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 2003 - Díl E

Další díl seriálu věnovaného novinkám z astronomie. Tentokráte o mezihvězdné látce, galaxiích aktivních hodně i málo, kvasarech a gravitačních šošofkách. Zajímavé čtení na víkend je tu...

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyM?, L?, R?.

4. Mezihvězdná látka

Pokusné letadlo NASA typu SR-2 nasbíralo v zemské stratosféře vevýškách kolem 20 km vzorky prachu, v němž se podle rozboru novýmtypem iontové mikrosondy nacházejí též mikroskopická zrnkahvězdného prachu. Krystalky o rozměrech pod 500 nm majíizotopické složení odlišné od prachu z komet, takže poprvév historii astronomie lze zkoumat složení mimosluneční látkytakříkajíc in situ. Zatím bylo rozpoznáno 170 silikátových zrnek,pocházejících z červených obrů a 160 zrnek z hvězd chudých nakovy. Podle L. Colangeliho aj. jsou hlavní tuhou složkoumezihvězdného prostředí silikáty, tj. zvláště olivín, enstatit(Mg2,Fe2)Si206 a pyroxeny obecně. Druhou složku pakpředstavují sloučeniny uhlíku. Silikáty většinou kondenzujív amorfní formě, vzácněji však též jako krystalky. Nejvíce prachudodávají do mezihvězdného prostoru červení obři na sklonku svéhoživota.

Rozložení prachu v mezihvězdném prostoru lze na dálku odhalitjednak pomocí infračervených pozorování v pásmu 10--20 µma jednak v milimetrovém pásmu na frekvencích nad 100 GHz. K tomucíli byla v únoru 2001 vypuštěna švédská družice ODINs radioteleskopem o průměru 1,1 m, jejíž technické parametrypopsali H. Nordh aj. Podle A. Hjalmarsona aj. družice až dosudprozkoumala rozložení vody, čpavku a molekulárního kyslíku napříčGalaxií, v oblasti galaktického jádra a v komách čtyř komet.Podle D. Williamse je nejhojnější mezihvězdnou molekulou vodíka dále oxid uhelnatý - toho je však v porovnáním s H2desettisíckrát méně. Nejtěžší prokázanou mezihvězdnou molekulouje HC11N, jehož množství však činí pouhých 10-11 zastoupeníH2.

M. Pound aj. zmapovali rozložení CO v proslulé temné mlhovině"Koňská hlava" v Orionu pomocí milimetrové anténní soustavyBIMA na observatoři Hat Creek v Kalifornii. Mlhovinu poblížhvězdy zéta Ori objevil vizuálně W. Herschel v r. 1811 a jejítemná silueta na okolním zářícím pozadí zdobí mnohépopulárně-vědecké astronomické publikace. Na základě rádiovýchměření se nyní ukázalo, že její úhrnná hmotnost představujeplných 27 M?.

Obří složený radioteleskop pro metrové vlny GMRT v indickémKhodadu posloužil J. Chengalurovi a N. Kanekarovi ke studiurozložení organických molekul v jádře Galaxie. Ukázali, žesamotné jádro o průměru 0,1 pc obsahuje aceton, metylformáta kyselinu acetátovou, ale především acetaldehyd, jenž je všakrozprostřen až do vzdálenosti 5 pc od centra Galaxie v radiovémzdroji Sgr B2. Podle D. Neufelda aj. jde o největší kondenzacimolekulového plynu a prachu v celé Galaxii. Jenom plyn v tomtoobřím mračnu o průměru 30 pc má hmotnost 4 MM?. Pozorovánísubmilimetrovou družicí SWAS potvrdila, že je o nejjasnější zdrojsubmilimetrového záření v celé Galaxii. Y. Kuan aj. tvrdí, žepomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu NRAO na Kitt Peaku nalezliv mračnu Sgr B2 a též v mlhovinách v Orionu a Pastýři dokoncenejjednodušší aminokyselinu glycin (CH2NH2COOH).

L. Dunneová aj. zjistili, že největším dodavatelem prachu v ranémvesmíru jsou velmi hmotné hvězdy, které posléze vybuchnou jakosupernovy II. typu. Měření aparaturou SCUBA na 15mradioteleskopu JCMT na Mauna Kea ukázala, že při výbuchu takovésupernovy se rozmetá do okolí až 4 M? prachu, což je případznámé supernovy Cas A, která vybuchla někdy kolem r. 1680 a právěkvůli silnému pohlcování optického záření v prachové mlhoviněnebyla ze Země pozorovatelná očima. Pozorování velmi vzdálenýchgalaxií a kvasarů zřetelně poukazuje na jejich silné zaprášení- tyto objekty obsahují totiž až 100 MM? prachu.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

T. Blanc a J. Herrera ukázali, že po výbuchu novy či supernovyse šíří mezihvězdným prostorem rázová vlna, která při setkánís galaktickou mlhovinou vyvolá přeměnu mlhoviny na stovky ažstamiliony hvězd, čímž vznikají hvězdokupy. Osamělé hvězdyvznikají vzácně; nejčastěji se tvoří ve dvojicích a potom vevícenásobných soustavách. Některé konfigurace trojhvězda čtyřhvězd jsou však nestabilní, takže z nich může případněuniknout osamělá hvězda; to je nejspíš i případ našeho Slunce.Z kulových hvězdokup s mimořádnou prostorovou koncentrací hvězdvšak mohou být katapultovány i dvojhvězdy, protože praktickykaždá hvězda tam během své životní doby zažije těsná setkánís jinými objekty.

Nejdramatičtější jsou právě těsná setkání dvou dvojhvězd, cožnezřídka vede i k vymrštění některé dvojhvězdy únikovou rychlostíz 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 centruGalaxie je totiž velmi chaotická a v minulosti dvojhvězda dosáhlavzdálenosti až 4,3 kpc od hlavní roviny Galaxie - právě tam totižsahá soustava kulových hvězdokup.

