Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 10. novembra 2005
Pokusné letadlo NASA typu SR-2 nasbíralo v zemské stratosféře ve výškách kolem 20 km vzorky prachu, v němž se podle rozboru novým typem iontové mikrosondy nacházejí též mikroskopická zrnka hvězdného prachu. Krystalky o rozměrech pod 500 nm mají izotopické složení odlišné od prachu z komet, takže poprvé v historii astronomie lze zkoumat složení mimosluneční látky takříkajíc in situ. Zatím bylo rozpoznáno 170 silikátových zrnek, pocházejících z červených obrů a 160 zrnek z hvězd chudých na kovy. Podle L. Colangeliho aj. jsou hlavní tuhou složkou mezihvězdného prostředí silikáty, tj. zvláště olivín, enstatit (Mg2,Fe2)Si206 a pyroxeny obecně. Druhou složku pak představují sloučeniny uhlíku. Silikáty většinou kondenzují v amorfní formě, vzácněji však též jako krystalky. Nejvíce prachu dodávají do mezihvězdného prostoru červení obři na sklonku svého života.
Rozložení prachu v mezihvězdném prostoru lze na dálku odhalit jednak pomocí infračervených pozorování v pásmu 10--20 µm a jednak v milimetrovém pásmu na frekvencích nad 100 GHz. K tomu cíli byla v únoru 2001 vypuštěna švédská družice ODIN s radioteleskopem o průměru 1,1 m, jejíž technické parametry popsali H. Nordh aj. Podle A. Hjalmarsona aj. družice až dosud prozkoumala rozložení vody, čpavku a molekulárního kyslíku napříč Galaxií, v oblasti galaktického jádra a v komách čtyř komet. Podle D. Williamse je nejhojnější mezihvězdnou molekulou vodík a dále oxid uhelnatý - toho je však v porovnáním s H2 desettisíckrát méně. Nejtěžší prokázanou mezihvězdnou molekulou je HC11N, jehož množství však činí pouhých 10-11 zastoupení H2.
M. Pound aj. zmapovali rozložení CO v proslulé temné mlhovině "Koňská hlava" v Orionu pomocí milimetrové anténní soustavy BIMA na observatoři Hat Creek v Kalifornii. Mlhovinu poblíž hvězdy zéta Ori objevil vizuálně W. Herschel v r. 1811 a její temná silueta na okolním zářícím pozadí zdobí mnohé populárně-vědecké astronomické publikace. Na základě rádiových měření se nyní ukázalo, že její úhrnná hmotnost představuje plných 27 M☉.
Obří složený radioteleskop pro metrové vlny GMRT v indickém Khodadu posloužil J. Chengalurovi a N. Kanekarovi ke studiu rozložení organických molekul v jádře Galaxie. Ukázali, že samotné jádro o průměru 0,1 pc obsahuje aceton, metylformát a kyselinu acetátovou, ale především acetaldehyd, jenž je však rozprostřen až do vzdálenosti 5 pc od centra Galaxie v radiovém zdroji Sgr B2. Podle D. Neufelda aj. jde o největší kondenzaci molekulového plynu a prachu v celé Galaxii. Jenom plyn v tomto obřím mračnu o průměru 30 pc má hmotnost 4 MM☉. Pozorování submilimetrovou družicí SWAS potvrdila, že je o nejjasnější zdroj submilimetrového záření v celé Galaxii. Y. Kuan aj. tvrdí, že pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu NRAO na Kitt Peaku nalezli v mračnu Sgr B2 a též v mlhovinách v Orionu a Pastýři dokonce nejjednodušší aminokyselinu glycin (CH2NH2COOH).
L. Dunneová aj. zjistili, že největším dodavatelem prachu v raném vesmíru jsou velmi hmotné hvězdy, které posléze vybuchnou jako supernovy II. typu. Měření aparaturou SCUBA na 15m radioteleskopu JCMT na Mauna Kea ukázala, že při výbuchu takové supernovy se rozmetá do okolí až 4 M☉ prachu, což je případ známé supernovy Cas A, která vybuchla někdy kolem r. 1680 a právě kvůli silnému pohlcování optického záření v prachové mlhovině nebyla ze Země pozorovatelná očima. Pozorování velmi vzdálených galaxií a kvasarů zřetelně poukazuje na jejich silné zaprášení - tyto objekty obsahují totiž až 100 MM☉ prachu.
T. Blanc a J. Herrera ukázali, že po výbuchu novy či supernovy se šíří mezihvězdným prostorem rázová vlna, která při setkání s galaktickou mlhovinou vyvolá přeměnu mlhoviny na stovky až stamiliony hvězd, čímž vznikají hvězdokupy. Osamělé hvězdy vznikají vzácně; nejčastěji se tvoří ve dvojicích a potom ve vícenásobných soustavách. Některé konfigurace trojhvězd a čtyřhvězd jsou však nestabilní, takže z nich může případně uniknout osamělá hvězda; to je nejspíš i případ našeho Slunce. Z kulových hvězdokup s mimořádnou prostorovou koncentrací hvězd však mohou být katapultovány i dvojhvězdy, protože prakticky každá hvězda tam během své životní doby zažije těsná setkání s jinými objekty.
Nejdramatičtější jsou právě těsná setkání dvou dvojhvězd, což nezřídka vede i k vymrštění některé dvojhvězdy únikovou rychlostí z hvězdokupy. Takovým případem může být podle I. Marabela a I. Rodriguese i prototyp rentgenových dvojhvězd objekt Sco X-1 - nejjasnější mimosluneční rentgenový zdroj, objevený již r. 1963 pomocí detektoru na sondážní raketě. Jeho dráha vůči centru Galaxie je totiž velmi chaotická a v minulosti dvojhvězda dosáhla vzdálenosti až 4,3 kpc od hlavní roviny Galaxie - právě tam totiž sahá soustava kulových hvězdokup.
