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 (XXXVIII.) - díl F a G

Kosmologie a fyzika. Život ve vesmíru. Astronomické přístroje. Astronomie a společnost. Závěr...

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M, L, R.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

Díky přehlídce SDSS a výkonu kamery ACS na HST se neustáleposouvají hranice dohlednosti ve vesmíru do epochy, kteráodpovídá závěru tzv. šerověku vesmíru. V šerověku se následkemrozpínání vesmíru rozmělnilo původně žhavé reliktní záření nachladné a jelikož ještě neexistovaly hvězdy, vesmír se ponořil došera, z něhož opět vystoupil až ve chvíli, kdy začaly podle M.Dietricha aj. vznikat velmi hmotné hvězdy I. generace ve stářínejpozději 500 mil. let po velkém třesku (z = cca. 8). Ty začalysvým mocným ultrafialovým ionizovat neutrální mezihvězdný vodík,takže vesmír znovu prohlédl v tzv. epoše osvícenství. Tatoepocha odpovídá červeným posuvům z = cca. 6, jak vyplývá z objevudalších tří kvasarů s posuvem až 6,4, který ohlásili X. Fan aj.V tuto chvíli je známo již šest kvasarů se z > 6,0. V tomtoobdobí nabírají podle X. Fana černé veledíry v kvasarech nejvícehmoty a v jejich okolí probíhá překotná tvorba hvězd II. generacetempem až 900 M/r, jak ukázala mikrovlnná měření pomocíradioteleskopu JCMT a interferometru IRAM. Nejhmotnější černéveledíry tehdy dosahují hmotností řádu až 1 GM a v halechpříslušných galaxií se nachází až 10 TM látky.

Tomu též odpovídá zjištění J. Wyitha a A. Loeba, že pro hodnotyz > 6,0 je ve vesmíru vidět hodně neutrálního mezihvězdnéhovodíku, který se však pro nižší z rychle ztrácí. Titíž autořizjistili, že hvězdy I. generace s hmotnosti nad 100 Mvznikaly ve vesmíru již v čase 200 mil. let po velkém třesku (tj.z = cca. 20) a při životnosti kolem 3 mil. roků prakticky okamžitězačaly do vesmíru dodávat těžší prvky ("kovy").

Je pozoruhodné, jak se začátek tvorby I. generace velmi hmotnýchhvězd neustále posouvá k čím dál ranějšímu vesmíru, protožev polovině r. 2003 vyšly práce R. Cena a J. Miralda-Escudé, kteřítvrdí, že tyto hvězdy vznikaly již při z = cca. 30 (100 mil. let povelkém třesku) a možná dokonce z = 38 (75 mil. let) a při z = cca. 17 dokázaly poprvé reionizovat vesmír. Pak ale nastalapřestávka v tvorbě hvězd; vesmír ještě jednou zešeřela definitivně se v něm vyjasnilo až pro z = cca. 6.

R. Somervilleová a M. Livio ukázali, že v čase druhé reionizaceje tvorba hvězd rovnoměrně rozdělena mezi hvězdy I. a II.generace (III. a II. populace) a obě složky přispívajík reionizaci vesmíru. B. Panter aj. zjistili z přehlídky SDSS, žeasi třetina hvězd vznikla během prvních 5 mld. let věku vesmíru,a že před 6 mld. let začalo tempo tvorby hvězd ve vesmírupostupně klesat až na současnou 1/10 maximální produkce. Prvotnímezihvězdný plyn se shlukoval do zárodků galaxií již pouhých 100mil. roků po velkém třesku. I. Iliev aj. ukázali, že strukturuvesmíru v době šerověku bude možné postupně odhalit pomocíradioastronomie v pásmu nízkých frekvencí (např. anténnímisoustavami LOFAR nebo SKA) kolem 2 MHz, což je optimální proz = cca. 9, zatímco pásmo kolem čáry H I (1,4 GHz) se hodí i pro z = cca. 1000.

C. Conselice shrnul údaje o galaxiích v raných fázích vývojevesmíru, jak vyplynuly zejména ze vzhledu galaxií na snímcíchHDF, pořízených HST. Kondenzačními jádry pro vznik galaxií bylychomáče skryté látky, jež způsobily shlukování hvězd do prvníchmalých galaxií. Na snímcích HDF mají nepravidelný vzhled útržkůči řetízků. Tyto zárodečné galaxie postupně splývají a vytvářejíjednak výdutě budoucích spirálních galaxií a jednak eliptickégalaxie. Souhrnně je lze klasifikovat jako tzv. sferoidálnígalaxie. Hvězdy ve spirálních galaxiích vznikají překotněv jejich ramenech, které však v eliptických galaxiích chybějía překotná tvorba hvězd tam neprobíhá vůbec. Nejvíce materiáluobsahují obří eliptické galaxie. Četnost splývání dosáhla maximaasi miliardu let po velkém třesku; od té doby je splývání čím dáltím vzácnější.

W. Colley a J. Gott využili údajů z družice WMAP k určení typutopologie vesmíru a dospěli k názoru, že tento typ je v souladuse standardní inflační domněnkou s přesností o dva řády vyšší nežjak to bylo známo dříve. Nová data družice WMAP přiměla kosmologyv říjnu 2003 ke svolání zvláštní porady do amerického Clevelandu,na které mj. vystoupily i takové celebrity jako nositel Nobelovyceny S. Weinberg, proslulý britský astrofyzik S. Hawking a ruskýfyzik A. Linde. Účastníci prestižního zasedání se shodli, žedošlo k výraznému pokroku v určení stáří, hustoty, geometrie,složení a vývoje vesmíru. Oživili zájem o kontroverzníantropický princip v souvislosti s čím dál přesnějšími určenímihodnot fyzikálních konstant a jejich zřejmé neproměnnosti v čase.Otevřenými však zůstávají otázky topologie vesmíru, podstatyskryté energie, počtu geometrických rozměrů vesmíru a jehozrychlujícího se rozpínání v druhé polovině jeho existence jakoži povahy singularity na jeho počátku.

O řešení problému topologie vesmíru se na základě údajů družiceWMAP pokusili J.-P. Luminet aj., kteří se domnívají, že vesmír jeprostorově konečný a má topologii čtyřrozměrného dvanáctistěnu(viz též Kozmos 34, č. 6. str. 7), ale jejich práce byla vzápětíkritizována jednak N. Cornishem aj. - kteří z týchž dat odvodili,že topologie vesmíru je zcela konvenční a vesmír je prostorověnekonečný - a dále J. Barrowem a J. Levinovou, kteří Luminetůvvýsledek kritizovali proto, že je v rozporu s Koperníkovýmprincipem rovnocennosti souřadných soustav.

M. Tegmark aj. využili údajů o prostorovém rozložení 250 tis.galaxií z přehlídky SDSS k ověření kosmologických parametrůvesmíru, odvozených předtím z pozorování družice WMAP.V porovnání s výsledky družice jsou nové údaje asi dvakrátpřesnější a dávají možnost odvodit celkem 13 parametrů,charakterizujících vlastnosti vesmíru. Mezi nimi je předevšímstáří vesmíru (13,5 ±0,2) mld. let a dále zastoupení skryté látky(26% hmoty vesmíru) a skryté energie (70% hmoty vesmíru). Souhlasnových hodnot s výsledky WMAP je však velmi dobrý.

J. Gott aj. využili údajů z přehlídky SDSS k odhalení obří Velkéstěny, vzdálené od nás 300 Mpc a dlouhé plných 400 Mpc, jež jeod nás třikrát dál a téměř dvakrát delší než dosud rekordní Velkástěna, objevená v r. 1989 M. Gellerovou aj. To vyvolává otázku,zda vůbec a na jaké stupnici rozměrů je vesmír homogenní, jakpředpokládají kosmologické modely.

R. Regazzoni aj. se pokusili prokázat kvantovou strukturuprostoročasu pozorováním nejvzdálenějších bodových zdrojů, jimižjsou supernovy, které by díky této struktuře měly být na snímcíchlehce rozmazané. Ani HST na snímcích HDF však nic takovéhoneukázal, z čehož vyplývá, že horní meze kvantování jsou1,6.10-35 m pro Planckovu délku a 5,4.10-44 s pro Planckův čas.V. Faraoni a F. Cooperstock přinesli nové důkazy pro Tryonovotvrzení z r. 1973, že celková energie vesmíru pro otevřenýFridmanův-Robertsonův-Walkerův vesmír je přesně rovná nule, kdyžse do ní započte energie jeho gravitačního pole.

6.2. Problém skryté hmoty

O problému skryté látky v Galaxii se poprvé zmínil již v r.1922 proslulý holandský astronom J. Kapteyn, průkopník metodstelární statistiky. Prvním astronomem, který odhalil existenciskryté látky ve vesmíru, byl F. Zwicky, který již v r. 1933zjistil, že v kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky jepřinejmenším 15krát více skryté látky než látky zářící. Jejífyzikální podstata je ovšem dodnes neznámá. Naproti tomu A.Romanowsky aj. zjistili pomocí 4,2 m teleskopu WHT, že alespoňtři eliptické galaxie nejspíš žádnou skrytou látku neobsahují,protože jejich dynamická hmotnost, odvozená z pohybů periferníchplanetárních mlhovin, dobře souhlasí s hmotností zářivé složkytýchž galaxií.

Jak uvedl C. Conselice, dosavadními astronomickými prostředkyjsme schopni pozorovat nanejvýš 1/5 baryonní složky hmotyvesmíru, přičemž největší možnosti sledování poskytují baryonyv raném vesmíru, takže ideálními osvětlovači jsou velmi vzdálenékvasary, jejichž světlo je po cestě k nám pohlcováno v čářeLy-alfa intergalaktickým plynem o teplotě řádu MK. To praktickyznamená, že nanejvýš 1% hmoty vesmíru lze v principu pozorovatprostředky současné astronomie - zbytek jsou různé extrapolace.

K. Chae aj. využili rádiové přehlídky gravitačních čoček CLASSk odhadu množství skryté látky ve vesmíru, protože skrytá látkamá tytéž gravitační účinky jako látka zářící. V uspokojivé shoděs ostatními metodami jim vyšlo, že skrytá látka představuje 30%kritické hustoty vesmíru. Podobně C. Afonso aj. hledalizastoupení skryté látky v halu naší Galaxie na základě pozorovánígravitačních mikročoček v Malém Magellanově mračnu programemEROS. Podle těchto měření představuje skrytá látka nanejvýščtvrtinu hmotnosti galaktického hala. Existenci shluků skrytélátky v kupách galaxií potvrdilo podle J. Kneiba aj. porovnánísnímků kup A2029 (Had; vzdálenost 300 Mpc) a CL 0024+1654 (Ryby;1,4 Gpc), pořízených HST, s rentgenovými izofotami z družiceChandra. Jelikož rentgenové záření v kupách vzniká při akrecizářící látky na skrytou látku, lze právě tak mapovat výskytskryté látky. Shoda obou zobrazení je důkazem, že právě vesvítících kupách galaxií úměrně tomu shlukuje i skrytá látka.

Zdá se, že původně téměř rovnoměrně rozložená skrytá látkavesmíru se shlukovala do chomáčů během již zmíněného šerověkuvesmíru a velmi brzy umožnila vznik velmi hmotných hvězd I.generace. O prvotních chomáčích skryté látky se dozvídáme nepřímoprostřednictvím fluktuací reliktního záření. V tom případě hvězdyse z = cca. 6 patří v naprosté většině již ke hvězdám II. generace.Dobrou metodou ke zjišťování současného prostorového rozloženískryté látky se stává pozorování slabého gravitačního čočkovánívzhledu velmi vzdálených galaxií, tzv. kosmického střihu (angl.cosmic shear). Velikost střihu (vzhled tzv. kosmickéhogobelínu) je totiž přímo úměrná součtu zářící a skryté látkyvesmíru, a jelikož množství zářící látky lze určit dosti přesně,lze odtud odhadnout i koncentraci skryté látky v daném směru naobloze.

Nejlepší výsledky poskytují pozemní dalekohledy s průměremhlavního zrcadla alespoň 4 m a velkým zorným polem. Podle J.Tysona aj. lze ze vzhledu střihu určovat i vzdálenost střižnélátky a tak dospět k trojrozměrnému (tomografickému) obrazurozložení skryté látky ve vesmíru s polohovou přesností na 20%.Touto kombinovanou metodou byly až dosud nalezeny asi dva tuctykup skryté látky na 28 čtv. stupních oblohy a v blízkébudoucnosti lze očekávat podstatné rozšíření záběru tétorafinované metody. Díky S. Casertanovi aj. se téže metody využilotaké u kamery WFPC2 HST pro téměř 350 náhodně vybraných polío celkové výměře 0,5 čtv. stupně. Kosmický střih pro tvarygalaxií klesal z hodnoty 5,2 % pro úhlové rozměry 10" na 2,2% proúhlové rozměry 130", což potvrzuje úlohu skryté látky přigravitačním čočkování tvaru galaxií.

