Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 14. decembra 2006
F. Aharonian aj. zpřesnili pomocí teleskopu HESS pro vysokoenergetické paprsky gama polohu zdroje zmíněného záření uprostřed Galaxie. Zpřesněná poloha souhlasí s přesností ±1arcmin s polohou radiového zdroje Sgr A*, tedy s polohou černé veledíry v Galaxii. Tok záření gama z tohoto zdroje je v pásmu 1 TeV časově stálý. Jak uvedli M. Cassé aj., díky dobrému úhlovému rozlišení družice INTEGRAL jsme získali nový pohled na fyzikální pochody v jádře Galaxie. Anihilační čára s energií 511 keV poukazuje na to, že se v jádře Galaxie nachází poměrně hodně antihmoty v podobě pozitronů. Autoři soudí, že dostatečnou zásobárnou pozitronů mohou být hypernovy, pokud vybuchují aspoň jednou za 5 tis. roků. Dále se uprostřed Galaxie pozoruje jaderná čára 1,8 MeV z radioaktivního rozpadu 26Al na 26Mg s poločasem rozpadu 730 tis. roků, což znamená, že v centrální oblasti Galaxie musí poměrně často vybuchovat běžné supernovy, které zabezpečují stálý přísun radioaktivního hliníku.
G. Bélanger aj. využili téže družice k detekci tvrdého rentgenového záření ze zdroje IGR 1745.6-2901 v bezprostředním okolí černé veledíry v jádře Galaxie. Rentgenový výkon zdroje dosahuje hodnoty 3.1028 W. M. Revnivtsev aj. nalezli v blízkosti zmíněného zdroje nový zdroj IGR 1742-2822 v obřím molekulovém mračnu Sgr B2, který slouží jako zrcadlo pro přepracování rentgenového záření z předešlého zdroje, přičemž časový posuv pro přepracování činí asi 350 let. Podle zmíněných autorů byla tehdy rentgenová emise z centra Galaxie o 6 řádů (!) vyšší než nyní po dobu zhruba 10 let. Něco obdobného lze očekávat i v budoucnosti.
B. Aschenbach aj. odvodili z pozorování pomocí družic Newton a Chandra výkonová spektra během dvou rentgenových vzplanutí v okolí centrální černé veledíry naší Galaxie v říjnu 2000. Odtud vyplývá, že minimální hmotnost veledíry činí 2,7 MM☉, a že veledíra rotuje téměř na hranici svých možností, jelikož její moment hybnosti dosahuje 99,4% maximálního možného momentu. K. Iwasawa aj. využili družice Newton k objevu četných rentgenových vzplanutí zhruba po 6 h, které vysvětlují existencí horké skvrny, jež obíhá v akrečním disku kolem černé veledíry rychlostí 0,2 c ve vzdálenosti 1 AU od ní. Podle E. Quaterta dodává hvězdný vítr od hmotných hvězd do centrálního parseku Galaxie 10-3 M☉/rok; z toho několik procent stéká ročně do černé veledíry. Právě tento plyn, zachycovaný černou veledírou, je zdrojem rentgenového záření v okolí veledíry. A. Ghezová aj. pozorovali okolí černé veledíry Keckovým teleskopem s adaptivní optikou v blízkém infračerveném pásmu 3,8 µm ve vzdálenosti jen 0,02arcsec od polohy veledíry, tj. pouhých 80 Schwarzschildových poloměrů (5 AU). Jasnost zdroje kolísala během 4 nocí o 1,6 mag díky proměnné injekci ultrarelativistických elektronů do akrečního disku kolem veledíry.
M. Reid a A. Brunthaler využili anténní soustavy VLBA k soustavnému měření vlastního pohybu radiového zdroje Sgr A* vůči extragalaktickým bodovým radiovým zdrojům po dobu 8 let. Dostali tak jeho vlastní pohyb 6,4 milivteřiny/rok v pozičním úhlu 209° v rovině Galaxie. Tento pohyb je fakticky zrcadlovým odrazem oběžného pohybu Slunce kolem centra Galaxie. Hmotnost objektu Sgr A* vychází na 4 MM☉ a je téměř jisté, že jde o černou veledíru. G. Bower aj. sledovali pomocí VLBA radiový zdroj Sgr A* v centru Galaxie na frekvenci 43 GHz s úhlovým rozlišením na zlomky úhlových milivteřin. Tím se zdařilo prokázat, že vlastní zdroj - což je zřejmě rotující silně magnetický akreční disk kolem černé veledíry nad Schwarzschildovým poloměrem Rs = 0,08 AU - má rozměry nanejvýš 24 Rs. Podobně A. Miyazaki aj. sledovali tento radiový zdroj pomocí milimetrové soustavy NBA na 100 a 140 GHz a z rychlostí variací radiového toku odvodili maximální rozměr zdroje pod 12 AU, čili pod 150 Rs. Definitivní důkaz o existenci černé veledíry tudíž vyžaduje mapování s vysokým úhlovým rozlišením na frekvenci 300 GHz, tj. na vlnové délce 1 mm, což se zajisté v dohledné době dosáhne. Jak uvádějí S. Roy a A. Pramesh Rao, zdroj Sgr A* byl též pozorován radioteleskopem GMRT na frekvencích 1010 -- 580 MHz - to je zatím nejnižší frekvence, na níž je centrum Galaxie aktivní.
T. Alexander a M. Livio se pokusili vysvětlit, kde se v blízkosti černé veledíry berou mladé hvězdy ve stabilních oběžných drahách s vysokou výstředností. Nejméně 10 mladých hmotných hvězd obíhá ve vzdálenosti pod 0,04 pc od černé veledíry v jádře Galaxie a celkem 40 hvězd ve vzdálenosti do 0,1 pc. Autoři ukázali, že pokud tyto hvězdy vznikly v mnohem větších vzdálenostech od černé veledíry, mohly se po svém vzniku dostat do blízkosti běžných hvězdných černých děr, které ve velkém počtu obklopují černou veledíru. V takovém případě může dojít k výměně energie v problému tří těles, takže hvězdná černá díra je vymrštěna vysokou rychlostí z oblasti jádra Galaxie, zatímco mladá hmotná hvězda se usadí na stabilní dráze těsně u černé veledíry.
F. Lebrun aj. rozlišili pomocí družice INTEGRAL mnoho bodových zdrojů měkkého záření gama napříč Galaxií. Tím se podařilo vysvětlit, odkud se bere difúzní záření gama, odhalené již dříve družicemi s nižším úhlovým rozlišením. G. Weidenspointner aj. využívají od října 2002 družice INTEGRAL k soustavnému mapování intenzity anihilační čáry 511 keV v celé Galaxii a koncem r. 2004 uveřejnili první mapu rozložení pozitronů v naší hvězdné soustavě. Téměř všechny pozitrony anihilují v centrální galaktické výduti a zbytek svítí v tenkém galaktickém disku. To znamená, že pozitrony pocházejí převážně z výbuchů supernov Ia, při nichž se rozpadá radioaktivní izotop 56Ni za vzniku pozitronů, které pak anihilují v průměru během nejbližšího milionu let po výbuchu dané supernovy. Jelikož družice INTEGRAL stále pracuje, lze říci, že jsme na prahu rozvoje pozitronové astrofyziky.