B. Gendre aj. využili rentgenové družice Newton ke studiu obříkulové hvězdokupy omega Centauri (NGC 5139), která dosahujecelkové hmotnosti 5MM?. Předešlé rentgenové družice našli v tétohvězdokupě přes 140 rentgenových dvojhvězd na ploše o úhlovémprůměru 4,2arcmin. Družice Newton odhalila dalších 27 ještě slabšíchrentgenových zdrojů se zářivým výkonem nad 1,3.1024 W. Tytozdroje se podařilo ztotožnit s kataklyzmickými proměnnýmihvězdami, s rentgenovými dvojhvězdami o nízké hmotnosti složeka s těsnými dvojhvězdami typu RS CVn. Kupodivu ve hvězdokupěchybí milisekundové radiové pulsary. T. Tsuchiya aj. a A.Mizutani aj. se dokonce domnívají, že tato hvězdokupa bylapůvodně trpasličí galaxií o hmotnosti 8 GM? a poloměrem 1,4 kpc,kterou naše Galaxie pohltila a a přitom slapově "okousala". PodleK. Bekkiho a K. Freemana zbylo z trpasličí galaxie jenom jádroo hmotnosti 10 MM?, jež obíhá kolem centra Galaxie po výstřednédráze s pericentrem 1 kpc a apocentrem 8 kpc. M. West aj.objevili pomocí HST a Keckova dalekohledu asi 300intergalaktických kulových hvězdokup do vzdálenosti 120 Mpc odnaší Galaxie. Tyto objekty evidentně putují volně mezi galaxiemia nakonec jsou některou galaxií pohlceny.

Družice Chandra posloužila L. Ho aj. ke stanovení horní mezerentgenového zářivého výkonu z centra kulové hvězdokupy M15 (Peg)6.1025 W, čemuž odpovídá horní mez 2 kM? hmotnosti případnéčerné díry v centru hvězdokupy. Podle různých náznaků mohou totižkulové hvězdokupy obsahovat ve svém centru intermediální černédíry (IMBH) o hmotnostech řádu tisíců M?, ale někteří autoři sedomnívají, že toto tvrzení je zatím pochybné.

D. Hunter aj. se domnívají, že mimořádně hmotné nadhvězdyo hmotnostech až 200 M? mohou být zárodkem budoucích minikupv nejmenších galaxiích. Krásným příkladem je minikupa R136 veVelkém Magellanově mračnu, kde na ploše o průměru 5 pc lzenapočítat asi 120 velmi mladých hvězd o stáří do 2 milionů roků.Uvnitř kupy pozorujeme dodnes mimořádně hmotné hvězdy - ostatněprávě tam vybuchla proslulá supernova 1987A.

S. Percival aj. kalibrovali pomocí přesné fotometrie hvězd třídG a K trigonometricky určené vzdálenosti otevřených hvězdokupPlejády, Hyády, Praesepe a NGC 2516 (Car). Zjistili, žefotometrické a trigonometrické (HIPPARCOS) paralaxy navzájemdobře souhlasí pro hvězdokupy Hyády a Praesepe, které mají zhrubasluneční metalicitu, zatímco nesouhlas pro Plejády a NGC 2516zřejmě souvisí s tím, že jejich metalicity jsou mnohem nižší nežsluneční, ale to ještě neobjasňuje, proč závisí trigonometrickávzdálenost na metalicitě hvězd. B. Pacynski však upozornil, žekontroverzi kolem trigonometrické paralaxy Plejád se patrněpodaří vyřešit díky objevu, že jasná hvězda Atlas (V = 3,6 mag)je astrometrickou a současně i spektroskopickou dvojhvězdous oběžnou dobou 291 dnů a výstředností dráhy e = 0,25. Toumožní již brzy velmi přesně určit nezávisle na měřeních družiceHIPPARCOS její vzdálenost.

Nový katalog otevřených hvězdokup v naší Galaxii sestavili N.Charčenková aj. Obsahuje celkem 401 hvězdokup s celkovým počtemminimálně 12,5 tis. hvězd. Jejich lineární rozměry jsou ažtřikrát větší, než se dosud uvádělo. Pro většinu hvězdokup známejejich vlastní pohyby a pro 118 z nich známe i jejich vzdálenostiod Slunce. R. Gratton aj. se zabývali třemi nejstaršími kulovýmihvězdokupami v Galaxii (NGC 6397 a 6752; 47 Tuc) a obdrželi proně 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 povelkém třesku. Podle R. de Grijse vznikají hvězdokupy zejména přisrážkách galaxií, tj. takto vyvolaná překotná tvorba hvězd jedoprovázena i překotnou tvorbou kulových hvězdokup.

5.2. Naše Galaxie

T. Ott aj. poukázali na fantastický pokrok v úhlovém rozlišenív bezprostředním okolí černé veledíry v centru Galaxie, cožumožňuje sledovat protáhlé eliptické dráhy jasných hvězd, kteréveledíru o hmotnosti 3,6 MM? obíhají. R. Genzel aj. zjistilipomocí adaptivní optiky na VLT, že černá veledíra rotujes periodou 17 min., což je něco přes polovinu maximální rotačnírychlosti pro Kerrovu černou díru, jejíž Schwarzschildův poloměrčiní necelých 11 mil. km. Zcela jedinečná pozorování hvězdy S2(sp. O9; hmotnost 18 M?) na jaře r. 2002 ukázala, že v tu dobubyla hvězda vzdálena jen 17 sv. hodin (123 AU) od veledírya pohybovala se vůči ní oběžnou rychlostí neuvěřitelných 8 000km/s, přičemž její oběžná doba dosahuje plných 15,6 r přivýstřednosti dráhy 0,88! Díky pozorování vlastního pohybu a změnradiální rychlosti hvězdy S2 se F. Eisenhauerovi aj. podařilourčit trigonometrickou vzdálenost hvězdy i přilehlé veledíry(7,9 ±0,4) kpc a rychlost oběhu Slunce kolem centra Galaxie 221km/s.

