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 2005 (XL.) - díl E

Galaxie - Hvězdokupy, Naše Galaxie, Jádro Galaxie, Disk a halo Galaxie, Místní soustava galaxií, Cizí galaxie, Kvasary a aktivní jádra galaxií, Gravitační mikročočky a čočky. Kosmologie a fyzika - Obecné úvahy o stavbě i vývoji, Problém skryté hmoty, Základní kosmologické parametry, Kosmické záření.

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyM, L, R.


5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

Kontroverze kolem určení přesné vzdálenosti Plejád se prohlubuje.Jak známo, z pozorování astrometrická družice HIPPARCOS vyplývá,že Plejády jsou od nás vzdáleny jen 118 pc, což je téměř o 15%méně, než dávají souhlasně všechny ostatní metody určovánívzdálenosti této proslulé otevřené hvězdokupy. Nejnověji J.Southworth aj. studovali v Plejádách oddělenou zákrytovoudvojhvězdu HD 23642 a dostali pro ni nezávisle určenou vzdálenost(139,0 ±3,5) pc - pro tutéž dvojhvězdu obdrželi v r. 2004 U.Munari aj. vzdálenost (132 ±2) pc. Je tedy zřejmé, že HIPPARCOSdává chybný výsledek, ale příčina chyby stále není objasněna. Tomá bohužel nepříjemné závažné důsledky pro spolehlivost "žebříkuvzdáleností", který sahá od "přízemních" trigonometrickýchvzdáleností hvězd až po vzdálenosti, určované z Hubblova vztahupro galaxie v rozpínajícím se vesmíru. Jak však uvádí N.Charčenko aj., vlastní pohyby a paralaxy hvězd z družiceHIPPARCOS slouží dobře k odhalování dosud neznámých otevřenýchhvězdokup v Galaxii. Dosud se jim podařilo pomocí katalogů,založených na pozorování družice, objevit 130 nových otevřenýchhvězdokup.

H. Kobulnicky aj. využili infračerveného kosmického teleskopu SSTk objevu nové kulové hvězdokupy v hlavní rovině naší Galaxiev galaktické šířce -0,1°. Tato poloha neumožňuje opticképozorování, protože extinkce ve vizuální části spektra dosahuje15 mag. Průměr hvězdokupy je jen 1,5 pc a její vzdálenost seodhaduje na 4 kpc od Slunce, tj. 6 kpc od centra Galaxie. H.Baumgart aj. tvrdí, že každá pořádná kulová hvězdokupa obsahujeve svém centru intermediální černou díru o hmotnosti řádukM. Podle E. Pfahla dokáže taková intermediální díra roztrhnoutod sebe složky těsných dvojhvězd s oběžnými periodami od dnů dodesítek let, pokud se k ní taková dvojhvězda neopatrně přiblíží.Autor odhaduje, že v dané kulové hvězdokupě k tomu docházív průměru jednou za 1 – 10 mil. roků.

Zcela unikátní postavení v naší Galaxii má hvězdokupa Arches(Oblouky), která je vzdálena jen 25 pc od centrální černéveledíry naší Galaxie. Podle A. Stolteové aj. chybí v tétohvězdokupě hvězdy malých i středních hmotností pod 4 M. Zřejmějde o vzácný případ překotné tvorby hvězd o vysokých hmotnostech,jejichž stáří nepřesahuje 2 mil. roků. Hvězdokupa sama serozptýlí během pouhých 10 mil. roků.

5.2. Naše Galaxie

5.2.1. Jádro Galaxie

T. Lazio a T. LaRosa využili obří radiové antény VLA na frekvenci330 MHz k mapování struktury magnetických polí v centruGalaxie. Jako v každé spirální galaxii se i zde nacházejí dvězákladní složky pole - pravidelná a chaotická. Jejich magnetickéindukce jsou srovnatelné a dosahují 0,3 nT. Kromě toho všaknalezli podélná magnetická pole s indukcemi až tisíckrát vyššímive vláknech kolmých k hlavní rovině Galaxie. Vlákna mají tloušťkukolem 1 pc a délku až 40 pc a jejich radiové záření je silněpolarizováno (30 – 70%), což svědčí o synchrotronovém zářenírelativistických elektronů. S. Hyman aj. objevili v centruGalaxie touž aparaturou na zmíněné frekvenci silné zábleskyrádiového záření , které trvají obvykle asi 10 min, načežnásleduje tichá přestávka v trvání 77 min. Plošný rozměr zdroječiní asi 10″, ale jeho fyzikální podstata není známa.

G. Bower aj. zkombinovali údaje o zdroji Sgr A*, získané anténouVLA a družicemi Chandra a Newton. V březnu 2004 objevili v těsnéblízkosti zdroje radiové zjasnění na 80 mJy, které se podařilorozlišit na dvě složky, které se vůči sobě příčně vzdalovalyrychlostí řádu desítek tisíc km/s. Uprostřed rozpínání radiovýchvýtrysků se nacházel rentgenový zdroj o zářivém výkonu 2.1029 W.Tento úkaz se odehrál ve vzdálenosti 0,1 pc od polohy černéveledíry. Podle M. Muna aj. byla zdrojem zjasnění rentgenovádvojhvězda o nízké hmotnosti (LMXB), jež se energie výbuchuzbavuje pomocí výtrysků o zářivém výkonu až 1030 W. Z. Shen aj.využili interferometru VLBI na vlnové délce 86 GHz k mapováníokolí zdroje Sgr A*, přičemž dosáhli lineárního rozlišení 1 AU,tj. 13,5 Schwarzschildových poloměrů pro černou veledíruv centru. To je velmi silný důkaz, že tam černá veledíra opravduexistuje.

M. Muno aj. nalezli pomocí družice Chandra v poloměru 2 pc kolemčerné veledíry v jádře Galaxie na 20 tisíc (!) hvězdných černýchděr s hmotnostmi 5 – 20 M. Tyto díry se projevují výbuchyv rentgenovém pásmu spektra, takže jejich celkový počet budeještě stoupat - dříve či později padají tyto černé díry nacentrální veledíru a tím pomalu zvyšují její celkovou hmotnost.E. Churazov aj. objevili v centru Galaxie díky družici INTEGRALanihilační čáru o energii 510 keV, která svědčí o neproměnnémtempu anihilace pozitronů, jíž předchází tvorba pozitronia(vázaného stavu elektronu a pozitronu) o elektronové teplotě7 – 40 kK. B. Teergarden aj. zjistili z údajů téže družice, žemimo jádro Galaxie se tato čára vůbec nevyskytuje.

A. Ghezová aj. získali díky laserové adaptivní optice u Keckovateleskopu dosud nejlepší údaje o infračervené proměnnostizdroje Sgr A* na krátké časové stupnici řádu minut. Jeho jasnostv pásmu L (3,8 µm) kolísala o 2 mag během pouhých 8 min. G.Bélanger aj. zaznamenali díky družici Newton dvě rentgenovávzplanutí zdroje koncem března a srpna 2004. První vzplanutítrvalo přes hodinu a druhé dokonce téměř 3 h. Rentgenový zářivývýkon v pásmu 2 – 10 keV přitom stoupl až 40krát proti klidovémustavu na hodnotu bezmála 1028 W.

