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 - F

Dokončení tohoto ročníku.

Veličiny v jednotkách Slunce jsou značenyM, L, R.

6.7. Částicová astrofyzika

V posledním desetiletí nabývá na zralosti nový obor na pomezíčásticové fyziky a astronomie, který se anglicky nazýváAstroparticle Physics (částicová astrofyzika) a do něhožspadají jak výzkumy energetického (>100 GeV) záření gama, taktaké studium energetického kosmického záření, kosmických neutrin,gravitačních vln, skryté látky a skryté energie. Příslušnépřístroje se často pronikavě liší od klasických dalekohledů,radioteleskopů a aparatur na umělých družicích Země a zahrnujímj. rozměrné pozemní a podzemní či podvodní detektory včetněobřích urychlovačů částic jako je Tevatron nebo LHC.

Podle E. Rollindeho aj. sehrálo energetické kosmické zářenívysílané hmotnými hvězdami populace III významnou úlohu přivzniku izotopu 6Li ve velmi raném vesmíru při z ≈ 11 (400mil. let po velkém třesku). K. Nakamura aj. totiž upozornili, ženejstarších objektech Galaxie je 6Li i 9Be zastoupeno velmisilně, za což nejspíš mohou výbuchy nejstarších supernov.

Pro výzkum vysoce energetického kosmického záření začíná hrátústřední úlohu již téměř dokončená mezinárodní observatoř PierraAugera (PAO) v argentinské pampě jednak pro dosud největšírozlohu 3 tis. km2, na níž je rozmístěno v šestiúhelníkové mřížio straně 1,5 km celkem 1,6 tis. pozemních detektorů. PřednostíPAO je totiž kromě rekordní sběrné plochy také první hybridnídetekce spršek sekundárního kosmického záření jak pozemnímidetektory tak současně obřími světelnými komorami, kterézaznamenávají fluorescenční záření spršek v troposféře.

Proto se začínají objevovat teoretické spekulace, co všechno bymohla tato observatoř postupně zjistit. Za potenciální zdrojeextrémně energetického kosmického záření (energie >1 EeV) sepovažují zvláště blazary, což jsou kvasary, jejichž výtrysksměřuje k pozorovateli, ale k důkazu zatím chybí dostatečně velkástatistika úkazů - přiměřené rozsáhlý pozorovací materiál budek dispozici až někdy po r. 2010. Je však možné, že se observatořiPAO podaří najít i příznaky existence pověstných černýchminiděr, jež se vypařují krátce po svém vzniku díky Hawkingovuzáření. Na další možnost upozornili B. Chrenov a V. Stulov, kdyžpoukázali na výskyt drobných (mikrogramových) rychlých zrnekmeziplanetárního prachu, které fluorescenčně září při průletuzemskou rychlostí počáteční rychlostí 30 km/s. Dalším zdrojemfluorescenčního záření v atmosféře mohou být téžsubrelativistické nanočástice o hmotnostech řádu 0,1 ng,jejichž záblesky by mohly trvat celou milisekundu. Není takévyloučeno, že by PAO mohla zaznamenat šikmo skloněné atmosférickéspršky vyvolané průletem energetických (1 EeV) kosmologickýchneutrin, takže potenciál observatoře je větší, než se před jejívýstavbou dalo očekávat.

Jak uvádí J. White, neutrina jsou přitom opravdu všudypřítomná.Lidským tělem prolétá každou sekundu bilión neutrin, ales ohledem na jejich nepatrný účinný průřez se v lidském těle zacelý život zachytí nanejvýš 3 neutrina! V důmyslném experimentus detekcí slunečních neutrin, který navrhl a řídil nositelNobelovy ceny R. Davis v dole na zlato Homestake v Jižní Dakotě,se za 30 let provozu podařilo zachytit 2 tis. elektronovýchneutrin. K tomu, aby se konkrétní kosmické neutrino podařilonajisto zachytit, by muselo proletět olověnou deskou tlustou 300pc - jenže tolik olova v Galaxii není.

