Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum: 17. marca 2003
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ .
A. Loktin aj. uveřejnili katalog otevřených hvězdokup, obsahující 425 položek. W. Dias aj. využili nového astrometrického katalogu Tycho 2 k měření absolutních vlastních pohybů pro nejbližších 112 otevřených hvězdokup; z toho 28 hvězdokup bylo proměřováno poprvé. V každé soustavě určili vlastní pohyby několika desítek hvězd, takže vcelku šlo o více než 4 tisíce vlastních pohybů. A. Loktin a G. Běšenov se zabývali trigonometrickými vzdálenostmi otevřených hvězdokup, odvozenými z pozorování družice HIPPARCOS.
Do vzdálenosti 1 kpc, do níž je možné tyto hodnoty dosti spolehlivě určit, se nachází celkem 45 otevřených hvězdokup, z nichž nejbližší jsou Hyády, pro něž jim dvěma postupy nezávisle vyšla tatáž hodnota vzdálenosti 46,8 pc s chybou 1%. To však úplně nehraje s výsledkem J. de Bruijna aj., kteří určili vzdálenost této strategické hvězdokupy 45,0 pc s chybou 6%, když příčný rozměr kupy dosahuje 20 pc, takže její nejbližší partie jsou opravdu za kosmickým rohem. K Hyádám patří asi 400 hvězd, z nichž HIPPARCOS zaznamenal paralaxy a vlastní pohyby pro 240 nejjasnějších členů. Katalog je totiž úplný jen do V = 7,3 mag, i když místy obsahuje i hvězdy až 12,4 mag. Jelikož u těchto jasnějších hvězd známe dobře i radiální rychlosti, lze tak spočítat poměrně přesné směry a velikosti prostorové rychlosti jednotlivých hvězd a odtud i polohu úběžníku (apexu) prostorového pohybu hvězdokupy, což umožňuje výrazné zpřesnění hodnoty vzdálenosti těžiště celé hvězdokupy. Y. Lebreton aj. odhadli stáří Hyád nanejvýš na 650 milionů roků.
Podobný nesoulad v určení vzdálenosti trvá delší čas i pro další známou otevřenou hvězdokupu Plejády. Jak uvádějí D. Stello a P. Nissen, z měření družice HIPPARCOS vychází její vzdálenost na 117 pc, kdežto ze stanovení průběhu hlavní posloupnosti ve hvězdokupě vychází vzdálenost plných 132 pc. Příčinu rozporu vidí autoři v tom, že družice měří vzdálenosti nejjasnějších členů hvězdokupy, kdežto průběh hlavní posloupnosti určují převážně nejslabší hvězdy soustavy. Pokud je pak hvězdokupa kulově nesouměrná, tak to může způsobit zmíněný rozdíl.
Podobně A. Marco a G. Bernabeu zpřesnili údaje pro známou dvojitou otevřenou hvězdokupu h a Chí Persei (NGC 869 a 884). Proměřili v nich celkem 350 hvězd do mezní hvězdné velikosti V = 16,5. Mladší hvězdokupa Chí Per je o něco blíže (2,06 kpc) než h Per (2,15 kpc). Nejvíce hvězd v nich vznikalo před 10, 14 a 20 miliony lety. Ani tato data zcela nehrají s podobnou analýzou S. Kellera aj., jimž vyšla shodná vzdálenost obou kup (2,24 ± 0,05) kpc a stejné stáří (13 ± 3) milionů roků. Tato analýza je ovšem založena na mnohobarevné fotometrii 17 tisíc členů hvězdokup do 18 mag.
HST pořídil zatím vůbec nejlepší snímek obří kulové hvězdokupy Omega Centauri, obsahující přes milion hvězd převážně slunečního typu, ale podstatně starších - kolem 12 miliard let. Jelikož hvězdy v soustavě obsahují málo těžkých prvků ("kovů"), patrně tam nevznikly skoro žádné exoplanety. Pokud přesto vznikly, tak je asi zlikvidovala častá těsná sblížení členů hvězdokupy. Autoři odhadují, že v průběhu existence hvězdokupy se tisíce hvězd doslova srazily s jinými. Tyto splynuvší hvězdy se prozrazují neobvyklými barevnými indexy.
J. Grindlay aj. hledali pomocí družice Chandra rentgenové dvojhvězdy v kulové hvězdokupě 47 Tucanae (NGC 104). Celkem tam našli 108 rentgenových zdrojů, z toho polovinu představují rádiové pulsary (včetně všech 15 známých milisekundových pulsarů) a třetinu bílí trpaslíci, kteří kradou hmotu svým hvězdným průvodcům. Pouze 15% zdrojů představují standardní rentgenové dvojhvězdy, což je poněkud málo; zato neutronových hvězd ve hvězdokupě je překvapivě mnoho. M. Kramer aj. nenašli žádné známky centrální koncentrace (hmotnější černé díry) v jádře této kulové hvězdokupy. M. Zoccali aj. zpřesnili její vzdálenost od nás na 4,6 kpc a její stáří na (13 ± 2,5) miliard let. D. McNamara vyšel ze vzdálenosti 53,2 kpc pro Velké Magellanovo mračno a na základě toho byl schopen revidovat stáří 16 kulových hvězdokup v naší Galaxii na velmi přijatelnou hodnotu (11,3 ± 1) miliard let, která se pohodlně vejde do současné hodnoty pro stáří vesmíru. Podobně J. Johnsonové a M. Boltemu vyšlo průměrné stáří kulových hvězdokup (12,9 ± 2,9) miliard roků.
Pozorování kulové hvězdokupy NGC 1850 ve Velkém Magellanově mračnu pomocí HST dalo neuvěřitelně nízké stáří pouze 50 milionů roků. Průvodce této hvězdokupy je pak úplný benjamínek o stáří 5 milionů let. D. Forbes aj. zjistili ze studia 10 kulových hvězdokup v eliptické galaxii Fornax, že tamější hvězdy mají vyšší obsah kovů než Slunce. Jejich průměrné stáří činí 11 miliard roků. Pomocí HST lze dnes objevit a sledovat kulové hvězdokupy v cizích galaxiích až do vzdálenosti kolem 100 Mpc.
F. Zadeh aj. zkoumali pomocí družice Chandra nejkompaktnější hvězdokupu Arches, která se nachází uprostřed Galaxie pouhých 27 pc od černé veledíry v centru naší hvězdné soustavy. Hvězdokupa obsahuje přinejmenším 150 velmi horkých hvězd o stáří do 2 milionů roků, které jsou soustředěny v prostoru o průměru pouhých 0,3 pc. Hvězdokupa je obklopena bublinou žhavého plynu o teplotě 60 MK, což je unikát svědčící o tom, že zde neustále probíhá překotná tvorba hvězd. Tutéž hvězdokupu pozorovali C. Langová aj. pomocí antény VLA a našli v ní 8 silných radiových zdrojů, jejichž poloha souhlasí s nejjasnějšími hvězdami v kupě. Hmotnosti žhavých hvězd přesahují určitě 20 M_o a z nich vyvěrá mimořádně intenzívní žhavý hvězdný vítr o rychlosti 1000 km/s, který zřejmě zásobuje zmíněnou bublinu. O extrémním mládí hvězdokupy svědčí i okolnost, že tam dosud nevybuchla ani jedna supernova.