Dalekohled VLT s adaptivní optikou nyní dosahuje úhlovéhorozlišení 0,04arcsec, což ve vzdálenosti 8 kpc od nás představujedélku 1,6 světelného dne. Z rádiových měření vychází polohadynamického centra Galaxie (1746-2900) souhlasná s polohouradiového zdroje Sgr A* s chybou pod 0,002arcsec, tj. v lineární mířezhruba 2 světelné hodiny (14 AU). R. Genzel aj. zjistil, žeinfračervené záření zdroje je silně proměnné.

Tuto oblast snímkovala během téměř týdenní expozice rentgenovádružice Chandra. Jak uvedli F. Baganoff aj., družice zobrazilav okolí černé veledíry výtrysky sahající až do vzdálenosti 0,5pc, jakož i tři krátké záblesky poblíž horizontu událostíveledíry, svědčící o epizodické akreci látky do jícnu veledíry.Zářivý výkon v rentgenovém pásmu činí v klidu 2,4.1026 W, kdežtov záblescích je asi o řád vyšší, přičemž poloha zdroje souhlasís polohou centra Galaxie s přesností 0,3arcsec. Četnost něco přes 1záblesk denně a intenzita záblesků na úrovni 10-8 kritické(Eddingtonovy) svítivosti však podle D. Porqueta aj. svědčío tom, že veledíra už pohltila co mohla a nyní pouzepaběrkuje. F. Melia soudí, že černá veledíra dnes pohlcujev průměru 1 hmotnost Měsíce ročně. Nicméně v bezprostředním okolíčerné veledíry lze pozorovat na 2 tis. rentgenových zdrojů, kteréjsou udržovány akrecí látky na velmi hmotné hvězdy.

T. Alexander a M. Morris tvrdí, že velmi hmotné hvězdy na vysoceexcentrických drahách kolem černých veleděr představují novoutřídu hvězdných objektů, které nazvali squeezars, tj. po českunejspíš stěsnary. Vyznačují se nadsvítivostí vůči svéhmotnosti, což způsobují silné slapy ve hvězdě, pokud mácentrální veledíra hmotnost menší než 100 MM?. V tom případě jetotiž slapový poloměr pro rozpad hvězdy větší než horizontudálostí příslušné veledíry, takže hvězda se rozpadne dříve nežje pohlcena veledírou na horizontu událostí. Podle modelovýchvýpočtů 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 hvězduzhruba po 370 tis. let, kdy její oběžná doba klesne na 210r a excentricita se přiblíží k jedné. Skutečně, v blízkosticentra Galaxie obíhá jednak hvězda S2 s již uvedenými parametrya jednak další hvězda se vzdáleností periastra 60 AU, oběžnouperiodou 60 r a výstředností e = 0,98!

Y. Levin a A. Běloborodov se ovšem podivují tomu, že v blízkostičerné veledíry vůbec hmotné hvězdy vznikají, neboť by tomuměly spolehlivě zabránit slapové síly veledíry. Přitom v okolícentra Galaxie je takových hvězd přinejmenším deset a nemohlyvzniknout dříve než před řádově 10 miliony lety; navíc jsou zdebez 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 největšíkondenzací molekulového plynu a prachu v celé Galaxii, takže jdeo nejsilnější mimosluneční zdroj submilimetrového záření naobloze. Při rozměru cca 30 pc obsahuje plné 4 MM? chladnéhoplynu - jen ho začít smršťovat...

Pozoruhodnou práci o počátečním rozložení (funkci) hmotnosti prorůzné složky Galaxie uveřejnil G. Chabrier. Ukázal, že od ranéhovesmíru po současnost se charakteristická hmotnost pro aktuálněvznikající hvězdy postupně snižuje a v současné době je nejnižšípro hvězdy, vznikající v disku Galaxie, kde činí pouhých 0,08M?, avšak pro vícenásobné soustavy dosahuje 0,2 M?. Četnosthvězd je srovnatelná s četností hnědých trpaslíků a činí 0,1objektu na krychlový parsek. R. Wyseová porovnala modelovévýpočty vývoje galaxií s podrobnostmi struktury naší Galaxie,kde máme nejpodrobnější údaje z pozorování. Jestliže Galaxiepohltí trpasličí galaxii, tak ji sice slapově roztrhá, ale hvězdytrpasličí galaxie zůstávají ve svých původních drahách, takže jelze 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 navzdálenost pouhých 12 kpc a projevuje se v přehlídkách jakokinematický hvězdný proud. S. Majewski aj. zjistili pomocípřehlídky 2MASS, že červení obři třídy M pronikají z tétotrpasličí galaxie až do blízkosti Slunce. Disk naší Galaxie seskládá ze dvou složek díky tomu, že se Galaxie v rané fázi vývojesetkala s jinou, jež měla jen pětinu její tehdejší hmotnosti.Tatáž přehlídka umožnila N. Martinovi aj. objevit v souhvězdíVelkého psa dosud nejbližší trpasličí galaxii, vzdálenou odcentra Galaxie pouze 13 kpc a od Slunce jen 8 kpc a obsahujícíasi miliardu hvězd, mezi nimiž je hodně červených obrů.

Od r. 1996 se na oběžné dráze kolem Země nachází americkášpionážní družice MSX, sledující okolí Země ve středníminfračerveném pásmu na vlnové délce 8,3 µm. J. Bland-Hawtorna M. Cohen si všimli, že družice bezděčně vykonala přehlídkuGalaxie v tomto spektrálním oboru a z uvolněných údajů odhalilivýběžky v protilehlých směrech z centra Galaxie, které zřejměvznikly nedávno, tj. v posledních několika milionech let. Výběžkyobsahují také prachová zrnka a polycyklické aromatické uhlovodíky(PAH).