Je tedy s podivem, že existují úspěšné laboratorní experimentypro detekci neutrin, vznikajících v obřích urychlovačích částic.Jak uvedla N. Nosengová, v letech 1999-2004 uskutečnili Japonciúspěšná měření neutrin v experimentu K2K. Zdrojem neutrin bylsynchrotronový urychlovač protonů s energií 12 GeV KEK v Cukuběa detektorem známá podzemní observatoř Kamiokande, vzdálená"vzdušnou čarou" 250 km od zdroje neutrin. Tato měření potvrdilaoscilace mionových neutrin, neboť místo očekávaných 151 neutrinjich v Kamiokande zachytili jen 108 neutrin. V r. 2006 potvrdiltyto výsledky na větším souboru mezinárodní kolektiv odborníkův experimentu MINOS, kde zdrojem mionových neutrin byl urychlovačprotonů ve Fermilabu a vzdálený detektor se nacházel v podzemnílaboratoři v Soudanu ve státě Minnesota ve vzdálenosti 725 km odzdroje. Kdyby mionová neutrina neoscilovala, měl detektorv Soudanu zachytit celkem 1065 neutrin, ale ve skutečnosti jichzaznamenal jen 848. Četnost oscilací je nepřímo úměrná energiineutrin, takže je nejvýraznější pro neutrina s energiemi pod 10GeV. V témže roce započal i analogický experiment se zdrojemneutrin v laboratoři CERN ve Švýcarsku a obřím 1 800t detektoremOPERA pod pohořím Gran Sasso v Itálii, vzdáleným od zdroje 730km. Současně se tam buduje ještě citlivější detektor ICARUS, jenžby mohl zaznamenat i tauonová neutrina, která vznikají přioscilacích mionových neutrin.

K. Abe aj. uveřejnili zprávu o sledování energetických (>1,6 GeV)mionů, která interagovala uvnitř nádoby detektoru Kamiokandev období od dubna 1996 do července 2001. Aby se tyto miony,vznikající při interakcích kosmických mionových neutrins atomovými jádry uvnitř Země, dala odlišit od mionů z kosmickéhozáření, byly zaznamenávány jen ty miony, které do nádobypřiletěly "zespodu", protože pro mateřská neutrina není celázeměkoule žádnou překážkou, kdežto pro kosmické záření ano.V uvedeném období zaznamenali autoři celkem 1892 průletů mionůa 467 mionů v nádobě zaniklo. Jelikož mateřská neutrina letípřímočaře, lze odtud odvodit rozložení jejich zdrojů na jižnípolokouli. Zatím se nenašel žádný diskrétní zdroj těchto neutrin,ani zvýšení toku neutrin v rovině Galaxie. Podobně M. Swanson aj.nenašli v témže pozorovacím materiálu žádné známky, že by vysoceenergetická neutrina (>3 TeV) přicházela ze směrů od galaxiís aktivními jádry (AGN).

Jak uvedli T. Lasserre a P. Pajot, přímo v zemském plášti vznikápři každé kaskádě radioaktivního rozpadu 238U na 206Pb celkem6 antineutrin, která by bylo možné v principu zaznamenatv podzemních detektorech a studovat tak strukturu zemského nitra,případně i objevovat hlubinná ložiska některých rud. B. Aharnminaj. využili těžkovodního detektoru neutrin v Sudbury (SNO)k hledání neutrinového pozadí ze supernov. Za období odlistopadu 1999 do května 2001 však nenašli ani jednou elektronovéneutrino v pásmu energií 21 – 35 MeV, které by bylo možné tomutopozadí přičíst.

Vyhlídky klasického nástroje částicové fyziky, tj. mocnýchurychlovačů částic, jímž dosud vévodí Tevatron v americkémFermilabu, začínají být poněkud chmurné. Prvotřídnírelativistický urychlovač těžkých iontů RHIC v americkémBrookhavenu ztratil po 7 letech úspěšného provozu finančnípodporu a dožívá z 13milionového soukromého daru. Také Tevatronje na odpis, protože se plánuje jeho uzavření v r. 2010. Stavbaevropského urychlovače LHC, jenž má dosáhnout o řád vyššíchenergií než Tevatron, se opožďuje jak z technických takfinančních důvodů přinejmenším o dva roky a plánovaný lineárníurychlovač ILC pro srážky elektronů s pozitrony při energiíchaž 500 GeV začíná být v nedohlednu.

6.8. Relativistická astrofyzika

Vědeckou katastrofou skončil projekt ověřování efektů obecnéteorie relativity pomocí kosmické sondy Gravity Probe B, kterápracovala na oběžné dráze kolem Země od dubna 2004 do konce září2005. Projekt měl dlouhou historii - poprvé se o vyslání družice,která by měla ověřit jemné efekty obecné teorie relativity(geodetickou precesi a strhávání inerciální soustavy zemskourotací), začalo uvažovat již v r. 1964. Hlavním hybatelemprojektu se stal americký fyzik F. Everitt ze Stanfordovyuniversity, ale s ohledem na neustále rostoucí náklady uniklprojekt v přípravné fázi několikrát svému zrušení za cenuopakovaných odložení startu. I když nakonec NASA uvolnilapotřebných 700 mil. dolarů a po technické stránce družice naoběžné dráze ve výšce 650 km pracovala bezchybně, výsledky senedostavily.

