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 2004 - E

Galaxie*Hvězdokupy*Kosmologie a fyzika*

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyM, L, R.

5.2. Naše Galaxie

F. Aharonian aj. zpřesnili pomocí teleskopu HESS provysokoenergetické paprsky gama polohu zdroje zmíněného zářeníuprostřed Galaxie. Zpřesněná poloha souhlasí s přesností ±1arcmins polohou radiového zdroje Sgr A*, tedy s polohou černé veledíryv Galaxii. Tok záření gama z tohoto zdroje je v pásmu 1 TeVčasově stálý. Jak uvedli M. Cassé aj., díky dobrému úhlovémurozlišení družice INTEGRAL jsme získali nový pohled na fyzikálnípochody v jádře Galaxie. Anihilační čára s energií 511 keVpoukazuje na to, že se v jádře Galaxie nachází poměrně hodněantihmoty v podobě pozitronů. Autoři soudí, že dostatečnouzásobárnou pozitronů mohou být hypernovy, pokud vybuchují aspoňjednou za 5 tis. roků. Dále se uprostřed Galaxie pozoruje jadernáčára 1,8 MeV z radioaktivního rozpadu 26Al na 26Mg s poločasemrozpadu 730 tis. roků, což znamená, že v centrální oblastiGalaxie musí poměrně často vybuchovat běžné supernovy, kterézabezpečují stálý přísun radioaktivního hliníku.

G. Bélanger aj. využili téže družice k detekci tvrdéhorentgenového záření ze zdroje IGR 1745.6-2901 v bezprostřednímokolí černé veledíry v jádře Galaxie. Rentgenový výkon zdrojedosahuje hodnoty 3.1028 W. M. Revnivtsev aj. nalezli v blízkostizmíněného zdroje nový zdroj IGR 1742-2822 v obřím molekulovémmračnu Sgr B2, který slouží jako zrcadlo pro přepracovánírentgenového záření z předešlého zdroje, přičemž časový posuv propřepracování činí asi 350 let. Podle zmíněných autorů byla tehdyrentgenová emise z centra Galaxie o 6 řádů (!) vyšší než nyní podobu zhruba 10 let. Něco obdobného lze očekávati v budoucnosti.

B. Aschenbach aj. odvodili z pozorování pomocí družic Newtona Chandra výkonová spektra během dvou rentgenových vzplanutív okolí centrální černé veledíry naší Galaxie v říjnu 2000. Odtudvyplývá, že minimální hmotnost veledíry činí 2,7 MM, a ževeledíra rotuje téměř na hranici svých možností, jelikož jejímoment hybnosti dosahuje 99,4% maximálního možného momentu. K.Iwasawa aj. využili družice Newton k objevu četných rentgenovýchvzplanutí zhruba po 6 h, které vysvětlují existencí horké skvrny,jež obíhá v akrečním disku kolem černé veledíry rychlostí0,2 c ve vzdálenosti 1 AU od ní. Podle E. Quaterta dodáváhvězdný vítr od hmotných hvězd do centrálního parseku Galaxie10-3 M/rok; z toho několik procent stéká ročně do černéveledíry. Právě tento plyn, zachycovaný černou veledírou, jezdrojem rentgenového záření v okolí veledíry. A. Ghezová aj.pozorovali okolí černé veledíry Keckovým teleskopem s adaptivníoptikou v blízkém infračerveném pásmu 3,8 µm ve vzdálenosti jen0,02arcsec od polohy veledíry, tj. pouhých 80 Schwarzschildovýchpoloměrů (5 AU). Jasnost zdroje kolísala během 4 nocí o 1,6 magdíky proměnné injekci ultrarelativistických elektronů doakrečního disku kolem veledíry.

M. Reid a A. Brunthaler využili anténní soustavy VLBAk soustavnému měření vlastního pohybu radiového zdroje Sgr A*vůči extragalaktickým bodovým radiovým zdrojům po dobu 8 let.Dostali tak jeho vlastní pohyb 6,4 milivteřiny/rok v pozičnímúhlu 209° v rovině Galaxie. Tento pohyb je fakticky zrcadlovýmodrazem oběžného pohybu Slunce kolem centra Galaxie. Hmotnostobjektu Sgr A* vychází na 4 MM a je téměř jisté, že jdeo černou veledíru. G. Bower aj. sledovali pomocí VLBA radiovýzdroj Sgr A* v centru Galaxie na frekvenci 43 GHz s úhlovýmrozlišením na zlomky úhlových milivteřin. Tím se zdařiloprokázat, že vlastní zdroj - což je zřejmě rotující silněmagnetický akreční disk kolem černé veledíry nadSchwarzschildovým poloměrem Rs = 0,08 AU - má rozměry nanejvýš24 Rs. Podobně A. Miyazaki aj. sledovali tento radiový zdrojpomocí milimetrové soustavy NBA na 100 a 140 GHz a z rychlostívariací radiového toku odvodili maximální rozměr zdroje pod 12AU, čili pod 150 Rs. Definitivní důkaz o existenci černé veledírytudíž vyžaduje mapování s vysokým úhlovým rozlišením na frekvenci300 GHz, tj. na vlnové délce 1 mm, což se zajisté v dohledné dobědosáhne. Jak uvádějí S. Roy a A. Pramesh Rao, zdroj Sgr A* byltéž pozorován radioteleskopem GMRT na frekvencích 1010 -- 580 MHz- to je zatím nejnižší frekvence, na níž je centrum Galaxieaktivní.

T. Alexander a M. Livio se pokusili vysvětlit, kde se v blízkostičerné veledíry berou mladé hvězdy ve stabilních oběžnýchdrahách s vysokou výstředností. Nejméně 10 mladých hmotných hvězdobíhá ve vzdálenosti pod 0,04 pc od černé veledíry v jádřeGalaxie a celkem 40 hvězd ve vzdálenosti do 0,1 pc. Autořiukázali, že pokud tyto hvězdy vznikly v mnohem většíchvzdálenostech od černé veledíry, mohly se po svém vzniku dostatdo blízkosti běžných hvězdných černých děr, které ve velkém počtuobklopují černou veledíru. V takovém případě může dojít k výměněenergie v problému tří těles, takže hvězdná černá díra jevymrštěna vysokou rychlostí z oblasti jádra Galaxie, zatímcomladá hmotná hvězda se usadí na stabilní dráze těsně u černéveledíry.

F. Lebrun aj. rozlišili pomocí družice INTEGRAL mnoho bodovýchzdrojů měkkého záření gama napříč Galaxií. Tím se podařilovysvětlit, odkud se bere difúzní záření gama, odhalené již dřívedružicemi s nižším úhlovým rozlišením. G. Weidenspointner aj.využívají od října 2002 družice INTEGRAL k soustavnému mapováníintenzity anihilační čáry 511 keV v celé Galaxii a koncem r.2004 uveřejnili první mapu rozložení pozitronů v naší hvězdnésoustavě. Téměř všechny pozitrony anihilují v centrálnígalaktické výduti a zbytek svítí v tenkém galaktickém disku. Toznamená, že pozitrony pocházejí převážně z výbuchů supernovIa, při nichž se rozpadá radioaktivní izotop 56Ni za vznikupozitronů, které pak anihilují v průměru během nejbližšíhomilionu let po výbuchu dané supernovy. Jelikož družice INTEGRALstále pracuje, lze říci, že jsme na prahu rozvoje pozitronovéastrofyziky.

