Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Žeň objevů 2002 - 5. část

Galaxie - dokončení, kosmologie,...

ŽEŇ OBJEVŮ 2002 (XXXVII.) - DÍL E;PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA


Dátum: 30. októbra 2004

Autor: Jiří Grygar


Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značenyMO, LO, RO.


OBSAH (časť E):

5.3. Místní soustava galaxií

G. Fritz Benedict aj. změřili trigonometrickou paralaxuproměnné hvězdy RR Lyr pomocí pointeru FGS3 HST a dostali takjejí vzdálenost 262 pc. To umožnilo kalibrovat vzdálenostiproměnných tohoto typu ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), odkudpak vyšel modul vzdálenosti (m-M) v rozmezí 18,38 -- 18,53 mag,tj. přibližně 49 kpc. Titíž autoři využili pointeru téžk trigonometrickému určení vzdálenosti prototypu cefeid hvězdydelta Cephei a dostali tak její vzdálenost 273 pc. Odtud pakvychází modul vzdálenosti VMM 18,50 mag. Velmi podobný modul18,49 mag určili D. Alves aj. pomocí polohy polních červenýchhvězd v diagramu H-R v této blízké galaxii. I. Ribas aj. sepokusili zpřesnit modul vzdálenosti VMM na základě pozorování třízákrytových dvojhvězd, čímž obdrželi modul 18,38 mag. Naprotitomu F. Bono aj., kteří určovali modul VMM pomocí klasickýchcefeid, dostali hodnotu modulu 18,53 mag, což souhrnně poukazujena současnou stále ještě nevalnou přesnost v určování vzdálenostigalaxie, která slouží jako počáteční příčka prosluléhokosmologického žebříku určování kosmologických vzdáleností. Titížautoři využili cefeid i k určení modulu vzdálenosti pro MaléMagellanovo mračno (MMM) a dostali tak rozmezí 19,01 -- 19,04mag, tj. vzdálenost 64 kpc.

Rentgenová družice Chandra posloužila R. Di Stefanovi aj.k objevu velmi svítivých rentgenových zdrojů v kulovýchhvězdokupách velké spirální galaxie M31 v Andromedě. Zářivévýkony v tomto spektrálním pásmu dosahují hodnot až 2.1031 W, cožaž o tři řády přesahuje obdobné údaje pro kulové hvězdokupyv naší Galaxii. S. Gottesman aj. využili gravitačních účinků tétoobří galaxie na okolní trpasličí galaxie k přesnějšímu určeníjejí úhrnné hmotnosti 3.1012 MO, přičemž do vzdálenosti 350 kpcod centra je jen 6.1011 MO, což značí, že 4/5 hmoty galaxie senachází v rozsáhlém kulovém prakticky neviditelném halu.

M. Kim aj. revidovali vzdálenost galaxie M33 (Tri)pomocí vrcholu větve červených obrů a hvězd v poli galaxiea obdrželi tak vzdálenost 912 -- 916 kpc, což je o 15% více, nežvyšlo M. Leemu aj. z rozboru světelných křivek 21 cefeid pomocíHST. K. Long aj. využili ultrafialových resp. optických spekterjádra galaxie pořízených STIS HST k odhalení dvou epizod překotnétvorby hvězd, před 40 mil. a 1 mld. let. Při první epizodě se nahvězdy přeměnilo 9 kMO z prachoplynové látky galaxie, kdežto vedruhé vzniklo dokonce 76 kMO hmoty galaxie. V blízkosti jádragalaxie se nachází hvězdná černá díra o hmotnosti 10 MO. Přitom,jak ukázali G. Dubus a R. Rutledge na základě měření družiceChandra, jde o nejsvítivější rentgenový zdroj v celé Místnísoustavě galaxií o stálém zářivém výkonu 1,5.1032 W, což odpovídázáření černého tělesa o teplotě 14 MK.

I. Karečencev zkoumali snímky 18 galaxií v okolí Místnísoustavy ve vzdálenostech 1,3 -- 3,1 Mpc od Slunce. Odtudodvodili, že poloměr Místní soustavy galaxií dosahuje 0,9 Mpca její úhrnná hmotnost činí 1,3 TMO.

5.4. Cizí galaxie

G. di Benedetto využil trigonometrických paralax pro 219cefeid naší Galaxie, které získala družice HIPPARCOS, kekalibraci vzdálenosti galaxií, určované pomocí cefeid. Pro VMMtak dostal modul vzdálenosti 18,59 mag (52 kpc) a pro galaxiiM100 (Vir) vzdálenost (16,1 ± 0,5) Mpc. To pak znamená, žehodnota Hubblovy konstanty Ho, odvozená v klíčovém projektu HSTpomocí pozorování cefeid v blízkých galaxiích, je o 5% přeceněna.K podobnému závěru dospěli též D. Leonard aj., kteří porovnávalivzdálenost galaxie NGC 1637 (And) typu SBc, určenou HST pomocíněkolika desítek cefeid se vzdálenostmi, odvozenými nezávislýmipostupy. Protože v galaxii vzplanula supernova 1999em, vyšlaodtud vzdálenost supernovy (a galaxie) 7,5 -- 8,2 Mpc, zatímcoz vrcholu větve červených obrů vyšla vzdálenost 7,8 Mpc a metodaTullyho-Fischera dala 8,9 Mpc. Určení vzdálenosti pomocí cefeiddává hodnoty o 4 -- 13% nižší, tj. jen kolem 7 Mpc, což začíná býtvážný problém pro kosmologii.

I. Karečencev aj. pořídili pomocí WFPC HST snímky 15galaxií, které příslušejí do skupiny galaxie M81, M82 (UMa)a NGC 2403 (Cam), jež se podobá svým rozsahem a hmotností našíMístní soustavě galaxií. Obdrželi tak průměr modulů vzdáleností27,91 mag (3,8 Mpc) a střední poloměr skupiny 1,05 Mpc, v jejímžokruhu se nalézá 1,2 TMO hmoty, tj. poměr hmotnost/svítivost činí38 (ve slunečních jednotkách pro M a L). Dynamicky určenáhmotnost je docela podobná: z viriálového teorému vycházíhmotnost 1,2 TMO a orbitálních pohybů členů skupiny vůči těžišti2,0 TMO. Odtud též vyplývá, že těžiště skryté látky koncentrovanékolem nejsvítivější galaxie M81 má rychlost 130 km/s vůčilokálnímu Hubblovu rozpínání vesmíru, kdežto centroid celéskupiny galaxií je vůči Hubblovu rozpínání v klidu. Podle H.Mouriho a Y. Tanigučiho obsahuje galaxie M82 středně hmotnoučernou díru o hmotnosti 1 kM0 - 1 MM0, která vznikla splývánímhvězdných černých děr. Během řádově desítek milionů let nabývátoto splývání překotný charakter.

R. Zavala a G. Taylor měřili pomocí radiointerferometru VLBAna frekvencích 8, 12 a 15 GHz Faradayovu rotaci ve výtryscíchobřích galaxií a kvasarů M87, 3C-111 a 3C-120. Zjistili, žev různých bodech výtrysků, vzdálených od sebe pouze jednotkyparseků jsou hodnoty Faradayovy rotace vysoké a rychle se měnívčetně samotného smyslu rotace, a navíc se v daném bodě výrazněmění během času. Extrémní naměřené hodnoty činily -4000 -- +9000rad/m2 a pro kvasary až 40000 rad/m . Přitom magnetické polev jádře galaxie M87 činí v průměru pouze 3,4 nT, tj. cca o 2 řádyméně než máme v jádru naší Galaxie. Podle M. Tsaye aj. je to všakještě stále téměř o řád vyšší indukce magnetického pole než veznámé kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky. G. Taylor aj.měřili magnetická pole kupy galaxií v souhvězdí Kentauraa zjistili, že v centru kupy se indukce magnetického polepohybuje kolem 1 -- 4 nT, kdežto ve vnějších partiích mezi 0,2 --1,0 nT.

Velkým překvapením bylo gigantické rentgenové vzplanutív galaxii NGC 5905 (Dra; vzdálenost 47 Mpc), zpozorovanév červenci 1990 družicí ROSAT, které dosáhlo v maximuneuvěřitelného rentgenového zářivého výkonu 3.1035 W. L. Li aj.nyní přišli s možným vysvětlením, že šlo o slapové roztrháníhvězdy, hnědého trpaslíka, popř. obří planety supermasivní černoudírou v jádře galaxie. G. Hasinger aj. a S. Komossová aj.odhalili přítomnost dvou supermasivních černých děr v galaxiiNGC 6240 (Oph; vzdálenost 100 Mpc) díky dobrému rozlišení družiceChandra. Obě černé díry jsou od sebe vzdáleny 3 kpc, takžesplynou během příštích 100 mil. roků, což se projeví silnýmzábleskem gravitačního záření. V galaxii se v současné doběpřekotně tvoří hvězdy zřejmě díky nedávnému splynutí dvou původněsamostatných galaxií.