R. Bromley aj. se věnovali polarimetrii okolí černé veledíry o hmotnosti 2,6 MM_o a Schwarzschildově poloměru 0,05 AU v centru Galaxie. Veledíra je obklopena relativistickým akrečním diskem. Podle G. Bowera aj. dosahuje lineární polarizace v radiovém zdroji Sgr A* na frekvenci 112 GHz nanejvýš 1,8%. F. Melvia aj. a P. Baganoff aj. odhalili pomocí družice Chandra, že zdroj se koncem září 1999 a znovu ještě výrazněji koncem října 2000 během minut opakovaně zjasnil ve tvrdém pásmu rentgenového spektra až na 45násobek klidového stavu, což odpovídá špičkovému výkonu až 2.10^26 W, Poloha zdroje vzplanutí, jenž pokaždé zanikl během několika hodin, byla vzdálena pouhých 1200 AU od veledíry. Z rychlosti změn intenzity rentgenového záření odhadli rozměr aktivní oblasti na 180 milionů km. Téměř určitě šlo o materiál, který posléze spadl do černé veledíry. Něco takového nedávno předpověděli K. Menou a E. Quataert, kteří spočítali, co se stane s hvězdou, která je slapově roztrhána černou veledírou. Ukázali, že se z ní vytvoří tenký akreční disk, odkud padá hmota na černou veledíru, což se projeví mocnými energetickými záblesky. A. Lomman a D. Backer zkoumali pomocí radioteleskopu v Arecibu po dobu více než 3 roků drobné variace v oběžné periodě tří binárních pulsarů v Galaxii a odhalili tak společnou kvaziperiodu 106 dnů, kterou chtějí vysvětlit jako odraz vlivu gravitačních vln z černé veledíry v centru Galaxie na příslušné oběžné doby zmíněných pulsarů. Tvrdí totiž, že se v jádře Galaxie nachází ve skutečnosti pár stejně hmotných černých veleděr, jež kolem sebe obíhají a přitom vydávají gravitační záření o extrémně nízké frekvenci řádu nHz. Naneštěstí jsou binární pulsary vzácné a jejich oběžné periody jsou tak krátké, že se rychle zkracují gravitačním zářením samotných složek pulsaru, takže pro potvrzení odvážné domněnky bude potřebí zlepšit přesnost měření oběžných dob pulsarů ještě nejméně o řád.
K. Ebisawa aj. ukázali, že struktura Galaxie v tzv. opomíjeném pásmu se dá sledovat díky rentgenovým zdrojům rozlišeným družicí Chandra. Tyto zdroje se totiž nalézají vně Galaxie, která je v rentgenové oblasti spektra kupodivu průhledná. Chandra tak vyřešila dlouholetou záhadu povahy difúzního rentgenového záření kosmického pozadí, neboť při svém velmi vysokém úhlovém rozlišení ukázala, že jde o velmi vzdálené kvasary resp. aktivní jádra galaxií. Nicméně část tohoto záření zůstává nadále nerozlišena a zřejmě jde o rozsáhlá oblaka horkého plazmatu uvnitř naší Galaxie, jež jsou díky magnetickému poli udržována v hlavní rovině naší hvězdné soustavy.
R. Ibata aj. ukázali na základě sledování slapových proudů chladných uhlíkových obřích hvězd bohatých na kovy podél hlavní kružnice, procházejí středem trpasličí galaxie v souhvězdí Střelce, že naše Galaxie je obklopena sférickým temným halem o značné hmotnosti a vnitřním poloměru 16 kpc, zatímco vnější mez hala je vzdálena od centra Galaxie plných 60 kpc. Podle A. Coleho je metalicita zmíněné trpasličí galaxie v galaktické délce 6,6° vysoká a její střed je od nás vzdálen 24 kpc.
V Malém Magellanově mračnu nalezla družice Chandra už 25 rentgenových pulsarů, takže v této blízké galaxii zřejmě právě probíhá epocha překotné tvorby. hvězd. C. Alcock aj. sestrojili barevný diagram pro 9 milionů hvězd ve Velkém Magellanově mračnu na základě pozorování z přehlídky MACHO, že nejstarší hvězdy v této galaxii vznikly před 9 miliardami let, tj. zároveň s hvězdami naší Galaxie. Hvězdy v příčce jsou však nanejvýš 5 miliard let staré.
M. Groenewegen a M. Salaris odvodili z pozorování zákrytové dvojhvězdy HV 2274 ve Velkém Magellanově mračnu modul vzdálenosti pro centrum této galaxie (18,42 ± 0,07) mag, zatímco F. Maloney aj. dostali pro jinou zákrytovou dvojhvězdu EROS 1044 modul vzdálenosti 18,2 -- 18,3 mag a A. Walker aj. odvodili ze zkoumání hvězdokupy NGC 1866 pomocí HST modul (18,33 ± 0,05) mag, což v porovnání s dalšími početnými určeními vzdálenosti této soustavy dává značnou nejistotu v určení hodnoty Hubblovy konstanty H_o až 20%.
B. Paczynski soudí, že rozptyl modulů pro obě Magellanova mračna se podaří snížit analýzou světelných křivek většího počtu oddělených zákrytových dvojhvězd a ve vzdálenější budoucnosti se problém nejisté vzdálenosti těchto blízkých galaxií vyřeší studiem spektroskopických dvojhvězd, pro něž získáme i astrometrické dráhy zásluhou pozemních interferometrů nebo astrometrické družice SIM. Pak by se chyby ve vzdálenostech snížily na přijatelnou hodnotu 1%. Vskutku dle J. Wyitha a R. Wilsona umožnila přehlídka OGLE získat dobrá data pro 1459 oddělených zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu, a pro 4/5 z nich se podařilo odvodit velmi přesné elementy soustav, což brzy pomůže zlepšit údaj o vzdálenosti Mračna od nás.
Podobně L. Macri aj. hledají v centrálních částech galaxií M 31 a M 33 cefeidy a oddělené zákrytové dvojhvězdy, což by mělo nakonec snížit nejistoty ve vzdálenostech těchto galaxií alespoň na 5%. Galaxie M 33 v Trojúhelníku se odlišuje tím, že nemá centrální výduť a tudíž ani černou veledíru ve svém centru. To souhlasí se zjištěním K. Gebhardta a L. Ferrareseové, že mezi hmotností centrální výdutě galaxie a příslušné černé veledíry existuje přímá úměrnost. Vztah byl odvozen na základě 30 měření hmotnosti černých veleděr a platí v rozsahu jejich hmotností 1 -- 1000 MM_o. V. Dokučajev a J. Jarošenko se domnívají, že v raném vesmíru byla zhruba stotisícina látky zhroucena v prvotních černých dírách o hmotnosti řádu 100 kM_o. Na ně se pak nabalovaly budoucí galaktické výdutě a tím lze vysvětlit, proč mezi hmotností černých děr a výdutí platí zmíněná lineární úměra. Tento názor získal pozorovací podporu díky sledování osmi aktivních jader galaxií v submilimetrovém spektrálním pásmu, jak ukázali M. Page aj.
R. Ibata aj. odhalili proudy hvězd bohatých na kovy také v řídkém vnějším halu obří spirální galaxie M 31 jako důkaz o pohlcování a splývání trpasličích galaxií s touto naší kosmickou obří kosmickou sestrou. Tento proces splývání galaxií neustále pokračuje a během příštích 3 miliard let splyne M 31 s naší Galaxií. K témuž závěru dospěla A. Helmiová aj., která ukázala, jak kanibalská galaxie M 31 přímo před našim očima ničí strukturu svého průvodce M 32. Pohlcování trpasličích galaxií vede obecně ke vzniku sférického hala kolem kanibalské galaxie. Struktura vesmíru tak vzniká obecně "zdola nahoru"; pohlcování galaxií a jejich splývání vede ke vzniku obřích soustav zvláště pak v hnízdech galaxií. A. Udalski aj. využili měření z přehlídky OGLE také k určení vzdálenosti galaxie IC 1613 chudé na kovy a dostali hodnotu 692 kpc. To je v dobré shodě s hodnotou (730 ± 20) kpc, kterou odvodili A. Dophin aj. z pozorování 13 proměnných typu RR Lyr a 11 cefeid pomocí HST.
K. Weaver aj. a A. Zezas aj. shrnuli pozorování družice Chandra, týkající se nové populace černých děr středních hmotností (100 -- 1000 M_o) v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. První důkaz existence středně hmotných černých děr podala družice ROSAT teprve v r. 1999. Prozrazují se velmi svítivými bodovými zdroji rentgenového záření obvykle v okolí jádra galaxie do vzdálenosti 1 kpc. Podle všeho je jejich četnost tak vysoká, že se mohou v jádrech galaxií s překotnou tvorbou hvězd dokonce navzájem srážet a tak vyvolat vznik černých veleděr s hmotnostmi nad 1 MM_o. Jelikož černé veledíry jsou přímou příčinou vzniku kvasarů, objevuje se tak vývojová posloupnost, začínající překotnou tvorbou hvězd v galaxii a končící vznikem kvasaru. Podle A. Ptaka aj. obsahuje asi čtvrtina všech galaxií zmíněné svítivé rentgenové zdroje.
