Budou nám stačit prsty? 
Určitě nebudou! 
Jaký je vesmír, v němž žijeme? 
Užitečný golf 
Patrick Moore v Praze a Brně!

 

Geoffrey Marcy na zasedani Americke astronomicke unie (foto Z. Levay a D. Weaver)Budou nám stačit prsty? 
  
Už je to více než rok, kdy počet známých planet mimo sluneční soustavu překonal počet planet obíhajících kolem naší mateřské hvězdy. A jak to tak vypadá, pro extrasolární tělesa nám v těchto chvílích přestávají stačit všechny prsty na rukou a nohou jednoho člověka... 
Největší úrodu donedávna ještě naprosto exotických těles mají v současnosti Geoffrey Marcy a R. Paul Butler z San Franciské univerzity. Právě díky nim článek o novém takovém objektu dnes nikoho nevzruší. 
Oba několik posledních let pomocí speciálního zařízení na Lickově observatoři v Kalifornii a Keckově dalekohledu na Havaji monitorují několik stovek hvězd, které jsou alespoň trochu podobné Slunci, tj. spektrálního typu F (poněkud teplejší než Slunce) až po M (mnohem slabší a chladnější). Jakmile jim to pozorovací podmínky a přidělený přístrojový čas dovolí, otevřou štěrbinu kopule a do zorného pole zrcadlového dalekohledu nastaví jednu hvězdičku předem vybranou ze soukromého seznamu. Fotony, které přežily desítky až stovky let v chladném kosmickém prostoru i průlet "horkou" rozbouřenou zemskou atmosférou, dopadnou na vyleštěný povrch astronomického zrcadla, odrazí se, projdou soustavou dalších zrcátek i čoček, až narazí na zvláštní válcovou nádobku naplněnou jodovými výpary. Světlo, v jehož frekvencích a intenzitách bylo už předem zakódováno ohromné množství údajů o mateřské hvězdě -- povrchová teplota, chemické složení vnějších vrstev, rychlost rotace, rychlost vzdalování -- je najednou obohaceno o něco nového: temné, tzv. absorpční čáry, jakési referenční značky pro další měření. 
Fotony se však řítí dál až do speciálního spektrometru v ceně několika milionů dolarů, jednoho z nejlepších na světě. Zde se světlo stálice rozprskne na duhu s nekonečným množstvím barevných odstínů, jíž pohltí CCD detektor s extrémně velkým rozlišením. 
Informace však i nadále putují rychlostí světla -- lhostejno zda ve formě fotonů po optických kabelech či prostřednictvím elektronů v obyčejné slitině mědi. Každopádně se tak do počítače Marcyho a Butlera, stejně jako jiných badatelů, dostanou údaje, které hvězdáře nejvíce zajímají: Kolik fotonů od dané hvězdy přichází v různých částech elektromagnetického spektra. Právě z této hory čísel lze díky Dopplerovu jevu a s využitím jodových značek po velmi složitém zpracování odvodit s přesností na tři metry za sekundu radiální rychlost hvězdy, tedy rychlost, s jakou se od nás vzdaluje. Jakmile se zjistí, že ta se přísně periodicky -- v malém rozmezí -- mění, tj. že se k nám stálice pravidelně přibližuje a zase vzdaluje, mají Marcy s Butlerem důkaz o existenci neviditelného průvodce s hmotností zpravidla větší než Jupiter. 
Komplikovanost a složitost takového pozorování má samozřejmě své opodstatnění. Kdybyste totiž chtěli z jiné hvězdy dokázat u našeho Slunce existenci Jupiteru, musíte radiální rychlost měřit s přesností kolem tří metrů za sekundu! Když si představíte, že většina hvězdářů bohatě vystačí s radiální rychlostí s chybou jeden kilometr za sekundu, je vám určitě jasné, o jak jemnou práce se jedná. 
Právě tímto způsobem G. Marcy s P. Butlerem na podzim minulého roku doložili existenci dalších pěti planet: Všechny obíhají kolem hvězd, které jsou větší než Slunce, a prakticky všechny blíže než náš Merkur. 
 