T. Henry aj. zlepšili díky přehlídce RECONS naše vědomosti o hvězdách ve slunečním okolí do 10 pc. Zásluhou údajů z přehlídek 2MASS a SDSS se počet známých hvězdných soustav v této oblasti zvýšil za poslední desetiletí z 200 na 246, tj. celkem na 344 hvězd. Žádná z nich však nepatří do spektrálních tříd O či B; pouze 4 hvězdy mají spektrum A a 6 hvězd spektrum F. Hvězd třídy G je však 21, třídy K dokonce 45 a suverénně převažují červení trpaslíci třídy M, kterých je 236. Odtud vyplývá, že červených trpaslíků je ve vesmíru 2,5krát více než všech ostatních hvězd dohromady. V naší Galaxii představují 40% celkové hmoty hvězd. Naproti tomu se v téže oblasti nachází 9 hnědých trpaslíků spektrálních tříd L a T.
N. McClureová-Griffithsová aj. objevili pomocí radioteleskopu ATCA a 64 m paraboly v Parkesu páté spirální rameno Galaxie za opticky viditelným okrajem Mléčné dráhy ve vzdálenostech 18 -- 25 kpc od centra soustavy, které navazuje na vnitřní rameno v souhvězdí Pravítka. Tvar nového ramene výrazně ovlivňují slapy od Magellanových mračen. Mezi vnitřním a vnějším ramenem Mléčné dráhy se pak nalézají ramena Cru-Sct, Car-Sgr a Ori-Per. Slunce se nachází na vnitřním okraji ramena v Orionu.
Jak známo, jedním z velkých objevů Galilea Galileiho byl důkaz z r. 1610, že Mléčná dráha je tvořena slitím světla mnoha vzdálených, očima nerozlišitelných hvězd. Nyní se zjistilo, že domněnku o hvězdné povaze Mléčné dráhy vyslovil anglický básník Thomas Watson již r. 1582.
R. Ibata aj. objevili pomocí přehlídek SDSS a 2MASS novou trpasličí galaxii v souhvězdí Velkého psa (l = 244°; b = -8°), vzdálenou 13 kpc od centra Galaxie a 8 kpc od Slunce. Nová galaxie se prozradila přebytkem obřích hvězd třídy M a její celková hmotnost = cca. 1 GM☉ činí asi 1% hmotnosti Galaxie. Podle M. Bellazziniho aj. je převážná část hvězd této trpasličí galaxie stará 4 -- 10 mld. roků, ale vyskytují se tam i hvězdy mladší než 1 mld. let. Existence této galaxie prokazuje, že i hvězdy galaktického disku mohou vzniknou splýváním trpasličích galaxií. Obecně podle S. Phillippse platí, že trpasličích galaxií v posledních letech přibývá zásluhou zlepšených přístrojových možností nejrychleji,
J. Harris a D. Zaritsky zjistili, že také v Malém Magellanově mračnu se vyskytují hvězdy rozlišného stáří. Zhruba polovina hvězd je tam starších než 8,4 mld. roků a po delší pauze se hvězdy začaly tvořit znovu v intervalu 2,4 -- 0,4 mld. let před současností. Podobně K. Bekki aj. nalezli ve Velkém Magellanově mračnu kulové hvězdokupy o stáří buď zhruba 13 nebo 3 mld. let. V mezidobí hvězdokupy v této galaxii prakticky nevznikaly. Autoři to přičítají vlivu slapů od Malého Magellanova mračna, které se vlivem vzájemného pohybu obou mračen hodně měnily. Hvězdokupy prostě vznikají tehdy, když slapy mezi galaxiemi výrazně vzrostou. Jelikož se Malé Magellanovo mračno zrodilo ve vzdálenosti jen 100 kpc od naší Galaxie, prvotní tvorba hvězdokup v něm byla vyvolána právě slapy Galaxie, zatímco Velké Magellanovo mračno se utvořilo ve vzdálenosti 150 kpc. Poněvadž slapy klesají s 3. mocninou vzdálenosti, tak tam Galaxie tvorbu hvězdokup neurychlila. M. DallarcminOra aj. určili vzdálenost Velkého Magellanova mračna pomocí vztahu perioda-svítivost pro 30 proměnných typu RR Lyr a dostali tak hodnotu 50,2 kpc s chybou pouze 1%. K téměř shodné hodnotě 50,1 kpc dospěli M. Bellazini aj., když určili polohu špičky asymptotické větve červených obrů v téže soustavě.
Díky přehlídce SDSS se podařilo D. Zuckerovi aj. nalézt již devátou trpasličí sféroidální galaxii o průměru <1 kpc a svítivosti 200 kL☉ ve vzdálenosti 45 kpc od centra obří spirální galaxie M31 v Andromedě. Trpasličí soustava obsahuje jen 1 mil. hvězd a je od nás vzdálena 805 kpc. S. Galleti změřili vzdálenost galaxie M33 v Trojúhelníku z polohy špičky asymptotické větve červených obrů na (847 ±60) kpc. Zatímco v galaxii M31 se ročně objevuje na 30 nov, které v maximu dosahují až 17 mag (z čehož vychází vzdálenost galaxie 794 kpc), podle S. Williamse a A. Shaftera se v galaxii M33 našlo v letech 1995-2002 jen 6 nov, z čehož po přepočtu vychází tempo jen asi 2,5 novy ročně.
M. Rejkuba využil mirid a špičky asymptotické větve červených obrů ke zpřesnění vzdálenosti nejbližší obří eliptické galaxie NGC 5128 (Cen A). Za předpokladu, že Velké Magellanovo mračno je vzdáleno 50,1 kpc, mu vyšla vzdálenost (3,8 ±0,35) Mpc. D. Evans aj. objevili v aktivním jádře této galaxie rentgenové jaderné čáry Fe, Si a S. S. Portegies Zwart aj. studovali mladou hvězdokupu MGG 11, vzdálenou asi 200 pc od centra galaxie M82 (vzdálené od nás 3,8 Mpc), o níž je známo, že tam právě probíhá překotná tvorba hvězd. Ukázali, že v jádře hvězdokupy o hmotnosti 350 kM☉, stáří 10 mil. let a poloměru 1,2 pc se nalézá černá díra o hmotnosti přes 350 M☉, která získává hmotu díky dynamickému tření, jež způsobuje pády hvězd do centra hvězdokupy, kde je černá díra pohltí. P. Padovani aj. srovnali technikou virtuální observatoře záběry z HST, VLT a Chandra a našli tak 30 nových velmi vzdálených černých veleděr. A. Jordán aj. hledali kulové hvězdokupy v obří galaxii M87 (Vir) pomocí kamery ACS HST a družice Chandra. ACS našla celkem 1688 kulových hvězdokup a Chandra 174 rentgenových bodových zdrojů, což jsou z větší části rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností druhé složky (LMXB). Ve shodě s předpovědí se ukázalo, že čím vyšší je metalicita kulové hvězdokupy, tím je pravděpodobnější, že se v hvězdokupě nalezne LMXB, jejíž minimální rentgenový zářivý výkon bývá alespoň 1032 W.