Týmž problémem se zabývali i T.Ebisuzaki aj., neboť dosud nebylo jasné, jak vznikají černé veledíry s hmotnostmi nad 1 MM_o. Nyní se tedy ukazuje, že stavebními kameny pro veledíry jsou právě černé díry středních hmotností, které často souvisejí s kompaktními mladými hvězdokupami, jak ukázaly snímky z japonského osmimetru Subaru. Nejhmotnější hvězdy ve hvězdokupě postupně splývají a utvoří středně hmotnou černou díru, která se posléze zřítí do jádra galaxie, kde se vlivem dynamického tření a gravitačního záření obíhající středně hmotné díry slijí do veledíry.
Prvním příkladem je známá galaxie M 82 (UMa), vzdálená od nás 3,6 Mpc, jež má podle pozorování družicí Chandra poblíž svého centra velmi jasný a silně proměnný rentgenový zdroj. P. Kaaret aj. se domnívají, že uvnitř zdroje se nalézá středně hmotná černá díra s hmotností v rozmezí 500 -- 1 000 000 M_o. M. Rejkubaová našla v nejbližší obří eliptické galaxii NGC 5128 (Cen A) celkem 76 kulových hvězdokup o absolutní hvězdné velikosti až -10 mag. Mnohé z nich mohou ve svém nitru obsahovat středně hmotné černé díry. Také tato galaxie je od nás vzdálena (3,6 ± 0,2) Mpc. Podle A. Marconiho aj. se v centru soustavy nachází infračervený bodový zdroj o průměru menším než 4 pc. Jelikož jeho hmotnost činí 200 MM_o, jde nepochybně o centrální černou veledíru.
M. Lee připomíná, že tato galaxie podobně jako obří galaxie M 87 v Panně je zdrojem fotonů gama v energetickém pásmu TeV. Jádra těchto galaxií jsou aktivní podobě jako další tři galaxie, které byly v pásmu TeV dosud rozpoznány. P. Fouqué aj. prozkoumali okolí obří galaxie M 87 do vzdálenosti až 8° a identifikovali tak přes 180 galaxií příslušné kupy. V pomyslné kouli o poloměru 2,2 Mpc se středem v M 87, vzdáleném od nás 16 Mpc, se nachází látka o úhrnné hmotnosti 1200 TM_o. Podle D. Wanga aj. je spirální galaxie NGC 4631 (CVn), vzdálená od nás 7,7 Mpc, obklopena horkým plynem o teplotě 3 MK, který vzniká při početných explozích supernov v jádře soustavy. Kromě toho se až do vzdálenosti 7,7 kpc od hlavní roviny galaxie nalézá difúzní plynné halo o teplotě 3 kK, jehož tvar je zřetelně ovlivněn mezihvězdným magnetickým polem. V této galaxii zcela určitě probíhá překotná tvorba hvězd. S. Gallagherová aj. zjistili, že hvězdy vznikají překotně také v komplexu čtyř galaxií v souhvězdí Pegasa, známých jako Stephanův kvintet (tyto čtyři členy skupiny mají týž červený posuv z = 0,0215, kdežto pátý člen - galaxie NGC 7320 - se do jejich směru pouze promítá; ve skutečnosti je k nám mnohem blíže: z = 0,003). Kvintet byl objeven již r. 1877 a jeho čtyři členy vzájemně interagují, což vede k epizodám překotné tvorby hvězd.
L. Macri aj. zkoumali spirální galaxii NGC 2841 (UMa; z = 0,002), která proslula tím, že během minulého století v ní vzplanuly 4 supernovy, takže pomocí 18 cefeid pozorovaných HST bylo možné nezávislé vypočítat její vzdálenost. Vyšla tak průměrná hodnota (14,1 ± 1,5) Mpc, která zase umožní kalibrovat vzdálenosti, určované pomocí Tullyovy-Fischerovy relace. Podobně A. Saha aj. srovnávali údaje o vzdálenosti pro galaxii NGC 3982 (UMa), kde vzplanula supernova 1998aq třídy Ia a v níž se pomocí HST podařilo získat světelné křivky 26 cefeid. Odtud dostali vzdálenost galaxie (22 ± 1,5) Mpc a absolutní magnitudu zmíněné supernovy -19,5.
Y. Yang aj. zobrazili nejbližší (13 Mpc) Seyfertovu galaxii NGC 4151 pomocí družice Chandra a změřili tak její úhrnný rentgenový zářivý výkon řádu 10^36 W. J. Wilms aj. zkoumali pomocí družice Newton jádro Seyfertovy galaxie MCG-6-30-15, vzdálené od nás 30 Mpc. V jejím centru se nachází černá veledíra o hmotnosti 100 MM_o, která zřejmě uvolňuje zářivou energií Blandfordovým-Znajekovým mechanismem, tj. interakcí gravitačního a magnetického pole v blízkosti obzoru událostí. Autoři tak pozorovali intenzivní rentgenovou jadernou čáru železa o energii 6 keV, rozšířenou a červeně posunutou mocnou gravitací. Rozšíření čáry odpovídá rychlosti pohybu materiálu až 0,25 c. Něco podobného nalezli také R. Mushotzky aj. a C. Jonesová aj. u eliptické galaxie NGC 4636 v v kupě v Panně. Měření z družice Chandra ukázala, že galaxie je obklopena horkým (10 MK) plynem, který se v intergalaktickém prostoru ochlazuje a padá zpět k černé veledíře v jádřa soustavy. Ta ho však znovu ohřeje a odmrští, takže cyklus se stále opakuje.
Družice Chandra analogicky k HST exponovala mimořádně dlouho (11,6 d úhrnné expozice) dvě hluboká pole (CDF). Na severní obloze překrývá užší pole HDF-N a na jižní obloze je centrována do souhvězdí Pece (souřadnice 0332-2748). Podle R. Giacconiho aj. se v jižním poli CDF podařilo nalézt přinejmenším 144 měkkých a 91 tvrdých rentgenových zdrojů, z nichž se zdařila optická identifikace pro 90% z nich. Podle P. Tozziho aj jsou tvrdé zdroje v průměru blíže než měkké. Pouze měkké záření vydávají nejčastěji standardní galaxie s rentgenovým zářivým výkonem řádu 10^34 W. Oba druhy záření vydávají eliptické nebo silně zaprášené galaxie a galaxie s překotnou tvorbou hvězd, ale též o aktivní jádra galaxií resp. kvasary. Tak se podařilo objevit mnohé zdroje v nejvzdálenějším (3 Gpc) vesmíru, které jsou obvykle černými veledírami v jádrech kvasarů. Mezi nimi zcela převažují (98%!) kvasary bez optických protějšků, neboť aktivní jádra jsou zahalena prachem a plynem. Dalekohled VLT ESO již pořídil asi 100 spekter objektů z pole CDF-S. Pro severní pole CDF porovnali zobrazené zdroje s optickými a radiovými protějšky A. Hornschemeier aj. a zdařilo se jim tak identifikovat více než 4/5 objektů. To znamená, že dříve objevené extragalaktické rentgenové pozadí tvořily převážně tehdy nerozlišitelné bodové objekty v kosmologických vzdálenostech pro z < 3,5. A. Fabian aj. objevili pomocí družice Chandra nejvzdálenější kupu galaxií 3C 294 (CVn) se z = 1,79, tj. ve vzdálenosti 3 Gpc. J. Willick aj. uveřejnili výsledky přehlídky vybraných kup galaxií StaCS, uskutečněné pomocí 9,2m teleskopu HET v Texasu na 60 čtv. stupních oblohy. Ukázali, že běžné galaxie dosahují hmotnosti až 1 TM_o, zatímco kupy galaxií až 1000 TM_o. Největší a nejhmotnější kupy galaxií ve vesmíru jsou teprve ve vývinu, protože vesmír je dosud velmi mladý.
Cestami samotného vzniku galaxií se zabýval M. Scodeggio. Podle vertikálního modelu vznikaly v raném vesmíru galaxie souběžně z prvotního plynu. Naproti tomu hierarchický model tvrdí, že na počátku se utvořily subgalaktické jednotky, které se postupně srážely a splývaly, což pak nutně probíhá i dnes. V tomto modelu se typ dané galaxie během vývoje mění, a výsledkem je buď spirální nebo eliptická galaxie. Konečně v monolitickém modelu se rodí galaxie různého typu a tvaru souběžně, a tento tvar si pak podrží. V raném vesmíru bylo mnoho galaxií eliptických a vinou jejich zaprášení jsou pozorovatelné pouze jako slabé infračervené zdroje. Není vyloučeno, že všechny modely mají něco do sebe a jde jen o jejich podíl na dnešní podobě vesmíru.