B. Yanny a H. Newbergová podobně jako A. Fergusonová aj. odhalilipomocí dokončené první čtvrtiny vícebarevné přehlídky SDSS 100°difúzní oblouk hvězd neobvyklé barvy na periferii Galaxie mezisouhvězdími Jednorožce a Andromedy. Všichni zmínění autoři sedomnívají, že jde ve skutečnosti o část difúzního prstence,který obklopuje Galaxii ve vzdálenosti 18 kpc od centra. Velmipravděpodobně jde o důkaz, že naše Galaxie kdysi pohltilatrpasličí galaxii, která se proměnila v prsten na perifériidnešní Mléčné dráhy. Již dříve byly totiž dokonce dva takovéprstence rozpoznány ve známé obří spirální galaxii M31v Andromedě. A. Sternberg referoval o podobně překvapujícímobjevu žhavého ionizovaného plynu, jenž obklopuje naši Galaxii.O objev se zasloužilo několik skupin badatelů, kteří využilipřehlídek tvrdého ultrafialového a měkkého rentgenového pozadídružicemi FUSE a Chandra. Podle Sternbergova názoru vzniklaz tohoto plynu o teplotě až 100 MK celá naše Galaxie i jejíbezprostřední sousedi.

Podle R. Lallementa aj. je také naše Slunce obklopeno bublinoužhavého plynu o teplotě 1 MK, jejíž průměr dosahuje 300 pc. A.Porrmasová aj. sestavili na základě pozorování v blízkéinfračervené oblasti katalog mladých hvězdných skupina hvězdokup do vzdálenosti 1 kpc od Slunce. Medián pro skupinyhvězd mladších než milion roků činí 28 hvězd pro skupiny, ale80% těchto hvězd se nachází v mladých hvězdokupách s více než100 členy. Opět se však potvrzuje, že v Galaxii vzniká naprostávětšina hvězd ve skupinách, nikoliv izolovaně. T. Sakamoto aj.určili hmotnost Galaxie z pozorování 11 satelitních galaxií, 137kulových hvězdokup a 413 polních hvězd ve vzdálenosti do 10 kpcod Slunce. Do vzdálenosti 50 kpc od centra se nachází 0,5 TM?a úhrnná hmotnost Galaxie vychází na minimálně 1,8 TM?.

5.3. Místní soustava galaxií

G. Clementiniová aj. odvodili novou hodnotu vzdálenosti VelkéhoMagellanova mračna ze sledování proměnných typu RR Lyr; vyšlojim 49,0 kpc a z pozorování polních červených hvězd obdrželi48,3 kpc. Naproti tomu M. Salaris aj. dostali velké rozdíly vevzdálenostech, určených na jedné straně pomocí hvězd hlavníposloupnosti (46,3 kpc) a na druhé straně pomocí polníchčervených hvězd (50,3 kpc). Přitom průměr ze všech zveřejněnýchmoderních měření činí 50,5 kpc, ale skutečná chyba měření jedosud nepříjemně veliká a jako pověstná "první příčka" výrazněovlivňuje celý kosmologický žebřík vzdáleností.

Jednou z nejspolehlivějších metod pro určování vzdálenostíblízkých galaxií je změřit vzdálenosti zákrytových dvojhvězd,které jsou současně spektroskopickými dvojhvězdami. To se nynípodařilo T. Harriesovi aj. pro deset zákrytových dvojhvězdv Malém Magellanově mračnu a dostali odtud vzdálenost 60,0 kpc.K. Wilkemu aj. dokázali z dlouhovlnných infračervených měřenídružice ISO určit průměrnou teplotu prachu v této galaxii na20,5 K a jeho úhrnnou hmotnost 0,4 MM?. Zářivý výkon soustavyv daleké infračervené oblasti dosahuje 85 ML? a tempo tvorbyhvězd je nízké - pouze 15 mM?/r.

T. Brown aj. využili 84h expozice kamerou ACS HST k rozlišení300 tis. hvězd v halu spirální galaxie M31 v Andromedě až dorekordní 30,7 mag. Zjistili, že tyto hvězdy jsou 6 -- 13 mld. rokůstaré, na rozdíl od halových hvězd naší Galaxie, které jsou staré11 -- 13 mld. let. Autoři to objasňují tím, že M31 prodělala běhemté doby více srážek s blízkými trpasličími galaxiemi, kterépostupně pohlcovala. Konečně H. Bluhmovi aj. se zdařilo díkydružici FUSE najít poprvé absorpční pásy molekulárního vodíkumimo Galaxii, a to ve čtyřech oblastech v galaxii M33v Trojúhelníku.

5.4. Cizí galaxie

A. Dolphin aj. nalezli pomocí HST celkem 82 cefeid v nepravidelnégalaxii Sextans A a odtud určili její vzdálenost 1,3 Mpc. R.Buda a M. McCall pozorovali týmž přístrojem obří eliptickougalaxii Maffei 1, která ve vzdálenosti 2,9 Mpc má absolutníhvězdnou velikost -20,9 mag. Galaxie byla objevena teprve r.1968, neboť její světlo je podle R. Fingerhuta aj. zeslabenoo 4,7 mag vinou její polohy blízko hlavní roviny naší Galaxie.Kdyby nebylo této extinkce, viděli bychom ji na obloze očimaa zabírala by na nebi plných 20arcmin. Galaxie má ve svém sousedstvíještě dva průvodce: Maffei 2 a obří galaxii IC 342, ale tatotrojice již neovlivňuje dynamiku Místní soustavy galaxií, neboťjejí těžiště je od nás vzdáleno 3,3 Mpc. Podle snímků z HST,které analyzovali I. Karačencev aj., obsahuje komplex nejméně 14galaxií, které se soustřeďují kolem hlavních galaxií Maffei 1a IC 342, přičemž obě centra jsou od sebe navzájem vzdálena 700kpc. Jejich lineární poloměry jsou po řadě 112 a 322 kpc, zářivévýkony 30 a 34 (v jednotkách GL?) a poměry hmotnost/svítivost10 a 24 (v jednotkách Slunce).

Neuvěřitelně vysokou vizuální extinkci 1000 mag (!) vykazujepodle O. Krauseho aj. obří infračervená galaxie J15071+7247(UMi; z = 0,2), objevená v přehlídce družice ISO v dalekéinfračervené oblasti na 170 µm. Příčinou tak velkého zeslabeníje 500 MM? prachu uvnitř galaxie, která navíc obsahuje 29 GM?molekulárního plynu. Úhrnný zářivý výkon galaxie dosahuje 2TL?! F. Thim aj. nalezli pomocí VLT 12 cefeid ve velké spirálnígalaxii M83 (NGC 5236; Cen) a odtud určili její vzdálenost 4,5Mpc. To je mimořádně cenné, jelikož v této galaxii častovybuchují supernovy; naposledy supernova 1972E, takže takto senyní 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 (7,9Mpc).