Během měření na oběžné dráze totiž došlo k sedmi velkým slunečnímrupcím, které mj. způsobily ztrátu orientace družice vůčipointační hvězdě IM Peg, ale to zdaleka nebyl jediný problém. Připrovozu družice se totiž objevily nepatrné rušivé efekty, jejichžrušivý vliv vědci podcenili, tj. cyklické kolébání družice vinounedokonalostí použitých gyroskopů a zpomalování rychlosti jejichrotace jakož i výskyt slabých elektrických polí na palubědružice. Při požadované relativní přesnosti měření 10-12 tovedlo k problematickým výsledkům a ani velké úsilí tyto efektydodatečně propočítat a odstranit nikam nevedlo.

Neúspěch může nepříznivě ovlivnit i další ještě nákladnějšíprojekt LISA, o němž NASA ve spolupráci s ESA uvažuje.V projektu, který má prokázat existenci gravitačních vln,předpověděných obecnou teorií relativity, by měly být někdy po r.2015 vypuštěny na sluneční oběžné dráhy tři družice, jež byzaujaly polohy ve vrcholech rovnostranného trojúhelníku o délcestrany 5 mil. km (!) a jejichž vzájemné polohy by se měřilys přesností na 20 pikometrů (!!!).

Mezi očekávané zdroje gravitačních vln, které byl měla LISA přisvé extrémně vysoké citlivosti zaznamenat, patří především těsnédvojhvězdy s kompaktními složkami (bílí trpaslíci, neutronovéhvězdy a hvězdné černé díry). J. Bakerovi aj. a J. Centrellovéaj. se v r. 2006 podařilo na špičkových superpočítačíchuskutečnit rozsáhlé výpočty průběhu splynutí černých veleděr(SMBH), kdy podle výpočtů vzniká v závěrečné fázi splývání velmisilný signál gravitačního záření. Koncem r. 2006 oznámil R.Adhikari, že pozemní aparatura na detekci gravitačních vlnLIGO na dvou stanicích v USA již dosáhla počátkem toho rokuplánované citlivosti a průběžně měří. V r. 2008 by se měla nazákladě zkušeností citlivost aparatury ještě významně zvýšit, aležádný kosmický signál aparatura prozatím nezachytila.

C. Rodriguezová aj. vypočetla, že při srážce dvou SMBH dojdek záblesku o svítivosti 1023 L (!!), a že již při přiblíženídvou veleděr k sobě na vzdálenost pod 0,3 mpc soustava vyzařujesilné gravitační vlny, čímž se následné splynutí SMBH velmiurychlí. Jako příklad uvedli pozorování radiogalaxie 4C+37.11(Per; 0402+379; z = 0,06; vzdálenost 230 Mpc), která má ve svémcentru pár SMBH o úhrnné hmotnosti 150 MM. Složky páru kolemsebe obíhají ve vzdálenosti 7 pc v oběžné periodě 150 tis. let.P. Berczik aj. ukázali, že při vzdálenosti složek páru SMBH 1 pcdojde k jejich splynutí za méně než 10 mld. let.

G. Fabbianová aj. se domnívají, že černé veledíry v jádrechgalaxií získávají hmotu pádem intermediálních černých děr(IMBH) o hmotnostech řádu 1 kM do centra galaxií. ExistenciIMBH poprvé odhalila družice Einstein v r. 1979 v galaxii M82- projevují se totiž jako ultrasvítivé rentgenové zdroje (ULX)se zářivým výkonem až 1034 W. Své velmi vysoké svítivostidosahují tím, že právě slapově porcují a následně po soustechpohlcují hvězdu uvnitř jádra mateřské kulové hvězdokupy, kde jepravděpodobnost požírání hvězd dostatečně vysoká. M. Gürkan aj.dále ukázali, že v hustých jádrech mladých hvězdokup mohoudokonce vznikat těsné dvojhvězdy, jejichž složky rychle vyrostouna pár IMBH. Současná velmi citlivá rentgenová kamera na družiciChandra objevila již na 200 zdrojů ULX.

Naproti tomu K. Vierdayanti aj. tvrdí na základě měření zdrojůULX pomocí rentgenové družice Newton, že navzdory zářivému výkonuaž 1034 W, který však u zmíněných zdrojů silně kolísá s časem,stačí k tomu hmotnosti zdrojů <60 M, takže o skutečné IMBHfakticky nejde. V této souvislosti nabývá na významu zajímavýpostřeh J. Wilmse, že všechny černé díry od těch hvězdných až poSMBH vykazují fyzikálně totožný mechanismus vyzařování(pochopitelně jde o vyzařování z bezprostředního okolí černédíry). Specificky I. Hardy aj. ukázali, že rentgenové zářeníz okolí obřích černých veleděr v aktivních jádrech galaxií (AGN)vzniká v důsledku téhož akrečního procesu jako v případě SMBHv jádře naší Galaxie.