R. Abraham a S. van den Bergh se věnovali morfologickému vývoji galaxií a ukázali, že tyto soustavy nabyly současného vzhledu zcela nedávno. Před 3,5 miliardami let vypadaly galaxie ještě docela jinak. Spirální ramena byla mnohem chaotičtější a méně vyvinutá a spirály s příčkou byly velmi vzácné. Před 8 miliardami roků měla plná třetina galaxií zcela pekuliární tvary. Podle R. Ellise se průlom ve studiu vývoje galaxií uskutečnil v r. 1970, kdy se podařilo změřit červený posuv galaxie 23 mag. V polovině 80. let minulého století k tomu přistoupila možnost vícebarevné fotometrie vzdálených galaxií a první nízkodisperzní spektra pomocí nové třídy 4m dalekohledů. Od poloviny 90. let jsou pak díky HST k dispozici morfologické snímky vzdálených galaxií a jejich infračervené i ultrafialové jasnosti. Současné 8m dalekohledy dokáží změřit i průběh rotace galaxie, a to dává velké možnosti při navazování jednotlivých etap vývoje pro tyto tak rozmanité hvězdné soustavy.
M. Véronová-Cettyová a P. Véron uveřejnili pouze na internetu (www.obs-hp.fr) jubilejní 10. katalog kvasarů, který obsahuje plných 23760 kvasarů, z toho 5751 aktivních jader galaxií a 606 blazarů. Proti 9. vydání z r. 2000 se tak počet objektů bezmála zdvojnásobil díky zdařilé australské přehlídce 2dF. První katalog z r. 1971 obsahoval 200 kvasarů. P. Barthel aj. vysvětlují kvasary a blazary jednotným modelem černé veledíry, jež se nalézá uprostřed mateřské galaxie a postupně pohlcuje okolní akreční disk tvořený slapově roztrhanými hvězdami a mezihvězdnou látkou. Běžné radiogalaxie jsou fakticky kvasary, které pozorujeme z profilu, takže jasné jádro je skryto za toroidem prachového disku. Kolmo k němu pak vyvěrají jasné úzké radiové výtrysky, které se ve větší vzdálenosti rozšiřují na proslulé obří radiové laloky. Pokud jeden z výtrysků směřuje k Zemi, pozorujeme blazar bez výrazných spektrálních čar. Také F. Ma a B. Wills se domnívají, že blazary jsou prostě vhodně natočenými radiově hlučnými kvasary.
T. Morel aj. využili infračervené přehlídky z družice ISO k objevu nadsvítivé infračervené galaxie J1640+4185 s červeným posuvem z = 1,1, jež je fakticky radiově tichým a nečočkovaným kvasarem s udivující infračervenou svítivostí 10 TL_o. K. Leighly aj. nalezli díky radiové přehlídce FIRST druhý opticky nejjasnější kvasar PHL 1811, jehož B = R = 13,9 při z = 0,19. S. Anderson aj. shrnuli první výsledky přehlídky SDSS, která pokryla již 700 čtv. stupňů a našla tak 100 kvasarů s červenými posuvy z > 4. D. Vanden Berk aj. vytvořili na základě přehlídky vzorové spektrum kvasaru v rozmezí červených posuvů 0,04 -- 4,80, přepočtené na klidové vlnové délky 80 -- 855,5 nm. V tomto vzorovém spektru se nachází na 80 emisních čar a mnoho překrývajících se čar (blendů). Nejvýraznější čáry příslušejí ionizovanému uhlíku, kyslíku a hořčíku a ovšem nejvýraznější vůbec je čára H_alpha. K. Fan aj. tuto přehlídku rozšířili již na 1550 čtv. stupňů a našli tak 3 rekordně vzdálené kvasary s červenými posuvy z v rozmezí 5,8 -- 6,3. Ještě hlubší přehlídku zahájili R. Sharp aj. pomocí britského teleskopu INT.
Dosud jen 9 kvasarů má z > 5 a tak se zdá, že v tom čase byl vesmír silně ionizován. Vznikala I. generace galaxií s "kondenzačními jádry" v podobě černých veleděr. Právě v té epoše patrně vznikalo i nejvíce hvězd za jednotku času v celých dějinách vesmíru. N. Trentham aj. objevili kvasar SDSS J1044-0125 s rekordním červeným posuvem z 5,8 pro rentgenové kvasary. V jádru kvasaru se totiž nachází černá veledíra s hmotností 3 GM_o. Podle W. Brandta aj. má kvasar optickou jasnost 19,3 mag, ale rentgenový výkon pouze 1,8.10^37 W, což svědčí o silné absorpci tvrdého rentgenového záření uvnitř objektu.
V. Junkkarinen aj. studovali pomocí HST STIS jasný (V = 17,8) binární kvasar LBSQ 0103-2753 s úhlovou vzdáleností složek 0,3", což při červeném posuvu soustavy z = 0,85 dává projekci lineární separace 2,3 kpc. Spektra obou složek jsou naprosto různá, takže nejde o gravitační čočku, ale o skutečnou dvojici kvasarů, jež patrně vznikly při splynutí mateřských galaxií a obsahují binární černou veledíru. Podobně vysvětlují S. Britzen aj. radiová pozorování kvasaru PKS 0420-014, jenž obsahuje nadsvětelný radiový výtrysk. Jiným důvodem pro podvojnost centrální černé veledíry je pozorovaná precese akrečního disku, jakou pozorujeme u kvasaru OJ 287. Autoři upozorňují, že binární černé veledíry jsou dobrým tipem pro budoucí kosmickou observatoř LISA, jejímž úkolem má být detekce gravitačních vln. Dosud je známo asi 20 fyzických párů kvasarů.
M. Lacy aj. našli přímou úměrnost mezi hmotností černé veledíry v kvasarech a jejich radiovou hlučností. Radiově hlučné kvasary se vyskytují prakticky výhradně v obřích eliptických galaxiích. P. Mťller a J. Fynbo odhalili v čáře Ly_alpha dlouhé vlákno, vybíhající z kvasaru 1205-30 o červeném posuvu z = 3,0. Průmět délky vlákna vychází na plných 5 Mpc a potvrzuje tak výskyt vláknité struktury vesmíru v jeho raných fázích, v dobré shodě se Zeldovičovým modelem (1970) velkorozměrové struktury vesmíru. M. Burbidgeová pokračovala ve svém tažení proti kosmologickému výkladu povahy kvasarů a snesla nové důkazy o tom, že kvasary jsou objekty, vyvrhované obrovskými rychlostmi z blízkých galaxií. V každém případě si zaslouží medaili za odvahu, s níž tvrdohlavě prosazuje tak neortodoxní názor. Ostatně ji předloni přispěchal na pomoc M. Hawkins, když připomněl, že pokud jsou kvasary v kosmologických vzdálenostech, měly by se fluktuace jejich jasnosti zvolňovat s rostoucí vzdáleností díky efektu dilatace času v teorii relativity, ale nic takového se nepozoruje.
J. Muňoz aj. našli nový kvasar RX J0921+4529 s rozdílem jasností 1,4 mag, úhlovou separací složek 6,9" a červeným posuvem z = 1,7, které jsou zesíleny gravitační čočkou - spirální galaxií se z = 0,3. M. Barstow aj. určovali zpoždění fluktuací radiového toku pro zatím nejdokonalejší Einsteinův prsten B0218+357. Ze zpoždění deltat = (10,5 ± 0,4) d odvodili hodnotu Hubblovy konstanty H_o = (69; +13,-19) km/s/Mpc. A. Oscoz aj. využili podrobných světelných křivek prototypu gravitačních čoček QSO 0957+561 z let 1984-1999 ke zpřesnění hodnoty zpoždění deltat = (422,6 ± 0,6) d.
G. Chartas aj. studovali pomocí družice Chandra čočku 2016+112 s červeným posuvem z = 1 a objevili tak rentgenové protějšky k dosud známým optickým obrazům, čímž vyloučili možnost, že by čočkování způsobila skrytá hmota vesmíru. N. Morgan aj. použili téže družice ke sledování čtyřlístku RX J0911+0551 a určili tak rentgenový zářivý výkon přilehlé kupy galaxií na 8.10^36 W, tj. úhrnnou hmotnost kupy na 230 TM_o. Celkem 6 obrazů dává galaxie CLASS B1359+154, objevená v r. 1999 pomocí radioteleskopů VLA a MERLIN. Je od nás vzdálena 3,4 Gpc a je zobrazena trojicí galaxií ve vzdálenosti 2,1 Gpc od nás.