T. Henry aj. zlepšili díky přehlídce RECONS naše vědomostio hvězdách ve slunečním okolí do 10 pc. Zásluhou údajůz přehlídek 2MASS a SDSS se počet známých hvězdných soustavv této oblasti zvýšil za poslední desetiletí z 200 na 246, tj.celkem na 344 hvězd. Žádná z nich však nepatří do spektrálníchtříd O či B; pouze 4 hvězdy mají spektrum A a 6 hvězd spektrum F.Hvězd třídy G je však 21, třídy K dokonce 45 a suverénněpřevažují červení trpaslíci třídy M, kterých je 236. Odtudvyplývá, že červených trpaslíků je ve vesmíru 2,5krát více nežvšech ostatních hvězd dohromady. V naší Galaxii představují 40%celkové hmoty hvězd. Naproti tomu se v téže oblasti nachází 9hnědých trpaslíků spektrálních tříd L a T.

N. McClureová-Griffithsová aj. objevili pomocí radioteleskopuATCA a 64 m paraboly v Parkesu páté spirální rameno Galaxie zaopticky viditelným okrajem Mléčné dráhy ve vzdálenostech 18 -- 25kpc od centra soustavy, které navazuje na vnitřní ramenov souhvězdí Pravítka. Tvar nového ramene výrazně ovlivňují slapyod Magellanových mračen. Mezi vnitřním a vnějším ramenem Mléčnédráhy se pak nalézají ramena Cru-Sct, Car-Sgr a Ori-Per. Sluncese nachází na vnitřním okraji ramena v Orionu.

Jak známo, jedním z velkých objevů Galilea Galileiho byl důkazz r. 1610, že Mléčná dráha je tvořena slitím světla mnohavzdálených, očima nerozlišitelných hvězd. Nyní se zjistilo, žedomněnku o hvězdné povaze Mléčné dráhy vyslovil anglický básníkThomas Watson již r. 1582.

5.3. Místní soustava galaxií

R. Ibata aj. objevili pomocí přehlídek SDSS a 2MASS novoutrpasličí galaxii v souhvězdí Velkého psa (l = 244°; b =-8°), vzdálenou 13 kpc od centra Galaxie a 8 kpc od Slunce. Novágalaxie se prozradila přebytkem obřích hvězd třídy M a jejícelková hmotnost = cca. 1 GM činí asi 1% hmotnosti Galaxie. Podle M.Bellazziniho aj. je převážná část hvězd této trpasličí galaxiestará 4 -- 10 mld. roků, ale vyskytují se tam i hvězdy mladší než1 mld. let. Existence této galaxie prokazuje, že i hvězdygalaktického disku mohou vzniknou splýváním trpasličíchgalaxií. Obecně podle S. Phillippse platí, že trpasličíchgalaxií v posledních letech přibývá zásluhou zlepšenýchpřístrojových možností nejrychleji,

J. Harris a D. Zaritsky zjistili, že také v Malém Magellanověmračnu se vyskytují hvězdy rozlišného stáří. Zhruba polovinahvězd je tam starších než 8,4 mld. roků a po delší pauze sehvězdy začaly tvořit znovu v intervalu 2,4 -- 0,4 mld. let předsoučasností. Podobně K. Bekki aj. nalezli ve Velkém Magellanověmračnu kulové hvězdokupy o stáří buď zhruba 13 nebo 3 mld. let.V mezidobí hvězdokupy v této galaxii prakticky nevznikaly. Autořito přičítají vlivu slapů od Malého Magellanova mračna, které sevlivem vzájemného pohybu obou mračen hodně měnily. Hvězdokupyprostě vznikají tehdy, když slapy mezi galaxiemi výrazněvzrostou. Jelikož se Malé Magellanovo mračno zrodilo vevzdálenosti jen 100 kpc od naší Galaxie, prvotní tvorba hvězdokupv něm byla vyvolána právě slapy Galaxie, zatímco VelkéMagellanovo mračno se utvořilo ve vzdálenosti 150 kpc. Poněvadžslapy klesají s 3. mocninou vzdálenosti, tak tam Galaxie tvorbuhvězdokup neurychlila. M. DallarcminOra aj. určili vzdálenost VelkéhoMagellanova mračna pomocí vztahu perioda-svítivost pro 30proměnných typu RR Lyr a dostali tak hodnotu 50,2 kpc s chyboupouze 1%. K téměř shodné hodnotě 50,1 kpc dospěli M. Bellaziniaj., když určili polohu špičky asymptotické větve červených obrův téže soustavě.

Díky přehlídce SDSS se podařilo D. Zuckerovi aj. nalézt jiždevátou trpasličí sféroidální galaxii o průměru <1 kpca svítivosti 200 kL ve vzdálenosti 45 kpc od centra obříspirální galaxie M31 v Andromedě. Trpasličí soustava obsahujejen 1 mil. hvězd a je od nás vzdálena 805 kpc. S. Galleti změřilivzdálenost galaxie M33 v Trojúhelníku z polohy špičkyasymptotické větve červených obrů na (847 ±60) kpc. Zatímcov galaxii M31 se ročně objevuje na 30 nov, které v maximudosahují až 17 mag (z čehož vychází vzdálenost galaxie 794 kpc),podle S. Williamse a A. Shaftera se v galaxii M33 našlo v letech1995-2002 jen 6 nov, z čehož po přepočtu vychází tempo jen asi2,5 novy ročně.

5.4. Cizí galaxie

M. Rejkuba využil mirid a špičky asymptotické větve červenýchobrů ke zpřesnění vzdálenosti nejbližší obří eliptické galaxieNGC 5128 (Cen A). Za předpokladu, že Velké Magellanovo mračno jevzdáleno 50,1 kpc, mu vyšla vzdálenost (3,8 ±0,35) Mpc. D. Evansaj. objevili v aktivním jádře této galaxie rentgenové jadernéčáry Fe, Si a S. S. Portegies Zwart aj. studovali mladouhvězdokupu MGG 11, vzdálenou asi 200 pc od centra galaxie M82(vzdálené od nás 3,8 Mpc), o níž je známo, že tam právě probíhápřekotná tvorba hvězd. Ukázali, že v jádře hvězdokupy o hmotnosti350 kM, stáří 10 mil. let a poloměru 1,2 pc se nalézá černádíra o hmotnosti přes 350 M, která získává hmotu díkydynamickému tření, jež způsobuje pády hvězd do centra hvězdokupy,kde je černá díra pohltí. P. Padovani aj. srovnali technikouvirtuální observatoře záběry z HST, VLT a Chandra a našli tak 30nových velmi vzdálených černých veleděr. A. Jordán aj. hledalikulové hvězdokupy v obří galaxii M87 (Vir) pomocí kamery ACSHST a družice Chandra. ACS našla celkem 1688 kulových hvězdokupa Chandra 174 rentgenových bodových zdrojů, což jsou z většíčásti rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností druhé složky(LMXB). Ve shodě s předpovědí se ukázalo, že čím vyšší jemetalicita kulové hvězdokupy, tím je pravděpodobnější, že sev hvězdokupě nalezne LMXB, jejíž minimální rentgenový zářivývýkon bývá alespoň 1032 W.