B. Gendre aj. využili rentgenové družice Newton ke studiu obří kulové hvězdokupy omega Centauri (NGC 5139), která dosahuje celkové hmotnosti 5MM☉. Předešlé rentgenové družice našli v této hvězdokupě přes 140 rentgenových dvojhvězd na ploše o úhlovém průměru 4,2arcmin. Družice Newton odhalila dalších 27 ještě slabších rentgenových zdrojů se zářivým výkonem nad 1,3.1024 W. Tyto zdroje se podařilo ztotožnit s kataklyzmickými proměnnými hvězdami, s rentgenovými dvojhvězdami o nízké hmotnosti složek a s těsnými dvojhvězdami typu RS CVn. Kupodivu ve hvězdokupě chybí milisekundové radiové pulsary. T. Tsuchiya aj. a A. Mizutani aj. se dokonce domnívají, že tato hvězdokupa byla původně trpasličí galaxií o hmotnosti 8 GM☉ a poloměrem 1,4 kpc, kterou naše Galaxie pohltila a a přitom slapově "okousala". Podle K. Bekkiho a K. Freemana zbylo z trpasličí galaxie jenom jádro o hmotnosti 10 MM☉, jež obíhá kolem centra Galaxie po výstředné dráze s pericentrem 1 kpc a apocentrem 8 kpc. M. West aj. objevili pomocí HST a Keckova dalekohledu asi 300 intergalaktických kulových hvězdokup do vzdálenosti 120 Mpc od naší Galaxie. Tyto objekty evidentně putují volně mezi galaxiemi a nakonec jsou některou galaxií pohlceny.
Družice Chandra posloužila L. Ho aj. ke stanovení horní meze rentgenového zářivého výkonu z centra kulové hvězdokupy M15 (Peg) 6.1025 W, čemuž odpovídá horní mez 2 kM☉ hmotnosti případné černé díry v centru hvězdokupy. Podle různých náznaků mohou totiž kulové hvězdokupy obsahovat ve svém centru intermediální černé díry (IMBH) o hmotnostech řádu tisíců M☉, ale někteří autoři se domnívají, že toto tvrzení je zatím pochybné.
D. Hunter aj. se domnívají, že mimořádně hmotné nadhvězdy o hmotnostech až 200 M☉ mohou být zárodkem budoucích minikup v nejmenších galaxiích. Krásným příkladem je minikupa R136 ve Velkém Magellanově mračnu, kde na ploše o průměru 5 pc lze napočítat asi 120 velmi mladých hvězd o stáří do 2 milionů roků. Uvnitř kupy pozorujeme dodnes mimořádně hmotné hvězdy - ostatně právě tam vybuchla proslulá supernova 1987A.
S. Percival aj. kalibrovali pomocí přesné fotometrie hvězd tříd G a K trigonometricky určené vzdálenosti otevřených hvězdokup Plejády, Hyády, Praesepe a NGC 2516 (Car). Zjistili, že fotometrické a trigonometrické (HIPPARCOS) paralaxy navzájem dobře souhlasí pro hvězdokupy Hyády a Praesepe, které mají zhruba sluneční metalicitu, zatímco nesouhlas pro Plejády a NGC 2516 zřejmě souvisí s tím, že jejich metalicity jsou mnohem nižší než sluneční, ale to ještě neobjasňuje, proč závisí trigonometrická vzdálenost na metalicitě hvězd. B. Pacynski však upozornil, že kontroverzi kolem trigonometrické paralaxy Plejád se patrně podaří vyřešit díky objevu, že jasná hvězda Atlas (V = 3,6 mag) je astrometrickou a současně i spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou dobou 291 dnů a výstředností dráhy e = 0,25. To umožní již brzy velmi přesně určit nezávisle na měřeních družice HIPPARCOS její vzdálenost.
Nový katalog otevřených hvězdokup v naší Galaxii sestavili N. Charčenková aj. Obsahuje celkem 401 hvězdokup s celkovým počtem minimálně 12,5 tis. hvězd. Jejich lineární rozměry jsou až třikrát větší, než se dosud uvádělo. Pro většinu hvězdokup známe jejich vlastní pohyby a pro 118 z nich známe i jejich vzdálenosti od Slunce. R. Gratton aj. se zabývali třemi nejstaršími kulovými hvězdokupami v Galaxii (NGC 6397 a 6752; 47 Tuc) a obdrželi pro ně po řadě stáří 13,9; 13,8 a 11,5 mld. let s chybou cca ±15%. Tvrdí, že nejstarší hvězdokupy vznikly nejpozději 1,7 mld. let po velkém třesku. Podle R. de Grijse vznikají hvězdokupy zejména při srážkách galaxií, tj. takto vyvolaná překotná tvorba hvězd je doprovázena i překotnou tvorbou kulových hvězdokup.
T. Ott aj. poukázali na fantastický pokrok v úhlovém rozlišení v bezprostředním okolí černé veledíry v centru Galaxie, což umožňuje sledovat protáhlé eliptické dráhy jasných hvězd, které veledíru o hmotnosti 3,6 MM☉ obíhají. R. Genzel aj. zjistili pomocí adaptivní optiky na VLT, že černá veledíra rotuje s periodou 17 min., což je něco přes polovinu maximální rotační rychlosti pro Kerrovu černou díru, jejíž Schwarzschildův poloměr činí necelých 11 mil. km. Zcela jedinečná pozorování hvězdy S2 (sp. O9; hmotnost 18 M☉) na jaře r. 2002 ukázala, že v tu dobu byla hvězda vzdálena jen 17 sv. hodin (123 AU) od veledíry a pohybovala se vůči ní oběžnou rychlostí neuvěřitelných 8 000 km/s, přičemž její oběžná doba dosahuje plných 15,6 r při výstřednosti dráhy 0,88! Díky pozorování vlastního pohybu a změn radiální rychlosti hvězdy S2 se F. Eisenhauerovi aj. podařilo určit trigonometrickou vzdálenost hvězdy i přilehlé veledíry (7,9 ±0,4) kpc a rychlost oběhu Slunce kolem centra Galaxie 221 km/s.
Dalekohled VLT s adaptivní optikou nyní dosahuje úhlového rozlišení 0,04arcsec, což ve vzdálenosti 8 kpc od nás představuje délku 1,6 světelného dne. Z rádiových měření vychází poloha dynamického centra Galaxie (1746-2900) souhlasná s polohou radiového zdroje Sgr A* s chybou pod 0,002arcsec, tj. v lineární míře zhruba 2 světelné hodiny (14 AU). R. Genzel aj. zjistil, že infračervené záření zdroje je silně proměnné.
Tuto oblast snímkovala během téměř týdenní expozice rentgenová družice Chandra. Jak uvedli F. Baganoff aj., družice zobrazila v okolí černé veledíry výtrysky sahající až do vzdálenosti 0,5 pc, jakož i tři krátké záblesky poblíž horizontu událostí veledíry, svědčící o epizodické akreci látky do jícnu veledíry. Zářivý výkon v rentgenovém pásmu činí v klidu 2,4.1026 W, kdežto v záblescích je asi o řád vyšší, přičemž poloha zdroje souhlasí s polohou centra Galaxie s přesností 0,3arcsec. Četnost něco přes 1 záblesk denně a intenzita záblesků na úrovni 10-8 kritické (Eddingtonovy) svítivosti však podle D. Porqueta aj. svědčí o tom, že veledíra už pohltila co mohla a nyní pouze paběrkuje. F. Melia soudí, že černá veledíra dnes pohlcuje v průměru 1 hmotnost Měsíce ročně. Nicméně v bezprostředním okolí černé veledíry lze pozorovat na 2 tis. rentgenových zdrojů, které jsou udržovány akrecí látky na velmi hmotné hvězdy.