R. Blandford předestřel vizi budoucího využití gravitačních čoček při výzkumu rozložení hmoty ve vesmíru. Pokud se podaří monitorovat v reálném čase řádově bilión bodových objektů na nebi, lze očekávat, že asi miliarda z nich bude jevit měřitelné fluktuace jasnosti, související s gravitačním čočkováním. Odtud pak bude možné trojrozměrně mapovat jak rozložení skryté hmoty vesmíru tak deformace prostoročasu v okolí černých děr jakož i objevovat terestrické exoplanety díky zesílení jejich jasnosti mezilehlou gravitační čočkou. Podle jeho odhadu se na obloze nachází zhruba 100 miliard bodových infračervených zdrojů jasnějších než 30 mag a průměrná úhlová rozteč mezi nimi činí 2", takže téměř každý z extragalaktických objektů může být ovlivněn mezilehlou gravitační čočkou.
Podle F. Deruea aj. proběhla v posledních třech letech přehlídka mikročoček EROS II ve směru ke spirálním ramenům Galaxie. Sledovali tak světelné křivky více než 9 milionů hvězd v rovině naší Galaxie, přičemž našli 7 zjasnění, odpovídajících mikročočkování neviditelným tělesem. Lze tím nepřímo zjišťovat i průběh příčky uprostřed naší hvězdné soustavy. V programu EROS I se v r. 2000 podařilo najít ve výduti naší Galaxie ve vzdálenosti 7,7 kpc od nás červeného obra, zobrazeného pomocí dvou mezilehlých trpasličích hvězd. V červenci 2000 byla obří hvězda spektrálně sledována pomocí VLT ESO a tak se poprvé zdařilo mapování povrchu obří hvězdy, jež potvrdilo stávající modely atmosfér pro červené obry. Podobně se M. Albrowovi aj. podařilo při studiu binární gravitační mikročočky OGLE-1999-BUL-23 určit hodnoty okrajového ztemnění v atmosféře podobra sp. třídy G/K ve vzdálenosti 8 kpc od nás. Poloměr podobra činí 3,2 E_o a jeho efektivní teplotu 4,8 kK. Složky mikročočky jsou od sebe v projekci na oblohu vzdáleny minimálně 1,5 AU. C. Alcock aj. zase našli dvojhvězdu MACHO-96-LMC-2 ve Velkém Magellanově mračnu, která byla zobrazena gravitační mikročočkou - červeným trpaslíkem, jenž rovněž patří do téže galaxie. Odtud vyšla hmotnost primární složky 2 M_o a poměr hmotností složek 20:1, čili sekundární složka je téměř na spodní hranici hmotnosti pro hvězdy. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 9,2 d. Týmž autorům se podařilo pomocí HST dohledat mikročočky k 8 zjasněním ve Velkém Magellanově mračnu a ve všech případech se ukázalo, že za mikročočky posloužily hvězdy v halu naší vlastní Galaxie. K. Sahu aj se pokusili pomocí HST hledat během jara 1999 gravitační mikročočky v kulové hvězdokupě M 22, vzdálené od nás 2,6 kpc.. Během 18 dnů pozorování odhalili jeden případ zjasnění právě o řád, tj. čočkou byl trpaslík o hmotnosti 0,1 M_o. Metoda je v zásadě citlivá i na objevování exoplanet-nomádů, které se volně potulují kulovou hvězdokupou a mohou tvořit až 10% její celkové hmotnosti. S. Peale spočítal, že při pozorování mikročoček ve směru k centru naší Galaxie činí pravděpodobnost objevení exoplanety asi 0,001. To není v rozporu se zjištěním M. Albrowa aj., že v programu OGLE bylo v letech 1995-99 nalezeno v galaktické výduti celkem 43 mikročoček, avšak ani jedna nejevila známky přítomnosti exoplanety. To značí, že hvězdy s hmotností kolem 0,3 M_o neměly žádnou exoplanetu o hmotnosti alespoň jako Jupiter ve vzdálenostech 1,5 -- 4 AU od mateřské hvězdy.
Husarský kousek se zdařil C. Alcockovi, když pomocí HST WFPC dohledali v květnu 1999 gravitační mikročočku k úkazu MACHO-LMC-5 z 5. února 1993. Jde o slabounkou červenou hvězdu v halu naší Galaxie, jež se od r. 1993 posunula o 0,13" od hvězdy hlavní posloupnosti ve Velkém Magellanově mračnu, kterou tehdy téměř zakryla. VLT pak umožnil identifikovat její spektrum M4-5 V. Je tudíž dobrá naděje, že se během doby podaří stanovit i její vzdálenost od nás a tím odhadnout přesněji skrytou hmotu hala naší Galaxie i hmotnosti samotných mikročoček. V tomto smyslu se ještě znovu zhodnotí pozorování stovek mikročoček, získaných při sledování centra naší Galaxie v projektu OGLE. Pokud se pak uskuteční projekt kosmického interferometru SIM, jenž má měřit polohy s mikrovteřinovou rozlišovací schopností, tak bude tímto způsobem možné určovat hmotnosti hvězd v naší Galaxii s vynikající přesností až na 1% podle teorie, kterou v letech 1964-66 vypracoval norský astrofyzik S. Refsdal.
Jestliže lze minulé století v astronomii charakterizovat zejména jako století hvězdné astronomie, kdy se podařilo zjistit, co jsou hvězdy zač, proč vůbec svítí a zejména pak, jak se vyvíjejí, zdá se, že nynější století bude v astronomii stoletím kosmologie. To, co se nyní na této scéně odehrává, je skutečný převrat, založený jednak na odvážných domněnkách, vycházejících z pokusů sjednotit teorii relativity a kvantovou mechaniku, a jednak na nových pozorovacích údajích nejméně o řád přesnějších než vše, co měli předtím astronomové k dispozici. Z kosmologie se tak stal definitivně obor, v němž s prospěchem spolupracují astronomové-pozorovatelé s teoretickými resp. částicovými fyziky, což je ovšem pro pisatele těchto přehledů hotová pohroma. Pochopit alespoň v obrysech, co se na této frontě děje, je čím dál nesnadnější, a to už nezmiňuji svízelnou otázku, jak to pak populárně vyložit širší veřejnosti. Proto prosím vážnější zájemce o tyto otázky, aby neváhali a začetli se posléze do zasvěcenějších přehledů, které v této části Žně objevů cituji.
Kosmologická bomba vybuchla v pracích, které uvažují o kosmologických membránách, jež se k sobě tu přibližují a onde vzdalují, což při dotyku dvou membrán může vést k události, kterou zatím stále nazýváme velký třesk. Teorie membrán, neboli zkráceně teorie M, vychází z představy teorie strun o 11tirozměrném prostoročasu, v němž se pohybují zmíněné vícerozměrné membrány, čímž se oklikou vrací k již dříve uvažované domněnce o paralelních vesmírech, jak to shrnuje P. Steinhardt aj. Vlastní srážka dvou samostatných vesmírů dostala název ekpyrotický vesmír, což doslovně znamená světový požár. H. Liu a P. Wesson zase tvrdí, že proslulá kosmologická "konstanta", která je dle nových měření pravděpodobně nenulová, se ve skutečnosti mění s časem a lze ji chápat jako míru energetické hustoty falešného vakua (kvintesenci). Velký třesk se pak prý dá vyložit jako "velký odraz" mezi dvěma dotknuvšími se membránami.
Problémem těchto roztomilých a odvážných spekulací je zatím naprostá nemožnost je jakkoliv ověřovat astronomickými pozorováními nebo fyzikálními experimenty. Jak uvádí M. Livio, nikdo například neví, zda v případě platnosti strunové teorie neslábne v průběhu vývoje vesmíru síla gravitace, jak nepřímo vyplývá z pozorování rekordně vzdálené (z = 1,7) supernovy 1997ff v HDF-N (1236+6212) na přelomu let 1997/1998, která byla v maximu zhruba dvakrát jasnější (27,0 mag), než by měla ve standardním kosmologickém modelu být. Podle A. Riesse aj. je tato supernova asi 3 Gpc daleko a jelikož bližší supernovy (z cca. 0,5) jsou naopak slabší, než by měly být, tak to nasvědčuje zvratu v tempu rozpínání vesmíru, k němuž došlo asi v polovině jeho stáří. Zatímco v první polovině vesmírného času se rozpínání vesmíru zpomalovalo díky převaze gravitace, ve druhé polovině se uplatnila odpudivá síla kvantového vakua a tempo rozpínání vesmíru se stále zvyšuje.