Družice GALEX oslavila v dubnu 2004 první rok své činnostidokončením přehlídky blízkých galaxií v ultrafialovém oboruspektra. Družice už objevila desítky milionů ultrafialovýchzdrojů, především galaxie, kvasary a bílé trpaslíky; zatímfunguje bez problémů. T. Nagao aj. našli v zorném polidalekohledu Subaru galaxii v poloze 1324+2729 (Com) se z =6,33. Galaxie se prozradila mimořádně intenzívní čarou Lyalpha,což je příznak překotné tvorby hvězd ve velmi mladém vesmíru. J.Kurk aj. nalezli pomocí FORS VLT v poloze 0402-3735 (Hor)rekordně vzdálenou galaxii se z = 6,518, ve stáří před 12,8mld. let. Z jejího spektra vyplývá, že v té době byla reionizacemezihvězdného vodíku dokončena a mezihvězdný prostor již"znečistily" tzv. kovy. Vzápětí však J. Rhoads aj. objeviligalaxii se z = 6,535 v poloze 1424+3534 (Boo) a R. Romani aj.ohlásili objev nejhmotnější černé veledíry v galaxii Q0906+6930(UMa), vzdálené od nás 3,9 Gpc. Její hmotnost totiž odhadli na10 GM. R. Brouwers aj. využili barevných snímků NICMOS HST kezjištění, že v pásmu červených posuvů z = 7 -- 8 lze pozorovatdostatečné množství reálných objektů, které v raném vesmírupřispěly k jeho reionizaci, ale na druhé straně z pozorování R.Yana a R. Windhorsta pomocí ACS HST vyplývá, že v intervaluz= 6 -- 7 silně klesá počet vznikajících galaxií v porovnánís pozdějším stavem vesmíru.

HST ukončil v březnu 2004 souhrnnou 11,6denní expozici tzv.ultrahlubokého pole (HUDF: 033239-274729 - For), kterápřekonala dosud rekordní hluboké snímky z let 1995 (HDF-N:123649+621258 - UMa) a 1998 (HDF-S: 223256-603303 - Tuc). Tatopole byla posléze sledována i rentgenově v rámci projektu GOODS:1237+6214 a 0332-2748. Původní snímky HDF vznikly integrací po dobu300 h; HUDF to stihl za 275 h, ale zabírá větší zorné pole (3čtv. obl. minuty) a dosáhl díky lepší kameře ACS mezní hvězdnévelikosti až 30 mag. Proto je na snímku úhrnem 10 tis. galaxií,ale jen 4 hvězdy naší Galaxie, a navíc jsou jejich obrazyostřejší zejména v blízké infračervené oblasti. Podle A. Bunkeraaj. odtud vyplývá, že při z = cca. 6 vznikalo ve vesmíru zajednotku času šestkrát méně hvězd než při z = cca. 3. To zhrubasouhlasí s výsledkem K. Trana aj., kteří prozkoumali 80 galaxiípomocí FORS2 VLT a nenašli ani jedinou galaxii s čarou Lyalpha sez = cca. 6,5, takže to odpovídá snížení četnosti galaxií alespoň napolovinu mezi z = 3 a 6,5.

Podle S. Malhotrové aj. a H. Yana aj. jsou na snímku HUDFzachyceny objekty ve stáří 700 mil. roků po velkém třesku, alepřesto kamera ACS nevidí některé objekty, které jsou zobrazenypomocí infračervené kamery a spektrografu NICMOS HST, popř.IRAC SST až do pásma 8 µm, což je dáno velkými kosmologickýmičervenými posuvy ve spektrech dávných galaxií. Tak se ovšemvynořil nový problém, protože K. Glazebrook aj. a A. Cimatti aj.našli v projektu GOODS velmi staré obří galaxie tak brzy povelkém třesku, že to nelze dost dobře vysvětlit hierarchickýmrůstem obřích galaxií z drobných trpasličích galaxií, jak sevšeobecně soudí.

Na druhé straně J. Kneib aj. nalezli pomocí kosmickéhodalekohledu SST poblíž kupy galaxií A2218 jasnou galaxiio stáří pouhých 750 mil. let po velkém třesku, jejíž jasnost jeevidentně zesílena mezilehlou kupou přibližně o 3,5 mag, přičemžgeometrický rozměr vzdálené galaxie činí pouhou 1/200 průměrunaší Galaxie. Pozorování vzdálených galaxií v infračerveném pásmupomocí SST přináší i změny v nazírání na morfologii galaxií,jelikož tzv. čočkové galaxie obsahují prachová spirální ramena,takže rozhodně nepatří ke galaxiím eliptickým, jak se dosudmyslelo.

R. Pelló aj. ohlásili objev galaxie s červeným posuvemz = 10, která měla být zobrazena v čáře Lyalpha, kosmologickyposunuté k vlnové délce 1,34 µm ve spektrografu ISAAC VLTa tudíž zesílena alespoň o 4 mag mezilehlou gravitační čočkou sez = 0,25 - kupou galaxií A1835 (Vir). M. Bremer aj. však nazákladě kontrolního snímku z dalekohledu Gemini-N tvrdili, ženejde o čáru Ly-alfa, nýbrž o zakázanou čáru O III, čemužodpovídá mnohem bližší trpasličí galaxie se z < 2,75. Problémvšak nakonec rozřešili S. Weatherley aj. tím, že znovu nezávisleproměřili původní spektrální snímek z VLT a zjistili, že šloo softwarový artefakt, takže zmíněná galaxie ve skutečnostivůbec neexistuje! C. Vale aj. nicméně poukázali na možnost, žeslabý kolektivní vliv gravitačních čoček na tvar velmi vzdálenýchgalaxií - tzv. kosmický střih (angl. cosmic shear) - patřík důležitým nástrojům pro zjišťování velkorozměrové strukturyvesmíru. Velikost kosmického střihu totiž souvisí s množstvímhmoty mezi vzdálenou galaxií a pozorovatelem podél zornéhopaprsku.

J. Gott aj. odhalili pomocí přehlídky SDSS obří Sloanovu velkoustěnu mezi souhvězdími Hydry a Panny. Stěna je dlouhá 430 Mpc,tj. je dvakrát delší a třikrát vzdálenější od nás než první Velkástěna, objevená v r. 1989. Jde tedy o největší dosud známoustrukturu ve vesmíru. Z téže přehlídky odvodili D. Tucker aj., žejen každá desetitisící galaxie je osamělá; naprostá většina sevyskytuje ve shlucích díky vzájemné gravitaci. Vybrali si vzorek20 milionů galaxií a jen necelých 3000 z nich nemá žádnoupartnerku do vzdálenosti 600 kpc kolem sebe. T. Heckman aj.prozkoumali v přehlídce SDSS celkem 23 tis. galaxií s aktivnímijádry (AGN) a dále 123 tis. běžných galaxií s cílem určit, kolikhmoty získávají v současné době černé veledíry v jádrech galaxiíakrecí. Nejvíce přibývají na váze černé veledíry s hmotnostmi do100 MM, které se nacházejí v galaxiích o celkovýchhmotnostech 10 -- 300 GM. Jejich hmotnost je přímo úměrnáhmotnosti příslušné galaktické výdutě, což zřetelně ukazuje naspolečný vývoj.

