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 2006 - E

Galaxie. Hvězdokupy. Naše Galaxie. Místní soustava galaxií. Cizí galaxie. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN). Gravitační čočky a mikročočky. Kosmologie a fyzika. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru. Problém skryté hmoty. Základní kosmologické parametry. Reliktní a kosmické záření. Nukleogeneze.Kosmologické principy.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

S. van den Bergh uvedl, že v naší Galaxii bylo nalezeno již 600otevřených hvězdokup starých 15 – 1 500 mil. roků. Nejmladšíhvězdokupy jsou přirozeně velmi kompaktní s průměrem do 2,5 pc.Tento rozměr se s rostoucím stářím pozvolna zvětšuje, takžehvězdokupy o stáří nad 150 mil. roků už dosahují průměrů kolem3,0 pc a ty nejstarší až 15 pc. Nejkoncentrovanější otevřenéhvězdokupy se vyskytují ve směru k centru Galaxie.

E. Mamajek objevil díky společnému vlastnímu pohybu a shodnéparalaxe 9 hvězd zajímavou otevřenou hvězdokupu poblíž hvězdyμ Oph (sp B8 II-III; vzdálenost 170 pc), starou 120 mil.roků. Úhrnnou hmotnost všech členů hvězdokupy odhadl na pouhých24 M a její lineární průměr jen na 1 pc. Hvězdokupa připomínásvým stářím i pohybem známé hvězdokupy Plejády, α Per a AD Dor,takže autor se domnívá, že všechny tyto hvězdokupy vzniklyprakticky současně z jediného hvězdného komplexu. Byla objevenaaž nyní vinou mezihvězdné absorpce (0,9 mag) v daném směru.

E. Bica aj. proměřili prostorové rozložení 153 kulovýchhvězdokup v naší Galaxii a odtud jim vyšla vzdálenost Slunce odcentra Galaxie jen (7,2 ±0,3) kpc. To je v uspokojivé shoděs hodnotou (7,5 ±0,1) kpc, kterou dostali S. Nishiyama aj.z obsáhlého pozorovacího materiálu o červených hvězdáchv galaktické výduti.

H. Richer aj. se věnovali podrobnému proměření barevného diagramupro hvězdy v jedné z nejbližších hvězdokup NGC 6397 (Ara;vzdálenost 2,2 kpc), jež obsahuje asi 400 tis. hvězd. Využilik tomu rekordně dlouhé expozice kamerou ACS HST v trvání téměř5 dnů (!) a nalezli tak zatím vůbec nejméně svítivé hvězdyv jakékoliv známé hvězdokupě. Odtud odvodili velmi spolehlivouhodnotu stáří hvězdokupy téměř 12 mld. roků.

F. Ferraro aj. objevili v obří kulové hvězdokupě ωCentauri (NGC 5139) na 300 modrých loudalů (angl. bluestragglers). Proti očekávání však jejich rozložení ve hvězdokupěnejeví žádnou koncentraci jejich výskytu směrem k centruhvězdokupy. To znamená, že loudalové, kteří jsou obecněpovažováni za hvězdy, jež se opožďují ve svém vývoji protihvězdám téže hmotnosti, nevznikají přímou srážkou hvězd v hustémcentru hvězdokupy, jak se dosud myslelo. Loudalové se prozradítím, že jejich zářivý výkon je podstatně vyšší než u hvězd hlavníposloupnosti téhož stáří. Pravděpodobně vznikají splynutímtěsných dvojhvězd, což zvýší jejich hmotnost a tudíž i zářivývýkon, který na hmotnosti silně závisí. M. del Principe aj.určili pomocí 114 proměnných hvězd typu RR Lyr vzdálenost tétohvězdokupy 5,5 kpc, v dobrém souhlase s nezávislým určením jejívzdálenosti pomocí zákrytových dvojhvězd.

C. Kulyková aj. a M. West aj. zjistili, že mnoho kulovýchhvězdokup nepatří do žádné galaxie, ale mezi intergalaktickétrampy. Mezním případem je kulová hvězdokupa NGC 2419 (Lyn;vzdálenost 100 kpc), která je sice ještě slabě vázána k našíGalaxii, ale ve skutečnosti už patří mezi trampy. Stovky naprostonepochybných trampů objevili pomocí HST v okolí kupy galaxiíA1185, vzdálené od nás 120 Mpc.

5.2. Naše Galaxie

G. Bélanger aj. využili družice INTEGRAL k objevu stáléhozdroje měkkého záření gama v pásmu 20 – 100 keV z oblastigalaktického centra. Plošný zdroj IGR 1745-2901 o výkonu5.1028 W se nachází pouhou 1′ od rádiového zdroje Sgr A*, kterýudává polohu černé veledíry v těžišti Galaxie. Týž objekt ostatněpozoruje také pozemní aparatura HESS v pásmu tvrdého záření gama.J. Albert aj. potvrdili existenci tohoto stabilníhovysokoenergetického zdroje též pomocí aparatury MAGIC v pásmuTeV.

Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura HESS 14 nových zdrojůzáření gama v pásmu nad 200 GeV v širším okolí galaktickéhocentra do vzdálenosti ±3° od hlavní roviny Galaxie. Tím secelkový počet známých zdrojů tvrdého záření gama v okolí centraGalaxie zpětinásobil. Většina těchto zdrojů souvisí s obřímimolekulovými mračny v centrálních 200 pc kolem středu Galaxie.Vysokoenergetickou aktivitu jádra lze podle autorů vysvětlitvýbuchem jediné supernovy v této oblasti před cca 10 tis. lety,protože tam už v r. 2004 objevili její pozůstatek- vysokoenergetický pulsar G 0.9 +0.1. Jádro Galaxienepochybně vysílá i kosmické záření, složené převážněz urychlených protonů a lehkých jader atomů.

F. Martins aj. objevili v galaktickém centru zákrytovoudvojhvězdu GCIRS 16SW s extrémně vysokou hmotností složek 50M, jež kolem sebe obíhají v periodě 19,45 d. Taková dvojice mánutně kosmicky krátkou životnost, takže poměrně brzo musí dvakrátvybuchnout jak supernova třídy II. I. Ginsburg a A. Loeb ukázali,že hvězdy prchající z Galaxie díky rychlostem vyšším nežúnikovým, mohly vznikat rozpadem těsných dvojhvězd v blízkostíčerné veledíry uprostřed Galaxie. Zatímco jedna složka se doslovautrhla vysokou prostorovou rychlostí a opouští Galaxii navždy,druhá složka s rychlostí do 850 km/s se v gravitační náruči černéveledíry udrží a její budoucnost je zpečetěna díky utahující sespirální dráze, takže nakonec zanikne v černé veledíře.

O zanikání zbytků slapově roztrhaných hvězd v bezprostředníblízkosti k černé veledíře svědčí objev netepelných zjasněníblízkého infračerveného záření v bezprostředním okolí černéveledíry, který ohlásili A. Eckart aj. na základě polarimetrieaparaturou NACO VLT. Záblesky trvají až 100 min, ale čas od časuse objeví kratší cca 10min obří záblesky, svědčící o zánikuobjektů na relativistických drahách v těsné blízkosti černéveledíry. Podrobnosti o těchto měření uveřejnili L. Meyer aj.Základní periodicita záblesků činí asi 15,5 min a odpovídáoblastem ve vzdálenosti menší než 10 Rs od černé veledíry,jejíž Rs = 12 mil. km. To znamená, že fakticky pozorujemekvaziperiodické oscilace, známé z pozorování hvězdných černýchděr. Dosavadní pozorování infračervených vzplanutí svědčío existenci hmotného prstence v rovníkové rovině černé veledírya hmotného chuchvalce, který obíhá po dráze skloněné o 20°k rovině veledíry, která sama rotuje velmi rychle: její minimálníspin činí více než 50% kritické rychlosti rotace pro černouveledíru o hmotnosti 3,6 mil. M.

G. Bower aj. využili rádiových interferometrů VLBA a VLA kezměření úhlového rozměru zdroje Sgr A* v oboru vlnových délek174 – 238 mm. Rozměr rádiového zdroje v decimetrovém pásmudosahuje jen 7 Rs a roste s použitou vlnovou délkou. T. Totanihledal vysvětlení pro proměnnost intenzity anihilační čáry 511keV z centra Galaxie v posledních cca 10 mil. roků. Tvrdí, že pocelou tu dobu byla aktivita centra Galaxie v této čáře podstatněvyšší než dnes. Teprve před nějakými 300 lety čára zeslábla naméně než tisícinu předchozí stabilní hodnoty, což zřejmě souvisís prudkým poklesem akrece hmoty na černou veledíru. Při akreci sev blízkosti obzoru událostí tvoří pozitrony, které pak díkyanihilaci s elektrony dodávají do mezihvězdného prostředí zářivouenergii v pásmu MeV. Autor se domnívá, že tento model vysvětlujei rozložení intenzity zmíněné anihilační čáry ve výdutiGalaxie. Zatím nejlepší rozbor pozorování anihilační čáry 511keV v Galaxii uveřejnili P. Jean aj. na základě ročního měřeníaparaturou SPI družice INTEGRAL. Anihilace se odehrává převážněve výduti Galaxie, kde jsou pozitrony zpomalovány atomy vodíku.Spektrální profil čáry je složen z úzké složky, přes níž sepřekládá složka o šířce 5,4 keV.