Družice GALEX oslavila v dubnu 2004 první rok své činnosti dokončením přehlídky blízkých galaxií v ultrafialovém oboru spektra. Družice už objevila desítky milionů ultrafialových zdrojů, především galaxie, kvasary a bílé trpaslíky; zatím funguje bez problémů. T. Nagao aj. našli v zorném poli dalekohledu Subaru galaxii v poloze 1324+2729 (Com) se z = 6,33. Galaxie se prozradila mimořádně intenzívní čarou Lyalpha, což je příznak překotné tvorby hvězd ve velmi mladém vesmíru. J. Kurk aj. nalezli pomocí FORS VLT v poloze 0402-3735 (Hor) rekordně vzdálenou galaxii se z = 6,518, ve stáří před 12,8 mld. let. Z jejího spektra vyplývá, že v té době byla reionizace mezihvězdného vodíku dokončena a mezihvězdný prostor již "znečistily" tzv. kovy. Vzápětí však J. Rhoads aj. objevili galaxii se z = 6,535 v poloze 1424+3534 (Boo) a R. Romani aj. ohlásili objev nejhmotnější černé veledíry v galaxii Q0906+6930 (UMa), vzdálené od nás 3,9 Gpc. Její hmotnost totiž odhadli na 10 GM☉. R. Brouwers aj. využili barevných snímků NICMOS HST ke zjištění, že v pásmu červených posuvů z = 7 -- 8 lze pozorovat dostatečné množství reálných objektů, které v raném vesmíru přispěly k jeho reionizaci, ale na druhé straně z pozorování R. Yana a R. Windhorsta pomocí ACS HST vyplývá, že v intervalu z= 6 -- 7 silně klesá počet vznikajících galaxií v porovnání s pozdějším stavem vesmíru.
HST ukončil v březnu 2004 souhrnnou 11,6denní expozici tzv. ultrahlubokého pole (HUDF: 033239-274729 - For), která překonala dosud rekordní hluboké snímky z let 1995 (HDF-N: 123649+621258 - UMa) a 1998 (HDF-S: 223256-603303 - Tuc). Tato pole byla posléze sledována i rentgenově v rámci projektu GOODS: 1237+6214 a 0332-2748. Původní snímky HDF vznikly integrací po dobu 300 h; HUDF to stihl za 275 h, ale zabírá větší zorné pole (3 čtv. obl. minuty) a dosáhl díky lepší kameře ACS mezní hvězdné velikosti až 30 mag. Proto je na snímku úhrnem 10 tis. galaxií, ale jen 4 hvězdy naší Galaxie, a navíc jsou jejich obrazy ostřejší zejména v blízké infračervené oblasti. Podle A. Bunkera aj. odtud vyplývá, že při z = cca. 6 vznikalo ve vesmíru za jednotku času šestkrát méně hvězd než při z = cca. 3. To zhruba souhlasí s výsledkem K. Trana aj., kteří prozkoumali 80 galaxií pomocí FORS2 VLT a nenašli ani jedinou galaxii s čarou Lyalpha se z = cca. 6,5, takže to odpovídá snížení četnosti galaxií alespoň na polovinu mezi z = 3 a 6,5.
Podle S. Malhotrové aj. a H. Yana aj. jsou na snímku HUDF zachyceny objekty ve stáří 700 mil. roků po velkém třesku, ale přesto kamera ACS nevidí některé objekty, které jsou zobrazeny pomocí infračervené kamery a spektrografu NICMOS HST, popř. IRAC SST až do pásma 8 µm, což je dáno velkými kosmologickými červenými posuvy ve spektrech dávných galaxií. Tak se ovšem vynořil nový problém, protože K. Glazebrook aj. a A. Cimatti aj. našli v projektu GOODS velmi staré obří galaxie tak brzy po velkém třesku, že to nelze dost dobře vysvětlit hierarchickým růstem obřích galaxií z drobných trpasličích galaxií, jak se všeobecně soudí.
Na druhé straně J. Kneib aj. nalezli pomocí kosmického dalekohledu SST poblíž kupy galaxií A2218 jasnou galaxii o stáří pouhých 750 mil. let po velkém třesku, jejíž jasnost je evidentně zesílena mezilehlou kupou přibližně o 3,5 mag, přičemž geometrický rozměr vzdálené galaxie činí pouhou 1/200 průměru naší Galaxie. Pozorování vzdálených galaxií v infračerveném pásmu pomocí SST přináší i změny v nazírání na morfologii galaxií, jelikož tzv. čočkové galaxie obsahují prachová spirální ramena, takže rozhodně nepatří ke galaxiím eliptickým, jak se dosud myslelo.
R. Pelló aj. ohlásili objev galaxie s červeným posuvem z = 10, která měla být zobrazena v čáře Lyalpha, kosmologicky posunuté k vlnové délce 1,34 µm ve spektrografu ISAAC VLT a tudíž zesílena alespoň o 4 mag mezilehlou gravitační čočkou se z = 0,25 - kupou galaxií A1835 (Vir). M. Bremer aj. však na základě kontrolního snímku z dalekohledu Gemini-N tvrdili, že nejde o čáru Ly-alfa, nýbrž o zakázanou čáru O III, čemuž odpovídá mnohem bližší trpasličí galaxie se z < 2,75. Problém však nakonec rozřešili S. Weatherley aj. tím, že znovu nezávisle proměřili původní spektrální snímek z VLT a zjistili, že šlo o softwarový artefakt, takže zmíněná galaxie ve skutečnosti vůbec neexistuje! C. Vale aj. nicméně poukázali na možnost, že slabý kolektivní vliv gravitačních čoček na tvar velmi vzdálených galaxií - tzv. kosmický střih (angl. cosmic shear) - patří k důležitým nástrojům pro zjišťování velkorozměrové struktury vesmíru. Velikost kosmického střihu totiž souvisí s množstvím hmoty mezi vzdálenou galaxií a pozorovatelem podél zorného paprsku.
J. Gott aj. odhalili pomocí přehlídky SDSS obří Sloanovu velkou stěnu mezi souhvězdími Hydry a Panny. Stěna je dlouhá 430 Mpc, tj. je dvakrát delší a třikrát vzdálenější od nás než první Velká stěna, objevená v r. 1989. Jde tedy o největší dosud známou strukturu ve vesmíru. Z téže přehlídky odvodili D. Tucker aj., že jen každá desetitisící galaxie je osamělá; naprostá většina se vyskytuje ve shlucích díky vzájemné gravitaci. Vybrali si vzorek 20 milionů galaxií a jen necelých 3000 z nich nemá žádnou partnerku do vzdálenosti 600 kpc kolem sebe. T. Heckman aj. prozkoumali v přehlídce SDSS celkem 23 tis. galaxií s aktivními jádry (AGN) a dále 123 tis. běžných galaxií s cílem určit, kolik hmoty získávají v současné době černé veledíry v jádrech galaxií akrecí. Nejvíce přibývají na váze černé veledíry s hmotnostmi do 100 MM☉, které se nacházejí v galaxiích o celkových hmotnostech 10 -- 300 GM☉. Jejich hmotnost je přímo úměrná hmotnosti příslušné galaktické výdutě, což zřetelně ukazuje na společný vývoj.