S. Fujimoto aj. propočítali díky moderním metodám numerickérelativity dvojrozměrné osově souměrné řešení průběhugravitačního zhroucení rotující hvězdy o hmotnosti 40 M.Zjistili, že v průběhu hroucení vznikají jak akreční diskv rovníkové rovině hroutící se hvězdy tak také polární výtryskyve směru magnetického dipólu o indukci až 1 MT. Akrece hmoty nadisk je proměnná a vpravdě mohutná, tj. více než 0,01 M zasekundu (!). Vnitřní část akrečního disku proto vysílá dokoncesilný proud neutrin o zářivém výkonu až 8.1044 W, což je aleméně než při výbuchu supernovy. Jak ukázali J. Miller aj. přistudiu mikrokvasaru J1655-40 (Sco, vzdálenost 3,2 kpc), jeakrece z disku na hvězdnou černou díru ovládána magnetickouviskozitou uvnitř disku, kterou si lze představit jakomagnetocentrifugální sílu. Podle měření družice Chandra běhemrentgenového výbuchu zdroje na počátku dubna 2005 má černá dírahmotnost 7,0 M. Její viditelný průvodce - podobr sp. třídy F3až F6 - dosahuje hmotnosti 2,3 M a obíhá kolem ní v periodě2,6 d. Z okolí černé díry se vyzařuje výkon 1030 W.

S. Gezari aj. pozorovali rentgenové vzplanutí v normálníeliptické galaxii se z = 0,37 (vzdálenost 1,2 Gpc) a jehonásledky po dobu dvou let jednak družicí GALEX v dalekém (FUV)i blízkém UV oboru spektra, ale též v optickém pásmu. Světelnékřivky ve všech oborech se výborně shodovaly s výpočtem proslapové roztrhání běžné hvězdy v gravitačním poli SMBHo hmotnosti 20 MM. Z výpočtů dále vyplývá, že slapové trháníhvězd ustává při hmotnostech SMBH >110 MM, protože pro takvelké SMBH jsou slapové síly vně Schwarzschildova poloměruparadoxně již příliš slabé. Schwarzschildův poloměr je totižpřímo úměrný hmotnosti SMBH, kdežto slapové síly klesají se 3.mocninou vzdálenosti od SMBH.

R. Dunn aj. zkoumali rozložení směrů rotačních os černýchveleděr v galaxiích, které patří do kupy galaxií v Perseu.S překvapením zjistili, že tyto úhly nejsou stejné vůči těžištikupy a konkrétně pro známou radiogalaxii NGC 1275 (3C 84) jerotační osa SMBH skloněna pod úhlem 120° k zornému paprskua opisuje precesní kužel o vrcholovém úhlu 50° v perioděúctyhodných 33 mil. roků. Práce je kuriózní tím, že v seznamuliteratury cituje renesančního umělce a vynálezce Leonarda daVinciho, který v r. 1510 popsal trajektorie stoupajícíchvzduchových bublin v kapalině. Je to jedna z nejstarších citacív odborné astrofyzikální literatuře vůbec.

A. Šackij se zabýval otázkou, jak velký podíl na hmotě vesmíru byměly prvotní černé díry, které mohly vznikat v prvníchokamžicích existence vesmíru. Ukázal, že do současnosti mohoupřežívat prvotní černé díry s hmotnostmi v rozmezí 0,03 – 0,1M a jejich souhrnná hmotnost uvnitř naší Galaxie by mohla býtdokonce srovnatelná s odhadem podílu hmotnosti skryté látkyv Galaxii. Hmotnost takto hmotných prvotních černých děr můžev průběhu existence vesmíru dokonce růst při jejich průletuběžnými hvězdami, ale pravděpodobnost takového průletu je poměrněnízká.

Pozoruhodnou studii o vlastnostech červích děr uveřejnili N.Kardašev aj. Zjistili, že pro vnějšího pozorovatele vypadá vstupdo červí díry jako obří magnetický monopól, který do sebevtahuje běžnou látku a přinutí ji zhroutit se na černou díru.Hmotnosti červích děr se tak mohou pohybovat ve velmi širokýchmezích od 2 kg do miliard M. V souvislosti s domněnkouo chaotické inflaci, která vyžaduje souběžnou existencinekonečného množství vesmírů, se autoři domnívají, že prvotníčerví díry se v těchto vesmírech zachovávají i po kosmologickéinflaci a slouží tak v principu jako vstupy do tunelů, jež tytovesmíry propojují.

