Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 01. februára 2007
Na mezinárodní konferenci o nejenergetičtějších částicích kosmického záření v Leedsu v létě 2004 se podle D. Newtona jednalo především o přetrvávajícím rozporu mezi výsledky japonského experimentu AGASA v Akenu a amerického HiRes v Utahu. Japonský experiment na ploše 100 km2 využívá sítě pozemních detektorů, zatímco americký měří fluorescenci spršek sekundárního kosmického záření v zemské atmosféře. Japonský tak dává v pásmu energií nad 10 EeV asi o čtvrtinu vyšší četnost částic a směry jejich příletů jeví tendenci ke shlukování v úhlových roztečích do 2,5°, což se však nepozoruje v americké statistice. Proto také není jasné, zda jsou energie částic shora omezeny degradací při srážkách s fotony reliktního záření (tzv. limit GZK). Nikdo dosud nenašel uspokojivý fyzikální mechanismus, který by vysvětlil energie částic vyšší než 1 PeV, ačkoliv zcela určitě k nám přicházejí urychlené protony s energiemi řádu 100 EeV. Proto se tolik očekává od rozbíhajícího se experimentu na observatoři Pierra Augera v Argentině, kde se souběžně používá obou hlavních metod detekce kosmického záření, a tak je v principu možné obě metody navzájem kalibrovat. Stále totiž platí dávný výrok E. Rutherforda, že problém původu kosmického záření rozřeší více usilovné práce a méně řečí.
Pokud jde o atomová jádra, tak nejhmotnějším stabilním jádrem ve vesmíru je vizmut 126Bi83, neboť 126 je tzv. magické číslo pro počet nukleonů v jádře. Relativně dlouhožijící by měla být jádra se 114 protony, resp. 184 nukleony, což se skutečně ověřilo experimenty ve Spojeném ústavu jaderných výzkumů v Dubně a v laboratoři v Livermore, při nichž vznikla jádra prvků s protonovými čísly 114 a 116. Nyní byl uměle připraven i prvek s protonovým číslem 115, jenž se rozpadá na prvek 113 s poločasem rozpadu téměř 1 sekunda.
V r. 1952 nalezl P. Merrill ve spektrech červených obrů na asymptotické větvi AGB radioaktivní 99Tc43 s poločasem rozpadu 200 kr, což nutně znamená, že se tam technecium během života hvězdy neustále tvoří. Po r. 1980 se daří nalézat v některých meteoritech "hvězdná" zrnka karbidu křemíku (SiC), starší než sluneční soustava. V nich nyní M. Savina aj. objevili rozpadový produkt technecia v podobě izotopu 99Ru44 a jeho množství odpovídá předpokladu, že zrnka vznikla z hvězdného větru AGB.
P. Renston shrnul současný stav hledání Higgsova bosonu, předpovězeného skotským fyzikem P. Higgsem v r. 1964, který obrazně řečeno má být příčinou toho, že většina částic s výjimkou fotonů má klidovou hmotnost větší než nula. Z měření na urychlovači LEP vyplynulo, že hmotnost Higgsova bosonu (se spinem 0) by měla být zhruba 115 GeV/c2; odhad G. Wegleina z Fermilabu klade jeho hmotnost do rozmezí 117 -- 251 GeV/c2. Pravděpodobnost objevu Higgsova bosonu výrazně klesá s růstem hmotnosti kvarku top, která podle měření pomocí urychlovače Tevatron ve Fermilabu z r. 2004 činí (178 ±4) GeV/c2; o 2% více, než se dosud udávalo. Naděje, že by mohl být tímtéž urychlovačem objeven i sám Higgsův boson, se tím rozplynuly, a tak se nyní zraky teoretických i částicových fyziků a ovšem též astrofyziků upírají k budovanému urychlovači LHC v CERN, který by měl být v chodu v r. 2008. Podobně neúspěšné je hledání magnetických monopólů, teoreticky předpovězených P. Dirakem již v r. 1931, které sice údajně pozoroval B. Cabrera v supravodivé smyčce v r. 1982, ale dosud se nikomu nepodařilo toto pozorování nezávisle potvrdit. Také pozorování nové struktury - pentakvarku o hmotnosti asi 1,5násobku protonu - se ukázalo být chimérou, založenou na příliš malé statistice, což je častá bolest výzkumů na hranici technických možností daného přístroje.
Již tradičně je mnoho pozornosti věnováno na první pohled nicotným částicím - neutrinům. Jsou totiž v principu schopna poskytnout astrofyzikální údaje, které neumíme získat jinými prostředky. Tak např. je jistě pozoruhodné, že bychom měli v principu být schopni zaznamenat reliktní neutrina, vzniklá oddělením neutrin od ostatní látky vesmíru již v průběhu prvních 10 s po velkém třesku. Velmi pravděpodobně jde přitom o nejpočetnější částice ve vesmíru vůbec! Jejich dnešní průměrná teplota je ovšem extrémně nízká - pouze 1,9 K, a to zatím znemožňuje jejich detekci. Kromě slunečních neutrin se zatím úspěšně zdařilo identifikovat jen jeden další diskrétní zdroj neutrin - supernovu 1987A, kdy během 13 s po gravitačním zhroucení mateřské hvězdy zaznamenaly podzemní detektory v Japonsku a USA celkem 19 neutrin z tohoto jedinečného zdroje. Jak uvádí S. Barwick, neutrina vznikají také při srážkách vysokonergetického kosmického záření s fotony reliktního záření. Tato neutrina se hledají od r. 1997 pomocí antarktické aparatury AMANDA, dále v balónovém experimentu ANITA a výhledově také na observatoři Pierra Augera. P. Mészáros aj. připomněli, že účinný průřez neutrin stoupá s jejich energií, takže dobré vyhlídky jsou např. na zachycení vysokoenergetických (= cca.1 TeV) neutrin vzniklých v zábleskových zdrojích záření gama. AMANDA do r. 2003 již zaznamenala téměř 3400 neutrin, která přicházela ze všech měřených směrů stejnoměrně, ale žádné z nich nesouviselo s některým doloženým zábleskem gama.
Od r. 1998 získávají japonští fyzici u detektoru Superkamiokande údaje o oscilacích mionových neutrin, přicházejících do detektoru ze zemské atmosféry, na neviditelná tauonová neutrina. Nyní se jim dle H. Sobela aj. podařilo objevit opačný proces, kdy se v detektoru vynořilo díky oscilaci mionové neutrino z tauonového. Jak se dalo očekávat, pravděpodobnost oscilace závisí na poměru mezi uraženou vzdáleností a energií daného neutrina. E. Aliu aj využili v letech 2003-04 urychlovače KEK v Cukubě k produkci mionových neutrin o průměrné energii 1,3 GeV, která jsou nasměrována nejprve do 300 m vzdáleného detektoru s 1 kt vody a dále do 250 km vzdáleného Superkamiokande s 50 kt vody. Během 20 měsíců provozu zaznamenali v Superkamiokande 107 mionových neutrin z daného směru, kdežto při nulových oscilacích jich mělo být 151, takže po cestě se 29% neutrin změnilo na tauonová.
Japonci ve spolupráci s Američany a Číňany též uveřejnili první výsledky experimentu KamLAND, v němž se hledají oscilace mezi elektronovými a mionovými neutriny v kapalném scintilátoru o hmotnosti 1 kt, umístěném v dole poblíž města Tojama na ostrově Honšu. Během prvních 9 měsíců měření elektronových antineutrin, vznikajících při provozu 51 japonských a 18 jihokorejských reaktorů v jaderných elektrárnách, zaznamenali 258 antineutrin s energiemi >3,4 MeV, zatímco v případě nulových oscilací jich mělo být 365. Odtud vyplývá, že čtverec rozdílu mezi hmotností elektronových a mionových neutrin činí pouze 8.10-5 eV2.
K naprosto neuvěřitelnému závěru došli souběžně D. Kaplan aj. a R. Fardon aj., totiž že neutrina mohou generovat skrytou energii vesmíru, což by mělo závažné důsledky v kosmologii i částicové fyzice. Ovlivnilo by to průběh neutrinových oscilací a současně vyvolalo změnu klidové hmotnosti neutrin během času! Vyžaduje to přirozeně porušení zákona zachování leptonového čísla, ale s tím by se patrně fyzikové rezignovaně smířili...