F. Pravdovi aj. se dokonce podařilo určit profil hustoty skrytélátky v obřích galaxiích pomocí přehlídky SDSS tak že zkoumalirelativní rychlosti satelitních galaxií v jejich okolí. Protožehustota skryté látky by měla klesat se 3. mocninou vzdálenosti odstředu obří galaxie, mělo by se to projevit i poklesem oběžnérychlosti satelitních galaxií ve větších vzdálenostech od obřígalaxie a výsledek měření tento předpoklad velmi dobře potvrdil.K. Freeman podobně z pohybu průvodců naší Galaxie odhadl, žehalo Galaxie sahá až do vzdálenosti 90 kpc - mnohem dále, nežkolik činí poloměr galaktického disku. Hmotnost skrytého halapředstavuje asi dvacetinásobek hmotnosti svítící látky Galaxie,tj. dosahuje řádu 1 TM. Hmotnost hal trpasličích galaxií všakčiní pouze 10 MM, kdežto hala obřích galaxií dosahují až 10TM.

Mnohem obtížnější je však zkoumání povahy fyzikálněnejvýznamnější složky vesmíru - skryté energie, která představujeplných 70% kritické hmotnosti vesmíru. Termín skrytá energie(angl. dark matter) pochází od M. Turnera, ale historicky jakoprvní o ní uvažoval A. Einstein, když vložil do svých proslulýchrovnic gravitačního působení ve vesmíru kontroverzníkosmologickou konstantu LAMBDA. Legendu o tom, že Einsteinpovažoval zavedení kosmologické konstanty za svůj největší omyl,rozšířil G. Gamow. Ve skutečnosti však Einstein v r. 1932 pouzekonstatoval, že velikost konstanty zatím není známa; předpokládalvšak, že její hodnotu bude jednou možné lépe určit. Přímoprorocky prohlásil, že kosmologická konstanta představuje sílu,která je patrně součástí struktury prostoročasu.

V 60. letech minulého století J. Zeldovič předvídavě usoudil, žekosmologická konstanta představuje energii vakua a vyvozujetudíž záporný tlak. Po objevu rozpínání vesmíru se sice zdálo, žeje tato konstanta rovná nule, a tudíž nadbytečná, ale dokosmologie se vrátila oklikou počátkem 80. let minulého stoletíspolečně s domněnkou o kosmologické inflaci - prudkémrozfouknutí vesmíru ve zlomku první sekundy po velkém třesku.Inflace totiž dokáže vysvětlit, proč je vesmír geometrickyplochý, což je nejspíše důsledek existence skryté energie. Protopři rozpínání vesmíru tlak vyvozený skrytou energií roste - narozdíl od běžného plynu, jehož tlak rozpínáním klesá. To je téždůvod, proč v posledních cca 7 mld. let se vesmír díky skrytéenergii rozpíná opět zrychleně, jak vysvitlo nejprve z pozorovánívzdálených supernov třídy Ia.

Jak uvedl R. Kirshner, supernovy třídy Ia slouží astronomům jakotzv. standardní svíčky, protože příčinou jevu je termonukleárnívýbuch bílých trpaslíků, které se nacházejí na Chandrasekharověmezi (cca 1,4 M), takže lze právem čekat, že v prvnímpřiblížení se při výbuchu každé supernovy Ia uvolní přibližnětotéž množství zářivé energie. Porovnání s pozorovanou jasnostísupernovy pak dá vzdálenost supernovy od nás nezávisle naklasickém Hubblově vztahu mezi červeným posuvem supernovya vzdálenosti. Pokud se rychlost rozpínání vesmíru nejprvebrzdila a později začala opět zrychlovat, projeví se to tím, žesupernovy s červeným posuvem z = cca. 0,5 jsou asi o čtvrtinuslabší, než bychom čekali při platnosti klasického Hubblovavztahu, a naopak supernovy se z >= 1,0 budou tím jasnější, čímbudou dál, opět vůči klasickému Hubblovu vztahu. Přesně to seskutečně pozoruje už od r. 1998 a z průběhu odchylek v závislostina vzdálenosti zejména pro z v rozsahu 0,3 -- 0,7 lze určiti zmíněný čas obratu z brzdění na zrychlování vesmíru.

R. Scranton aj. nalezli v r. 2003 nezávislý důkaz existenceskryté energie tím, že prozkoumali rozložení 25 milionů galaxiíz přehlídky SDSS a porovnali je s rozložením fluktuací reliktníhozáření družicí WMAP. Když reliktní fotony vletí do kupy galaxií,tak se díky vyšší gravitaci ohřejí, ale při opuštění kupy by seměly opět ochladit na výchozí teplotu. Jelikož se však běhempobytu v kupě prostor díky skryté energii zvětší, zmenší se tímpokles teploty fotonů vlivem tzv. Sachsova-Wolfeova efektu- a přesně to se také pozoruje. Je třeba zdůraznit, že odpudivásíla skryté energie se může projevit až ve velkých rozměrech kupgalaxií. V oblasti o velikosti sluneční soustavy činí skrytáenergie ekvivalent zářivé energie Slunce, vyzářené během 3hodin.

Dosud však není vyloučena možnost, že se, obrazně řečeno, hodnotakosmologické konstanty mění s časem, což by dle R. Caldwella aj.vedlo k zániku kup galaxií již za několik miliard roků a následněk rozpadu jednotlivých galaxií za dalších několik set milionůlet. Překotný rozpad struktur by vyvrcholil Velkým roztrhem(angl. Big Rip) atomů i částic. Nejnovější měření všaknaznačují - naštěstí pro potomky potomků našich potomků - že sekosmologická konstanta v čase nemění, a budoucnost vesmíru jeproto podstatně delší než jeho minulost. Jak uvedli J. Ostrikera P. Steinhardt, společnou vlastností skryté látky i skrytéenergie je okolnost, že žádná složka nevyzařuje ani nepohlcujeelektromagnetické záření, avšak skrytá látka okolní hmotupřitahuje, kdežto skrytá energie ji odpuzuje. Zatímco skrytálátka se evidentně shlukuje do velkých i menších chomáčůa chuchvalců, skrytá energie je ve vesmíru rozložena rovnoměrně.Zářící látka představuje pouhé 4,1% úhrnné hmotnosti vesmíru, alejen 0,4% úhrnné hmotnosti je látka dostatečně svítící, aby jimohli astronomové pozorovat; zbylá 3,7% jsou tvořena velmichladným plynem a prachem, neutriny a černými děrami.

6.3. Základní kosmologické parametry

L. Krauss a B. Chaboyer určili ze stáří kulových hvězdokupv Galaxii, že vesmír je určitě starší než 11,2 mld. let. Za to,že vesmír je ve skutečnosti o 2,3 mld. let starší, vděčíme právěskryté energii. C. Wanjek ukázal, jak údaje z družice WMAP mohousloužit pro přesnější určení základních parametrů vesmíru.Z rozboru úhlových fluktuací reliktního záření lze odvodit, ževesmír má plochou geometrii, což lze nejlépe vysvětlitkosmologickou inflací; tomu výborně odpovídá rozteč maximfluktuací pro úhly kolem 1°. Z dnešní teploty reliktního zářenízase vychází původní teplota při oddělení látky od záření asi 3kK a čas oddělení 380 tis. let po velkém třesku, který se odehrálpřed 13,5 mld. let. Jelikož rychlost zvuku je obecně mírouhustoty látky, lze z akustického spektra fluktuací reliktníhozáření odvodit i fluktuace hustoty látky v raném vesmíru.Velikost polarizace reliktního záření pak udává čas, kdy v ranémvesmíru začaly vznikat první hvězdy.

J. Uzan aj. odvodili z prvního zpracování měření družice WMAPstřední hustotu hmoty vesmíru na (1,05 ±0,02) kritické hustotypro plochý vesmír. A. Benoit aj. využili mikrovlnného radiometruARCHEOPS pro měření fluktuací reliktního záření ve frekvenčníchpásmech 143 -- 545 GHz na výškovém balónu k určení celkové hustotyhmoty vesmíru 1,00 a hustoty baryonní hmoty 0,022 (v jednotkáchhustoty kritické). A. Melchiorri aj. zkombinovali měřeníz družice WMAP a z přehlídky SDSS a obdrželi pro hustotu skrytélátky 0,26 hustoty kritické a pro H0 = 66 km/s/Mpc. Nezávislýmsrovnáním údajů z obou přehlídek obdrželi W. Chiu aj. H0 = 72km/s/Mpc, což dává dobrou představu o středních chybách měření,které konečně poklesly pod magických 10%.

W. Saunders aj. dokončili v dubnu r. 2002 přehlídku 2dF pomocíaustralského 3,9 m teleskopu AAT, která pokryla 5% oblohya získala údaje pro 221 tis. galaxií do vzdálenosti 300 Mpc odSlunce. Odtud vyšla hustota skryté a svítící látky 0,29, hustotaskryté energie 0,70 a horní mez hustoty neutrin 0,13, což dáváhorní mez klidové hmotností neutrin 1,8 eV/c2. Hubblovakonstanta H0 pak činí 72 km/s/Mpc. S. Mei aj. využilifluktuací plošné jasnosti v blízkých galaxiích NGC 564 (z =0,019) a NGC 7619 (z = 0,012) k nezávislému určení H0 =(70 ±5) km/s/Mpc.

6.4. Reliktní záření

V létě r. 2003 byly zveřejněny první výsledky měření fluktuacíreliktního záření z družice Wilkinson Microwave AnistropyProbe (WMAP) v ceně 145 mil. dolarů, vypuštěné v létě 2001 dobodu L2 soustavy Země-Slunce. Aparatura na družici docílilapodle C. Bennetta aj. více než řádově lepších technickýchparametrů proti dosud nejlepším radiometrům na družici COBE.Konkrétně má 30krát lepší úhlové rozlišení a 45krát vyššícitlivost než COBE. L. Page aj. uvedli, že šířka svazkuradiometru činí jen 0,23° a měření probíhá na pěti frekvencíchv pásmu 20 -- 100 GHz.

Mezitím však WMAP vyvstala i pozemní konkurence v podoběmikrovlnného radioteleskopu DASI, instalovaného v Antarktidě.Cílem měření je odhalit rozložení polarizace reliktního záření poobloze na základě teoretické předpovědi M. Reese z r. 1968. Kdyžse totiž v raném vesmíru oddělilo reliktní záření od vesmírnélátky, bylo polarizováno díky rozptylu záření na volnýchelektronech a informaci o poloze polarizační roviny při poslednímrozptylu si uchovává, takže příslušným pozorováním můžerekonstruovat podmínky v raném vesmíru v čase od zlomku prvnímikrosekundy až 380 tis. roků po velkém třesku. Jak uvedli E.Hivon a M. Kamionkowski, první měření polarizace reliktníhozáření aparaturou DASI potvrdilo jednak standardní kosmologickýmodel velkého třesku a jednak výskyt inflační fáze ve velmi ranémvesmíru na úrovni 5 sigma. Podle jejich názoru patří objevpolarizace reliktního záření k největším úspěchům ve zkoumánívlastností reliktního záření, protože výhledově umožní mapovatrozložení hustoty látky vesmíru i v pozdějších vývojových fázích,zejména v době, kdy vznikala I. generace hvězd.

Dalším pozemním protějškem WMAP je mikrovlnný interferometrVSA, instalovaný na ostrově Tenerife ve výšce 2400 m n.m. PodleR. Watsona aj. se interferometr skládá ze 14 prvků s úhlovýmrozlišením 2°, naladěných na řadu frekvencí v pásmu 26 -- 36 GHz.Během půlročního provozu na přelomu let 2001-02 se podařiloprohlédnout 8 polí na obloze o úhrnné výměře 101 čtv. stupňů.Odtud dle A. Slosara aj. se podařilo odvodit hodnotu Hubblovykonstanty 72 km/s/Mpc a podíl skryté látky 0,18, kdežto baryonypředstavují jen 0,03 kritické hustoty.

Třetím novým pozemním systémem je dle B. Masona aj.interferometr CBI v chilské poušti Atacama, instalovaný vevýšce 5080 m n.m. a sestávající ze 13 parabol o průměru 0,9 m,měřících v pásmu 26 -- 36 GHz. Interferometr dokáže měřitmultipólové anizotropie reliktního záření až do stupně l =3500. Jak ukázali J. Sievers aj., multipólová anizotropie,odvozená z měření zatím nejvýkonnější aparaturou CBI i dalšímiradiometry, odpovídá prvotním nahloučením skryté látky vesmíru aždo hmotností 1014 -- 1017 M, což jsou kondenzační jádrabudoucích kup galaxií. Tato měření dále určila stáří vesmíru(13,7 ±0,2) Gr; H0 = 69 km/s/Mpc; plochost vesmíru Omega = (1,00±0,11) a velikost skryté energie OmegaLAMBDA = (0,70 ±0,05).