6.9. Experimentální a teoretická fyzika

J. Berquist aj. experimentovali s osamělými atomy rtutiosvětlovanými ultrafialovým laserem a zjistili, že tak lze měřitkmitočty s přesností šestkrát vyšší než u současných cesiovýchhodin. Rtuťové atomové hodiny tak mohou dosáhnout chyby pouhé1 sekundy za 400 mil. roků a to je předurčuje k přesnějšídefinici trvání atomové sekundy. G. Gabrielse aj. zpřesnilipomocí měření magnetického momentu elektronu hodnotu konstantyjemné struktury α = 1/137,0359997, což je zlepšení o celý řádproti dosavadním laboratorním měřením. N. Kanekar aj. zjišťovali,zda se s časem nemění hodnota α tím, že měřili vlnové délky čarhydroxylu a neutrálního vodíku v emisi a absorpci pro různěvzdálené astronomické zdroje. Určili tak relativní horní mez7.10-6 pro případnou změnu α za posledních 6,5 mld. let.K ještě ostřejší horní mezi 5.10-7 za posledních 8 mld. rokůdospěli H. Chand aj. na základě měření polohy čar Fe II vespektru kvasaru HE 0515-44.

E. Reinhold aj. srovnali výsledky laboratorních měření poměruhmotností protonu a elektronu s přesnými měřeními vlnových délekpro molekulu vodíku spektrografem UVES VLT (ESO) ve vzdálenýchkvasarech QSO 0347-383 (z = 3,0) a 0405-443 (z = 2,6). Odtudodvodili, že tento poměr za posledních 11,5 mld. roků mohlklesnout o 0,002%, ale s ohledem na choulostivost takových měřeníse dá spíše konstatovat, že tento veledůležitý parametrv částicové fyzice se nijak nezměnil.

V r. 1977 navrhli R. Peccei a H. Quinnová existenci nové částicebez elektrického náboje, jež by obrazně řečeno měla bránitnarušení parity (objevené u slabé jaderné interakce) v silnýchjaderných interakcích. Pro tuto částici navrhl F. Wilczek jménoaxion (podle obchodního názvu pracího prášku, o němž reklamatvrdí, že dokáže vyčistit špinavé skvrny na prádle/teorii).Teorie praví, že axion by měl snadno vznikat ve vakuua interagovat s elektromagnetickým polem, a že jeho hmotnost byse měla pohybovat v rozmezí od 1 μeV/c2 do 10meV/c2.V r. 2006 uveřejnili E. Zavattini aj. výsledky laboratorníchměření, při nichž vysílali fotony infračerveného laseru na vlnovédélce 1,06 μm kolmo k magnetickému poli o indukci 5 T.Zjistili, že polarizační rovina laserového svazku sev magnetickém poli stáčela a odtud odvodili hmotnost axionu1 meV/c2. Tato měření však kvůli choulostivosti experimentunebyla vědeckou obcí přijata jako hmatatelný důkaz existenceaxionu, ačkoliv astrofyzikům by se taková částice báječně hodilapro vysvětlení podstaty skryté látky ve vesmíru...

V teoretické fyzice, týkající se kýžené unitární teorie, spoluv posledních desetiletích soupeří zejména dvě koncepce, a tostrunová teorie a kvantová teorie gravitace. Koncem roku 2005 sezačal prosazovat nový přístup, iniciovaný pracemi J. Erlicha aj.a L. Da Rolda a A. Pomarola. Tito autoři vycházejí ze zjištění,že navzdory velkém úsilí posledních třiceti let nijaknepokročila kvantová chromodynamika (QCD) při analytickémřešení, v němž by pole silné interakce s barevnými náboji bylopopisováno analogicky jako je tomu u elektromagnetické interakcea elektrických nábojů, takže každé řešení se muselo řešitnumericky na rychlých superpočítačích. Nový model vychází zestrunové teorie a předpokládá, že oscilace podél strun určujehmotnost a spin částic. Otevřené struny pak dokáží dobřepopisovat vlastnosti fotonů a gluonů, zatímco uzavřené strunyvypadají jako gravitony.

Kromě lineárních strun, jež lze popisovat v devíti prostorovýchrozměrech, existují pak ve vesmíru ještě dvojrozměrné membránya trojrozměrné brány. V bránové teorii se uzavřené strunygravitonů pohybují ve zmíněném devítirozměrném prostoru. Energiebran vyvolává zakřivení prostoročasu. Barevný náboj gluonů závisína energii vyměňované mezi dvěma kvarky tak, že při velkéenergii je vazba mezi kvarky slabá, kdežto při malé energii jevelmi silná - tím lze vysvětlit známé uvěznění kvarkův hadronech. Fyzikální vakuum je pak vyplněno párykvark-antikvark.

Nový přístup dává slibné naděje na výpočet vlastností částicz prvních principů. Jak uvádějí J. Erlich aj, podařilo se jimtak s přesností na 10% spočítat hmotnosti, poločasy rozpadua vazebné energie nejlehčích mezonů (pionů). Také L. Da Rold a A.Pomarola obdrželi přibližný souhlas pro 8 koeficientů svéhomodelu s experimentem, byť s přesností pouhých 30%.