S. Fray aj. ověřovali laboratorně slabý princip ekvivalence, tj. že dráha padajícího tělesa nezávisí na jeho složení. Použili k tomu izotopů rubidia 85 a 87 a ověřili tak slabý princip s přesností 10-7. Pozorování pohybu geodetických družic LAGEOS I a II a GRACE umožnilo I. Ciufolinimu a E. Pavlisovi ověřit dva jemné efekty obecné teorie relativity - stáčení os rotace gyroskopů poblíž osy rotace Země ve směru zemské rotace a poblíž roviny zemského rovníku proti směru rotace Země. Přesnost ovšem není závratná - souhlas teorie s pozorováním se daří ověřit s chybou ±10 %, ačkoliv poloha družice LAGEOS II je díky zhruba 100 milionům laserových měření známa s přesností na centimetry. Zásluhou družice GRACE se však zdařilo přesnost měření zvýšit na ±5%. Lepší výsledky dává měření relativistického stáčení uzlové přímky Měsíce pomocí laserových odrazů od retroreflektorů na Měsíci - zde je chyba měření jen 0,7% a výsledek je rovněž v souladu s teorií.
D. Gelino a T. Harrison pozorovali optickou složku rentgenové dvojhvězdy GRO J0422+32, což je proměnný trpaslík V518 Per sp. třídy dM1, jenž obíhá kolem rentgenového zdroje v periodě 5 h. Odtud se podařilo spočítat, že rentgenový zdroj má 4 M☉ a poloměr 12 km, takže jde o výjimečně lehkou hvězdnou černou díru. To znamená, že průměrná hustota černé díry je relativně vysoká a slapové síly v jejím okolí mimořádně silné. Naproti tomu nejhmotnější známá černá veledíra o hmotnosti 3 GM☉ se nachází v jádře obří galaxie M87 v kupě v Panně. Její Schwarzschildův poloměr činí 40 AU, průměrná hustota uvnitř poloměru je srovnatelná s hustotou vzduchu v pozemských podmínkách a slapové síly v jejím okolí jsou zanedbatelné. S. Komossaová aj. však získala díky družicím ROSAT, Chandra a Newton i teleskopu VLT důkazy o slapovém roztrhání hvězdy černou veledírou v jádře galaxie RX J1242-1119A (Vir), vzdálené od nás 275 Mpc.
Podle N. McCradyho není dosud bezpečně prokázána existence intermediálních černých děr o hmotnostech 100 -- 1000 M☉, ačkoliv se dá tušit, že takové objekty by měly existovat v hustých jádrech kulových hvězdokup, popř. v okolí černých veleděr v jádrech galaxií. S. Portegies Zwart aj. modelovali srážky velmi hmotných hvězd na superpočítači GRAPE6 a zjistili, že tak mohou vznikat intermediální černé díry o hmotnosti až 3 kM☉, které pak z hvězdokup migrují do centra mateřské galaxie, kde nakonec vytvoří supermasivní černou veledíru. M. Miller ukázal, že v mladých kompaktních hvězdokupách může vzniknout až tisíc intermediálních černých děr, které během pouhých 100 mil. roků sestoupí do jádra mateřské galaxie a tam rychle splynou na černou veledíru, což musí doprovázet silný záblesk gravitačního záření. Mimochodem, vyhlídky na zachycení gravitačních záblesků zvýšil dle V. Kalogera aj. také objev binárního pulsaru PSR 0737-3039 - ten nepřímo naznačil, že ke splynutí dvou neutronových hvězd, měřitelnému aparaturou LIGO, může docházet v průměru každého 1,5 roku.
R. Fiorito a L. Titarchuk usuzují z pozorování rentgenového zdroje X-1 v galaxii M82 (UMa) pomocí družic Newton a RXTE, že rentgenové spektrum objektu a jeho kvaziperiodické oscilace o frekvenci 55 mHz jsou důkazem, že jde o intermediální černou díru o hmotnosti řádu 1 kM☉. X. Li považuje ultrasvítivé rentgenové zdroje (XLS) v cizích galaxiích o zářivém výkonu řádu 1032 W za intermediální černé díry, které před našima očima stále přibírají hmotu slapovým zachycováním hvězd v hustých jádrech hvězdokup. Tento výkon totiž odpovídá Eddingtonově svítivosti pro hvězdy s hmotností 10 M☉.
Z. Haiman zjistil, že v raném vesmíru mohly hmotnosti černých veleděr růst velmi rychle až do řádu 1 GM☉, kdy však se možnost dalšího růstu vyčerpá odnosem dopadající látky zpětnou rázovou vlnou - je to obdoba Eddingtonovy meze pro hmotnost běžných hvězd. K témuž závěru dospěli nezávisle také M. Boylan-Kolchin aj., kteří vypočítali, že látka ve zpětném rázu se vzdaluje od černé veledíry rychlostmi až stovek km/s. F. De Paolis aj. ukázali, že černé díry vykazují efekt gravitační retročočky, objevený D. Holzem a J. Wheelerem, i tehdy, když rotují pomaleji než jak odpovídá Kerrově hvězdné černé díře. Lze tak v principu dokonce určit rychlost rotace konkrétní černé díry.
Známý provokatér S. Hawking popřel ve své přednášce na 17. relativistické konferenci v Dublinu dávnou vlastní tezi, že pádem informace do černé díry dojde k její nenávratné ztrátě. Dříve se totiž domníval, že takto zapouzdřená informace se může vynořit jen v nějakém jiném vesmíru a dokonce se v r. 1997 vsadil společně se svým kolegou K. Thornem proti J. Preskillovi, který se domnívá, že kvantová mechanika takovou ztrátu informace nedovoluje. Zatím ale nikdo neví, který Hawking má pravdu a kdo tu sázku tedy vlastně vyhrál. V každém případě moderní trend neustálého zhušťování zápisu informace na materiální média má svou teoretickou mez: jakmile ji překročíme, informace se sama od sebe zhroutí do černé díry a tak o ni (alespoň dočasně?) přijdeme...
M. Van Camp aj. uvedli, že se patrně změní základní etalon hmotnosti, dosud realizovaný válcem o průměru a výšce 39 mm ze slitiny platiny a iridia, jenž je uchováván v SÎvres ve Francii v Mezinárodním úřadu pro míry a váhy a k němuž bylo postupně zhotoveno 80 národních kopií (Česko má kopii č. 67). Hmotnost etalonu se jednak mění s časem a jednak přesnost určování jeho hmotnosti není valná. Proto se uvažuje o možnosti definovat jednotku hmotnosti obdobně jako jednotku času a délky pomocí základních fyzikálních konstant, o nichž věříme, že jsou časově i prostorově neproměnné. V úvahu připadají dle J. Flowerse zejména Planckova konstanta, Avogadrovo číslo (počet atomů uhlíku ve 12 g látky) a Rydbergova konstanta, popř. rychlost světla ve vakuu - tyto konstanty jsou známy s přesností na 8-9 platných cifer, kdežto nejlepší klasické metody, založené na etalonech, dosahují stěží přesnosti 10-7, ačkoliv náklady na zhotovení a uchovávání etalonů dosahují částek řádu milionu dolarů! Rozhodnutí o změně definice kilogramu však není bezprostředně v dohledu.
S předešlým problémem také souvisí nedostatečná přesnost při ověřování platnosti gravitačního zákona pro velmi malé vzdálenosti (pod 0,1 mm) zkušebních tělísek. S. Bässler aj. na univerzitě v Mohuči však nyní dokázali měřit průběh této závislosti i pro vzdálenosti řádu nanometrů. Použili k tomu chladných neutronů, padajících v gravitačním poli Země a odskakujících po dopadu na podložku. Protože energie neutronů podléhá kvantové mechanice, stačí najít energii, při které už neutron od podložky právě neodskočí. Autoři pokusu tak ověřili platnost gravitačního zákona i pro tak nepatrné rozměry, což mimochodem zpochybňuje předpovědi strunové teorie, podle níž bychom měli pozorovat odchylky od 2. mocniny v gravitačním zákoně již při vzdálenostech pod 100 µm.
V současné době nejpřesnější fyzikální měření umožňují lasery s mimořádně krátkými impulsy. Donedávna rekordní femtosekundové lasery musely díky pokusům rakouských fyziků z vídeňské univerzity ustoupit ještě mžikovějším o délce impulsu 100 attosekundy. Pro srovnání připomeňme, že elektron oběhne proton v jádře vodíkového atomu za 150 as. Podle R. Wynandse lze zkonstruovat náramkové atomové hodinky s přesností 10-11 (chyba 1 sekundy za 3 tis. roků - výhodné jako dědictví po prapradědečkovi pro prapravnuky), které se budou prodávat za 100 euro. Pro porovnání připomeňme, že nejlepší kyvadlové hodiny dokázaly udržet čas s přesností 10 ms/den; křemenné dosahují přesnosti 100 µs/d; systém GPS 10 ns/d a cesiové 1 ps/d.