A. Ghezová aj. využili Keckova teleskopu k identifikaci 17 hvězd14 – 17 mag v infračerveném pásmu K v úhlové vzdálenosti do 0,4″od polohy radiového zdroje Sgr A*, který je považován za centrumGalaxie. Poloha zdroje je nyní známa s úhlovou nejistotou jen0,01″, tj. s lineární chybou jen 80 AU. Sedm z objevených hvězdjeví eliptický oběžný pohyb kolem hmotného centra Galaxiea proměnná rychlost jejích pohybů se určuje s přesností ± 60km/s. Pravou lahůdkou je hvězda S16, která nedávno proletělapericentrem své dráhy ve vzdálenosti 45 AU od černé veledíry, cožje jen 600 Schwarzschildových poloměrů, rekordní rychlostí 12000 km/s. Z Keplerova zákona pak vyplývá hmotnost černé veledíry(3,6 ±0,3) MM. F. Eisenhauer aj. studovali tytéž hvězdy pomocíVLT ESO s úhlovým rozlišením 0,075″ a zjistili, že patří kespektrálním třídám B0 - B9 V. Orientace jejich drah v prostoru jenáhodná. Hvězda S2 obíhá černou veledíru v periodě 15 roků přivýstřednosti elipsy 0,9. Nejvyšší výstřednost 0,94 naměřili prohvězdu S14.

M. Davies a A. King se domnívají, že zmíněné hvězdy patří mezičervené obry, kteří díky častým průletům v blízkosti černéveledíry přišly slapovými silami o své vnější obaly, takžesimulují hvězdy s daleko vyšší efektivní teplotou. Jejichživotnost činí pouze 1 mil. roků, takže zřejmě jsou plynulenahrazovány přísunem čerstvých posil ze vzdálenějšího okolí černéveledíry. Přítomnost černé veledíry velmi zásadně pozměňuje vývojhvězd v její blízkosti. M. Gürkan a F. Rasio tvrdí, že podobnějsou vývojově ovlivněny i blízké hvězdokupy, které díkydynamickému tření rychle směřují do centra Galaxie a v centrálnímparseku se z nich uvolní do obecného pole mnoho mladých hvězds hmotnostmi přes 30 M a ve věku do 20 mil. roků. Ještě mladšíhvězdy o stáří do 7 mil. let se nalézají v kouli o poloměru jen0,4 pc.

5.2.2. Disk a halo Galaxie

W. Brown aj. nalezli v přehlídce SDSS hvězdu J0907+02 (Hya),která se vůči místnímu těžišti pohybuje vlastním pohybemrychlostí 730 km/s, což znamená, že její prostorová rychlost jenejvětší mezi všemi prchajícími hvězdami v naší Galaxii. A.Gualandrisová aj. se domnívají, že hvězda získala tak vysokourychlost při setkání s další hvězdou v blízkostí černé veledíryv jádře Galaxie - takové hvězdy mohou být katapultovány z Galaxierychlostmi až 1 000 km/s.

M. Groenewegen a J. Blommaert studovali téměř 2700 miridz přehlídky OGLE II s cílem určit vzdálenost galaktickéhocentra od nás. Obdrželi tak hodnotu (8,8 ±0,4) kpc. V.Avedisovová odvodila základní dynamické konstanty pro Galaxiina základě kombinace měření vzdáleností 270 oblastí tvorby hvězda radiálních rychlostí pro molekulová mračna v Galaxii. Dostalataké vzdálenost Slunce od centra Galaxie (8,0 ±0,4) kpc a jehokruhovou rychlost při oběhu kolem centra 200 km/s. Křivkaoběžných rychlostí hvězd ve vzdálenostech mezi příčkou Galaxiea její periférii je plochá, tj. rychlost oběhu hvězd kolem centrasoustavy určuje rozptýlená skrytá látka.

Podle E. Churchwella aj. je příčka skloněná šikmo k hlavnírovině Galaxie pod úhlem 45° a její celková délka dosahuje 8 kpc.V Galaxii se podařilo díky infračervenému teleskopu SST rozlišitcelkem 8 spirálních ramen, navzájem propojených příčnýmispojkami. K obdobnému závěru dospěl J. Vallée, jenž shrnulvšechna měření od r. 1980 a tak zjistil, že nejblíže k jádruGalaxie na vnější hranici příčky ve vzdálenosti 3 kpc začínajíspirální ramena Nor-Cap a Sct-Cru. Následuje rameno Car-Sgr, najehož vnějším okraji se nachází Slunce. Dalšími v pořadí odcentra jsou pak ramena Per a Cyg. V 10 kpc od centra se objevujeúsek dalšího ramene.

E. del Peloso aj. odvodili stáří tenkého disku Galaxie nazákladě radioaktivního datování z rozpadové řady Th/Eu pro 27podobrů a hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F5-G8.Nuklid 232Th je téměř ideálním radioaktivním chronometrem, neboťjeho poločas rozpadu 14 Gr. Dostali tak stáří disku (8,8 ±1,7)Gr, zatímco stáří galaktického hala dosahuje (13,5 ±0,7) Gr.K tenkému disku patří 95% hvězd v blízkém okolí Slunce. Jehotloušťka dosahuje v okolí Slunce jen 0,6 kpc.

5.3. Místní soustava galaxií

Dlouholetou nevyřešenou záhadou galaktické astronomie jsou tzv.vysokorychlostní mračna (angl. High velocity clouds = HVC),která lze sice dobře zmapovat pomocí známé čáry neutrálníhovodíku (211 mm; 1,4 GHz), ale nelze přitom určit jejichvzdálenost od nás. Nyní T. Westmeier aj. ukázali na základěpozorování 11 kompaktních HVC radioteleskopem v Effelsbergu, žejejich typické vzdálenosti dosahují řádu 100 kpc, takže pocházejíz Místní soustavy galaxií. Mají velmi různorodý vzhled a podleautorů za jejich existenci může smykový tlak, vznikající pohybemzhustků vodíku v obecném intergalaktickém poli.

R. Hilditch aj. využili pozorování 50 zákrytových dvojhvězdv Malém Magellanově mračnu (MMM) z přehlídek OGLE III a 2dFk určení jejich základních parametrů, tj. hmotností, poloměrů,zářivých výkonů a metalicity. Odtud pak mohli zcela nezávisle najiných metodách odvodit střední vzdálenost MMM (60,6 –4) kpc. S.Javiel aj. zjistili, že v MMM poblíž příčky z VelkéhoMagellanova mračna (VMM) vznikaly hvězdy zejména ve dvousamostatných epizodách, tj. před 10 mld. roků a před méně než 1mld. let. V ostatních částech MMM byly však epizody rozprostřenydo období přes 6 - 10 mld. let a 2 - 3 mld. let, popř. probíhalvznik hvězd plynule. Podle A. Subramaniama a T. Prabhua vykazujeVMM dvě oddělená jádra a dvě příčky, obklopené disky, kterérotují protiběžně. To znamená, že tato nepravidelná soustavavznikla splynutím alespoň dvou menších galaxií. C. Matropietroaj. uskutečnili modelové hydrodynamické výpočty interakce VMMs naší Galaxií za poslední 4 mld. let. Ukázali, že slapové sílynaší Galaxie protáhly VMM do známého podlouhlého tvaru, vytvořilyv něm příčku a kolem difúzní halo.

B. Willman aj. objevili díky přehlídce SDSS v poloze 1049+51(UMa) objekt, který je buď obří kulovou hvězdokupou naší Galaxie,anebo trpasličí galaxií. Je od nás vzdálen 45 kpc, má střednípoloměr 23 pc a absolutní hvězdnou velikost -3 mag. Titíž autořivzápětí našli v témže souhvězdí další trpasličí galaxii vevzdálenosti 100 kpc s poloměrem 250 pc a absolutní hvězdnouvelikostí -6,8 mag. M. Cioni a H. Habing oznámili objev trpasličígalaxie o rozměru 14 kpc v souhvězdí Draka (gal. šířka 35°) vevzdálenosti 80 kpc od Slunce a s velmi nízkou metalicitou,stokrát menší než je metalicita Galaxie. Musí jít tudíž o velmistarou soustavu, kde se už dávno hvězdy netvoří.