T. Alexander a M. Morris tvrdí, že velmi hmotné hvězdy na vysoce excentrických drahách kolem černých veleděr představují novou třídu hvězdných objektů, které nazvali squeezars, tj. po česku nejspíš stěsnary. Vyznačují se nadsvítivostí vůči své hmotnosti, což způsobují silné slapy ve hvězdě, pokud má centrální veledíra hmotnost menší než 100 MM☉. V tom případě je totiž slapový poloměr pro rozpad hvězdy větší než horizont událostí příslušné veledíry, takže hvězda se rozpadne dříve než je pohlcena veledírou na horizontu událostí. Podle modelových výpočtů má stěsnar o hmotnosti 1 M☉ svítivost 170 L☉ a efektivní teplotu 19 kK při oběžné době kolem veledíry 3600 r. Slapový ohřev a přibližování hvězdy k černé veledíře zničí hvězdu zhruba po 370 tis. let, kdy její oběžná doba klesne na 210 r a excentricita se přiblíží k jedné. Skutečně, v blízkosti centra Galaxie obíhá jednak hvězda S2 s již uvedenými parametry a jednak další hvězda se vzdáleností periastra 60 AU, oběžnou periodou 60 r a výstředností e = 0,98!
Y. Levin a A. Běloborodov se ovšem podivují tomu, že v blízkosti černé veledíry vůbec hmotné hvězdy vznikají, neboť by tomu měly spolehlivě zabránit slapové síly veledíry. Přitom v okolí centra Galaxie je takových hvězd přinejmenším deset a nemohly vzniknout dříve než před řádově 10 miliony lety; navíc jsou zde bez náhrady odsouzeny k rychlém zániku. Jak však ukázali D. Neufeld aj., z pozorování submilimetrovou družicí SWAS vyplývá, že molekulové mračno Sgr B2 v centru Galaxie je vůbec největší kondenzací molekulového plynu a prachu v celé Galaxii, takže jde o nejsilnější mimosluneční zdroj submilimetrového záření na obloze. Při rozměru cca 30 pc obsahuje plné 4 MM☉ chladného plynu - jen ho začít smršťovat...
Pozoruhodnou práci o počátečním rozložení (funkci) hmotnosti pro různé složky Galaxie uveřejnil G. Chabrier. Ukázal, že od raného vesmíru po současnost se charakteristická hmotnost pro aktuálně vznikající hvězdy postupně snižuje a v současné době je nejnižší pro hvězdy, vznikající v disku Galaxie, kde činí pouhých 0,08 M☉, avšak pro vícenásobné soustavy dosahuje 0,2 M☉. Četnost hvězd je srovnatelná s četností hnědých trpaslíků a činí 0,1 objektu na krychlový parsek. R. Wyseová porovnala modelové výpočty vývoje galaxií s podrobnostmi struktury naší Galaxie, kde máme nejpodrobnější údaje z pozorování. Jestliže Galaxie pohltí trpasličí galaxii, tak ji sice slapově roztrhá, ale hvězdy trpasličí galaxie zůstávají ve svých původních drahách, takže je lze odhalit jako kinematické proudy i po miliardách let.
To se potvrdilo po objevu trpasličí galaxie Sagittarius v r. 1994, která se v pericentru přibližuje k centru naší Galaxie na vzdálenost pouhých 12 kpc a projevuje se v přehlídkách jako kinematický hvězdný proud. S. Majewski aj. zjistili pomocí přehlídky 2MASS, že červení obři třídy M pronikají z této trpasličí galaxie až do blízkosti Slunce. Disk naší Galaxie se skládá ze dvou složek díky tomu, že se Galaxie v rané fázi vývoje setkala s jinou, jež měla jen pětinu její tehdejší hmotnosti. Tatáž přehlídka umožnila N. Martinovi aj. objevit v souhvězdí Velkého psa dosud nejbližší trpasličí galaxii, vzdálenou od centra Galaxie pouze 13 kpc a od Slunce jen 8 kpc a obsahující asi miliardu hvězd, mezi nimiž je hodně červených obrů.
Od r. 1996 se na oběžné dráze kolem Země nachází americká špionážní družice MSX, sledující okolí Země ve středním infračerveném pásmu na vlnové délce 8,3 µm. J. Bland-Hawtorn a M. Cohen si všimli, že družice bezděčně vykonala přehlídku Galaxie v tomto spektrálním oboru a z uvolněných údajů odhalili výběžky v protilehlých směrech z centra Galaxie, které zřejmě vznikly nedávno, tj. v posledních několika milionech let. Výběžky obsahují také prachová zrnka a polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH).
B. Yanny a H. Newbergová podobně jako A. Fergusonová aj. odhalili pomocí dokončené první čtvrtiny vícebarevné přehlídky SDSS 100° difúzní oblouk hvězd neobvyklé barvy na periferii Galaxie mezi souhvězdími Jednorožce a Andromedy. Všichni zmínění autoři se domnívají, že jde ve skutečnosti o část difúzního prstence, který obklopuje Galaxii ve vzdálenosti 18 kpc od centra. Velmi pravděpodobně jde o důkaz, že naše Galaxie kdysi pohltila trpasličí galaxii, která se proměnila v prsten na periférii dnešní Mléčné dráhy. Již dříve byly totiž dokonce dva takové prstence rozpoznány ve známé obří spirální galaxii M31 v Andromedě. A. Sternberg referoval o podobně překvapujícím objevu žhavého ionizovaného plynu, jenž obklopuje naši Galaxii. O objev se zasloužilo několik skupin badatelů, kteří využili přehlídek tvrdého ultrafialového a měkkého rentgenového pozadí družicemi FUSE a Chandra. Podle Sternbergova názoru vznikla z tohoto plynu o teplotě až 100 MK celá naše Galaxie i její bezprostřední sousedi.