R. Quast aj. využili kvalitních spekter kvasaru HE 0515-4414 (Pic; z = 1,15) na VLT ESO k hledání případné závislosti konstanty jemné struktury alpha na čase. Nenašli žádnou roční změnu v relativní míře 1.10-15 za posledních 8 mld. roků. Podobně H. Chand aj. studovali kvasary s červenými posuvy z v rozmezí 0,4 -- 2,3 a dostali tak horní mez pro roční změnu konstanty alpha nižší než 2.10-16 v intervalu posledních více než 10 mld. let. Nezávislým testem je měření množství štěpných produktů v přírodním reaktoru Oklo v Gabunu, jenž byl aktivní před 1,8 mld. let. Odtud vychází podle J. Darlinga aj. roční změna konstanty a menší než 1.10-17. Autoři však také měřili jemnou strukturu radiových čar OH ve spektru kvasaru PKS 1413+135 (Boo; z = 0,25) a obdrželi roční změnu maximálně 2.10-15 za poslední 3 mld. let. Konečně M. Fischer aj. změřili tuto konstantu laboratorně ve spektru vodíku a dostali hodnotu roční změny pod 10-15, resp. z měření magnetického momentu atomů Cs a Rb jen 5.10-16. Podle J. Bahcalla tak všechny tyto výsledky posílily názor, že konstanta alpha se během věku vesmíru nemění.
E. Witten shrnul vývoj teoretické a experimentální fyziky mikrosvěta od objevu radioaktivity v r. 1896, čímž se poprvé prozradila existence slabé jaderné interakce. To nakonec vedlo k významnému teoretickému výsledku o významu spontánního narušení souměrnosti, jenž se stalo hybnou silou fyzikálního vývoje vesmíru. Tak jako se Maxwellovi podařilo sjednotit pomocí svých proslulých rovnic elektřinu a magnetismus, přičemž rovnice mají tu vlastnost, že umožňují souměrné transformace jak globálně tak lokálně, dokázali C. Yang a R. Mills nalézt rovnice s obdobnými vlastnostmi (tzv. kalibrační rovnice) pro silnou a slabou jadernou interakci. Na rozdíl od rovnic pro elektromagnetické pole však Yangovy-Millsovy rovnice umožňují spontánní narušení souměrnosti při fázových přechodech. Witten to přirovnává k situaci kapaliny, v níž není žádný směr přednostní - panuje zde naprostá souměrnost. Když však kapalinu ochladíme natolik, že zmrzne, vznikají krystaly pevné látky s význačnými osami souměrnosti - totální souměrnost je tak porušena.
Těsně po velkém třesku byla hmota vesmíru vysoce souměrná, jelikož průměrná teplota hmoty byla tak vysoká, že mezi elektromagnetismem a jadernými silami platila naprostá souměrnost. Ta se však rychle porušila při rozpínání a tudíž ochlazování vesmíru dvěma fázovými přechody - při prvním se oddělila silná a při druhém slabá jaderná síla vinou (či zásluhou?) spontánního narušení souměrnosti. Při druhém fázovém přechodu získaly výměnné částice (intermediální bosony, zprostředkující slabou jadernou interakci) W± a Z0 svou klidovou hmotnost téměř o dva řády vyšší, než je hmotnost protonu, čímž se odlišily od nehmotných fotonů, které zprostředkovávají elektromagnetickou interakci. Witten předpovídá, že energie, při níž dochází ke spontánnímu narušení souměrnosti elektroslabé interakce, bude dosažena v budoucím urychlovači LHC, a to povede k odhalení tzv. Higgsova bosonu, jenž je odpovědný za velikost klidové hmotnosti intermediálních bosonů.
Odtud pak povede cesta k ověření ještě fundamentálnější myšlenky supersymetrie (SUSY), která je sice velmi nadějná teoreticky, ale teprve budoucí experimenty ukáží, nakolik je ověřitelná prakticky a zda tudy vede cesta ke kvantové teorii gravitace, na níž si zatím všichni teoretici marně lámou zuby. Witten si myslí, že vodítkem při řešení těchto problémů se stane antropický princip a že se nakonec ukáže, že hmotnost Higgsova bosonu v různých doménách vesmíru může být odlišná - a v té "naší doméně" je právě taková, aby v ní byl možný život.
Na přelomu srpna a září 2004 se uskutečnilo v Aspenu ve státě Colorado čtyřtýdenní setkání 50 předních fyziků, kteří se věnují strunové teorii, včetně takových es, jako jsou Edward Witten, John Schwarz nebo Michael Green. Právě na podobném setkání v Aspenu v r. 1984 se strunová teorie zrodila. Název nového setkání "Struny a skutečný svět" naznačil hlavní soudobý problém strunové teorie: je to báječná a nesmírně obtížná matematická konstrukce, ale nikdo neví, zda se podle ní reálný svět opravdu řídí, protože zatím neexistuje žádný experiment, který by tuto koncepci buď potvrdil, nebo vyvrátil. Ke kritikům strunové teorie patří též L. M. Krauss, jenž považuje za fundamentální otázky soudobé fyziky podstatu skryté energie, vztah kvantové mechaniky k Hawkingovu procesu vypařování černých děr a konečně, zda existují přídavné rozměry vesmíru kromě času a tří prostorových dimenzí.
Fundamentálním problémům fyziky a filosofie bylo věnováno také VIII. symposium "The Seven Pines" v květnu 2004 v městě Stillwater v Minnesotě za účasti předních světových fyziků, filosofů a historiků vědy. Ústředním tématem symposia byly otázky "Proč existuje klasické chování v kvantovém světě?", resp. "Proč je fyzika tak divná a denní realita nikoliv?" a "Co to znamená, že měříme?". Jak známo, princip superpozice stavů v kvantové mechanice dává najednou možnost různých hodnot kvantových veličin dané částice, ale jakmile začneme s měřením, vlnová funkce se zhroutí a dostáváme jediný výsledek měření. Různí odborníci řeší tuto otázku různě, např. předpokladem o souběžné existenci mnoha vesmírů, nebo zavedením tzv. skrytých proměnných. Jiní autoři si myslí, že kvantová mechanika je jen důsledkem teorie informace, která mj. tvrdí, že informaci napříč vesmírem nelze přenést okamžitě a že neexistuje žádná dokonalá kopie dané informace. C. Fuchs to vyjádřil slovy "Vlnová funkce je informací pozorovatele o objektivním světě". Naproti tomu J. Hartle se nakonec otázal: "Je-li vlnová funkce vesmíru charakteristikou něčí informace, tak kdo to je ten Něco?" Účastníci sympozia věnovali hodně pozornosti také nejnovějším experimentům s kvantovým provázáním (entanglement) párů částic na velkou vzdálenost a s kvantovou teleportací (H. Kimble a S. van Enk; M. Riebe aj.; M. Barrett aj.) a soudí, že se tak fakticky pokoušíme nalézt meze, kdy rostoucí rozměr těles zabrání, aby se dostala do kvantové superpozice stavů. Účastníci se shodli na tom, že výsledek těchto pokusů bude ovšem znamenat ještě ztřeštěnější fyziku...
W. Napier připomněl, že přenos zárodků života na Zemi pomocí meteoritů navrhl lord Kelvin už v r. 1894, ale dnes je zřejmé, že tento mechanismus nefunguje v interstelárním prostoru. Trochu lepší vyhlídky má takový přenos mikroorganismů uvnitř sluneční soustavy. Za poslední 4 mld. let dopadlo podle autora na Zemi asi 40 mil. kamenů z Marsu, přičemž vnitřky objektů o průměru nad 0,2 m se nikdy neohřály nad 100° C. V současné době dopadá na Zemi ročně asi 15 meteoritů z Marsu, ale nejspíš nic živého nepřinesly, mj. proto, že případné mikroorganismy na povrchu Marsu či v jádrech komet ničí kosmické záření - během několika milionů let se sníží počet přežívajících mikroorganismů na miliontinu původní hodnoty. Optimističtější výpočty uveřejnili M. Wallis a N. Wickramasinghe, kteří tvrdí, že právě interstelární komety mohou ochránit přepravované zárodky života před likvidací kosmickým či ultrafialovým zářením a dokáží je dodávat až v tunových objemech do obřích molekulových oblaků, v nichž právě vzniká nové pokolení hvězd.
G. Gonzales zavedl nový pojem - obydlitelná galaktická zóna (OGZ), která je definovaná jako oblast dostatečně vzdálená od centra Galaxie, aby nebezpečí setkání mateřské hvězdy obydlené planety s cizí hvězdou nebo dokonce blízkou supernovou bylo zanedbatelné, ale přitom ještě tak blízká centru, aby mateřská hvězda měla dostatečné zastoupení tzv. kovů, což je patrně nutná podmínka k tomu, aby planeta zemského typu u dané hvězdy vůbec vznikla. Podle C. Leneweavera aj. vznikla OGZ v naší Galaxii zhruba před 8 mld. let ve vzdálenosti 7,5 kpc od centra a zvolna se rozšiřuje souběžně s tím, jak Galaxie stárne. V současné době patří do OGZ asi desetina hvězd naší Galaxie, z nichž 3/4 jsou starší než Slunce.