Palec:  
HD 187123 je téměř dvojče našeho Slunce, má podobnou hmotnost, věk, chromosféru i dobu rotace. S osmou velikostí je přitom spolehlivě viditelná v triedru -- najdete ji v souhvězdí Labutě. Vzdálenost stálice je 155 světelných let. 
Planeta, která kolem ní obíhá, má hmotnost nejméně půl Jupiteru a oběžnou dobu pouze 3,097 dne. Kresba Lynette R. CookPohybuje se tedy rekordně blízko kolem své mateřské hvězdy: pouze 0,04 astronomické jednotky (šest milionů kilometrů!). Pro srovnání Merkur je téměř desetkrát dál. 
Možná si řeknete, proč se uvádí jen tzv. nejmenší hmotnost planety. Důvod je prostý: neznáme sklon oběžné dráhy i tělesa k zornému paprsku (spojnici Země-stálice). Skutečná hmotnost planety M je přitom rovna součinu M.sin i. Jestliže je i nulové, tj. rovina dráhy oběhu je rovnoběžná k zornému paprsku, pak je samozřejmě změřená hmotnost rovna skutečné. To je pouze ideální případ, v reálném světě jsou možné jakékoli sklony. Samozřejmě, když se i rovná 90 stupňům, nepozorujeme žádné změny radiální rychlosti. 
Pro náhodnou orientaci se bere jako "průměrný" sklon pi/2. Pro něj se počítají všechny uváděné hmotnosti. Skutečná hodnota je pak velmi pravděpodobně nejvýše dvakrát větší či menší. 
Zdá se však, že v případě HD 187123 máme jisté šance hmotnost zpřesnit: Díky malé vzdálenosti 0,04 astr. jednotky totiž dává Marcy s Butlerem asi jedenáctiprocentní pravděpodobnost možnosti, že by planeta při pohledu ze Země mohla přecházet přes hvězdný disk. U takové zákrytové soustavy pak musíme sledovat pokles jasnosti stálice zhruba o jedno procento. Je to sice hodně malá hodnota, nicméně měřitelná. V případě, že se takové změny podaří sledovat, zpřesníme nejen hmotnost planety, ale získáme snad i její velikost. O HD 187123 tudíž zřejmě ještě uslyšíme. 

Ukazováček: 
HD 217107 najdete v Rybách. S jasností 6,2 magnitudy nemá žádné hezčí označení. Prostě se jedná o 217107. položku v katalogu Henryho Drapera (odtud zkratka HD). Leží 64 světelných let daleko a kolem ní oběhne každých 7,11 dne v průměrné vzdálenosti 0,07 astronomické jednotky těleso s hmotností nejméně 1,28 Jupiteru (s chybou čtyři desetiny). Oběžná dráha této planety však není úplně kruhová, nýbrž poněkud eliptická (výstřednost 0,14). 
V současnosti ve světě existuje hned několik systematických programů zaměřených na odhalování větších planet u cizích hvězd. Marcy s Butlerem od dubna 1997 monitorují 120 stálic na Lickově observatoři na kalifornské hoře Hamilton. Od července 1996 mívají k dispozici i první Keckův dalekohled na Havajských ostrovech -- zde průběžně kontrolují na čtyři sta kandidátů. Svůj projekt má i Michel Mayor a Didier Queloz z Ženevské observatoře -- ano, dva astronomové, kteří v roce 1995 v časopise Nature oznámili objev první extrasolární planety. Na základě několikaletého studia totiž zjistili, že hvězda 51 Pegasi s periodou 4,2 dne mění svoji radiální rychlost s amplitudou 56 metrů za se sekundu kolem střední hodnoty -31 km/s (tj. 51 Pegasi se k nám rychlostí 31 km/s přibližuje). Mayor a Queloz detailně studují Dopplerovy posuvy spektrálních čar u 400 hvězd severní oblohy a od konce roku 1997 i pěti set na obloze jižní. 
K těmto projektům se během několika let přidá i devítimetrový Hobby-Eberly teleskop McDonaldovy observatoře. Zde se bude vědecký tým pod vedením Willama Cochrana z Texaské univerzity dívat na několik set dalších hvězdiček. Do roku 2010 tak astronomové zřejmě dokončí první detailní průzkum všech blízkých stálic. 
 