A. Wilson a Y. Yang využili družice Chandra k zobrazenía spektrální analýze jádra a výtrysku galaxie M87 (Vir;vzdálenost 16 Mpc) v rentgenovém pásmu a výsledky porovnalis optickými a radiovými měřeními uzlíků ve zkoumané oblastigalaxie. Ukázalo se, že daný uzlík je v rentgenovém pásmu vždyo něco blíže k jádru galaxie než uzlíky optické a radiové, tj. žezdrojem poruch je synchrotronové záření. Radiová měření poskytujípřirozeně nejlepší úhlové rozlišení a jsou možná i ve vzdálenostipouhé 0,01 pc (úhlově 0,0001arcsec) od supermasivní černé díryo hmotnosti 3 GM0, což odpovídá 60 Schwarzschildovým poloměrůmzmíněné černé díry.

Tatáž družice posloužila R. Kraftovi aj. k průzkumupodrobností v rentgenovém výtrysku radiové galaxie Cen A (NGC5128), vzdálené od nás 3,4 Mpc. Výtrysk byl sledován v rozmezí60 pc od jádra galaxie až po 4 kpc, kde má tvar laloku. Přilineárním rozlišení 30 pc se podařilo rozpoznat ve výtrysku 31uzlíků - rázových vln v proudu ultrarelativistických částicurychlovaných synchrotronovým mechanismem. R. Soria a K. Kongvyužili rentgenové družice Newton k podrobnému průzkumu galaxieM74 (= NGC 628; Psc; vzdálenost 9,7 Mpc). Objevili tam 21bodových zdrojů ve vzdálenosti do 5arcmin od jádra; mezi nimirentgenový protějšek supernovy 2002ap 4. den po optickémvzplanutí. Nejsvítivější přechodný rentgenový zdroj dosáhlv pásmu energií 0,3 -- 8 keV výkonu 1,5.1032 W a nejsilnější stálýzdroj v jádře galaxie má 2.1031 W.

Neúnavná Chandra přispěl též k objevu celého předivahorkého intergalaktického plynu, jak ukázali F. Nicastro aj.,C. Canizares aj. a T. Fang aj. Tento plyn tvoří intergalaktické"gravitační řečiště" o teplotách 300 kK až 10 MK, takže nebylvidět při přehlídkách v optickém a ultrafialovém pásmu. Veskutečnosti představuje daleko nejpodstatnější část zářivé hmotyvesmíru, čtyřikrát větší, než kolik obsahují galaxie a kupygalaxií. Lze ho případně pozorovat i v absorpci před vzdálenýmikvasary, což dále potvrdilo jeho přítomnost v podobě křivolakýchvláken, opřádajících vesmírný prostor v grandiózním měřítku. Tatovlákna horkého plynu dokonce prostupují i spirální galaxii M31v Andromedě a také naši vlastní Galaxii.

Podle B. McNamary aj. poukazuje měření z družice Chandra téžna výskyt obřích magnetických bublin ve všudypřítomném žhavémplazmatu o teplotě nad 1 MK kolem kup galaxií. Podle měření prokupu Abell 2597, vzdálené od nás 300 Mpc, je zřejmé, že bublinyv kupě vznikly asi před milionem roků a jsou postrkovány výtryskysilně magnetické plazmy pryč od centrální galaxie. Výtryskyvznikají jako důsledek epizod akrece plynu na supermasivní černoudíru v jádru obří galaxie, jak také ukázali A. Marscher aj.Bubliny nejenom putují prostorem, ale postupně zvětšují svérozměry. Jelikož jsou řidší než okolní prostředí, jsou nadnášenysměrem k vnějšímu okraji kupy galaxií, kam dopravují i silnémagnetické pole vyvěrající z okolí supermasivní černé díry. Každábublina nese nesmírnou energii, odpovídající výbuchu milionusupernov! Když ohřátý plyn na periférii kupy během zhrubamiliardy let vychladne, zhoustne, vrací se do nitra obří galaxiea při akreci na supermasivní černou díru vyvolá nových výbuch,takže koloběh pokračuje. Do intergalaktického prostoru se takdostávají jádra středně těžkých prvků O, Ne, Mg a Si.

Mechanismem radiového vyzařování v okolí supermasivníchčerných děr v jádrech obřích eliptických galaxií se zabýval R.Blandford. Na počátku celého procesu je pád plynu z akrečníhodisku do gravitační jámy černé díry, čímž se uvolní velká částklidové hmotnosti plynu jako volná energie. Prostoročas kolemčerné díry nese velkou rotační energii, což zvyšuje množstvíenergie, kterou elektromagnetické pole odnáší do výtrysků.Ukazuje se, že počáteční rychlost výtrysků dosahuje 0,99ca energie urychlených elektronů a pozitronů řádu 1 TeV.Magnetické pole akrečního disku napomáhá usměrnění svazkua rotační energie černé díry vede k vyzáření rentgenových fotonů.Tím supermasivní černá díra postupně čistí pomyslnou dutinu kolemsebe od hmoty a proto mohou výtrysky dosáhnout tak vysokýchrychlostí a díky silnému magnetickému poli jsou usměrněny v úzkémkuželu proudění. Například radiový zdroj Pic A se vyznačujepřímými výtrysky dlouhými plných 200 kpc. Složitémagnetohydrodynamické výpočty v rámci obecné teorie relativitylze řešit pouze numericky, ale první výsledky jsou velmi nadějné,protože výsledky výpočtů dobře odpovídají pozorování.

C. Itoh aj. objevili pomocí 10 m teleskopu CANGAROO IIdifúzní záření gama v pásmu TeV, které vysílá blízká spirálnígalaxie NGC 253 (Scl; vzdálenost 2,5 Mpc), vyznačující sepřekotnou tvorbou hvězd. Galaxie se vyznačuje nápadnoupřítomností půltuctu velmi jasných rentgenových zdrojů vevzdálenosti do 1 kpc od centra. Jsou to velmi pravděpodobněstředně hmotné černé díry, které migrují do centra, kde postupněsplynou.

L. Ferrareseová se věnovala závislosti mezi hmotnostísupermasivní černé díry v jádru galaxie a globálními parametrytakové soustavy. Především je již delší dobu známo, že hmotnostcentrální černé díry je přímo úměrná hmotnosti příslušnégalaktické výduti v rozmezí tří řádů hmotností. Nyní se všakukazuje, že závisí rovněž na disperzi rychlostí hvězd ve výdutia na hmotnosti tmavého hala, které galaxii obklopuje. Tatozávislost je dokonce nelineární; tj. pro hmotnost hala nižší než500 GMO žádná černá díra v centru vůbec nevznikne.

Velkým překvapením je studie pohybů spirálních ramenv prstencové spirální galaxii NGC 4622 (Cen; vzdálenost 34Mpc), kterou díky snímkům z HST uskutečnili R. Buta aj. Zatímcou naprosté většiny spirálních galaxií se spirální ramena"navíjejí" ve smyslu rotace celé galaxie, NGC 4622 se vyznačujetím, že zatímco vnitřní spirální ramena se sice rovněž navíjejí,vnější ramena se odvíjejí! To lze vysvětlit nejspíše tak, žegalaxie vznikla splynutím dvou spirál s různým smyslem rotace.

Pozorování z HST v letech 1996-97 umožnila N. Momeierové aj.odhalit četné modré uzlíky v galaxii NGC 7673 (Peg; vzdálenost45 Mpc), které autoři považují za hvězdné kolébky milionů nověvznikajících hvězd. Jelikož tvar galaxie je zřetelně deformován,jde prakticky určitě o následek setkání s jinou galaxií, kterábyla svou mohutnější družkou pozřena.

L. Vanzi aj. se věnovali multispektrálním pozorovánímdvojité infračervené ultrasvítivé (1,1 TLO) galaxie IRAS19254-7245 (Pav), vzdálené od nás 247 Mpc a přezdívané"Supertykadla", což značí, že jde o gravitačně silně interagujícíhvězdné soustavy. Na snímcích jsou vidět dvě jasná jádra vzdálenáod sebe 10 kpc a protáhlé chvosty (tykadla) o délce 350 kpc.V soustavě probíhá díky této interakci překotná tvorba hvězdtempem 150 M0/r.

Infračervená přehlídka oblohy v pásmech J a K, zvanáDENIS, umožnila I. Vaughlinovi aj. nalézt poblíž hlavní rovinyGalaxie v galaktických šířkách do ± 15° plných 2018 předtímneznámých galaxií se zvýšenou koncentrací kolem galaktické délkyl = 305°. Objev je významný proto, že pás temné látky v hlavnírovině Mléčné dráhy zakrývá fakticky plnou čtvrtinu oblohy a takzásadně zkresluje statistické údaje o rozložení galaxií.