Na australské observatoři AAO započala přehlídka 6dF, navazující na již dokončenou přehlídku 2dF. Od ledna 2002 do poloviny r. 2003 se v jejím rámci podařilo změřit červené posuvy téměř 50 tis. galaxií v pásmu deklinací mezi -23° až - 42°. Jak uvedli D. Heath Jones aj., do poloviny r. 2005 bude přehlídka dokončena - cílem je změřit červené posuvy pro 150 tis. galaxií a jejich relativní rychlosti pro 15 tis. galaxií. C. Ferrariová ukázala, že při splývání galaxií může tvorba hvězd zesílit, ale také zeslábnout, což lze ověřit mnohočetnou spektroskopií, jak autorka ukázala na příkladu kupy galaxií A3921 (z = 0,94), která obsahuje na 10 tis. galaxií a četné substruktury.
H. Arp a manžele M. a G. Burbidgeovi se stále nevzdávají svého názoru, že aspoň část červeného posuvu kvasarů nesouvisí s jejich vzdáleností. Nejnověji nalezli pár kvasar-galaxie, označený jako 3C-343.1. Oba objekty jsou od sebe úhlově vzdáleny jen 0,25arcsec a přitom mají zcela rozdílné červené posuvy; kvasar z = 0,75, kdežto galaxie z = 0,34. Autoři tvrdí, že na radiových mapách spojuje oba objekty radiový "most", takže spolu ve skutečnosti bezprostředně souvisejí. Podobně M. Bell tvrdí, že valná část červených posuvů kvasarů vzniká jejich vymrštěním z aktivních jader galaxií a jsou tudíž mnohem blíž, než vyplývá z kosmologického výkladu jejich červených posuvů. S tím ovšem naprostá většina astronomů nesouhlasí a tvrdí, že jde o náhodné koincidence. D. Farrah pořídil pomocí družice Newton rentgenové spektrum druhého nejvzdálenějšího (z = 6,3) kvasaru SDSS J1030+0524 (Sex) a zjistil, že se nijak neliší od kvasarů blízkých. To znamená, že kvasary s černými veleděrami uvnitř existovaly již méně než 1 mld. let po velkém třesku.
R. Romani aj. nalezli radiově hlučný blazar Q0906+6930 (UMa) s rekordním z = 5,5, jehož mimořádný zářivý výkon svědčí o tom, že v jeho nitru se skrývá černá veledíra s rekordní hmotností přes 10 GM☉. R. McLure a M. Jarvis zjistili ze statistiky více než 6 tis. kvasarů přehlídky SDSS, že radiově tiché kvasary mají průměrnou hmotnost černé veledíry v nitru 500 MM☉, kdežto radiově hlučné 800 MM☉. V. Semenov vysvětluje zmíněnou radiovou hlučnost jako vytažení rotační energie černé veledíry magnetickým polem, smotaným do obří cívky. M. Livio ukázal, že výtrysky z aktivních jader galaxií, kvasarů atd. jsou zřejmě urychlovány i usměrňovány do úzkých svazků hydromagneticky a to platí i pro výtrysky z přechodných rentgenových zdrojů a vzplanutí gama, protože jejich rychlost se vždy rovná únikové rychlosti pro daný centrální objekt.
T. Turner aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton úzké emise v červeném křídle jaderné čáry železa Kalpha u několika Seyfertových galaxií (např. NGC 3516 a Mrk 766). Tyto emise navíc "putují" s proměnnou energií v časovém intervalu několika hodin. Autoři jejich chování vysvětlují jako brzdění zhustků plynu, vyvržených z okolí černé veledíry v jádře galaxií bezmála rychlostí světla, protože zřejmě jde o výrazný gravitační červený posuv zmíněných emisí. P. Padovani aj. jakož i M. Urry aj. dospěli na základě pozorování v projektu GOODS k tomu, že četnost černých veleděr ve vesmíru je nejméně pětkrát vyšší, než se dosud myslelo. V řadě případů jsou totiž překryty prachem a plynem ve velmi hmotných galaxiích, ale ani to nebrání teleskopu SST, aby jejich přítomnost relativně snadno neodhalil.
Z. Haiman ukázal, že když se střetnou dvě galaxie, tak jejich centrální černé veledíry by měly poměrně brzy splynout, ale tento proces může být zpomalen vyzařováním gravitačních vln, které mohou dát černým veledírám zpětný impuls a rychlosti přes 100 km/s. Proto patrně existuje horní hranice pro hmotnost černých veleděr řádu 1 GM☉.
J. Hutchings aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu Gemini k zobrazení prototypu kvasarů 3C-273 v blízkém infračerveném oboru s rozlišením 0,06arcsec a dále kamery ACS HST ve filtru J. Ukázali, že kvasar se nachází v jádře eliptické sféroidální galaxie, jejíž jádro je 13 mag. Proslulý výtrysk z jádra kvasaru má délku až 15arcsec a je viditelný od ultrafialového po radiový obor spektra. Podle P. Grandiové a C. Palumba září kvasar také rentgenově a lze tam rozlišit slabší tepelnou složku vycházející z akrečního disku černé veledíry a až 7krát intenzívnější netepelnou složku ve výtrysku. T. An aj. proměřovali pomocí VLBA a evropského interferometru VLBI morfologii zakřiveného výtrysku kvasaru PKS 1502+106 (Ser) na frekvencích 5 -- 43 GHz po dobu 8 let. Zjistili, že výtrysk má alespoň čtyři složky, vykazující rekordní fiktivní nadsvětelné rychlosti (10 + 22 + 28 + 37)násobku rychlosti světla! Jde zřejmě o vysoce relativistické výtrysky usměrněné do neobyčejné úzkých svazků, mířících téměř přímo k pozorovateli.
N. Inada a M. Oguri využili přehlídky SDSS k prozkoumání 29,5 tis. kvasarů. Mezi nimi našli též kvasar J1004+4112 (LMi), vzdálený od nás 3,0 Gpc (z = 1,7), jenž je zobrazen mezilehlou kupou galaxií ve vzdálenosti 2,0 Gpc (z = 0,7) jako pětilístek s roztečí až 15arcsec mezi jednotlivými obrazy. Vzápětí se však podařilo A. Marblovi aj. objevit kvasar 2QZ J1435+0008 (Vir; z = 2,4; 3,4 Gpc), kde tato rozteč dosahuje dokonce 33arcsec, což znamená, že gravitační čočkou musí být velmi hmotná kupa galaxií.
J. Winn aj. nalezli pomocí antény VLA 3. obraz kvasaru J1632-0033 (Oph) se z = 3,4, jenž je zobrazen gravitační čočkou - mezilehlou galaxií se z = 1,0. Odtud vyplývá, že hmotnost černé veledíry v galaxii nedosahuje 200 MM☉. R. Schild aj. objevili synchronní fluktuace jasnosti obou obrazů první rozpoznané gravitační čočky - kvasaru Q0957+561 (UMa). Domnívají se, že by mohlo jít o první důkaz existence kosmologických strun, jejichž existenci předpověděli A. Vilenkin a E. Shellard v r. 1994. J. Blakeslee aj. využili snímků HUDF k odhalení obřího svítícího oblouku 23,7 mag se z = 2,4, jenž je zobrazen mezilehlou eliptickou galaxií J0332-2756 (19 mag; For) se z = 0,6. Oblouk má úhlový obvod plných 120° a je vzdálen 1,6arcsec od centra zmíněné galaxie. Autoři připomínají, že vyhledávání gravitačních čoček zaznamenalo v posledním desetiletí významný pokrok díky novým přístrojům i vyhledávacím algoritmům. N. Dalal aj. odvodili ze statistiky obřích svítících oblouků, že pro rozsah červených posuvů z 0,2 -- 0,6 je jejich výskyt ve výborné shodě s předpokladem o množství chladné skryté látky ve vesmíru. Pro větší červené posuvy však přebytek oblouků svědčí nejspíš o tom, že ve velmi raném vesmíru existovaly koncentrované velmi hmotné kupy galaxií, obsahující i příslušně větší množství skryté látky.