Podle R. Lallementa aj. je také naše Slunce obklopeno bublinou žhavého plynu o teplotě 1 MK, jejíž průměr dosahuje 300 pc. A. Porrmasová aj. sestavili na základě pozorování v blízké infračervené oblasti katalog mladých hvězdných skupin a hvězdokup do vzdálenosti 1 kpc od Slunce. Medián pro skupiny hvězd mladších než milion roků činí 28 hvězd pro skupiny, ale 80% těchto hvězd se nachází v mladých hvězdokupách s více než 100 členy. Opět se však potvrzuje, že v Galaxii vzniká naprostá většina hvězd ve skupinách, nikoliv izolovaně. T. Sakamoto aj. určili hmotnost Galaxie z pozorování 11 satelitních galaxií, 137 kulových hvězdokup a 413 polních hvězd ve vzdálenosti do 10 kpc od Slunce. Do vzdálenosti 50 kpc od centra se nachází 0,5 TM☉ a úhrnná hmotnost Galaxie vychází na minimálně 1,8 TM☉.
G. Clementiniová aj. odvodili novou hodnotu vzdálenosti Velkého Magellanova mračna ze sledování proměnných typu RR Lyr; vyšlo jim 49,0 kpc a z pozorování polních červených hvězd obdrželi 48,3 kpc. Naproti tomu M. Salaris aj. dostali velké rozdíly ve vzdálenostech, určených na jedné straně pomocí hvězd hlavní posloupnosti (46,3 kpc) a na druhé straně pomocí polních červených hvězd (50,3 kpc). Přitom průměr ze všech zveřejněných moderních měření činí 50,5 kpc, ale skutečná chyba měření je dosud nepříjemně veliká a jako pověstná "první příčka" výrazně ovlivňuje celý kosmologický žebřík vzdáleností.
Jednou z nejspolehlivějších metod pro určování vzdáleností blízkých galaxií je změřit vzdálenosti zákrytových dvojhvězd, které jsou současně spektroskopickými dvojhvězdami. To se nyní podařilo T. Harriesovi aj. pro deset zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu a dostali odtud vzdálenost 60,0 kpc. K. Wilkemu aj. dokázali z dlouhovlnných infračervených měření družice ISO určit průměrnou teplotu prachu v této galaxii na 20,5 K a jeho úhrnnou hmotnost 0,4 MM☉. Zářivý výkon soustavy v daleké infračervené oblasti dosahuje 85 ML☉ a tempo tvorby hvězd je nízké - pouze 15 mM☉/r.
T. Brown aj. využili 84h expozice kamerou ACS HST k rozlišení 300 tis. hvězd v halu spirální galaxie M31 v Andromedě až do rekordní 30,7 mag. Zjistili, že tyto hvězdy jsou 6 -- 13 mld. roků staré, na rozdíl od halových hvězd naší Galaxie, které jsou staré 11 -- 13 mld. let. Autoři to objasňují tím, že M31 prodělala během té doby více srážek s blízkými trpasličími galaxiemi, které postupně pohlcovala. Konečně H. Bluhmovi aj. se zdařilo díky družici FUSE najít poprvé absorpční pásy molekulárního vodíku mimo Galaxii, a to ve čtyřech oblastech v galaxii M33 v Trojúhelníku.
A. Dolphin aj. nalezli pomocí HST celkem 82 cefeid v nepravidelné galaxii Sextans A a odtud určili její vzdálenost 1,3 Mpc. R. Buda a M. McCall pozorovali týmž přístrojem obří eliptickou galaxii Maffei 1, která ve vzdálenosti 2,9 Mpc má absolutní hvězdnou velikost -20,9 mag. Galaxie byla objevena teprve r. 1968, neboť její světlo je podle R. Fingerhuta aj. zeslabeno o 4,7 mag vinou její polohy blízko hlavní roviny naší Galaxie. Kdyby nebylo této extinkce, viděli bychom ji na obloze očima a zabírala by na nebi plných 20arcmin. Galaxie má ve svém sousedství ještě dva průvodce: Maffei 2 a obří galaxii IC 342, ale tato trojice již neovlivňuje dynamiku Místní soustavy galaxií, neboť její těžiště je od nás vzdáleno 3,3 Mpc. Podle snímků z HST, které analyzovali I. Karačencev aj., obsahuje komplex nejméně 14 galaxií, které se soustřeďují kolem hlavních galaxií Maffei 1 a IC 342, přičemž obě centra jsou od sebe navzájem vzdálena 700 kpc. Jejich lineární poloměry jsou po řadě 112 a 322 kpc, zářivé výkony 30 a 34 (v jednotkách GL☉) a poměry hmotnost/svítivost 10 a 24 (v jednotkách Slunce).
Neuvěřitelně vysokou vizuální extinkci 1000 mag (!) vykazuje podle O. Krauseho aj. obří infračervená galaxie J15071+7247 (UMi; z = 0,2), objevená v přehlídce družice ISO v daleké infračervené oblasti na 170 µm. Příčinou tak velkého zeslabení je 500 MM☉ prachu uvnitř galaxie, která navíc obsahuje 29 GM☉ molekulárního plynu. Úhrnný zářivý výkon galaxie dosahuje 2 TL☉! F. Thim aj. nalezli pomocí VLT 12 cefeid ve velké spirální galaxii M83 (NGC 5236; Cen) a odtud určili její vzdálenost 4,5 Mpc. To je mimořádně cenné, jelikož v této galaxii často vybuchují supernovy; naposledy supernova 1972E, takže takto se nyní dají kalibrovat jejich maximální svítivosti. D. Leonard aj. však neuspěli, když porovnávali vzdálenost galaxie NGC 1637 (Eri), určenou pomocí cefeid (11,7 Mpc) a supernovy 1999em (7,9 Mpc).
Pravým rekordmanem v kadenci supernov je interagující galaxie Arp 299 (UMa; 41 Mpc), kde za poslední desetiletí vybuchlo 5 supernov. S. Neffová aj. využili obřího radioteleskopu GBRT k radiovému zobrazení husté kulové hvězdokupy poblíž centra těchto srážejících se galaxií s rozlišením 0,001arcsec. Lineární průměr hvězdokupy dosahuje 100 pc, avšak opticky ji nelze zobrazit, jelikož je zakryta spoustou prachu. A. Zezas aj. zjistili z rentgenových měření družice Chandra, že rentgenový zářivý výkon komplexu dosahuje 4.1034 W, a že hvězdy v centru soustavy vznikají tempem až 140 M☉/r. Také infračervený zářivý výkon soustavy 5. 1011 L☉ je úctyhodný.