Pravým rekordmanem v kadenci supernov je interagující galaxieArp 299 (UMa; 41 Mpc), kde za poslední desetiletí vybuchlo 5supernov. S. Neffová aj. využili obřího radioteleskopu GBRTk radiovému zobrazení husté kulové hvězdokupy poblíž centratěchto srážejících se galaxií s rozlišením 0,001arcsec. Lineárníprůměr hvězdokupy dosahuje 100 pc, avšak opticky ji nelzezobrazit, jelikož je zakryta spoustou prachu. A. Zezas aj.zjistili z rentgenových měření družice Chandra, že rentgenovýzářivý výkon komplexu dosahuje 4.1034 W, a že hvězdy v centrusoustavy vznikají tempem až 140 M?/r. Také infračervený zářivývýkon soustavy 5. 1011 L? je úctyhodný.

C. Itoh aj. využili 10m Čerenkovova teleskopu CANGAROO II v JižníAustrálii k objevu emise TeV záření gama z oblasti o průměru přes20 kpc v galaxii NGC 253 (Scl), vzdálené od nás 2,5 Mpc. Tatogalaxie vykazuje epizodu překotné tvorby hvězd. W. Pietsch aj.v ní našli pomocí družice Chandra zákrytovou rentgenovoudvojhvězdu, což je první takový případ vně Místní soustavygalaxií. F. Aharonian aj. pozorovali záření gama o energii nad730 GeV pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech v letech1998-99 u galaxie M87 (Vir; 60 Mpc) se zářivým výkonem1.1034 W. Ukázali, že obdobné TeV záření gama dokážeme dnes zachytit odvšech 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 objektH1426+428 (Boo; z = 0,13), pozorovaný týmiž autory v letech1999 až 2002. Za tu dobu však intenzita TeV záření zdroje klesla2,5krát. Ostatně řádová a rychlá (čtvrthodinová) proměnnost TeVtoku záření je pro dosud pozorované blazary charakteristická, jaktéž prokázala nezávislá pozorování novou TeV aparaturou naplanině Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4300 m n.m.

N. Devereux aj. našli pomocí STIS HST černou veledíru o hmotnosti70 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 hmotnostpřesahuje 200 MM?. Další černou veledíru našli C. Tadhunter aj.v radiogalaxii Cygnus A (z = 0,056); její hmotnost patří mezirekordní - 2,5 GM?. H. Netzer soudí, že nejhmotnější černéveledíry přesahují 10 GM?, takže příslušné mateřské galaxie byměly mít hmotnost řádu 10 TM?, ale tak obézní galaxie dosudnikdo nepozoroval. Buď tedy hmotnost těchto veleděr přeceňujeme,anebo lineární vztah mezi hmotností centrální veledírya hmotností celé galaxie v těchto extrémech selhává.

Značným překvapením se stalo zjištění A. Martela aj., že nakvalitním snímku ACS HST se proslulý prototyp kvasaru 3C-273nachází 1,4arcsec od centra mateřské galaxie! Rentgenová družiceChandra dokázala nalézt výtrysky horkého plynu z okolí černýchveleděr v jádrech radiogalaxií 3C-294 a 4C-41.17, vzdálenýchod nás 3,6 Gpc. Ukazuje se, že tyto výtrysky sílí, když černáveledíra akrecí roste, jenže výtrysky nakonec tuto akrecizastaví. Mimochodem, akreci látky na černou veledíru jako zdrojzáření 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 50GM?, které kolem sebe obíhají v periodě 1,05 r a které zásluhougravitačního vyzařování splynou nejpozději za 5 tis. let. S.Komossová aj. odhalili pomocí družice Chandra existenci dvoučerných veleděr v blízké (120 Mpc) ultrasvítivé infračervenégalaxii NGC 6240 (Oph) o hmotnostech 10 -- 100 MM?, jež jsou odsebe vzdáleny 1 kpc a obíhají kolem společného těžiště po spirálesmrti vinou gravitačního vyzařování, takže se během několika setmilionů roků slijí. Je zřejmé, že galaxie vznikla srážkou dvoumenších galaxií a stane se vhodným cílem pozorování budoucídružice pro gravitační vlny LISA. M. Rees aj. využili těchtopozorování k důkazu, že za pozorovanou precesi výtryskův jádrech galaxií jsou odpovědné právě takové podvojné černéveledíry. Podle H. Kandrupa aj. slouží binární černé veledíryjako vynikající chaotické míchačky plynu v galaxiích.

Podle S. Hughese a R. Blandforda vede slévání galaxií kesnížení rychlosti rotace splynuvší černé veledíry, což je všakv rozporu s vypočítaným magnetohydrodynamickým průběhem splynutíobou původních černých veleděr, takže brzdění vyvolává nějakýjiný mechanismus. Podobně se musí změnit i osa rotace výslednéčerné veledíry, což by se mělo projevit jako záhyb na výtryscíchz okolí veledíry. Jak ukázali T. di Matteová aj., v raném vesmíruještě neplatí lineární vztah mezi hmotností černé veledírya hmotností galaktické výdutě; galaxie procházejí krátkouepizodou kvasarů, trvající jen nějakých 20 mil. roků a černéveledíry se přetahují o hmotu s rostoucí tvorbou hvězd, takže senakonec zasytí. Akrece na černé veledíry se nejvíce uplatňuje pročervené posuvy z v intervalu 4 -- 5 a jejich růst končí pro z= cca. 3.