M. Pedreros aj. určili kruhovou oběžnou rychlost Slunce kolemstředu Galaxie 220 km/s a jeho vzdálenost od centra Galaxie 8,5kpc. Hmotnost Galaxie v kouli o poloměru 50 kpc od centradosahuje 600 GM. R. Benjamin aj. využili infračervenýchpozorování Spitzerova kosmického dalekohledu (SST) k odhalenícentrální příčky naší Galaxie o délce 9 kpc, která svírá úhel45° se spojnicí Slunce a centra Galaxie. C. Grillmair a O.Dionats objevili díky přehlídce SDSS v Galaxii úzké slapovévlákno tvořené hvězdami, jež tvoří oblouk o úhlové délce 63°(mezi souhvězdími UMa a Cnc) ve vzdálenosti 8,5 kpc od hlavníroviny Galaxie. Autoři se domnívají, že vlákno je pozůstatkemkulové hvězdokupy, která obsahovala staré hvězdy s nízkoumetalicitou a jež nedávno prošla perigalaktikem.

5.3. Místní soustava galaxií

A. Nota aj. objevili pomocí kamery ACS HST v Malém Magellanověmračnu (MMM) ve hvězdokupě NGC 346, jež se nalézá uvnitřaktivní oblasti N66 s překotnou tvorbou hvězd, velké množstvíhmotných (45 – 100 M) hvězd spektrální třídy O. Patří tam plnápolovina všech hvězd této třídy v celém MMM. Tyto velmi hmotnéhvězdy o stáří nanejvýš 3 mil. roků určují svou gravitací tvarhvězdokupy. Kamera také zobrazila na ploše o průměru 45 pc kolemhvězdokupy mnoho prahvězd do 26 mag o hmotnostech 0,6 – 3,0 M,které teprve díky gravitačnímu smršťování sestupují k hlavníposloupnosti. Hvězdokupa též obsahuje velmi hmotnou a svítivoumodrou proměnnou hvězdu HD 5980 typu LBV, která vysílá všemisměry mohutný hvězdný vítr podobně jako známá η Carinaev naší Galaxii.

N. Kallivayalii aj. využili opakovaných snímků MMM pomocí ACSHST, jež pořídili během dvou let. určení relativního vlastníhopohybu vůči Velkému Magellanovu mračnu (VMM). Zjistili, že MMMse vůči VMM pohybuje od západu k východu tempem 1,16milivteřiny/r a od severu k jihu tempem 1,17 milivteřiny/r. Odtudvyplývá vzájemná prostorová rychlost obou Mračen (105 ± 42)km/s. Nejistota údaje je však tak velká, že se dosud nedározhodnout, zda jsou k sobě obě Mračna gravitačně vázána. Titížautoři snímkovali opakovaně a stejnou kamerou VMM v období odzáří 2002 do dubna 2005 s cílem zpřesnit směr a velikostvlastního pohybu VMM, které se podobně jako MMM nachází vevzdálenosti 25 kpc od hlavní roviny Galaxie. VMM je přitom odcentra naší Galaxie vzdáleno 50 kpc. Kombinací měření z HSTa astrometrické družice HIPPARCOS vůči 21 vzdáleným kvasarůmdostali velikost složek vlastního pohybu 1,9 milivteřin/rok vesměru od západu k východu a 0,43 milivteřin/r ve směru od jihu nasever; tj. úhrnem 1,95 milivteřin/r. Odtud vychází poziční úhel78° vlastního pohybu a lineární příčná rychlost VMM 490 km/s.Prostorová rychlost VMM vůči středu naší Galaxie však dosahujejen 380 km/s. To je přibližně ve shodě s nezávislým měření M.Pedrerose aj., kteří obdrželi pro velikost vlastního pohybutotožnou hodnotu (2,0 ±0,1) milivteřin/r, ale zato odchylnýpoziční úhel 62°.

D. Zucker aj. objevili díky přehlídce SDSS poblíž severního pólunaší Galaxie novou trpasličí satelitní galaxii chudou na kovy,jež se promítá do souhvězdí Honicích psů ve vzdálenosti 220 kpcpři lineárním průměru pouhé 1,1 kpc a úhrnné svítivosti 60 kL.Podobně V. Bělokurov aj. našli v téže přehlídce rozpadlousatelitní trpasličí galaxii v souhvězdí Pastýře, která je odcentra Galaxie vzdálena 60 kpc, má průměr jen 0,5 kpc a jejísvítivost činí jen 10 kL. Oba autorské týmy pokračují v hledánídalších satelitů v přehlídce SDSS. D. Zucker aj. tak objevilipomocí přehlídky SDSS a kontrolních snímků z dalekohledu Subarudosud nejslabší téměř rozpadlý satelit UMa II ve vzdálenostijen 30 kpc od centra Galaxie o rozměrech 250 x 125 pca svítivosti 2,5 kL.

Zatímco před přehlídkou znali astronomové jen 11 satelitů, nyníse počet satelitů do vzdálenosti 500 kpc od jádra Galaxie téměřzdvojnásobil a autoři odhadují, že Galaxie jich má ve skutečnostiasi 50! Jak upozornil S. van den Bergh, zčásti za to ovšem můžeokolnost, že s přibývajícími objevy se rozmývá hranice meziklasickými kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi. Narozdíl od kulových hvězdokup jsou však satelitní galaxie vnořenydo oblaků skryté látky. Již r. 1974 zjistili J. Einasto aj., ženejbližší satelité jsou eliptické nebo sférické, zatímcovzdálenější průvodci Galaxie mají tvar nepravidelný.

Galaxie v Místní soustavě hrají klíčovou úlohu při vysouvání tzv.kosmologického žebříku vzdáleností, který se opírá svou prvnípříčkou o přesné určení délky astronomické jednotky, což sepoprvé solidně podařilo r. 1672 G. Cassinimu a J. Richerovisouběžným pozorováním polohy Marsu z Paříže a Francouzské Guayany- výsledná hodnota 140 mil. km se liší od správné jen o 7%.Podstatné zlepšení správnosti i přesnosti této hodnoty pakpřinesla až pozorování přechodů Venuše v letech 1761 a 1882. Dnesje tato vzdálenost díky radarovým měřením známa s neuvěřitelnourelativní přesností 10-11.

Horší je to s dalšími příčkami kosmologického žebříku. Stálepanují až 5% systematické rozdíly v určení vzdáleností obouMagellanových mračen a ještě horší je to s přesností v určenívzdálenosti galaxie M31 v Andromedě. Jak uvádí I. Ribas aj.,ještě v polovině XX. stol. existovaly pouze dvě kloudné metodyfotometrického určování vzdáleností této galaxie, tj. pomocícefeid a pomocí proměnných typu RR Lyr. Přesnost určenívzdálenosti M31 tak dosahovala stěží 15% a byla tedy horší nežpro astronomickou jednotku v časech Cassiniho. Teprve v polovině60. let byly v M31 získány první dobré údaje o zákrytovýchdvojhvězdách, což je téměř tak přesná metoda jako trigonometrie.

Nejnovější hodnota vzdálenosti M31, odvozená zmíněnými autorypomocí fotometrie a spektroskopie zákrytových dvojhvězdu dalekohledů INT a Gemini N činí 772 kpc (≈ 2,5 mil. sv. let)s chybou 5,5%. Vzápětí F. Vilardell aj. využili fotometrickéhokatalogu 236 tis. hvězd do mezní hvězdné velikosti V = 25,5 magv M31 k nalezení téměř 4 tis. proměnných, mezi nimiž bylo přes400 zákrytových dvojhvězd a rovněž přes 400 cefeid. Rozboremtěchto měření zlepšili vzdálenost M31 na (750 ±30) kpc, tj.relativní chyba klesla na 4%. Autoři vybrali z tohoto souboru 24vhodných objektů pro mimořádně přesné změření průběhu světelnýchkřivek a souběžné spektroskopie a odhadují, že tak se jim podařízlepšit přesnost v určení vzdálenost M31 na 3%, což je však stálenepříjemně velká chyba, která se pak násobí při určovánívzdáleností kosmologických.

A. Bonanosová aj. našli první oddělenou zákrytovou dvojhvězduv galaxii M33 (Tri), jež se skládá z horkých hvězd třídy O7o hmotnostech 33 a 30 M. Obě složky kolem sebe obíhajív periodě 4,9 d ve vzájemné vzdálenosti 33 mil. km. Odtud dostalivzdálenost M33 (964 ±54) kpc, čili relativní chybu 5,6%. To jezatím nejzazší mez, v níž lze opticky pozorovat zákrytovédvojhvězdy. Nová hodnota je však výrazně větší, než vzdálenostM33 odvozená z pozorování HST, takže problém systematických chybv deformaci kosmologického žebříku vzdáleností stále přetrvává.