Na australské observatoři AAO započala přehlídka 6dF,navazující na již dokončenou přehlídku 2dF. Od ledna 2002 dopoloviny r. 2003 se v jejím rámci podařilo změřit červené posuvytéměř 50 tis. galaxií v pásmu deklinací mezi -23° až - 42°. Jakuvedli D. Heath Jones aj., do poloviny r. 2005 bude přehlídkadokončena - cílem je změřit červené posuvy pro 150 tis. galaxiía jejich relativní rychlosti pro 15 tis. galaxií. C. Ferrariováukázala, že při splývání galaxií může tvorba hvězd zesílit, aletaké zeslábnout, což lze ověřit mnohočetnou spektroskopií, jakautorka ukázala na příkladu kupy galaxií A3921 (z = 0,94),která obsahuje na 10 tis. galaxií a četné substruktury.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

H. Arp a manžele M. a G. Burbidgeovi se stále nevzdávají svéhonázoru, že aspoň část červeného posuvu kvasarů nesouvisí s jejichvzdáleností. Nejnověji nalezli pár kvasar-galaxie, označený jako3C-343.1. Oba objekty jsou od sebe úhlově vzdáleny jen 0,25arcseca přitom mají zcela rozdílné červené posuvy; kvasar z = 0,75,kdežto galaxie z = 0,34. Autoři tvrdí, že na radiových mapáchspojuje oba objekty radiový "most", takže spolu ve skutečnostibezprostředně souvisejí. Podobně M. Bell tvrdí, že valná částčervených posuvů kvasarů vzniká jejich vymrštěním z aktivníchjader galaxií a jsou tudíž mnohem blíž, než vyplýváz kosmologického výkladu jejich červených posuvů. S tím ovšemnaprostá většina astronomů nesouhlasí a tvrdí, že jde o náhodnékoincidence. D. Farrah pořídil pomocí družice Newton rentgenovéspektrum druhého nejvzdálenějšího (z = 6,3) kvasaru SDSSJ1030+0524 (Sex) a zjistil, že se nijak neliší od kvasarůblízkých. To znamená, že kvasary s černými veleděrami uvnitřexistovaly již méně než 1 mld. let po velkém třesku.

R. Romani aj. nalezli radiově hlučný blazar Q0906+6930 (UMa)s rekordním z = 5,5, jehož mimořádný zářivý výkon svědčí o tom,že v jeho nitru se skrývá černá veledíra s rekordní hmotnostípřes 10 GM. R. McLure a M. Jarvis zjistili ze statistiky vícenež 6 tis. kvasarů přehlídky SDSS, že radiově tiché kvasary majíprůměrnou hmotnost černé veledíry v nitru 500 MM, kdežtoradiově hlučné 800 MM. V. Semenov vysvětluje zmíněnou radiovouhlučnost jako vytažení rotační energie černé veledíry magnetickýmpolem, smotaným do obří cívky. M. Livio ukázal, že výtryskyz aktivních jader galaxií, kvasarů atd. jsou zřejmě urychloványi usměrňovány do úzkých svazků hydromagneticky a to platí i provýtrysky z přechodných rentgenových zdrojů a vzplanutí gama,protože jejich rychlost se vždy rovná únikové rychlosti pro danýcentrální objekt.

T. Turner aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton úzkéemise v červeném křídle jaderné čáry železa Kalpha u několikaSeyfertových galaxií (např. NGC 3516 a Mrk 766). Tyto emisenavíc "putují" s proměnnou energií v časovém intervalu několikahodin. Autoři jejich chování vysvětlují jako brzdění zhustkůplynu, vyvržených z okolí černé veledíry v jádře galaxií bezmálarychlostí světla, protože zřejmě jde o výrazný gravitační červenýposuv zmíněných emisí. P. Padovani aj. jakož i M. Urry aj.dospěli na základě pozorování v projektu GOODS k tomu, že četnostčerných veleděr ve vesmíru je nejméně pětkrát vyšší, než sedosud myslelo. V řadě případů jsou totiž překryty prachema plynem ve velmi hmotných galaxiích, ale ani to nebráníteleskopu SST, aby jejich přítomnost relativně snadno neodhalil.

Z. Haiman ukázal, že když se střetnou dvě galaxie, tak jejichcentrální černé veledíry by měly poměrně brzy splynout, ale tentoproces může být zpomalen vyzařováním gravitačních vln, kterémohou dát černým veledírám zpětný impuls a rychlosti přes 100km/s. Proto patrně existuje horní hranice pro hmotnost černýchveleděr řádu 1 GM.

J. Hutchings aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu Geminik zobrazení prototypu kvasarů 3C-273 v blízkém infračervenémoboru s rozlišením 0,06arcsec a dále kamery ACS HST ve filtru J.Ukázali, že kvasar se nachází v jádře eliptické sféroidálnígalaxie, jejíž jádro je 13 mag. Proslulý výtrysk z jádra kvasarumá délku až 15arcsec a je viditelný od ultrafialového po radiový oborspektra. Podle P. Grandiové a C. Palumba září kvasar takérentgenově a lze tam rozlišit slabší tepelnou složku vycházejícíz akrečního disku černé veledíry a až 7krát intenzívnějšínetepelnou složku ve výtrysku. T. An aj. proměřovali pomocí VLBAa evropského interferometru VLBI morfologii zakřiveného výtryskukvasaru PKS 1502+106 (Ser) na frekvencích 5 -- 43 GHz po dobu8 let. Zjistili, že výtrysk má alespoň čtyři složky, vykazujícírekordní fiktivní nadsvětelné rychlosti (10 + 22 + 28 +37)násobku rychlosti světla! Jde zřejmě o vysoce relativistickévýtrysky usměrněné do neobyčejné úzkých svazků, mířících téměřpřímo k pozorovateli.

5.6. Gravitační čočky

N. Inada a M. Oguri využili přehlídky SDSS k prozkoumání 29,5tis. kvasarů. Mezi nimi našli též kvasar J1004+4112 (LMi),vzdálený od nás 3,0 Gpc (z = 1,7), jenž je zobrazen mezilehloukupou galaxií ve vzdálenosti 2,0 Gpc (z = 0,7) jako pětilísteks roztečí až 15arcsec mezi jednotlivými obrazy. Vzápětí se všakpodařilo A. Marblovi aj. objevit kvasar 2QZ J1435+0008 (Vir;z = 2,4; 3,4 Gpc), kde tato rozteč dosahuje dokonce 33arcsec, cožznamená, že gravitační čočkou musí být velmi hmotná kupagalaxií.

J. Winn aj. nalezli pomocí antény VLA 3. obraz kvasaruJ1632-0033 (Oph) se z = 3,4, jenž je zobrazen gravitačníčočkou - mezilehlou galaxií se z = 1,0. Odtud vyplývá, žehmotnost černé veledíry v galaxii nedosahuje 200 MM. R. Schildaj. objevili synchronní fluktuace jasnosti obou obrazů prvnírozpoznané gravitační čočky - kvasaru Q0957+561 (UMa).Domnívají se, že by mohlo jít o první důkaz existencekosmologických strun, jejichž existenci předpověděli A. Vilenkina E. Shellard v r. 1994. J. Blakeslee aj. využili snímků HUDFk odhalení obřího svítícího oblouku 23,7 mag se z = 2,4, jenžje zobrazen mezilehlou eliptickou galaxií J0332-2756 (19 mag;For) se z = 0,6. Oblouk má úhlový obvod plných 120° a jevzdálen 1,6arcsec od centra zmíněné galaxie. Autoři připomínají, ževyhledávání gravitačních čoček zaznamenalo v poslednímdesetiletí významný pokrok díky novým přístrojům i vyhledávacímalgoritmům. N. Dalal aj. odvodili ze statistiky obřích svítícíchoblouků, že pro rozsah červených posuvů z 0,2 -- 0,6 je jejichvýskyt ve výborné shodě s předpokladem o množství chladné skrytélátky ve vesmíru. Pro větší červené posuvy však přebytek obloukůsvědčí nejspíš o tom, že ve velmi raném vesmíru existovalykoncentrované velmi hmotné kupy galaxií, obsahující i příslušněvětší množství skryté látky.