R. Kerr shrnul výsledky úsilí o aktivní nalezení cizích civilizací (SETI) od prvního pokusu OZMA v r. 1960 až po známý projekt SETI@Home u radioteleskopu v Arecibu, který byl ukončen v březnu 2004. Projekt využíval souběžných měření v 70 mil. frekvenčních kanálech, takže byl o plných 14 řádů efektivnější než původní OZMA. Přesto však dosud nebyl zaznamenán ani jeden nadějný případ umělého signálu z vesmíru. Možná i z toho důvodu se řada autorů začala pokoušet o hledání umělých optických signálů z kosmu. Jak uvádí A. Howard aj., současné technické možnosti umožňují naší civilizaci vysílat laserové impulsy o trvání nanosekund, které jsou v příslušném monochromatickém pásmu až o 4 řády intenzívnější než odpovídající optické záření Slunce. To naopak znamená, že by pro nás nebylo technicky obtížné zaznamenat laserové signály mimozemšťanů, pokud by ovšem směřovaly v úzkém svazku k Zemi. Autoři sestavili katalog 13 tis. hvězd podobných Slunci a během posledních pěti let uskutečnili 16 tis. měření souběžně na observatořích Agassiz a Princeton (reflektory mají průměr 1,5 a 0,9 m), když fotometry dosahují časového rozlišení 100 ns. Každý cíl sledují po dobu 48 s a během 150 nocí prohlédnout příslušné hvězdy po celé viditelné části oblohy. Jak jistě tušíte, ani oni nic nenašli.
Nepočítáme-li tedy s pokusy hledat umělé laserové signály v optickém oboru spektra, tak lze za největší naději pro budoucnost považovat úsilí o vybudování anténní soustavy ATA v Hat Creek v Kalifornii. Zatím jsou tam v provozu 3 parabolické antény s průměrem mísy 6 m, ale jejich počet se v první etapě výstavby zvýší na 32 a výhledově až na 350. Díky výkonnějším počítačům se mohutnost radiových přehlídek zdvojnásobuje každého 1,5 roku, takže pokud je v naší Galaxii alespoň několik desítek tisíc technických civilizací, měli bychom mít úspěch v detekci jejich signálů už během několika desítek roků...
C. Rose a G. Wright však tvrdí, že podobně jako ztroskotanci na pustých ostrovech i mimozemšťané nás mohou nejlaciněji zpravit o své existenci pomocí kosmické obdoby lahvové pošty. Když předpokládáme, že veškeré naše encyklopedické informace mají rozsah řádu 1 EB, pak k jejich efektivnímu zápisu úplně stačí 1 g obvodů v pevné fázi, pokud na každý bit věnujeme plných 1000 atomů niklu, což je velmi slušná redundance. Takový drobet lze obalit olovem a poslat v 10 t kosmickém korábu s radiomajákem rychlostí 300 km/s nazdařbůh do Galaxie. Informace na takto chráněném čipu zůstane čitelná alespoň do vzdálenosti 10 tis. světelných roků od Země. Tento způsob vysílání informace se nejlépe hodí pro rozsáhlá data, posílaná na mimořádně velkou vzdálenost. Čím více je dat a čím dál se mají dostat, tím je energeticky výhodnější v porovnání s vysíláním pomocí elektromagnetických vln. To nám předvedla již sonda Voyager 1, která nese na měděné desce asi 1 Gb informací, takže její start do vesmíru vyžadoval energii 60 kJ/bit. V porovnání s radarem na Arecibu je tedy tento způsob energeticky výhodnější pro vzdálenost nad 17 tis. světelných let (5 kpc). Pokud by však sonda nesla pouhé 3 disky DVD, tak už je doprava informace energeticky levnější pro vzdálenost nad 1 700 sv. let (500 pc). Kdybychom však dokázali zhustit informace do podoby nukleové kyseliny DNA, tak je takový přenos levnější už pro vnější hranici sluneční soustavy...
J. Hein upozornil na spřízněnost lidské populace jednoduchým výpočtem. Jestliže jednotlivé generace za sebou následují v průměru po čtvrt století, tak každý člověk v populaci 5 mld. jedinců má s kterýmkoliv jiným žijícím člověkem společného předka nejpozději před 800 roky. Uvažujeme-li všechny lidi z období před 1600 lety, dají se naši tehdejší předchůdci rozdělit na dvě třídy: buď jsme jejich přímými potomky (20% tehdejší populace), anebo jejich potomci už vymřeli (80% tehdejší populace). To je přirozeně příliš zjednodušující model, protože mísení v lidské populace není zcela náhodné; mezi geograficky vzdálenými předky bylo mísení velkou vzácností. Přesto se dá říci, že s každým současným člověkem máme alespoň jednoho společného předka nejpozději před 2300 lety (76 generací) a všechny společné předky před 5000 roky (169 generací), čili všichni máme nakonec tytéž příbuzné; stačí se jen pořádně ohlédnout dozadu.
Ostatně podle nejnovějších výzkumů pochází celá současná lidská populace z Afriky, kde vznikla asi před 150 tis. lety. Před 50 tis. lety začali naši předkové odtamtud migrovat všemi směry a v západní Asii i v celé Evropě nejpozději před 35 tis. lety vytlačili neandrtálce, patrně též v souvislosti s globálním ochlazením. Je jistě pozoruhodné, že všichni tvorové rodu Homo vynikají mj. tím, že vydrží běžet celé hodiny s poměrně malým výdajem energie, čímž se významně odlišují od savců včetně primátů. Savci jsou sice často podstatně rychlejší na malé vzdálenosti, ale ochabnou už po pouhé čtvrthodině. Možná bychom tedy mohli testovat inteligenci mimozemšťanů dotazem, jak dlouho vydrží běžet v jednom zátahu...
Od časů průkopnických pozorování Galilea Galileiho uběhla už bezmála čtyři století, v jejichž průběhu vzrostl dle R. Racineho průměr primární optiky ze 16 mm na 9,8 m, tedy více než 600krát, ale souhrnná plocha astronomické optiky na celém světě dokonce 375 000krát. Ke zdvojnásobení průměru optiky dochází téměř stabilně vždy po půl století. Pouze v letech 1609-1700 se průměr optiky zdvojnásoboval již po čtvrtstoletí a v letech 1980-2000 dokonce za pouhých 20 roků. Nové generace dalekohledů nastupují obvykle v epizodách po 35 letech - v současné době jsou hlavními novinkami rotačně odlévaná primární zrcadla, segmentovaná zrcadla, spřažené dalekohledy (optické interferometry), adaptivní optika a robotické dalekohledy. Díky tomu bude možné během nejbližšího čtvrtstoletí postavit dalekohledy s průměrem zrcadel kolem 25 m a do konce století přesáhnou ekvivalentní průměry dalekohledů téměř určitě 100 m.
Jak uvádí J. Bailey, americká sonda k Marsu Orbiter 2009 bude mít na palubě 5 W laser pro komunikaci se Zemí a ten se dá využít jako vynikající pointační hvězda 2 -- 6 mag pro adaptivní optiku pozemních dalekohledů, které pak na Marsu rozliší podrobnosti o průměru pouhých několika kilometrů.
E. Borra aj. dokonce uvažují o resuscitaci rotujících kapalných zrcadel tím, že by rotující viskózní kapalina byla povlečena reflektivním koloidálním filmem, což by umožnilo naklápět takové zrcadlo o desítky stupňů. Pokud by byla kapalina feromagnetická, dal by se tvar jejího povrchu snadno upravovat magnetickým polem. Taková zrcadla by byla mimořádně laciná a ve spojení s adaptivní optikou neobyčejně výkonná.
Pro přehlídkové účely se vyvíjejí soustavy až pěti širokoúhlých kamer s průměry objektivů 200 mm, světelností f/1,8 a zorným polem bezmála 8° x 8°, vybavené čipy CCD o hraně 2048 pixelů. K zobrazení 50 tis. hvězd do 13 mag stačí jednosekundová expozice, takže se dá počítat s 50 mil. měření každou noc. Tím by se velmi zrychlilo hledání malých planetek, nových proměnných hvězd včetně supernov v cizích galaxiích, optických protějšků GRB i objevy exoplanet metodou fotometrických transitů před mateřskou hvězdou. Není ovšem jednoduché takový příval dat zaznamenat, nacházet v nich nejzajímavější úkazy co nejrychleji a následně vše archivovat.