P. Barmby aj. využili kamery SST pro snímkování galaxií M31, M32a NGC 205 ve středním infračerveném pásmu. Rozpoznali takzprohýbaný prsten obklopující centrum galaxie M31 vevzdálenosti 10 kpc a podobající prstenu ve známé galaxii "Kolou vozu" (ESO 350-40; Scl). Tvorba hvězd v M31 probíhá nynípoklidně tempem 0,4 M/r. Existence prstenu je podle D. Blockaaj. důkazem, že se patrně galaxie M32 trefila před 210 mil. letyčelně do disku galaxie M31.

Jak uvedli M. Wilkinson aj., klíčoví hráči v intergalaktickémkulečníku v Místní soustavě jsou naše Galaxie a galaxie M31v Andromedě. Mají zdaleka největší rozměry i hmotnost v porovnáníse všemi ostatními galaxiemi Místní soustavy a také stejnouprůměrnou metalicitu, takže zaručeně vznikly zároveň. Liší se všaktím, že M31 obsahuje více hvězd než naše Galaxie, která má zasenaopak proti M31 více skryté látky. Centrální výduť M31 vypadána infračervených snímcích přehlídky 2MASS spíše jako příčkao délce 8 kpc, čímž se rovněž podobá naší Galaxii. J. Dubinskiaj. ukázali, že obě obří galaxie se k sobě přibližují a poprvé seprostoupí zhruba za 3 mld. roků, což je tak významně zabrzdí, žek dalšímu prostoupení (srážce) dojde již za několik set milionůroků. Obě galaxie nakonec splynou a vytvoří obří eliptickougalaxii, v níž však Slunce opustí svou kruhovou dráhu kolemcentra Galaxie a ocitne se na její periférii.

5.4. Cizí galaxie

J. Liu aj. využili družice Chandra k objevu první zákrytovédvojhvězdy mimo Místní soustavu v obří galaxii M101 (NGC 5457;"Větrník"; UMa; 8,3 Mpc) jež se svým chováním podobá binárnímrentgenovým pulsarům Her X-1 nebo LMC X-4. Její oběžná doba činí32,7 h a vlastní zákryt trvá 8 h. Zářivý výkon dvojhvězdyv rentgenovém pásmu dosahuje 1031 W. Dvojhvězdu se dokoncepodařilo identifikovat opticky jako objekt 25 mag sp. tříd O3a O5. Zatím to však nestačí k určení vzdálenosti dvojhvězdy odnás.

L. Macri aj. využili okolnosti, že galaxie M106 (NGC 4285; CVn;7,2 Mpc) má dobře určenou vzdálenost díky interstelárním maserům.Jelikož v ní pomocí ACS HST objevili přes 280 cefeid v rozpětíperiod 4 – 45 d, umožnilo jim to kalibrovat tuto příčkukosmologického žebříku a odvodit odtud revidovanou hodnotukonstanty H0 = 74 km/s/Mpc.

G. Dewangan aj. dokázali na základě pozorování kvaziperiodickýchoscilací rentgenového zdroje X-1 v galaxii M82 (NGC 3034; UMa;3,5 Mpc) s frekvencí 114 mHz a amplitudou 1%, že jde o mimořádněhmotnou černou díru s hmotností v rozsahu 25 – 520 M. Již 40galaxií má prokázánu existenci černé veledíry ve svém centru.

X. Wu a Scott Tremaine odvodili hmotnost obří galaxie M87 (NGC4486; Vir; 17 Mpc) v kupě galaxií v Panně ze vzorku 161 kulovýchhvězdokup do vzdálenosti 32 kpc od centra soustavy. Vyšla jimvysoká hodnota (2,4 ±0,6) TM a poměr hmotnosti ku svítivosti125 M/L, což svědčí o přítomnosti značného množství skrytélátky v soustavě. Jak ukázali R. Ciardullo aj., ve zdánlivěprázdném intergalaktickém prostoru v této mimořádné kupě galaxiíse při mnohahodinových expozicích obřími dalekohledy vynořítisíce hvězd a dokonce i kulových hvězdokup, jež byly vykopnutyz jednotlivých galaxií intergalaktickými slapy. Obří kupa v Panněobsahuje minimálně tisíc galaxií.

S. Beckwith aj. shrnuli hlavní výsledky rozsáhlého projektuHUDF (Hubblova ultrahlubokého pole), který vycházel zezkušeností předešlého projektu HDF-N a HDF-S (Hubblovo hluboképole sever a jih) a z možností dosud nejpokročilejší kamery ACS.Vybrali proto pole o ploše 200″ x 200″ a souřadnicích α =03h 32m 39s; δ = -27° 47′ 29″ (galaktické souřadnice l = 224°;b = -45°) co nejdále od ekliptiky, kde nejméně ruší jas pozadízvířetníkového světla. Jde o část pole CDF-S, takže dostalipřekryv s extrémně hlubokou přehlídkou rentgenové družiceChandra. Snímkování neprobíhalo souvisle jako u HDF a celkováexpozice ve 4 filtrech (435; 606; 775 a 850 nm) dosáhla 1 mil.sekund (11,5 dne).

Na snímcích je zobrazeno asi 10 tis. objektů s mezní hvězdnouvelikostí 29 mag; převážně jde o vzdálené galaxie. Morfologiegalaxií zřetelně závisí na jejich vzdálenosti. Pro z > 4(stáří <1 mld. roků po velkém třesku) není vidět žádné spirálníani obří eliptické galaxie současných typů; různá vývojová stádiagalaxií jsou zřetelně rozlišitelná v pásmu 4 < z < 7 a současnělze sledovat postupný pokles jejich hustoty v prostoruv závislosti na rostoucím čase od velkého třesku. Nejvzdálenějšígalaxie mladší než 1 mld. roků po velkém třesku vykazují silnoutvorbu hvězd, ale jsou menší a méně souměrné než galaxie dnešní.

B. Mobasher aj. našli v hluboké přehlídce HUDF galaxii JD2s červeným posuvem z = 6,5 (tj. stáří asi 800 mil. let povelkém třesku), která má na jedné straně hmotnost osmkrát většínež naše Galaxie, a na druhé straně v ní již skončila překotnátvorba hvězd. To představuje dvojí záhadu: především, jak sedokázala tak hmotná galaxie zformovat tak rychle (nejpozději 500mil. let po velkém třesku) a dále, co způsobilo, že tam překotnátvorba hvězd tak brzo (nejpozději za 300 mil. let) zase ustala.

A. Kashlinsky aj. využili SST k měření úrovně infračervenéhopozadí na vlnové délce 3,6 μm v proužku oblohy dlouhém 12 obl.minut v souhvězdí Draka, když nejprve odečetli podíl záření hvězda galaxií. Úroveň pozadí je v dobré shodě s představou, že jdeo kolektivní záření hvězd populace III (I. generace velmihmotných hvězd, složených pouze z H a He). M. Iye aj. využili8,4m dalekohledu Subaru k objevu a změření červeného posuvu vespektru galaxie IOK-1 během 15h expozice s mezní hvězdnouvelikostí 25 mag a dostali tak nový rekord z = 6,96. Toodpovídá stáří galaxie asi 750 mil. roků po velkém třesku přitempu tvorby hvězdy 10 M/rok. Autoři odtud usuzují, že v tédobě už svítící hvězdy dokázaly znovu reionizovat vesmír, takžeepocha šerověku patrně skončila pro z < 14.

Současná astronomická technika ve spojení s efektem zesíleníjasnosti vhodně umístěných extrémně vzdálených objektů dovolujev principu nacházet objekty (galaxie, kvasary) se z ≈ 10, tj.o stáří slabě nad 400 mil. roků po velkém třesku. Zdá se, žetakových objektů je však jako šafránu. K tomuto závěru dospělinezávisle též R. Bouwens a G. Illingworth, kteří využili snímkůz HUDF a projektu GOODS a očekávali, že tak najdou kolem 10galaxií se z ≈ 7, ale našli s bídou jednu. Přitom pro z ≈ 6je již známo na 500 galaxií, takže právě na tomto rozhraníz (přibližně 800 mil. let po velkém třesku) začaly galaxierychle a hromadně "dozrávat".

Jak upozornil R. McMahon, přehlídka extrémně vzdálenýchgalaxií teleskopem Subaru měla v pásmu z ≈ 7 najít 5 galaxií,pokud by jejich skutečný výskyt ve vesmíru byl týž jako u galaxiíse z ≈ 5. Astronomie v kosmologických vzdálenostech je na tompodobně jako archeologie: čím hlouběji se prokopeme dominulosti, tím méně máme nálezů. V kosmologii to souvisí s tím,že čím jsou objekty vzdálenější, tím jsou na pozemské oblozeslabší, ale také s faktem, že vesmír se rozpíná.