G. Soucail aj. soudí, že kupy galaxií v roli gravitačních čočekse hodí na výběr kosmologických modelů vesmírné geometrie.Mnohonásobné gravitační čočkování pomocí známé kupy galaxiíA2218 (z = 0,18; hmotnost 500 TM) tak podle těchto autorůumožnilo na úrovni 4násobku střední chyby vyloučit jednoduchýEinsteinův-de Sitterův model vesmíru. Popravdě je ovšem totovyloučení slabé - fyzikální zkušenosti vyžadují minimálně5násobek střední chyby pro potvrzení určitého efektu, a to ještězbývá častý astronomický problém - systematické chyby způsobenéneočekávanými výběrovými efekty.

5.7. Gravitační mikročočky

A. Cassan aj. zkoumali atmosféru hvězdy OGLE-2002-BUL-069spektrografem UVES VLT v maximu zesílení její jasnosti gravitačnímikročočkou. Spolupráce s řadou fotometrických dalekohledů, kteréprůběžně sledovaly zjasňování hvězdy, se totiž zdařilo správněpředpovědět čas maxima na 9. červenec 2002, kdy se hvězdazjasnila díky mikročočkování o 3 mag. Z těchto měření se pakpodařilo určit spektrální třídu čočkované hvězdy G5 III,efektivní teplotu 5050 K; hmotnost 1,1 M, poloměr 10 Ra barevný index V-I = +2,1. Navíc se podařilo spočítat i průběhokrajového ztemnění jednak v čarách a jednak ve spojitém spektru,jež se liší od teoretických modelů pro obry v galaktickévýduti. Další obdobný případ OGLE-2003-BLG-262 pozorovali J.Yoo aj., když mezilehlá hvězda o hmotnosti pod 0,5 M přecházelapo 12,5 d příčnou rychlostí 27 km/s v těsné blízkosti obří hvězdyspektrální třídy K a zvyšovala tak její jasnost. Mezinárodníspolupráce při sledování takových případů zvyšujepravděpodobnost, že se podobné úkazy budou moci sledovat docelačasto, zejména díky projektu OGLE-III.

M. Jaroszynski aj. našli v databázi OGLE-III za léta 2002-03 již15 kandidátů zobrazení dvojhvězd jedinou gravitačnímikročočkou. V jednom případě je poměr hmotností obou složek0,005, takže tou méně hmotnou složkou může být dokonceextrasolární planeta. Z téhož pozorovacího materiálu 389 případůza r. 2002 našli C. Snodgrass aj. týž objekt a ještě jeden dalšíjako potenciální exoplanety, což je dle autorů překvapivě máloa svědčí to o pouze 7% výskytu exoplanet u hvězd ve výdutiGalaxie.

Další exoplanetu OGLE-2003-BLG-235, resp. MOA-2003-BLG-53našli v létě 2003 I. Bond aj. v poloze 1805-29 (Sgr) pomocídalekohledů v Chile a na Novém Zélandě. Zesílená hvězdav galaktické výduti byla sp. třídy G V a čočkující hvězda jetrpaslík třídy M5 s hmotností 0,4 M, vzdálený od nás maximálně5 kpc. Celá epizoda zjasnění trvala 2,5 měsíce, avšak ve druhépolovině července 2003 se na vzestupné větvi vyskytly těsně posobě dva nápadné "zuby" díky exoplanetě o hmotnosti 1,5 Mj,obíhající ve vzdálenosti 3 AU kolem trpasličí hvězdy. Zmíněníautoři připomněli, že od r. 1993 se podařilo zaznamenat všemipozorovacími programy již na 2000 gravitačních mikročoček, z toho50 je binárních.

F. Abe aj. využili téže kombinace přístrojů k odhalení unikátnígravitační mikročočky OGLE-2003-BLG-219, resp.MOA-2003-BLG-219 v poloze 1806-29 (Sgr) v polovině června2003. Jasnost čočkované hvězdy rychle vzrůstala z 21 mag v až na14,3 mag v pásmu I, což je nový rekord (zjasnění až 500x!)Navzdory velké jasnosti se na světelné křivce nevyskytly žádnézuby, prozrazující exoplanety kolem gravitační mikročočkyo hmotnosti asi 0,4 M. Kolem mikročočky tedy neobíhá exoplanetao hmotnosti 1,3 Mz v intervalu vzdáleností 2,3 -- 3,6 AU, popř.exoplaneta o hmotnosti Uranu v pásmu 0,9 -- 8,7 AU. Jelikožmikročočka se nachází v husté oblasti Mléčné dráhy, lzev budoucnu očekávat ještě výraznější zjasnění u některémikročočky až na úroveň tisícinásobku klidové jasnosti.

J. de Jong aj. uveřejnili první výsledky přehlídky MEGA vespirální galaxii M31 v Andromedě za léta 1999-2001. Zatím našli14 kandidátů na mikročočky. Studium této galaxie je velmiperspektivní, protože zabírá na obloze menší oblast nežMagellanova mračna a tak není divu, že v současnosti probíhajíještě dvě další přehlídky: POINT-AGAPE a WeCAPP.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

J. Birrielová shrnula současné vědomosti o období mezi 400 tis.roky a 200 mil. lety po velkém třesku. Když se reliktní záření napočátku této epochy oddělilo od látky, jeho průměrná hustotaenergie klesla natolik, že již nedokázalo ionizovat zářící látkuvesmíru a vesmír se ponořil do šera. Ve vesmíru tehdy nebyla animagnetická pole ani dostatečně hmotné gravitačně vázanéstruktury. Proto je období šerověku poslední neprobádanouepizodou ve vývoji vesmíru, pomineme-li naše kardinálníneznalosti o vesmíru mladším než 1 zeptosekundu...

Podle V. Bromma a A. Loeba byl však tehdejší čistý vodíkovýa héliový plyn mnohem teplejší než dnešní, "zašpiněný" kovya ochlazovaný molekulami a zrníčky prachu. Tlak teplého plynu jevětší než chladného, takže gravitačně vázané struktury musely mítvyšší hmotnost než dnes, aby se udržely pohromadě a vzniklyz nich hvězdy. To je důvod, proč prvotní hvězdy musely mítpodstatně vyšší hmotnosti než dnešní. Nicméně probíhající čiprávě ukončené obří přehlídky oblohy přinesly nové otázkyo průběhu vývoje vesmíru:

  • 1. Jak a kdy přesně začala vlna vzniku I. generace hvězd v ranémvesmíru a proč opět skončila?
  • 2. Proč některé galaxie v raném vesmíru vykazují překotné tempotvorby hvězd, a v jiných bylo toto tempo nízké, anebo hvězdynevznikaly vůbec?
  • 3. Co způsobilo rychlý pokles tvorby hvězd ve vesmíru přibližněpřed 7 mld. let?

Bohužel zatím téměř úplně chybějí data o vývoji vesmíruv intervalu 2,5 -- 4,5 mld. let po velkém třesku, ačkolivkombinace údajů z HST, Chandra a SST v programu GOODS, atd.přinášejí mnoho zajímavých nových údajů. M. Fukugita a J. Peeblesjsou však optimisty, protože tyto přístroje a velké přehlídkyoblohy umožňují postupně odhalit potřebné údaje o všech asi 40možných způsobech přeměn energie ve vesmíru, což je v historiikosmologie premiéra.