E. Huová aj. oznámili objev rekordně vzdálené galaxie HCM6A s červeným posuvem z = 6,56, což odpovídá vzhledu galaxiepouhých 800 milionů let po velkém třesku. Její spektrum s jedinouemisní čarou o vlnové délce 915 nm pořídili díky spektrografuLRIS na Keckově desetimetru a usoudili, že jde o červeněposunutou emisi vodíkové čáry Ly-alpha o klidové vlnové délce 122 nm.Za tento úspěch vděčí zesílení světla galaxie průchodemmezilehlou kupou galaxií Abell 370 (z = 0,37; vzdálenost 1,8Gpc) efektem gravitační čočky. Shodou okolností je tato kupavůbec nejvzdálenější v Abellově katalogu. Vzápětí objevili B.Venemans aj. pomocí VLT vůbec nejvzdálenější prakupus centrální radiogalaxií J1338-1942 (Hya) s červeným posuvemz = 4,1. Kupa má oválný tvar o rozměrech 2,7 x 1,8 Mpc, skládá sez alespoň 20 členů a její hmotnost dosahuje 100 TM0. To ukázalo,že hledání vzdálených kup galaxií pomocí svítivých radiogalaxiíje velmi efektivní.

S. Arnouts aj. se věnovali porovnání četnosti červenýchposuvů vzdálených galaxií v severním a jižním hlubokém Hubblověpoli (HDF). Zjistili, že nejslabší spektroskopicky měřitelnégalaxie 27,5 mag mají v obou polích rekordní červené posuvy z = cca.4,5, kdežto nejvíce galaxií má z = cca. 0,8. Vysoká četnost se udržujeaž do z = cca. 3; teprve pak začne galaxií s rostoucím z rychleubývat. K. Lanzetta aj. usoudili z téhož pozorovacího materiálu,že k největšímu vzepětí překotné tvorby hvězd v galaxiích došlojiž 700 milionů let po velkém třesku. S. Oliverovi aj. a R.Mannovi aj. uspěli při ztotožnění 32 objektů z přehlídky HDF-Ss infračervenými protějšky, které zaznamenala družice ISO. Ve 22případech jde o spirální galaxie a galaxie s překotnou tvorbouhvězd; v 8 případech jde o hvězdy naší Galaxie a další objektyjsou pravděpodobně aktivní jádra galaxií (AGN).

Podle S. van den Bergha svědčí snímky HDF o tom, že převážnávětšina bližších galaxií pro z < 1 mají diskový tvar, zatímcovzdálenější (z > 2) mají chaotický vzhled, popřípadě jdeo chuchvalce s výrazným zhuštěním ke středu. Zhruba třetina taktovzdálených galaxií splývá doslova před očima. Přechodné pásmo (1< z < 2) vskutku odpovídá přechodu od splývajících galaxiík diskovým jako je naše Galaxie. Z pozorování též plyne, žeproslulá Hubblova klasifikace galaxií se dobře hodí jen progalaxie se z < 0,5. Nad touto hodnotou z jsou zejména spirálnígalaxie s příčkou naprostou vzácností. V místním okolí Galaxiepatří jen 12 % galaxií mezi pekuliární, kdežto pro z = cca. 0,7 jejichzastoupení roste na plných 46%. S rostoucím z se spirály stávajíchaotičtějšími. Autor navrhuje roztomilou klasifikaci tvarugalaxií pro z > 2: kvazihvězdné, rozmazané, čárkové, pulcovitéa řetízkovité galaxie.

P. Rosatimu aj. se podařilo díky 10denní expozici jižníhohlubokého pole observatoře Chandra (CDF-S) rozlišit rentgenovédifúzní pozadí na 346 diskrétních zdrojů, podobně jako se topředtím již podařilo v poli CDF-N. R. Griffiths aj. uvádějí, žejde převážně o rentgenové dvojhvězdy v běžných galaxiích, kterýchje zejména v mladých spirálních galaxií hodně, protože tam tehdyprobíhala překotná tvorba hvězd. "Bouřlivé mládí" galaxiía kulových hvězdokup vedlo k rychlému vzniku hvězdných černýchděr z nejhmotnějších a nejrychleji se vyvíjejících hvězd. Ty pakpostupně splývaly na střední a supermasivní černé díry v jádrechhvězdných soustav. A. Koekemoer aj. vybrali z jižní přehlídky 40nejjasnějších rentgenových zdrojů a díky snímku HST se 37 z nichpodařilo opticky identifikovat. Většinou jde o opticky slabémodré polní galaxie se z v rozmezí 1 -- 3, a dále pak o různétvarově zajímavé soustavy.

V r. 2001 publikovaly R. Nosková a V. Archipovová nejnovějšíkatalog interagujících galaxií, navazující na proslulé katalogyB. A. Voroncova-Veljaminova, uveřejňované počínaje r. 1959.Současný katalog obsahuje celkem 852 položek a k tomu dále 1162objektů z morfologických katalogů galaxií, publikovaných v letech1962-74.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

D. Farrah aj. zkoumali 9 nadsvítivých infračervených"zaprášených" galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 0,45 -- 1,34pomocí HST. Jejich integrální zářivý výkony vesměs přesahují 10TLO a 6 z nich se podařilo zařadit mezi klasické kvasary, zatímzbývající 3 patří mezi interagující galaxie. Dosud známe 50nadsvítivých infračervených galaxií, pro něž se používá zkratekULIG, ULIRG resp. HLIRG. L. Tacconi aj. se dokonce domnívají, žetyto objekty jsou přímými předchůdci kvasarů. M. Elvis aj.ukázali, že kvasary jsou dobrým zdrojem kosmického prachu, kterýjinak vzniká pouze v atmosférách a hvězdném větru pozdních obrůa veleobrů při teplotách nižších než 2 kK. Prachová zrnka z okolíkvasarů mají vysokou prostorovou rychlost, takže snadno opouštějímateřskou galaxii a přispívají posléze jako kondenzační jádrak tvorbě nového pokolení hvězd.

G. der Bruyn a J. Denettová-Thorpeová přišli s překvapivýminázorem, že rychlá časová proměnnost rádiové emise kvasarů řáduhodin nesouvisí s jejich malými rozměry, ale s interstelárníscintilací - tak jak to před 40 lety předpokládal A. Hewish, kdyžzačal stavět radiointerferometr právě na měření této scintilace- a tak nečekaně objevil pulzary. R. Manchanda odvodil rozboremarchivních údajů o měřeních gama a rentgenové jasnosti prototypukvasarů 3C-273 (Vir; z = 0,16), že data vykazují proměnnostv periodě 13,5 roků, která patrně souvisí s precesí akrečníhodisku kolem supermasivní černé díry.

J. Silverman aj. objevili pomocí družice Chandra dosudnejvzdálenější rentgenový kvasar 2139-2346 (Cap) s červenýmposuvem z = 4,93, jenže vzápětí se W. Brandtovi aj. a S.Mathurové aj. podařilo díky téže družici pozorovat rentgenovézáření všech tří dosud nejvzdálenějších kvasarů, nalezenýchpomocí optické přehlídky SDSS - jejich z činí po řadě 5,8; 6,0a 6,3. Tak se ukázalo, že poměr rentgenového a optickéhovyzařování blízkých i vzdálených kvasarů je týž; žádný vývojovýefekt neexistuje. Dále to znamená, že supermasivní černé díryo hmotnostech řádu GM0 se stihly utvořit splýváním nejpozději 1mld. let po velkém třesku. L. Pentericciová aj. studovali pomocíVLT ESO optické a blízké infračervené spektrum kvasaru SDSSJ1030+0524 (Sex; z = 6,28). Ukázali, že ve spektru jsou vidětčáry kovů, zastoupených dokonce vydatněji než ve Slunci. Toznamená, že pro z v rozmezí hodnot 2 -- 6 žádný vývoj v zastoupeníkovů neproběhl. O jejich výskyt se totiž především zasloužilyvelmi hmotné hvězdy se z = cca. 8, které prožily své termonukleárníobdobí bleskurychle během několika málo milionů let a přispělytak rozhodující měrou k výskytu kovů již v prvních stovkáchmilionů let po velkém třesku. Z. Haiman a R. Cen zjistili, žesupermasivní černá díra v tomto kvasaru má hmotnost nanejvýš 400MM0. Koncem r. 2002 ohlásili X. Fan aj., že díky pokračujícípřehlídce SDSS se podařilo objevit další tři kvasary se z > 6,0;mezi nimi je i rekordně vzdálený QSO 1148+52 (UMa; z = 6,42).Podle A. Dobrzyckého aj. družice Chandra doslova "prokoukla"Velké Magellanovo mračno a daleko za ním odhalila 4 kvasary sez v rozmezí 0,26 -- 1,63. Kvasary se již podařilo identifikovati opticky, což dává báječné možnosti k velmi přesnému změřenívlastního pohybu VMM a hodnot interstelární a intergalaktickéabsorpce.