Pozemní dalekohled Subaru je dnes pro hledání extrémněvzdálených objektů podstatně výkonnější než HST, přestože má narozdíl od HST problém s rušivým svícením čar atmosférickéhohydroxylu v blízké infračervené oblasti. HST má totiž méněcitlivé infračervené detektory a hlavně asi 75krát menší plochuzorného pole než Subaru, jehož digitální kamera Suprime-Cam mákapacitu 84 Mpixelů a pokrývá tak na obloze plochu 876 čtv. obl.minut. (ACS HST má plochu jen 11 čtv. obl. minut a NICMOS HSTdokonce jen 0,8 čtv. obl. minuty.) Astronomové u Subaru dokázalivtipně využít temného atmosférického "okna" kolem 975,5 nm, kdezemská atmosféra téměř nezáří, ale do něhož se promítá silněposunutá emise vodíkové čáry Ly-α galaxií se z ≈ 7. Proto jeSubaru nakonec asi o dva řády účinnějším přístrojem pro studiumhlubokého vesmíru než HST.

Subaru však dostal v poslední době konkurenci v podoběinfračerveného teleskopu SST, jehož kamery IRAC využili I.Labbé aj. k zobrazení galaxií v poli přehlídky HUDF a GOODS.Objevili tak obří galaxie se z ≈ 7, které mají optický zářivývýkon až 30 GL, hmotnost až 10 GM a hvězdy staré 50 – 200mil. roků, jež se tam rodí tempem až 25 M/r. Autoři odtudusuzují, že nejhmotnější galaxie vznikly již při z > 8 (<600mil. let po velkém třesku) a přispěly tak rozhodující měrouk reionizaci vesmíru. Ani Subaru ani SST však nemohou konkurovatdružici WMAP, která dokáže v milimetrovém spektrálním pásmuv principu zaznamenat objekty se z ≈ 13,5 (300 mil. roků povelkém třesku) - zatím však nic takového nenašla.

M. Mori a M. Umemura simulovali na superpočítači vývoj galaxiíod malých nepravidelných chuchvalců baryonového plynu, kterýztrácí tepelnou energii vyzařováním a následkem toho padá dohustších zárodků malých nepravidelných galaxií, v nichžvybuchující supernovy naopak rozfoukávají bubliny horkého plynuzpět do intergalaktického prostoru. Převaha dostředivých procesůzpůsobí, že během pouhých 300 mil. roků se vytvoří solidnízárodek budoucí galaxie a do 1 mld. let už i pozorovatelnágalaxie. Další vývoj v průběhu 13 mld. roků vede k současnýmeliptickým galaxií výstavbou "zdola nahoru".

R. Genzel aj. využili infračerveného spektrografu s adaptivníoptikou SINFONI VLT k prozkoumání "galaxie ve výstavbě"BzK-15504 (z = 3,4; stáří 10 mld.r.) k popisu vývojovéhoprocesu, jenž vede k dnešním galaxiím. Disková galaxie se sicezdánlivě podobá naší Galaxii, ale dosud se tam tvoří překotněhvězdy tempem 140 M/r; tj. více než o dva řády rychleji, než jetomu nyní v naší Galaxii. Oběžná rychlost v této galaxii vevzdálenostech 5 – 10 kpc od centra dosahuje 230 km/s, takže jejíúhrnná hmotnost činí 110 GM. Odtud plyne, že známá Hubblovaklasifikace galaxií (spirální, eliptické, nepravidelné) dobřeplatí jen pro vyvinuté galaxie ve stáří 1/3 věku vesmírua vyšším. Před touto epochou však vypadá morfologie galaxií úplnějinak; jde o pestrou stupnici zcela roztodivných tvarů.

G. Shields aj. ukázali, že v raném vesmíru rostou v nitrechgalaxií černé veledíry mimořádně rychle, takže v té doběneplatí přímá úměra mezi hmotností galaxie a hmotností veledíryv jejím centru. Pozná se to podle šířky profilu rádiové emise COpro z > 3. Zejména tak vznikají obří černé veledíry o hmotnostechřádu GM. L. Ferrareseová aj. zjistili pomocí snímků ACS HSTa spektroskopie na KPNO, že 50–80% galaxií o nízké a střednísvítivosti má bez ohledu na morfologii vždy kompaktní hvězdnájádra o hmotnosti 0,2% hmotnosti celé galaxie. Pokud jdeo trpasličí galaxii, tak se v jejím centru nachází hustáhvězdokupa, ale pokud je galaxie hmotnější než 30 GM, zhroutíse kupa rychle do černé veledíry.

C. Rodriguezová aj. vypočítali, že při srážkách páru černýchveleděr se uvolňuje energie tempem až 1023 L! Ke srážkám párůreálně dochází proto, že při vzájemné vzdálenosti veleděr pod 1kAU rychle vzrůstá ztráta energie soustavy vlivem sílícíhovyzařování gravitačních vln. Doložili to na příkladu eliptickéradiogalaxie 0402+379 (=4C+37.11; Per; z = 0,055; vzdálenost215 Mpc), která podle jejich měření radiointerferometrem VLBAobsahuje dvě veledíry ve vzájemné minimální vzdálenosti jen 7 pc,jež kolem sebe obíhají v periodě 150 tis. let rychlostí 300km/s. Jejich souhrnná hmotnost odvozená ze spektroskopie 9,2mteleskopem HET dosahuje 150 MM a tak jejich nevyhnutelnábudoucí srážka bude pro naše vzdálené potomky opravdu zajímavýmpředstavením...

S. Patiri aj. využili údajů z přehlídky SDSS k objevům galaxiív intergalaktických prolukách (angl. voids). Prohlédli celkem46 relativně blízkých proluk a našli v nich téměř 500 galaxiíshodných barev s běžnými polními galaxiemi. To znamená, žeproluky nejsou ani zdaleka prázdné; pouze prostorová hustotagalaxií v nich klesá asi o řád proti hustotě galaxií v kupách.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií (AGN)

B. Piner aj. studovali během let 2002-03 pomocí rádiovéhointerferometru VLBA na frekvencích 22 a 43 GHz rychlostivýtrysků u tří blazarů (0235+164; 0827+243 a 1406-076) a dostalipro ně vysoce nadsvětelné rychlosti vzdalování od centrablazaru tempem po řadě 25,6c; 25,6c a 28,2c. Efekt jezpůsoben tím že výtrysky jsou namířeny téměř k nám, takže nejdeo narušení principu speciální teorie relativity, jak už dávnoukázal M. Rees

T. Turner aj. objevili díky družici Newton v rentgenovém spektruSeyfertovy galaxie Mrk 766 emisní čáru železa, jejíž poloha sedíky oběžnému pohybu kolem černé veledíry v jádře galaxieperiodicky mění s amplitudou 13,5 tis. km/s v periodě 1,9 d.Odtud vychází velká poloosa Keplerovy dráhy svítícího zhustku na2,4 AU a rozmezí hmotností černé veledíry 0,5 – 45 mil. M (max0,9 AU). M. Bentz aj. využili pro určování hmotnosti černýchveleděr v jádrech AGN originální metody měření časového zpožděníproměnnosti emisních čar AGN vůči proměnnosti zdroje spojitéhospektra (angl. reverberation mapping). Velikost zpožděnía šířka emisních čar jsou totiž přímo úměrné hmotnosti černéveledíry v jádře AGN. Touto metodou již určili hmotnosti veleděrpro 36 AGN. Jako příklad uvedli jasnou Seyfertovu galaxii NGC4151 (CVn; 16,5 Mpc), jejíž veledíra má hmotnost 46 MM.Stejnou metodou dostali K. Denney aj. hmotnost veledíryv Seyfertově galaxii NGC 4593 (Vir; z = 0,08) - ze zpožděnívariací v čarách o 3,7 h oproti variacím ve spojitém spektrumvyšla hmotnost 10 MM.

J. Albert aj. nalezli pomocí Čerenkovova teleskopu MAGICenergetické záření gama v pásmu 0,18 – 2 TeV u AGN 1ES 1959+65(Dra; z = 0,05) během týdenních měření na přelomu září a října2004. Ačkoliv v té době svítila galaxie AGN slabě optickyi rentgenově, bylo záření gama intenzívní a stálé v čase. Dalšíobjev téhož týmu následoval v lednu 2005, kdy v oboru energií>120 keV sledovali blazar 1218+30 (Com; z = 0,18), který jev tomto pásmu rovněž neproměnný. Třetím úlovkem skupiny se stalAGN Mrk 180, jenž opticky vzplanul v březnu 2006 a v téže doběaparatura MAGIC zaznamenala záření gama v pásmu >200 GeV naúrovní 11% signálu z Krabí mlhoviny. Podobný objev ohlásilirovněž F. Aharonian aj., kteří pomocí aparatury HESS dostalisilný stálý signál záření gama s energií >200 GeV pro vzdálený(z > 0,25) blazar PG 1553+113. Titíž autoři také objevilistálé energetické záření gama u blazaru H 2356-309 (Scl;z = 0,165), které vysvětlují synchrotronovým Comptonovým zářenímzdroje.

V květnu 2005 se podařilo E. Pianovi aj. zachytit díky družiciINTEGRAL začátek výbuchu blazaru 3C 454.3 v pásmu 3 – 200 keVa souběžně s tím sledovali výbuch i v ostatních oborechelektromagnetického spektra včetně optického a milimetrového.Podle M. Villaty aj. šlo o vůbec největší optický výbuchblazaru, když v maximu dosáhl jasnosti R = 12, což odpovídárekordní bolometrické absolutní hvězdné velikosti -31,4 mag(1045 W!).