T. Sawa a M. Fujimoto modelovali vývoj Místní soustavy galaxiíza předpokladu, že před 10 mld. let se mimoosově srazily dvěvelké galaxie, které stlačily plyn v jejich halech a tak vzniklamístní soustava trpasličích galaxií, včetně Magellanových mračen.VMM krouží kolem naší Galaxie po eliptické dráze s apocentrem vevzdálenosti 200 kpc a jeho hmotnost dosahuje 20 GM, kdežto našeGalaxie obsahuje v poloměru 15 kpc desetkrát více hmoty.

Podle R. Ibaty aj., P. Guhathakurty aj. a F. Pecciho aj. mágalaxie M31 shodnou hmotnost jako naše Galaxie, ale odlišuje setřikrát větším počtem kulových hvězdokup, větším diskemi galaktickou výdutí, takže nejspíš pohltila více trpasličíchgalaxií než naše Galaxie, i když je také možné, že se tím pouzedále rozostřila hranice mezi obřími kulovými hvězdokupamia trpasličími galaxiemi. Zmínění autoři navíc našli hvězdygalaxie M31 ještě ve vzdálenostech 150 kpc od centra. Také černáveledíra v centru M31 je podstatně hmotnější než v naší Galaxii- podle měření STIS HST dosahuje totiž 140 MM! I. Ribas aj.proměřili fotometricky a spektroskopicky dvoučarovou zákrytovoudvojhvězdu v galaxii M31. Tím určili všechny fyzikálnía geometrické parametry této soustavy, sestávající z hmotnýchhvězd sp. tříd O a B a odtud pak odvodili i vzdálenost M31(772 ±44) kpc. Proměření většího počtu zákrytových dvojhvězdv M31, což je nyní poprvé technicky možné, povede ke zpřesněnítéto fundamentální kosmologické veličiny s chybou jen 5%.

A. Brunthaler aj. určili nezávislou metodou, tj. měřením úhlovýchvlastních pohybů a radiálních rychlostí vodních maserův protilehlých spirálních ramenech, vzdálenost a lineární vlastnípohyb galaxie M33 v Trojúhelníku. Použili k tomu poprvéradiointerferometrie na velmi dlouhé základně VLBA, jež dovolujeměřit úhlové vlastní pohyby vodních maserů s přesností na 5 obl.mikrovteřin. Odtud vyplynulo, že galaxie M33 se vůči naší Galaxiipohybuje rychlostí (190 ±60) km/s, a že její vzdálenost od násčiní (730 ±170) kpc. Podle A. Loeba aj. objasnila tato měřenírůzné aspekty vývoje Místní soustavy galaxií za posledních 10mld. let. Především je zřejmé, že disk galaxie M33 nebyl slapověovlivněn ani naší Galaxií ani galaxií M31. Je škoda, že v M33nebyly dosud nalezeny žádné vodní masery, takže zatím lze pouzeodhadovat, že temná hala M31 a naší Galaxie se navzájem prostoupíuž za 5-10 mld. roků, neboť jádra obou soustav se sbližujítempem 120 km/s. To bude mít drastické následky pro pohyby hvězdv obou galaxiích, jak ostatně vidíme na příkladech interagujícíchgalaxií typu Tykadla apod.

5.4. Cizí galaxie

Y. Maya aj. objevili na infračervených snímcích nepravidelnégalaxie s překotnou tvorbou hvězd M82 (UMa) spirální ramena,která jsou modřejší než galaktický disk. Ramena jsou navíjena najádro galaxie, která je spojena 20 kpc dlouhým mostem s nedalekougalaxií M81. Vzdálenost těchto soustav činí 3,6 Mpc. Překotnátvorba hvězd probíhá v centrálních 500 pc galaxie M82 a většinajejí hmoty se soustřeďuje v centrálních 2 kpc. Tvar galaxieklasifikované jako Irr2 odráží nedávné těsné setkání obouzmíněných galaxií.

M. Corbin aj. objevili pomocí kamery ACS HST vznikající trpasličígalaxii HE 0822+35 (Cnc), sestávající se dvou obřích hvězdokup,vzdálených od nás necelých 13 Mpc. První složka o průměru 100 pcvykazuje uprostřed překotnou tvorbu hvězd, kolem nichž se nacházíprstenec starších červenějších hvězd. Druhá hvězdokupa má průměr50 pc a jejich hmotnost činí dohromady něco přes 10 MM. Zatímconově vzniklé hvězdy nejsou starší než několik milionů roků, druhásložka obsahuje výhradně hvězdy staré několik miliard let.Svítivost první složky dosahuje 5 mil. L, zatímco staršíhvězdokupa dává jen 0,9 ML. Právě srážka obou hvězdokupevidentně vyvolala v první hvězdokupě onu překotnou hvězdnoutvorbu, takže jde o vůbec první případ, kdy vidíme vznikánítrpasličí galaxie v přímém přenosu.

J. Gracia aj. studovali strukturu známého výtrysku z galaxies aktivním jádrem M87 (Vir), jenž byl objeven H. Curtisemfotograficky již v r. 1918. V pásmu milimetrových vln dosáhlolineární rozlišení v galaxii, vzdálené od nás asi 18 Mpc,neuvěřitelné hodnoty 0,01 pc. Při hmotnosti černé veledíryv centru M87 asi 3 GM to odpovídá 30 Schwarzschildovýmpoloměrům. Zcela blízko černé veledíře je vrcholový úhel výtryskuplných 60°, ale ve vzdálenosti 4 pc od veledíry úhel klesá na10° díky kolimaci silným magnetickým polem. Proto je výtryskpozorovatelný až do vzdálenosti 2 kpc od černé veledíry.

A. Riessovi aj. se podařilo díky kameře ACS HST objevit cefeidyv galaxii NGC 3370 a určit tak její vzdálenost 29 Mpc. Je tozatím největší vzdálenost, v níž se zdařilo pozorovat cefeidy.Jelikož v r. 1994 vzplanula v této galaxii supernova Ia, je totudíž první případ, kdy se obě metody určování vzdálenostígalaxií mohou přímo porovnat a kalibrovat, což má značný význampro kosmologii.

P. Nulsen aj. popsali mocný výbuch v radiové galaxii Her A,která leží v centru kupy galaxií se z = 0,15. Galaxies aktivním jádrem dosáhla během výbuchu zářivého výkonu až 1039W a celková energie uvolněná výbuchem, který trvá již 60 Mr, činí3.1054 J. Tomu odpovídá hmotnost černé veledíry v jádře tétogalaxie alespoň 200 MM. B. McNamara aj. pozorovali během 11h expozice družicí Chandra kupu galaxií MS 0735+74 (Cam),vzdálenou od nás 800 Mpc. Na rentgenovém snímku jsou patrné dvětmavé dutiny, k nímž směřují radiové výtrysky z černé veledíryv jádře obří galaxie v centru kupy. Pozorování lze dle autorůnejlépe objasnit tím, že černá veledíra získala v poslednístovce milionů let na 300 MM hmoty překotnou akrecí, což vedloke zmíněným protilehlým výtryskům z bezprostředního okolí černéveledíry. Výtrysky pak vymetají horký intergalaktický plyn, čímžvznikají zmíněné dutiny. Množství vymeteného plynu je přitomsrovnatelné s hmotností všech hvězd naší Galaxie. Jdeo největší doloženou dlouhodobou explozi ve vesmíru.

E. Vanzella aj. pořídili v rámci projektu GOODS-S optickáspektra 300 rentgenových objektů z přehlídky CDF-S pomocíspektrografu FORS2/VLT a pro více než 230 objektů získali údajeo červených posuvech. Medián rozložení z je 1,0; většinaobjektů se vejde do intervalu z 0,5-2,0; jen tři galaxie majíz větší než 4,8 - rekord je 5,8. Rozdělení červených posuvůvykazuje koncentrace kolem hodnot z 0,67; 0,73; 1,10 a 1,61.