V r. 2004 uplynulo pět roků od zahájení provozu prvního osmimetru VLT v Chile. Klíčoví lidé, kteří se zasloužili o konstrukci a stavbu nejvýkonnějších pozemských dalekohledů, byli především dva generální ředitelé ESO, Holanďan L. Woltjer a Američan italského původu R. Giaconni. Vedoucím projektu s mimořádnými zásluhami o dodržení specifikace i termínů uvádění dalekohledů do chodu pak další Ital M. Tarenghi. Prvním šéfem Observatoře Cerro Paranal se pak stal třetí Ital R. Gilmozzi. Giaconni a Gillmozzi využili svých zkušeností s provozem HST a mají tak velkou zásluhu na tom, že VLT dává v několika směrech lepší výsledky než HST, protože vítězí svou podstatně větší sběrnou plochou zrcadel.
Jak uvedl A. Renzini, za prvních pět let bylo na základě pozorování VLT publikováno již 600 vědeckých prací a do chodu se uvádějí přídavná zařízení II. generace, např. spektrograf VIMOS, jenž umožňuje naráz pořídit 800 spekter; NACO - fotografická komora s adaptivní optikou, která umožnila zobrazit eliptické dráhy hvězd v okolí černé veledíry v jádře Galaxie, nebo FORS-1 - první fotometrický polarimetr. V r. 2004 byly dále uvedeny do chodu spektrometr VISIR pro střední infračervené pásmo, adaptivní optika SINFONI pro spektrograf a zobrazovač v blízkém infračerveném pásmu a další adaptivní optika MACAO pro zobrazovač v optickém oboru spektra, jenž tak dosáhne úhlového rozlišení 0,07arcsec. V létě r. 2004 se Finsko stalo 11. členskou zemí ESO.
Také japonský teleskop Subaru s průměrem zrcadla 8,3 m, hmotností 23 t a tloušťce jen 0,2 m na Mauna Kea na Havajských ostrovech je již podle M. Iye aj. vybaven systémy adaptivní optiky IRCS a CIAO pro pozorování v optické a blízké infračervené oblasti spektra, což umožňuje v zorném poli o průměru 20arcsec dosáhnout úhlového rozlišení 0,065arcsec. Subaru má vybudována tři ohniska (primární f/1,8; Ritchey-Chrétien f/12,2 a Nasmyth f/12,6). Patrně nejvýkonnějším přístrojem u Subaru je kamera Suprime-Cam, složená z mozaiky 10 čipů CCD (4 x 2 kpix), která podle N. Kashikawy aj. dokáže zobrazovat objekty až B = 28,4 mag, popř. I = 27,4 mag atd. v pásmu 365 -- 900 nm v zorném poli o průměru 6arcmin s rozlišením 0,1arcsec/pix. Této kameře však konkuruje MegaCam u dalekohledu CFHT s průměrem zrcadla jen 3,6 m, ale zato s mozaikou 36 čipů CCD o celkové kapacitě 340 Mpix. Kamera s adaptivní optikou ostře zobrazuje pole o ploše téměř 1° čtvereční!
J. Lawrence aj. upozornili na mimořádně příznivé astroklima na antarktické stanici Dome C v nadmořské výšce 3250 m na 75° j.š. Kvalita zobrazení (seeing) je tam po čtvrtinu možné pozorovací doby lepší než 0,15arcsec a medián činí pouze 0,27arcsec. To jsou zcela nevídané hodnoty i v porovnání s nejznámějšími observatořemi na Mauna Kea (0,50arcsec), La Palma (0,76arcsec) či Cerro Paranal (0,80arcsec). Kromě toho je díky chladnému a mimořádně suchému vzduchu na stanici nejlepší průzračnost, až o dva řády lepší než na havajských sopkách nebo v Chile v poušti Atacama. Jelikož na stanici nebývá příliš silný vítr ani nadměrný výskyt polárních září, je to velmi perspektivní místo zejména pro obří optické interferometry. Jak ukázal A. Tokovinin, stačí vyřešit adaptaci vlnové fronty pro přízemních několik set metrů, kde vzniká největší část rozmytí bodových obrazů hvězd ve všech používaných vlnových délkách.
D. Smith aj. popsali současný stav vyhledávacích robotických teleskopů ROTSE-III, instalovaných na pěti stanicích (Texas, Mt. Haleakala, Siding Spring, Tubitak v Turecku a Namíbie). Na každé stanici pracuje baterie 4 širokoúhlých zrcadlových komor na společné montáži. Zrcadla maji průměr 0,45 m (f/1,9) a zorné pole o průměru 1,85°. Aktivují se do 10 s po vyhlášení poplachu a během 60 s expozice dosahují 19 -- 20 mag. Užívají se především pro rychlé vyhledávání optických protějšků či dosvitů GRB. Na Mauna Haleakala byl také instalován sériový robotický "liverpoolský" teleskop s průměrem zrcadla 2 m z daru mecenáše Martina "Dill" Faulkese ve výši 18 mil. dolarů, který mohou dálkově ovládat britští školáci, pokud jejich škola přispěje 340 dolary za půl hodiny pozorovacího času. Hlavní pozorovací náplň tvoří hledání planetek, supernov a optických protějšků záblesků gama. Podle I. Steelea byl další liverpoolský dvoumetr instalován na observatoři na ostrově La Palma, který od října 2004 pracuje ve zcela autonomním režimu.
Počátkem r. 2004 se rozběhl naplno vědecký program poslední ze čtyř velkých observatoří NASA - Spitzerova kosmického teleskopu (SST). První zveřejněné snímky zobrazily galaxii M81 (UMa) v pásmu 3,6 -- 8,0 µm, prachový disk kolem hvězdy Fomalhaut (PsA) a anonymní galaxii, vzdálenou od nás 1 Gpc. Jelikož SST pracuje též ve střední a daleké infračervené oblasti, stal se mimořádně vhodným nástrojem pro výzkum nejvzdálenějších hlubin vesmíru, ale i pro studium vnitřku prachových mračen v naší Galaxii i v objektech Místní soustavy, zejména ve spojení se zbývajícími velkými observatořemi - HST a Chandra.
Počátkem roku též začala NASA s úvahami, jak dál naložit s HST, který je po havárii Columbie nedosažitelný pro údržbu či dokonce další vylepšení. Zatímco tehdejší generální ředitel NASA S. OarcminKeefe jakoukoliv novou misi k HST zavrhl jako příliš nebezpečnou, mnoho Američanů včetně prominentních astronomů a také senátorka B. Mikulski vyvinuli značné úsilí, aby toto rozhodnutí zvrátili. Paní senátorka docílila toho, že pro posouzení, zda a jak zachránit další provoz HST, byla jmenována komise, vedená admirálem H. Gehmanem, jenž předtím předsedal vyšetřovací komisi pro zkoumání příčin havárie Columbie.
Někteří odborníci dokonce navrhovali robotickou misi k HST na jaře 2007, která by byla údajně levnější a ovšem bezpečnější než let posádky v raketoplánu, jenže s robotickými opravami tak složitého zařízení na oběžné dráze nejsou téměř žádné zkušenosti a čas na vyzkoušení této techniky prostě chybí. Přesto Americká akademie věd sestavila komisi pro posouzení robotické opravy HST pod vedením L. Lanzerottiho, která měla vydat svůj verdikt do konce r. 2004. Komise zjistila, že robotická oprava by přišla přinejmenším na 1 mld. dolarů a vyhlídky na její úspěch jsou stěží 50%, takže koncem roku 2004 tato možnost padla, ale komise podpořila pilotovanou misi raketoplánu nejenom kvůli údržbě, ale i kvůli dalšímu vylepšení HST. V závěru roku S. OarcminKeefe nakonec rezignoval na svou funkci v NASA, kterou vykonával jen 3 roky. Odborníci mu kromě postoje k údržbě HST vyčítali hlavně odklon od základního poslání NASA podporovat prvotřídní vědu a také nevhodnou personální politiku, když do vedoucích funkcí dosazoval armádní důstojníky bez zkušeností s kosmickým výzkumem.
Mezitím naštěstí pracoval HST bez přerušení a hned počátkem roku 2004 dokončil pozorování ultrahlubokého pole (HUDF). Jeho celoroční provoz přišel americké poplatníky na 160 mil. dolarů; odstranění z oběžné dráhy by stálo asi 500 mil. dolarů. G. Meylan spočítal, že v posledních letech je každoročně publikováno v prestižních vědeckých časopisech na 500 prací, založených na pozorovacím materiálu z HST. V průměru je každá taková práce citována 45krát. Celkem již HST posloužil pro sepsání více než 4 100 vědeckých prací. Nejvíce citovanou prací vůbec je pozorování Hubblova hlubokého pole (HDF). Pokud jde o produktivitu jednotlivých koncových zařízení HST, suverénně vede širokoúhlá kamera WFPC, následovaná s velkými odstupem spektrografy STIS, GHRS a NICMOS. Spektrograf STIS však bohužel po 7 letech úspěšného provozu selhal v srpnu 2004 a bez zásahu člověka se nedá opravit.