Prakticky současně se během r. 2002 podařilo oslabit dvě"podezřelé" domněnky o povaze červených posuvů kvasarů. Po řadudesetiletí H. Arp, G. Burbidge a další snášejí argumenty protikosmologickému výkladu červeného posuvu ve spektrech kvasarů,když tvrdí, že existují páry či dokonce větší skupiny kvasarův téže vzdálenosti a směru, které mají naprosto rozdílné - tudížnekosmologické - červené posuvy. Jako příklad uváděli galaxii NGC4319 (z = 0,006) a blazar Mkn 205 (z = 0,07) úhlově vzdálenépouhých 43arcsec, mezi nimiž Arp objevil svítící "most" jako důkazprostorové souvislosti. Nejnovější snímky HST však existencimostu nepotvrdily - jde tedy o pouhou "vizuální dvojhvězdu".Druhou podivnou domněnku o "kvantování" červených posuvů prokvasary už řadu let obhajuje americký astronom W. Tifft, jenžtvrdí, že posuvy z se kupí kolem celistvých násobků "kvantového"čísla 0,061. Tuto domněnku nyní přesvědčivě vyvrátil E. Hawkins,když využil dat o červených posuvech 1647 párů galaxie-kvasarz rozsáhlé přehlídky 2dF a žádné kvantování nenašel.

C. Impey aj ohlásili objev čtvrtého a zatím nejvzdálenějšíhoreálného páru kvasarů LBQS 0015+0239 (Cet) se separací složek2,2arcsec, což při z = 2,45 odpovídá jejich minimální vzájemnélineární vzdálenosti 18 kpc. O tom, že nejde o gravitační čočku,rozhodla měření z pro každou složku páru zvlášť - jejich rychlostvzdalování od nás se liší o 660 km/s. Přehlídka zahrnuje celkem1067 objektů s jasností 16,0 -- 18,85 mag a posuvy z v rozmezí0,2 -- 3,4. Už z této malé statistiky se zdá, že reálné párykvasarů jsou četnější než gravitační čočky, tj. že jeden párpřipadá na 500 kvasarů. To znamená, že splývání galaxií sesupermasivními černými děrami je běžnější, než jsme dosudsoudili. Pátý pár Q2345+007 (Psc; z = 2,15; 3,4 Gpc) rozpoznaliP. Green aj. díky pozorování družicí Chandra, která nenalezlažádnou mezilehlou kupu galaxií, aby se objekt se separací složek7,3arcsec podařilo objasnit jako gravitační čočku. Autoři protousuzují, že ve skutečnosti pozorujeme zatím nejvzdálenější případpočáteční fáze splývání dvou aktivních galaktických jader,obsahujících supermasivní černé díry.

F. Aharonian aj. oznámili, že v polovině května 2002pozorovali pomocí aparatury HEGRA vzplanutí vysokoenergetického(> 1 TeV) záření gama blazaru 1ES 1959+650 (Dra; z = 0,047) ,kdy během necelé hodiny stoupl pozorovaný tok v daném pásmu nadvojnásobek a dosáhl hodnoty 2,2 Kraba. D. Horan aj. nalezlipomocí 10 m Whipplova teleskopu časově proměnné záření gamav pásmu nad 280 GeV od blazaru H1426+428 (Boo; z = 0,13) běhemjeho soustavného sledování od r. 1995, přičemž nejvyšší tokyzaznamenali v letech 2000 a 2001. F. Aharonian aj. pozorovalitento zdroj i nad hranicí energie 1 TeV - jde zatím o vůbecnejvzdálenější detekci tak vysokoenergetického záření gamaz vesmíru. Titíž autoři se rovněž domnívají, že vysoké energiezáření gama z AGN Mkn 501 (Her; z = 0,034) lze objasnit jednakLorentzovým faktorem řádu 107 a jednak neuvěřitelně slabýmintergalaktickým magnetickým polem řádu 10-22 T. Měřitelnésignály jsou ovšem téměř utopeny ve vzdáleném difúzním pozadígama, jehož původ je nejasný. F. Krennrich aj. ohlásili objevsilné proměnnosti záření gama u blazaru Mkn 421 (UMa; z =0,031) v letech 2000-2001 na základě měření 10 m Whipplovýmteleskopem v pásmu 0,38 -- 8,2 TeV. Toky záření kolísaly od 0,4 do13 Krabů, přičemž během zjasnění se maximum energie posouvák vyšším hodnotám.

F. Liu a X. Wu se zabývali rozborem světelné křivkyblazaru OJ 287 (Cnc; z = 0,306) od r. 1890. Ukázali, žev periodě 11,9 r dochází k dvojitým vzplanutím, oddělenýmintervalem 416 d. To lze podle jejich názoru vysvětlit oběhemsekundární supermasivní černé díry kolem primární o hmotnosti400 MM0 po eliptické dráze s výstředností 0,87 - v pericentrudochází i interakci obou černých děr s akrečním diskem kolemprimární složky. V té chvíli se totiž obě černé díry k soběpřiblíží na vzdálenost pouhých 410 Schwarzschildových poloměrů.Jak uvádějí F. de Paolis aj., výskyt binárních supermasivníchčerných děr v blazarech je vcelku běžný.

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

Podle odhadu N. Evanse a V. Bělokurova je v naší Galaxiineustále měřitelných asi tisíc gravitačních mikročočekzjasněných pod 20 mag. Pokud bychom je dokázali pozorovatvšechny, bylo by tak možné přímo určovat rozložení veškeré hmotyv naší Galaxii, která se zřejmě koncentruje jednak v galaktickévýduti a jednak ve spirálních ramenech. To by měla v podstatědokázat astrometrická družice ESA GAIA, která bude vypuštěnaběhem příštího desetiletí.

Počátkem r. 2002 oznámil S. Mao aj., že se jim podařilopozorovat zatím nejdéle trvající gravitační mikročočkuOGLE-1999-BUL-32, nezávisle pozorovanou též v projektu MACHO podoznačením MACHO-99-BLG-22. Zjasnění hvězdy 1805-2834 (Sgr)totiž trvalo plných 640 d, tj. 1,75 roku. To lze vysvětlit jedinětak, že čočkující objekt měl hmotnost několikanásobku M0a pohyboval se vůči hvězdě příčnou rychlostí 79 km/s, což dobřeodpovídá představě o hvězdné černé díře ve výduti Galaxiev galaktické šířce -3,5°. Neméně pozoruhodný dlouhý úkazOGLE-1999-BUL-19 popsali M. Smith aj. Zjasnění díky gravitačnímikročočce trvalo celý rok a jelikož její transverzální rychlostvůči centru Galaxie činila jen 12,5 km/s, Země ji střídavěpředbíhala a zase se opožďovala, což vyvolala přídavná maxima nasvětelné křivce. Odtud lze nakonec určovat trigonometrickouparalaxu mikročočky.

Jak uvedli J. An aj., mezinárodní spolupráce optickýchobservatoří na jižní polokouli (Tasmánie, Austrálie, JAR, Chile)umožnila poprvé přesně změřit hmotnost gravitační mikročočkyv úkazu EROS BLG-2000-5, jenž započal 5. května 2000 v poloze1753-3055 (Sgr), tj. na -2,4° gal. šířky. Podvojnost čočky seprojevila přídavným zjasněním (zubem na světelné křivce) o 0,5mag dne 8. června téhož roku. Rozborem všech měření se zjistilo,že mikročočkou byl červený trpaslík třídy M o hmotnosti 0,6 M0v disku Galaxie ve vzdálenosti 2,6 kpc od Slunce, doprovázenýtrpasličím průvodcem. Pozorovaná hvězda byla patrně pozdním obremK3 ve výduti Galaxie, jejíž jasnost zesílil efekt binárnígravitační mikročočky.

A. Udalski aj. popsali III. verzi projektu OGLE, v němž odr. 2001 sledují centrum Galaxie dalekohledem o průměru zrcadla1,3 m a dokázal v průběhu 45 dnů r. 2001 monitorovat jasnosti 5mil. hvězd s přesností 1,5%. Tak se podařilo najít 46 hvězdslunečního typu (z 52 tis. sledovaných), jejichž jasnosti běhemté doby souměrně nakrátko poklesly. U 43 hvězd byly přechodypozorovány opakovaně v intervalech od 1 do 6 d, což se dánejsnáze interpretovat jako přechody trpasličích průvodců(slabých červených trpaslíků, hnědých trpaslíků či exoplanet).