D. Stern aj. ohlásili objev galaxie 1621+26 (Her) se z =6,54, která tím dává první zprávu o konci epochy reionizaceraného vesmíru. Y. Taniguchi aj. odhalili na přehlídkovýchsnímcích v blízké infračervené oblasti kolem 920 nm, získanýchobřím teleskopem Subaru celkem 58 kandidátů s červenými posuvyz v rozmezí 6,5 - 6,6, což jen podtrhuje význam taktovzdálených galaxií pro pochopení povahy tvorby hvězdv nejdávnější minulosti vesmíru. Odtud je podle R. Whitea aj.zřejmé, že klíčovým faktorem pro vznikání hvězd a galaxií jezačátek epochy reionizace intergalaktického vodíku, což mohlonastat již při z ≈ 20. Bohužel, jak ukázali M. Lehnert aj.,dřívější objev R. Pelló aj. galaxie se z = 10, čočkovanémezilehlou kupou galaxií A1835, se nepotvrdil; šlo nejspíšo artefakt při počítačovém zpracování snímků.

D. Elmegreenová aj. se věnovali morfologii 884 galaxiío úhlových rozměrech nad 0,3″ na snímcích Hubblova ultrahlubokéhopole (HUDF) ve 4 spektrálních pásmech od 435 do 850 nm.Nejčetnější jsou spirální galaxie (269), dále následují řetízkychuchvalců (178), dvojité chuchvalce (126), eliptické galaxie(100) a "pulci" (97). Při nejslabších a tudíž v průměrunejvzdálenějších galaxií jsou nejvíce zastoupeni pulci, řetízkya dvojice chuchvalců. Jen 10% spirálních galaxií obsahuje příčky.Nejrychleji se vyvíjejí eliptické galaxie, které se velmipodobají těm současným. Spirály byly na rozdíl od dnešních silněprotáhlé a měly až dvakrát tlustší disky. Nepravidelné čichaotické galaxie naproti tomu postupně mizí a dnes se už téměřnevyskytují.

B. Mobasher aj. našli v HUDF pravděpodobného kandidáta narekordně vzdálenou galaxii (z = 6,5) s překotnou tvorbouhvězd a nízkou metalicitou. Kombinace snímků z VLT a SSTpoukázala na stáří soustavy pouhých 900 mil. let po velkém třeskua její úctyhodnou hvězdnou hmotnost 6.1011 M. N. Pirzkal aj.hledali na snímcích HUDF obyčejné hvězdy naší Galaxie. Celkemtam našli 29 hvězd jasnějších než 29,5 mag a téměř pro všechny sejim podařilo získat spektra pro jejich spektrální zařazení.Nejčetnější jsou červení trpaslíci třídy M (18), dále následujíbílí trpaslíci (4), hnědí trpaslíci (2) a kvasary (2). S.Malhotra aj. využili spektrografu (grism) ve spojení s kamerouACS HST k identifikaci 29 červených objektů na snímcích HUDF.Zjistili, že 23 z nich jsou galaxie se z v rozmezí 5,4 - 6,7a jen 4 představují bližší galaxie se z 1 - 2 a 2 objekty jsoučervené trpasličí hvězdy. Odtud vyplývá čtyřnásobný objemovýpřebytek galaxií pro z ≈ 5,9.

Možnosti přehlídek vlastností blízkých i vzdálených galaxiívýrazně rostou, jak ukazuje práce O. LeFevrea aj. o prvníchvýsledcích projektu VIMOS VLT (ESO). Spektrograf VIMOS dokáženajednou získat štěrbinová spektra 600 objektů s přesnostíradiálních rychlostí ±280 km/s. V první části přehlídky získalúdaje z pole o ploše 0,6 čtv. stupně a pořídil spektra 9677galaxií a 836 hvězd. Z toho 1065 galaxií má z > 1,4, takžev přehlídce jsou zachyceny objekty z 90% věku vesmíru, mezi nimi90 galaxií s aktivními jádry. Autoři též potvrdili závěro vysokém zastoupení galaxií s velkými červenými posuvy, kteréodpovídají epochám 9 – 12 mld. let před současností. Tyto galaxiese vyznačují překotnou tvorbou hvězd tempem 10 – 100 M/ra obsahují až třikrát více hvězd než se dosud předpokládalo.

M. Volonteriová a M. Rees studovali možnosti růstu černýchveleděr v raném vesmíru pro z ≈ 6 (stáří vesmíru 1 mld. rokůpo velkém třesku) a zjistili, že tempo jejich růstu akrecíz disku kolem černé veledíry může být úctyhodně vysoké a již v tédobě mohou dosáhnout hmotností až 6 GM, což se ostatněi pozoruje. D. Alexander aj. zjistili, že v jádrech kvasarů senalézá asi třetina všech černých veleděr. Jelikož všakv kvasarech již neprobíhá překotná tvorba hvězd, musely příslušnéveledíry dorůst ještě před vznikem kvasarů, tj. nejpozději před8 mld. let. Tak se to vskutku pozoruje u vzdálených rentgenovýchgalaxií, v nichž rostou černé veledíry souběžně s překotnoutvorbou hvězd. Nejlépe se to projeví při sledování mikrovlnnéhozáření z takové galaxie a skutečně: při červeném posuvu zv rozmezí 1,5 - 3 mají tyto galaxie nejvyšší hodnoty překotnétvorby hvězd a současně rekordní zářivé výkony řádu 10 TL. Jakukázali E. Bell aj. rozborem údajů infračerveného teleskopu SSTpro 1500 galaxií s červenými posuvy kolem 0,7, asi 40% z nichprodělalo předtím epizodu překotné tvorby hvězd, která všakmezitím klesla na pouhou setinu původního tempa. Autoři tovysvětlují tím, že se během evoluce vesmíru vyčerpává zásobachladného plynu vhodného pro tvorbu nových pokolení hvězd,a klesají též vzájemné interakce s okolními satelitnímigalaxiemi.

Podrobný popis celého procesu evoluce černých děr ve vesmírupropočítal A. Tutukov. V raném vesmíru se hmotné hvězdy I.generace (populace III) hroutí na konci svého vývoje na hvězdnéčerné díry o hmotnostech nad 25 MM. Jsou-li černé díry vedvojhvězdách, ztrácejí hodně energie gravitačním vyzařováním,takže se nutně slijí. V jádrech obřích kulových hvězdokup pakhvězdné černé díry splývají na intermediální černé dírys hmotnostmi řádu kM. Hmotné černé díry pak dříve či pozdějidospějí do centra galaxie, kde se opět slévají na černé veledíry,které dokáží okolní hvězdy při jejich průletu v blízkostiveledíry urychlit až na 105 km/s. To je příčina existence hvězdprchajících z dané galaxie do intergalaktického prostoru a to semůže přihodit i osamělým hvězdným černým dírám, neutronovýmhvězdám a bílým trpaslíkům; nikoliv však dvojhvězdám. Tutukovspolečně s A. Fedorovou propočítali i případ, kdy se hvězdadostane do spárů dvojice černých veleděr, což je běžnév případě předchozích srážek galaxií. Slévání takové dvojice mána kolemjdoucí trpasličí a degenerované hvězdy opravdu zásadnívliv: hvězdy mohou být vymrštěny z centra takové soustavyrychlostmi blízkými rychlosti světla! Nejhmotnější černéveledíry řádu GM tak dokáží urychlit i hvězdy hlavníposloupnosti. Najít pozorovací důkazy pro tyto výpočty však budenesnadné.

