v prosinci 1998 svou rychlost tak, aby doletěla k Marsu. Nedostatečná funkce hlavního motoru však misi málem zmařila, ale další manévr ji vynesl na velmi pomalou dráhu, takže sonda dospěje k Marsu až v prosinci 2003. Zato americká sonda Lunar Prospector ukončila úspěšně rok provozu na oběžné dráze kolem Měsíce ve výši 100 km, a její dráha byla postupně snížena na 40 a 30 km nad Měsícem. Počátkem února odstartovala kosmická sonda Stardust, jež r. 2004 doletí na 150 km k jádře komety Wild 2, odebere tam vzorky a přiveze asi 25 g kometárního prachu v pouzdře zpět na Zemi v lednu 2006. Kosmická sonda Cassini proletěla koncem června 1999 znovu kolem Venuše a 18. srpna 1166 km nad Zemí, aby opět nabrala rychlost o plné 4 km/s k svému hlavnímu cíli Saturnu. Vinou tohoto setkání se ovšem Země opozdila na své dráze kolem Slunce, takže Nový rok 2000 jsme měli oslavit o celou 1 pikosekundu později! Kosmická sonda Deep Space 1 proletěla 29. července 1999 ve vzdálenosti pouhých 15 km od planetky (9969) Braille o průměru 1,5 km, ale bohužel se nepodařilo získat plánované snímky povrchu, jenž se ukázal nečekaně tmavý. Vytrvalá sonda Galileo navštívila 14. srpna 1999 naposledy Jupiterovu družici Kallistó v minimální vzdálenosti 2300 km, když o dva dny předtím úspěšně přežila nečekaně vysokou radiaci při průletu ve vzdálenosti necelého půl miliónu km od vrcholků mračen Jupiteru.
NASA využila 30. výročí prvního letu člověka na Měsíc k rekapitulaci svého úsilí v kosmonautice. V r. 1961 pracovala na 40 projektech, kdežto r. 1992 jen na 11. Extrapolací trendu vycházelo, že velmi brzo by měla otvírat jeden nový projekt za desetiletí, což by bylo zjevně zničující. Od té doby se však situace změnila k lepšímu a nyní NASA podporuje 25 vědeckých misí ročně. Přitom v šedesátých letech skončily vědecké projekty předčasně pro technické závady ve třetině případů, kdežto v dalších desetiletích klesla neúspěšnost na pouhých 10%, jenže počátkem devadesátých let znovu vyhoupla na 18%. Zatímco totálním fiaskem skončilo v šedesátých letech 5% misí, v dalších desetiletích to bylo jenom 2% projektů, ale od r. 1992 stouplo procento totálních selhání na plnou čtvrtinu, což je zřejmý negativní důsledek hesla: lépe, rychleji, levněji, raženého současným ředitelem NASA D. Goldinem.
Pokud se tak postupně celosvětově podaří zachránit lidem pohledy do nebe, můžeme začít přemýšlet o tom, jaké změny nám přinesou sama nebesa. Díky vlastním pohybům hvězd se totiž pomalu leč neúprosně mění tvary souhvězdí na pozemské obloze, což lze nyní přesněji spočítat díky výsledkům měřením družice HIPPARCOS. Z nejnápadnějších sestav má tak nejkratší životnost Velký vůz, jenž zanikne již během 100 tisíc let, podobně jako Kasiopeja; Orion však bude rozpoznatelný ještě celých 800 tisíc let. Počátkem roku 1999 se rozpoutala hlavně ve Spojených státech debata o termínu "modrý měsíc", jehož se tam užívá v podobném smyslu jako u nás úsloví "jednou za uherský rok". Termín správně objasnil B. McIndy. Modrý je ten kalendářní měsíc, v němž se odehrají dva úplňky. Nastává v průměru po 33 kalendářních měsících a souvisí s 19tiletým Metonovým cyklem (235 lunací za 228 kalendářních měsíců), takže během cyklu nastane 7 modrých měsíců. Rok 1999 byl v tomto smyslu neobvyklý, neboť měl modrý leden i březen, zatímco v únoru nebyl žádný úplněk. To se dle D. Harpera předtím naposledy stalo r. 1961 a příště až r. 2018. V letech 1600-9999 se odehrálo či odehraje celkem 331 takových párových modrých měsíců, z toho nejčastěji (75%) v lednu a březnu, 12% v březnu a prosinci, 8% připadá na leden a duben a zbytek na leden a květen. Dva modré měsíce v přestupném roce byly naposledy r. 1608 a příště se tak stane až r. 2572. V souvislosti s přechodem na r. 2000 se jednak objevila varování o totálním kolapsu počítačů a mikročipů (problém Y2K) a jednak tvrzení, že 31. prosince 1999 skončilo XX. století našeho letopočtu. To první se naštěstí nestalo, a to druhé není pravda, jelikož prvním dnem našeho letopočtu byl 1. leden 1 (AD). Dvacáté století a druhé tisíciletí proto skončilo až o půlnoci z 31. prosince 2000 na 1. leden r. 2001, ale i tak je díky známé gregoriánské kalendářní reformě z r. 1582 kratší o 13 dnů, než plně juliánské tisíciletí první. Díky téže reformě budou mít příští tisíciletí délky, kolísající pouze o 1 den (nejčastěji 365 243 dnů), takže uplynulému II. tisíciletí zůstane s pouhými 365 237 dny už natrvalo přídomek nejkratšího tisíciletí v historii!