V přehledovém článku C. Conseliceho autor tvrdí, že nejvíce hvězdv galaxiích vznikalo před více než 7 mld. let. V raném vesmíruse malé galaxie často srážely a splývaly do obřích eliptickýchgalaxií, kde se dodnes vyskytuje největší část hvězdné složkyvesmíru. Kondenzačními jádry pro zmíněné splývání bylychuchvalce skryté látky. Prvotní malé galaxie mají roztodivnétvary, jak je patrné na snímcích z Hubblových hlubokých polí(HDF-N a -S) a nejčastěji podléhaly splývání už během prvnímiliardy let po velkém třesku. Od té doby až do současnosti temposplývání neustále klesá. Spirální galaxie mají kroměcharakteristických ramen též mohutně vyvinuté centrálnívýdutě, které poněkud připomínají eliptické galaxie. Toprakticky znamená, že galaxie se ve vesmíru tvoří mechanismemzezdola nahoru, nikoliv přímým hroucením zárodečných oblakůprvotního plynu.

Podle R. Naeyeho přispívá k tomuto popisu vývoje strukturyvesmíru zejména právě probíhající projekt GOODS, na jehožrealizaci se přednostně podílejí souběžná pozorování tří velkýchkosmických observatoří: HST, Chandra a nejnověji vypuštěnádružice Spitzer. Kamera ACS HST totiž dokáže zobrazovat galaxieuž od stáří 900 mil. let po velkém třesku. Z těchto pozorovánípodle B. Pangtera aj. a A. Koekemoera aj. jasně vyplývá, žeprvotní tempo tvorby hvězd v době 1,0 mld. let po velkém třeskudo stáří 1,5 mld. let vzrostlo třikrát a na této maximální úrovnise udrželo až do stáří téměř 7 mld. roků. Třetina hvězd vzniklapřed více než 8 mld. let. Před 7 mld. let však tempo vznikáníhvězd náhle kleslo na pouhou desetinu zmíněného maxima.

J. Stevens aj. dospěli na základě měření v submilimetrovémspektrálním oboru aparaturou SCUBA JCMT k závěru, že v ranémvesmíru se zopakovalo více epizod překotné tvorby hvězd, což jedobře patrné na struktuře velmi hmotných galaxií, které senacházejí v centru největších kup galaxií a obsahují převážněvelmi staré populace hvězd. A. Tutukov se domnívá, že dobrýmindikátorem překotné tvorby hvězd v nejvzdálenějším vesmíru jsoui dlouhé zábleskové zdroje záření gama (GRB), protože vznikajíz velmi hmotných hvězd s krátkou dobou života. Jejich předchůdcijsou 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 projevakrece velkého množství látky na prvotní černé veledíry, tj. jdeo předchůdce kvasarů. Právě probíhající srážku galaxiípředstavuje podle A. Fabiana aj. kupa galaxií Perseus A (NGC1275; 100 Mpc), kde pozorujeme zboku spirální galaxii, do nížvniká obří eliptická galaxie vzájemnou rychlostí 2600 km/s. Narentgenových snímcích družice Chandra jsou na dvou protilehlýchvýtryscích z černé veledíry patrné kruhové akustické vlnyv plynu o teplotě 50 MK, vzdálené od sebe řádově desítky tisícsvětelných let, tj. jejich zdroj má periodu řádu 10 mil. roků(a tedy nesmírně nízkou frekvenci plných 57 oktáv podjednočárkovaným C!). Tím ztrácejí černé veledíry ze svého okolíenergii, která v každém výtrysku odpovídá výbuchu 100 mil.supernov! Nejde tedy o žádný libozvuk, nýbrž o nesnesitelnýpekelný rachot. Autoři soudí, že právě touto cestou se ohřívá navysoké teploty intergalaktický plyn, objevený rovněž družicíChandra.

Dalším krásným příkladem složité interakce mezi galaxiemi jeproslulý Stephanův kvintet (Peg), objevený E. Stephanem již r.1877. Nyní se na něj zaměřila rentgenová družice Chandra a tak seukázalo, že kvartet (nejjasnější galaxie NGC 7320 se do danéhosměru promítá, ale má téměř o řád menší červený posuv, takže jemnohem blíže) je ponořen do rozsáhlého oblaku plynu, který sijednotliví členové kvarteta navzájem vytrhaly. Z tohoto materiálutam nyní vzniká spousta nových hvězd. Jasná spirální galaxie NGC7318B (14 mag) naráží na ostatní členy skupinky supersonickourychlostí.

M. Drinkwater aj. objevili při přehlídce 2dF u 3,9m dalekohleduv kupě galaxii Fornax novou populaci trpasličích kompaktníchgalaxií jen o 3 mag jasnějších, než jsou běžné kulovéhvězdokupy. J. Turner aj. zkoumali nepravidelnou trpasličígalaxii NGC 5253 (Cen; 3,8 Mpc) s překotnou tvorbou hvězd.Pomocí Keckova spektrografu NIRSPEC v ní objevili supermlhovinuo hmotnosti 1 MM?, která obsahuje asi 700 tis. hvězd v mladékompaktní kulové hvězdokupě o poloměru nanejvýš 2 pc. Jde o obříobdobu hvězdokupy R136 resp. komplexu 30 Dor ve VelkémMagellanově mračnu.

R. Kaldare aj. využili vícevláknového spektrografu u obříSchmidtovy komory UKST k přehlídce nadkup galaxií v souhvězdíHydry v pruhu o rozměrech 70° x 10°, který zahrnuje směr pohybuMístní 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 SDSSpodklady k popisu vznikání hvězd a struktury galaxií s malýmičervenými posuvy a jasností větší než 17,8 mag. Vzorek obsahujeúdaje o 122 tis. galaxiích. Průměrná blízká galaxie má hmotnost50 GM? a poloměr 3 kpc. Galaxie I. populace zažily nedávnoepizodu překotné tvorby hvězd, zatímco galaxie II. populaceobsahují výhradně staré hvězdy. Hvězdy I. populace mají obecněmenší celkovou hmotnost do 30 GM?, nízkou plošnou jasnosta malou koncentraci látky v centru. O epizodách překotné tvorbyhvězd v galaktickém halu rozhoduje spíše plošná hustota látkya její fluktuace než celková hmotnost galaxie. Jakmile hmotnostgalaxie překročí jistou mez, tvorba hvězd v ní ustává, takženejsvítivější galaxie už prakticky netvoří nové hvězdy. To jepatrně důvod, proč stále platí jednoduchá Hubblovaklasifikace, která byla založena na pozorování největšícha nejsvítivějších galaxií. Fluktuace plošné jasnosti galaxiíumožňuje dle M. Cantiella aj. určit nezávisle vzdálenosti, stářía chemické složení galaxií do 150 Mpc od nás, kde chyba určenínepřesáhne 10%. Touto metodou zkoumali již 300 galaxií a dostalirozsah stáří 5 -- 15 mld. roků a metalicitu od 1/200 do 2násobkumetalicity Slunce.