C. Itoh aj. využili 10m Čerenkovova teleskopu CANGAROO II v Jižní Austrálii k objevu emise TeV záření gama z oblasti o průměru přes 20 kpc v galaxii NGC 253 (Scl), vzdálené od nás 2,5 Mpc. Tato galaxie vykazuje epizodu překotné tvorby hvězd. W. Pietsch aj. v ní našli pomocí družice Chandra zákrytovou rentgenovou dvojhvězdu, což je první takový případ vně Místní soustavy galaxií. F. Aharonian aj. pozorovali záření gama o energii nad 730 GeV pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech v letech 1998-99 u galaxie M87 (Vir; 60 Mpc) se zářivým výkonem 1.1034 W. Ukázali, že obdobné TeV záření gama dokážeme dnes zachytit od všech blazarů do vzdáleností, odpovídajících z = 0,13; tj. zejména pro nejbližší blazary Mrk 421 a 501 (z = cca. 0,03).
Nejnovějším přírůstkem do této hubené sestavy je objekt H1426+428 (Boo; z = 0,13), pozorovaný týmiž autory v letech 1999 až 2002. Za tu dobu však intenzita TeV záření zdroje klesla 2,5krát. Ostatně řádová a rychlá (čtvrthodinová) proměnnost TeV toku záření je pro dosud pozorované blazary charakteristická, jak též prokázala nezávislá pozorování novou TeV aparaturou na planině Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4300 m n.m.
N. Devereux aj. našli pomocí STIS HST černou veledíru o hmotnosti 70 MM☉ v centru galaxie M81 (UMa; 3,7 Mpc). F. Rieger a K. Mannheim objevili podvojnou černou veledíru v jasném a blízkém (z = 0,034) blazaru Mrk 501 (Her), jejíž úhrnná hmotnost přesahuje 200 MM☉. Další černou veledíru našli C. Tadhunter aj. v radiogalaxii Cygnus A (z = 0,056); její hmotnost patří mezi rekordní - 2,5 GM☉. H. Netzer soudí, že nejhmotnější černé veledíry přesahují 10 GM☉, takže příslušné mateřské galaxie by měly mít hmotnost řádu 10 TM☉, ale tak obézní galaxie dosud nikdo nepozoroval. Buď tedy hmotnost těchto veleděr přeceňujeme, anebo lineární vztah mezi hmotností centrální veledíry a hmotností celé galaxie v těchto extrémech selhává.
Značným překvapením se stalo zjištění A. Martela aj., že na kvalitním snímku ACS HST se proslulý prototyp kvasaru 3C-273 nachází 1,4arcsec od centra mateřské galaxie! Rentgenová družice Chandra dokázala nalézt výtrysky horkého plynu z okolí černých veleděr v jádrech radiogalaxií 3C-294 a 4C-41.17, vzdálených od nás 3,6 Gpc. Ukazuje se, že tyto výtrysky sílí, když černá veledíra akrecí roste, jenže výtrysky nakonec tuto akreci zastaví. Mimochodem, akreci látky na černou veledíru jako zdroj záření kvasarů navrhli již v r. 1964 nezávisle na sobě E. Salpeter a J. Zeldovič.
H. Sudou aj. zjistili pomocí VLBI, že radiogalaxie 3C-66B (And; z = 0,0215) obsahuje dvě černé veledíry o hmotnostech až 50 GM☉, které kolem sebe obíhají v periodě 1,05 r a které zásluhou gravitačního vyzařování splynou nejpozději za 5 tis. let. S. Komossová aj. odhalili pomocí družice Chandra existenci dvou černých veleděr v blízké (120 Mpc) ultrasvítivé infračervené galaxii NGC 6240 (Oph) o hmotnostech 10 -- 100 MM☉, jež jsou od sebe vzdáleny 1 kpc a obíhají kolem společného těžiště po spirále smrti vinou gravitačního vyzařování, takže se během několika set milionů roků slijí. Je zřejmé, že galaxie vznikla srážkou dvou menších galaxií a stane se vhodným cílem pozorování budoucí družice pro gravitační vlny LISA. M. Rees aj. využili těchto pozorování k důkazu, že za pozorovanou precesi výtrysků v jádrech galaxií jsou odpovědné právě takové podvojné černé veledíry. Podle H. Kandrupa aj. slouží binární černé veledíry jako vynikající chaotické míchačky plynu v galaxiích.
Podle S. Hughese a R. Blandforda vede slévání galaxií ke snížení rychlosti rotace splynuvší černé veledíry, což je však v rozporu s vypočítaným magnetohydrodynamickým průběhem splynutí obou původních černých veleděr, takže brzdění vyvolává nějaký jiný mechanismus. Podobně se musí změnit i osa rotace výsledné černé veledíry, což by se mělo projevit jako záhyb na výtryscích z okolí veledíry. Jak ukázali T. di Matteová aj., v raném vesmíru ještě neplatí lineární vztah mezi hmotností černé veledíry a hmotností galaktické výdutě; galaxie procházejí krátkou epizodou kvasarů, trvající jen nějakých 20 mil. roků a černé veledíry se přetahují o hmotu s rostoucí tvorbou hvězd, takže se nakonec zasytí. Akrece na černé veledíry se nejvíce uplatňuje pro červené posuvy z v intervalu 4 -- 5 a jejich růst končí pro z = cca. 3.
V přehledovém článku C. Conseliceho autor tvrdí, že nejvíce hvězd v galaxiích vznikalo před více než 7 mld. let. V raném vesmíru se malé galaxie často srážely a splývaly do obřích eliptických galaxií, kde se dodnes vyskytuje největší část hvězdné složky vesmíru. Kondenzačními jádry pro zmíněné splývání byly chuchvalce skryté látky. Prvotní malé galaxie mají roztodivné tvary, jak je patrné na snímcích z Hubblových hlubokých polí (HDF-N a -S) a nejčastěji podléhaly splývání už během první miliardy let po velkém třesku. Od té doby až do současnosti tempo splývání neustále klesá. Spirální galaxie mají kromě charakteristických ramen též mohutně vyvinuté centrální výdutě, které poněkud připomínají eliptické galaxie. To prakticky znamená, že galaxie se ve vesmíru tvoří mechanismem zezdola nahoru, nikoliv přímým hroucením zárodečných oblaků prvotního plynu.
Podle R. Naeyeho přispívá k tomuto popisu vývoje struktury vesmíru zejména právě probíhající projekt GOODS, na jehož realizaci se přednostně podílejí souběžná pozorování tří velkých kosmických observatoří: HST, Chandra a nejnověji vypuštěná družice Spitzer. Kamera ACS HST totiž dokáže zobrazovat galaxie už od stáří 900 mil. let po velkém třesku. Z těchto pozorování podle B. Pangtera aj. a A. Koekemoera aj. jasně vyplývá, že prvotní tempo tvorby hvězd v době 1,0 mld. let po velkém třesku do stáří 1,5 mld. let vzrostlo třikrát a na této maximální úrovni se udrželo až do stáří téměř 7 mld. roků. Třetina hvězd vznikla před více než 8 mld. let. Před 7 mld. let však tempo vznikání hvězd náhle kleslo na pouhou desetinu zmíněného maxima.