T. Mizerski a M. Bejger uvedli, že v projektu OGLE II,jenž se týkal hvězd ve výduti Galaxie, bylo jako vedlejší produktobjeveno bezmála 4 tis. proměnných hvězd, z toho 760periodických. Nejvíce (110) bylo těsných zákrytových dvojhvězdtypu W UMa, po nichž následovaly proměnné typu RR Lyr (71).Hlavním výsledkem podrobné analýzy bylo ovšem dodatečné odhalenídalších 12 gravitačních mikročoček. M. Jaroszynski nalezlv materiálu OGLE II za léta 1997-99 celkem 215 izolovanýchmikročoček, ale kromě toho 18 dvojitých mikročoček, z nichž ve12 případech se podařilo sledovat průchod kaustiky. Většinou šloo těsné dvojhvězdy, ale ve dvou případech byl průvodcem hnědýtrpaslík nebo exoplaneta.

D. Reimers aj. zobrazili pomocí STIS HST nový jasný (V =15,3) kompaktní gravitační čtyřlístek v podobě kvasaru HS0810+2554 (Cnc; z = 1,50) se separací složek pouze 0,25arcsec. Nasnímku je slabě patrná i čočkující mezilehlá galaxie. Nový objektse podobá klasickému čtyřlístku PG 1115+08, ale je jasnějšía kompaktnější. Další čtyřlístek našli L. Wisotzki aj. jakokvasar HE 0435-1233 (Eri; z = 1,7) se separacemi složek až2,6arcsec a jasností 17,8 mag. Čočkující eliptická galaxie má z = cca.0,35 a zpoždění signálů činí méně než 10 d. V. Cardone aj.ukázali, že gravitační čtyřlístky dávají přesnější možnostodvození hodnoty Hubblovy konstanty než běžné gravitační čočky,kde obvykle vidíme jen dva obrazy téhož kvasaru. T. Treu a V.Koopmans tak pro zmíněný prototyp PG 1115+080 (Leo; z = 1,72),jehož čočkující galaxie má z = 0,31, odvodili ze zpoždění změnjasnosti složek hodnotu Ho = (59 ± 10) km/s/Mpc. J. Hjorth aj.podobně zkoumali zpoždění variací jasnosti mezi složkamičtyřlístku RX J0911+05 (Hya; z = 2,8) pomocí 2,6 m dalekohleduNOT v letech 1997-2001. Dostali tak zpoždění (146 ± 8) d, přičemžčočkující galaxie má z = 0,8. Odtud pak vychází Ho = (71 ± 10)km/s/Mpc. Podobnou hodnotu Ho = (66 ± 8) km/s/Mpc obdrželi též I.Burud aj. pro kvasar HE 2149-27 (PsA; z = 2,03) se separacísložek 1,7arcsec a zpožděním (103 ± 12) d, kde čočkující galaxie máz = 0,5.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

Veřejnou pozornost v r. 2002 upoutala snad nejvícepodivuhodná informace, že K. Glazebrook a I. Baldry měřením barev200 tis. galaxií určili průměrnou barvu vesmíru. Údajně měl býtvesmír nazelenalý, ale pak autoři odhalili chybu v barevnékalibraci a tak se opravili, že vesmír je bledě krémově žlutý.Takové tvrzení má asi stejnou informační cenu, jako kdyby siněkdo umanul spočítat průměrné telefonní číslo abonentův Praze...

Opravdová kosmologie však předloni nasadila fantastickétempo. Dosavadní představy o tempu vznikání hvězd ve vesmíruovlivnily hluboké snímky z HST. Podle nich se vesmír rozbíhalk překotné tvorbě hvězd docela pomalu a nejvíce hvězd mělovznikat až v polovině jeho dosavadního stáří. Nyní však K.Lanzetta a B. Margon aj. ukázali, že jsme byli jako již tolikrátobětí výběrového efektu, protože HST nezaznamenával dostatečněkrátkovlnné záření vysílané žhavými oblastmi vesmíru. Když setento efekt započte, dostáváme naprosto odlišný obraz: nejvícehvězd vznikalo již pár set milionů let po velkém třesku. Navícšlo o hvězdy s vysokými hmotnostmi, takže jejich životní cyklybyly krátké a prakticky okamžitě se tak vesmír zaplnil zplodinamitermonukleárních reakcí, tj. astrofyzikálními "kovy" - chemickýmiprvky počínaje uhlíkem a konče uranem. Od té doby se tempo tvorbyhvězd neustále snižuje a dnes činí jen desetinu původní hodnoty.Podle M. Dietricha aj. vznikaly hvězdy hojně již ve stáří vesmírupod 0,5 mld. roků, což odpovídá červenému posuvu z = 10. Ještěranější začátek pro z = 20 (300 milionů let po velkém třesku)předpokládají R. Hutchings aj., kteří tvrdí, že hroucení zárodkůI. generace hvězd uspíšilo ochlazování plynu molekulárním vodíkema že hvězdy II. generace (obohacené o kovy) začaly vznikat jeno 10 milionů let později, neboť první supernovy začaly vybuchovatuž 3 miliony roků po vzniku hvězd I. generace.

Celou situaci v raném vesmíru přehledně shrnul M. Rees.Během prvního půl milionu roků po velkém třesku byl vesmír čímdál tím temnější - nejprve měly převahu fotony záření gama, alety se s rozpínáním vesmíru postupně rozmělňovaly nejprve narentgenové a ultrafialové záření a posléze na viditelné světloa záření infračervené. Nastal tzv. šerověk vesmíru, který trvalaž do chvíle, kdy jej začaly ozařovat hvězdy I. generace. K tomubylo potřebí, aby se prvotní téměř homogenně rozložený vodíkovýplyn stlačil do zárodků o plných 25 řádů hustších! Právě kvůlitomu bylo zapotřebí onoho chlazení molekulárním vodíkem. Na konciprvní stovky mil. let po velkém třesku vzniká složitá vláknovástruktura vesmíru s chomáči o hmotnostech řádu 100 kM0. Ty sepoměrně rychle rozpadají na tisíce menších chuchvalcůo hmotnostech desítek M0 a z nich během 2 mil. let může vzniknoutfunkční hvězda o hmotnosti přes 100 M0, jež vzápětí vybuchujejako supernova. Mocné ultrafialové záření masivních hvězd začínádíky reionizaci plynu na jedné straně poněkud rozsvěcovat vesmír,ale na druhé straně vlastní výbuchu supernov na určitou dobuzabrání dalším kondenzacím plynu na další hvězdy. Teprve po delšípřestávce se tvorba hvězd (II. generace) rozběhne naplno, prostormezi hvězdami se ionizací rozzáří - začíná kosmickéosvícenství v čase 0,5 mld. let po velkém třesku.

Podle F. Bertoly jsou myslitelné dva scénáře vznikua vývoje hvězdných soustav - galaxií:

  1. Rozsáhlá mračna prvotního plynu se hroutí a ochlazují,čímž se vytváří zárodek výdutě galaxie, z níž se posléze oddělíplochý disk, jenž vytváří v galaxii spirální ramena
  2. Nezávislé drobnější fluktuace hustoty se smršťují nadisky a jejich splýváním vzniká galaktická výduť. Kolem výdutěvzniká disk a dvě spirální ramena.
Splýváním spirálních galaxií vznikají obří eliptickégalaxie. Galaxie jsou obklopeny rozsáhlým halem, jenž obsahujedaleko největší část jejich hmoty. Tak např. naše Galaxie má vevýduti a disku asi 200 MM0, ale v halu 2 TM0 hmoty. Ze zploštěníhala lze dokonce usuzovat na rozložení skryté látky (dark matter)v okolí galaxie. Výdutě galaxií mají vždy asi o 3 řády více hmotynež je hmotnost supermasivní černé díry v jejich centru.

Pro výzkum velkorozměrové struktury vesmíru do vzdálenosti300 Mpc (z = 0,3) má klíčový význam dokončení přehlídky 2dF,vykonané pomocí 3,9 m AAT v Siding Spring. Podle M. Collese bylaběhem 5 let za 272 jasných nocí pořízena spektra více než 220tis. galaxií, rozložených na 5% plochy oblohy; díky vláknovéoptice se dalo naráz pořídit 400 spekter galaxií do 19,5 mag.Projekt se rozběhl v říjnu 1997 a byl dokončen v dubnu 2002. Jehozpracováním se podařilo získat důkaz, že velkorozměrové strukturyvznikají z gravitačních nestabilit, a že celková látka vesmírutvoří asi 1/3 kritické hmoty vesmíru. Místní hodnota Hubblovykonstanty pak činí (72 ± 7) km/s/Mpc. Horní hranice klidovéhmotnosti neutrin je 1,8 eV/c2. Naše Galaxie se pohybuje směremk souhvězdí Hydry rychlostí 600 km/s díky přitažlivosti kupygalaxií v Panně (200 km/s) a Velkého poutače o hmotnosti 1017 M0a vzdálenosti 65 Mpc od nás (400 km/s).