Nejpravděpodobnějším vysvětlením tohoto podivuhodného pozorování pak zůstává již zmíněná nenulová kosmologická konstanta LAMBDA, kterou S. Weinberg nazývá zpříčenou kostí v krku současné fyziky. Podivuhodné je totiž právě to, že ze zcela neznámého důvodu je hodnota LAMBDA řádově srovnatelná s ostatní hmotou vesmíru, což je patrně důsledkem antropického principu: pozorovatelé mohou existovat pouze ve vesmíru s privilegovanou hodnotou LAMBDA.
Zato stávající teorie velkého třesku si stojí velmi dobře, jak shrnul M. Turner. Hubblova konstanta H_o = 70 km/s/Mpc je známa s chybou 10%, z čehož vychází stáří vesmíru 14 miliard let s touž chybou. Teplota reliktního záření 2,725 K, odvozená z experimentu FIRAS na družici COBE, je dokonce známá s přesností na 0,4 promile. Ačkoliv je reliktní záření v prvním přiblížení izotropní, podařilo se v něm nalézt drobné fluktuace na úrovni setin promile, které teorie velkého třesku očekávala, neboť odpovídá týmž fluktuacím hustoty v raném vesmíru, jež daly vznik dnes pozorované struktuře vesmíru.
Vesmír ve stáří několika sekund po velkém třesku obsahoval reliktní fotony s energiemi řádu MeV až keV, neboť se díky rozpínání rychle ochlazoval. Když byl starý pouhou setinu milisekundy, tak činily energie fotonů v průměru dokonce 100 MeV; byl tedy vyplněn kvarkovým-gluonovým plazmatem, což se nyní dá testovat v urychlovači RHIC v americkém Brookhavenu. Skvělým potvrzením teorie je dnešní poměrné zastoupení lehkých prvků ve vesmíru, tj. 76% vodíku, 24% 4He (s chybou jen 0,15%), zatímco ostatní nuklidy a jádra tvoří představují nepatrné příměsi vůči vodíku, tj. deuterium a 3He stotisícinu, kdežto nuklid 7Li pouhou desetimiliardtinu zastoupení vodíku. I tyto drobné příměsi však mají relativní zastoupení, shodující se s teorií v rozmezí 3-15 %, což je až udivující shoda. Jak píše Turner, kosmologické hodiny tikají logaritmicky. Když si představíme logaritmický ciferník, v němž celé stáří vesmíru odpovídá jedné logaritmické minutě, tak standardní model velkého třesku báječně popisuje posledních 20 logaritmických sekund, zatímco temný dávnověk (počínaje Planckovým časem 10^-43 s) prvních 40 logaritmických sekund tone ve fyzikálním šeru. Navzdory nepopiratelným úspěchům teorie velkého třesku se proti ni opakovaně vyslovil proslulý kosmologický disident G. Burbidge, jenž se stále drží nekosmologického výkladu červeného posuvu kvasarů a prohlásil, že teorie velkého třesku je dokonce hrubá chyba.
Důležitým kritériem správnosti či pochybnosti kosmologických domněnek je jejich schopnost předpovědět vzhled dnešní velkorozměrové struktury vesmíru, neboť na to není kosmologicky vzato příliš mnoho času - nanejvýš 13 miliard let. Proto je pozoruhodně zjištění G. Willigera aj., že dosud jedinečná Velká stěna o rozměrech 150 x 60 x 5 Mpc se středem vzdáleným od nás 400 Mpc, táhnoucí se od Panny k Rybám a složená z desítky tisíc galaxií, dostala vzdálenou konkurenci v souhvězdí Lva. Na ploše 5° x 2,5° tam totiž našli 18 kvasarů s posuvy z v rozmezí 1,2 -- 1,4, které vyznačují obrysy další velké stěny o celkové délce 150 Mpc a šířce 90 Mpc, jejíž střed je od nás vzdálen 2 Gpc.
To značí, že tato struktura vznikla nejpozději v 1/3 stáří vesmíru a tu opravdu vzniká zapeklitá otázka, jak ji mohla gravitace vystavět tak rychle. Hustota galaxií uvnitř stěn je totiž alespoň pětkrát vyšší než v okolním intergalaktickém prostoru. Podle S. Borganiho a L. Guzza lze velkorozměrovou strukturu vesmíru nejsnáze sledovat pomocí rentgenových pozorování kup galaxií. H. Ebeling aj. popsali první výsledky přehlídky vysoce hmotných kup galaxií MACS. Právě tyto kupy se vyznačují nejsilnějším rentgenovým zářením. Dosud tak našli 101 hmotných kup v intervalu červených posuvů z 0,3 -- 0,6. Čím dál tím více prací se věnuje otázce vlastností skryté hmoty vesmíru, které je možná o řád více, než látky, zářící alespoň v některé části elektromagnetického spektra. O skryté hmotě poprvé uvažoval F. Zwicky již v r. 1933 a po dlouhá desetiletí byl průkopníkem oboru, jenž teprve nedávno nabyl na vážnosti. Jak uvádějí J. Peacock aj., kteří vloni dokončili čtyřletou přehlídku galaxií a kvasarů 2dF pomocí anglo-australského 4m AAT, mají nyní homogenní spektrální a poziční údaje pro čtvrt milionu galaxií s červeným posuvem z < 0,11 (do vzdálenosti 900 Mpc od nás) v okolí severního a jižního galaktického pólu s mezní hvězdnou velikostí 19,45 mag v oboru B. Zatím zpracovali údaje o prostorovém rozložení více než 100 tisíc galaxií, což jim dalo jednak prvotřídní údaje o shlukování a vzdalování galaxií a jednak o skryté hmotě.
Ukazuje se, že plnou 1/3 hmoty vesmíru představuje skrytá látka (dark matter) a téměř 2/3 skrytá energie (dark energy), zatímco na zářící hmotu připadá vskutku jenom několik málo procent hmoty vesmíru. S. Bludman a M. Roos připomněli, že ona skrytá energie se uplatňuje buď jako nenulová kosmologická konstanta, popřípadě jako časově a prostorově proměnná kvintesence v kosmologických modelech. Obhajují také předpovídací schopnost antropického principu, který nutně nevyžaduje výskyt jiných vesmírů. Sám pojem kvintesence zavedl v r. 1988 G. Wetterich, když ukázal, že pokud existuje, tak se projeví změnou roztečí maxim akustického spektra reliktního záření.
C. Flynn aj. vyvracejí na základě pozemních přehlídek představu, že skrytou látku v halu Galaxie tvoří z větší části staří bílí trpaslíci, jak usoudili v r. 1999 R. Ibata aj. z pozorování pohybujících se slabých objektů v poli HDF. B. Oppenheimer aj. sice ve své přehlídce, pokrývající 10% oblohy, našli 38 nových chladných bílých trpaslíků, ale tím lze vysvětlit zhruba 2% skryté látky v halu. Nicméně G. Levis a R. Ibata se nevzdávají, neboť nyní tvrdí, že skrytou látku tvoří početné černé díry o hmotnosti podobné Jupiteru, které jsou dosavadními metodami skutečně nezjistitelné a tudíž dokonale skryté. Naproti tomu C. Alcock aj. připomněli, že galaktické halo obsahuje úhrnem 0,4 TM_o, což je opravdu vysoká hodnota, a tak ani ty pověstné černé díry na to stačit nemohou, jelikož z přehlídky MACHO lze už dnes jejich výskyt shora omezit. V nejlepším případě by černé díry mohly představovat 40% skryté látky v halu Galaxie.
Pokud jde o vzdálený vesmír, velmi pozoruhodnou práci uveřejnili H. Arabadjis aj., když studovali pomocí družice Chandra a HST kupu galaxií v souhvězdí Draka EMSS 1358-6245, vzdálenou od nás 1,2 Gpc. V kupě je totiž 4x více skryté látky než látky zářící, přičemž na rozdíl od zářící látky se skrytá látka soustřeďuje v jádře kupy ve vzdálenosti do 50 kpc. Kromě toho N. Trentham aj. ohlásili objev galaxie, která je spjata svítícím vláknem se svou sousedkou, tvořenou převážně skrytou hmotu. Y. Wang a G. Lovelace však soudí, že podstatný pokrok v napínavé detektivní historii hledání povahy skryté hmoty vesmíru poskytnou až nová početná měření světelných křivek a spekter vzdálených supernov pomocí připravované družice SNAP. Družice s obří kamerou 600 Mpixelů by měla během tří let provozu od r. 2008 změřit parametry zhruba 6000 supernov a tak rozhodnout, zda se skutečně tempo rozpínání vesmíru zrychluje zásluhou kosmologické konstanty anebo kvintesence, čímž se snad podaří rozřešit i problém skryté energie vesmíru.