J. Stevens aj. dospěli na základě měření v submilimetrovém spektrálním oboru aparaturou SCUBA JCMT k závěru, že v raném vesmíru se zopakovalo více epizod překotné tvorby hvězd, což je dobře patrné na struktuře velmi hmotných galaxií, které se nacházejí v centru největších kup galaxií a obsahují převážně velmi staré populace hvězd. A. Tutukov se domnívá, že dobrým indikátorem překotné tvorby hvězd v nejvzdálenějším vesmíru jsou i dlouhé zábleskové zdroje záření gama (GRB), protože vznikají z velmi hmotných hvězd s krátkou dobou života. Jejich předchůdci jsou nejspíše rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností složek, které snadno vznikají právě v epizodách překotné tvorby hvězd.
Družice Chandra našla v raném vesmíru mocné rentgenové zdroje, které nemají žádný optický protějšek. Podle všeho jde o projev akrece velkého množství látky na prvotní černé veledíry, tj. jde o předchůdce kvasarů. Právě probíhající srážku galaxií představuje podle A. Fabiana aj. kupa galaxií Perseus A (NGC 1275; 100 Mpc), kde pozorujeme zboku spirální galaxii, do níž vniká obří eliptická galaxie vzájemnou rychlostí 2600 km/s. Na rentgenových snímcích družice Chandra jsou na dvou protilehlých výtryscích z černé veledíry patrné kruhové akustické vlny v plynu o teplotě 50 MK, vzdálené od sebe řádově desítky tisíc světelných let, tj. jejich zdroj má periodu řádu 10 mil. roků (a tedy nesmírně nízkou frekvenci plných 57 oktáv pod jednočárkovaným C!). Tím ztrácejí černé veledíry ze svého okolí energii, která v každém výtrysku odpovídá výbuchu 100 mil. supernov! Nejde tedy o žádný libozvuk, nýbrž o nesnesitelný pekelný rachot. Autoři soudí, že právě touto cestou se ohřívá na vysoké teploty intergalaktický plyn, objevený rovněž družicí Chandra.
Dalším krásným příkladem složité interakce mezi galaxiemi je proslulý Stephanův kvintet (Peg), objevený E. Stephanem již r. 1877. Nyní se na něj zaměřila rentgenová družice Chandra a tak se ukázalo, že kvartet (nejjasnější galaxie NGC 7320 se do daného směru promítá, ale má téměř o řád menší červený posuv, takže je mnohem blíže) je ponořen do rozsáhlého oblaku plynu, který si jednotliví členové kvarteta navzájem vytrhaly. Z tohoto materiálu tam nyní vzniká spousta nových hvězd. Jasná spirální galaxie NGC 7318B (14 mag) naráží na ostatní členy skupinky supersonickou rychlostí.
M. Drinkwater aj. objevili při přehlídce 2dF u 3,9m dalekohledu v kupě galaxii Fornax novou populaci trpasličích kompaktních galaxií jen o 3 mag jasnějších, než jsou běžné kulové hvězdokupy. J. Turner aj. zkoumali nepravidelnou trpasličí galaxii NGC 5253 (Cen; 3,8 Mpc) s překotnou tvorbou hvězd. Pomocí Keckova spektrografu NIRSPEC v ní objevili supermlhovinu o hmotnosti 1 MM☉, která obsahuje asi 700 tis. hvězd v mladé kompaktní kulové hvězdokupě o poloměru nanejvýš 2 pc. Jde o obří obdobu hvězdokupy R136 resp. komplexu 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu.
R. Kaldare aj. využili vícevláknového spektrografu u obří Schmidtovy komory UKST k přehlídce nadkup galaxií v souhvězdí Hydry v pruhu o rozměrech 70° x 10°, který zahrnuje směr pohybu Místní soustavy vůči reliktnímu záření (apex má souřadnice l = 236° a b = +30°; tzv. Velký poutač l = 309° a b = +18°). Přehlídka zahrnula celkem 4600 galaxií jasnějších než 16,7 mag; z toho k nadkupám patřilo přes 3100 galaxií.
G. Kauffmannová aj. získali z první pětiny přehlídky SDSS podklady k popisu vznikání hvězd a struktury galaxií s malými červenými posuvy a jasností větší než 17,8 mag. Vzorek obsahuje údaje o 122 tis. galaxiích. Průměrná blízká galaxie má hmotnost 50 GM☉ a poloměr 3 kpc. Galaxie I. populace zažily nedávno epizodu překotné tvorby hvězd, zatímco galaxie II. populace obsahují výhradně staré hvězdy. Hvězdy I. populace mají obecně menší celkovou hmotnost do 30 GM☉, nízkou plošnou jasnost a malou koncentraci látky v centru. O epizodách překotné tvorby hvězd v galaktickém halu rozhoduje spíše plošná hustota látky a její fluktuace než celková hmotnost galaxie. Jakmile hmotnost galaxie překročí jistou mez, tvorba hvězd v ní ustává, takže nejsvítivější galaxie už prakticky netvoří nové hvězdy. To je patrně důvod, proč stále platí jednoduchá Hubblova klasifikace, která byla založena na pozorování největších a nejsvítivějších galaxií. Fluktuace plošné jasnosti galaxií umožňuje dle M. Cantiella aj. určit nezávisle vzdálenosti, stáří a chemické složení galaxií do 150 Mpc od nás, kde chyba určení nepřesáhne 10%. Touto metodou zkoumali již 300 galaxií a dostali rozsah stáří 5 -- 15 mld. roků a metalicitu od 1/200 do 2násobku metalicity Slunce.
A. Fridman a O Choružij ukázali, že současné výkonné pozorovací metody dokázaly odhalit velké množství strukturálních charakteristik galaxií. Pozorujeme v nich obří víry, pomalu se pohybující příčky, oscilující struktury ve spirálních ramenech i chaotické proudění a kolektivní jevy. V centrálním parseku galaxií se vyskytují minispirály a turbulence. V diskových galaxiích vidíme spirální hustotní vlny a jejich nelineární interakce s plynem v disku, velkorozměrovou konvekci a pochopitelně i deterministický chaos.