Zrychlující se rozpínání vesmíru je podle A. Clocchiattihoaj. potvrzeno studiem světelných křivek pěti supernov třídy Ia,jež byly pozorovány v první třetině r. 1999 a jejichž z sepohybují v rozmezí 0,46 -- 0,54. Ukázalo se, že tyto supernovyjsou asi o 0,25 mag slabší, než by měly být, kdyby se dodnesrozpínání vesmíru zpomalovalo. To je dle N. Bebíteze aj.v souladu s pozorováním rekordně vzdálené supernovy 1999fftřídy Ia (z = 1,7), která je naopak o 1,25 mag jasnější než byměla být podle standardní kosmologie, což lze souhrnněnejsnadněji vysvětlit právě novou akcelerací vesmíru, jež podleA. Riesse začala asi před 7 mld. let (z = 1,0).

Další novinkou, která souvisí s potvrzeným zrychlujícím setempem rozpínání vesmíru v posledních 7 miliardách let, je podleA. Loeba a M. Tegmarka omezení kauzálních kontaktů ve vesmírukosmickou cenzurou. Cenzura znemožňuje, abychom v současné doběposlali signály do vzdálenosti větší než odpovídá z = 1,7.Podobně se nikdy nic nedozvíme o galaxii či kvasaru, jehožz = 5 (tj. které vidíme, jak vypadali 2 mld. let po velkémtřesku), jak zestárnuli na více než 6 mld. let! Podle E.Gudmundssona a G. Björnssona všechny objekty ve vzdálenostech,odpovídajících z > 1,7 jsou už teď pro nás za hranicí tzv. obzoruudálostí (kauzálního kontaktu) a absolutní vzdálenost tohotoobzoru činí 5,1 Gpc.

M. Jacob aj. shrnuli výsledky pozoruhodného sympoziao astronomii, kosmologii a základní fyzice, které v březnu 2002uspořádaly v německém Garchingu tři prestižní evropské vědeckéinstituce (ESO - CERN -ESA). Díky družicím ROSAT, Chandraa Newton se podařilo objasnit pravou podstatu difúzníhorentgenového pozadí. Jde jednak o akreci látky na supermasivníčerné díry v jádrech vzdálených galaxií a dále o aktivnígalaktické jádra. Data z mikrovlnné družice WMAP potvrzují závěr,odvozený nejprve ze sledování jasností vzdálených supernov třídyIa, že v druhé polovině své dosavadní existence se vesmír rozpínáčím dál tím rychleji. Kombinací údajů z WMAP a přehlídek 2dFa SDSS se podařilo zpřesnit základní kosmologické parametry:vesmír je geometricky plochý, obsahuje 5% baryonů, 25% skrytélátky a 70% skryté energie.

Díky pokroku částicové fyziky se daří popsat vývoj velmiraného vesmíru v čase pod 1 pikosekundu a pomocí optických,radiových a rentgenových měření vývoj vesmíru v čase od 100 mil.roků po velkém třesku. Standardní model částic, z nichž se skládáhmota, je ověřen s vysokou přesností. Konstanta jemné strukturyalpha nezávisí zřejmě na době trvání vesmíru, což nezávisle potvrdiliS. Landau a H. Vucetich z pozorování rozpadových produktův přírodním atomovém reaktoru v Oklo v Gabunu, jenž fungoval před1,8 mld. roků.

Od budovaného urychlovače LHC v CERN pro energie srážek až14 TeV lze očekávat objev Higgsova bosonu a možná i prvníchsupersymetrických částic. Pro studium částic a fotonů velmivysokých energií se chystají nové družice SWIFT, GLAST a EUSO; nazemi pak observatoř Pierra Augera. Velké naděje se vkládají dovylepšení detektorů gravitačního záření LIGO, VIRGO aj. Pro nízkéenergie mikrovlnných fotonů se buduje v Chile obří soustavamikrovlnných radioteleskopů ALMA a po r. 2011 odstartujeastrometrická družice nové generace GAIA, která patrně najde asi20 - 30 tis. exoplanet.

Kosmologie se zkrátka dává do svižného pohybu na jednéstraně díky přesnějším a dříve neuskutečnitelným měřením velmivzdálených objektů včetně zábleskových zdrojů záření gama,fluktuací v reliktním zářením a prvním odhadům prostorovéhorozložení zářící i skryté látky a na druhé straně proto, žeteoretici přicházejí se stále novými resp. staronovými nápady,které dovádějí často ad absurdum, protože je nikdo nedokážeověřit či vyvrátit pozorováním nebo laboratorním experimentem.Tak se např. P. Steinhardt a N. Turok, ale třeba i A. Aguirrea S. Gratton, snaží oprášit dávné koncepce cyklicky seopakujícího časově nekonečného vesmíru, anebo myšlenku ustálenéhostavu vesmíru. Nechci tím však čtenářům plést hlavu, protože mámpocit, že jde spíše o krátkodobé výkřiky do tmy než o začáteklepšího pochopení stavby a vývoje vesmíru. Ostatně mají titoodvážlivci i své přísné kritiky, zejména pak proslulého ruskéhokosmologa A. Lindeho. Vždy si při těchto hrátkách opakujivýstižný výrok J. Wheelera: "Nikdy nespěchej za tramvají, krásnouženou nebo kosmologickou domněnkou. Za pět minut se objevídalší."

A tak nakonec na mne v úvahách o kosmologii r. 2002 udělalonejvětší dojem bezmála filosofické zamyšlení C. Impeyeho, kterýse sám sebe otázal, zda má vesmír estetické kvality. Jehoodpověď zní, že ano, a to by podle mého soudu měly respektovatbudoucí kosmologické domněnky či dokonce teorie. Vesmír zřetelněvyužívá kooperativních jevů, jimiž se z chaosu tvoří řád, alesoučasně se řídí zákonem růstu entropie, čili neuspořádanosti.Rovněž tak je překvapující, jak skvěle se hodí tak umělýa abstraktní lidský výtvor jako matematika k popisu reálnýchsituací a dějů ve vesmíru. Vesmír často sází na náhodu, alesoučasně dává přednost souměrnostem... Nakonec se však i Impeyutíká o pomoc k J. Wheelerovi, když cituje jeho další kouzelnétvrzení: "První otázka, kterou bychom si měli položit, zní arcminPročexistuje něco spíše než nic?arcmin Neboť nic není jednodušší nežněco."

6.2. Problém skryté hmoty

Nedávné dokončení již zmiňované přehlídky galaxií 2dFpřispělo k potvrzení shodného prostorového rozložení zářícía skryté látky (dark matter) ve vesmíru, přičemž skryté látkyje přibližně 7x více než látky zářící. Právě z toho důvodu jevívelmi svítivé galaxie vyšší zhuštění a shlukují se více než běžnépolní galaxie. Podle R. Mendéze lze získat dobré údaje o skrytélátce v Galaxii z rozložení vlastních pohybů slabě zářícíchhvězd, což je nyní možné zjistit díky měřením z HST. Autor sedomnívá, že na základě rozložení populace starých bílýchtrpaslíků v tlustém galaktickém disku a halu lze prokázat, žeprávě tato populace představuje veškerou skrytou látku uvnitřnaší Galaxie. Obecně však zůstává povaha skryté látky ve vesmírustále nejasná. Neutrina nemohou představovat více než 1/5 skrytélátky vesmíru, protože horní mez hmotnosti neutrin kleslazásluhou nových pozorování na 1 eV/c2.

Podle M. Tegmarka vyplývá z přehlídky červených posuvů vícenež 250 tis. galaxií (2dFGRS), že i skrytá energie (darkenergy) opravdu existuje a tvoří asi 70% celkové hmoty-energievesmíru. Skrytá energie je v prostoru rozložena naprostorovnoměrně a je zdrojem odpudivé síly, jejíž velikost roste sevzdáleností a stářím vesmíru! Naproti tomu si A. Linde myslí, žetoto kosmické zrychlování jednou skončí a přejde naopakv globální gravitační zhroucení, možná již za nějakých 10 miliardroků. V každém případě má zajisté pravdu M. Turner, že existenceskryté energie ve vesmíru má klíčový význam jak pro pochopenívýsledků soudobé kosmologie tak pro jednotnou teorii chováníčástic v extrémních fyzikálních podmínkách.