V naší Galaxii vzniká 10% velmi hmotných hvězd přímo v jádřeGalaxie, takže se pravděpodobně dostanou do blízkého kontaktus černou veledírou, což určí jejich další osud. Nejbližšímpříkladem skutečně obří černé veledíry je jádro galaxie M87v kupě v souhvězdí Panny. Tam na černou veledíru přitéká až 1 000 M horkého plynu ročně, a tak není divu, že při vhodnégeometrii považujeme takové případy za kvasar. Podle N. Häringaa H. Rixe, kteří zkoumali černé veledíry ve 30 galaxiích, činíhmotnost veledíry v centru galaxie vždy zhruba 0,14% hmotnostivýdutě celé galaxie, což svědčí o vývojové souvislosti oboujevů.

Jak uvedli S. Zibetti aj., objevil jasnozřivý F. Zwicky již v r.1951, že v intergalaktickém prostoru kupy galaxií v souhvězdíVlasů Bereniky se vyskytují hvězdy a totéž se pak zjistilo v r.1970 pro další kupy galaxií včetně kupy v Panně. Nyní jsouk dispozici výsledky přehlídky SDSS, které ukazují, že při těsnémprůchodu či srážce galaxií se do intergalaktického prostorudostává poměrně hodně hvězd, které uniknou díky srážcegravitačních potenciálů obou aktérů srážky. J. Neill aj.dokázali, že v intergalaktickém prostoru se vyskytují i novy, tj.dvojhvězdy s bílým trpaslíkem jako vybuchující složkou. Tytotrempířské novy se kvůli extrémní absolutní jasnosti -10 magdají nalézt poměrně snadno. Konečně D. Maoz aj. zjistili, žev intergalaktickém prostoru vybuchují i supernovy třídy Ia, cožje ostatně obvyklé závěrečné stádium vývoje klasických nov.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

D. Schwartz a S. Virani zkoumali pomocí družice Chandra vzdálený(3,9 Gpc) kvasar SDSSpJ 1306 a zjistili, že jeho rentgenovéspektrum i optický a rentgenový zářivý výkon (1013 L) jeshodný s parametry u mladších kvasarů. Podobně dopadl výzkumstejně vzdáleného kvasaru SDSSpJ 1030 družicí Newton. Odtudplyne, že černé veledíry vznikaly velmi brzo (≈ 850 mil. let) povelkém třesku patrně sléváním hvězdných černých děr - pozůstatkůpo krátkožijících velmi hmotných hvězdách III. populace. Toodpovídá tvrzení T. di Matteové, že v raném vesmíru jižexistovaly černé veledíry s hmotnostmi řádu 1 GM, přičemž mezihmotnostmi veleděr a výdutěmi vznikajících galaxií existujelineární úměrnost - viz předešlý odstavec 5.4. Jelikož v ranémvesmíru byly zárodky galaxií navzájem blízko, docházelo běžněk jejich vzájemným srážkám, což zvyšovalo překotně tvorbu novýchhvězd i přítok materiálu na veledíry. Paradoxně kvasary tentoproces zpomalují, protože svým velkým zářivým výkonem rozptylujímezihvězdný plyn a snižují tak pravděpodobnost vzniku hvězd.

Naštěstí podle P. Hopkinse aj. jsou kvasary aktivní (se zářivýmvýkonem nad 100 GL) nanejvýš 10 mil. roků, takže v kosmickýchměřítkách času není toto opoždění ve vzniku nových pokolení hvězdpříliš významné. Podle výpočtu autorů trvá výstavba černéveledíry asi 100 mil. let, ale po větší část té doby nicnevidíme, protože veledíra je obklopena hustými závoji prachu.Teprve když veledíra dosáhne zralosti, zvedne se silný vítr,který prach odfoukne, takže na krátkou kosmickou chvíli vidímekvasar s rozpětím svítivostí 1 GL - 100 TL, tj.s bolometrickou hvězdnou velikostí -17 – -30 mag.

S. Frey aj. sledovali pomocí radiového interferometru sítě VLBIstrukturu nejvzdálenějšího (z = 5,8) radiově hlučného kvasaruSDSS J0836+00 (Hya). Průměr radiového zdroje není větší než 40pc a tok v pásmu 5 GHz činí 0,3 mJy. Odtud plyne horní mezhmotnosti příslušné černé veledíry 4,8 GM. R. Maiolino aj.zkoumali nejvzdálenější (z = 6,4; stáří vesmíru 870 mil. r.)radiový kvasar J1148+52 (UMa) pomocí mikrovlnnéhoradioteleskopu IRAM. V jeho spektru objevili čáru [C II], cožznamená, že v tomto kvasaru probíhá překotná tvorba hvězd tempem3 kM/r! Kvasar leží v centru obří nadsvítivé infračervenégalaxie se zářivým výkonem přes 10 TL; samotný výkon ve zmíněnézakázané čáře ionizovaného uhlíku dosahuje 4 GL! Přehlídka SDSSzatím odhalila celkem 12 kvasarů se z > 5,7 a potvrzuje, že jižke konci první miliardy let po velkém třesku byla látka vesmírusilně obohacena o tzv. kovy (prvky s protonovým čísly >5). D.Schneider aj. uveřejnili třetí část katalogu kvasarůz přehlídky SDSS, která obsahuje na ploše 4200 čtv. stupňů celkem46 tis. objektů s absolutní magnitudou I nižší než -22; z toho je44 tis. objektů nově objevených, což jen podtrhuje obrovskývýznam zmíněné přehlídky. Kvasary v katalogu mají červené posuvy z v rozmezí 0,08 - 5,41 s mediánem z = 1,5, přičemž 520 z nichmá z > 4 a 17 kvasarů má z > 5.

S. Paltani a M. Türler využili archivních pozorovánínejjasnějšího kvasaru 3C-273 (Vir; z = 0,16) pomocíultrafialové družice IUE k určení hmotnosti centrální černéveledíry a obdrželi tak rekordní hodnotu 7,6 GM. R. Zavala a G.Taylor objevili pomocí interferometru VLBA v pásmu 12 – 22 GHzsilnou Faradayovu rotaci ve výtrysku z tohoto kvasaru, jehožmagnetické pole má zřejmě šroubovicovou strukturu. Tím se ještěkomplikuje odpověď na otázku, jak se zmíněný výtrysk vůbec můževytvořit a dlouhodobě udržet v témže směru. A. Lobanov a J.Roland zjistili, že v jádře jasného (V = 16 mag) superluminálníhokvasaru 3C-345 (Her; z = 0,6) se nachází pár černých veleděro identických hmotnostech 7 MM, které jsou od sebe vzdáleny0,3 pc a obíhají kolem sebe v periodě 480 r. Akreční disk kolemprvní z nich se kolébá díky precesi v periodě 2,6 tis. let. Kolmok disku směřují úzké relativistické výtrysky urychlenýchpozitronů a elektronů, obklopené širšími a pomalejšími výtryskyurychlených protonů a elektronů. Podobný pár černých veleděrobjevili J. Wu aj. u blazaru PKS 1510-089 (Lib; z = 0,36), kdedokonce dochází ke krátkým asi půlhodinovým zákrytům objektůa k precesnímu komíhání radiového výtrysku.

Výrazné variace jasnosti galaxií s aktivními jádry (AGN)v optickém či rentgenovém pásmu znamenají, že ve skutečnosti jeobjektů AGN ve vesmíru více, než pozorujeme, protože tyvzdálenější zaznamenáme jen během krátkých epizod vysokéaktivity. To platí také pro pozorování AGN v pásmu záření gama,jak dokazují četná pozorování objektů jako jsou blazary Mkn 421a 501 pomocí aparatur HESS a MAGIC, vykonaná v průběhu r. 2005.F. Aharonian aj. objevili pomocí aparatury HESS v Namibiiproměnné záření gama od blazaru PKS 2155-304 (PsA; z =0,12), což je zatím druhý nejvzdálenější zdroj záření gama (> 160 GeV) ve vesmíru. Přitom v pásmu nad 300 GeV dosahujeintenzity 10 – 60% záření nesrovnatelně bližší Krabímlhoviny. P. Magain aj. objevili jasný (Mv = - 26 mag) kvasarHE0450-29 (Coe; z = 0,3) na okraji 2,5 kpc širokého plynnéhomračna bez hvězd. Autoři usuzují, že před stovkami milionů letdošlo ke srážce infračervené galaxie s kvasarem, které vyvolalapřekotnou tvorbu hvězd v galaxii s vrcholem před 130 mil. lety.Hmotnost černé veledíry v kvasaru odhadli na 800 MM.