Změny radiální rychlosti hvězdy HD 210277. Její střední radiální rychlost ke -21 kilometrů za sekundu (tj. přibližuje se k nám). Jak ale ukazují přesná měření z Keckova desetimetrového dalekohledu, kolísá v rozmezí 41 metrů za sekundu (150 km/h,tedy takové svižnější auto). Křivka změn přitom není vůbec symetrická, což je neklamné znamení, že planeta o hmotnosti nejméně 1,37 Jupiteru obíhá kolem stálice po velmi výstředné dráze. (Zdroj Marcy, Butler)
 
Prostředníček: 
HD 195019 má prakticky stejnou povrchovou teplotu jako Slunce. Je však poněkud větší, bohatší na těžší prvky a je i starší. Jako hvězdičku sedmé velikosti, tedy na hranici viditelnosti bez dalekohledu, ji hledejte v Delfínovi. Nachází se 120 světelných let daleko a má nejméně jednoho temného průvodce, jehož hmotnost je 3,4 Jupiteru a ve vzdálenosti 0,14 astronomické jednotky (pořád méně než Merkur) oblétne stálici jednou za 18,3 dne. HD 195019 je ve skutečnosti dvojhvězdou (planeta se nachází u jasnější složky). Velmi potenciální obyvatelé zmíněné planety tak mají zajímavý výhled na druhou hvězdu, která se nachází ve vzdálenosti nejméně 150 astronomických jednotek, a která má zhruba stejnou jasnost jako Měsíc v úplňku. 
Možná si řeknete, jak je možné, že zatím objevujeme pouze takové "vařené" Jupitery. Důvod je prostý: současné pozorovací techniky nejsou natolik citlivé, aby mohli odhalit tělesa menší než Jupiter. Zatímco největší planeta sluneční soustavy ovlivňuje radiální rychlost naší mateřské hvězdy až o 12 a půl metru (s periodou 12 let), Země pouze o devět centimetrů za sekundu. Takové změny jsou však srovnatelné s rychlostí pohybu atmosféry Slunce a tudíž pro "mimozemšťany" prakticky neměřitelné. Možná, že se ale časem dočkáme kvalitních počítačů, které umožní takové chaotické posuvy kompenzovat. 
Naopak tělesa, která se nachází mnohem dále od svých mateřských hvězd, byť mají hmotnost i několik Jupiterů, obíhají s periodou i větší než deset roků, a tak je dosavadní pouze několikaleté přehlídky  nemohly spolehlivě dokázat. 
 
Prsteníček: 
Planeta u HD 210277 se poněkud vymyká zmiňovaným třem horkým Jupiterům. Obíhá totiž po výrazně eliptické dráze s periodou 1,2 roku. Nejblíže ke hvězdě je 0,63 astronomické jednotky (zhruba polovina vzdálenosti Merkur-Venuše) a nejdále 1,67 astronomické jednotky (tj. až za dráhou Marsu). Planeta má nejméně 1,3 Jupiteru. Jinak má HD 210277 na pozemské obloze jasnost 6,5 magnitudy a leží 70 světelných let daleko směrem do souhvězdí Vodnáře. 
Kdy se dočkáme prvního přímého portrétu takové planety? Možná, že už brzo. V současnosti na to samozřejmě ještě nemáme. Takový Jupiter se ze vzdálenosti třiceti tří světelných let od Slunce vzdaluje na Zdroj NASApouhou jednu milisekundu. Americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku však po roce 2010 počítá hned se dvěma novými observatořemi: Terrestrial Planet Finder a Planet Imager. 
Oba nám mají zprostředkovat první přímé pohledy do těsných okolí nejbližších hvězd. Terrestrial Planet Finder se detailně podívá, jak se u některých stálic planety rodí z plynoprachových mračen, i jak u jiných vypadají již zcela hotová tělesa. U velmi blízkých systémů, do vzdálenosti padesát světelných let, dokonce umožní zjistit některé jejich základní vlastnosti: velikost, hmotnost a dokonce i chemické složení atmosféry. 
Planet Imager nám tyto planety ukáže v lepším rozlišení než jeden pixel: přinese nám skutečné přímé pohledy na makeup těchto těles (jak by vypadal pohled na naši Zemi v rozlišení 10x10 pixelů je na přiloženém obrázku). Tato observatoř je ovšem dosud jen ve fantazii nejodvážnějších kosmických techniků. Snad se bude skládat ze soustavy velkých vesmírných dalekohledů o základně až několik tisíc kilometrů, je však jisté, že mnohá zařízení, která budou na palubě, je nutné teprve vymyslet. 
 