Y. Uchiyama aj. sledovali prototyp kvasarů 3C-273 (Vir;z =0,16) pomocí SST ve středním infračerveném pásmu a vyvrátili takmožnost, že by toto záření bylo důsledkem synchrotronové emise.To ovšem znamená, že protony jsou v tomto kvasaru urychlovány naenergie minimálně 10 PeV a velmi pravděpodobně až 1 EeV, což jeklíčové pro identifikaci možných zdrojů extrémně energetickéhokosmického záření, které pravděpodobně nevzniká v pozůstatcíchsupernov, ale ve zdrojích s ještě exotičtějšími mechanismyurychlování jako je právě okolí černých veleděr v kvasarech.K obdobnému závěru nezávisle dospěl také C. Dermer, jenž dávárelativistické urychlování protonů do souvislosti s extrémněenergetickým (řádově TeV) zářením gama nedávno zjištěnýmu blazarů, o nichž soudíme, že jde o kvasary, jejížrelativistické výtrysky míří přímo k Zemi.

J. Wu aj. monitorovali změny jasnosti blazaru OJ 287 (Cnc;z = 1,3) během prvního pololetí 2005 a ukázali, že se nasvětelné křivce projevuje 40d periodicita, podobně jako tomu bylopři předešlé aktivitě blazaru v r. 1994. Archivní snímky objektuod počátku XX. stol. poukazují jednoznačně na přítomnost dvousložek blazaru, tj. dvou černých veleděr, které kolem sebeobíhají po značně výstředné dráze v periodě řádu 10 roků. V doběprůchodu periastrem pak spolu interagují plynné obaly a výtryskyz obou veleděr. Skutečně také M. Valtonen aj. pozorovaliv listopadu 2005 největší optický výbuch OJ 287 za posledních 20let, který ovšem přišel o rok dříve, než se čekalo podleočekávané oběžné periody 9 let. Uspíšená aktivita blazaru zřejměsouvisí se změnou dráhových parametrů binární černé veledíry.

W. Zheng aj. zjistili, že v okolí nejvzdálenějšího známéhorádiového kvasaru SDSS J0836+0054 (Hya; z = 5,8) se nacházívelké množství silně zčervenalých galaxií. Z toho usoudili, žezde pozorujeme vznik mimořádně hmotné hvězdné soustavy, a žerádiově hlučné kvasary leží na vláknech skryté látky (angl.dark matter) vesmíru. S. Levshakov aj. odvodili z pozorovánípřesných poloh párů spektrálních čar Fe II mimořádně jasnéhokvasaru HE 0515-4414 (Pic; z = 1,15) horní mez pro případnoučasovou změnu konstanty jemné struktury α v relativní míře(-0,07 ±0,8).10-6 za posledních 7,5 mld. roků.

J. Wang aj. vyšli z všeobecně přijímaného názoru, že zdrojemzáření kvasarů je akrece plynu a prachu na černou veledíruv jejich nitru. Podle přehlídky SDSS odtud vychází vysoká zářiváúčinnost tohoto procesu až 35% pro kvasary se z 0,4 – 2,1.Odtud vyplývá, že černé veledíry získávají významnou část svéhmoty právě díky této nekončící akreci a dále, že černéveledíry rotují velmi rychle, blízko horní kritické meze prorotací černé veledíry dané hmotnosti. Tento předpoklad potvrdiliL. Brennemanová a C. Reynolds, když sledovali rentgenové emisez akrečního disku černé veledíry v Seyfertově galaxiiMCG-06-30-15 (Cen; 37 Mpc) pomocí družice Newton a obdrželi takspin veledíry 0,99, tj. velmi blízký kritické rotační rychlosti.

J. Hennawi aj. využili přehlídek SDSS a 2dF k hledání párůkvasarů s roztečemi do 1 Mpc v pásmu červených posuvů z 0,5– 3,0. Objevili tak přes 220 nových párů, mezi nimiž je 26případů s roztečí <50 kpc, čímž se počet známých těsných párůzdvojnásobil. Pro rozteče 40 kpc, což je dosavadní mez přehlídky,je vidět zřetelný přebytek případů, takže binární kvasary jsouzřejmě docela běžné. Buď již vznikly jako páry, anebo sepostupem doby doslova gravitačně vyčenichaly a nakonec splynou.

Pozoruhodný případ takového gigantického kosmického kulečníkunašli L. Hoffman a A. Lobe v podobě jasného kvasaru HE0450-2958 (Coelum). Ten je totiž plných 7 kpc vzdálen odgalaxie, která evidentně vznikla splynutím dvou hvězdnýchsoustav. Podle názoru autorů měla jedna ze splývajících galaxiíve svém nitru binární černou veledíru a při setkání s třetíveledírou v jádře druhé galaxie se hmotnější veledíry gravitačnězachytily a rukou společnou a nerozdílnou odmrštily přitom méněhmotnou veledíru z binárního páru. To je tedy právě zmíněný jasnýkvasar, který se do vzdálenosti 7 kpc od centra splynuvší galaxiedostal za 20 mil. roků.

M. Volonteri a M. Rees vyšli z výsledku přehlídky SDSS, v níž sepodařilo mimo jiné ulovit velké množství svítivých kvasarů sez > 6, což znamená, že obří černé veledíry s hmotnostmi ≈ 1GM se ve vesmíru stihly vytvořit za necelou miliardu let povelkém třesku. Autoři se domnívají, že za tak rychlý vzrůstobřích veleděr mohou tři faktory: především snadné splýváníhvězdných černých děr, které rychle klesají v gravitačnímpotenciálu zárodků galaxií do centra soustav, dále pak jejichsnadné splývání zásluhou zmenšení momentu hybnosti párů černýchděr gravitačním zářením a polárními výtrysky a konečnědynamickými překážkami při snaze černých děr v halu galaxií tytosoustavy opustit. Autoři ukázali, že intermediální černá dírao hmotnosti 100 M tak dokáže vyrůst, resp. srůst, na obříčernou veledíru o hmotnosti 1 GM za necelou půl miliardu let.Hala mateřských galaxií mohou přitom dosáhnout gigantickéhmotnosti 10 TM.

Manželé M. a P. Véronovi vydali v pořadí již XII. katalogkvasarů a AGN, který obsahuje dvojnásobek objektů protipředešlému XI. vydání katalogu. Jako obvykle jsou pro každýobjekt uvedeny přesné souřadnice, z, optická fotometrie UBVa rádiový tok na 60 mm. Katalog obsahuje přes 85 tis. kvasarůa přes 11 tis. blazarů a téměř 22 tis. AGN (z toho téměř 10 tis.Seyfertových galaxií). Poprvé je připojen seznam binárníchkvasarů a kvasarů zobrazených jako gravitační čočky.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

P. Saha aj. se věnovali otázce, jak nadějné je určení Hubblovykonstanty H0 pomocí zpoždění změn jasnosti v jednotlivýchobrazech kvasaru, zobrazeného gravitační čočkou. Ze 14čočkovaných kvasarů lze zpoždění (v intervalech 8 – 122 dnů)určit s dostatečnou přesností u 11 objektů a odtud i hodnotuH0 s chybou 5%. Předností této metody je naprostá nezávislostna kosmologickém žebříku vzdáleností. V současnosti je známo asi80 čočkovaných kvasarů, ale očekává se, že v přehlídce SDSSsahající pro kvasary až do 23 mag se jich podaří odhalit natisíc. C. Fassnacht aj. však varují, že výpočet H0 se můžezkomplikovat, na základě objevu, že kvasar B1608+656 (Dra;z = 1,4) je čočkován třemi kupami galaxií na témže zorném paprskus velmi rozdílnými vzdálenostmi (z = 0,63; 0,52; 0,43).V takovém případě je vypočtená H0 soustavně přeceněna až o 5%.

Y. Kawano a M. Oguri uveřejnili měření zpoždění u čtyř obrazůkvasaru SDSS J1004+4112 (LMi; z = 1,74; 3 Mpc), jenždonedávna vynikal rekordní známou úhlovou roztečí mezi obrazy15″ a značně nižším červeným posuvem příslušné gravitační čočky(z = 0,68; 1,8 Mpc). Na snímku čočky pomocí HST je vidět i 5.obraz a ve spektru kvasaru celkem pět mezilehlých systémůabsorpčních čar. V r. 2006 však tento rekord padl, když N. Inadaaj. objevili v přehlídce SDSS kvasar J1029+2623 (Leo; z =2,2), rozštěpený na dva obrazy mezilehlou kupou galaxií se z= 0,55 tak, že úhlová rozteč obrazů dosahuje neuvěřitelných22,5″!

Gravitační čočky jsou, jak známo, levným teleskopem pro chudéastronomy, neboť dokáží významně zesílit přicházející světlovzdálené galaxie tím, že slouží jako objektiv v pomyslnémKeplerově dalekohledu, kde okulárem je nějaký ten dvouapůlmetr naZemi. Právě to se vyplatilo A. Boltonovi aj., když v přehlídceSDSS našli slabou galaxii v poloze 1011+0143 (Sex; z = 2,7),jež je v podobě Einsteinova kříže zobrazena čočkující galaxií sez = 0,3, jež má do poloměru 9 kpc od jádra hmotnost 500 GM.Čočkovaná galaxie má jen pětinu zářivého výkonu naší Galaxie, aledíky zmíněnému zesílení obrazů Einsteinova kříže ji lze snadnospatřit.