Do soutěže o nalezení co možná nejvzdálenějších objektů velmi raného vesmíru vstoupil dle K. Kodairy aj. obří japonský dalekohled Subaru, který pozoroval emisní čáry Ly-alfa pro 73 objektů v hlubokém poli o ploše 814 čtv. minut. Čára je vlivem rozpínání vesmíru posunuta až do blízké infračervené oblasti a autoři zde našli dvě rekordně vzdálené galaxie se z = 6,54 resp. 6,58, což odpovídá epoše reionizace na konci šerověku vesmíru necelou miliardu let po velkém třesku. Podobně J. Cuby aj. ohlásili objev galaxie 0226-04 (Cet), pozorované dalekohledy CFHT a VLT, jejíž z = 6,17. M. Lehnert a M. Bremer objevili pomocí VLT v malém zorném poli celkem 6 galaxií mladších než 100 mil. roků, jejichž červené posuvy z pokrývají interval 4,8 -- 5,8; vesmír byl v té době desetkrát mladší než dnes. V rentgenovém pásmu je podle D. Alexandera aj. nejhlubší přehlídkou pole CDF-N, v němž družice Chandra snímkovala po dobu více než 23 dnů (to je patrně absolutní astronomický rekord!) objekty v energetickém pásmu 0,5 -- 8 keV na ploše 448 čtv. minut v oblasti, která zahrnuje i mnohem menší (5,3 čtv. minuty) optické pole HDF-N. V poli CDF-N se podařilo rozlišit přes 500 rentgenových zdrojů.
D. Sluse aj. hledali případné páry kvasarů, tj. objekty, jejichž obrazy nejsou rozštěpeny efektem gravitační čočky. Zatím existuje jen jediný takový pár Q1548+114 A,B (Ser) s úhlovou vzdáleností složek 4,8arcsec, který objevili E. Wampler aj. v r. 1973. Červené posuvy složek z se nápadně liší (0,44 a 1,9), takže vzniká otázka, zda jde o náhodné promítání dvou nesouvisejících objektů do tak blízkého směru, anebo o nekosmologickou povahu červeného posuvu pro druhý z nich. Na snímku z HST totiž není patrné gravitační rozštěpení obrazu kvasaru B, které bychom měli očekávat, pokud je kvasar B v podstatně větší vzdálenosti než A. Podobně G. Burbidge zjistil, že Seyfertova galaxie NGC 6212 (Her; z = 0,03), vzdálená od nás 150 Mpc, je obklopena celkem 42 kvasary s nejrůznějšími hodnotami červených posuvů z od 0,03 do 2,53. Rovněž M. Burbidgeová aj. upozornili na podobný výskyt 17 tvrdých rentgenových zdrojů v okolí galaxie M82. Když pořídili optická spektra 6 zdrojů, dostali červené posuvy z v intervalu 0,11 -- 1,09. Přitom již dříve bylo v okolí M82 objeveno dalších 9 kvasarů se z 0,11 -- 2,05. To vše klade otázku, zda aspoň část červeného posuvu těchto objektů nemá jiný původ než kosmologický? Důsledky takového kacířství lépe ani nedomýšlet...
Koncem září 2003 odhalila aparatura SuperMACHO nečekaná zjasňování kvasaru 0513-7022 (Men) z klidové hodnoty V,R = 22,2 mag až na 19,4 mag o čtvrt roku později. V podrobných spektrech kvasaru byly objeveny spektrální čáry s profily P Cyg, které odpovídají výbuchu o rychlosti 1600 km/s. F. Bertoldi aj. objevili pomocí přehlídky SDSS mateřskou galaxii kvasaru 1148+52 (UMa; z = 6,42), v níž se nachází 20 GM☉ chladného (100 K) molekulárního vodíku. To znamená, že ve věku 840 mil. let po velkém třesku zde podle F. Waltera aj. jednak rychle rostla hmotnost černé veledíry v centru galaxie až na 1 GM☉, ale též překotně vznikaly hvězdy tempem 3000 M☉/r. Ve spektru kvasaru byly však objeveny i pásy CO a A. Barthem také čáry Fe. Odtud vyplývá hmotnost černé veledíry dokonce 4 GM☉ a dále skutečnost, že předchůdci supernov Ia, které obohatily prostředí kvasaru těžšími prvky, vznikaly velmi záhy; rozhodně pro z > 10! Podobně C. Willott aj. odvodili ze spektra kvasaru, že hmotnost příslušné černé veledíry činí 3 GM☉ a absolutní hvězdná velikost objektu dosahuje -27,8 mag (6 TL☉)!
R. Barkana a A. Loeb našli kvasary SDSS 1122-0229 (Crt; z = 4,8) a 1030+0524 (Sex; z = 6,3), které jsou obklopeny prvotními galaxiemi, vzniklými během první miliardy let po velkém třesku. Podle profilů spektrálních čar je vidět, že halo skryté látky kolem první galaxie obsahuje 2,5 TM☉ a halo druhé galaxie dokonce 4 TM☉ skryté látky. Absorpční čáry ve spektru kvasarů navíc ukazují, že galaxie akreovaly plyn z okolí tempem 1300, resp. 2900 M☉/r, takže se stačily utvořit během 300, resp. 900 mil. let. Počet kvasarů se z >6 tak dle X. Fana aj. stoupl na šest. C. Shields potvrdil platnost lineárního vztahu mezi hmotností černé veledíry a hmotností výdutě galaxie také pro kvasary.
M. Haas aj. využili vzorku 114 kvasarů z přehlídky Palomar-Green a pomocí družice ISO a mikrovlnných radioteleskopů IRAM a JCMT zobrazili jejich energetické spektrum v pásmu od 5 -- 200 µm (v souřadné soustavě spjaté s kvasarem). Našli tak empirickou posloupnost, která začíná chladnými ultrasvítivými infračervenými galaxiemi (ULIRG), dále pokračuje teplými ULIRG, mladými kvasary a vyvinutými kvasary s prstenci, načež končí slábnoucím infračerveným zářením starých kvasarů a vyhaslými kvasary.
M.-P. Véronová a P. Véron uveřejnili koncem r. 2003 již XI. vydání katalogu parametrů kvasarů a aktivních jader galaxií (AGN), které obsahuje bezmála 49 tis. kvasarů, přes 15 tis. AGN (z toho téměř 11 tis. Seyfertových galaxií) a téměř 900 blazarů. Za poslední dva roky se tak počet známých kvasarů prakticky zdvojnásobil, což je především zásluha nových přehlídek oblohy (SDSS, 2dF, 2MASS).