A. Fridman a O Choružij ukázali, že současné výkonné pozorovacímetody dokázaly odhalit velké množství strukturálníchcharakteristik galaxií. Pozorujeme v nich obří víry, pomalu sepohybující příčky, oscilující struktury ve spirálních ramenechi chaotické proudění a kolektivní jevy. V centrálním parsekugalaxií se vyskytují minispirály a turbulence. V diskovýchgalaxiích vidíme spirální hustotní vlny a jejich nelineárníinterakce s plynem v disku, velkorozměrovou konvekcia pochopitelně i deterministický chaos.

Do soutěže o nalezení co možná nejvzdálenějších objektů velmiraného vesmíru vstoupil dle K. Kodairy aj. obří japonskýdalekohled Subaru, který pozoroval emisní čáry Ly-alfa pro73 objektů v hlubokém poli o ploše 814 čtv. minut. Čára je vlivemrozpínání vesmíru posunuta až do blízké infračervené oblastia autoři zde našli dvě rekordně vzdálené galaxie se z = 6,54resp. 6,58, což odpovídá epoše reionizace na konci šerověkuvesmíru necelou miliardu let po velkém třesku. Podobně J. Cubyaj. ohlásili objev galaxie 0226-04 (Cet), pozorovanédalekohledy CFHT a VLT, jejíž z = 6,17. M. Lehnert a M. Bremerobjevili pomocí VLT v malém zorném poli celkem 6 galaxií mladšíchnež 100 mil. roků, jejichž červené posuvy z pokrývají interval4,8 -- 5,8; vesmír byl v té době desetkrát mladší než dnes.V rentgenovém pásmu je podle D. Alexandera aj. nejhlubšípřehlídkou pole CDF-N, v němž družice Chandra snímkovala podobu více než 23 dnů (to je patrně absolutní astronomickýrekord!) objekty v energetickém pásmu 0,5 -- 8 keV na ploše 448čtv. minut v oblasti, která zahrnuje i mnohem menší (5,3 čtv.minuty) optické pole HDF-N. V poli CDF-N se podařilo rozlišitpřes 500 rentgenových zdrojů.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

D. Sluse aj. hledali případné páry kvasarů, tj. objekty,jejichž obrazy nejsou rozštěpeny efektem gravitační čočky. Zatímexistuje jen jediný takový pár Q1548+114 A,B (Ser) s úhlovouvzdáleností 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 dvounesouvisejících objektů do tak blízkého směru, aneboo nekosmologickou povahu červeného posuvu pro druhý z nich. Nasnímku z HST totiž není patrné gravitační rozštěpení obrazukvasaru B, které bychom měli očekávat, pokud je kvasarB v podstatně větší vzdálenosti než A. Podobně G. Burbidgezjistil, že Seyfertova galaxie NGC 6212 (Her; z = 0,03),vzdálená od nás 150 Mpc, je obklopena celkem 42 kvasarys nejrůznějšími hodnotami červených posuvů z od 0,03 do 2,53.Rovněž M. Burbidgeová aj. upozornili na podobný výskyt 17 tvrdýchrentgenových zdrojů v okolí galaxie M82. Když pořídili optickáspektra 6 zdrojů, dostali červené posuvy z v intervalu 0,11 --1,09. Přitom již dříve bylo v okolí M82 objeveno dalších 9kvasarů se z 0,11 -- 2,05. To vše klade otázku, zda aspoň částčerveného posuvu těchto objektů nemá jiný původ nežkosmologický? Důsledky takového kacířství lépe ani nedomýšlet...

Koncem září 2003 odhalila aparatura SuperMACHO nečekanázjasňování kvasaru 0513-7022 (Men) z klidové hodnoty V,R =22,2 mag až na 19,4 mag o čtvrt roku později. V podrobnýchspektrech 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 kvasaru1148+52 (UMa; z = 6,42), v níž se nachází 20 GM? chladného(100 K) molekulárního vodíku. To znamená, že ve věku 840 mil. letpo velkém třesku zde podle F. Waltera aj. jednak rychle rostlahmotnost černé veledíry v centru galaxie až na 1 GM?, ale téžpřekotně vznikaly hvězdy tempem 3000 M?/r. Ve spektru kvasarubyly však objeveny i pásy CO a A. Barthem také čáry Fe. Odtudvyplývá hmotnost černé veledíry dokonce 4 GM? a dále skutečnost,že předchůdci supernov Ia, které obohatily prostředí kvasarutěžšími prvky, vznikaly velmi záhy; rozhodně pro z > 10!Podobně C. Willott aj. odvodili ze spektra kvasaru, že hmotnostpříslušné černé veledíry činí 3 GM? a absolutní hvězdná velikostobjektu 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 obklopenyprvotními galaxiemi, vzniklými během první miliardy let po velkémtřesku. Podle profilů spektrálních čar je vidět, že halo skrytélátky kolem první galaxie obsahuje 2,5 TM? a halo druhé galaxiedokonce 4 TM? skryté látky. Absorpční čáry ve spektru kvasarůnavíc ukazují, že galaxie akreovaly plyn z okolí tempem 1300,resp. 2900 M?/r, takže se stačily utvořit během 300, resp. 900mil. let. Počet kvasarů se z >6 tak dle X. Fana aj. stoupl našest. C. Shields potvrdil platnost lineárního vztahu mezihmotností černé veledíry a hmotností výdutě galaxie také prokvasary.