Zatímco dosud zmíněné přístroje jsou schopné změřit multipólovouanizotropii reliktního záření teprve od stupně l = cca. 200,aparatura MAT/TOCO zbudovaná na Cerro Toco (5200 m n.m.) v Chiledokáže na frekvencích 30 a 40 GHz postihnout nižší stupněv rozsahu l 60 -- 200. První výsledky všech těchto měření jsouve velmi dobré shodě se standardním kosmologickým modelem velkéhotřesku.

6.5. Kosmické záření

H. Lesch a M. Hanasz ukázali, že v prvotních galaxií asi 500 mil.let po velkém třesku existuje dynamická vazba mezi silnýmmagnetickým polem a produkcí kosmického záření během epochypřekotné tvorby hvězd. Z měření Faradayovy rotace radiovéhozáření galaxií se z > 2 totiž vyplývá, že tyto galaxie majísilná magnetické pole na délkových stupnicích řádu 10 kpc,a tam se mohou částice kosmického záření snadno urychlit na velmivysoké energie. Přenosem částic kosmického záření v zapletenýchmagnetických polích a jejich Fermiho urychlovánímv relativistických rázových vlnách se zabývali M. Lemoine a G.Pelletier.

J. Arons se domnívá, že rychle rotující magnetary mohouv silném magnetickém poli vytvářet ultrarelativistické iontys energiemi až 10 ZeV. Jelikož tyto objekty se určitě vyskytujív každé větší galaxii v našem okolí, měly by být částicekosmického záření o energiích alespoň 100 EeV pozorovatelnéobservatoří Pierra Augera (PAO) již v nejbližších letech. (Tatodosud rozestavěná observatoř je již od října 2003 největšíma nejvýkonnějším zařízením pro detekci kosmického zářenío ultravysokých energiích - viz též Kozmos 36/2005, č. 2, str.2.)

Zatím největší soubor pozorování ultraenergetických částicposkytla japonská observatoř AGASA - celkem 57 úkazů s energiínad 40 EeV. Jak uvedli H. Yoshiguchi aj., není dosud jasné, zdaexistuje ve vzdálenosti do 100 Mpc nějaký bodový zdroj těchtočástic, ale jakmile bude mít PAO statistiku alespoň 1000 takovýchčástic, mělo by to případné bodové zdroje odhalit. Podobněbezvýsledně dopadlo podle D. Torrese aj. též hledánípotenciálních bodových zdrojů extrémně energetického kosmickéhozáření v pozorovacích údajích ze všech dosud proběhlýchexperimentů (AGASA, Jakutsk, Haverah Park a Volcano Ranch). Pokusidentifikovat některý z 33 úkazů, pozorovaných těmito aparaturamiza posledních 40 let buď s blízkými blazary, anebo se zdrojiv 3. katalogu COMPTON/EGRET, nevedl k žádnému úspěchu. Stejně takselhali C. Akerlof aj, kteří hledali souvislosti mezi směrypříchodu částic extrémně energetického kosmického záření a zdrojiTeV záření gama.

S. Thorsett aj. se pokusili vysvětlit existenci kolena(přebytku toku v energetickém spektru kosmického záření proenergie = cca. 3 PeV) tím, že ve vzdálenosti 300 pc od nás senachází na rozhraní souhvězdí Jednorožce a Blíženců pozůstatek posupernově "MonoGem", obsahující pulsar B0656+14, který údajněprodukuje kosmické záření o energii řádu PeV; tento jediný zdrojstačí na vysvětlení zmíněného přebytku. Jak uvedli A.Chilingarian aj., detektor MAKET-ANI na hoře Aragac skutečněodhalil během pozorování v letech 1997-2003 kosmické záření zezdroje MonoGem s energiemi až 0,1 PeV. Naproti tomu L.Svěšnikovová se domnívá, že za přebytek v koleně mohou hypernovy.W. Bednarek přišel s obdobným nápadem pro vysvětlení přebytkutoku kosmického záření pro energie kolem 1 EeV. Domnívá se, že zato může 2. asociace velmi hmotných hvězd sp.tříd OB v Labuti,v níž před desítkami tisíc let vybuchla řada supernov vevzdálenosti asi 1,7 kpc od nás. V pozůstatcích supernov můžedocházet k urychlení částic kosmického záření na extrémníenergie.

Potenciálním zdrojem extrémně energetického záření může však dleN. Hayashidy aj. být také centrum naší Galaxie, kde sevyskytuje velké množství hmotných hvězd, jež rovněž nutněvybuchují jako supernovy. E. Berezhko ukázal, že fyzikové jsouzde nejspíš na správné stopě, protože díky měřením z družiceChandra se podařilo prokázat, že v pozůstatku po supernově 1006v souhvězdí Vlka se vyskytuje silné magnetické pole na úrovni 10nT, které stačí k urychlování nabitých částic na energie řádu PeV- to na druhé straně znamená, že částice s energiemi řádu EeVa vyšší přicházejí pravděpodobně z extragalaktického prostoru.Podle I. Semeniuka mohou extrémně energetického částice v tomtopřípadě vylétat z okolí černých veleděr v jádrech aktivníchgalaxií, nebo z dlouhých zábleskových zdrojů záření gamaa případně též z rozsáhlých radiových laloků kolem interagujícíchgalaxií. Není ovšem vyloučeno, že ve hře jsou i zcela exotickémechanismy urychlování, vyžadující "novou fyziku".

6.6. Jaderná, částicová a relativistická fyzika

R. Salvaterra a A. Ferrara zpochybnili učebnicovou poučku, ževeškeré 4He pochází z prvních tří minut po velkém třesku.Ukázali totiž, že tento nuklid může hojně vznikat v nitrech velmihmotných hvězd I. generace a tak maskovat mnohem nižší produkcihélia v nejranějším vesmíru. Výsledné zastoupení hélia činí(23,4 ±0,3) %. K. Croswell upozornil na záhadu, kde se vlastněvzal ve vesmíru 9. prvek Mendělejevovy tabulky fluór. Je hototiž relativně mnohem méně než prvků skupiny CNO s nižšímiprotonovými čísly, ale i než neonu, který má nejbližší vyššíprotonové číslo. Teprve v r. 1992 se podařilo najít čáry fluóruv obřích hvězdách - uhlíkové hvězdy obsahují 65krát více fluórunež Slunce.

J. Ahrens aj. uveřejnili výsledky pozorování neutrin o vysokýchenergiích pomocí aparatury AMANDA v Antarktidě za 130 dnůměření během antarktické zimy r. 1997. Při měřeních bylo 300fotonásobičů zapuštěno do antarktického ledu do hloubek 800 --1000 m na 10 kabelech spuštěných svisle uvnitř kruhu o průměru120 m. Rozložení směrů mionových neutrin, přicházejících napříčZemí ze severní polokoule se ukázalo naprosto náhodné, takženeobjevili žádný bodový zdroj těchto částic. J. Blümer shrnulúdaje o určení klidové hmotnosti elektronových neutrin jakpomocí astronomických pozorování tak pomocí fyzikálních pokusů,z nichž vyplývá rozmezí 0,2 -- 2 eV/c2.

Ve Spojených státech se v r. 2003 rozhodli zaplavit zrušený zlatýdůl Homestake v Jižní Dakotě, kde byl od r. 1967 do r. 1994v hloubce 1500 m pod zemí v provozu historický experimentbudoucího nositele Nobelovy ceny R. Davise, jenž vedl k prvnídetekci slunečních neutrin. Tím byla ohrožena možnost vybudovatve zrušeném dole trvalou podzemní neutrinovou observatoř novégenerace. Odborníci z Fermilabu proto zaměřili svou pozornost namělčí (700 m) opuštěný důl na železnou rudu v Soudanu ve státěMinnesota. O obtížnosti detekce neutrin svědčí i následujícípřirovnání: kdybychom chtěli zachytit konkrétní neutrinos pravděpodobností 2/3, potřebovali bychom k tomu železnou deskuo tloušťce 100 světelných let! Tolik železa na Zemi nemáme, takžemusíme spoléhat na silné neutrinové svazky, chrlící v daném směrubiliony neutrin ročně. Urychlovač ve Fermilabu v Chicagu by mělprodukovat mionová neutrina o energii 3 GeV, která budounasměrována do obřího detektoru MINOS v Minnesotě, vzdálenéhood Chicaga "podzemní čarou" o délce 735 km. MINOS bude umístěnv Soudanu v hloubce 700 m pod povrchem; jeho hmotnost dosáhne5400 t a účinný průřez 28 000 m2.

Hlavním cílem experimentu bude zjistit předpokládané oscilaceneutrin během dlouhého letu. Dalším cílem může však býti pozoruhodná praktická aplikace výzkumu, protože uvnitř Zeměvznikají čas od času díky rozličným interakcím geoneutrinav množství asi 30 neutrin ročně na tunu horniny, která pak snadnopronikají i žhavým jádrem Země a mohou se stát jedinečným zdrojeminformací o stavu zemských vrstev, jak už v 80. letech minuléhostoletí ukázali význační fyzikové A. de Rujúla, S. Glashow, R.Wilson a G. Charpak. Možná se už v tomto století dočkáme ponorky,vybavené přenosným detektorem neutrin, která bude postupněproplouvat všemi oceány a měřit tok slunečních neutrina geoneutrin a tak tomografovat nepřístupné zemské nitro.

Zatím se buduje stacionární podmořský detektor NESTOR, vzdálenýjen 14 km od pobřeží Peloponésu v hloubce 4 km ve Středozemnímmoři. Detektor bude mít sběrnou plochu 20 000 m2 a bude schopenzaznamenávat neutrina o energiích 10 TeV. V březnu 2003 uvedliřečtí odborníci ve spolupráci s ústavy v SRN, Rusku, USAa Švýcarska do provozu první část experimentu. Konečněv listopadu 2003 byl spuštěn podmořský detektor ANTARES veStředozemním moři poblíž francouzského Toulonu. Prototypv hloubce 2400 m má sběrnou plochu 100 000 m2, ale počítá ses jeho rozšířením do r. 2006 na objem 1 km3. Na jeho výstavběa provozu se podílí 14 vědeckých ústavů se 7 evropských zemí.ANTARES podobně jako NESTOR bude moci studovat neutrina,přicházející k Zemi z jižní polokoule, tj. především z centraGalaxie, resp. z Velkého a Magellanova mračna. (Detekují se pouzeneutrina, přicházející ze "spodní" polokoule, čímž se potlačíšum, vznikající dopadem sekundárního kosmického záření a částic,vznikajících v zemské atmosféře, které přilétají z "horní"polokoule.)

Dosud nejpřesnější test obecné teorie relativity uveřejnili B.Bertotti aj, kteří k tomu využili kosmické sondy Cassini, když21. června 2002 prošla při vzdálenosti 8,4 AU od Země v lineárnívzdálenosti jen 1,6 R od středu Slunce; tj. 9arcmin jižně od okrajeslunečního disku. Protože vysílací frekvence na sondě byly přesněznámy, bylo možné sledovat pomocí radioteleskopu DSN v Goldstonepostupné snižování i opětné zvyšování frekvence signálu poprůchodu gravitačním polem v okolí Slunce během pohybu sondyv měnící se úhlové vzdálenosti od Slunce s neobyčejně vysokoupřesností. Souhlas naměřeného posuvu frekvence s předpovědí podleobecné teorie relativity dosáhl relativní přesnosti 2,3.10-5(0,02 promile), což je 40krát přesnější výsledek, než u všechdosud publikovaných astronomických testů obecné relativity.

Nepřímým testem obecné relativity je ovšem také znamenitá funkcedružicového globálního pozičního systému (GPS), protože připřesnosti cesiových hodin na palubách 24 družic 5.10-14 s/d jetřeba podle P. Klepáče a J. Horského k dosažení vrcholné pozičníi časové přesnosti počítat s opravami podle speciální i obecnéteorie relativity. Podobně E. Fomalont a S. Kopeikin využiliprůchodu Jupiteru v úhlové vzdálenosti 3,7arcmin od kvasaruJ0842+1835 (Cnc) dne 8. září 2002 ke změření Shapirovazpoždění v gravitačním poli Jupiteru, jež dosáhlo v doběnejvětšího sblížení těles snadno měřitelných 1,2 ms. Odtud sepodařilo ověřit předpověď obecné teorie relativity s chybou 19%,což je přirozeně dáno relativně slabou gravitací Jupiterui velkou lineární vzdáleností průmětu kvasaru od planety, alepřesto má test velký metodický význam.

R. Lieu a H. Hillman využili pozorování jiného kvasaru PKS1413+135 (Boo), vzdáleného od nás 1,2 Gpc, k pozorovánídifrakčních kroužků tohoto bodového zdroje pomocí HST. Existencekroužků u takto vzdáleného zdroje svědčí o neproměnnostirychlosti šíření světla během posledních 4 mld. let s udivujícírelativní přesností 10-32! (Jde o vůbec nejpřesnější údaj v celéfyzice.)