Jak upozornili F. Nicastro aj., lze využít vzdálených svítivýchkvasarů jako světlometů, které ozařují mezilehlou kosmickouscénu a dávají tak představu o podílu jednotlivých složek zářivélátky vesmíru, byť tato látka představuje jen necelé 4% hmotyvesmíru. Dosavadní inventura je docela deprimující: hvězdya galaxie představují jen 0,5% hmoty vesmíru, kdežtointergalaktický plyn 1%. Zbylá 2% jsou dosud zcela neznáma!Porovnáme-li počet publikací, věnovaných hvězdám a galaxiím,s počtem prací o intergalaktickém plynu, je zde nepoměr veprospěch první složky přinejmenším o tři řády, takžeastronomové se od starověku až dodnes věnují převážně ténejnicotnější složce hmoty vesmíru a jediný pokrok spočíváv tom, že na počátku XXI. stol. o tomto svém zásadním handicapupři zkoumání vesmíru konečně vědí.

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

D. Kubas aj. uveřejnili výsledek komplexního studia binárnímikročočky OGLE-2002-BLG-069, pozorované ve výduti Galaxiev poloze 1748-21 a objevené 1. června 2002. Díky včasnému avízuv projektu PLANET byl průběh zjasnění a následného poklesujasnosti sledován od 18. června po dobu více než tří měsícůnepřetržitě 6 většími dalekohledy v různých zeměpisných délkách,což umožnilo získat mimořádně kvalitní světelnou křivku úkazuv rozmezí jasností od 16 do 12 mag. Tak se podařilo určit, žehvězda, zobrazená binární mikročočkou, se nachází ve výdutiGalaxie ve vzdálenosti cca 9 kpc a její spektrum lze klasifikovatjako G5 III. Binární mikročočka se skládá z trpasličích hvězdtřídy M ve vzdálenosti 3 kpc, které kolem sebe obíhají vevzdálenosti 5 AU. Autoři též uvedli, že z dosud objevených 2tis. gravitačních mikročoček je asi 5% binárních. Celý úkaz jepřímo učebnicovým příkladem efektivní mezinárodní spoluprácev oboru, který dává i do budoucna velké možnosti při sledovánívzdálených dvojhvězd či dvojic hvězda-exoplaneta. Takový husarskýkousek se zdařil N. Rattenburymu aj., když pozorovali binárnímikročočku MOA 2002-BLG-33, jejíž těžiště přecházelo přesněpřed vzdálenou hvězdou sp. třídy F/G těsně nad hlavníposloupností. Pro tuto hvězdu 17 mag, vzdálenou 5 kpc, se takz průběhu světelné křivky zjasnění podařilo určit i jejízploštění 0,98 při neuvěřitelném úhlovém rozlišení 4.10-5 obl.vteřiny!

M. Jaroszynski aj. využili databáze projektu OGLE III k odhaduhmotností binárních mikročoček, pozorovaných v průběhu r.2003, kdy aspoň jednou složkou mikročočky byl hnědý trpaslík.Úkaz BLG 170 způsobila binární mikročočka, vzdálená 6 kpc,jejíž složky měly hmotnosti 0,065 a 0,08 M. Nejzajímavější úkaz267 vyvolala dvojice hnědých trpaslíků s hmotnostmi 0,055a 0,068 M ve vzdálenosti 5,5 kpc a konečně úkaz 291, jenž bylpozorován až do dubna 2004 po dobu 255 dnů (!), způsobila dvojiceobjektů s hmotnostmi 0,056 a 0,09 M, vzdálená od nás jen 0,3kpc.

M. Smith aj. shrnuli dosavadní výsledky výzkumů všech projektůsledování gravitačních mikročoček (MACHO, OGLE, MOA, EROS,POINT-AGAPE) v Místní soustavě galaxií. Nejvíce úkazů se pozorujeve směru k centru Galaxie; z toho asi ve 30 případech se zdařilourčit i paralaxu úkazů. V galaktické výduti bylo pozorováno 38%vzdálených objektů, z toho 1/6 příslušných mikročoček patří dodisku Galaxie ve vzdálenostech do 5 kpc. Ve třetině případů jezdroj i mikročočka v disku Galaxie. Průměrné trvání zjasnění činíměsíc, ale paralaktické případy trvají obvykle kolem 130 dnůa jejich čočky jsou v průměru vzdáleny 3,7 kpc, kdežto průměrvzdáleností pro všechny úkazy je 6,7 kpc.

Přehlídka SDSS je velmi úspěšná v odhalování dalšíchgravitačních čoček. Dosud jich nalezla 114, což je mnohemvíce, než se čekalo. Jejím pozoruhodným výsledkem je objev kvasaruJ1004+41 (LMi; z = 1,7), zobrazeného mezilehlou kupou galaxií(z = 0,7)) s úhlovou roztečí složek až 14,6″, což je novýrekord pro gravitační čočky, dvojnásobek předešlého. N. Inadaaj. objevili pomocí ACS a NICMOS HST u tohoto kvasaru i slabý 5.obraz, vzdálený jen 0,2″ od centra nejjasnější galaxie. NICMOSdíky zesílení obrazu dokonce vidí i mateřskou galaxii kvasaru.Hlavní čtyři čočkované obrazy kvasaru jsou velmi jasné, tj.v rozmezí optických magnitud 18,5 – 20,1 a to dává dobrou možnoststudovat v tomto směru rozložení skryté látky vesmíru. Jakukázali K. Sharon aj., je zmíněná mezilehlá kupa galaxií opravdumocnou gravitační čočkou, protože ve stejném směru za kvasaremobjevili ještě další vícekrát zobrazené galaxie s červenýmiposuvy z 2,7 a 3,3!

Tato pozorování ovšem naznačují jistý problém při sledovánívzdálených svítivých kosmických objektů, jako jsou právě kvasary,supernovy třídy Ia a zábleskové zdroje záření gama, protožegravitační čočky - jak známo - rovněž zvyšují jasnost zdrojů,ležících na zorném paprsku za těmito čočkami. Obecně takpravděpodobnost nezapočítaného zesílení jasnosti objektu rostese vzdáleností objektu od nás. Dle D. Holze a E. Lindera tozačíná vadit u supernov se z > 1,5, takže to znehodnocujejejich využití jako standardních "kosmologických svíček", a totéžse týká také ještě svítivějších zábleskových zdrojů záření gama.R. Scranton aj. tento efekt ostatně objevili statistickyv souboru údajů pro 200 tis. kvasarů a 13 mil. galaxií z výsekupřehlídky SDSS na ploše 3 800 čtv. stupňů. Zesílení jasnostivzdálenějších objektů vinou kolektivního působení mezilehlýchgravitačních čoček je měřitelné na úrovni 8 sigma, tedy vysoko nadhranicí statistických odchylek.