Y. Aoki aj. se zabývali otázkou, zda fázový přechodv rozpínajícím se velmi raném vesmíru předvídaný QCD, při němž sevolné kvarky a gluony sloučí na hadrony, je náhlý (kvarkya gluony se "uvaří" na hadrony naráz), anebo plynulý. Jejichvýpočty hovoří ve prospěch plynulého přechodu při teplotě vyššínež 10 TK.

V konkurenční kvantové teorii gravitace přišli s novým konceptemA. Ashtekar aj., když ukázali, že smyčková teorie gravitace(LQG) se hodí i pro popis velkého třesku jako kvantové události.K tomu rozvinuli koncept kvantové kosmologie (LQC) k popisusingularity velkého třesku jako kvantového mostu mezi dvěmaklasickými vesmíry, z nichž jeden se smršťuje a druhý se rozpíná.Pak lze velký třesk popsat jako "velký odraz", v němž sesmršťující vesmír začíná znovu rozpínat a z tohoto konceptu lzepředpovědět jeho budoucí vlastnosti. V takovém případě je vývojvesmíru deterministický i v Planckově časové stupnici a lze takpochopit, jak se ve velkém třesku/odrazu "vynořil" čas.

7. Život ve vesmíru

R. Mclean aj. zkoumali kanystr s mikroby, který se nacházel napalubě raketoplánu Columbia kvůli zamýšlenému experimentuo chování mikrobů v beztížném stavu a dopadl neporušen na zem potragické havárii v únoru 2003. Tři kmeny mikrobů, vložené dokanystru kvůli experimentu, nepřežily katastrofický návrat, alepřesto se autorům podařilo v kanystru objevit živé bakterienového kmene Microbispora sp., které se do kanystru dostalyzřejmě před startem a všechno přežily, včetně teploty až 175°Cpři hypersonickém průletu (až 9 700 km/h) kanystru atmosférou.Podobně dopadli nematodi - mikroskopičtí červi, kteří cestovalina palubě Columbie v rámci jiného experimentu v šesti kanystrech,z nichž pět bylo po pádu na zem nalezeno a ve všech byli živíčervi, jak zjistila autorka experimentu C. Conleyová. Odtudvyplývá, že pokud se v pozemských horninách, vyvržených do kosmuúnikovou rychlostí, nacházejí mikroorganismy, mohou přežít cestunehostinným meziplanetárním prostorem a dopadnout živé na Marsnebo na některé měsíce Jupiteru či Saturnu. Obdobně mohou cestuna Zemi přežít mikroorganismy vyvržené z těchto těles, pokud tamnějaké jsou. Zevrubné zkoumání meteoritů ovšem nic takového zatímneprokázalo.

M. Turnbullové aj. se zdařilo získat pomocí světelného 1,8mteleskopu VATT kvalitní spektrum popelavého svitu Měsícev pásmu 0,7 – 2,4 μm, což je fakticky spektrum povrchua atmosféry Země. Podle očekávání našli ve spektru silné pásyvody od mračen a ledových krystalků v cirech a dále pásy molekulkyslíku, oxidu uhličitého a metanu. Podobně uspěli S. Hamdani aj.u dalekohledu NTT ESO, kteří pracovali v pásmu 0,32 – 1,02 μma našli tak navíc i pásy ozónu i závislost vzhledu spektra Zeměna okamžitém podílu odrazu slunečního světla od oceánů a pevnin.Zejména intenzita infračerveného "vegetačního" okraje spektraroste díky výskytu lesů na pevninách jako je Evropa a Afrikaa klesá na třetinu, když je Země natočena ke Slunci oceánem. Todává jasný návod, co by se mělo hledat ve spektrech exoplanet,abychom jim pak věnovali pozornost jako potenciálně životodárnýmplanetám; ovšem technické obtíže takových spektrálních měřeníjsou mimořádné. A. Buccino aj. uvádějí, že v okolí žhavých hvězds velkým podílem ultrafialového záření v pásmu 200 – 300 nm ježivot vyloučen kvůli brzdění fotosyntézy a destrukci DNA, lipidůi bílkovin.