Malíček: 
HD 168443 je poslední z harému Marcy a Butlera, u které objevili malé těleso. Je 124 světelných let daleko a nachází se v souhvězdí Hada. Planeta této hvězdy má nejméně pět Jupiterů a obíhá kolem s periodou 58 dní. Opět se jedná o velmi eliptickou dráhu (výstřednost 0,54). Díky ní se pěkně tučný Jupiter přibližuje na 0,15 astronomické jednotky a vzdaluje až na 0,45 astr. jednotky (polovina vzdálenosti Merkur-Venuše). Jak ale dodává Marcy, změny radiální rychlosti naznačují, že se jedná o systém, kde je více než jedno takové těleso. 
Při pohledu na tabulku s dosud objevenými planetami u hvězd podobných Slunci nedá hvězdářům spát jedna otázka: "Kde se proboha, taková tělesa vzala tak blízko u svých mateřských planet?". Podle současných představ standardního modelu vzniku sluneční soustavy se velké planety rodily nejméně několik astronomických jednotek daleko. Zde se, v chladných, vnějších oblastech protoplanetárního disku, mohla srážet malá zrníčka z ledu i methanu a postupně vytvářet stále větší a větší tělesa, která nakonec založila jádra velkých planet. Jak se ale u cizích Sluncí mohlo stát, že se podobné objekty nacházejí tak blízko? 
První možností je, že zde skutečně vznikla. S touto variantou je ale tolik problémů, že ji astronomové téměř nepřipouštějí. Existují však vcelku slušné teoretické práce, které ukazují, že sem Jupiterové a Saturnové mohly být dopraveni. V relativně hustém prostřední plynoprachového disku mohla třením okolní tělesa velké planety přitáhnou směrem ke hvězdě. Tělesa se také mohla dostat do rezonance s hustotními vlnami, které mohly ubrat moment hybnosti a přinutit je snížit vzdálenost od hvězdy. 
 
Palec na druhé (nové) ruce: 
Poslední stálice, u které se dnes zastavíme, je HD 13445. Je totiž prvním plodem přehlídky nového dalekohledu Leonarda Eulera o průměru 1,2 metru na Jižní evropské observatoři v Chile. Didier Queloz (Jet Propulsion Laboratory), Michel Mayor (Geneva Observatory) spolu s kolegy oznámili v polovině loňského listopadu první nález: U HD 13445 (jinak též Gliese 86, 6,1 magnitudy, spektrální typ K0, vzdálenost 36 sv. roků) v jižním souhvězdí Eridana. Její hmotnost je kolem 0,8 Slunce a je tzv. dlouhoperiodickou proměnnou. Planeta obíhá kolem hlavní stálice s periodou 15,83 dne ve vzdálenosti 0,11 astronomické jednotky. Přitom musí mít nejméně pět Jupiterů. 
 
Jedna z mnoha věcí, která trápí -- tentokráte však v dobrém slova smyslu -- hvězdáře, je pojmenování nových planet. Zatím jich není mnoho, ale dříve nebo později bude nutné něco vymyslet. Použít standardní způsob -- mythologická jména, jména lidí apod. -- se nezdá příliš praktické. Lze však vymyslet něco jiného? 
 
Jiří Dušek
Podle různých materiálů
 
 
  
Foto STSCI/NASAUrčitě nebudou! 
 