J. Wyithe a A. Loeb ukázali na základě spekter nejvzdálenějšíchkvasarů se z = cca. 6,4, že ještě celou miliardu let po velkémtřesku byla část intergalaktického vodíku neutrální, i kdyžkolem samotných kvasarů se rozkládají rozsáhlé bubliny H IIo poloměrech bezmála 5 Mpc. Příčinou tohoto zpoždění je dle S.Djorgovského okolnost, že první generace velmi hmotných hvězd,které vznikly 200 -- 500 mil. roků po velkém třesku, rychlevybuchovala jako supernovy, které zabrzdily na nějaký čas tvorbudalšího pokolení hvězd. Podle T. Fanga a R. Cena nebyl tentopřechod k novému pokolení hvězd stejnoměrný, protože pro různěhmotné hvězdy je potřebí k jejich vzniku rozličné zastoupení"kovů" (prvků od uhlíku po uran). Teprve druhá generace hvězdvšak mohla dokončit plnou reionizaci interstelárníhoa intergalaktického vodíku, počínaje z = cca. 15 (300 mil. let povelkém třesku) a konče z = 6 (1 mld. let po velkém třesku).První kvasary vznikaly díky dostatečně urostlým (100 MM)černým veleděrám pro z = cca. 10 (500 mil. let po velkém třesku).Tato představa podle N. Gnedina dobře souhlasí s výsledkypřehlídek SDSS a WMAP.

Podle A. Heavense aj. se nejvíce hvězd tvořilo před 8 mld. leta čím větší byla hmotnost dané galaxie, tím dříve v ní začalyvznikat hvězdy. V současnosti pokleslo tempo tvorby hvězd vevesmíru na desetinu maximální hodnoty. A. Yoshida aj. tvrdí, žehvězdy I. generace (populace III) se tvořily v malých chladnýchhalech prvotních galaxií o hmotnostech do 10 MM pro z = cca. 20(200 mil. let po velkém třesku). Jelikož hmotnosti těchto hvězddosahovaly až 260 M, během několika málo milionů let vybuchlyjako supernovy. Protože až polovina hmotnosti těchto hvězd sev průběhu vývoje přeměnila na "kovy", došlo při rozmetánísupernov k rychlému obohacení vesmíru o těžší prvky. Prvotníhvězdy v rozsahu hmotností 25 -- 140 M však skončí jako černédíry, takže z chemického koloběhu vesmíru vypadnou, zatímcohvězdy s hmotností 8 -- 25 M se zhroutí na neutronové hvězdya předají tedy zpět do vesmíru převážnou část své hmotnosti. Jakupozornili F. Daigne aj., díky vzniku hvězd libovolné hmotnostipokračuje reionizace vesmíru plynule, zatímco chemický koloběhje neúplný. Přesto však velmi hmotné hvězdy v chladných halechprvotních galaxií stihly rychle vyrobit uhlík, kyslík a železoa tím důrazně popostrčily i chemický vývoj vesmíru.

Podle P. Schueckera umožnily velké přehlídky oblohy v optickéma rentgenovém pásmu značně zlepšit naše znalosti o rozložení kupgalaxií, které mají v průměru 1 PM hmotnosti, rozměry kolem2 Mpc a jsou obklopeny halem horkého plynu o teplotě 100 MK.Dosud bylo prozkoumáno asi 5 tis. kup v optickém a 450 kupv rentgenovém oboru spektra ve vzdálenostech 1 -- 1 000 Mpc.Z měření vyplývá, že tzv. kosmologická konstanta LAMBDA = -1a nemění se s časem. Největším problémem, který už více nežtřicet let trápí největší teoretiky od S. Hawkinga až po E.Wittena, je však příkrý nesouhlas mezi předpověděnou hustotouenergie vakua (3.1095 kg/m3) a pozorovanou(10-27 kg/m3)- jde o vůbec největší rozpor mezi teorií a pozorováním ve všechpřírodních vědách! Autor se domnívá, že k řešení tohoto rozporupřispějí až příští velké astronomické projekty - sdílené počítánímetodou GRID a vybudování celosvětové Virtuální observatoře.

S. Capozziello aj. upozornili na skutečnost, že plných 40% objemuvesmíru tvoří tzv. proluky (angl. voids) mezi galaktickýmihnízdy, vyznačující se velmi nízkou hustotou viditelné látkyvesmíru. První proluka ve směru k souhvězdí Pastýře byla objevenajiž r. 1981 a má typický rozměr 60 Mpc. Autoři soudí, že prolukyvznikly již ve velmi raném vesmíru jako následek tvorbykosmologických černých ultraděr o hmotnostech řádu 10 PM(!). Pak by např. tzv. Velký poutač (angl. Great Attractor)mohl být důkazem existence těchto ultraděr, protože z pozorovánívyplývá, že má hmotnost téhož řádu. Podle A. Heithausena jepřevážná část viditelné látky vesmíru uložena v hustýchchomáčcích (angl. clumpuscule) molekulárního vodíkuo průměrném rozměru pouze 100 AU, což zjistil nepřímo měřenímrozložení CO pomocí mikrovlnného teleskopu IRAM. Pozoroval totižtyto chomáčky ve vzdálenosti asi 100 pc od Slunce a ukázal, žejejich průměrná hmotnost dosahuje asi 10% hmotnosti Jupiteru.Vysoká četnost vodíkových chomáčků v celém vesmíru je velmipravděpodobná. S ohledem na jejich velmi nízkou teplotu a tudížobtížnou detekci skrývají před astronomy daleko největší částviditelné látky vesmíru.

V předchozím přehledu jsem referoval o studii J.-P. Lumineta aj.,kteří dokazovali pomocí měření družice WMAP, že vesmír mátopologii dvanáctistěnu ve čtyřrozměrném nadprostoru a jeúdajně prostorově konečný. Práci nyní kritizovali B. Roukema aj.,kteří z téhož pozorovacího materiálu žádnou takto výstřednítopologii nenašli. Podobně N. Cornish aj. z pozorování téžedružice odvodili, že prostor našeho vesmíru je jednoduchý -a nepřipouští zobrazení blízkých galaxií z "opačné" strany. Totéžostatně tvrdí i G. Rocha aj., kteří zpracovali údaje z radiometruDMR předešlé družice COBE.

Teoretičtí fyzikové však i nadále rozvíjejí bizarní kosmologie,zejména tzv. teorii multiversa, připouštějící existenci velkéhopočtu rozličných vesmírů s poměrně podobnými, či dokonce zcelazrcadlovými protějšky našeho vesmíru. Pozorování WMAP i dalšíchaparatur (BOOMERanG, DASI aj.) potvrují totiž plochostgeometrie našeho vesmíru a tudíž i jeho prostorovou nekonečnost.Protože však existuje jen konečný počet kombinací hmotya energie, lze vesmír považovat za nekonečný soubor tzv.holografických koulí s průměrem řádu 100 mld. světelných let.Uvnitř každé koule existuje tzv. holografická vazbaa v multiversu se musí vyskytovat její přesné duplikáty, jenže tanejbližší identická holografická koule je od té naší vzdálena1010100 km! Jak patrno, teoretičtí fyzikové mají o budoucnostvystaráno. Dobře to vystihl ve své Russellově přednášce proslulýbritský astrofyzik M. Rees, když jako hlavní problémy soudobékosmologie zařadil otázku vzniku hvězd v průběhu šerověkuvesmíru, problém skryté hmoty a vztah kosmologie a fundamentální(teoretické) fyziky. Přednášku ukončil provokativní myšlenkou,že zkoumaný vesmír je jen zlomkem veškeré fyzikální reality!