6.3. Základní kosmologické parametry

F. Teerikorpi a G. Paturel upozornili na soustavnépřeceňování hodnoty Hubblovy konstanty HO, odvozovanéz pozorování cefeid ve vzdálenějších galaxiích. V takovém případěvidíme totiž jenom nejsvítivější cefeidy, které podle příslušnéhovztahu perioda-svítivost mají nejdelší periody. To má zanásledek, že vzdálenosti těchto galaxií jsou podceněny tím více,čím je galaxie vzdálenější a v důsledku toho je HO přeceňována.Pokud opravíme odvozenou hodnotu HO o tento výběrový efekt,dostáváme pak z pozorování cefeid HO = cca. 55 km/s/Mpc. Naproti tomuI. Karečencev odvodili z měření červených posuvů 36 blízkýchgalaxií, kde se zmíněný efekt téměř neuplatňuje, že lokálníhodnota HO = (73 ± 15).

V. Cardone aj. využili gravitačních čoček - čtyřlístkůk nezávislému odhadu Hubblovy konstanty měřením relativníhozpoždění signálů v jednotlivých bodech čtyřlístků a obdrželi takHO = (58 ± 17). Podobně C. Fassnacht aj. určovali zpožděnísignálů pro čtyřlístek B1608+656 (Dra) a odtud dostali HO = (63± 2). C. Kochanek však soudí, že tato metoda je zatím velminejistá, neboť rozličné čočky dávají HO v rozmezí 48 -- 71v obvyklých jednotkách.

C. Pryke aj. určovali pomocí interferometru DASIv Antarktidě v nadmořské výšce 2,8 km kosmologické parametry HO= 72; OmegaO = (1,00 ± 0,04) - úhrnná hustota vesmíru se tedy rovnáhustotě kritické, což svědčí o kosmologické inflaci; Omegam = (0,40± 0,15) - to je součet zářící a skryté látky; OmegaLAMBDA = (0,60 ±0,15) - což je skrytá energie. V Antarktidě také startoval koncemr. 1998 stratosférický balón nesoucí radiometr BOOMERAnG, jenžměřil flktuace reliktního záření ve výšce 39 km nad zemí po dobu257 h na frekvenci 150 GHz s úhlovým rozlišením 10arcmin -- 2,4°. C.Netterfield aj. uveřejnili v r. 2002 komplexní zpracování tohotojedinečného experimentu, který umožnil zkoumat akustické spektrumfluktuací do vysokých stupňů polynomu. I těmto autorům vyšlahustota vesmíru prakticky rovná hustotě kritické, podíl skrytélátky 0,3 a skryté energie 0,7 jakož i HO = (67 ± 9).

G. Efsathiou aj. odvodili z přehlídky 2dF a rovněžz anizotropie reliktního záření, že kosmologická konstantaLAMBDA se pohybuje v rozmezí 0,65 -- 0,85, což je v dobré shoděs nezávislými určeními poměru skryté energie ku kritickéhmotnosti vesmíru = cca. 0,7. K. Z téhož materiálu určili J. Percivalaj. HO = 66 a Omegam = 0,31. K. Grainge aj. využili k určeníkosmologických parametrů Sunjajevova-Zeldovičova efektu (SZ)poklesu teploty reliktního záření v kupách galaxií. Vybrali sikupu galaxií Abell 1413 (Com; z = 0,14) a obdrželi tak HO = (57± 20); OmegaO = 1,0; ale kupodivu OmegaLAMBDA = 0 ! Podobně E. Reese aj.měřili efekt SZ v 18 kupách galaxií v rozmezí červených posuvůz 0,14 -- 0,78 a obdrželi tak HO = (60 ± 15). Srovnánímdosavadních nejlepších určení kosmologických parametrů se zabývalM. Turner a dospěl tak ke kritické hustotě vesmíru 1.1026 kg/m3,přičemž Omegam = (0,33 ± 0,04) a Omegabaryony = (0,039 ± 0,008).

6.4. Reliktní záření

Ačkoliv bylo reliktní záření objeveno víceméně bezděčně ažv r. 1965 A. Penziasem a R. Wilsonem (kteří se za tento epochálníobjev stali r. 1978 nositeli Nobelovy ceny za fyziku), ještě vícebezděčně a ovšem nepřímo bylo fakticky pozorováno již v r. 1937americkými astronomy T. Dunhamem a W. Adamsem ve spektrumezihvězdného dubletu čar excitovaného stavu molekuly CNo vlnové délce 387,46 a 387,58 nm. Toto pozorování vysvětlil v r.1941 v článku v časopise PASP 53, č. 314, str. 233 další AmeričanA. McKellar jako důsledek excitační teploty kosmického prostoru2,3 K - tj. jen o 16% nižší než je pozorovaná teplota reliktníhozáření, které tuto molekulu vskutku excituje.

Nyní se P. Molarovi aj. podařilo poprvé změřit teplotureliktního záření v dávné minulosti vesmíru tím, že studovalijeho teplotu pomocí absorpčních čar molekulárního vodíku v okolíkvasaru QSO 0347-3819 (Coe), jehož z = 3,0. Teorierozpínajícího se vesmíru dává pro tuto vzdálenost (a tedyminulost cca 11 miliard let) teplotu 10,97 K, zatímcoz pozorování vyšlo (12,1 ± 2,4) K, což je zajisté velmiuspokojivý souhlas.

C. Blake a J. Wall hledali dipólovou anizotropiireliktního záření pomocí rozložení vzdálených radiogalaxiís červeným posuvem z = cca. 1,0 po 82% oblohy v galaktických šířkáchnad ± 15°. Efekt anizotropie totiž zesílí záření radiogalaxiíjednak usměrněním díky efektu speciální teorie relativitya jednak vlivem Dopplerova principu. Dostali tak rychlost pohybuZemě vůči poli reliktního záření 370 km/s a polohu apexu dráhyZemě velmi blízkou hodnotě odvozené přímo z anizotropiereliktního záření. Amplituda souhrnného efektu činí asi 2%střední hodnoty rovněž ve shodě s očekáváním.

Aparatura DASI v Antarktidě přinesla v r. 2002 epochálníobjev polarizace reliktního záření, což dává v principu novounezávislou možnost studovat fluktuace v rozložení zárodečné látkyvesmíru s větší přesností než to umožňuje rozložení teplotníchfluktuací. Podle J. Calstroma aj. první přes 200 dnů trvajícíměření ve dvou úsecích oblohy o průměru 3,5° potvrzují teoriivelkého třesku, jejímž důsledkem je mimo jiné rozptyl světla navolných elektronech v raném vesmíru, kterým se polarizují fotonyreliktního záření. E. Leitch aj. a J. Kovac aj. zpracovaliobsáhlý pozorovací materiál o fluktuacích teploty a polarizacereliktního záření s úhlovým rozlišením 1°, získaný pomocí DASIběhem dvou let, a dostali tak obraz o vzhledu vesmíru ve stáří400 tis. roků po velkém třesku.

6.5. Kosmické záření

Jak uvedli V. Dogiel aj., většina pozorovaného kosmickéhozáření pochází ze zdrojů v naší Galaxii. Hlavními dodavatelikosmického záření jsou supernovy, jejichž energetický výkondosahuje 1035 W, z čehož na urychlené baryony připadá až 5.1033Wa elektrony 3.1033W. Podle R. Plagy je dokonce možné, žev supernovách vznikají i velmi energetické částice kosmickéhozáření s energiemi nad tzv. kolenem (= cca. 4 PeV) a Fermihourychlovací mechanismus II. řádu v supernovách s energií explozenad 1046J dokáže prý dokonce urychlovat částice na extrémníenergie v pásmu UHE (= cca. 100 EeV). Podle D. Torrese aj. a E. Boldtaaj. však tyto rekordní energie mají původ v komplexu "vyhaslýchkvasarů" - galaxií NGC 3610, 3613, 4589 a 5322 v souhvězdí VelkéMedvědice. Taková tvrzení je však těžké ověřit nebo vyvrátit,protože částice takových energií dopadají na čtvereční kilometrzemského povrchu v průměru jednou za desetiletí! Nejradikálnějšídomněnku však uveřejnili Z. Li aj. kteří hledají původ UHE částicv rázových vlnách kolem zábleskových zdrojů záření gama, odkudprý mohou přicházet také energetická neutrina.

A. Gluškov a M. Pravdin zveřejnili výsledky pozorováníčástic kosmického záření s energiemi v pásmu 100 -- 400 PeV, ježse uskutečnilo v průběhu let 1974-2001 pomocí aparatury ŠALv Jakutsku. Statistika naznačuje, že o něco více částic přicházípřibližně z roviny místní supergalaxie, což by svědčilo o tom, žerozložení zdrojů tohoto energetického záření souvisís velkorozměrovou strukturou vesmíru. W. Bednarek poukázal naměření kosmického záření o energiích řádu EeV v projektech AGASAa SUGAR a soudí, že jejich zdrojem je oblast jádra našíGalaxie. Odtud by měla přicházet také vysokoenergetickáneutrina, jejichž detekce se očekává např. v antarktickémexperimentu IceCube.