T. York aj. využili pozorování zpoždění radiových světelnýchkřivek složek gravitační čočky B0218+357 (Tri; úhlová roztečsložek 0,3″) v rámci programu CLASS k nezávislému určení hodnotyHubblovy konstanty H0 = (61 ±7) km/s/Mpc. Podobně P. Jakobsonaj. měřili zpoždění optického signálu u složek gravitační čočkyFBQ 0951+26 (Leo; zpoždění 16 d) k určení H0 = (60 ±8)km/s/Mpc. E. Egami aj, našli velmi vzdálenou galaxii (z ≈6,7), zobrazenou gravitační čočkou v podobě mezilehlé kupygalaxií A2218 (z = 0,2), kterou pozorovali v blízkéinfračervené oblasti spektra až do 4,5 µm. Galaxie stihlanavzdory svému ranému vzniku prodělat epizodu překotné tvorbyhvězd, starých jen stovky mil. roků, jejichž úhrnná hmotnost činísice jen 1 GM, ale obsahuje již zralou hvězdnou populacis dostatečně vysokou metalicitou.

G. Smith aj. shrnuli výsledky přehlídky gravitačního čočkovánísvítivých rentgenových kup galaxií s průměrným červeným posuvemz ≈ 0,2 pomocí HST. V této vzdálenosti představuje 1″ nasnímcích lineárně 4,2 kpc. Zjistili, že tyto velmi hmotné kupys dynamickými hmotnostmi řádu PM obsahují, jak se dalo čekat,velké množství skryté látky, dále horký vnitrokupový plyno teplotě cca 8 MK a k tomu na tisíce standardních galaxií.Střední zářivý výkon zkoumaných kup v pásmu tvrdého rentgenovéhozáření dosahuje téměř 1039 W. HST díky svému skvělému úhlovémurozlišení odhalil u poloviny kup svítící oblouky, typické progravitační čočkování. Zhruba 70% zkoumaných kup dosud splývás ostatními, což vede ke zvýšení teploty intragalaktického plynui rentgenového zářivého výkonu. Z globálního pohledu představujítyto kupy uzlíky, čili průsečíky "vláken" v kosmické "pavučině"velkorozměrové struktury vesmíru, kterou jednak pozorujemev trojrozměrných přehlídkách oblohy a jednak ji dokážeme spočítatv simulacích vývoje struktury vesmíru. Výhoda gravitačních čoček,jimiž jsou zobrazovány, spočívá především v tom, že čočkyreagují přesně na rozložení součtu zářivé i skryté látkyvesmíru, takže poskytují objektivní obraz o rozložení hmotyvesmíru v prostoru. Výsledek dobře odpovídá vesmírnému modelus parametry Omegam = 0,3; OmegaLAMBDA = 0,7; H0 = 65.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

N. Panagia aj. nalezli na snímku Hubblova ultrahlubokého pole(HUDF) v souhvězdí Chemické pece velmi hmotnou (600 GM) galaxiis červeným posuvem z > 6,5. To znamená, že tak svítivé galaxiedokázaly reionizovat okolní vesmíru již pro posuvy z ≈ 15 (250Mr po velkém třesku) a ukončit tak epochu šerověku (angl. darkages) vesmíru. Navíc to dobře souhlasí s měřením polarizacereliktního záření družicí WMAP, která udává konec šerověku naz = 17. Od té chvíle se tudíž zvyšovala průzračnost vesmírua tato epocha skončila pro z = 6 (900 Mr po velkém třesku), kdyvesmír téměř dokonale "prokoukl".

Přehlídka SDSS umožnila podle R. Jimeneze aj. poprvé pochopit, cov raném vesmíru rozhoduje o epoše, množství a hmotnostechvznikajících hvězd. K tomu, aby v zárodečném plynném oblakutvorba hvězd vůbec započala, musí jeho hmotnost převyšovat 10GM plynu. Účinnost přeměny plynu na hvězdy přitom výrazněstoupá s rostoucí hmotností zárodečného oblaku, takže asi 4/5hvězd vzniká v nejhmotnějších (>200 GM) plynných oblacích přičervených posuvech z > 1 (před 7,5 Gr). V té době byla účinnosttvorby hvězd asi dvojnásobná v porovnání s dnešní. Pokud jesoučasná hmotnost galaxie nižší než 100 GM, začala v ní tvorbahvězd teprve při z = 0,2 (před 2,5 Gr). A. Kashlinsky aj.odvodili z polarizace reliktního záření a fluktuacíinfračerveného pozadí měřených družicí WMAP, že první (velmihmotné) hvězdy ve vesmíru začaly vznikat již 200 mil. let povelkém třesku.

F. Nicastro aj. zjistili z pozorování družice Chandra běhemvzplanutí galaxie Mkn 421 s aktivním jádrem, že baryonovásložka vesmírné hmoty představuje 4,6% úhrnné hmoty vesmíru.Mohli tak totiž díky tomuto "světlometu" určit množstvíintergalaktického plynu pro červené posuvy z 0,01 a 0,03 (tj.ve vzdálenostech 45 a 115 Mpc od nás). Jak se ukazuje, horký (1MK) intergalaktický plyn představuje asi 35% baryonové látkyvesmíru a 40% tvoří chladný neutrální vodík. Pouze 10% baryonovélátky se kondenzovalo v galaxiích, takže na všechny hvězdyvesmíru připadá méně než 10% baryonové látky vesmíru. Povahazbylých 15% baryonové látky není známa.

Díky přehlídkám 2dF a SDSS se v široké mezinárodní spoluprácipodařilo objevit akustické oscilace o typické "vlnové délce"150 Mpc v mapě rozložení galaxií, které jsou otiskem interakcímezi zářením a látkou v čase asi 300 tis. let po velkém třesku,což velmi výrazně podpořilo správnost současného standardníhokosmologického modelu vesmíru a zdůraznilo klíčovou úlohugravitace při vzniku galaxií. Příslušné simulace vzniku, vývojea shlukování galaxií a kvasarů uskutečnili v programuMillenium V. Springel aj. Modelovali vývoj v krychli o hraně0,7 Gpc pro červené posuvy z od 127 do nuly, když jejichsuperpočítač během 28 d činnosti vykonal půl trilionu operací.Obdrželi tak hierarchický růst nehomogenit vesmíru zezdolav modelu s chladnou skrytou látkou a kosmologickou inflací vevýborné shodě s pozorováním. Přehlídka SDSS podle S. Tanga a S.Zhanga rovněž ukázala, že téměř 2 700 kvasarů s velkým červenýmposuvem nijak nekoreluje s více než 77 tis. galaxiemi s aktivnímijádry (AGN), takže alternativní vysvětlení těchto posuvů jakodůsledek vymrštění kvasarů z těchto galaxií, které po řadudesetiletí prosazuje H. Arp a jeho škola, nemá žádnou oporuv pozorování.

Jak připomněli D. Xu aj., kosmologie prodělala na přelomu stoletíopravdovou revoluci díky soustavnému sledování velmi vzdálenýchsupernov třídy Ia, přesným měřením fluktuací a polarizacereliktního záření družicí WMAP, zmíněným přehlídkám SDSS, 2dF,2MASS a programu GOODS (HST, SST, Chandra, VLA). Také úžasnývýkon družice Swift při rychlé poziční identifikaci vzdálenýchzábleskových zdrojů záření gama (GRB) může velmi napomoci studiustruktury vesmíru i identifikaci zdrojů překotné tvorby hvězd vevelmi raném vesmíru. Epocha blouznivých kosmologických spekulacízkrátka skončila.

6.2. Problém skryté hmoty

M. Kilic aj. porovnali polohy slabých modrých objektů,objevených v letech 1999 a 2000 R. Ibatou aj. a R. Mendezem a D.Minnitim na snímcích HDF-N, s polohami na nových snímcích,pořízených po 7 lety v rámci programu GOODS. Původní autoři sedomnívali, že jde o bílé trpaslíky v halu Galaxie, jejichžčetnost by v tom případě byla tak vysoká, že by mohla vysvětlitexistenci větší části skryté látky v halu Galaxie. Nyní se všakukázalo, že jen dva z těchto modrých objektů vykazují v intervalu7 let mezi snímky vlastní pohyb řádu 0,01″/r, což odpovídá bílýmtrpaslíkům v disku Galaxie vzdálených přibližně 500 pc od Slunce.Všechny ostatní modré objekty nejeví žádný vlastní pohyb, takžejde o objekty extragalaktické, velmi pravděpodobně o galaxies aktivními jádry (AGN). Povaha skryté látky (angl. darkmatter) tak zůstává i nadále skrytá.