Pokud jde o kvasary obecně, dnes už nikdo nepochybuje o tom, žejejich podstatou jsou černé veledíry o hmotnostech nad 100MM, které se živí akrecí okolní hvězdné i mezihvězdné hmoty,a proto svítí. Tento zářivý mechanismus navrhli již v r. 1964nezávisle E. Salpeter a J. Zeldovič. M. Volonteri aj. zjistili,že velmi hmotné černé veledíry vznikají z tmavého hala kolembudoucích kup galaxií již ve velmi raném vesmíru pro z = cca. 20(200 mil. let po velkém třesku), a to převážně ve dvojicích.Zastoupení párů černých veleděr s rostoucím stářím vesmíru všakklesá a dnes činí jen asi 10 % této bizarní populace. Podle T. diMatteové aj. procházejí velmi hmotné galaxie fází kvasarů, kterávšak trvá okrouhle jen 20 mil. let. Největší akrece na černéveledíry odpovídá červenému posuvu z v intervalu 5 -- 4."Výstavba" černých veleděr končí pro z = cca. 3 a od té chvíle platípřímá úměrnost mezi hmotností černé veledíry v jádře galaxiea hmotností příslušné galaktické výdutě.

M. Begelman shrnul astronomická pozorování, svědčícío existenci černých děr rozličných hmotností. V centrechvětšiny galaxií se nacházejí černé veledíry s hmotnostmi alespoň1 MM, které ovlivňují dynamiku mezihvězdného plynu až dovzdálenosti 1 kpc od centra galaxie. Pokud černé veledírypřesahují hmotnost 100 M, projeví se to mimořádnou aktivitoujádra příslušné galaxie, buď v podobě kvasaru, anebo aktivníhojádra (AGN). Do této skupiny však patří nanejvýš 1% galaxií vevesmíru a tento růst hmotnosti černých veleděr je vyvolánakrecí, nikoliv splýváním černých děr. K tomu je ovšem potřebí,aby hvězdy před pohlcením černou veledírou ztratily přebytečnýmoment hybnosti a zdá se, že jediným efektivním mechanismem jezbrzdění hvězdy magnetickým polem. O přítomnosti silnýchmagnetických polí svědčí usměrněné protilehlé výtrysky látkyz mnoha kvasarů, resp. i hvězdných černých děr a uvolňovánízářivé energie Blandfordovým-Znajekovým mechanismem.

D. De Paolis aj. se domnívají, že v okolí černé veledíry v centrunaší Galaxie bychom mohli pozorovat efekty gravitačníretročočky, předpovězené v r. 2002 D. Holzem a J. Wheelerem, tj.jasné oblouky a prsteny v okolí velmi hmotných hvězd, kteréobíhají v těsné blízkosti černé veledíry, kterou silně ozařují.M. Freitag soudí, že tyto hmotné hvězdy mohou při svém oběhukolem černé veledíry po velmi výstředných drahách vysílat taksilné gravitační vlny, že by je mohly zaznamenat kosmickédetektory typu LISA.

Současná nejvýkonnější pozemní aparatura LIGO v USA v ceně 365mil. dolarů zatím nemá požadované parametry. Ačkoliv začalasouvisle měřit v říjnu 2000 a do dubna 2003 zvýšila svoucitlivost o 4 řády, stále ještě dosahuje pouhé desetiny plánovanécitlivosti. Navíc aparatura v Louisianě může měřit jen v noci,protože ve dne je rušena otřesy půdy, které vznikají těžbou dřevav blízkém okolí. Naproti tomu G. Paturel a Y. Baryshev tvrdí, žese jim v letech 1998 a 2001 podařilo zaznamenat slabé signálygravitačního záření na frekvenci 1 kHz pomocí tří válcovýchdetektorů systému Nautilus-Explorer. Směr příletu gravitačníhozáření zhruba odpovídá poloze jádra naší Galaxie. Pochopitelně jenutné tato choulostivá měření ověřit či naopak popřít nezávislýmměřením jinými detektory. V městečku Cascina u italské Pisy bylav červenci 2003 uvedena do chodu italsko-francouzská aparaturaVIRGO v ceně 75 mil. dolarů s rameny dlouhými 3 km, která jeschopna zaznamenat frekvence gravitačního záření vyšší než 10 Hz(práh LIGO je 60 Hz) až do hodnoty 6 kHz.

Podle D. Gelina a T. Harrisona se v měkkém přechodném rentgenovémzdroji GRO J0422+32 (Per) nalézá zatím nejméně hmotná černádíra, jejíž hmotnost je určitě nižší než 4,9 Ma nejpravděpodobněji činí jen 4,0 M. M. Gierlinski poukázal nakritérium, které může odlišit neutronovou hvězdu od černé díryv soustavách rentgenových dvojhvězd. Jelikož na rozdíl od černýchděr mají neutronové hvězdy tuhý povrch (tvrdou kůru), jejichrentgenové spektrum se rovněž liší, protože u černé díryspektrum vzniká převážně na hranici tzv. obzoru událostí.

Když v r. 1975 ukázal S. Hawking, že díky kvantovým efektům černédíry přece jen - byť nepatrně - září, vyšel z důkazu J.Bekensteina z r. 1973, že entropie černých děr je úměrná jejichpovrchu, který představuje obzor událostí. Na to navázali dalšíautoři, kteří se opírali o koncept smyčkové kvantovégravitace: v r. 1995 C. Rovelli a L. Smolin dokázali, že v tétoteorii je plocha kvantována, v r. 1997 spočítali A. Ashtekar aj.entropii nerotující černé díry a o rok později Rovelli ukázal, žečerné díry mají diskrétní spektrum energetických hladin. Tak senakonec dospělo k názoru, že musí existovat i elementárníkvantum plochy, které se rovná přibližně 4,39násobku Planckovyelementární plochy (= cca. 10-70 m2). V r. 2003 dokázal L. Motl, žeonen koeficient je přesně (4.ln 3), takže z fyziky se stala čirámatematika... Mimochodem, A. Barrau a G. Boudoul spočítali, žeminiaturní prvotní černé díry vznikaly v nejranějším vesmíruv čase 10-35 s po velkém třesku - zatím však nikdo neprokázaljejich existenci. Pouze N. Afshordi aj. usoudili, že prvotníčerné díry by mohly tvořit podstatnou část skryté látkyvesmíru, pokud jejich původní hmotnosti spadaly do intervalu 30-- 10 000 M.

Podle F. Steckera ani první astronomický test kvantovégravitace, jež by měla spojit kvantovou mechaniku a obecnourelativitu, nedopadl pro kvantovou gravitaci dobře. Šloo pozorování jader aktivních galaxií Mkn 421 a 501, vzdálených odnás 140 Mpc v pásmu vysoce energetického záření gama. Jelikož obazdroje jeví prudký pokles toku u extrémně vysokých energií, jdeo příznak neexistence tzv. kvantové pěny v extrémněminiaturních časoprostorových měřítkách. Totéž se podle T.Jacobsona zjistilo pro 100 MeV synchrotronové záření gama z Krabímlhoviny (vzdálenost 1,9 kpc), neboť odtud plyne, že ani přienergiích urychlovaných elektronů řádu 1,5 PeV nedocházík narušení Lorentzovy souměrnosti, vyplývající ze speciálníteorie relativity, což je ovšem v rozporu s kvantovou gravitací.

Jak uvádí C. Hoyle, podobně dopadla i strunová teorie, kterápředvídá díky skrytým prostorovým rozměrům odchylky od klasickéhogravitačního zákona při vzájemné vzdálenosti zkušebních těles pod1 mm. V r. 2003 však uskutečnili J. Long aj. experiment, v němždokázali změřit s vysokou přesností gravitační sílu při vzájemnévzdálenosti těles v intervalu 10 -- 100 µm, a v mezích přesnostiměření žádné odchylky od poklesu gravitace s přesně 2. mocninouvzdálenosti nenalezli.

Jiný pozoruhodný experiment ohlásili N. Seddon a T. Beapark.Demonstrovali pomocí materiálu s anomální dispersí inverzníDopplerův jev, tj. růst frekvence signálu, odraženého odubíhajícího rozhraní v takovém materiálu. Efekt je o 5 řádů většínež klasický Dopplerův jev pro zdroje, přibližující sedefinovanou kinematickou rychlostí, a dá se navíc ladit změnouanomální disperse. (Doppler by se určitě divil.)

Na závěr ještě trochu fyzikální sci-fi. Když se ukázalo, žez teorie černých děr vyplývá možnost existence jejich spojek dovzdálených oblastí prostoročasu, popř. rovnou do jiných vesmírův podobě tzv. červích děr, začali fyzikové uvažovat o jejichvyužití jako zkratek pro dálkové cestování. Přitom však narazilina základní překážku - červí díry mají vlastní obzory událostí,které představují neprůchodnou zátku i pro světlo, natož prohmotné částice. K radosti sci-fistů však K. Thorne vymyslel v r.1988 metodu, jak se těchto zátek zbavit - stačí, když siu experimentálních fyziků nebo nebo někde ve vesmíru opatřítekousek exotické hmoty se zápornou energií - a zátka zmizí. Toovšem není příliš praktické řešení a tak od r. 2003 si díky M.Visserovi aj. si jednou budeme moci usnadnit mezihvězdnécestování díky jejich objevu, že ve vysoce souměrných červíchděrách dochází spontánně ke kvantovým fluktuacím, takže stačívyčíhat si příhodný okamžik - a jste za vodou; přesněji za červídírou.

7. Život ve vesmíru

C. Lineweaver a T. Davisová se domnívají, že pokud se prokáževznik života na Zemi do 200 mil. let po konci těžkéhobombardování (před 3,8 mld. let) v rané fázi vývoje slunečnísoustavy, znamená to, že život je ve vesmíru běžný. Naproti tomukomplexní (inteligentní) život je ve vesmíru vzácný, protože naZemi to trvalo evidentně nesrovnatelně déle, než se objevil,a v tuto chvíli nejsou jeho vyhlídky už nijak závratné, protoženejpozději za miliardu let bude na Zemi příliš horko. Podlejejich názoru jsou tedy nejběžnějšími mimozemšťany koloniebaktérií (např. v podobě stromatolitů).

L. Wells aj. ukázali, že pokud by na rané Zemi vznikl život a pakbyl ohrožen drtivým impaktem během těžkého bombardování, mohlby paradoxně sám impakt přispět k dalšímu přežití života. Podlejejich výpočtů horniny, obsahující živé mikroorganismya vymrštěné při impaktu do kosmu, se mohly na Zemi vracet běhemnásledujících tisíců let, kdy už ničivé následky impaktu doznělya Země se stala opět obyvatelnou. Při zkáze raketoplánu Columbiapřežily pokusní červi Caenorhabiditis elegans vysokou teplotui přetížení až 100 kG, jak se ukázalo po nálezu zbytků kanystrůs hlísticemi po dopadu na zem, což znovu poukázalo na možnostpřežívání drobných organismů při impaktech kosmických těles naZemi a případných návratech organismů uvězněných uvnitřvymrštěných hornin. V současné době sahá biosféra do hloubky až4 km pod zemský povrch, což patrně platilo i tehdy, takžekosmická úschovna v okolí Země měla dostatek biozavazadel,vymrštěných i z velké hloubky pod povrchem planety. Část z nichbyla nakonec expedována i na Mars, který tak mohl být mnohokrátoplodněn Zemí...

V r. 2003 uplynulo půl století od klasického pokusu S.Millera, jenž podle nápadu nositele Nobelovy ceny H. Ureyehovystavil směs metanu, čpavku, vody a vodíku elektrickým výbojůma získal tak směs aminokyselin. Miller tak napodobil podmínky,které patrně panovaly v rané atmosféře Země a ukázal, že tehdymohla standardně vznikat "prebiotická polévka". Z. Peeters aj.posuzovali možnosti vzniku a přežití bází nukleových kyselinv mezihvězdném a meziplanetárním prostoru, když se prokázalo, žev některých uhlíkatých chondritech byly nalezeny bázemimozemského původu. Relativně nejodolnější je glycin, který bylobjeven v hustých mezihvězdných mračnech v okolí centra Galaxiei ve známé mlhovině v Orionu. Plynný adenin a uracil by všakzničilo ultrafialové záření v meziplanetárním prostoru v okolíZemě během několika hodin, takže z toho se dá usoudit, že bázenukleových kyselin, nevyhnutelně potřebné pro vznik života naZemi, vznikaly přímo na naší planetě. A. Schuerger aj. ukázali,že při simulaci fyzikálních a chemických podmínek na povrchuMarsu v laboratoři vyhynulo 99,9% endospor baktérie Bacillussubtilis během několika minut, takže během jediného dnestráveného na povrchu Marsu nechráněné baktérie zkrátkanepřežijí.

D. Braun aj. usoudili, že raný život na Zemi mohl vznikatv okolí vulkanických výronů na dnech oceánů, kde se horká vodapromíchávala s chladnější. Organismy řádu Archea totiž přežívajív hloubce oceánu při teplotě až 121° C. Velkou záhadou vývoježivota na Zemi je dlouhý časový interval více než 3 mld. roků,kdy život na Zemi měl mikroskopickou povahu a vývoj ke složitostibyl nepříliš patrný. Pak přichází počátek druhohor, kdy běhemgeologicky nepatrného intervalu méně než milion roků v čase 542mil. let před současností dochází k překotnému rozrůzněníživota do prakticky všech makroskopických forem, které známe naZemi dnes. Lze zatím jen spekulovat, co takový překvapivý zvratzpůsobilo.