Planety kolem hvězd se hledají různými způsoby. Dosud nejefektivnější jsou přesná měření radiální rychlosti -- tedy rychlosti, s jakou se pozorovaná stálice směrem k nám přibližuje či naopak vzdaluje. Tak lze odhalit v těsné blízkosti hvězdy hmotnější planety typu Jupiter. V poslední době se však do hry dostávají i jiné možnosti a zařízení. Takovým zajímavým "ohařem" se v poslední době stává i Hubblův kosmický dalekohled. Brad Smith, Glenn Schneider a kolegové totiž právě s ním objevili rozsáhlý prachový prstenec, jenž by mohl být nepřímým důkazem o existenci planety u této stálice. Oznámili to na právě probíhajícím setkání Americké astronomické společnosti. Podobnou indicií by mohla být i zvláštní mezera nalezená u jiné hvězdy, jejíž popis přednesl na stejném zasedání tým složený z Alycia Weinberger, Eric Becklin a Murray Silvestone. 
Prachový prstenec zachytil Hubblův dalekohled v okolí hvězdy HR 4796A. Co o ní víme? Leží v jižním souhvězdí Kentaura, zhruba 220 světelných let daleko. Stálice je asi o sedmdesát procent větší než Slunce a je také nejméně deset milionů let stará. "V porovnání se sluneční soustavou, která je řekněme ve středním věku, je HR 4796A teprve v plenkách," komentoval pozorování Brad Smith z University of Hawaii. "Je nesmírně zajímavé, že také prstenec je mladý, a tedy i jakákoli tělesa, která se zde vytvořila, musí být mladší než deset milionů let." 
V centru pozornosti astronomů se poprvé stala roku 1991, když Michael Jura upozornil, že se v jejím okolí nachází nezvyklé množství prachu. Důkazy mu přinesla infračervená družice IRAS. Minulý rok David Alycia Weinberger na prezentaci Americke astronomicke spolecnostiKoerner spolu s kolegy zjistil, že HR 4796A obklopuje tenký disk (s vnitřní, relativně bezprašnou oblastí) o průměru přes dvacet miliard kilometrů (140 astr. jednotek). 
HR 4796A je pozorovatelná i bez dalekohledu. Prachový prsten, který ji obklopuje je  zhruba stokrát slabší a tak není vůbec jednoduché ho v těsné blízkosti stálice spatřit, natož pak určit nějaké jeho vlastnosti. Jeho úhlový průměr je totiž stejný, jako průměr desetníku pozorovaného na vzdálenost více než šest kilometrů. Naštěstí Brad Smith a Glenn Schneider mohli použít Hubblův kosmický dalekohled a speciální koronograf, který malým terčíkem zakryl oslnivě zářivou hvězdu, a umožnil tak sledovat slabé detaily v těsné blízkosti stálice. 
Na portrétech zhotovených kamerou NICMOS se objevil nádherný prstenec (viz obrázky). Začíná asi devět miliard kilometrů od hvězdy a má tloušťku 17 astronomických jednotek. V měřítcích sluneční soustavy by jeho šířka odpovídala přibližně vzdálenosti Marsu a Uranu. "Jelikož má načervenalý odstín," komentuje Schneider, "je zřejmé, že se skládá z mezihvězdných prachových částic." Ačkoli není původ těchto zrnek zcela prokázaný, je velmi pravděpodobné, že se jedná o zbytky po kolizích mezi planetesimálami (kometárními objekty), jež se také pohybují v disku. 
Proč je pozorovaný prstenec nepřímým důkazem o existenci mladých planet? Stačí se podívat po sluneční soustavě, obzvláště na Saturn. "Prsteny obklopující velké planety se udržují díky gravitačnímu působení poblíž obíhajících tzv. pastýřských měsíců," odpovídá dr. Smith. "Malá tloušťka prstenu u HR 4796A naznačuje, že i on je udržován nějakými neviditelnými tělesy, nejpravděpodobněji planetami či jejich zárodky, protoplanetami." Jestliže se jedná o planety, musí být menší než asi deset Jupiterů, cokoli většího by totiž bylo na smících viditelné. 
 
Okolí HD 141569. Hvězdu najdete v souhvězdí Váhy. Leží asi 320 světelných let daleko, je přibližně třikrát hmotnější a 22krát svítivější než Slunce. Odhaduje se, že má pouze jedno procento své životní dráhy za sebou. V jejím okolí se nachází hezký prachový disk s průměrem 60 miliard kilometrů. Takové útvary jsou běžně pozorovány u právě se rodících hvězd, ale pouze u výjimečně malého počtu již dospělých stálic, na tzv. hlavní posloupnosti. Astronomové věří, že je složen z menších i větších prachových částic, zbytků po tvorbě planet.
 