Další kuriozitou jsou kolísající počátky roku v rámci křesťanského kalendáře. Ve starověku začínal rok nejčastěji 1. března, ale v některých údobích 1. ledna. Ve středověku začínal rok ponejvíce 25. března, ale místy také na Velký pátek, což je pohyblivý svátek, takže i roky pak měly proměnnou délku. Souběžně se však místy užívala i data 25. prosince a 6. ledna a v Byzanci převládlo datum 1. září, dodnes u nás zachované jako začátek školního roku. Sjednocení rozmanitých počátků roku křesťanského letopočtu na 1. leden nastalo teprve r. 1800! Od 1. října 1891 byl u nás zaveden středoevropský pásmový čas, zatímco letní čas byl poprvé vyhlášen ve válečných letech 1916-1918 a opět 1940-1949. Od r. 1979 je používán pravidelně v období mezi poslední nedělí v březnu a poslední nedělí v září. V r. 1996 jsme se však přizpůsobili zvyklostem EU a letní čas končí až poslední neděli v říjnu.
C. Conselice zhodnotil význam komitétů, jež zhruba v desetiletých intervalech sestavují v USA za účasti předních astronomů, kteří pak připravují doporučení o finanční a technické podpoře americké astronomie pro nejbližší dekádu. Komitéty jsou vybírány velmi pečlivě a jejich práce je důkladná a náročná, což dává výsledným doporučením velkou váhu, a proto se je také většinou zdařilo v termínu uskutečnit. Astronomové jsou tak příkladem i pro jiné obory, které mnohem obtížněji získávají podporu pro drahé projekty z toho prostého důvodu, že specialisté těchto disciplín se nedokáží o prioritách vůbec domluvit. Tak se postupně podařilo vybudovat národní optickou a radioastronomickou observatoř (Kitt Peak a Green Bank) jakož i velkou anténní soustava VLA v Socorru, vypustit družice HST, Compton a Chandra a připravit družici SIRTF, resp. postavit binární osmimetr LBT. Jistou sprchu pro budoucí vyhlídky USA v astrofyzice však představuje alarmující zpráva, že za poslední desetiletí klesl počet studentů fyziky na amerických univerzitách na polovinu a je nejnižší za posledních 40 let. Vědecky však zbrojí Kanada, která chce v nejbližších pěti letech zvýšit počet univerzitních profesorů o 5000 osob.
V Evropě se začíná na první pohled trochu překvapivě dařit astrofyzice ve Španělsku, což souvisí s výrazně vyšší podporou vědy tamější vládou v posledních desetiletích. Zatímco počátkem 80. let věnovalo Španělsko na základní výzkum 0,85% z HDP, nyní je to 1,2%. Rozpočet na vědu se tam nyní pravidelně zvyšuje o 7% ročně. Podle scientometrických ukazatelů se to opravdu velmi vyplácí, neboť ve stejném období stoupla produktivita španělských badatelů 3,5 krát a země postoupila na světovém žebříčku ze 16. na 11. místo, přičemž rekordní nárůst zaznamenala právě španělská astrofyzika, dále pak částicová fyzika a výzkum řízené termonukleární reakce.
Podobně začínají státy Evropské unie stahovat dlouholetý náskok USA ve vědeckých publikacích. V r. 1997 se poprvé od skončení II. světové války stalo, že přírodovědci ze států EU uveřejnili více původních prací (33,5% světové produkce) než z USA (32,6%). Na tomto úspěchu se nejvíce podílí Rakousko, Francie, Irsko, Itálie, Španělsko a skandinávské země, kde rozsah vědecké produkce roste nejrychleji.
Zdá se, že nejsilnějším dojmem z rozvoje astronomie roku 1999 zůstane zjištění, že příval informací výrazně vzrůstá; za posledních 20 let o plných pět řádů. (Představte si, milí trpěliví čtenáři, že by ve stejném poměru bubřel i rozsah mých Žní!) Je to však teprve začátek toho, co nás čeká v nejbližších letech. Archivace astronomických údajů z již ukončených ale i právě se rozbíhajících projektů přinese v nejbližších pěti letech potřebu skladovat a aktivně využívat řádově 100 TB dat. (Pro srovnání uvádím, že nedávno rozluštěný lidský genom představuje pouze asi 0,01 TB údajů.) V r. 2005 začne pracovat nový urychlovač LHC v laboratoři CERN v Ženevě, jenž bude chrlit data ročním tempem 6,6 PB, což je asi totéž množství informace, jako kdyby každý žijící člověk na zeměkouli mluvil nepřetržitě do 20 mobilních telefonů současně! To je ovšem pouhý zlomek všech slov, jež pronesli během svých životů všichni lidé, kteří na Zemi žili a žijí: 5 EB.
Není asi tak vzdálená doba, kdy se objem informací v digitálních
archivech přiblíží těmto vpravdě astronomickým číslům a otázka
zhušťování dat (nejenom v astronomii) bude naprosto klíčovou.
Zatím lze nabídnout dvojité řešení, jež na jedné straně
parafrázuje starou čínskou moudrost, že jeden obrázek má stejnou
cenu jako tisíc slov, a na druhé straně cituje amerického
astronoma R. Nelsona. Ten totiž předloni prohlásil, že jedno
spektrum má stejnou cenu jako tisíc obrázků! Pokud tedy budeme
ukládat přívaly dat do digitálních archivů jako spektra, ušetříme
6 řádů, tj. z Exabytů se se stanou Terabyty - a s těmi už
i zaostalé dosavadní superpočítače prostému badateli nějak
poradí.
(Konec Žní 1999)
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 12. februára 2000