M. Little uveřejnil revidované údaje o dávkách radiace, jimižje vystaven průměrný člověk téměř určitě bez zdravotníchnásledků. Roční průměrná dávka činí 2,4 mSv, z čehož asi polovinupředstavuje částice alfa z radioaktivního radonu, vyvěrajícího zeZemě. Druhou polovinu roční dávky způsobuje kosmické zářenía paprsky gama vycházející rovněž ze Země. Pokud člověk nalétáv dopravních letadlech cca 100 h ročně, tak se zmíněná průměrnádávka zvedá o 0,5 mSv a lékařská vyšetření rentgenem přidávajídalších asi 0,4 mSv/r. Radioaktivní spad z jaderných výbuchův atmosféře dosahuje nyní jen 0,005 mSv/r a výbuch v Černobylu0,002 mSv/r, což je o řád více než dávka ze souhrnu jadernýchelektráren z celého světa. Atomové výbuchy v Japonsku v r. 1945přežili obyvatelé, kteří se nacházeli ve vzdálenostech 900 --1700 m od epicentra a dostali jednorázové dávky 200 -- 5000 mSv.

M. Turnbullová a J. Tarterová uveřejnily katalog HabCatblízkých hvězd, které by mohly být obklopeny planetami vhodnýmipro život. Katalog obsahuje 17 tisíc hvězd do vzdálenosti 140 pcod Slunce včetně 2200 dvoj- a trojhvězd. Katalog je přípravou proprogram SETI pomocí budovaného Allenova radioteleskopu (ATA) naobservatoři Hat Creek v Kalifornii.

P. Chapman-Rietschi připomněl začátky úsilí o hledánímimozemšťanů a jako průkopnickou práci označil článek E. Barneseo pátrání po technicky vyspělých mimozemských civilizacích z r.1931, na který navázal podobným článkem v r. 1950 F. Hoyle.V témže roce diskutoval při obědě v Los Alamos E. Fermi s E.Tellerem, H. Yorkem a E. Konopinskim o mimozemšťanech a vyslovilsvůj údiv nad tím, že nás dosud žádní zelení pidimužícinenavštívili - tak se zrodil proslulý Fermiho paradox. Pakpřišel přelomový rok 1959 kdy F. Drake zahájil projekt OZMA(hledání radiových signálů mimozemšťanů), G. Cocconia P.Morrison uveřejnili v prestižním časopise Nature úvahuo přirozeném frekvenčním normálu pro mezihvězdnou komunikaci- vodíkové čáře na frekvenci 1 420 MHz - a S. Shu Huang napsalstudii o možném výskytu života ve vesmíru. Od té doby se programSETI rozvinul do nebývalé šíře zejména díky nedávno dokončenémuprogramu SETI@home pod vedením D. Werthimera. Od května 1999pomáhalo přes 4 miliony dobrovolných spolupracovníků se svýmiosobními počítači analyzovat jednotným programem na výskytpřípadných umělých signálů, rozesílaným z kalifornské univerzityv Berkeley, 250 kB úseky šumu, zachycovaného 305m radioteleskopem v Arecibu. Podle T. Laziho šlo o největšíprojekt sdíleného počítání na světě, který zabral 1,3 mil. rokůstrojového času. Nejzajímavějších 166 zdrojů signálu pozorovaliautoři projektu v Arecibu v březnu 2003, ale nic přitom nenašli.Navzdory tomu byla u 43 m radioteleskopu v Green Banku v záp.Virginii zahájena koncem r. 2002 II. etapa projektu SETI@home podoznačením Phoenix.

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Začátek roku přinesl tragédii australské observatoři na Mt.Stromlo, kde ničivému požáru buše po úderu blesku padlo v černousobotu 18. ledna 2003 za oběť mimo jiné šest dalekohledů včetně1,3 m reflektoru (vyrobeného r. 1856 a známého z nedávnéhoprogramu MACHO) a největšího 1,9 m teleskopu jakož i téměřdokončený infračervený spektrograf pro 8 m dalekohled GeminiN v ceně 2,5 mil. dolarů, kamera s adaptivní optikou prodalekohled Gemini S za 3,7 mil. dolarů a nesmírně cenná knihovna.Zachránila se jen budova s počítači a digitálními databázemi.Úhrnná škoda se vyšplhala na více než 20 mil. dolarů; naštěstí sekatastrofa obešla bez ztrát na životech, ačkoliv astronomové mělina evakuaci pouhých 20 minut. Tři týdny po katastrofě všakastronomové obnovili výzkumnou a vývojovou práci na observatoři.V červnu 2003 měla z podobného důvodu namále i známá Stewardovaobservatoř v Arizoně, ale hasiči po 10denním zápase s lesnímpožárem observatoř uchránili.

Švédové uvedli na ostrově La Palma v r. 2002 do chodu zatímnejvýkonnější sluneční vakuový teleskop SST s adaptivní optikoua zrcadlem o průměru 1 m, které od té doby pořizují snímkyslunečního povrchu s rekordním rozlišením 0,1", tj. lineárnímrozlišením asi 1 km. V srpnu 2003 zahájil na témže ostrověčinnost největší robotický dalekohled na světě LiverpoolTelescope o průměru hlavního zrcadla 2 m. Plánovaná sériovávýroba těchto dalekohledů má zlevnit jejich cenu natolik, aby sedaly rozmístit po celém světě v místech s dobrým astronomickýmpočasím a sledovaly tak oblohu do 26 mag prakticky nepřetržitě.C. Akerlof aj. dokončili v r. 2003 stavbu čtyř rychlýchrobotických dalekohledů III. generace ROTSE-III, které budoupracovat v Austrálii, Namíbii, Turecku a Texasu a dokáží seautomaticky nastavit na vybraný úsek oblohy během nejvýše 4 s.Teleskopy mají průměr zrcadel 0,45 m; zorné pole 1,9° a kameryCCD ( 4 Mpix) pokrývají spektrální pásmo 400 -- 900 nm.

C. Veillet aj. oznámili dokončení největší astronomické digitálníkamery na světě MegaPrime pro CFHT. Kameru tvoří mozaika 40čipů CCD o celkové ploše 25 cm2 a s 324 Mpix. Kamera přišla na100 mil. dolarů (!) a společně s optickým korektorem zorného poledosahuje hmotnosti 11 t (!). Umožňuje naráz zobrazit zorné poleo průměru 0,9°. Rovněž proslulá Oschinova Schmidtova komora naMt. Palomaru dostala konečně adekvátní kameru CCD QUEST,tvořenou mozaikou 112 (!) čipů o výsledné ploše 200 x 200 mm2,což odpovídá zornému poli o hraně 4,5° !

Když se v listopadu 1947 dopravovalo z Pasadeny na Mt. Palomarhlavní zrcadlo budoucího Haleova 5 m reflektoru na vzdálenost260 km trajlerem cestovní rychlostí 15 km/h, sledovaly převozcelé Spojené státy a příslušné silnice byly po 2 dny uzavírány.V říjnu 2003 se však ještě větší 8,4 m zrcadlo pro budoucíbinární dalekohled LBT na Mt. Grahamu v Arizoně vezlo uloženénašikmo z Tucsonu nákladním autem po silnici délce téměř 200 kmrychlostí 70 km/h za doprovodu policejní eskorty. Před horskýmstoupáním na Mt. Graham (3190 m n.m.) však byl vzácný nákladpřeložen na speciální trajler se 48 páry pneumatik, jenž muselpřekonat výškový rozdíl 2 400 m po klikaté štěrkové horskésilnici rychlostí 1,6 km/h. Vše dopadlo výborně, takže stejnýmzpůsobem se na Mt. Graham dopraví i druhé zrcadlo.

K významnému zlepšení došlo u Keckova teleskopu II na MaunaKea, jenž dostal v r. 2003 adaptivní optiku s umělou laserovouhvězdou. Laser o výkonu 15 W lze totiž zaměřit těsně vedlezkoumaného objektu, což je mnohem výhodnější, než když jsmeodkázáni na adaptaci optiky pomocí dostatečně jasných hvězd,které se v blízkém okolí mnoha zajímavých objektů vůbecnevyskytují. Jak uvedl D. Simons, využívají dalekohledy na MaunaKea nové služby speciálních lokálních meteorologickýchpředpovědí astronomického počasí pro vrchol této astronomickévelehory. Počasí se předvídá s vysokou přesností pomocíspeciálního superpočítače na 42 h dopředu a předpověď se každých6 h obnovuje. To významně zvyšuje efektivitu všech instalovanýchdalekohledů na Mauna Kea, protože zhruba platí, že 1 spozorovacího času u jednotlivých dalekohledů stojí 1 dolar.Roční cena předpovědí, kterou platí konzorcium vrcholovýchobservatoří, činí 165 tis. dolarů.

Jistým překvapením jsou výsledky měření neklidu obrazu (angl.seeing) na mexické observatoři San Pedro Martír, nacházejícíse na poloostrově Baja California v nadmořské výšce 2800 m, kteréuveřejnil R. Michel aj. Během dvou let měření jen 6 nocí měloseeing horší než 1" a medián byl pouhých 0,57". Nejlepší seeing0,37" trval nepřetržitě plných 9 h. Observatoř je vzdálenavzdušnou čarou 60 km od Pacifiku na západě a od Kalifornskéhozálivu na východě a těší se i vysokému počtu hodin slunečníhosvitu, takže není vyloučeno, že jde o vůbec nejlepší pozorovacístanoviště pro optickou astronomii na světě.

Také na jižní polokouli došlo u obřích dalekohledů VLT ESOk významným zlepšením. Jak uvedl A. Morwood, byl tam instalováninfračervený ešeletový spektrograf CRIRES s vysokým rozlišeníma adaptivní optikou pro pásmo 1 -- 5 µm s dosahy J = 17 a M =11 mag za hodinu expozice. M. Mayor aj. zkonstruovalispektrometr HARPS pro přesná měření radiálních rychlostípozdních hvězd s přesností až 0,5 m/s! Mezní hvězdná velikostpřístroje je 16,6 mag. HARPS by tedy měl být schopen objevovatexoplanety o hmotnosti o něco málo vyšší než Země.

Tvůrce moderních teleskopů s rtuťovými zrcadly E. Borra sepřimlouvá za instalaci 4 m rtuťových nepohyblivýchzenitteleskopů, které budou sledovat objekty během driftuv zorném poli. Ukazuje, že takové systémy jsou mimořádněefektivní pro soustavné přehlídky, prosté různých výběrovýchefektů. Při driftovém skenování dalekohledem o světelnosti f/2lze daný objekt v dané noci sledovat pomocí kamery CCD po dobu120 s, což při dnešní citlivosti takových zařízení naprosto stačía výhodou je i velká láce: takový dalekohled se dá postavit zapouhých 600 tis. dolarů a jeho roční provoz stojí jen 50 tis.dolarů.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Po několika odkladech byl 25. srpna 2003 vypuštěn pomocí raketyinfračervený kosmický teleskop SIRTF - poslední z plánovanýchčtyř "velkých observatoří" NASA. Je určen pro sledováníkosmických objektů v pásmech 3 -- 180 µm. Jak uvedl P. Warner,začátky projektu SIRTF spadají do r. 1977. Konstrukce dalekohledutypu Ritchey-Chrétien o hmotnosti pouze 920 kg s 50 kg beryliovýmzrcadlem o průměru 0,85 m, chlazeným v kosmu na teplotu 5,5 K,přišla na 670 mil. dolarů a vlastní vypuštění a provoz bude státamerické daňové poplatníky dalších 500 mil. dolarů. Dalekohledbude na své heliocentrické dráze pozvolna driftovat směrem odZemě tempem 0,1 AU/rok, což postupně zvyšuje nároky na přenos datz čím dál větší vzdálenosti, ale zato ušetří palivo pro raketovémotory. V optimálním případě bude v provozu až 5 let, kdy sevyčerpá zásoba 360 l kapalného helia, nutného k chlazenídetektorů i zrcadla. Dalekohled byl po dokončení úspěšnéhozkušebního provozu na oběžné dráze koncem r. 2003 přejmenován naSST, na počest význačného amerického astronoma minulého stoletíLymana Spitzera (1914-1997), jenž přišel s koncepcí kosmickéhoteleskopu již v r. 1946. SST může denně pozorovat v zorném polio průměru 5arcmin až 55 různých cílů, takže za rok pořídí asi 20 tis.snímků resp. spekter.