Podobný je i případ HD 141569 ze souhvězdí Váhy (Libra). Stejně jako u HR 4796A se kolem stálice nachází prachový disk, jehož poloměr je přibližně 13krát větší než vzdálenost Neptunu (400 astr. jednotek). Přibližně uprostřed něj se nachází relativně úzká temná mezera o šířce šest miliard kilometrů, která představuje pouze pět procent celkové tloušťky. Vnitřní část prstenu je dle pozorování Hubblova kosmického dalekohledu v infračerveném oboru spektra (1,1 mikrometru) jasnější než vnější. "Nejjednodušší cestou, jak se může v prstenu taková mezera vytvořit, je přítomnost planety," vysvětluje původ této "záhady" dr. Weinberger. "Planeta se ovšem nenachází v pozorované mezeře. Mohla by však při svém oběhu kolem hvězdy vymetat prach a větší tělesa z této oblasti do jiných částí disku." Něco podobného se opět sleduje i v případě planety Saturn. Největší, tzv. Cassiniho dělení, je dokonce snadno pozorovatelné i menšími dalekohledy. 
HD 141569 z Vah a HR 4796A z Kentaura jsou prvními, ale určitě ne posledními výsledky rozsáhlé prohlídky mladých hvězd tzv. hlavní posloupnosti (tj. stejně jako Slunce v centru spalujících vodík na helium), který v poslední době provádí vědecký tým zařízení NICMOS na Hubblově kosmickém dalekohledu. 
 
Jiří Dušek
Podle materiálů NASA
 
 
  
Jaký je vesmír, v němž žijeme? 
 
"Kosmologie není nic jiného, že hledání dvojice čísel," řekl kdysi Allan Sandage, významný americký astronom. Měl na mysli tzv. Hubblovu konstantu H0 a decelerační parametr q0. Jak se zdá, neměl úplně pravdu: současní kosmologové totiž hledají hodnoty hned několika dalších veličin. Jestliže však platí obecná teorie relativity a teorie gravitace, pak těchto několik čísel spolehlivě vyjadřuje celou minulost, současnost i budoucnost našeho vesmíru. Podívejme se proto, k čemu se v posledních letech dospělo: 
Nejdříve by ale bylo vhodné vysvětlit si, jaká čísla vlastně astronomy a také proč zajímají. O Hubblově konstantě jsme na stránkách Instantních astronomických novin psali již mnohokrát. Udává, jak rychle se v současnosti prostor vesmíru rozpíná. I když zde hovoříme o "konstantě", víme, že se tato veličina s časem mění. Dílem proto, že vzdálenosti mezi objekty v rozpínajícím se vesmíru rostou, dílem proto, že se v důsledku gravitačních sil mění rychlost expanze. Hubblova konstanta je tak konstantní jen pro danou epochu, přičemž tu současnou označujeme indexem 0. Převrácená hodnota 1/H0 nám pak udává jak by byl starý náš vesmír, pokud bychom v něm účinky gravitace mohli zanedbat. Jakkoli se nám může tento předpoklad zdát neoprávněný, je zmíněná veličina poměrně kvalifikovaným odhadem stáří současného vesmíru. 
Skutečný věk vesmíru vyjadřuje veličina označovaná, jak jinak, písmenem t. Tu lze ovšem určit i nezávisle, například ze stáří nejstarších objektů ve vesmíru. 
Druhou veličinou, o které se Allan Sandage zmíňuje, je decelerační parametr q0. Ten vyjadřuje jak moc se účinkem gravitace rozpínání vesmíru zpomaluje nebo urychluje (opět samozřejmě v současnosti, proto index 0). 
Hustota veškeré hmoty, která se projevuje svými gravitačními účinky, pro jednoduchost podělená hustotou, která by zabrzdila rozpínání vesmíru v nekonečnu, se v kosmologické literatuře značí Omegam. Pokud je tato hodnota větší než jedna, pak gravitační přitažlivost hmoty v budoucnosti expanzi vesmíru nejen zastaví, ale dokonce obrátí její směr. Namísto rozpínání se vesmír začne opět smršťovat, aby pak v konečné době dospěl do Velkého krachu -- opaku Velkého třesku. Je-li naopak Omegam menší než jedna, bude se vesmír rozpínat do nekonečna. Limitní případ Omegam=1 znamená, že se rozpínání v nekonečnu zastaví. 
Pak je to ovšem i pověstná kosmologická konstanta Lambda, kterou zavedl sám tvůrce dosud nepřekonané gravitační teorie -- Albert Einstein. Při hledání řešení rovnic obecné teorie relativity došel k poněkud překvapivému zjištění, že kromě "klasické" přitažlivé gravitační síly, která jak známo klesá se čtvercem vzdálenosti, se v rozlehlých prostorách vesmíru může uplatnit též i přídavná odpudivá gravitace. Ta je paradoxně přímo úměrná vzdálenosti a navíc  na hmotnosti objektů nezávisí (ta běžná je úměrná součinu hmotnosti). Kosmologická konstanta Lambda se buď uvádí v metrech na mínus druhou, případně v normalizované podobě jako OmegaLambda (OmegaLambda=Lambda/3H02). 
Poslední hodnotou, která popisuje vlastnosti vesmíru, je jeho křivost k. Nabývá jedné ze tří hodnot: +1, 0, -1. Je-li křivost našeho vesmíru rovna mínus jedné pak to znamená, že žijeme v otevřeném vesmíru s časovým počátkem, ale bez konce. V případě plus jedna se mluví o uzavřeném vesmíru s časovým počátkem a koncem, a 0 je limitní situace mezi oběma zmíněnými eventualitami.. 
To jsou tedy nejdůležitější kosmologické veličiny. Všechny z nich lze v principu nějakým způsobem změřit, i když mnohdy kombinací několika různých metod. Většina hodnot sice není známa nijak přesně, nicméně z toho, co víme, je velmi pravděpodobné, že žijeme v otevřeném vesmíru -- začal horkým Velkým třeskem, od té doby se rozpíná, a i když gravitační působení hmoty, jež obsahuje, rozpínání zabrzďuje, rozpínání nikdy nezastaví. 
Jak to tedy vypadá podle odborných článků publikovaných v minulém roce? 
 