P. Ho aj. popsali novou anténní soustavu pro submilimetrovou astronomii SAO-ASIAA, kterou postavili Američané ve spolupráci s Číňany v sedle na Mauna Kea v nadmořské výšce 4080 m. Soustavu tvoří 8 radioteleskopů o průměrech parabol 6 m a přesnosti povrchu na 12 µm, které pracují v pásmu 180 -- 900 GHz. Oproti dosavadním submilimetrovým aparaturám má 30krát lepší úhlové rozlišení. R. Ricci aj. uveřejnili první výsledky radiové přehlídky oblohy pomocí australské kompaktní sestavy radioteleskopů ATCA. Tvoří ji šest parabol s průměrem 22 m na observatoři v Narrabri a pracuje v několika mikrovlnných pásmech s frekvencemi nad 5 GHz, kde až dosud žádné přehlídky neexistovaly, protože kvůli malým zorným polím mikrovlnných radioteleskopů by trvaly příliš dlouho. Na frekvenci 18 GHz (vlnová délka 16 mm) zatím prohlédli přes 1 200° čtverečních ve 12° pruhu mezi deklinacemi -59° a -71°. Objevili tak přes 220 radiových zdrojů většinou v hlavní rovině Galaxie, z nichž se asi polovinu podařilo ztotožnit opticky především s hvězdami a kvasary. Téměř čtvrtina zdrojů odpovídá známým radiogalaxiím, ale zbylou čtvrtinu se nepodařilo identifikovat vůbec.
S pozoruhodným projektem LOFAR za více než 50 mil. euro přišli holandští radioastronomové. V severovýchodní části Nizozemí chtějí postupně instalovat 15 tisíc antén pro nízkofrekvenční radioastronomii v pásmu 10 -- 250 MHz (1,2 -- 30 m). V současné době je v centrálních 320 hektarech projektu rozmístěno 40 antén a dalších 20 antén pokrývá oblast o poloměru 10 km. Ve vnější části observatoře až do vzdálenosti 175 km od centra se zatím nachází dalších 30 antén, ale rozměry observatoře se mohou v budoucnu zvětšovat i do zahraničí. Díky důmyslnému softwaru lze antény sfázovat do určitého směru, anebo mohou pracovat jako všesměrové. Jak uvedli D. Salter aj., má být úhlové rozlišení (1arcsec) i citlivost soustavy LOFAR možná až tisíckrát vyšší v porovnání s dosavadními systémy. Aparatura má být v úplném provozu od r. 2007. Pokroky v elektronickém přenosu velkých objemů dat umožnily též podstatně zjednodušit funkci radiových interferometrů na dlouhých základnách eVLBI. Od r. 2004 jsou takto propojeny antény v portorickém Arecibu, britské Cambridži, holandském Westerborku a polské Toruni.
20. dubna 2004 byla po mnoha odkladech vypuštěna družice Gravity Probe B o hmotnosti přes 3 t, jejíž koncepce byla navržena již r. 1959 a jejíž cenová visačka je vpravdě astronomická - 700 mil. dolarů. Jejím úkolem je ověřit dva efekty obecné teorie relativity (Lenseovo-Thirringovo strhávání souřadné soustavy o 0,04arcsec/r a de Sitterovu geodetickou precesi - 6,6arcsec/r) s přesností o řád lepší, než to dokázaly předešlé experimenty. Jádrem přístroje je přesně vybroušená kulička z taveného křemíku zvící pingpongového míčku a potažená niobem. Její poloměr se v žádném směru neodchyluje od ideální koule o více než 8 nm. Kulička rotuje rychlostí 10 tis. obrátek/min ve vakuu v dutině uvnitř družice chlazené na teplotu pouhých 1,8 K. Z toho důvodu je na palubě 24 hektolitrů (!) kapalného hélia. Družice byla vynesena na kruhovou polární dráhu o poloměru 640 km, na níž by měla měřit alespoň 18 měsíců. Poloha družice bude díky soustavě družic GPS známa s přesností na pouhých 10 mm. Družice je pointována na hvězdu IM Peg a přesnost úhlových měření pomocí speciálních magnetometrů dosahuje 0,1 obl. milivteřin.
Koncem listopadu 2004 odstartovala družice Swift, jejímž hlavním úkolem je rychlá lokalizace zábleskových zdrojů záření gama s cílem umožnit tak jejich následné rentgenové a optické sledování. Podle N. Gehrelse aj. a E. Fenimoreho aj. se družice v ceně 250 mil. dolarů o hmotnosti 1,5 t pohybuje po kruhové dráze ve výšce 600 km. Je vybavena velmi citlivým detektorem měkkého záření gama GBT (15 -- 150 keV), který díky kódované masce dokáže během 15 s určit polohu GRB s přesností na 4arcmin. To pak umožní natočit daným směrem rentgenový teleskop XRT pro pásmo 0,2 -- 10 keV se zorným polem 23arcmin, jenž hbitě během 1 min určí polohu rentgenového protějšku s přesností na 5arcsec. To zase stačí dalekohledu UVOT pro pásmo 170 -- 650 nm se zorným polem 17arcmin, aby během 2 min. našel optický protějšek a určil jeho polohu na 0,3arcsec; tyto údaje se ihned přenášejí na Zemi a posílají internetem na cca 40 robotických teleskopů, které jsou připraveny k pozorování během několika desítek sekund a mohou tak poskytovat vodítko pro spektrografy velkých teleskopů s cílem určit červený posuv ve spektrech optických protějšků nebo dosvitů. Očekávaná životnost družice Swift se odhaduje na 8 roků a ročně je schopna najít polohy zhruba pro 100 GRB. Pro srovnání uveďme, že předešlá družice HETE-2 dokázala za 4 roky provozu spatřit přes 400 GRB, ale dobré polohy získává (podstatně pomaleji) jen pro 25 GRB ročně.
V dubnu 2004 ukončila ultrafialová družice GALEX první rok měření na oběžné dráze. Za tu dobu stihla vykonat přehlídku blízkých galaxií v ultrafialovém pásmu a zaznamenat desítky milionů zdrojů včetně galaxií, kvasarů a bílých trpaslíků. V červnu 2004 oslavila družice FUSE pro daleký ultrafialový obor spektra páté výročí činnosti na oběžné dráze. Za tu dobu získala na 29 tis. spekter 2 tis. astronomických objektů. Patrně nejvýznamnějším objevem této družice bylo odhalení existence hala horkého plynu kolem naší Galaxie a dále určení zastoupení deuteria v Galaxie 23.10-6. Bohužel budoucnost ultrafialové astronomie je chmurná; po r. 2008 nebude na oběžné dráze ani jeden fungující přístroj, pokud se nepodaří umístit na HST spektrograf COS.
Koncem července 2004 skončila svou činnost submilimetrová družice SWAS, která byla vypuštěna v prosinci 1998 a pracovala jako spektrometr pasivně chlazený na 175 K v pásmu 487 -- 557 GHz. Podle V. Tollse aj. odhalila během své životnosti na 200 astronomických objektů a přispěla tak k prohloubení našich znalostí o chemii interstelárního prostředí, neboť sledovala čáry a pásy O, C, H2O a CO.
V lednu 2004 na Marsu úspěšně přistála americká vozítka Spirit a Opportunity, která od té doby doslova chrlí pozoruhodné záběry na Zemi, neboť jejich plánovaná životnost čtvrt roku byla už mnohonásobně překročena. Panoramatické snímky Marsu na internetu měly dokonce po několik týdnů větší návštěvnost než pornografické stránky. V březnu 2004 odstartovala evropská kometární sonda ROSETTA, která pomocí trojnásobného využití gravitačního praku u Země v letech 2005, 2007 a 2009 a v r. 2007 také u Marsu dospěje v srpnu r. 2014 ke svému cíli - periodické kometě 67P Čurjumov-Gerasimenko. Tam se usadí na oběžné dráze kolem jádra komety a vyšle na jádro přistávací modul Philae.
Počátkem července 2004 dospěla k Saturnu po sedmiletém letu velká kosmická sonda Cassini o hmotnosti 5,6 t v ceně 3,3 mld. dolarů - společný projekt NASA, ESA a italské kosmické agentury. Na své palubě nesla také evropský sestupný modul Huygens, jenž počátkem r. 2005 měkce přistál na Saturnově družici Titanu. Plánovaná životnost Cassini na oběžné dráze u Saturnu jsou 4 roky, tj. 74 oběhů kolem planety.