Kamera ACS HST pořídila během 13h expozice v červnu 2002 zatím nejlepší (pětkrát citlivější a dvakrát ostřejší) snímek kupy galaxií Abell 1689 (Vir; 675 Mpc), která sloužila jako mohutná gravitační čočka o průměru 600 kpc v optické soustavě, kde HST je okulárem... Snímek kromě proslulých svítících oblouků (je jich desetkrát více než na předešlých snímcích a mohou pomoci mapovat strukturu skryté látky) a Einsteinových prstýnků zaznamenal také 3 velmi vzdálené (z = cca. 6) galaxie, ačkoliv statisticky jich mělo být 25. Hmotnost kupy odtud vychází na 1500 TM☉.
Prototyp gravitačních čoček, rozštěpený kvasar 0957+561 A,B (UMa) posloužil W. Colleymu aj. k měření zpoždění signálů podél obou trajektorií od obrazů A a B. Měření změn jasnosti složek se účastnilo celkem 12 hvězdáren, takže výsledné zpoždění 417 dnů je zatím nejpřesnější a může proto dobře pomoci při nezávislém měření Hubblovy konstanty rozpínání vesmíru. Naproti tomu rozbor starších pozorování za léta 1992-97 dává podle J. Ovaldsena aj. podstatně vyšší hodnotu 425 dnů. Velmi uspokojivý výsledek však poskytlo sledování zpoždění signálů u čtyřlístku B1608+656 (Dra). L. Koopmans aj. nalezli zpoždění pro tři dvojice obrazů v intervalu od 32 do 77 dnů a odtud za předpokladu platnosti standardního kosmologického modelu obdrželi H0 = (75 ±6) km/s/Mpc.
B. Pindor aj. sestavili algoritmus pro vyhledávání gravitačně čočkovaných kvasarů v přehlídce SDSS. Algoritmus najde všechny dvojice s poměrem jasností menším než 1:10 a separací 0,7 -- 1,5arcsec. Tímto způsobem zatím našli 13 kandidátů na gravitační čočky mezi více než 5100 kvasary, takže jen 4 promile kvasarů jsou čočkovány. Podobné hledání v radiovém oboru spektra na frekvenci 8,4 GHz pomocí anténní soustavy VLA přineslo podle S. Myerse aj. celkem 16 nových gravitačních čoček z pozorování téměř 14 tis. rádiových zdrojů v letech 1994-99. Podle I. Browneho aj., kteří si vybrali u téže VLA pásmo 5 GHz, připadá jedna čočka na 690 zkoumaných zdrojů. Celkem tak studovali 22 čoček, z nichž bylo 9 se dvěma a 9 se čtyřmi obrazy. Zdroj B1359 + 154 (Boo) obsahuje dokonce 6 bodových obrazů téhož kvasaru.
Kuriozitou dle J. Wina aj. je kvasar PMN J0134-0931 (Cet), zobrazený pateronásobně v optickém i radiovém oboru spektra párem gravitačních čoček - spirálních galaxií se z = 0,76 a úhlovou roztečí jen 0,4arcsec. Snad ještě větší raritou je objev R. Fosburyho aj., že kupa galaxií v souhvězdí Rysa (z = 3,36) je čočkována bližší kupou galaxií se z = 0,5. Studium úkazu HST, Keckovým dalekohledem a družicí ROSAT přinesla pozoruhodné výsledky, protože vzdálená kupa je zesílena až o řád a dává tak nenahraditelné poznatky o stavu vesmíru v době asi 2 mld. let po velkém třesku. Jenom v jednom svítícím oblouku se nachází asi milion extrémně horkých (100 kK) modrých hvězd. Přebytek křemíku ve spektru svědčí o výskytu velmi hmotných hvězd I. generace s hmotnostmi 140 -- 260 M☉ a následné překotné tvorbě hvězd II. generace. Prakticky totéž zjistili P. Solomon aj. při studiu rozložení CO a HCN ve čtyřlístku H1413+ 117 (Boo; z = 2,56) pomocí soustavy VLA. Mateřská galaxie kvasaru obsahuje 10 GM☉ hustého plynu, z něhož se překotně tvoří hvězdy tempem 1000 M☉/r. Svítivost galaxie je srovnatelná s ULIRG, ale zásoba plynu se vyčerpá během několika desítek milionů roků.
D. Sluse aj. našli kvasar 1RXS J1131-1231 (Hya; z = 0,66), zobrazený jako Einsteinův prsten mezilehlou eliptickou galaxií se z = 0,30. Díky příznivé konfiguraci je obraz kvasaru zesílen 50krát na 16,6 mag, takže jeho zařazení mezi kvasary patrně neobstojí; spíše jde o aktivní galaktické jádro typu Seyfert 1. V každém případě kvalita zobrazení a relativní blízkost objektu dává velké možnosti pro podrobná měření. Konečně J. Wambganss aj. odhalili gravitačně čočkovaný kvasar SDSS J1004+4112 (LMi; z = 1,73) s rekordní roztečí složek 14,6arcsec, což je dvojnásobek dlouholetého rekordu. Podle N. Inady aj. mají 4 obrazy kvasaru jasnosti 18,7 -- 20,7 mag a mezilehlá gravitační čočka má z = 0,68.
Celkový počet optických a rádiových čoček tak dosáhl 80. Z každých 700 radiově hlučných kvasarů je právě jeden čočkován. S. Casertano aj. uvedli, že na snímcích WFPC HST z náhodně vybraných polí lze měřit tzv. slabé gravitační čočkování, které se projevuje nepatrnou deformací obrazů středně vzdálených galaxií, vznikající na fluktuacích hustoty skryté látky. Další zpracování tohoto úkazu připomíná metodu měření fluktuací reliktního záření, která slouží k určení kosmologických parametrů a struktury hmoty v raném vesmíru. Předností optické metody je přirozeně vysoká úhlová rozlišovací schopnost řádu desítek obl. vteřin v porovnání s měřeními v pásmu mikrovln. B. Scott Gaudi aj. upozornili na zajímavé využití sledování gravitačních mikročoček při měření úhlových průměrů hvězd. Pokud totiž dokážeme sledovat jasnost kaustiky při pohybu čočkované hvězdy s přesností na několik %, lze tak měřit úhly řádu mikrovteřin. Zatímco sledování gravitačních mikročoček v galaktické výduti, popř. ve Velkém Magellanově mračnu, je už standardem, novinkou je projekt sledování mikročoček ve výduti galaxie M31 v Andromedě, nazvaný Wendelstein Calar Alto Pixel lensing Project. Jak uvedli A. Riffeser aj., první výsledky jsou více než překvapující: první dvě mikročočky jevily maximální zjasnění 10x a 64x a trvaly 1,7 a 5,4 dnů. Odtud totiž vyplývají hmotnosti čoček 0,08 a 0,02 M☉, takže jde zřejmě o hnědé trpaslíky!
Dátum poslednej zmeny: 10. novembra 2005