6.2. Problém skryté hmoty

Nejstarší známou součástí skryté hmoty (angl. dark mass)vesmíru je skrytá látka (angl. dark matter). H. Hoekstra aj.využili CFHT k pozorování tvarů 1,5 mil. galaxií a odtud odvodilihmotnost rozsáhlých hal skryté látky kolem viditelných galaxií.Ukázali, že tato skrytá hala sahají až do vzdálenosti pětinásobkurozměru viditelné složky galaxií a jsou lehce zploštělá. K.Zioutas aj. se zabývali otázkou, co vlastně tvoří skrytou látkuvesmíru. Nejpravděpodobnější možnosti jsou buď tzv. WIMPy(slabě interagující částice), anebo supersymetrické axiony,které oboje mohly hojně vznikat zvláště v raném vesmíru. K WIMPůmpatří např. hypotetická neutralina. Dokonce je možné, žesouběžně existuje ještě více složek skryté látky, zejménav případě, má-li vesmír více rozměrů než tři prostorové a jedenčasový. Potřebné experimenty jsou však těsně nad hranicí současnépřístrojové techniky. Pokrok lze čekat po uvedení urychlovače LHCCERN do provozu.

Jak známo, problém skryté energie (angl. dark energy) vevesmíru se vynořil v r. 1998, když A. Riess aj. a S. Perlmutteraj. objevili zrychlující se rozpínání vesmíru v posledních 7 mld.let díky pozorování velmi vzdálených supernov třídy Ia, kteréjsou slabší než by měly být, pro z = cca. 0,5 (- 5 mld. let).Posléze A. Riess aj. zjistili, že pozorování 16 vzdálenýchsupernov (až do z = 1,6; vzdálenost 2,9 Gpc) pomocí HSTnasvědčuje tomu, že stavová rovnice pro skrytou energii nenízávislá na čase. To jinými slovy znamená, že během nejbližších30 mld. let nedojde ke kosmologické katastrofě v podobě velkéhoroztrhu nebo velkého křachu. Mnozí astronomové však těmtovýsledkům dlouho nedůvěřovali, protože vzdálenosti supernov seurčují nepřímo fotometricky, a tak mohou být ovlivněny výběrovýmiefekty.

Měření fluktuací reliktního záření pomocí družice WMAP,zveřejněná v r. 2003, však zrychlené rozpínání vesmíru nezávislepotvrdila a nyní S. Allen aj. využili přehlídky 26 galaxií pomocírentgenové družice Chandra k dalšímu nezávislému ověření. Vyšlize skutečnosti, že každá kupa galaxií má stejné zastoupeníhorkého plynu, zářícího v rentgenovém pásmu, nezávisle na svémstáří. Z rentgenového spektra lze množství horkého plynu v danékupě určit a z optického spektra známe kosmologický červený posuv,a jelikož z množství plynu lze odvodit i jeho zářivý výkonv rentgenovém pásmu, dostaneme vzdálenosti kup zcela nezávisle naobou předtím zmíněných metodách. Výsledek je přitom shodný:nejpozději před 6 mld. let se rychlost rozpínání vesmíru počalazvyšovat a toto zvyšování stále pokračuje. Jak ukázali S. Boughna R. Crittenden, lze totéž odvodit také z velkorozměrovéstruktury vesmíru pomocí rozložení rentgenového záření pozadía rozložení radioagalaxií. Skrytá energie totiž brzdí tempogravitačního hroucení látky do kup galaxií.

Podle L. Krausse je skrytá energie kvantově mechanickou energiíprázdného prostoru a její stavovou rovnici určuje parametr w,který v případě nezávislosti hustoty skryté energie na čase mámít hodnotu -1, což dle M. Kunze aj. uspokojivě souhlasís pozorováním. Viditelná látka vesmíru má w = 0a elektromagnetické (reliktní) záření w = -1/3.

6.3. Základní kosmologické parametry

G. Altavilla aj. využili cefeid ke kalibraci vzdálenostísupernov Ia v přehlídce pomocí dalekohledů v La Silla a v Asiagu.Díky takto zlepšeným údajům dostali H0 = (71 ±7) km/s/Mpc, cožje velmi blízké hodnotě H0 = (72 ±7), kterou dostali K.Krisciunas aj. z infračervených jasností 16 supernov. B. Barrisa J. Tonry ukázal na vzorku 60 blízkých supernov, že zářivý výkonsupernov Ia lze spolehlivě odvodit také z určení tempa poklesu nasvětelných křivkách po maximu, tedy bez znalosti červenéhoposuvu. Výsledný Hubblův diagram pak má stejný rozptyl jakoklasický diagram, odvozený ze znalosti červeného posuvu. Odtud sedá odvodit, že tyto metody určování vzdáleností supernov nemajívelké systematické chyby. Metoda supernov tak pokrývá intervalvzdáleností až do 2,9 Gpc (z = 1,6).

Novou možnost určovat kosmologické parametry navrhli G. Ghirlandaaj., kteří využívají vysokého zářivého výkonu zábleskovýchzdrojů záření gama (GRB), které lze pozorovat až pro z = cca. 10(vzdálenost 4 Gpc) I když GRB vysílají většinu záření v úzkýchsvazcích, takže se na rozdíl od supernov nehodí za tzv.standardní svíčky, lze přesto za jistých předpokladů zářivý výkondobře odhadnout. Z 15 GRB s dobrými daty tak dostali zastoupenískryté látky (37 ±10)% a skryté energie (71 ±5)% celkové hmotyvesmíru.

P. Fosalba a I. Szapudi překalibrovali data o fluktuacíchreliktního záření z prvního roku činnosti družice WMAPa dostali tak H0 = (67 ±5) km/s/Mpc a čas reionizace (koncešerověku) vesmíru 100 -- 400 mil. let po velkém třesku. M. Tegmarkaj. odvodili z přehlídky SDSS pro 205 tis. galaxií základníkosmologické parametry - stáří vesmíru: (13,5 ±0,2) G roků; H0= (70 ±3) km/s/Mpc; úhrnná hmotnost vesmíru: (1,01 ±0,02)kritické hmotnosti; baryonová složka: (4,8 ±0,4)%; skrytá látka(25 ±4)%; skrytá energie: (70 ±4)%; hmotnost elektronovéhoneutrina: < 0,6 eV/c2.

6.4. Reliktní záření

M. Abroe aj. porovnali mapy anizotropických fluktuacíreliktního záření, pořízené jednak družicí WMAP a jednakradiometrem MAXIMA, vypouštěným balónem do výšek přes 38 km,a zjistili, že v překrývajících se oblastech obě mapy dobřesouhlasí a tudíž neobsahují systematické chyby. B. Crill aj.popsali mimořádně citlivý mikrovlnný radiometr pro měřeníreliktního záření BOOMERanG, vynášený do stratosféry speciálnímbalónem LDB, startujícím z antarktické základny McMurdo.Radiometr dociluje vysoké citlivosti chlazením na 0,3 K a můžeměřit nepřetržitě až po dobu 10dnů ve frekvenčním rozsahu 90 --410 GHz. Také jeho úhlová rozlišovací schopnost 10arcmin neměladonedávna konkurenci.