J. Alvarezová-Munizová aj. studovali rozložení 59 úkazůs energiemi primární částice nad 40 EeV, jak je za poslednídesítky let zachytily aparatury v Akeno (AGASA, Japonsko) a dálev Jakutsku, Haverah Parku (Velká Británie) a Volcano Ranch (NewMexico, USA). Celkem tak našli 8 dubletů (poloha zdrojů na oblozev úhlové vzdálenosti pod 2,5°) a dva triplety. Je otázka, zda jdeo reálné objekty anebo o náhodu, což při malé statistice nelzejednoznačně rozhodnout. A. Olintová upozornila na systematickýrozdíl mezi energiemi UHE částic z observatoře AGASA (pozemnídetektory) a HiRes (Utah, USA), kde se používá atmosférickýchfluorescenčních detektorů. AGASA údajně pozoruje částices energiemi nad tzv. limitem GZK, kdežto HiRes nikoliv. Proto ses takovým zájmem čeká na první pozorování z mezinárodníobservatoře Pierra Augera v argentinské pampě, která přidetekční ploše 3000 km2 bude právě 30krát větší než AGASA a navícbude používat současně obou detekčních metod, což téměř určitězlepší i kalibraci stupnice energií částic. Observatoř má zahájitplný provoz v r. 2006, ale první výsledky z rozestavěné aparaturylze očekávat už během r. 2005.

6.6. Jaderná, částicová a relativistická astrofyzika

V dubnu 2002 oznámil na tiskové konferenci vedoucí projektuSNO v Kanadě A. McDonald, že neutrina ze Slunce mění během letuk Zemi svou vůni (oscilují), což značí, že neutrina mají kladnouklidovou hmotnost, která se pro různé vůně navzájem liší ccao 0,01 eV/c2. Za pozorovaný deficit slunečních neutrin tak můženedostatečnost standardního modelu částic, kdežto výpočetvýtěžnosti termonukleárních reakcí ve Slunci (a obecně vehvězdách) je správný. Jak se má však standardní model pozměnit,není dle E. Wittena dosud jasné. Pravděpodobnost oscilací jetotiž úměrná velikosti tzv. mixážního úhlu pro neutrina, jenž jedle současných měření podstatně větší než předvídá teorie.Oscilace též naznačují, že klidová hmotnost všech druhů neutrinčiní několik desetin eV, zatímco díky skutečnosti, že neutrinavykazují levotočivý spin, by měla mít klidovou hmotnost přesněnula. Východiskem z této podivné situace může být narušení dosudposvátného principu zachování leptonového čísla při interakcíchčástic. Nedávno byl totiž pozorován rozpad germania na selen přitzv. dvojitém rozpadu beta elektronů a antineutrin, přičemž byloleptonové číslo porušeno dokonce o dvě jednotky! Při současnénízké přesnosti takových měření je však obtížné odhadnout, jak tovše nakonec dopadne.

C. Schuster aj. vyšli z pozorování fotonů gama pro 60blazarů, jež zkoumala aparatura EGRET na družici Compton, a odtudusoudili, že jádra blazarů vysílají také vysokoenergetickáneutrina v pásmu 100 GeV - několik TeV, která by se dala zachytitbudovanou aparaturou IceCube v antarktickém ledu. To by jistěvelmi pomohlo při určení povahy urychlování částic v blazarecha AGN.

Pro nedostatek financí se bohužel neuskuteční plánovanýpokus se zachycováním neutrin, vysílaných z urychlovače v CERNpoblíž Ženevy do podzemního detektoru neutrin pod pohořím GranSasso v Itálii, což by pomohlo upřesnit parametry neutrinovýchoscilací. Naštěstí nezaváhali Japonci, kteří mají v dole Kamiokainstalován experiment KamLAND, což je koule o hmotnosti 1000 t,naplněná minerálním olejem a organickým rozpouštědlem. Detektorje schopen zachytit antineutrina, vznikající rozpademradioaktivních prvků v 17 jaderných reaktorech rozesetýchv japonských atomových elektrárnách. Při srážce antineutrins protony v kapalině v detektoru KamLAND dochází k inverznímurozpadu beta, při němž vzniká neutron a pozitron. A. Suzuki aj.tak za půl roku pozorovali 54 pozitronů, ačkoliv podle výpočtu byjich měli zaznamenat 87. To značí, že během letu neutrinz reaktoru do detektoru dochází vskutku k oscilacím na mionováa tauonová antineutrina, v souladu s již citovaným výsledkemaparatury SNO. Kdyby se podařilo zvýšit citlivost detektoru, byloby tak možné sledovat i antineutrina, jež vznikají při rozpaduradioaktivních prvků uvnitř Země a tak odhadnout jejich množství.

M. Amorettimu aj. v CERN se podařilo vyrobit pomocíaparatury ATHENA 50 tis. atomů chladného antivodíku, což jevýznamný pokrok proti 9 relativistickým atomům antivodíku,získaným v CERN r. 1996. V experimentu autoři smíchaliantiprotony s pozitrony v kryostatu, v němž indukce magnetickéhopole dosahovala 3 T. Autoři se nyní pokoušejí podrobně srovnatvlastnosti antivodíku a obyčejného vodíku, což by byl dalšívýtečný test platnosti standardního modelu částic.

U. Leonhardt poukázal na laboratorní analogii obzoruudálostí v okolí černé díry pomocí zpomaleného světla v atomovémprostředí. Tak např. lámání světla v obyčejné duze by mělo véstk nekonečné intenzitě pozorovaných barevných paprsků, jenže nictakového se v praxi nestane, protože překotnému růstu intenzityzabrání vlnová interference světla. Podobně zabraňují kvantovéefekty v okolí černé díry vzniku singularity tím, že zde vznikápověstné Hawkingovo záření. To je současně návod, jak řešiti jiné fyzikální paradoxy.

S. Koide aj. si povšimli, že jak aktivní jádra galaxií takzábleskové zdroje záření gama i mikrokvasary v naší Galaxii sečasto vyznačují protiběžnými relativistickými výtrysky. Autořisoudí, že za to mohou mechanismy extrakce (dolování) energiez černé díry v jádře objektu. V r. 1969 navrhl R. Penrose přímouextrakci rotační energie černé díry a o osm let později přišli R.Blandford a R. Znajek s nápadem, že tuto extrakci vykonáváextrémně silné magnetické pole v okolí černé díry. Podle J.Millera aj. umožnila rentgenová měření černých děr vedvojhvězdách na jedné straně a v Seyfertových galaxiích na druhéstraně ověřit tak platnost obecné teorie relativity v intervaluhmotností 1 : 106.

M. van Putten a A. Levinson ukázali, že větší část rotačníenergie Kerrovy černé díry se vyzáří v podobě gravitačních vln,kdežto menší část se uvolní v podobě výtrysků v prostředí chudémna baryony díky magnetickým siločarám vybíhajících do okolníhoprostoru. Černé díry mají totiž tendenci vyčistit své nejbližšíokolí od baryonů. Q. Yu se zabýval vývojem párů supermasivníchčerných děr při splývání galaxií. Obě složky "dvojdíry" kolemsebe obíhají v periodách 10 -- 100 000 roků ve vzdálenostech od1 mpc do 10 pc a nakonec splynou, což se v pozorovaném vesmírustává průměrně jednou za rok. Splynutí se prozradí silnýmimpulsem gravitačního záření.

D. Holz a J. Wheeler objevili pozoruhodný efekt gravitačníretročočky, který by mohl prozradit výskyt černých děr v blízkémokolí Slunce. Ukázali, že když osvětlíme černou díru rovnoběžnýmipaprsky světla, vzniká kolem ní světelná ozvěna, protože mnohéfotony původního svazku obkrouží černou díru o 180° v minimálnívzdálenosti 1,75 Schwarzschildova poloměru a vracejí se zesílenézpět k pozorovateli na spojnici světelný zdroj - černá dírav podobě série koncentrických jasných prstenců. Efekt se podobátzv. glórii ve vodních kapkách ozářených Sluncem a podle výpočtůobou autorů by umožnil díky slunečnímu ozáření spatřit černé díryhvězdných hmotností ve vzdálenosti 1 pc od Slunce jako prstence41 mag. Pro černou díru o hmotnosti 10 MO ve vzdálenosti 2 000 AUod Země bychom v případě přesného seřazení se Sluncem na jednépřímce pozorovali ony prstence po dobu celého dne (spíše tedynoci!). Bylo by též možné aktivně vyhledávat nebezpečně blízkéčerné díry pomocí laserového světlometu s příkonem řádu GW.

(dokončení příště)
HTML verzi připravil Richard Komžík. Děkujeme...

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Instantní pozorovatelna 99
Ilustrační foto...
Leo I
Ilustrační foto...
Jak Spacewatch o planetku přišel
Ilustrační foto...
Online přenos ze startu Sojuzu TMA-11
Ilustrační foto...
O svícení 30
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691