Hubblova konstanta H0
Její střední hodnota je H0=65 km/s/Mpc, přičemž krajní meze jsou 50 až 80 km/s/Mpc. Tato hodnota připouští skutečný věk vesmíru v širokém intervalu hodnot od 7 a půl do 22 a půl miliardy roků.
Decelerační parametr q0
S tímto parametrem je to velice svízelné. Zpravidla se o něm dočte, že je právě roven nule, nicméně stejně tak dobře může mít hodnotu někde mezi +0,2, a -0,5. Rozpínání vesmíru se tak možná brzdí, není ovšem vyloučeno, že se může v důsledku nenulové kosmologické konstanty urychlovat. Každopádně měřitelný tento efekt není.
Věk vesmíru t
Věk těch nejstarších známých objektů ve vesmíru (hvězd v kulových hvězdokupách, radioaktivního materiálu apod.) vychází na 11 až 17 miliard let. Poznamenejme, že tento odhad jen velice málo závisí na metodách určení velikosti Hubblovy konstanty H0
Hustota vesmíru Omegam
Omegam = 0,3+-0,1, z toho třetinu tvoří tzv. "horká" temná hmota, pravděpodobně neutrina, dvě třetiny "studená" skrytá hmota, různé těžké exotické částice, o nichž prakticky nic nevíme, protože s naší látkou prakticky neinteragují. Musíme se smířit se skutečností, že běžná viditelná hmota je, co do hustoty, ve vesmíru zcela bezvýznamná. Hustota látky ve vesmíru, která na sebe působí přitažlivou gravitací je podkritická, což znamená, že k žádnému  Velkému krachu v budoucnosti nedojde. 
Kosmologická konstanta OmegaLambda
S ní jsou rovněž značné problémy, velmi obtížně a nespolehlivě se stanovuje. Zdá se však, že se její hodnota je nenulová, pohybuje se kolem 0,65+-0,1. Znamená to tedy, že rozpínání vesmíru významně ovlivňuje odpudivá gravitace. Zdá se navíc, že celková hustota vesmíru zahrnující v sobě hustotu látky i "hustotu vakua" platí, že součet hustot látky a hustoty vakua je právě kritický: Omegam+OmegaLambda=1, tak jak to předpovídá inflační teorie, jež hodnověrně vysvětluje to, odkud se ve vesmíru vzala látka a proč se vesmír vlastně rozpíná.  
Nutnost zavedení kosmologické konstanty značně modifikuje naše představy o minulém a zejména budoucím chování věčně se rozpínajícího vesmíru, v němž máme tu čest žít.
Křivost vesmíru k
Vzhledem k tomu, že hustota vesmíru je právě kritická, musí být jeho křivost nulová. To mj. značí, že k popisu vesmíru vystačíme s klasickou euklidovskou geometrií.  
Vzhledem k tomu, že hustota vesmíru je právě kritická, musí být jeho křivost nulová. To mj. značí, že k popisu vesmíru vystačíme s klasickou euklidovskou geometrií. 
 