Kromě měření amplitudy fluktuací má pro kosmologii ještě většívýznam náročnější měření polarizace reliktního záření.Polarizační signál má dva potenciální zdroje, tj. poruchy hustotyhmoty v raném vesmíru a poruchy z výskytu gravitačních čočeka gravitačních vln. Polarimetrie tak podává nezkreslený obrazstavu vesmíru v době, kdy se reliktní záření oddělilo od látky,tj. v necelých 400 tis. letech po velkém třesku. P. Farese aj.instalovali v r. 2003 na observatoři Pine Bluff ve státěWisconsin polarimetr COMPASS, který umožňuje měřit polarizacireliktního záření na úhlové stupnici 20arcmin ve frekvenčním rozsahu26 -- 36 GHz. Citlivost aparatury však zatím není dostatečná kekvantitativním měřením. Úspěšnější aparaturu CBI s dosudnejlepším úhlovým rozlišením 5arcmin uvedl do chodu mezinárodní týmradioastronomů v chilské poušti Atacama ve výši 5 000 m. Měřenídle A. Readheada potvrdila, že ve velmi raném vesmíru vskutkuproběhla kosmologická inflace (prudké rozfouknutí vesmíru),takže jeho dnešní geometrie je zcela plochá. Tím je téžpotvrzen standardní kosmologický model s dominujícími složkamiskrytou energií a skrytou látkou a adiabatická povaha prvotníchhustotních fluktuací. O významu reliktního záření pro kosmologiisvědčí též shrnutí Z. Mikuláška: hustota energie fotonůreliktního záření v dnešním vesmíru převyšuje 25krát hustotuenergie hvězdných fotonů. V krychlovém metru kosmického prostorubychom napočítali 411 mil. reliktních fotonů, 13 tis. hvězdnýchfotonů a jen 0,22 nukleonů.

6.5. Kosmické záření

Na počátku XX. stol. se již vědělo o existenci ionizujícíhozáření v přízemní zemské atmosféře, ale jako zdroj se uvažovalaradioaktivita hornin, takže se hovořilo o "zemském záření".Obrat přinesly až práce rakouského fyzika V. Hesse, kterýzjistil, že ono záření nemizí ani v noci ani při téměř úplnémzatmění Slunce. V klíčovém balónovém letu v srpnu 1912 do výšky5,3 km zjistil, že ionizace vzduchu s nadmořskou výškou stoupá -a tím prokázal, že jde ve skutečnosti o záření kosmické. Dalšívýznamný pokrok představoval objev pozitronů v kosmickém zářeníC. Andersonem v r. 1932. Oba průkopníci pak obdrželi v r. 1936Nobelovu cenu za fyziku. V r. 1938 odhalil P. Auger existencisekundárních spršek kosmického záření, což umožnilo sledovatjinak nedostupné primární částice kosmického záření o velmivysokých energiích.

V padesátých letech XX. stol. se podařilo poprvé pozorovatČerenkovovo záření, doprovázející vývoj spršky sekundárníhokosmického záření v atmosféře Země. 10 m Whipplův teleskop na Mt.Hopkins v Arizoně byl první, který dokázal zobrazit zdrojeenergetických paprsků gama - jako první extrasluneční zdrojidentifikoval v r. 1989 Krabí mlhovinu. Tok energetických paprskůgama z takových zdrojů je ovšem nepatrný - pouze 100 fotonů zasekundu na čtv. metr. Dalšími velkými detektory pro zobrazenízáření gama se v průběhu přelomu století staly přístroje HEGRAna Kanárských ostrovech, VERITAS na Kitt Peaku v Arizoně,CANGAROO II v Austrálii, HESS v Gambsbergu (JAR) a MAGIC naLa Palmě. V pásmu energií TeV známe ovšem dosud jen několikdesítek diskrétních zdrojů na obloze. Jak ukázal D. Petry, takénaše Země je zdrojem vysoce energetických paprsků gama, kterévznikají díky interakci elektricky nabitých částic kosmickéhozáření s její atmosférou. Podle Z. Mikuláška je hustota energiekosmického záření srovnatelná s hustotou energie záření hvězd.

Pro vyšší energie (>100 PeV) elektricky nabitých částic (odprotonů po jádra železa) se budovaly aparatury, založené nadetekci spršek sekundárního kosmického záření pomocíscintilačních detektorů (AGASA v Japonsku) a fluorescenčníhozáření spršek v atmosféře (Muší oko a HiRES v Utahu). Předdokončením je obří hybridní aparatura Pierre Auger v Argentině,kde se k detekci spršek souběžně využívá fluorescence spršekv atmosféře i jejich detekce v pozemních nádržích, naplněnýchvodou a rozmístěných na ploše 3000 km2 na náhorní roviněv pampě.

A. Uryson podobně jako M. a Y. Hondovi se domnívají, že zdrojiextrémně vysokých energií kosmického záření až 1 ZeV (tzv."zevatrony") mohou být jádra Seyfertových galaxií a aktivníchgalaktických jader (AGN), protože v usměrněných výtryscích z nichse pozorují extrémně silná magnetická pole 0,005 -- 0,1 T.V takovém případě lze totiž na čele rázových vlnv relativistických výtryscích urychlit protony na energie až 40EeV a těžší jádra včetně jader železa až na zmíněný 1 ZeV.Podobně J. Bednarz uvažuje ultrarelativistické rázové vlnys Lorentzovým faktorem v rozmezí 3 -- 40 jako zdroj kosmickéhozáření extrémních energií, takže potenciální zdroje mohou býtjednak zábleskové zdroje záření gama a jednak blazary.

S. Le Bohec aj. pozorovali obří galaxii M87 (blazar) v kupěgalaxií v Panně pomocí 10m Whipplova teleskopu v letech2000-2003 s cílem objevit paprsky gama o energiích 400 GeV, alebezvýsledně, protože příslušné výtrysky nesměřují k Zemi. F.Aharonian aj. využili právě dokončeného dalekohledu HESSk identifikaci pozůstatku po supernově RX J1713-39 (Sco) jakozdroje záření gama v pásmu 0,1 -- 10 TeV. Morfologie zdroje jeprakticky totožná s jeho vzhledem v rentgenovém oboru spektra.Podobně H. Katagiri aj. objevili záření gama o energiích 0,5-- 1 TeV z pozůstatku supernovy J0852-46 (Vel), které v pásmu1 TeV dosahuje 12% toku záření z Krabí mlhoviny. Podle autorů taklze dobře vysvětlit existenci "kolena" (= cca. 1 PeV) v energetickémspektru kosmického záření. V tomto pásmu (0,3 -- 1 PeV) měřili T.Antoni aj. spektrum primárních protonů kosmického záření pomocívelkého hadronového kalorimetru KASCADE poblíž mořské hladiny.

S. Ogio aj. ukázali, že pro energie nad 300 TeV se měníchemické složení kosmického záření, tj. kolem "kolena" výrazněklesá zastoupení protonů na úkor jader těžších prvků. W. Bednareka M. Bartosik tvrdí, že galaktické kosmické záření v pásmuenergií mezi "kolenem" (PeV) až "kotníkem" (EeV) "vyrábějí"pulsary. C. Dermer aj. se však domnívají, že kosmické zářenís energiemi 100 TeV - 100 EeV pochází především ze zábleskovýchzdrojů záření gama (GRB). Přesný průběh urychlováníprotonů naextrémní energie v GRB počítali D. Gialis a G. Pelletier.Příčinou urychlování je Fermiho urychlování ve vnitřních rázovýchvlnách a extrémně energetické kosmické záření pak odnášívýznamnou část uvolněné magnetické energie zdroje GRB.

(Pokračování)
Tvorca HTML: Richard Komžík

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Nejtěžší známá hvězda
Ilustrační foto...
Merkur s Měsícem
Ilustrační foto...
Příběh nesmrtelných poutníků -- díl čtvrt
Ilustrační foto...
Blýskne se Torricelli B?
Ilustrační foto...
ISS v rytmu samby
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