G. Soucail aj. soudí, že kupy galaxií v roli gravitačních čoček se hodí na výběr kosmologických modelů vesmírné geometrie. Mnohonásobné gravitační čočkování pomocí známé kupy galaxií A2218 (z = 0,18; hmotnost 500 TM☉) tak podle těchto autorů umožnilo na úrovni 4násobku střední chyby vyloučit jednoduchý Einsteinův-de Sitterův model vesmíru. Popravdě je ovšem toto vyloučení slabé - fyzikální zkušenosti vyžadují minimálně 5násobek střední chyby pro potvrzení určitého efektu, a to ještě zbývá častý astronomický problém - systematické chyby způsobené neočekávanými výběrovými efekty.
A. Cassan aj. zkoumali atmosféru hvězdy OGLE-2002-BUL-069 spektrografem UVES VLT v maximu zesílení její jasnosti gravitační mikročočkou. Spolupráce s řadou fotometrických dalekohledů, které průběžně sledovaly zjasňování hvězdy, se totiž zdařilo správně předpovědět čas maxima na 9. červenec 2002, kdy se hvězda zjasnila díky mikročočkování o 3 mag. Z těchto měření se pak podařilo určit spektrální třídu čočkované hvězdy G5 III, efektivní teplotu 5050 K; hmotnost 1,1 M☉, poloměr 10 R☉ a barevný index V-I = +2,1. Navíc se podařilo spočítat i průběh okrajového ztemnění jednak v čarách a jednak ve spojitém spektru, jež se liší od teoretických modelů pro obry v galaktické výduti. Další obdobný případ OGLE-2003-BLG-262 pozorovali J. Yoo aj., když mezilehlá hvězda o hmotnosti pod 0,5 M☉ přecházela po 12,5 d příčnou rychlostí 27 km/s v těsné blízkosti obří hvězdy spektrální třídy K a zvyšovala tak její jasnost. Mezinárodní spolupráce při sledování takových případů zvyšuje pravděpodobnost, že se podobné úkazy budou moci sledovat docela často, zejména díky projektu OGLE-III.
M. Jaroszynski aj. našli v databázi OGLE-III za léta 2002-03 již 15 kandidátů zobrazení dvojhvězd jedinou gravitační mikročočkou. V jednom případě je poměr hmotností obou složek 0,005, takže tou méně hmotnou složkou může být dokonce extrasolární planeta. Z téhož pozorovacího materiálu 389 případů za r. 2002 našli C. Snodgrass aj. týž objekt a ještě jeden další jako potenciální exoplanety, což je dle autorů překvapivě málo a svědčí to o pouze 7% výskytu exoplanet u hvězd ve výduti Galaxie.
Další exoplanetu OGLE-2003-BLG-235, resp. MOA-2003-BLG-53 našli v létě 2003 I. Bond aj. v poloze 1805-29 (Sgr) pomocí dalekohledů v Chile a na Novém Zélandě. Zesílená hvězda v galaktické výduti byla sp. třídy G V a čočkující hvězda je trpaslík třídy M5 s hmotností 0,4 M☉, vzdálený od nás maximálně 5 kpc. Celá epizoda zjasnění trvala 2,5 měsíce, avšak ve druhé polovině července 2003 se na vzestupné větvi vyskytly těsně po sobě dva nápadné "zuby" díky exoplanetě o hmotnosti 1,5 Mj, obíhající ve vzdálenosti 3 AU kolem trpasličí hvězdy. Zmínění autoři připomněli, že od r. 1993 se podařilo zaznamenat všemi pozorovacími programy již na 2000 gravitačních mikročoček, z toho 50 je binárních.
F. Abe aj. využili téže kombinace přístrojů k odhalení unikátní gravitační mikročočky OGLE-2003-BLG-219, resp. MOA-2003-BLG-219 v poloze 1806-29 (Sgr) v polovině června 2003. Jasnost čočkované hvězdy rychle vzrůstala z 21 mag v až na 14,3 mag v pásmu I, což je nový rekord (zjasnění až 500x!) Navzdory velké jasnosti se na světelné křivce nevyskytly žádné zuby, prozrazující exoplanety kolem gravitační mikročočky o hmotnosti asi 0,4 M☉. Kolem mikročočky tedy neobíhá exoplaneta o hmotnosti 1,3 Mz v intervalu vzdáleností 2,3 -- 3,6 AU, popř. exoplaneta o hmotnosti Uranu v pásmu 0,9 -- 8,7 AU. Jelikož mikročočka se nachází v husté oblasti Mléčné dráhy, lze v budoucnu očekávat ještě výraznější zjasnění u některé mikročočky až na úroveň tisícinásobku klidové jasnosti.
J. de Jong aj. uveřejnili první výsledky přehlídky MEGA ve spirální galaxii M31 v Andromedě za léta 1999-2001. Zatím našli 14 kandidátů na mikročočky. Studium této galaxie je velmi perspektivní, protože zabírá na obloze menší oblast než Magellanova mračna a tak není divu, že v současnosti probíhají ještě dvě další přehlídky: POINT-AGAPE a WeCAPP.
J. Birrielová shrnula současné vědomosti o období mezi 400 tis. roky a 200 mil. lety po velkém třesku. Když se reliktní záření na počátku této epochy oddělilo od látky, jeho průměrná hustota energie klesla natolik, že již nedokázalo ionizovat zářící látku vesmíru a vesmír se ponořil do šera. Ve vesmíru tehdy nebyla ani magnetická pole ani dostatečně hmotné gravitačně vázané struktury. Proto je období šerověku poslední neprobádanou epizodou ve vývoji vesmíru, pomineme-li naše kardinální neznalosti o vesmíru mladším než 1 zeptosekundu...
Podle V. Bromma a A. Loeba byl však tehdejší čistý vodíkový a héliový plyn mnohem teplejší než dnešní, "zašpiněný" kovy a ochlazovaný molekulami a zrníčky prachu. Tlak teplého plynu je větší než chladného, takže gravitačně vázané struktury musely mít vyšší hmotnost než dnes, aby se udržely pohromadě a vznikly z nich hvězdy. To je důvod, proč prvotní hvězdy musely mít podstatně vyšší hmotnosti než dnešní. Nicméně probíhající či právě ukončené obří přehlídky oblohy přinesly nové otázky o průběhu vývoje vesmíru:
Bohužel zatím téměř úplně chybějí data o vývoji vesmíru v intervalu 2,5 -- 4,5 mld. let po velkém třesku, ačkoliv kombinace údajů z HST, Chandra a SST v programu GOODS, atd. přinášejí mnoho zajímavých nových údajů. M. Fukugita a J. Peebles jsou však optimisty, protože tyto přístroje a velké přehlídky oblohy umožňují postupně odhalit potřebné údaje o všech asi 40 možných způsobech přeměn energie ve vesmíru, což je v historii kosmologie premiéra.