A. Cassan aj. pozorovali gravitační mikročočkuOGLE-2004-BLG-254, která během 11 dnů úkazu dosáhla maximálníhozesílení 60x pro hvězdu vzdálenou od nás 10,5 kpc. Využili k tomuspektrografu UVES VLT a ukázali, že relativní vlastní pohybhvězdy vůči bližší (9,6 kpc) čočce dosahoval 0,003″/r. Zatímcočočka byla trpasličí hvězdou třídy dM, zesilovaná hvězda ječerveným obrem třídy K3 o poloměru 10 R. Podobně N.Kallivayalil aj. identifikovali spektrum mikročočky úkazuMACHO-LMC-20 pomocí infračerveného kosmického teleskopu SSTa zjistili, že jde o raného červeného trpaslíka dM, vzdáleného odnás 2 kpc.

A. Udalski aj. využili pozorovacího materiálu z projektu OGLE IIIpro monitorování změn jasnosti tzv. Huchrovy čočky - Einsteinovakříže QSO 2237+0305 (Peg; z = 1,7; čočka z = 0,04) v letech2001-2006, kdy kvasar vykazoval mimořádnou proměnnost všech čtyřsložek kříže. Naprosto nevídané zesílení jasnosti 1 200krátohlásili S. Dong aj. u gravitační mikročočkyOGLE-2004-BLG-243. Jelikož se ale úkaz podařilo zachytit až 43min. po pravděpodobném vrcholu, tak v maximu muselo zvýšeníjasnosti objektu dosáhnout 3 000násobku (8,7 mag)! To zní velminadějně pro budoucí hledání exoplanet v okolí takto zjasněnýchhvězd.

Po úspěšných projektech monitorování gravitačních mikročoček vevýduti naší Galaxie a v obou Magellanových mračnech se nyníastronomové zaměřili na ještě náročnější hledání mikročočekv mnohem vzdálenější obří galaxii M31 v Andromedě. Jak uvedliE. Kerins aj., v projektu ANGSTROM hledají mikročočky ve výdutiM31 do úhlové vzdálenosti 5′ od jejího centra. V projektu spojilysvé síly tři dalekohledy třídy 2 m na observatořích na ostrově LaPalma, v Arizoně a v Jižní Koreji. Během jediného rokuzaznamenali na 30 zjasnění gravitačních mikročoček.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

L. Sage připomněl neuvěřitelný pokrok pozorovací kosmologie zaposledních 20 roků. Tehdy byly rekordní hodnoty červeného posuvupři pronikání do hlubin a minulosti vesmíru z ≈ 1 pro galaxiea z ≈ 2 pro kvasary. Pak přišly digitální polovodičové maticeCCD a dalekohledy v kosmu, resp. 8-10m pozemní zrcadla, takžednes se běžně dosahuje hodnot z ≈ 6,5 i pro obyčejné galaxie.Díky tomuto průniku do minulosti vesmíru došlo i k objevunejvýznamnější složky hmoty vesmíru - skryté energie (angl.dark energy).

Podle E. Huové a L. Cowieho vidíme, že první galaxie existovalyjiž 800 mil. roků po velkém třesku. Nicméně většina hvězd v nichvznikla až kolem poloviny dnešního stáří vesmíru; zpočátku bylyhvězdy ve vesmíru vlastně docela vzácné. Současné a plánovanéinfračervené přehlídky oblohy však mohou naše znalosti o vesmíruposunout zpět až ke stáří 500 mil. let po velkém třesku. C. Blakeaj. publikovali dosud největší a nejpodrobnější trojrozměrnoumapu struktury vesmíru, založenou na údajích z přehlídky SDSSpro 1 milion galaxií. Mapa potvrzuje existenci skryté látkyi skryté energie vesmíru a fluktuace kosmické hustoty na délkovéstupnici 300 Mpc.

Jak uvedl C. Bennett, také přesné výsledky družice WMAPa rozsáhlé pozemní přehlídky typu 2dF, 2MASS a zejména SDSSneobyčejně přispěly ke zlepšení našeho celkového obrazuo stavbě a vývoji vesmíru. Jak už to vědě bývá, tento pokrokvšak vede k novým téměř mystickým otázkám jako je podstatakosmické inflace, povaha skryté látky a skryté energie a původi budoucí vývoj vesmíru. Podle autorova názoru jsou hvězdy,planety i život ve vesmíru přechodným jevem, vyskytujícím semezi Scyllou rané inflace a Charybdou rozplynutí vesmíruv nicotu. S. Carroll se věnoval podobně filosoficky laděnéotázce, proč je vesmír právě takový, jaký je. Je to totiž čímdál tím větší záhada, jak přibývá našich znalostí v kosmologiii v částicové fyzice a mnohé současné spekulace (dceřinnévesmíry, bránová domněnka, zrod vesmíru z kvantové pěny;superstruny) mohou být vesměs slepé uličky.

Jedním z klíčových problémů současné pozorovací kosmologie jeproces reionizace raného vesmíru intenzivním zářením I.generace (populace III) velmi hmotných hvězd. Podle X. Fana aj.se tento přechod od šerověku k průhlednému vesmíru dokončil přičerveném posuvu z = 6, tj. ve stáří 950 mil. roků po velkémtřesku. Využili k tomu pozorování 19 velmi vzdálených kvasarůa ukázali, že při z = 5 (1,2 mld. roků po velkém třesku) bylvesmír již 200krát průhlednější než na konci šerověku. Výsledekje v dobrém souladu s teoretickou předpovědí. Dalšíexperimentální podporou tohoto závěru se podle T. Totaniho aj.stalo pozorování zdroje GRB 050904 (z = 6,3), který nakrátkou chvíli jako obří světlomet ozářil zezadu kosmickou scénua poskytl tak nenahraditelné poznatky o průřezu intergalaktickéhoprostředí v raném vesmíru. Odtud vyplynul již vysoký stupeňionizace v tom čase, kdy až 17% prvotního vodíku bylo ionizováno,což podstatně zprůhlednilo vesmír. M. Alvarez aj. využilitříletých měření reliktního záření družice WMAP k určení počátkui konce procesu reionizace, takže reionizace vesmíru začalapozději, než se dosud myslelo - pro z = 11 (300 mil. let povelkém třesku), a skončila pro z = 6,5.

F. Aharonian aj. zkoumali pomocí aparatury HESS difuzní pozadíextragalaktického záření v pásmu paprsků gama. Smysl těchtoměření spočívá v tom, že příspěvek nejvzdálenějších hvězd I.generace (populace III) je v optickém oboru překryt zodiakálnímsvětlem v naší sluneční soustavě, kdežto v oboru gama totopopředí neruší. Autoři si pro tato měření vybrali dva blazarys červenými posuvy z ≈ 0,17 (≈ 600 Mpc od nás), které jsousilnými zdroji záření gama v pásmu nad 0,1 TeV. Zjistili, žeoptické a blízké infračervené záření, pohlcované v těchtoobjektech, lze zcela vysvětlit jako integrované světlo vzdálenýchgalaxií, takže příspěvek hvězd I. generace k jeho intenzitě jezanedbatelný. Naštěstí se prakticky souběžně podařilo optickéa infračervené světlo hvězd I. generace najít pomocí družiceCOBE, kosmického teleskopu SST a japonského infračervenéhokosmického teleskopu IRTS. Odtud víme, že hvězdy I. generacevznikaly již 400 mil. roků po velkém třesku.

Tomu též odpovídá nejnovější studie H. Yana aj., kteřízkombinovali výsledky z přehlídky kamerou IRAC SST s archivnímiúdaji přehlídek GOODS. Identifikovali tak přes 50 velmi starýchgalaxií s hmotnosti řádu 10 GM a 79 modrých galaxií s hvězdamimladšími než 40 mil. roků, které však mají proti předešlémsouboru galaxií hmotnost řádu jen 1 GM. Odtud dále vychází, žena reionizaci vesmíru se rozhodující měrou podílely spíšetrpasličí galaxie, které však nejsou dostupnou technikoupozorovatelné. S originálním řešením chybějícího zdrojereionizace přišli E. Vasiljev a J. Šekinov. Domnívají se totiž,že k reionizaci vesmíru významně přispělo kosmické záření velmivysokých energií tím, že podněcovalo přes vznik molekulárníhovodíku tvorbu hvězd I. generace, které následkem tohoto efektuvznikaly dříve a ve větším počtu, než se dosud myslelo.

R. Jimenez a Z. Haiman zjistili, že v galaxiích se z = 3–4 jsouhvězdy I. generace stále ještě zastoupeny desetinou až třetinoucelkového počtu hvězd, protože chemicky obohacený materiál provznik dalších generací hvězd se promíchává pomalu, po dobuněkolika miliard let. J. Tumlinson aj. však tvrdí, že prvotníhvězdy neměly hmotnosti vyšší než 40 M, ač se donedávnasoudilo, že by měly dosahovat hmotností řádu 100 M. Důvodem jerelativní zastoupení těžších prvků ("kovů") ve hvězdách II.generace (populace II). Příliš hmotné hvězdy I. generace by totižnevyrobily dostatečné množství těžkých prvků jako je třebabaryum, které v těchto hvězdách snadno pozorujeme.