G. Meylan aj. shrnuli úspěšnou vědeckou využitelnost HSTsledováním publikací, založených na pozorování kosmickýmteleskopem v pěti předních světových astronomických časopisech.Zatímco v r. 1991 uveřejnili astronomové 41 takových prací, v r.2002 to užbylo 499 prací; celkem od vypuštění HST již téměř3 600 prací. Každá tato práce byla dosud v průměru citována30krát; pouze 2% prací nebyly dosud citovány ani jednou, zatímcoobecný průměr necitovaných prací v astronomii je plná 1/3 ! TakéF. Ringwald aj. potvrdili, že HST je vůbec nejúspěšnějšímastronomickým přístrojem všech dob, jak na základě počtu pracítak i citací. Další pořadí se pak liší podle zvoleného kritéria:podle počtu prací následují radioteleskop VLA v Socorru, družiceROSAT a optická observatoř CTIO v Chile. Pokud se vezmou počtycitací, je ROSAT druhá a VLA třetí. Není divu, že zájemo pozorování pomocí Hubblova teleskopu převyšuje časové možnostiHST stále zhruba šestkrát. Poněkud kuriózně se významnýmpřístrojem na palubě HST stal inovovaný hledáček FGS1r, kterýdokáže měřit paralaxy či vlastní pohyby hvězd na 0,2 obl.milivteřiny - pětkrát přesněji než družice HIPPARCOS, takže jepro vědu využíván 2,5 krát více než populární širokoúhlá kameraWFPC2.

Budoucnost HST je ovšem po zkáze raketoplánu Columbia 1. února2003 nejasná, protože v dubnu 2003 selhal druhý navigačnígyroskop ze šesti nových, instalovaných v r. 1999. K přesnéa rychlé navigaci jsou potřebné 3 gyroskopy a životnost těchtomimořádně namáhaných součástek nepřesahuje 5 -- 6 let. NASAmezitím ustavila šestičlenný vědecký panel pro posouzeníbudoucnosti HST, vedený předním americkým astrofyzikem JohnemBahcallem, jenž vydal v srpnu 2003 doporučení, aby se životnostHST prodloužila pomocí dvou letů raketoplánu v r. 2005/2006a 2010; to však vedení NASA z bezpečnostních důvodů nakonecodmítlo. Když uvážíme, že plánovaný nástupce HST, dalekohledJWST, bude zřejmě dokončen později než v původně plánovaném r.2011, jeho zrcadlo se s úsporných důvodů znovu smrsklo na pouhých6 m, a finanční náklady začínají nebezpečně eskalovat, vypadábudoucnost optické kosmické astronomie najednou docela chmurně.

V průběhu roku 2003 se totiž NASA ocitla ve vážné krizi, kdyžGehmanova vyšetřovací komise ukázala, že hlavním důvodem zkázyColumbie bylo nerespektování doporučení obdobné komise pokatastrofě raketoplánu Challenger ke zvýšení bezpečnosti tohotoneobvyklého dopravního prostředku. K tomu sílila kritika projektuMezinárodní kosmické stanice ISS, která od havárie Columbiemůže mít jen dvoučlenné posádky, což prakticky znemožnilo dalšívědecký výzkum na stanici, jenž ani při tříčlenných posádkáchnepřinášel výsledky úměrné investicím na úrovni 25 mld. dolarů.Schválení projektu administrativou prezidenta Reagana se nynípovažuje za chybu, která váže prostředky NASA, které by se jinakmohly využít mnohem účelněji.

Odborníci též zjistili, že pro některé ambiciózní projektypříštích let neexistují dostatečně silné rakety, takže NASAopatrně sonduje možnost návratu k projektu Prometheus, tj.použít pro příští generaci silných raket nukleární pohon. NASAjiž zamýšlela postavit experimentální nukleární reaktor SAFEs výkonem 400 kW, ale program byl zrušen v r. 1993. Dostatečněvýkonné rakety jsou totiž nezbytné především pro případnýpilotovaný let na Mars. Let by měl vědecký význam, pokud by najeho palubě byli geologové; jinak půjde jen o sportovní výkon.Nejbližší možné startovní okno v době minima sluneční činnosti seotevře v r. 2018, ale to je už asi nereálně brzo. Další oknopřijde až kolem r. 2032, což by se snad mohlo zdařit, pokud se doté doby podaří postavit a testovat jaderný reaktor s výkonemalespoň 10 MW. Příslušný meziplanetární koráb by musel míthmotnost aspoň 600 t, takže se nebude moci celý vypustit se Země,ale bude potřebí sestavit ho po částech na oběžné dráze. V tomtosměru by zkušenost se stavbou ISS přinesla nakonec užitek.Nemalým problémem je i cena projektu. Optimisté uvádějí cifru100 mld. dolarů, ale to je skoro určitě pouhá dolní mez.

8.3. Radiová astronomie

V únoru 2001 byla na heliosynchronní dráhu ve výši 600 km nadZemí vypuštěna švédská radioastronomická družice ODIN, nesoucíparabolu o průměru 1,1 m, pracující v pásmu mikrovln nafrekvencích 119 a 486 -- 581 GHz (vlnové délky 0,5 a 2,5 mm). V r.2003 uveřejnili H. Nordh aj. první vědecké výsledky měření, kterése týkají jednak výskytu čar vody a kyslíku v mezihvězdnémprostoru a jednak molekul ozónu a NOx ve vysoké atmosféře Země.

U dosud nejvýkonnějšího mikrovlnného 15 m radioteleskopu JCMT naMauna Kea, který pokrývá pásmo vlnových délek 0,35 -- 20 mm, bylcitlivý bolometr SCUBA podle J. Greavese aj. doplněno polarimetr, což umožňuje proměřovat polarizaci synchrotronovéhozáření v mezihvězdných mračnech. Radioteleskop má být na základědohody mezi ústavy z Velké Británie, USA a Holandska v blízkébudoucnosti podstatně vylepšen nákladem přes 12 mil. dolarů tak,aby se zvětšilo jeho zorné pole i citlivost. USA a Tajvan sedohodly na vybudování mikrovlnné anténní soustavy SMA,skládající se z 8 parabol rovněž na Mauna Kea za cenu 92 mil.dolarů.

ESO a americká NSF se dohodly na společném projektu ALMA za650 mil. dolarů, v jehož rámci bude do r. 2011 v poušti Atacamav Chile v nadmořské výšce 5000 m na plošině u Cerro Chajnantorvybudována soustava 64 pojízdných radioteleskopů s průměremparabolických antén 12 m pro mikrovlnné pásmo 0,33 -- 10 mm.V největším rozevření bude rozlišovací schopnost soustavyodpovídat radioteleskopu o průměru 14 km. Jde o nejdražší a takénejambicióznější projekt v historii pozemní astronomie, do něhožse postupně zapojí i řada dalších zemí, např. Kanada a Japonsko.V listopadu 2003 byla v nadmořské výšce 2900 m n. m. meziměstečky Toconao a San Pedro v Chile zahájena výstavba řídícíhoa konstrukčního centra observatoře. Zde se budou kompletovatradioteleskopy a soustřeďovat pozorovací údaje v centrálnímsuperpočítači. Radioteleskopy pak speciální tahače dopraví namísto určení, resp. je budou převážet při změnách konfiguraceanténní soustavy.

Na opačném, nízkofrekvenčním okraji radiového spektra došlo v r.2003 rovněž k významnému pokroku, když holandská vláda schválilainvestici ve výši 52 mil. euro na výstavbu rozsáhlé anténnísoustavy LOFAR pro dekametrové a metrové pásmo 10 -- 240 MHz(1,2 -- 30 m). Soustava 1500 velmi levných pevných antén (dipólůve tvaru obráceného V) bude rozmístěna ve shlucích antén na plošeo průměru až 100 km do r. 2006 a odtud získávané údaje budouzpracovávány ve výkonném superpočítači IBM Blue Gene v Groningen.Očekává se, že získané údaje rozšíří naše vědomosti jako o ranémvesmíru (z = cca. 10) tak o kosmickém záření extrémních energií, aletéž o struktuře naší Galaxie, rozložení plazmatuv meziplanetárním prostoru a o zemské ionosféře. O. Věrchodanovaj. zveřejnili katalog radiových zdrojů na základě pozorovánídekametrovým (10 -- 25 MHz) radioteleskopem UTR poblíž Charkovav letech 1978 - 1994. Celkem tak bylo objeveno přes 1800 zdrojůna 30% oblohy. Z toho 7% se dosud vůbec nepodařilo identifikovata 81% zdrojů postrádá identifikaci v optickém oboru spektra.

8.4. Astronomické umělé družice

Italsko-holandská družice BeppoSAX, která se zejména zasloužilao identifikaci rentgenových a optických dosvitů zábleskovýchzdrojů záření gama, byla vypnuta povelem se Země koncem dubna2002 a zanikla v Pacifiku koncem dubna 2003. Patří k historickynejúspěšnějším družicím, neboť na základě jejích údajů bylouveřejněno na 1500 prací.

G. Bignami shrnul údaje o prvních měsících provozu evropskédružice INTEGRAL, vypuštěné na protáhlou dráhu v říjnu 2002,která začala již po měsíci testování vědecká měření. Družicesleduje zábleskové zdroje záření gama, pozůstatky po supernovách,okolí černých děr a neutronových hvězd, jádro Galaxie i vzdálenékvasary v pásmu měkkého záření gama (15 keV - 10 MeV) s dobroucitlivostí a vysokým úhlovým rozlišením. Už v r. 2003 se ukázalo,že jde o jeden z nejúspěšnějších evropských astronomickýchkosmických projektů, na němž se podílejí také čeští astronomové.Pomocí družice INTEGRAL se totiž podařilo prokázat výskytantihmoty v centru Galaxie a za jediný rok zmapovat celou oblohu.Důležité údaje, získané prostřednictvím studia jadernýchspektrálních čar, se týkají nukleogeneze a radioaktivity prvkův pozůstatcích supernov.

Počátkem r. 2003 odstartovala levná (13 mil. dolarů) a lehounká(60 kg) americká družice CHIPS, určená pro měření nejteplejších(= cca. 1 MK) oblastí mezihvězdného prostoru v extrémní ultrafialovéoblasti 9 -- 26 nm (EUV). Družice obíhá po kruhové dráze ve výšce590 km nad Zemí. NASA vzápětí vypustila i další astronomickoudružici SORCE o hmotnosti 290 kg pro měření sluneční konstantyv optickém a infračerveném pásmu s přesností na 0,01 % a vlivujejího kolísání na množství ozónu, cirkulaci v zemské atmosféře,mraky a oceány a celkově na pozemské klima. V dubnu 2003 přešlana operační geosynchronní dráhu sluneční družice GEOS 012,sledující nepřetržitě Slunce v rentgenovém oboru spektra. Koncemdubna pak odstartovala na nízkou rovníkovou dráhu další družiceNASA o hmotnosti 280 kg, označená GALEX, se zrcadlem o průměru0,5 m, jejímž úkolem je zmapovat během 28 měsíců vesmír v dalekémultrafialovém a blízkém infračerveném spektrálním pásmu.

8.5. Kosmické sondy

V lednu 2003 se podařilo sledovací síti DSN NASA naposledyzachytit radiové signály vysloužilé (1972-1997) kosmické sondyPioneer 10 ze vzdálenosti 82 AU (zpoždění 11,3 h), která za 2mil. roků proletí v blízkosti Aldebaranu (20 pc). Nejvzdálenějšímumělým tělesem, s nímž máme dosud spojení, je proto kosmickásonda Voyager 1, která byla koncem r. 2003 vzdálena od Země již90 AU.

Koncem září 2003 zanikla cíleným dopadem do atmosféry Jupiteruslavná kosmická sonda Galileo, jejíž aparatura byla vypnutakoncem února 2003, která se nesmírně zasloužila o výzkum Jupiterui jeho Galileových družic, ale též o pozorování unikátního dopadukomety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter a snímkování planetek Gaspraa Ida zblízka. Japonská sonda Nozomi v ceně 850 mil. dolarů,směřující k Marsu, byla postižena mohutnou sluneční erupcív dubnu 2002, kdy následkem přerušení dodávky elektřiny zmrzlohydrazinové palivo v nádrži raketového motoru, ale to se podařilov červnu 2003 nakonec alespoň zčásti rozmrazit. Sonda mezitímzískala rychlost metodou gravitačního praku při těsných průletechu Země v prosinci 2002 a červnu 2003, takže měla doletět k Marsuv prosinci 2003. Tam se však nepodařilo včas nastartovat korekčnímotor, takže sonda byla nakonec převedena na sluneční dráhu, abyse náhodou nezřítila na Mars, prolétla v polovině prosince 2003v minimální vzdálenosti 1000 km od povrchu Marsu a zmizelav kosmickém prostoru. P. Bond uveřejnil souhrnnou statistikuo letech na Mars během posledních 40 let. Sovětský svaz/Ruskouskutečnil 18 letů, z nichž 15 zcela selhalo a jen 3 byly alespoňčástečně úspěšné. Spojené státy měly z 16 letů 10 úspěšných, 2dosud probíhají a 4 selhání. Celkem k Marsu směřovalo 36 sond,z nichž 10 bylo úspěšných, 4 dosud probíhají, 3 byly částečněúspěšné a 19 letů zcela selhalo.