J. Wyithe a A. Loeb ukázali na základě spekter nejvzdálenějších kvasarů se z = cca. 6,4, že ještě celou miliardu let po velkém třesku byla část intergalaktického vodíku neutrální, i když kolem samotných kvasarů se rozkládají rozsáhlé bubliny H II o poloměrech bezmála 5 Mpc. Příčinou tohoto zpoždění je dle S. Djorgovského okolnost, že první generace velmi hmotných hvězd, které vznikly 200 -- 500 mil. roků po velkém třesku, rychle vybuchovala jako supernovy, které zabrzdily na nějaký čas tvorbu dalšího pokolení hvězd. Podle T. Fanga a R. Cena nebyl tento přechod k novému pokolení hvězd stejnoměrný, protože pro různě hmotné hvězdy je potřebí k jejich vzniku rozličné zastoupení "kovů" (prvků od uhlíku po uran). Teprve druhá generace hvězd však mohla dokončit plnou reionizaci interstelárního a intergalaktického vodíku, počínaje z = cca. 15 (300 mil. let po velkém třesku) a konče z = 6 (1 mld. let po velkém třesku). První kvasary vznikaly díky dostatečně urostlým (100 MM☉) černým veleděrám pro z = cca. 10 (500 mil. let po velkém třesku). Tato představa podle N. Gnedina dobře souhlasí s výsledky přehlídek SDSS a WMAP.
Podle A. Heavense aj. se nejvíce hvězd tvořilo před 8 mld. let a čím větší byla hmotnost dané galaxie, tím dříve v ní začaly vznikat hvězdy. V současnosti pokleslo tempo tvorby hvězd ve vesmíru na desetinu maximální hodnoty. A. Yoshida aj. tvrdí, že hvězdy I. generace (populace III) se tvořily v malých chladných halech prvotních galaxií o hmotnostech do 10 MM☉ pro z = cca. 20 (200 mil. let po velkém třesku). Jelikož hmotnosti těchto hvězd dosahovaly až 260 M☉, během několika málo milionů let vybuchly jako supernovy. Protože až polovina hmotnosti těchto hvězd se v průběhu vývoje přeměnila na "kovy", došlo při rozmetání supernov k rychlému obohacení vesmíru o těžší prvky. Prvotní hvězdy v rozsahu hmotností 25 -- 140 M☉ však skončí jako černé díry, takže z chemického koloběhu vesmíru vypadnou, zatímco hvězdy s hmotností 8 -- 25 M☉ se zhroutí na neutronové hvězdy a předají tedy zpět do vesmíru převážnou část své hmotnosti. Jak upozornili F. Daigne aj., díky vzniku hvězd libovolné hmotnosti pokračuje reionizace vesmíru plynule, zatímco chemický koloběh je neúplný. Přesto však velmi hmotné hvězdy v chladných halech prvotních galaxií stihly rychle vyrobit uhlík, kyslík a železo a tím důrazně popostrčily i chemický vývoj vesmíru.
Podle P. Schueckera umožnily velké přehlídky oblohy v optickém a rentgenovém pásmu značně zlepšit naše znalosti o rozložení kup galaxií, které mají v průměru 1 PM☉ hmotnosti, rozměry kolem 2 Mpc a jsou obklopeny halem horkého plynu o teplotě 100 MK. Dosud bylo prozkoumáno asi 5 tis. kup v optickém a 450 kup v rentgenovém oboru spektra ve vzdálenostech 1 -- 1 000 Mpc. Z měření vyplývá, že tzv. kosmologická konstanta LAMBDA = -1 a nemění se s časem. Největším problémem, který už více než třicet let trápí největší teoretiky od S. Hawkinga až po E. Wittena, je však příkrý nesouhlas mezi předpověděnou hustotou energie vakua (3.1095 kg/m3) a pozorovanou (10-27 kg/m3) - jde o vůbec největší rozpor mezi teorií a pozorováním ve všech přírodních vědách! Autor se domnívá, že k řešení tohoto rozporu přispějí až příští velké astronomické projekty - sdílené počítání metodou GRID a vybudování celosvětové Virtuální observatoře.
S. Capozziello aj. upozornili na skutečnost, že plných 40% objemu vesmíru tvoří tzv. proluky (angl. voids) mezi galaktickými hnízdy, vyznačující se velmi nízkou hustotou viditelné látky vesmíru. První proluka ve směru k souhvězdí Pastýře byla objevena již r. 1981 a má typický rozměr 60 Mpc. Autoři soudí, že proluky vznikly již ve velmi raném vesmíru jako následek tvorby kosmologických černých ultraděr o hmotnostech řádu 10 PM☉ (!). Pak by např. tzv. Velký poutač (angl. Great Attractor) mohl být důkazem existence těchto ultraděr, protože z pozorování vyplývá, že má hmotnost téhož řádu. Podle A. Heithausena je převážná část viditelné látky vesmíru uložena v hustých chomáčcích (angl. clumpuscule) molekulárního vodíku o průměrném rozměru pouze 100 AU, což zjistil nepřímo měřením rozložení CO pomocí mikrovlnného teleskopu IRAM. Pozoroval totiž tyto chomáčky ve vzdálenosti asi 100 pc od Slunce a ukázal, že jejich průměrná hmotnost dosahuje asi 10% hmotnosti Jupiteru. Vysoká četnost vodíkových chomáčků v celém vesmíru je velmi pravděpodobná. S ohledem na jejich velmi nízkou teplotu a tudíž obtížnou detekci skrývají před astronomy daleko největší část viditelné látky vesmíru.
V předchozím přehledu jsem referoval o studii J.-P. Lumineta aj., kteří dokazovali pomocí měření družice WMAP, že vesmír má topologii dvanáctistěnu ve čtyřrozměrném nadprostoru a je údajně prostorově konečný. Práci nyní kritizovali B. Roukema aj., kteří z téhož pozorovacího materiálu žádnou takto výstřední topologii nenašli. Podobně N. Cornish aj. z pozorování téže družice odvodili, že prostor našeho vesmíru je jednoduchý - a nepřipouští zobrazení blízkých galaxií z "opačné" strany. Totéž ostatně tvrdí i G. Rocha aj., kteří zpracovali údaje z radiometru DMR předešlé družice COBE.
Teoretičtí fyzikové však i nadále rozvíjejí bizarní kosmologie, zejména tzv. teorii multiversa, připouštějící existenci velkého počtu rozličných vesmírů s poměrně podobnými, či dokonce zcela zrcadlovými protějšky našeho vesmíru. Pozorování WMAP i dalších aparatur (BOOMERanG, DASI aj.) potvrují totiž plochost geometrie našeho vesmíru a tudíž i jeho prostorovou nekonečnost. Protože však existuje jen konečný počet kombinací hmoty a energie, lze vesmír považovat za nekonečný soubor tzv. holografických koulí s průměrem řádu 100 mld. světelných let. Uvnitř každé koule existuje tzv. holografická vazba a v multiversu se musí vyskytovat její přesné duplikáty, jenže ta nejbližší identická holografická koule je od té naší vzdálena 1010100 km! Jak patrno, teoretičtí fyzikové mají o budoucnost vystaráno. Dobře to vystihl ve své Russellově přednášce proslulý britský astrofyzik M. Rees, když jako hlavní problémy soudobé kosmologie zařadil otázku vzniku hvězd v průběhu šerověku vesmíru, problém skryté hmoty a vztah kosmologie a fundamentální (teoretické) fyziky. Přednášku ukončil provokativní myšlenkou, že zkoumaný vesmír je jen zlomkem veškeré fyzikální reality!