Na začátku srpna 2004 odstartovala pomocí rakety Delta americká kosmická sonda MESSENGER v hodnotě bezmála 430 mil. dolarů, která směruje k Merkuru pomocí tří prakových manévrů (u Země v srpnu 2005; u Venuše v říjnu 2006 a v červnu 2007). Kolem Merkuru bude prolétat v lednu a říjnu 2008 a v září 2009, aby se konečně v březnu 2011 u něho usadila na oběžné dráze. Americká sonda Genesis v hodnotě 264 mil. dolarů sbírala po 29 měsíců až do dubna 2004 vzorky (celkem 0,4 mg) slunečního větru v Lagrangeově bodě L1. Počátkem září 2004 vstoupila schránka o hmotnosti 205 kg rychlostí 10,7 km/s do zemské atmosféry a měla být nad Utahem zachycena vrtulníkem. Při průletu zemskou atmosférou se jí však vinou obráceně namontovaných spínačů neotevřel padák, takže kolem kaskadérů ve vrtulnících, kteří ji měli zachytit ve vzduchu, prosvištěla vysokou rychlostí a zaryla se do země rychlostí 85 m/s. V polovině listopadu 2004 se usadila u Měsíce evropská sonda SMART-1, která využila pro třináctiměsíční let k Měsíci iontový motor. Týž motor lze využít i pro lety automatických sond k Marsu nebo k Merkuru.
Známý americký odborník J. van Allen rozvířil znovu debatu o tom, mají-li se podporovat pilotované kosmické lety. Tvrdí, že přínos těchto letů pro vědu i praktické aplikace není dostatečný, že pro výzkum kosmu jsou daleko nejvhodnější bezpilotní prostředky, jak ukazuje výčet jejich ohromujících výsledků v posledních cca 40 letech. Jeho názory podpořili také D. Kennedy a B. Hanson, kteří žádají, aby vědci v tomto směru jasně vyslovili svůj názor na přednosti robotických projektů v kosmonautice. Naproti tomu astronaut a geolog H. Schmitt tvrdí, že nic nenahradí lidský mozek, který má kapacitu jako programovatelný superpočítač a spíše než robot tak objeví nečekané jevy.
V NASA počítají na základě kosmické iniciativy presidenta G. Bushe s pilotovanými lety na Měsíc a na Mars, což dle střízlivého odhadu bude znamenat do r. 2020 vydání asi 127 mld. dolarů jen pro let na Měsíc. Přitom roční rozpočet NASA se pohybuje kolem 15,5 -- 16,5 mld. dolarů, takže zmíněná koncentrace na pilotované lety silně podvazuje finance i kapacity pro rozvoj bezpilotní kosmonautiky, na kterou naopak sází - zatím stále úspěšněji - především evropská agentura ESA. Jako na zavolanou tak přichází studie B. Laubschera a B. Edwardse o možnostech kosmického výtahu, který by dokázal vytáhnout družice na oběžnou dráhu a případně stáhnout nefunkční družice k opravám na Zemi, což by velmi podstatně zlevnilo náklady na starty a přistávání družic.
V prosinci 2003 byla v Namibii na vysočině Khomas dokončena stavba soustavy 4 teleskopů HESS pro sledování fotonů záření gama s energiemi 100 GeV -- 10 TeV pomocí spršek Čerenkovova záření, vznikajících při jejich interakci se zemskou atmosférou. Každý teleskop tvořený skládanými zrcadly o výsledném průměru 13 m má sběrnou plochu 107 m2 a zorné pole o průměru 5°. V jeho ohnisku se nalézá 960 fotonásobičů. Teleskopy jsou umístěny ve vrcholech čtverce o straně 120 m, a mohou zaměřit polohy zdrojů záření gama s přesností několika obl. minut.
Smithsonova astronomická observatoř přesouvá kvůli protestům tamějších Indiánů z Mt. Hopkinse na Kitt Peak v Arizoně čtveřici dalekohledů VERITAS o průměru složených zrcadel 12 m, která budou sloužit k detekci Čerenkovova záření, vznikajícího v zemské atmosféře při průletu fotonů záření gama o energiích 50 GeV - 50 TeV. Aparatura v hodnotě přes 13 mil. dolarů bude mít podstatně lepší parametry než všechna dosavadní zařízení, pracující v této exotické oblasti energetického spektra fotonů.
M. Kilic aj. studovali vlastní pohyby hvězd porovnáním snímků HDF HST a snímků projektu GOODS po 7 letech. Zjistili, že dva slabé modré objekty mají vlastní pohyb až 0,015arcsec/rok, takže jde o bílé trpaslíky v galaktickém disku ve vzdálenostech zhruba 0,5 kpc od nás. Naproti tomu ostatní slabé modré objekty, objevené HST, vlastní pohyb nevykazují, takže jde o aktivní jádra galaxií ve vzdáleném vesmíru, a nikoliv o bílé trpaslíky v halu Galaxie, jak se domnívali původní objevitelé.
B. Mobasher a N. Scoville popsali přehlídku COSMOS, uskutečňovanou pomocí kamery ACS HST ve filtru 814 nm na ploše 2° čtverečních s mezní hvězdnou velikostí 26,5 mag. Přehlídka má za cíl zobrazit 2 mil. objektů s červenými posuvy z v rozmezí 0,5 -- 3,0 a takto najít vývojové efekty v morfologii galaxií. H. Jones aj. a W. Saunders aj. uvedli první výsledky australské přehlídky 6dF, která zabírá osmkrát větší plochu (přes 17 tis. čtv. stupňů), než již hotová přehlídka 2dF, a dvakrát větší plochu než přehlídka SDSS. V rámci přehlídky budou do r. 2005 změřeny červené posuvy 150 tis. galaxií a pro 10% z nich budou stanoveny i jejich hmotnosti.
Jak uvádí P. Padovani aj., pozorování v rámci první čtvrtiny přehlídky SDSS zabírají celou tisícovku disků DVD. Pouhé zkopírování tohoto množství dat zabere při rychlosti 1 MB/s plné dva měsíce. Velmi brzo budou astronomické údaje přibývat tempem 1 TB/noc, a tak vzniká složitý problém, jak s těmi daty zacházet, aby se vůbec dala zpracovat v rozumném čase. V americkém Ústavu pro kosmický teleskop probíhá digitalizace proslulého fotografického Palomarského atlasu II. Celkem se jedná o snímky bezmála 900 polí o průměru 6,5° na sever od -30° deklinace ve filtrech centrovaných na 480, 650 a 850 nm. Mezní hvězdná velikost snímků se pohybuje mezi 20 -- 21 mag a celkový rozsah souboru dat dosáhne 3 TB. C. Barbieri aj. zahájili v r. 2002 digitalizaci astronomických snímků, pořízených na vatikánské a italských observatořích. Jde o jedinečný soubor 66 tis. fotografií a 27 tis. spekter z let 1894-1998.
Za poslední dvě tisíciletí vzrostla úhlová přesnost astronomických měření z 10arcmin v Ptolemaiově katalogu na 0,001arcsec v katalogu HIPPARCOS. B. Schaefer usoudil na základě souřadnic ve starobylém Farneseově atlasu, že Ptolemaiův katalog vznikl v poslední čtvrtině 2. stol. př. n. l. Katalog vzdáleností hvězd, měřených družicí HIPPARCOS, ovšem přišel na 300 mil. dolarů, a o takové částce se jistě Ptolemaiovi ani nesnilo.
V roce 2004 zemřeli významní světoví astronomové: V. Bronšten (*1918; meteory, Astr. věstnik), T. Gold (*1920; stacionární vesmír; pulsary), J. Matteiová (*1943; AAVSO), J. Oke (*1928; Palomar, hvězdy a galaxie, spektrografy), V. Moroz (*1931; planety, kosmonautika), W. Strohmeier (*1913; proměnné hvězdy, Bamberg), J. Westphal (*1930; kamery CCD) a F. Whipple (*1906; komety).
Naše řady opustili: F. Kozelský (*1913; přístroje, čestný člen ČAS), L. Valach (*1933; SÚH, Kozmos) a J. Zajíc (*1910; hvězdárna Vlašim).
Významná uznání ve světě získali tito badatelé: J. Adouze (UNESCO: Kalinga), T. Berners-Lee (Millenium Technology; www), S. Brin & L. Page (Marconi; Google) G. Ellis (Templeton), R. Giacconi (Astronomische Gesselschaft: Schwarzschildova medaile), A. Guth & A. Linde (Gruber), M. Longair (členství v Roy. Soc.), A. McDonald (Herzberg), J. Ostriker (Zlatá medaile RAS), M. Rees (Russell, Faraday) a A. Rükl (Astronomische Gesselschaft: B. Bürgel) a dále u nás Z. Ceplecha (Nušlova cena ČAS), L. Kohoutek (Česká hlava, Patria), P. Pravec (prémie O. Wichterle), A. Rükl (Littera Astronomica a čestný člen ČAS) a Jana Tichá (Kvízova cena ČAS).