Z japonské základny v Kagošimě byla počátkem května 2003vypuštěna půltunová kosmická sonda Muses C v ceně 108 mil.dolarů, přejmenovaná po startu na Hayabusa (Sokol). Pomocíiontového motoru se má po 22 měsících letu setkat s planetkou(25143) Itokawa a po letmém přistání na povrchu jádra kometyautomaticky odebrat cca 1 g vzorků materiálu jádra, které má v r.2007 přivézt zpět k Zemi.

Z ruské základny v Bajkonuru v Kazachstanu byla počátkem června2003 vypuštěna první evropská kosmická sonda Mars Express,nesoucí britský přistávací modul Beagle 2. Ten se však pooddělení od sondy koncem prosince 2003 odmlčel a dosud senepodařilo určit příčinu jeho selhání. Naproti tomu sonda MarsExpress se podle plánu usadila 30. prosince 2003 na parkovacídráze u Marsu.

Červnového startovního okna k Marsu využila také NASA, kterávzápětí vypustila rakety, nesoucí na palubě vozítka pro výzkumMarsu, přejmenovaná po úspěšném přistání v lednu 2004 naSpirit a Opportunity. Koncem října 2003 další velká slunečníerupce zasáhla americkou kosmickou sondu Mars Odyssey a zničilatak aparaturu MARIE, určenou k monitorování sluneční radiačnízátěže... Předtím však stačila zjistit, že klidová úroveňsluneční radiace na Marsu ohrožuje potenciální astronauty méně,než se čekalo. Koncem září 2003 pak ESA vypustila minidružiciSMART 1 v ceně 120 mil. dolarů o hmotnosti aparatury jen 15 kg,vybavenou rovněž iontovým motorem, která má před koncem r. 2004doletět k Měsíci po stále se rozvírající spirálové dráze. Jejímhlavním úkolem je vyzkoušet nové techniky navigace a laserovékomunikace spíše než vědecký výzkum. Se zcela netradiční metodoudopravy materiálu na Měsíc přišel docela vážně A. Bolonkin, kterýnavrhuje spojit Zemi s Měsícem kabelem, po němž by jezdila 3t kabina měsíční lanovky rychlostí 6 km/s a dopravovala naMěsíc (popř. i zpět) až 1000 t materiálu ročně.

8.6. Netradiční přístrojové metody

Podle M. Amenomoriho aj. je od podzimu 2002 rozšířen obřídetektor atmosférických spršek, vyvolávaných TeV fotony zářenígama, na náhorní plošině Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce4300 m. Celková plocha detektoru Tibet IV, pokrytáscintilačními čítači v roztečích 7,5 -- 30 m, dosáhla bezmála 37tis. m2 a zařízení nyní může zaznamenat záření gama,přicházející z kteréhokoliv místa na obloze. V říjnu 2003 byl naobservatoři Roque de los Muchachos na ostrově La Palma spuštěnplně pohyblivý zrcadlový teleskop MAGIC, složený z 934 zrcadelo výsledném průměru 17 m (sběrná plocha 236 m2), který umožňujezáznam záblesků Čerenkovova záření, jež vzniká v zemské atmosféřeprůletem paprsků gama, počínaje energiemi od 30 GeV výše. Takbude možné podrobně prozkoumat spektrum záření gama pro energievyšší, než to umožnila aparatura EGRET na družici Compton, ježpokrývala rozsah 30 MeV - 30 GeV.

Japonský obří podzemní detektor neutrin Superkamiokande, kdedošlo v listopadu 2001 při údržbě k havárii, při níž implodovalyvíce než tři pětiny z celkového počtu přes 11 tis. fotonásobičů,byl počátkem r. 2003 uveden do částečného chodu tím, že zbylých4200 fotonásobičů bylo rovnoměrně rozmístěno na povrchu nádobys destilovanou vodou, takže je možné opět sledovat průletyneutrin nádobou, byť s nižší četností. Podobně se v červnu 2003podařilo obnovit měření detektoru BOREXINO pro podzemní detekcineutrin pod horou Gran Sasso v Itálii, které bylo kvůli úniku50 l nebezpečné chemikálie uzavřeno od října 2002.

8.7. Astronomické přehlídky, katalogy a virtuální observatoře

V r. 2002 byla dle W. Saunderse aj. dokončena velká přehlídka2dF galaxií pomocí australského 3,9 m reflektoru AAT v SidingSpring, opatřeného vícevláknovým spektrometrem, která započalav říjnu 1997. Celkem prohlédli 5% oblohy a získali spektra 221tis. galaxií se z <= 0,3. Odtud pak lze zkoumat trojrozměrnoustrukturu vesmíru až do vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Napřehlídku naváže v dalších letech ještě rozsáhlejší přehlídka6dF. Jak uvedl M. Steinmetz, známe dosud jen asi 20 tis.radiálních rychlostí hvězd, kdežto více než 100 tis. měřeníkosmologických červených posuvů pro galaxie. Tento deficit chceodstranit v projektu RAVE, kdy pomocí Schmidtovy komory UKSTv Austrálii změří v letech 2006-10 radiální rychlosti 50 mil.hvězd do I = 15 mag.

Velmi zevrubný přehled o rozvoji hvězdné fotometrie od časůHipparcha až po rozsáhlé soudobé přehlídky zveřejnil V. Straižys.Od počátku XX. stol. vévodila fotografická fotometries rozličnými typy emulzí a filtry. Její přesnost však dosahovalastěží 0,2 mag, takže byla někdy horší než u vizuálních odhadůjasnosti hvězd. Pokrok přinesly až první fotonásobiče ve 40.letech XX. stol., postupně doplněné filtry pro systémy UBV(Johnson a Morgan, 1953) a ubvy Strömgren, 1963). Katalog Tychoz měření družice HIPPARCOS z konce 90. let minulého stoletíobsahuje fotometrii 1 mil. hvězd do 12 mag a digitalizovanýPalomarský fotografický atlas dokonce jasnosti 2 mld. hvězd vetřech barvách do cca 20 mag s přesností lepší než 0,1 mag.

S. Monet aj. popsali nový katalog americké Námořní observatořeUSNO-B, jenž obsahuje polohy, vlastní pohyby a vícebarevnoufotometrii pro 1,04 mld. hvězd, zobrazených na 7435 snímcích zečtyř Schmidtových komor (Flagstaff, Palomar, ESO a UKST)v průběhu posledního půlstoletí. Mezní hvězdné velikost kataloguje V = 21; přesnost poloh je lepší než 0,2" a přesnost fotometrie0,3 mag.J. Frieman a M. Subbarao aj. popsali průběh gigantické opticképřehlídky SDSS specializovaným 2,5 m reflektorem na ApachePoint Observatory v Novém Mexiku. Dalekohled se zorným polem 3°má místo kopule pouze odsuvnou střechu a jeho detektorem jemozaika 30 čipů CCD se 120 Mpix. Při pozorování se dalekohlednepohybuje, takže hvězdy a galaxie driftují přes mozaiku během55 s, což usnadňuje čtení a odstraňuje ztrátové časy připřejíždění z jednoho směru do jiného. Jeden měřený pruh máúhlovou šířku 2,5° a délku 100° a je možné ho celý zobrazit běhempouhých dvou pozorovacích nocí. Nároky na kvalitu noci jsou dostivysoké, takže jen každá pátá noc je vhodná pro měření, přičemž80% času zabere spektroskopie. Na druhé straně se v takovém módudaří získat až 6000 spekter v pásmu 380 -- 920 nm během jedinénoci.

Cílem projektu je získat základní údaje o 100 mil. galaxií na1/6 plochy oblohy a spektra pro 600 tis. galaxií a 60 tis.kvasarů. Program pro řízení a zpracování dat obsahuje asi milionřádků příkazů a na celém projektu se podílí na 100 odborníkůz USA, Japonska i Evropy. Jak uvádějí K. Abazajian aj., v r.2003 byla dokončena první pětina přehlídky na 1360 čtv. stupníchoblohy, kde bylo získáno více než 186 tis. spekter hvězd, galaxiía kvasarů do R =22,6 mag. Polohy objektů jsou přesné na 0,1"a jejich jasnosti se určují v pěti barevných filtrech.

J. White shrnul současný stav v podpoře národních virtuálníchobservatoří, které jsou čím dál tím naléhavější prioritou kvůlinesmírným objemům dat z rozličných současných aparatur. Jen sámHST dodává ročně 3,5 TB dat a přehlídka SDSS shromáždila 15 TB za5 let. Americká NSF uvolnila pro národní virtuální observatoř USAčástku 10 mil. dolarů, a další observatoře vznikají ve VelkéBritánii (Astrogrid), státech EU (AVO), v Indii (VOI), Japonsku(JVO) a Austrálii (AVO). V další etapě se pochopitelně počítás jejich vzájemným propojením, takže konečným cílem je všestrannápřístupnost veškerých pozorovacích dat pro všechny dosud zkoumanéastronomické objekty z kteréhokoliv počítače na světě nejpozdějiv r. 2007. Sjednocené evropské virtuální observatoře mají webovouadresu: www.euro-vo.org a světová aliance virtuálních observatoříadresu: www.ivoa.net.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí a výročí

V roce 2003 zemřeli Z. Corn (*1921; hvězdárna Ďáblice), J.Doleček (*1912) a V. Letfus (*1923); dále pak L. Aller(*1913; hvězdná astrofyzika); H. Babcock (*1912; magnetickápole, přístroje); W. Buscombe (*1918; hvězdná astrofyzika);H. Elsasser (*1929; sluneční fyzika), G. Hawkins (*1928;historie); S. von Hoerner (*1919; radioastronomie), V. L.Chochlová (*1927; Slunce, hvězdy Ap); T. Jacobsen (*1901;cefeidy); E. Teller (*1908; astrofyzika) a A. Underhillová(*1920; žhavé hvězdy).

Britský popularizátor astronomie Sir Patrick Moore, F.R.S. se4. 3. 2003 dožil osmdesátky. Při té příležitosti napsal vlastníživotopis. Jeho astronomický televizní měsíčník "Sky at Night"vysílá BBC bez přerušení od dubna 1957, což je bezkonkurenčnírekord televizního one-man-showbyznysu - do konce r. 2002 měl600 dílů! Sir Patrick se rozhodl věnovat astronomii ve věku 6 leta do 11 let si ušetřil na svůj první dalekohled. Během půlstoletívydal 62 knih, ale kromě toho stihl doprovázet A. Einsteina naklavír, seznámil se s leteckými průkopníky bratry Wrightovýmia skládat hudbu, mj. napsal několik skladeb pro xylofon, na kterýrovněž sám hraje. Proslulý britský fyzik S. Hawking se dožilv březnu r. 2002 kulaté šedesátky a jeho žena mu koupilak životnímu jubileu hodinový let balonem.

9.2. Ceny a vyznamenání

Astronomickou celebritou roku se stal nepochybně americkýastrofyzik J. Bahcall, který postupně obdržel cenu Davidovynadace v částce 1 mil. dolarů za výzkum slunečních neutrin), dálepak Zlatou medaili britské Královské astronomické společnostia konečně (společně s R. Davisem Jr.) Fermiho cenu odamerického prezidenta. Národní vědeckou cenu USA získal kolektivvědců a techniků JPL v Pasadeně, kteří zkonstruovali během třílet kosmickou sondu nové generace Deep Space. Členy americkéAkademie věd (NAS) byli zvoleni astronomové G. Akerlof, W.Freedmanová, S. Kulkarni, H. Melosh a S. Teukolsky. Jr. Dalšívýznamná ocenění obdrželi D. Bogard (Leonardova medaile; Měsíc,meteority z Marsu); V. Ginzburg (Nobelova cena za fyziku;supravodivost, astrofyzika); R. Genzel (Balzanova cena; objevčerné veledíry v centru Galaxie); W. Haxton (Betheova cena;neutrinová astrofyzika); F. Hoenig, T. Kudo, S. Fujikawa, C.Juels a P. Holvorcem (cena E. Wilsona za amatérské objevykomet); A. Lange a S. Perlmutter (cena státu Kalifornie;akcelerace vesmíru z pozorování supernov); A. McDonald(Herzbergova medaile; oscilace neutrin ze Slunce); E. Parker(cena Kyoto; sluneční vítr); V. Rubinová (cena Bruceové ASP;galaxie); R. Sunjajev (Gruberova cena; kosmologie) a J.Vondrák (Descartesova cena EU; rotace Země).

Na domácí půdě obdržel J. Vondrák medaili E. Macha (AV ČR);F. Wilczek (MIT, USA) medaili MFF UK (teoretická fyzikaa astrofyzika); J. Kleczek Nušlovu cenu ČAS a J. Grygar cenuLittera astronomica ČAS za seriál Žeň objevů.