Život se sice dokáže přizpůsobovat změnám vnějších podmínekv dosti širokých mezích různých parametrů, ale na druhé straněreaguje na tyto změny buď rozvojem nebo vymíráním, jak ukázali J.van Dam aj. na výskytu hlodavců v centrálním Španělsku zaposledních 24 mil. let. Proměřili totiž stáří 80 tis. zachovanýchzoubků hlodavců a zjistili, že na rozvoj a zánik jejich populacímělo hlavní vliv dlouhodobé kolísání klimatu. K vymíránídocházelo podle očekávání v době nástupu ledových dobv periodách, odpovídajících Milankovičovým cyklům 2,37 a 1,2 mil.let (kombinace kolísání výstřednosti dráhy Země v periodách 100a 400 tis. let, sklonu dráhy k ekliptice v periodě 41 tis. rokůa precese v periodě 21 tis. let). Typická astronomická periodakolísání klimatu na Zemi pak činí 2,5 mil. roků a přesně tutohodnotu v nástupu nových druhů hlodavců našli autoři studiemjejich zoubků.

Mezitím C. Scharf dospěl k názoru, že pro rozvoj života semohou docela dobře hodit velké přirozené družice (měsíce) obříchexoplanet. Jsou-li totiž dost daleko od mateřské hvězdy, nejsouohroženy jejím zářením nebo vrtochy a potřebné teplo mohou získatze slapového působení obří exoplanety, jak to názorně vidíme prodružici Io u Jupiteru. Rozsah stabilních drah pro družice dosudobjevených 74 exoplanet, vzdálených minimálně 0,6 AU od mateřskéhvězdy, není sice velký, protože dosahuje nanejvýš 3 mil. km odpříslušné exoplanety. Přesto se zdá, že až čtvrtina taktovzdálených exoplanet může mít měsíce o hmotnosti až 10% hmotnostiZemě v obydlitelné (sublimační) teplotní zóně (170 – 273 K).Ostatně i na Zemi existují oblasti, kde je vliv Slunce zcelapřekryt geotermální energií v tzv. černých kuřácích na dnechoceánů. R. Haymonová aj. studovali koncem roku 2005 hydrotermálnívývěry u Galapág, ale i ve středním Atlantiku na 5° severníšířky. Ve vývěrech naměřili teploty až 260° C a při podvodníexplozi dokonce 400° C, přičemž spálili kameru, kterou sledovalibohatý život v chladnějším okolí kuřáků. Podle N. Reida aj.dosahuje současný rozsah teplot, při nichž různé mikroorganismyzůstávají na živu, rozmezí -2 – +121°C.

P. Horowitz sehnal 50 tis. dolarů na konstrukci 1,8m zrcadla prosledování případných laserových signálů mimozemšťanů. Detektors 1024 pixely v ohnisku dalekohledu bude schopen odhalit zábleskyo trvání kratším než 1 ns a pasážníkový dalekohled se zornýmpolem 0,2° x 1,6° má prohlédnout celou oblohu dostupnouz Princetonu během 200 nocí. P. Backus chce pro nasloucháníumělým rádiovým signálům z vesmíru využít prvních 42 dokončenýcheliptických parabol s rozměrem 7m x 6m budoucí anténní soustavyATA na radioastronomické observatoři Hat Creek v Kalifornii. ATAby měla mít po dokončení celkem 350 parabol, jenže slibný projektnarazil koncem roku 2006 na vážné finanční problémy, kdyžz úhrnné ceny asi 43 mil. dolarů je k dispozici jenom polovinačástky a žádní další mecenáši nebo štědré grantové agentury senehlásí.

M. Cirkovic a R. Bradbury dospěli k názoru, že inteligentní životv Galaxii je omezen na obydlitelnou zónu, která se nacházív hlavní rovině Galaxie vně její centrální oblasti, tj. přibližněv té vzdálenosti, v níž se nachází sluneční soustava. Nemůžeme seproto divit, že projekty SETI zahájené bezmála před půl stoletímzatím nepřinášejí žádný výsledek, protože tato zóna je prostorovětak malá, že pravděpodobnost současné existence technickypokročilých civilizací je mnohem nižší, než se dosud soudilo. I.Morison v rozsáhlém přehledovém článku dokonce dospívá k závěru,že v Galaxii jsme v současnosti jediná technická civilizace.

Nejnovější pokroky kosmologie vedou C. Bennetta (šéfa projektudružice WMAP) k poměrně pesimistickému názoru na trvání životave vesmíru. V raném vesmíru není evidentně život možný kvůlinásledkům kosmologické inflace, takže ke vzniku hvězd a tvorbězásob chemických prvků potřebných pro život dochází až v průběhuprvní miliardy let po velkém třesku. Pak to ještě trvá několikmiliard let, než vzniknou hvězdy slunečního typu obklopenéterestrickými planetami, aby se na nich život mohl vyvinout dopokročilých forem. Mezitím však nastupuje efekt skryté energie,tj. zrychlujícího se tempa rozpínání vesmíru, které povedek "velkému chladu", kdy opět život ve vesmíru bude nemožný.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická astronomie

Binokulární teleskop LBT na Mt. Grahamu v Arizoně získal prvnísvětlo prvního 8,4m zrcadla v říjnu 2005, když pořídil snímekspirální galaxie NGC 891 (And). Druhé zrcadlo LBT bylo v téžemontáži instalováno koncem roku 2006. Spřažená dvojice tak máekvivalentní průměr 11,8 m a jako interferometr základnu dlouhou22,8 m. Náklady na LBT dosáhly 120 mil. dolarů.