Jak však ukázali J. Cowan a C. Sneden, ani s lehkými prvky vevesmíru není všechno úplně v pořádku, dokud nelze experimentálněurčit chemické složení hvězd I. generace, čemuž by mohlo napomocipodrobné sledování velmi vzdálených zábleskových zdrojů zářenígama (GRB). Lehké prvky Be a B totiž nevznikají ve hvězdách,ale měly by být pozůstatkem po velkém třesku, což je sice možné,ale ne jisté. Podle E. Rollindeho aj. vznikalo lithium působenímkosmického záření, ale i to je pouhá spekulace. Bylo by tedyzáslužné určit chemické složení hvězd II. generace v obříchhalech galaxií, abychom tuto nejistotu zmírnili.

J. Peacock a P. Schneider shrnuli hlavní otevřené otázkysoudobé kosmologie:

  • 1. Co je příčinou (nepatrné) baryonové nesouměrnosti vesmíru. Co určuje poměr počtu baryonů a fotonů?
  • 2. Co je podstatou skryté látky (dark matter)?
  • 3. Co je podstatou skryté energie (dark energy)? Je její zastoupení ve vesmíru stálé nebo proměnlivé v čase?
  • 4. Odehrála se opravdu kosmologická inflace? Lze to experimentálně nebo z pozorování potvrdit?
  • 5. Je standardní kosmologický model (teorie velkého třesku) podložen správnou fyzikou?

6.2. Problém skryté hmoty

Skrytá hmota vesmíru se podle současných názorů skládá ze dvouzcela rozdílných složek, tj. ze skryté látky (angl. darkmatter) a skryté energie (angl. dark energy). Povaha obousložek není známa; ví se jen tolik, že skrytá látka nevyzařujeani nepohlcuje elektromagnetické záření, ale řídí se klasickýmgravitačním zákonem stejně jako zjevná hmota.Skrytá látka nenív prostoru rozložena rovnoměrně - kupí se tam, kde pozorujemevětší koncentraci zjevné látky. Naproti tomu skrytá energie jerozložena v prostoru rovnoměrně; její hustota se během časupatrně nemění, ale neřídí se gravitačním zákonem - naopakzrychluje postupně čím dál víc tempo rozpínání vesmíru.K celkové hmotné bilanci vesmíru přispívají obě složky skrytéhmoty podstatně více, než hmota zjevná (baryonová, zářící). Tav současnosti představuje pouhá 4% hustoty hmoty vesmíru, zatímcoskrytá látka přes 20% a skrytá energie přes 70%. Podíl skrytéenergie na hmotě vesmíru by však měl s časem neustále vzrůstat!

Problém skryté energie podrobně rozbírali R. Trotta a R. Bower.Povahu skryté energie lze v principu zjišťovat jednak pomocílaboratorních experimentů a jednak pomocí hlubokýchastronomických přehlídek pro z = 7 – 12. Astronomické přehlídkyby se musely ovšem odehrávat na velké ploše oblohy minimálně 5tis. čtv. stupňů (celá obloha má něco přes 41 tis. čtv. stupňů).Cílem přehlídek by mělo být zejména určení stavové rovnice proskrytou energii. Pokud parametr stavové rovnice w = -1, jeskrytá energie fakticky jiné vyjádření pro existenci kosmologickékonstanty. Pokud však je w = f(z), je to dynamická proměnnásouvisející s kosmologickou inflací v rané fázi vývoje vesmíru.Dosavadní měření potvrzují, že w = -1 (s chybou 15%) pro z< 1,0. Cílem astronomických pozorování v budoucnosti by mělo býtsnížit tuto chybu na 1% a rozšířit interval z o řád. Mezitím G.Bayer ukázal, že kosmologická konstanta se nemění dokonce proz < 1,6 (tj. v posledních 9,5 mld. let věku vesmíru).

P. Astier aj. se pokusili odvodit vlastnosti skryté energienepřímo prostřednictvím hledání supernov s červeným posuvem z≈ 1,0, což odpovídá stáří vesmíru asi 6 mld. let po velkémtřesku, kdy se urychlení rozpínání vesmíru vlivem skryté energiezačíná měřitelně projevovat. V programu SNLS u dalekohledu CFHTnašli pomocí velkoplošné kamery MegaCam na ploše 4 čtv. stupňůoblohy zatím 71 supernov a pořídili pak jejich spektra pomocídalekohledů Keck, VLT a Gemini. Odtud usoudili, že skrytáenergie je opravdu jen jiný název pro kosmologickou konstantuv rovnicích obecné teorie relativity pro standardní kosmologickýmodel vesmíru, neboť jim vyšlo w = -1,02. To znamená, že skrytáenergie je druhem energie fyzikálního vakua. O. Bertolami a P.Silva navrhli, aby se kromě supernov použily ke studiu vlastnostískryté energie také zábleskové zdroje záření gama (GRB), i kdyžsami připouštějí, že GRB nejsou zdaleka tak dobrými "standardnímisvíčkami" pro určování jejich kosmologických vzdáleností jakoprávě supernovy třídy Ia. Nicméně C. Firmani aj. odvodiliz pozorování 119 supernov a 19 GRB, že hustota skryté energie seza posledních 10 mld. let nezměnila.

P. Biermann a A. Kusenko zase hledají zdroj skryté látkyv podobě dosud jen teoreticky uvažovaných sterilních neutrin. Taprý mají hmotnost řádu stovek keV/c2 a uvolňují se přivýbuších supernov II typu. Slabinou domněnky jsou výsledkyfyzikálních pokusů, které samotnou existenci sterilních neutrinzpochybňují. G. Gilmore aj. využili teleskopu VLT k určení podíluskryté látky u 12 trpasličích galaxií a zjistili, že každáz proměřovaných galaxií obsahuje kolem 30 MM skryté látky,která navíc není studená, jak se dosud většinou soudí, ale jeohřáta na 10 kK a pohybuje se vůči pozadí rychlostí až 9 km/s. D.Clowe aj. zkoumali dvě pronikající se kupy galaxií 1E 0657-558(z = 0,3), kde lze rozložení skryté látky sledovat pomocí tzv.slabého gravitačního čočkování. Autoři ukázali, že souhrnnýgravitační potenciál, odvozený z gravitačního čočkování,nenásleduje rozložení intenzity optického, resp. rentgenovéhozáření kup, ale měřitelně se od obou těchto rozložení liší.Zejména poloha gravitačního těžiště celého komplexu se zřetelněliší od polohy centra baryonové látky soustavy, což je přímýdůkaz existence skryté látky v soustavě.

6.3. Základní kosmologické parametry

P. Astier aj. v projektu SNLS odvodili zastoupení skryté látkyΩm = 0,26. A. Sánchez aj. dostali porovnáním výsledkůpřehlídek 2dF a reliktního záření následující kosmologicképarametry: H0 = 74 km/s/Mpc; hmotnost elektronových neutrin< 1,2 eV/c2; zastoupení baryonové látky Ωb = 0,04;Ωm= 0,24; w = -0,85. Naproti tomu A. Clocchiatti aj. studovaliblízké vzdálené supernovy HST i obřími pozemními teleskopya dostali podle způsobu zpracování velmi rozporuplné výsledkyo celkové hmotě vesmíru Ω v rozmezí 1,0 – 1,6 a o zastoupenískryté látky Ωm v rozmezí 0,18 – 0,79!

S. Peirani a J. de Freitas Pacheco revidovali údaje o Místnísoustavě galaxií a kupě galaxií v souhvězdí Panny s cílemzlepšit tak hodnotu Hubblovy konstanty H0. Pro souhrnnouhmotnost hlavních členů Místní soustavy, tj. naší Galaxiea galaxie M31, obdrželi hodnotu 2,5 TM, pro poměr hmotnosti kusvítivosti 25 M/L a pro průměr místní soustavy 2,0 Mpc. Odtudpak vyšlo H0 = 74 v obvyklých jednotkách. Pro hmotnost kupygalaxií Virgo dostali vysokou hodnotu 1,1 PM a průměr 17,2 Mpc.Odtud mimochodem vyplývá, že Místní soustava je gravitačně vázának této obří kupě a směřuje k ní rychlostí 190 km/s. Pro Hubblovukonstantu jim pak vyšlo H0 = 65.

A. Sandage aj. shrnuli výsledky 15 let zkoumání cefeid pomocíHST ve vzdálenostech 4,4 – 30 Mpc a odtud vyplývající kalibracemaximálních zářivých výkonů supernov Ia. Dostali tak maximálníabsolutní hvězdnou velikost v oboru V = -19,46 mag; odtud pakvyplývá hodnota H0 = (62,3 ±1,3/statist./ ±5,0/syst./).Podobně C. Ngeow a S. Kanbur dostali pomocí cefeid a supernov Iarevidovanou hodnotu H0 = 74. X. Wang aj. využilistovky blízkých supernov Ia (z < 0,1) v porovnání s cefeidamik další revizi a dostali tak jednak jejich průměrnou maximálníbolometrickou jasnost -19,33 mag a H0 = (72 ±6). Jezřejmé, že obvykle udávané střední chyby H0 jsou pouzestatistické, kdežto systematické chyby hrají dosud větší rolia varují nás tak před příliš kategorickými závěry o tempurozpínání vesmíru.