U. Marvinová připomněla osobnost amerického geologa a planetologaRalpha B. Baldwina, který již v r. 1942 správně usoudil, žekrátery na Měsíci vznikly dopady meteoritů či planetek a o 7 letpozději usoudil, že krátery stejného původu musely vznikat i naZemi. Jeho práci však prestižní astronomické časopisy Astrophys.Journal i Astronom. Journal odmítly, takže nakonec vyšlav časopise Popular Astronomy. Baldwinova jasnozřivost bylanakonec s velkým časovým odstupem dvakrát odměněna Meteoritickouspolečností - Leonardovou medailí za r. 1986 a Barringerovoumedailí v r. 2000. Mimochodem, i tak renomovaný časopis, jakým jebritský vědecký týdeník Nature, nepřijal vinou recenzentůk publikaci řadu prací, které se posléze staly klasickými- celkem 20 prací, za něž byly Nobelovy ceny, byly taktov průběhu XX. stol. odmítnuty, mezi nimi např. práce o původuČerenkovova záření nebo o Yukawově objevu mezonu. Podobně dopadli S. Hawking, když chtěl ukázat, že černé díry vydávají záření,které dnes nese jeho jméno. Naproti tomu stěžejní Einsteinovypráce z r. 1905 byly přijaty do časopisu Annalen der Physik bezjakékoliv recenze, prostě proto, že se za ně zaručili svouautoritou renomovaní fyzikové M. Planck a W. Wien; přitomEinsteinovi bylo v té době teprve 26 let a pracoval zcelaosamocen.

9.3. Astronomické konference, instituce a společnosti

V červenci 2003 se konalo v Sydney jubilejní 25. valnéshromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), kterého seúčastnilo více než 2000 odborníků z celého světa. Novýmprezidentem IAU se stal australský astronom holandského původuRon Ekers a budoucí prezidentkou se stane v r. 2006 poprvév historii IAU žena - francouzská astronomka a ředitelka ESOCatherine Cesarská. 26. kongres IAU se uskuteční po 39letépřestávce v srpnu 2006 v Praze. Na kongresu v Sydney bylapředsedkyní komise pro nomenklaturu malých těles slunečnísoustavy zvolena česká astronomka a ředitelka observatoře naKleti J. Tichá. Celkový počet členů IAU se koncem r. 2002přiblížil 9 tis. osob. V Tatranské Lomnici proběhly oslavypůlstoletí od vzniku Astronomického ústavu SAV a 60 let odvybudování slavné observatoře na Skalnatém Plese.

H. Abt se zabýval faktory, které ovlivňují produktivituastronomického výzkumu. Srovnal růst počtu stránek v hlavníchastronomických časopisech během let 1970 - 2000 a zjistil, žeprůměrný nárůst jejich rozsahu dosáhl v tomto období 333% (!).(Pro Žně objevů ve stejném období dosáhl nárůst 600% !!.)V průměru publikuje astronom 0,85 práce ročně a toto číslo seběhem třiceti let prakticky nezměnilo. Autor odtud vyvozuje, žepokrok techniky je rychlejší než adekvátní růst počtu astronomů,takže se současná technika plně nedá využít. Pozoruhodný jenárůst zastoupení žen mezi nejmladší generací americkýchastronomů - poprvé v historii převažují nad muži v poměru 57:43.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

F. Stephenson ukázal, že díky zprávám o zatměních Slunce i Měsícelze docela slušně přesně určovat změny v rychlosti zemskérotace přibližně již od roku 700 př. n.l. V současné době sezměny zemské rotace zohledňují vkládáním přestupných sekund doobčanského počítání času v případě, že rozdíl mezi časem UTCa časem atomovým vzroste na ± 0,9 s. Tento princip se uplatňujeod r. 1972 a dosud všechny vkládané přestupné sekundy v počtu 32měly kladné znaménko, tj. v mezidobí se rychlost zemské rotacesnižovala. Problém však přesto vzniká, protože časový standard,zavedený od r. 1980 pro družice systému GPS s přestupnýmisekundami nepočítá a v současné době už začíná být pro určovánípolohy letadel nebezpečně chybný. Z toho důvodu Mezinárodnítelekomunikační unie uvažuje o zrušení přestupných sekund, cožovšem mohou astronomové stěží přijmout, takže kolem celé na prvnípohled nevinné záležitosti se vbrzku stihne slušná mela.

S. Diddams aj. v Národním úřadu pro standardy NBS v Boulderuvyvíjejí nový časový a frekvenční laserový normál, které budou ažo tři řády přesnější než atomové (cesiové) hodiny, dosahujícírelativní přesnosti 10-15. Principem zařízení MIST je excitaceiontů rtuti laserem s frekvencí 1 PHz. Takové hodiny se rozejdous ideálním rovnoměrně plynoucím fyzikálním časem o jednu sekunduteprve za 100 mld. roků! To mj. umožní zvýšit přesnost určovánípoloh v systému GPS na pouhé decimetry a bude se dobře hodit proměření změn v periodách milisekundových pulsarů.

R. Sampson aj. pozorovali 244 východů a 135 západů Sluncev kanadském Edmontonu s cílem pozorovat vzácné případy anomálněvelké refrakce, které se někdy říká efekt Novaja Zemlja,protože tam byl pozorován poprvé. Jelikož anomální refrakcenetrvá dlouho, při efektu Novaja Zemlja Slunce vyjde nad obzor,ale znovu se zanoří, a pak vyjde definitivně ještě jednou. Vzácnýúkaz se častěji pozoruje při východu než při západu Sluncea spíše v zimě než v létě a nejsnáze za polárním kruhem. Zatímcostřední refrakce Slunce u obzoru dosahuje 0,6 -- 0,7°, anomálnírefrakce přesahuje hodnotu 1°. Autoři pozorovali největšírefrakci při východu Slunce 2,1° (!), kdežto při západu Sluncenanejvýš 1,1°.

B. Schaefer poukázal na problémy s archivací astronomickýchpozorování. V intervalu let 1890 - 1990 bylo na celém světěpořízeno okrouhle 2 mil. astronomických fotografií a 1 mil.astronomických spekter. Z toho 0,5 mil. snímků vlastní Harvardovahvězdárna, která pořizovala přehlídkové širokoúhlé snímky s mezníhvězdnou velikostí 15 -- 18 mag od r. 1885 do r. 1989(s přestávkou let 1953 - 1968). Každá část nebe byla taktozobrazena alespoň dvoutisíckrát. Na druhém místě je archivfotografických desek hvězdárny v Sonnebergu v Německu (275 tis.desek) a na třetím bolidové snímky z Ondřejova (110 tis. snímků).Je naléhavě nutné, aby tyto snímky byly digitalizovány, protožejinak se časem poztrácejí nebo znehodnotí. Varováním může býtosud snímků, pořízených kamerami CCD před r. 1990. Tyto digitálnísnímky se zaznamenávaly na magnetické pásky a ty už dnesnikdo nepřečte!

H. Abt a C. Boonyarak shrnuli vědecký přínos slavné ultrafialovédružice IUE s poměrně skrovným zrcadlem o průměru jen 0,45 m,která fungovala na protáhlé oběžné dráze kolem Země v letech1978-1996. Během té doby byly její údaje přímo využity v 3435pracích, přičemž každá práce byla v průměru citována alespoň2,7krát ročně, což je znamenitý výsledek v porovnání s nejlepšímiastronomickými časopisy, které dosahují 1,8 citace na práci zarok.

T. Ferris poukázal na nové možnosti odborné práce amatérův astronomii díky novým technologiím, zejména pak dostupnostidigitálních čipů CCD - amatéři mohou pomoci především přiobjevech nov a hledání planetek křižujících zemskou dráhu. Jednímz nejvýkonnějších astronomů-amatérů na světě je bezpochybyaustralský duchovní R. Evans, který se naučil nazpaměť vzhledokolí tisícovky nejjasnějších galaxií, což mu umožňuje objevovatsupernovy doslova na běžícím pásu. Od r. 1981, kdy je začalhledat, našel do r. 2003 již 37 supernov dalekohledem o průměruzrcadla 0,3 m. Kanadský astronom amatér A. Whitman pozorovalv červenci 2003 pouhým okem Mars (-1,8 mag) ještě 6 min. povýchodu Slunce a předtím i Síria (-1,4 mag).

M. Casolino aj. posuzovali zprávy kosmonautů na oběžných draháchu Země, ale též při letech Apollo na Měsíc, že viděli světelnézáblesky i při zavřených očích. Usoudili, že jde o projevyinterakce kosmických paprsků uvnitř oka, za což jsou odpovědnéjednak protony a jednak těžká atomová jádra vysokých energií,přilétající z kosmu.

Časopis Mercury přinesl zprávu, že objevitel první planetky CeresG. Piazzi zveřejnil svůj objev z 1. 1. 1801 až o 23 dnů pozdějia ještě úmyslně udal chybnou polohu tělesa, aby si zachovalprioritu. Tím si pohněval tehdejší významné astronomy, kteříhledali "chybějící planetu" po vzájemné dohodě o sledováníjednotlivých úseků oblohy, především iniciátora projektu baronaFranze von Zacha, ale i W. Herschela aj. Na oplátku Piazzihonazvali "mužem, který byl objeven planetkou Ceres".

V Japonsku byl uveden do provozu nejvýkonnější počítač na světěNEC Earth Simulator, který má výkon až 36 Tflops, což jepětkrát více než mají superpočítače HP ASCI Q v Los Alamos a IBMASCI White v Livermorově laboratoři v USA. J. Makino aj. všakkoncem roku referovali o novém japonsko-americkém jednoúčelovémastronomickém superpočítači GRAPE 6 s 2048 procesory, kterýdosahuje výkonu 64 Tflops. Superpočítače však nyní neobyčejnězlevní - díky konzolám pro počítačové hry PlayStation. Když sevyužijí čipy z pouhých 70 konzol, které stojí v maloobchoděpouhých 50 tis. dolarů, tak dostanete superpočítač, který umožnířešit i velmi obtížné úlohy z kvantové mechaniky. Rostou takémožnosti rychlého přenosu dat na velké vzdálenosti - rekordemr. 2003 byl přenos 1 TB dat na vzdálenost 7 tis. km za neceloupůlhodinu (to odpovídá rychlosti přenosu celovečerního filmu naDVD za 7 s). Podle I. Fostera a C. Kesselmana bude potřebí do r.2007 zvýšit kapacitu paměťových médií na 10 PB kvůli stálerozsáhlejším datovým skladům. (Kdybychom chtěli uložit 10 PB naDVD, budeme jich potřebovat 2,75 milionů!) Ti, kdo spoléhají, ževšechno nakonec najdou na internetu, budou nejspíš překvapenizjištěním, že během půlroku na přelomu let 2002/03 se z internetuvytratila pětina webových adres. Přesto se však množstvíinformace z celého světa za poslední tři roky zdvojnásobilo. Jenběhem r. 2003 přibylo 5 EB informací, z čehož elektronická poštapředstavuje 400 PB.

Japonec Y. Kanada využil superpočítače k výpočtu Ludolfovačísla na bilion cifer, čímž trojnásobně překonal rekord z r.2000. Ačkoliv se cifry Ludolfova čísla využívají pro generátorynáhodných čísel, v bilionu číslic se nejčastěji vyskytuje číslice8 a nejméně (o celý milion) číslice 0. Superpočítačů se dá využíti ke složitým důkazům matematických domněnek, jak ukázal T.Hales, když se svým doktorandem S. Fergusonem prokázali v r.1998 pomocí superpočítače, že Keplerova domněnka z r. 1611o tom, že nejúspornějším prostorovým uspořádáním koulí jepyramida, v níž koule vyplní 0,7405 objemu pyramidy, je správná.Důkaz je však tak složitý, že recenzenti práce kontrolu popětiletém úsilí vzdali pro naprosté vyčerpání. Práce bude patrněuveřejněna v odborném časopise s tou výhradou, že to nikdonezkontroloval - třeba i takové kontroly převezmou za nějaký časještě výkonnější superpočítače. Pozoruhodné je, že už dávno takvrší trhovci pomeranče nebo jablka do pyramid a dělostřelciminulých století obdobně skladovali dělové koule, aniž by cokolivpočítali a dřeli se s něčím jiným než s těmi koulemi.

10. Závěr

Omlouvám se čtenářům i redakci, že se přehled o soudobýchastronomických poznatcích tak opožďuje. Dochází k tomu kombinacíněkolika nepříznivých faktorů, z nichž bych připomněl rostoucíobjem pracovních povinností autora souběžně s jeho klesajícípracovní výkonností a ovšem také nepřetržitý nárůst tempapřírůstku astronomických poznatků s čím dál tím většími přesahydo fyziky, chemie, geologie a dokonce i biologie, o informaticeani nemluvě. Přitom vyhlídky na zlepšení nejsou valné; řečenoslovy Sira Winstona Churchilla (během bojů ve II. světovéválce "Toto není konec. Není to ani začátek konce, ale možnáje to konec začátku."

(Konec Žně objevů 2003)

Jiri 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
STS-117: Atlantis – průběh letu (12. – 16.č
Ilustrační foto...
Hvězda s tajemným partnerem?
Ilustrační foto...
Saturn se schová za Měsícem
Ilustrační foto...
Jak ustavit montáž?
Ilustrační foto...
Exploze na Sea Launch
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