Již počtrnácté se na Harvardově univerzitě udělovaly koncem září 2004 čím dál tím populárnější ceny Ignáce Nobela (viz: www.improb.com/ig/ ) za "výzkumy, kterým se nejprve usmíváme, ale pak se nad nimi můžeme i zamyslet". Cenu za fyziku obdržel autor práce o dynamice tance hula-hop (co musíte dělat, aby vám obruč kolem pasu nespadla na zem), kdežto cenu za biologii získala práce o úloze nadýmání při komunikaci slanečků. Cenu za medicínu obdrželi dva autoři, kteří studovali vliv country music na sebevražednost a cenu za mír obdržel vynálezce karaoke. Cenu za literaturu dostal spisovatel, který dokázal vyjádřit podstatu dědičnosti pouhými sedmi slovy: "Dědičnost znamená: neobviňujte sebe, ale své rodiče."
Česká astronomická společnost (ČAS) uspořádala na přelomu března a dubna 2004 v Litomyšli mezinárodní konferenci o dvojhvězdách k nedožitým 90. narozeninám prof. Zdeňka Kopala. Odborné části se účastnila řada významných světových odborníků ve výzkumu dvojhvězd včetně několika Kopalových žáků. O díle prof. Kopala proběhl též souhrnný seminář pro širší veřejnost a v závěru týdne byla na místě Kopalova rodného domu odhalena plastika M. Karla a F. Diaze "Těsná dvojhvězda". Při té příležitosti proběhl v Litomyšli též 16. sjezd ČAS, na němž byla novou předsedkyní ČAS zvolena Dr. Eva Marková, ředitelka Hvězdárny v Úpici. V září 2004 se konala v Praze první společná konference ČAS a německé Astronomische Gesselschaft pod názvem "Od kosmologických struktur k Mléčné dráze" za účasti asi 200 odborníků z 10 států.
Neuvěřitelným rozhodnutím bratislavského magistrátu byl v březnu 2004 zrušen bez náhrady Astronomický úsek PKO, zřízený v r. 1958, který téměř po půlstoletí suploval díky svým nadšeným zaměstnancům a spolupracovníkům v Bratislavě dodnes neexistující lidovou hvězdárnu a planetárium. Bratislava se tak stala nezáviděníhodnou raritou mezi evropskými hlavními městy.
V Evropě jsme na podzim 2004 slavili půlstoletí Evropského centra pro výzkum částic, známého pod francouzskou zkratkou CERN. Laboratoř CERN založilo 12 evropských států na základě mezivládní dohody. Dodnes se tento počet rozšířil na 20, včetně Česka a Slovenska. CERN se stal významným modelem pro plodnou mezinárodní spolupráci a v nejbližší budoucnosti se díky novému urychlovači LHC stane nejvýznamnějším světovým pracovištěm pro studium částicové struktury hmoty s velmi úzkou návazností na astrofyzikální problémy, zejména pokud jde o první minuty po velkém třesku.
V Batavii ve státě Illinois bylo při známé laboratoři Fermilab zřízeno nové Centrum pro částicovou astrofyziku, jehož prvním ředitelem se stal E. Kolb. Centrum se mj. věnuje projektům SDSS a Pierre Auger Observatory. Smithsonovo centrum pro astrofyziku na Harvardově univerzitě má po dvacetiletém působení I. Shapira nového šéfa, jímž se stal C. Alcock. Roční rozpočet tohoto prestižního ústavu činí 110 mil. dolarů ročně, což jsou přibližně 3/5 rozpočtu celé Akademie věd ČR...
G. Eichhorn připomněl, že r. 1992 začala NASA ve spolupráci se Smithsonovou observatoří shromažďovat bibliografické údaje o vědeckých astronomických publikacích v systému Astrophysics Data System. Její čím dál rozsáhlejší databáze je veřejně přístupná na adrese: ads.harvard.edu . V r. 2004 bylo v databázi 30 mil. bibliografických položek, z toho 340 tis. s celým textem a ve více než 2 mil. případů lze stáhnout alespoň abstrakt. Databázi navštíví každý měsíc na 100 tis. uživatelů z celého světa. Známý americký časopis The Astronomical Journal má od počátku r. 2005 nového šéfredaktora Johna Gallaghera III, jenž vystřídal Paula Hodgeho. Cirkuláře Mezinárodní astronomické unie (IAUC) přestaly být volně dostupné na internetu, protože příjmy za předplatné klesly za posledních pět let o čtvrtinu. Místo toho se zavádí zaheslovaný internetový vstup pro ty instituce, které si předplácejí tištěnou verzi cirkulářů.
Americký vědecký týdeník Science uveřejnil seznam deseti nejprestižnějších univerzit na světě v tomto pořadí: Harvardova u., Stanfordova u., Caltech, Kalifornská u. Berkeley, Cambridžská u. (UK), MIT, Princeton u., Yale u., Oxford (UK) a Kolumbijská u. V seznamu špičkových 50 univerzit na světě je 35 z USA a 10 z Evropy. Naprosto neuvěřitelné tempo rozvoje vědeckého výzkumu však nasadila Čína, když počet původních publikací zvýšila za posledních 22 roků dvacetkrát. Také země Latinské Ameriky se začínají ve vědě prosazovat, když za posledních 13 roků stoupla jejich souhrnná vědecká produkce třikrát, a to zejména v Mexiku, Brazílii, Argentině a Chile. Naproti tomu země býv. východního bloku v Evropě v této soutěži ztrácejí - od r. 1989 se zde vědecká produkce snížila o pětinu!
R. Bishop a D. Lane zkoumali schopnosti lidského oka při tzv. skotoskopickém vidění, typickém pro astronomická pozorování. Čtyři pozorovatelé ve věku 38 -- 62 roků pozorovali při periferním vidění pomocí 0,6 m reflektoru v ideálních podmínkách na vrcholu sopky Mauna Kea jednak slabé hvězdy a dále spirální mlhoviny a siluetu temné skvrny v jasné emisní mlhovině. Ukázalo se, že lidské oko má byť omezenou integrační schopnost zejména pro bodové svítící zdroje, protože dokáže integrovat fotony po dobu 0,9 s. Pro temnou siluetu činí integrační čas 0,6 s a pro plošný zdroj 0,3 s. V těchto krátkých integračních časech lidské oko předčí i moderní matice CCD!
D. Anderson upozornil na fantastické možnosti sdíleného počítání prostřednictvím osobních počítačů v soukromých rukou. Průkopníkem v tomto směru se stal astronomický projekt SETI@Home, kdy více než milion osobních počítačů hledalo pomocí softwaru, vytvořeného na Univerzitě v Berkeley, příznaky umělých signálů v obsáhlých datech z radioteleskopu v Arecibu. Jelikož na světě bude kolem r. 2015 v provozu asi miliarda osobních počítačů, skýtá to velkolepé možnosti pro zvýšení výpočetního výkonu na úroveň 100 Tflop (dosud nejvýkonnější superpočítače dosahují výkonu 35 Tflop, ale za jejich použití se platí velké peníze). Lze tak například hledat obrovská prvočísla nebo nové kombinace pro léky, či simulovat vývoj počasí atd.
R. Pallavicini a S. Randich sestavili seznam dosud nerozřešených hlavních otázek hvězdné astronomie:
Ostřílení astronomové jsou přirozeně zvyklí na to, že navzdory neuvěřitelným úspěchům přírodních věd obecně a astronomie zvlášť vydávají mnozí jinak zcela ctihodní spoluobčané nemalé částky za konzultace s astrology o svém (ale i cizím) osudu. Přesto však by mne nikdy nenapadlo, že 5% dospělých Američanů věří podle současných průzkumů tomu, že Spojené státy nikdy nevyslali své astronauty na Měsíc, tj. že celý projekt Apollo byl kolosální podvod, nafilmovaný v Holywoodu. Podle sociologů je to však údajně normální v každé lidské pospolitosti. Vymyslete si jakoukoliv pitomost, vhodně ji mediálně nafoukněte - a 5% populace vám uvěří a bude se do krve hádat s ostatními, že máte pravdu.
V závěru bych proto rád ocitoval rady pro vědecké pracovníky, které ve vánočním čísle v r. 2004 uveřejnil prestižní britský vědecký týdeník Nature:
A úplně nakonec ještě výstižný citát spisovatele a dramatika Henrika Ibsena (1828-1906), který se jistě hodí i na fakta, obsažená v právě končících astronomických žních: "Normální pravdy žijí zpravidla sedmnáct, osmnáct, maximálně dvacet let; jenom zřídka déle."
Dátum poslednej zmeny: 01. februára 2007