Jiří Dušek, Zdeněk Mikulášek
Podle různých materiálů.
 
 
  
Golfova hul a micek na Mesici (foto NASA)Užitečný golf 
 
Golf je sport pro klidnější povahy. Odpálit míček na vzdálenost několika desítek a více metrů není určitě nic jednoduchého. Určitě se také jedná o jeden z nejbezpečnějších sportů. Vždyť co se může stát? Pomineme-li zásah tvrdým soupeřovým míčkem do hlavy či jiných částí těla, můžete si při velkém švihu namoci nějaký ten sval, s přílišného pobytu na Slunci uhnat úpal a při následných oslavách vítězství... ale raději toho nechme. Golf je prostě natolik bezpečný, že se dokonce hrál na Měsíci. Zesnulý Alan B. Shepard si při výpravě Apollo 14 s sebou vzal hůl a dva míčky. Na závěr druhé procházky po měsíčním povrchu první míček odpálil do blízkého kráteru a druhý, jak sám uvedl, odlétl na "míle, míle a míle" daleko. 
Kanaďan Orville Delong by však mohl dodat, že golf je i astronomicky prospěšný: Když totiž 12. července loňského roku hrál golf v ontárijském Kitcheneru, nalezl na hřišti malý meteorit. 
Vesmírný kámen se dostal na Univerzitu v Torontu a tak díky geochemikovi Johnu C. Rucklidgovi, se jedná o kamenný meteorit (chondrit), původem zřejmě z pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Analýza izotopů pak také prozradila, že v meziplanetárním prostoru putoval několik stovek tisíc roků. "Jsem doslova zavalen telefonáty od nálezců meteoritů, ze kterých se pak vyklube vše množné," komentuje dr. Rucklidge. Delongův popis: "černý, ožehlý povrch, pěkné vlasové praskliny" však svědčil, že se jedná o něco výjimečného. Meteorit je nyní samozřejmě důkladně analyzován. 
Z celé příhody je jedno veliké poučení: Je dobré chodit s očima otevřenýma a všímat si, po čem šlapete. Dost možná, že nějaký takový tmavý kámen může být meteoritem. 
 
Jiří Dušek
Podle Sky and Telescope
 
 
  
P. Moore (foto Astronomy Now)Patrick Moore v Praze a Brně! 
 
Tohle si zapište do svých kalendářů: v úterý 19. ledna v 18 hodin v kinosále pražského planetária ve Stromovce a ve středu 20. ledna v 17 hodin ve velkém planetáriu brněnské hvězdárny vystoupí s přednáškou "Sixty Years of Astronomy" významný britský popularizátor astronomie dr. Patrick Moore. 
Dr. Moore (*1923) se v jedenácti letech stal členem Britské astronomické asociace a po druhé světové válce začal působit především jako popularizátor astronomie. Od 27. dubna 1957 až dosud bez jediného přerušení mívá v britské televizi BBC pravidelné měsíční pořady o astronomii pod názvem "The Sky at Night". Je autorem velkého množství populárně-vědeckých knih o různých oborech astronomie a v poslední době se podílí na přípravě anglické verze českého CD-ROM ASTRO 2001. Ve své přednášce shrne zajímavé výsledky astronomie posledních 60 let na základě své osobní zkušenosti. 
Pražskou přednášku bude překládat do češtiny RNDr. Jiří Grygar. Vstup na přednášku v Brně bude bezplatný a překládaná nebude. 
 
Jiří Grygar
¨