Nejstarší známou součástí skryté hmoty (angl. dark mass) vesmíru je skrytá látka (angl. dark matter). H. Hoekstra aj. využili CFHT k pozorování tvarů 1,5 mil. galaxií a odtud odvodili hmotnost rozsáhlých hal skryté látky kolem viditelných galaxií. Ukázali, že tato skrytá hala sahají až do vzdálenosti pětinásobku rozměru viditelné složky galaxií a jsou lehce zploštělá. K. Zioutas aj. se zabývali otázkou, co vlastně tvoří skrytou látku vesmíru. Nejpravděpodobnější možnosti jsou buď tzv. WIMPy (slabě interagující částice), anebo supersymetrické axiony, které oboje mohly hojně vznikat zvláště v raném vesmíru. K WIMPům patří např. hypotetická neutralina. Dokonce je možné, že souběžně existuje ještě více složek skryté látky, zejména v případě, má-li vesmír více rozměrů než tři prostorové a jeden časový. Potřebné experimenty jsou však těsně nad hranicí současné přístrojové techniky. Pokrok lze čekat po uvedení urychlovače LHC CERN do provozu.
Jak známo, problém skryté energie (angl. dark energy) ve vesmíru se vynořil v r. 1998, když A. Riess aj. a S. Perlmutter aj. objevili zrychlující se rozpínání vesmíru v posledních 7 mld. let díky pozorování velmi vzdálených supernov třídy Ia, které jsou slabší než by měly být, pro z = cca. 0,5 (- 5 mld. let). Posléze A. Riess aj. zjistili, že pozorování 16 vzdálených supernov (až do z = 1,6; vzdálenost 2,9 Gpc) pomocí HST nasvědčuje tomu, že stavová rovnice pro skrytou energii není závislá na čase. To jinými slovy znamená, že během nejbližších 30 mld. let nedojde ke kosmologické katastrofě v podobě velkého roztrhu nebo velkého křachu. Mnozí astronomové však těmto výsledkům dlouho nedůvěřovali, protože vzdálenosti supernov se určují nepřímo fotometricky, a tak mohou být ovlivněny výběrovými efekty.
Měření fluktuací reliktního záření pomocí družice WMAP, zveřejněná v r. 2003, však zrychlené rozpínání vesmíru nezávisle potvrdila a nyní S. Allen aj. využili přehlídky 26 galaxií pomocí rentgenové družice Chandra k dalšímu nezávislému ověření. Vyšli ze skutečnosti, že každá kupa galaxií má stejné zastoupení horkého plynu, zářícího v rentgenovém pásmu, nezávisle na svém stáří. Z rentgenového spektra lze množství horkého plynu v dané kupě určit a z optického spektra známe kosmologický červený posuv, a jelikož z množství plynu lze odvodit i jeho zářivý výkon v rentgenovém pásmu, dostaneme vzdálenosti kup zcela nezávisle na obou předtím zmíněných metodách. Výsledek je přitom shodný: nejpozději před 6 mld. let se rychlost rozpínání vesmíru počala zvyšovat a toto zvyšování stále pokračuje. Jak ukázali S. Boughn a R. Crittenden, lze totéž odvodit také z velkorozměrové struktury vesmíru pomocí rozložení rentgenového záření pozadí a rozložení radioagalaxií. Skrytá energie totiž brzdí tempo gravitačního hroucení látky do kup galaxií.
Podle L. Krausse je skrytá energie kvantově mechanickou energií prázdného prostoru a její stavovou rovnici určuje parametr w, který v případě nezávislosti hustoty skryté energie na čase má mít hodnotu -1, což dle M. Kunze aj. uspokojivě souhlasí s pozorováním. Viditelná látka vesmíru má w = 0 a elektromagnetické (reliktní) záření w = -1/3.
G. Altavilla aj. využili cefeid ke kalibraci vzdáleností supernov Ia v přehlídce pomocí dalekohledů v La Silla a v Asiagu. Díky takto zlepšeným údajům dostali H0 = (71 ±7) km/s/Mpc, což je velmi blízké hodnotě H0 = (72 ±7), kterou dostali K. Krisciunas aj. z infračervených jasností 16 supernov. B. Barris a J. Tonry ukázal na vzorku 60 blízkých supernov, že zářivý výkon supernov Ia lze spolehlivě odvodit také z určení tempa poklesu na světelných křivkách po maximu, tedy bez znalosti červeného posuvu. Výsledný Hubblův diagram pak má stejný rozptyl jako klasický diagram, odvozený ze znalosti červeného posuvu. Odtud se dá odvodit, že tyto metody určování vzdáleností supernov nemají velké systematické chyby. Metoda supernov tak pokrývá interval vzdáleností až do 2,9 Gpc (z = 1,6).
Novou možnost určovat kosmologické parametry navrhli G. Ghirlanda aj., kteří využívají vysokého zářivého výkonu zábleskových zdrojů záření gama (GRB), které lze pozorovat až pro z = cca. 10 (vzdálenost 4 Gpc) I když GRB vysílají většinu záření v úzkých svazcích, takže se na rozdíl od supernov nehodí za tzv. standardní svíčky, lze přesto za jistých předpokladů zářivý výkon dobře odhadnout. Z 15 GRB s dobrými daty tak dostali zastoupení skryté látky (37 ±10)% a skryté energie (71 ±5)% celkové hmoty vesmíru.
P. Fosalba a I. Szapudi překalibrovali data o fluktuacích reliktního záření z prvního roku činnosti družice WMAP a dostali tak H0 = (67 ±5) km/s/Mpc a čas reionizace (konce šerověku) vesmíru 100 -- 400 mil. let po velkém třesku. M. Tegmark aj. odvodili z přehlídky SDSS pro 205 tis. galaxií základní kosmologické parametry - stáří vesmíru: (13,5 ±0,2) G roků; H0 = (70 ±3) km/s/Mpc; úhrnná hmotnost vesmíru: (1,01 ±0,02) kritické hmotnosti; baryonová složka: (4,8 ±0,4)%; skrytá látka (25 ±4)%; skrytá energie: (70 ±4)%; hmotnost elektronového neutrina: < 0,6 eV/c2.
M. Abroe aj. porovnali mapy anizotropických fluktuací reliktního záření, pořízené jednak družicí WMAP a jednak radiometrem MAXIMA, vypouštěným balónem do výšek přes 38 km, a zjistili, že v překrývajících se oblastech obě mapy dobře souhlasí a tudíž neobsahují systematické chyby. B. Crill aj. popsali mimořádně citlivý mikrovlnný radiometr pro měření reliktního záření BOOMERanG, vynášený do stratosféry speciálním balónem LDB, startujícím z antarktické základny McMurdo. Radiometr dociluje vysoké citlivosti chlazením na 0,3 K a může měřit nepřetržitě až po dobu 10dnů ve frekvenčním rozsahu 90 -- 410 GHz. Také jeho úhlová rozlišovací schopnost 10arcmin neměla donedávna konkurenci.