M. Haas aj. využili vzorku 114 kvasarů z přehlídky Palomar-Greena pomocí družice ISO a mikrovlnných radioteleskopů IRAM a JCMTzobrazili jejich energetické spektrum v pásmu od 5 -- 200 µm(v souřadné soustavě spjaté s kvasarem). Našli tak empirickouposloupnost, která začíná chladnými ultrasvítivýmiinfračervenými galaxiemi (ULIRG), dále pokračuje teplými ULIRG,mladými kvasary a vyvinutými kvasary s prstenci, načež končíslábnoucím infračerveným zářením starých kvasarů a vyhaslýmikvasary.

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 praktickyzdvojnásobil, což je především zásluha nových přehlídek oblohy(SDSS, 2dF, 2MASS).

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

Kamera ACS HST pořídila během 13h expozice v červnu 2002 zatímnejlepší (pětkrát citlivější a dvakrát ostřejší) snímek kupygalaxií Abell 1689 (Vir; 675 Mpc), která sloužila jako mohutnágravitační čočka o průměru 600 kpc v optické soustavě, kde HST jeokulárem... Snímek kromě proslulých svítících oblouků (je jichdesetkrát více než na předešlých snímcích a mohou pomoci mapovatstrukturu skryté látky) a Einsteinových prstýnků zaznamenal také3 velmi vzdálené (z = cca. 6) galaxie, ačkoliv statisticky jich mělobýt 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 podélobou trajektorií od obrazů A a B. Měření změn jasnosti složek seúčastnilo celkem 12 hvězdáren, takže výsledné zpoždění 417 dnů jezatím nejpřesnější a může proto dobře pomoci při nezávislémměření Hubblovy konstanty rozpínání vesmíru. Naproti tomu rozborstarších pozorování za léta 1992-97 dává podle J. Ovaldsena aj.podstatně vyšší hodnotu 425 dnů. Velmi uspokojivý výsledek všakposkytlo sledování zpoždění signálů u čtyřlístku B1608+656(Dra). L. Koopmans aj. nalezli zpoždění pro tři dvojice obrazův intervalu od 32 do 77 dnů a odtud za předpokladu platnostistandardního kosmologického modelu obdrželi H0 = (75 ±6)km/s/Mpc.

B. Pindor aj. sestavili algoritmus pro vyhledávání gravitačněčočkovaných kvasarů v přehlídce SDSS. Algoritmus najde všechnydvojice s poměrem jasností menším než 1:10 a separací 0,7 -- 1,5arcsec.Tímto způsobem zatím našli 13 kandidátů na gravitační čočky mezivíce než 5100 kvasary, takže jen 4 promile kvasarů jsoučočkovány. Podobné hledání v radiovém oboru spektra na frekvenci8,4 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., kteřísi vybrali u téže VLA pásmo 5 GHz, připadá jedna čočka na 690zkoumaných zdrojů. Celkem tak studovali 22 čoček, z nichž bylo9 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 páremgravitačních čoček - spirálních galaxií se z = 0,76 a úhlovouroztečí jen 0,4arcsec. Snad ještě větší raritou je objev R. Fosburyhoaj., že kupa galaxií v souhvězdí Rysa (z = 3,36) je čočkovánabližší kupou galaxií se z = 0,5. Studium úkazu HST, Keckovýmdalekohledem a družicí ROSAT přinesla pozoruhodné výsledky,protože vzdálená kupa je zesílena až o řád a dává taknenahraditelné poznatky o stavu vesmíru v době asi 2 mld. let povelkém třesku. Jenom v jednom svítícím oblouku se nachází asimilion extrémně horkých (100 kK) modrých hvězd. Přebytek křemíkuve spektru svědčí o výskytu velmi hmotných hvězd I. generaces hmotnostmi 140 -- 260 M? a následné překotné tvorbě hvězd II.generace. Prakticky totéž zjistili P. Solomon aj. při studiurozložení 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 1000M?/r. Svítivost galaxie je srovnatelná s ULIRG, ale zásoba plynuse 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 sez = 0,30. Díky příznivé konfiguraci je obraz kvasaru zesílen50krát na 16,6 mag, takže jeho zařazení mezi kvasary patrněneobstojí; spíše jde o aktivní galaktické jádro typu Seyfert 1.V každém případě kvalita zobrazení a relativní blízkost objektudává 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 dvojnásobekdlouholetého rekordu. Podle N. Inady aj. mají 4 obrazy kvasarujasnosti 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 náhodněvybraných polí lze měřit tzv. slabé gravitační čočkování, kterése projevuje nepatrnou deformací obrazů středně vzdálenýchgalaxií, vznikající na fluktuacích hustoty skryté látky. Dalšízpracování tohoto úkazu připomíná metodu měření fluktuacíreliktního záření, která slouží k určení kosmologických parametrůa struktury hmoty v raném vesmíru. Předností optické metody jepřirozeně vysoká úhlová rozlišovací schopnost řádu desítek obl.vteřin v porovnání s měřeními v pásmu mikrovln. B. Scott Gaudiaj. upozornili na zajímavé využití sledování gravitačníchmikročoček při měření úhlových průměrů hvězd. Pokud totiždokážeme sledovat jasnost kaustiky při pohybu čočkované hvězdys 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 jeprojekt sledování mikročoček ve výduti galaxie M31 v Andromedě,nazvaný Wendelstein Calar Alto Pixel lensing Project. Jakuvedli A. Riffeser aj., první výsledky jsou více nežpřekvapující: první dvě mikročočky jevily maximální zjasnění 10xa 64x a trvaly 1,7 a 5,4 dnů. Odtud totiž vyplývají hmotnostičoček 0,08 a 0,02 M?, takže jde zřejmě o hnědé trpaslíky!

(Pokračování)

Minulé díly:

Jiří Grygar

| Zdroj: KOZMOS 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
Sírová pizza
Ilustrační foto...
Venušina atmosféra evropskýma očima
Ilustrační foto...
O svícení 12
Ilustrační foto...
Purpurová růže v souhvězdí Panny
Ilustrační foto...
O svícení 23
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