J. Gott aj. tvrdí, že porovnáním rozličných výsledků měření a využitím statistických metod lze odhadnout pravděpodobnost 0,7, že H_o = (67 ± 5) km/s/Mpc a pravděpodobnost 0,51, že má vesmír plochou geometrii. Rovněž tak je vysoce pravděpodobné, že kosmologická konstanta LAMBDA je kladná a dále, že s pravděpodobností 0,75 se mění v čase, tj. jde o kvintesenci. R. Cayrel aj. určovali pomocí rozpadových produktů radionuklidů 238U a 232Th ve spektru stáří chladné obří hvězdy CS 31082-001, která je mimořádně chudá na kovy: zastoupení železa je u ní skoro o tři řády nižší než u Slunce. Dostali tak stáří hvězdy (12,5 ± 3,3) miliard roků, což je zároveň spodní mez pro stáří vesmíru.
S. Bridle aj. využili měření fluktuací reliktního záření z balónových experimentů Boomerang a Maxima-1 k určení kosmologického parametrů vesmíru z akustického spektra fluktuací, které dávají největší hodnoty pro určité úhlové rozměry fluktuačních skvrn. Odtud vychází, že vesmír má plochou geometrii s 28% zastoupením skryté látky (celková hustota hmoty vesmíru je přitom 100% kritické hustoty), H_o = 74 v obvyklých jednotkách a stářím vesmíru 13,2 miliardy let. T. Padmanabhan a S. Sethi odvodili z téhož pozorovacího materiálu, že v nejranější fázi vývoje vesmíru proběhla vskutku kosmologická inflace, takže celková hustota hmoty vesmíru se rovná hustotě kritické. Baryony pak dávají 5% kritické hustoty a spolu se skrytou látkou představují 34% kritické hustoty. Dále jim vyšlo H_o = 78 a stáří vesmíru (12 ± 1) miliard let. Podobně L. Knox aj. dostali rovněž z fluktuací reliktního záření H_o = 72 a stáří vesmíru (14,0 ± 0,5) miliard let. I. Ferreras aj. odvodili stáří vesmíru z kosmochronologie, modelů vývoje hvězd a z poloh akustických vrcholů reliktního záření, odkud nejprve dostali H_o = (72 ± 8) a tomu odpovídající stáří vesmíru 13,2 (+1,2;-0,8) miliard let. J. Jensen aj. určili H_o z měření povrchových fluktuací v rozložení infračervené jasnosti pro 16 vzdálenějších galaxií pomocí HST NICMOS. Vyšlo jim H_o = (72 ± 2).
Předešlé hodnoty nejsou zatíženy nejistotou v kalibraci vzdáleností galaxií, kde hlavním problémem je dosud neuzavřená debata o vzdálenosti Velkého Magellanova mračna, na níž všechny ostatní kalibrace závisí. B. Gibson a P. Stetson porovnali údaje o cefeidách a supernově 1991T galaxie NGC 4527, čímž dostali H_o = 73. Naproti tomu J. Willickovi a P. Batrovi vyšlo z pozorování cefeid ve 27 galaxiích do vzdálenosti 20 Mpc od nás H_o = 85 -- 92, což dává nepřípustně malé stáří vesmíru 11 miliard roků. B. Mason aj. využili Sjunjajevova-Zeldovičova efektu v teplotě reliktního záření pro 7 kup galaxií s červeným posuvem z < 0,1 k určení H_o = 65. S. Borgani aj. studovali rentgenové záření 103 velmi hmotných (cca. 200 TM_o) kup galaxií s červenými posuvy až do z = 1,26 pomocí družice ROSAT a odtud odvodili zastoupení baryonové a skryté látky vesmíru na (35 ± 12) % kritické hustoty vesmíru.
Komplexní zhodnocení klíčového programu HST přinesli W. Freedmanová aj., kteří pro Magellanovo mračno přijali vzdálenost přesně 50 kpc, tj. modul vzdálenosti (18,5 ± 0,1) mag. Pak dostali porovnáním rozličných metod (cefeidy, supernovy Ia resp. II, relace Tullyho-Fischera) průměrnou hodnotu pro H_o = (72 ± 8) a odtud vychází stáří vesmíru 13 miliard let za předpokladu, že skrytá látka představuje 30% a skrytá energie 70% úhrnné hmoty vesmíru. Pro stáří kulových hvězdokup vychází 12,5 miliard let, tj. hvězdy vznikají nejpozději za 500 milionů let po velkém třesku, dvakrát dříve než se dosud soudilo.
Měření fluktuací v reliktním záření se stalo hitem současné mikrovlnné radiometrie, jelikož přesnost měření neustále vzrůstá a tak lze z rozložení maxim akustických vln určovat s vysokou přesností základní vlastnosti raného vesmíru, odpovídající červenému posuvu z cca. 1000. T. Clarke to přirovnává k přehrabávání žhavých uhlíků reliktního záření v doutnajícím spáleništi raného vesmíru. Jak uvádějí S. Dodelson aj. a S. Padin aj., měření pomocí mikrovlnného interferometru CBI v Chile (13 parabol o průměru 0,9 m v nadmořské výšce 5080 m) odhalilo v akustickém spektru I. harmonickou složku zvukových vln, jež se šířily velmi raným vesmírem, což potvrzuje model velkého třesku s nebývalou přesností. Odtud pak vyplývá, že baryonní látka představuje nanejvýš 5% kritické hustoty vesmíru. Podle G. Taubese odtud dále vychází stáří vesmíru v intervalu 13 -- 14 miliard roků. P. Petitjean a R. Srianand aj. ukázali díky pozorováním vzdáleného kvasaru PKS 1232+0815, že před 12 miliardami let mělo reliktní záření teplotu 9,5 K, v dobré shodě s modelovou hodnotou 9,1 K.
A. Dar a A. de Rújula odhadli energetický výkon kosmického záření, vydávaného naší Galaxií, na plných 5.10^35 W, tj. o dva řády vyšší, než se očekávalo. Titíž autoři též upozornili na možnou interakci galaktického kosmického záření s fotony reliktního záření. Inverzní Comptonův rozptyl elektronů kosmického záření na reliktních fotonech by mohl zvedat hladinu difuzniho elektromagnetického pozadí v Galaxii. K. Wang aj. uveřejnili výsledky přehlídky zdrojů kosmického záření v pásmu energií TeV na severní obloze (rozmezí deklinací +72 -- -5°) pomocí aparatury Milagrito za období let 1997-1998. Rozložení pozorovaných částic je vcelku izotropní. Nejjasnější diskrétní zdroje jsou blazar-galaxie Mrk 501 a Krabí mlhovina. Rentgenová pozorování radiogalaxie Pictor A (z = 0,35) družicí Chandra ukázala podle A. Wilsona aj., že tento objekt je zdrojem kosmického záření o velmi vysokých energiích (UHE).
Podle G. Mediny-Tanco vychází z pozorování japonskou aparaturou AGASA, že částice s energiemi nad 40 EeV nepřicházejí z vesmíru izotropně, ale ani neodrážejí očekávanou velkorozměrovou strukturu vesmíru. Problém je pochopitelně v neodhadnutelném vlivu magnetického pole Galaxie na směr příchodu těchto částic a také ve velmi omezené statistice pouhých 55 úkazů. A. Uryson se pokusil o identifikaci zdrojů kosmického záření UHE na základě údajů o částicích s energiemi 40 -- 300 EeV, získaných za posledních 40 let na observatořích SAL (Jakutsk), AGASA, Haverah Park (Velká Británie) a Muší oko (Utah, USA), ale nedospěl k žádnému určitému závěru.