K takovým závěrům patrně patří tvrzení P. Steinhardta a N.Turoka, že kosmologická konstanta Λ je blízká nule (ačz kvantové fyziky vyplývá, že by měla být nepředstavitelně velká)proto, že vesmír se cyklicky rozpíná a opět smršťuje v periodáchbiliónů let. Protože žijeme už ve velmi pokročilém cyklu,původně vysoká Λ mnohonásobým opakováním cyklů "vyhasla".

6.4. Reliktní a kosmické záření

C. Bennett aj. uveřejnili výsledky měření družice WMAP za třiroky velmi přesného pozorování reliktního záření. V podstatě setak potvrdily výsledky, získané během prvního roku a publikovanéjiž dříve. Především se znovu potvrdila existence skryté látky(22%) i skryté energie (74%) díky tomu, že kromě měřeníteplotních fluktuací reliktního záření s amplitudami (30 –70).10-6 jsou k dispozici již také přesná polarizační měřenís amplitudami ještě o dva řády menšími! Stáří vesmíru činí(13,7 ±0,3) mld. let. První hvězdy vznikaly ve vesmíru již 400mil. roků po velkém třesku a zahájily tak epochu reionizacevesmíru po období šerověku. Poprvé se podařilo odvodit skalárníspektrální index I = (0,95 ± 0,02), charakterizujícíkosmologickou inflaci ve velmi raném vesmíru. K tomu, aby vůbecmohla inflace nastat, nesmí být I = 1, což je tedy s odřenýmizády díky družici WMAP splněno. N. Phillips a A. Kogut studovalina základě měření WMAP možné topologie vesmíru a tvrdí, žeminimální rozměr fundamentální vesmírné domény s konečnou plochoutopologií přesahuje 17 Gpc, takže tato doména je podstatně většínež rozměr pozorovatelného vesmíru (≈ 9 Gpc).

J. Pecker a J. Narlikar zopakovali na základě dnešních měřenívýpočet A. Eddingtona z r. 1926, kdy se tento proslulý astrofyzikpokusil bilancovat velikost extragalaktického ozáření Země.Eddington tehdy obdržel hodnotu 3 K (!), tj. na tuto teplotu byse Země ohřála souhrnným světlem všech hvězd v pozorovatelnémvesmíru, kdyby nebylo Slunce. Nové údaje, založené na součtuzáření 20 tis. jasných blízkých galaxií, dávají hodnotu 4,2 K. Jezajisté překvapující, jak blízká jsou obě čísla průměrné teplotěreliktního záření 2,7 K.

J. Aublin a E. Parizot zjistili, že průběh intenzity kosmickéhozáření nízkých, středních i vysokých energií se dá popsatjediným exponenciálním zákonem s mocninou -2,23. To podle jejichnázoru znamená, že urychlovací mechanismus částic kosmickéhozáření v celém tomto obrovském rozsahu energií (11 řádů) jeshodný - patrně jde o urychlování částic v rázových vlnách až narelativistické rychlosti. Nicméně J. Niemiec aj. tvrdí, že vevýtryscích AGN musí fungovat ještě jiné mechanismy než klasickéFermiho urychlování I. řádu.

6.5. Nukleogeneze

R. Diehl aj. se zabývali otázkou, kde se bere v Galaxiiradionuklid 26Al s poločasem rozpadu jen7.105 roků, jehožčáru 1,8 MeV pozorujeme zejména v rovině Galaxie, kde je hokoncentrováno odhadem téměř 3 M. Analýza nejstarších meteoritůnavíc ukazuje, že rozpad 26Al probíhal dokonce i v protosolárnímdisku, z něhož vznikla sluneční soustava. Všechno tedy podleautorů nasvědčuje tomu, že zdrojem tohoto radionuklidu jsou velmihmotné hvězdy, v nichž probíhají reakce hlubokého štěpení(angl. spallation reactions). K tomu, abychom pak vysvětlilimnožství 26Al v Galaxii, je zapotřebí, aby v ní hvězdy vznikalytempem 4M/rok a aby četnost supernov tříd Ib/c a II činilacelkem 1,9/století. Družice INTEGRAL, která umožnila studiumzastoupení 26Al v Galaxii, mimo jiné potvrdila, že vznik mladýchhvězdokup z obřích molekulových mračen zabere řádově 100 mil.roků a tento proces tedy zřejmě předcházel i vzniku slunečnísoustavy.

Supernovy třídy Ic mohou dle K. Nakamury aj. být i zdrojemlehkých nuklidů 6Li a 9Be při interakci rozpínajících seobálek supernov s interstelárními mračny v rané fázi vývojeGalaxie. Přesto je však ve hvězdách třikrát méně lithia, než jakvyplývá z teorie velmi rané nukleogeneze před vznikem hvězd.Tento rozpor vysvětlují A. Korn aj. difúzí jader lithia přiturbulentním míchání v atmosférách velmi starých hvězd populaceII, jak autoři prokázali na případu kulové hvězdokupy NGC 6397.D. Neufeld aj. objevili díky SST v pásmech 28 a 23 μmmolekulu HD v pozůstatku supernovy IC 443, dále v objektech HH7 a 54 jakož i v radiovém zdroji Cep A (West). Odtud vycházípoměrně vysoké relativní zastoupení deuteria (>10-5) vůčivodíku.

Podle C. Fröhlichové aj. nebylo dosud jasné, jak v supernováchvznikají během jejich výbuchu prvky s vyššími protonovými čísly,tj. např. ruthenium a molybden. Kvůli odpudivéelektromagnetické síle mezi přebytkem protonů v rozpínající seslupce kolem supernovy se totiž většinou nezdaří jejich zachycenív atomových jádrech prvků s nižšími protonovými čísly. Autořivšak ukázali, že slupka obsahuje současně přebytek antineutrin,které při srážkách mění protony na neutrony, jež se pak dají bezproblémů v atomových jádrech zachytit.

6.6. Kosmologické principy

G. Brumfiel shrnul současné názory a debaty o antropickémprincipu, který vychází ze skutečnosti, že existence vesmíru jevýsledkem neuvěřitelné shody jeho fyzikálních vlastností. Kdybytotiž byly některé fyzikální konstanty jen o něco málo větší nežjsou, vesmír by se rozepnul tak rychle, že by se protonynestačily sloučit s neutrony na jádra atomů. Kdyby však tytokonstanty byly jen o něco málo menší, nevznikne ani jedinéatomové jádro kvůli příliš vysoké teplotě vesmíru. Podobně jetomu také s poměry hmotností protonů, neutronů a elektronůa s relativním poměrem sil čtyř základních interakcí. Představanáhodného sladění fyzikálních veličin na úrovni magického čísla10120 se totiž zdá být na první pohled naprosto nesmyslná.

Proto se od počátku 80. let minulého století většina odborníkůpřiklání k názoru, že vědeckým řešením paradoxu, které se vyhýbáantropickému principu, je představa o mnoha nezávislýchvesmírech (multiversum). Ve strunové teorii se podle J.Polchinského a R. Boussa hovoří zcela samozřejmě o souběžnéexistenci nějakých 10500 vesmírů! Tato na první pohled lákavámyšlenka však není příliš vědecká, protože se nedá vyvrátit, kdyžv zásadě můžeme pozorovat pouze jeden vesmír. Pozorování cizíhovesmíru je nemožné: pokud ho budeme někdy pozorovat, stává seautomaticky součástí našeho vesmíru. Proto se zdá tezeo antropickém principu stále zajímavá, ale může být také doklademtoho, jak málo dosud o vesmíru víme.

M. Cirkovic a R. Bradbury připomněli v této souvislosti takéznámý Fermiho paradox, který zatím nejjednodušeji řeší odpověď,že jsme jediná civilizace ve vesmíru a pak je antropický principdokonce antropocentrický! S. Dick se domnívá, že pokud jinécivilizace existují, tak se musejí držet inteligentníhoprincipu, tj. inteligentně nastavených jemností ve sladěnífyzikálních zákonů, což je ale motivuje k mohutnému sběruinformací. Pro rozvoj civilizací jsou patrně vhodné jen vybranéoblasti galaxií, takže jejich mateřské hvězdy lze najít nejspíšv hlavní rovině a ve střední vzdálenosti mezi centrem a perifériínepříliš aktivní obří spirální galaxie, jakou je právě ta naše.

(Pokračování)

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
Jak věci pracují aneb mají Iridia zpoždění?
Ilustrační foto...
Superúplňkové měsíční zastavení
Ilustrační foto...
Stále pěkná kometa C/2001 Q4 (NEAT)
Ilustrační foto...
O svícení 42
Ilustrační foto...
Den kdy svět slyšel zprávu TASSu
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