Kromě měření amplitudy fluktuací má pro kosmologii ještě větší význam náročnější měření polarizace reliktního záření. Polarizační signál má dva potenciální zdroje, tj. poruchy hustoty hmoty v raném vesmíru a poruchy z výskytu gravitačních čoček a gravitačních vln. Polarimetrie tak podává nezkreslený obraz stavu vesmíru v době, kdy se reliktní záření oddělilo od látky, tj. v necelých 400 tis. letech po velkém třesku. P. Farese aj. instalovali v r. 2003 na observatoři Pine Bluff ve státě Wisconsin polarimetr COMPASS, který umožňuje měřit polarizaci reliktního záření na úhlové stupnici 20arcmin ve frekvenčním rozsahu 26 -- 36 GHz. Citlivost aparatury však zatím není dostatečná ke kvantitativním měřením. Úspěšnější aparaturu CBI s dosud nejlepším úhlovým rozlišením 5arcmin uvedl do chodu mezinárodní tým radioastronomů v chilské poušti Atacama ve výši 5 000 m. Měření dle A. Readheada potvrdila, že ve velmi raném vesmíru vskutku proběhla kosmologická inflace (prudké rozfouknutí vesmíru), takže jeho dnešní geometrie je zcela plochá. Tím je též potvrzen standardní kosmologický model s dominujícími složkami skrytou energií a skrytou látkou a adiabatická povaha prvotních hustotních fluktuací. O významu reliktního záření pro kosmologii svědčí též shrnutí Z. Mikuláška: hustota energie fotonů reliktního záření v dnešním vesmíru převyšuje 25krát hustotu energie hvězdných fotonů. V krychlovém metru kosmického prostoru bychom napočítali 411 mil. reliktních fotonů, 13 tis. hvězdných fotonů a jen 0,22 nukleonů.
Na počátku XX. stol. se již vědělo o existenci ionizujícího záření v přízemní zemské atmosféře, ale jako zdroj se uvažovala radioaktivita hornin, takže se hovořilo o "zemském záření". Obrat přinesly až práce rakouského fyzika V. Hesse, který zjistil, že ono záření nemizí ani v noci ani při téměř úplném zatmění Slunce. V klíčovém balónovém letu v srpnu 1912 do výšky 5,3 km zjistil, že ionizace vzduchu s nadmořskou výškou stoupá - a tím prokázal, že jde ve skutečnosti o záření kosmické. Další významný pokrok představoval objev pozitronů v kosmickém záření C. Andersonem v r. 1932. Oba průkopníci pak obdrželi v r. 1936 Nobelovu cenu za fyziku. V r. 1938 odhalil P. Auger existenci sekundárních spršek kosmického záření, což umožnilo sledovat jinak nedostupné primární částice kosmického záření o velmi vysokých energiích.
V padesátých letech XX. stol. se podařilo poprvé pozorovat Čerenkovovo záření, doprovázející vývoj spršky sekundárního kosmického záření v atmosféře Země. 10 m Whipplův teleskop na Mt. Hopkins v Arizoně byl první, který dokázal zobrazit zdroje energetických paprsků gama - jako první extrasluneční zdroj identifikoval v r. 1989 Krabí mlhovinu. Tok energetických paprsků gama z takových zdrojů je ovšem nepatrný - pouze 100 fotonů za sekundu na čtv. metr. Dalšími velkými detektory pro zobrazení záření gama se v průběhu přelomu století staly přístroje HEGRA na Kanárských ostrovech, VERITAS na Kitt Peaku v Arizoně, CANGAROO II v Austrálii, HESS v Gambsbergu (JAR) a MAGIC na La Palmě. V pásmu energií TeV známe ovšem dosud jen několik desítek diskrétních zdrojů na obloze. Jak ukázal D. Petry, také naše Země je zdrojem vysoce energetických paprsků gama, které vznikají díky interakci elektricky nabitých částic kosmického záření s její atmosférou. Podle Z. Mikuláška je hustota energie kosmického záření srovnatelná s hustotou energie záření hvězd.
Pro vyšší energie (>100 PeV) elektricky nabitých částic (od protonů po jádra železa) se budovaly aparatury, založené na detekci spršek sekundárního kosmického záření pomocí scintilačních detektorů (AGASA v Japonsku) a fluorescenčního záření spršek v atmosféře (Muší oko a HiRES v Utahu). Před dokončením je obří hybridní aparatura Pierre Auger v Argentině, kde se k detekci spršek souběžně využívá fluorescence spršek v atmosféře i jejich detekce v pozemních nádržích, naplněných vodou a rozmístěných na ploše 3000 km2 na náhorní rovině v pampě.
A. Uryson podobně jako M. a Y. Hondovi se domnívají, že zdroji extrémně vysokých energií kosmického záření až 1 ZeV (tzv. "zevatrony") mohou být jádra Seyfertových galaxií a aktivních galaktických jader (AGN), protože v usměrněných výtryscích z nich se pozorují extrémně silná magnetická pole 0,005 -- 0,1 T. V takovém případě lze totiž na čele rázových vln v relativistických výtryscích urychlit protony na energie až 40 EeV a těžší jádra včetně jader železa až na zmíněný 1 ZeV. Podobně J. Bednarz uvažuje ultrarelativistické rázové vlny s Lorentzovým faktorem v rozmezí 3 -- 40 jako zdroj kosmického záření extrémních energií, takže potenciální zdroje mohou být jednak zábleskové zdroje záření gama a jednak blazary.
S. Le Bohec aj. pozorovali obří galaxii M87 (blazar) v kupě galaxií v Panně pomocí 10m Whipplova teleskopu v letech 2000-2003 s cílem objevit paprsky gama o energiích 400 GeV, ale bezvýsledně, protože příslušné výtrysky nesměřují k Zemi. F. Aharonian aj. využili právě dokončeného dalekohledu HESS k identifikaci pozůstatku po supernově RX J1713-39 (Sco) jako zdroje záření gama v pásmu 0,1 -- 10 TeV. Morfologie zdroje je prakticky totožná s jeho vzhledem v rentgenovém oboru spektra. Podobně H. Katagiri aj. objevili záření gama o energiích 0,5 -- 1 TeV z pozůstatku supernovy J0852-46 (Vel), které v pásmu 1 TeV dosahuje 12% toku záření z Krabí mlhoviny. Podle autorů tak lze dobře vysvětlit existenci "kolena" (= cca. 1 PeV) v energetickém spektru kosmického záření. V tomto pásmu (0,3 -- 1 PeV) měřili T. Antoni aj. spektrum primárních protonů kosmického záření pomocí velkého hadronového kalorimetru KASCADE poblíž mořské hladiny.
S. Ogio aj. ukázali, že pro energie nad 300 TeV se mění chemické složení kosmického záření, tj. kolem "kolena" výrazně klesá zastoupení protonů na úkor jader těžších prvků. W. Bednarek a M. Bartosik tvrdí, že galaktické kosmické záření v pásmu energií mezi "kolenem" (PeV) až "kotníkem" (EeV) "vyrábějí" pulsary. C. Dermer aj. se však domnívají, že kosmické záření s energiemi 100 TeV - 100 EeV pochází především ze zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Přesný průběh urychlování protonů na extrémní energie v GRB počítali D. Gialis a G. Pelletier. Příčinou urychlování je Fermiho urychlování ve vnitřních rázových vlnách a extrémně energetické kosmické záření pak odnáší významnou část uvolněné magnetické energie zdroje GRB.
Dátum poslednej zmeny: 14. decembra 2006