Právě proto, že částice UHE jsou velmi vzácné, je obtížné je na Zemi pozorovat v dostatečně velkých počtech. Proto P. Gorham a D. Satzberg navrhují zcela neortodoxní metody jejich detekce, například pomocí elektromagnetických impulsů, jež vznikají při nárazu takových energetických částic na povrch Měsíce, anebo jež doprovázejí spršky sekundárních částic v zemské atmosféře. Lze také pozorovat radiové Čerenkovovo záření, případně sledovat spršky výkonným radarem, jenž se už buduje v Peru. Konečně lze pomocí hydrofonů odhalit akustické spršky, vznikající při vniknutí částic kosmického záření do vody. Jak uvádějí T. Abu-Zayad aj., nevíme dodnes nic o zdrojích kosmického záření s energiemi nad 100 TeV, a tak největší pokrok mohou jednou přinést uvažované kosmické observatoře EUSO a OWL. Zatím se ovšem největší naděje vkládají do hybridního detektoru částic UHE, který se buduje v argentinské pampě na ploše 50 x 60 km^2 a měl by začít měřit v r. 2006 (projekt Pierre Auger).
D. Helfand připomněl, že z celkem 100 známých oktáv energetického spektra připadá na vysoké energie částic (>100 eV) plných 60, kdežto celá optická astronomie se vejde do jediné oktávy. Zdroje vysokých energií musejí mít povrchovou teplotu alespoň 100 kK, ale mohou dosáhnout až miliard kelvinů. Jestliže celá historie astronomie až do r. 1970 přinesla podle M. Harwita 26 hlavních objevů, z nichž se jen jeden týkal vysokých energií, tak v posledních třiceti letech přibylo dalších 17 zásadních objevů, z toho 5 v pásmu vysokých energií a jen 2 v optickém oboru. Z toho že usoudit, že právě vysokým energiím pozorovaným v kosmickém záření patří astronomická budoucnost. Ten první objev je už ovšem 90 roků starý. Učinil jej rakouský fyzik Victor Hess 7. srpna 1912 při balónovém letu, který začal v 7 h ráno v Ústí nad Labem a při němž dosáhl výšky 5000 m - právě tehdy objevil, že z vesmíru přichází záření, které R. Millikan v r. 1927 nazval kosmickými paprsky. Hess se za tento objev stal r. 1936 nositelem Nobelovy ceny za fyziku a tehdy už se také vědělo, že nejde o záření, nýbrž o elektricky nabité a silně urychlené částice z vesmíru. Předpokládáme, že k tomu urychlení dochází v silných gravitačních nebo magnetických polích, v rázových vlnách, při gravitačním hroucení supernov, anebo při zcela exotických procesech, které dosud nebyly fyzikou rozpoznány.
Podle G. Krisse aj. potvrdila měření ultrafialové družice FUSE, že prvotní helium bylo v raném vesmíru rozloženo rovnoměrně, neboť je všude stejně ionizováno raným kosmickým ohňostrojem žhavého (dnes reliktního) záření. Zejména vzdálené kvasary působí jako světlomety, které zezadu ozařují mezilehlá oblaka He II. D. Banio aj. vyřešili starý problém nesouhlasu relativního zastoupení nuklidu 3He, když měřili intenzitu jeho radiové čáry na frekvenci 8,7 GHz a ukázali, že lehkého helia je méně než 1,1.10^-5 vůči vodíku, v souladu s předpovědí standardního modelu za předpokladu, že baryony představují asi 4% kritické hustoty vesmíru. Nejnovější výpočet poměrného zastoupení baryonů, vodíku, deuteria, 3He, 4He a 7Li uveřejnil B. Fields.
Na kalifornském urychlovači SLAC bylo týmem 600 fyziků pod vedením J. Dorfana potvrzeno narušení parity CP sledováním rozpadů 32 milionů mesonů a antimesonů B. To má velký význam i pro kosmologii velmi raného vesmíru. S. Dimopoulos a G. Landseberg navrhli, aby budoucí evropský urychlovač LHC v CERN, jenž má být dokončen r. 2008, byl využit také k experimentální výrobě černé díry. Tvrdí, že by k tomu stačilo zhroutit pod hranici Schwarzschildova poloměru několik tisíc protonů. Prý se něco takového ostatně stává při průletu kosmického záření UHE zemskou atmosférou, aniž bychom si něčeho všimli.
K výzkumu neutrinových oscilací použili Japonci urychlovač KEK, který zaměřil intenzivní svazek mionových neutrin na detektor Superkamiokande vzdálený od zdroje 250 km. Za 2 roky provozu se podle K. Nakamury aj. podařilo zaznamenat 44 neutrin z daného směru, ačkoliv v případě, že by oscilace nebyly, jich mělo přijít 64. Změřený mixážní úhel byl přitom mnohem vyšší než se čekalo, což dává dobrou podporu pro oscilace neutrin, které jsou na velikosti mixážního úhlu přímo závislé. Bohužel slibný experiment přerušila nešťastná havárie fotonásobičů v Kamiokande, k níž došlo po revizi zařízení během napouštění vody do detektoru v listopadu 2001. Než se podaří aparaturu znovu spustit, bude však urychlovač KEK odstaven...
Podle E. Andréese aj. začal r. 1997 zkušebně měřit detektor vysokoenergetických neutrin AMANDA, zapuštěný do antarktického ledu. Detektor představuje pomyslný svislý válec o průměru 120 m, uvnitř něhož je na 10 kabelech zamrzlých v ledu zavěšeno 300 fotonásobičů v hloubkách 1500 -- 2000 m pod povrchem. Fotonásobiče zaznamenávají Čerenkovovo záření vyvolané průchodem mionů ledem a redukční program odtud vybírá pouze údaje o průletech zespodu nahoru, kterou jsou vyvolány výlučně vysoce energetickými neutriny, jež přiletěly z vesmíru a prošly zeměkoulí. Průlety shora totiž převážně patří běžnému kosmickému záření, které by jinak detektor zcela zahltily. Jak ukazují první měření, detektor je citlivý na kosmická neutrina s energiemi nad 50 GeV, ale zachytil i úkazy s energiemi řádu TeV. V průměru se zachytí jedno neutrino každých 19 hodin a rozložení zdrojů po severní polokouli nejeví žádné známky anizotropie. V loňském roce bylo do ledu zapuštěno dalších 9 kabelů a pokud se seženou finance, tak z toho nakonec vznikne impozantní detektor IceCube s 80 kabely, 4800 fotonásobiči na ploše o průřezu válce 1 km^2.
J. Webb ohlásil možný astronomický důkaz, že konstanta jemné struktury vodíku se mění s časem. Konstanta je měřítkem intenzity elektromagnetické interakce, která váže elektrony k atomovému jádru. Podle M. Murphyho aj. vykazují spektra 28 kvasarů s červenými posuvy z v rozmezí 0,5 -- 3,5, pořízená Keckovým 10m, absorpční čáry celkem 49 mezilehlých mezihvězdných mračen, v nichž jsou však rozteče mezi známými vodíkovými čarami nepatrně odlišné, v závislosti na vzdálenosti mračna od nás. Pokud by se tato měření potvrdila, tak by to znamenalo, že "konstanta" jemné struktury byla před 10 miliardami let o setinu promile menší, než je dnes! Nechci ani domýšlet, jakou revoluci ve fyzice a posléze i astrofyzice by to vyvolalo. J. Williams aj. využili třiceti let přesných laserových a radarových měření poloh nebeských těles ve sluneční soustavě k ověřování případné proměnnosti gravitační konstanty v závislosti na čase. Dostali tak relativní horní mez proměnnosti na úrovni 1,8.10^-12/rok a tato mez se bude časem ještě rychle snižovat.
R. Hulet aj. simulovali laserovým chlazením oblaku atomů lithia kvantové charakteristiky bílých trpaslíků a neutronových hvězd. Při teplotě řádu 100 nK je totiž lithium supratekuté. Tyto experimenty však přednostně využijí pro zvýšení přesnosti atomových hodin. Jak uvedli C. Wieman aj., v r. 1925 předpovězený Boseův-Einsteinův kondenzát byl v r. 1995 připraven ve fyzikálních laboratořích uměle, což umožňuje laboratorně studovat vlastnosti vznikajících prahvězd i zanikajících degenerovaných hvězd a dokonce i tzv. bosenovy, tvořené místo fermionů bosony. Ostatně za zmíněnou přípravu BE kondenzátu byla vloni udělena i Nobelova cena za fyziku.
Tvorca HTML: Richard Komžík
Dátum poslednej zmeny: 20. marca 2003