W. de Boer aj. přinesli zajímavý důkaz o rozložení skryté látkyv halu Galaxie na základě přehlídky záření gama v pásmu 0,1 –10 GeV, vykonané aparaturou EGRET družice Compton. Ve všechsměrech je tam totiž vidět přebytek záření > 1 GeV na úrovni10násobku střední chyby, což považují za důkaz anihilace částicskryté látky, protože rozložení tohoto přebytku ve tvarutoroidálních prstenců ve vzdálenostech 4 a 14 kpc od centraGalaxie souhlasí se zvláštnostmi v rotační křivce Galaxie v týchžvzdálenostech. Rotační křivka přitom přímo odhaluje rozloženískryté látky v halu Galaxie, takže ve vnitřním prstenu je 9GM skryté látky a vnější prsten má dokonce polovinu celkovéhmoty Galaxie. Podle těchto měření činí celková hmota (tj. jakzářící tak skrytá látka) Galaxie 3 TM, přičemž zářící látkapředstavuje jen 55 GM. Autoři se na základě podrobnýchfyzikálních argumentů domnívají, že skrytá látka Galaxie jesupersymetrickým protějškem fotonů reliktního záření, což bymělo být tzv. neutralino. Naproti tomu R. Mainini aj. tvrdí nazákladě rozboru měření reliktního záření družicí WMAP, že skrytoulátku tvoří výhradně tzv. axiony (hypotetické elektrickyneutrální částice s extrémně nízkou hmotností velmi slaběinteragující s běžnou hmotou).

Ještě komplikovanější je pojem skryté energie (dark energy),o níž se soudí, že jde o základní vlastnost prostoročasu, jakodhadl už A. Einstein, když se trápil s neurčenou kosmologickoukonstantou v rovnicích obecné teorie relativity pro modelyvesmíru. Vývoj vesmíru daný jeho rozpínáním mění dle S. Carrollapoměrné zastoupení jednotlivých složek hmoty (zářící látka - ZL;skrytá látka - SL; skrytá energie - SE) zcela dramaticky. Podlesoučasných modelů před 11,5 Gr představovala ZL 16%; SL 80% a SE3% z celkové hmoty vesmíru. Současné podíly jsou však přibližně5/25/70 % a za 11,5 Gr budou 0,8/4,2/95 %! Za 14,5 Gr bude99,3% hmoty vesmíru představovat skrytá energie!! Podle L.Krausse je díky existenci skryté energie budoucí vývoj vesmírunezávislý na jeho geometrii, čili i geometricky uzavřený vesmírse může trvale rozpínat, a naopak geometricky otevřený vesmír semůže nakonec zhroutit do singularity.

6.3. Základní kosmologické parametry

Nejvýznamnější událostí roku se stalo již zmíněné protaženístupnice vzdáleností galaxií pomocí cefeid díky ACS HST dopásma, kde pozorujeme nejbližší supernovy třídy Ia, které jsoupřes všechny výhrady těmi nejspolehlivějšími standardnímisvíčkami pro vzdálený vesmír. Jelikož už neexistuje psychologickábariéra proti vyšším hodnotám Hubblovy konstanty H0, vyvolanáfaktem, že ve standardním Einsteinově-de Sitterově modelu z nichvyplývalo nesmyslně krátké stáří vesmíru pod 10 mld. let,začínají se tyto vyšší hodnoty přijímat a navzájem sbližovat. Zatuto změnu názorů mohou přirozeně množící se důkazy o existenciskryté energie vesmíru, která fakticky už v současné epošedominuje, jak vyplývá z poznatků předešlého odstavce tohotopřehledu. Tím totiž v modelech, které se skrytou energiípočítají, se přiměřeně prodlužuje stáří vesmíru a tzv. paradoxstáří vesmíru se tím daří přesvědčivě odstranit.

M. Stritzinger a B. Leibundgut to připomněli zcela názorně: abymohl platit Einsteinův-de Sitterův model, muselo by být H0 =46 (v jednotkách km/s/Mpc), což je z pozorování supernov Ia užzcela bezpečně vyloučeno. Nejnižší slučitelná hodnota H0 činí66 a nejpravděpodobněji (78 ±9). Pozorovat překryv supernov Iaa cefeid se zdařilo - jak jsem již uvedl v odst. 5.4. - A.Riessovi aj., když v galaxii NGC 3370 odvodili na základěpozorování 64 cefeid spolehlivou hodnotu H0 = (73 ±9). Dalšímožnost překryvu se týká galaxie NGC 3982, v níž vzplanulasupernova 1998aq, a v níž nyní měření cefeid probíhají. Těmtohodnotám H0 v modelech, které předpokládají současné poměrnézastoupení zářící a skryté látky i převahu skryté energie, dobřeodpovídá dnes už kanonické stáří vesmíru 13,5 Gr s chybou menšínež 2%. Nejnovější měření fluktuací reliktního záření navysokohorské stanici v Andách aparaturou CBI v pásmu frekvencí26 – 36 GHz dala dle A. Readheada aj. poměrné zastoupení skrytéenergie 74% a stáří vesmíru 13,7 Gr. Mírou těchto fluktuací jeveličina sigma8, která udává relativní amplitudu fluktuacírozložení látky vesmíru na vzdálenost přibližně 8 Mpc (tatovzdálenost poněkud závisí též na hodnotě H0). V současnýchexperimentech vychází v rozmezí 0,7 - 0,9, což dobře souhlasís představou o růstu nehomogenit v rozložení látky vesmíruz nepatrných kvantových fluktuací těsně po velkém třesku.

6.4. Kosmické záření

Pozoruhodnou levnou metodu pro studium kosmického záření objeviliradioamatéři v r. 1965: když si naladíte na citlivém přijímači FMpásmo VKV, můžete zaznamenat mžikové radiové záření, kterévzniká při průletu spršek vysokoenergetického kosmického zářenízemskou atmosférou. Nyní H. Falcke aj. navrhli doplnit toutometodou detekci spršek extrémně energetického kosmického zářenína obří observatoři Pierra Augera v Argentině. Observatoř,na jejíž výstavbě a provozu se podílí téměř 400 fyziků, astronomůa techniků ze 17 zemí včetně ČR, byla slavnostně uvedena do choduv listopadu 2005, ale vědecké údaje získává již od r. 2004. Zaprvních 17 měsíců provozu shromáždila přes 3,5 tis. dat prospršky s energiemi primárních částic nad 3 EeV; nejvyššízaznamenaná energie primární částice činila 140 EeV.

D. Giaglis a G. Pelletier navrhli mechanismus urychlování částickosmického záření na rekordní energie v zábleskových zdrojíchzáření gama, a to klasickým Fermiho procesem ve vnitřní rázovévlně. Tento proces by měl také urychlovat na vysoké energieneutrina, která by navíc obsahovala přesnou informaci o polozepříslušného zdroje. A. Uryson se na základě údajů z observatořeAGASA v Japonsku domnívá, že extrémně energetické částicekosmického záření, které dopadají na Zemi, přicházejí nejspíšz blízkých galaxií s aktivními jádry (AGN).

(Pokračování)

Tvorca HTML: Richard Komžík



Jiří Grygar

| Zdroj: Psáno pro Kozmos IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Zápisky z CERNu - díl třetí
Ilustrační foto...
Poznejte vesmír na vlastní oči!
Ilustrační foto...
Vesmír vybledl
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 20
Ilustrační foto...
Nenasytná galaxie M31
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