S. Bradley Cenko aj. dokončili robotizaci známého 1,5m zrcadlana Mt. Palomaru s dosahem 23 mag v oboru R, které je nyníschopno samočinně přerušit rutinní pozorování a do 3 min zahájitsledování mimořádného úkazu kdekoliv na obloze. C. Guidorzi aj.získali první vědecké údaje s robotickým 2m Liverpoolskýmteleskopem ART na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech.Teleskop dokázal za necelé 3 min po avízu z družice Swiftsledovat ve více barvách světelnou křivku GRB 050502A. Naobservatoři La Palma pracuje také 2,5m nordický teleskop NOT,provozovaný ve spolupráci skandinávských zemí a Islandu. Novákamera LuckyCam dává fantastické rozlišení 0,08″ tím, žeexponuje krátké snímky a z nich v počítači vybírá ty nejlepší,které pak složí na sebe.

Obří dalekohledy na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech bylykrátce vyřazeny z provozu při dvou zemětřeseních, kterépostihly ostrov Havaj 15. října 2006 v odstupu 7 min. První otřeso síle R = 6,7 se odehrál v hloubce 38 km a druhý o síle 6,0v hloubce 20 km. Největší dalekohled Keck I se posunul o 25 mm,ale také japonský Subaru a kanadsko-francouzský CFHT bylyvychýleny z ustavené polohy. Dalekohled CFHT o průměru zrcadla3,6 m byl nově vybaven velkoplošnou infračervenou digitálníkamerou WIRcam pro pásmo 2,5 μm, která má ovšem o řád menšíplochu zorného pole než proslulá optická kamera MegaCAM (320Mpix) téhož dalekohledu se zorným polem 1 čtv.stupeň. Podle P.Wizinowiche aj. byla u Keckova dalekohledu uvedena do rutinníhoprovozu laserová adaptivní optika, která nyní umožňujevynikající optické rozlišení pro libovolný objekt na obloze do19 mg. Počátkem února 2006 získali první světlo s laserovouadaptivní optikou také u 8,2m dalekohledu VLT Jepún (UT4)a koncem téhož roku také u dalekohledu Antu (UT1) na CerroParanal (ESO) v Chile.

Koncem června 2006 získala první světlo první jednotkapřehlídkové soustavy dalekohledů PanSTARRS, budovanémezinárodním konzorciem institucí z USA, Velké Británie, Německaa Tajvanu ve výšce 3 tis. m n.m. pod vrcholem sopky Mt. Haleakalana ostrově Maui na Havajských ostrovech. Přehlídkový dalekohledmá průměr zrcadla 1,8 m a v jeho ohnisku se nachází obří kameraCCD s kapacitou 1,4 Gpix (!). Postupně mají být v závislosti napřísunu financí vybudovány ještě další tři jednotky. Soustavaumožní opakované přehlídky oblohy do 24 mag několikrát měsíčněa měla by mj. posloužit k objevu většiny planetek - křížičůs průměrem nad 1 km a alespoň části populace křížičů s průměremnad 300 m. Hodí se však i pro sledování optických protějšků GRBa objevy supernov v cizích galaxiích.

Jeden z nejperspektivnějších projektů pozemní optické astronomie- obří přehlídkový teleskop LSST s průměrem zrcadla 8,4m a digitální kamerou 3 Gpix má navázat na úspěch přehlídky SDSS.Ve srovnání s ním má mít však nesrovnatelně větší dosah i výkon:za jedinou noc pozorování totiž získá na 20–30 TB údajů, což jevíce než rozsah celé přehlídky SDSS za pět let. Během neceléhotýdne získá LSST více dat, než získali optičtí astronomové odčasů Galilea po palomarský fotografický atlas včetně! Objem datz LSST se dokonce vyrovná objemu dat z budoucího urychlovače LHCv CERN v Ženevě. Podle šéfa projektu A. Tysona bude LSST pracovatv širokém spektrálním pásmu od UV do blízké infračervené oblastia celou dostupnou oblohu pročeše za pouhé tři dny, načež se budepřehlídka rutinně opakovat s cílem objevit všechny změny, k nímžv mezidobí na obloze dojde.

K tomu cíli bude ovšem potřebí vyvinout velmi složité a rychléalgoritmy ve spolupráci se známou firmou Google. O umístěnípřístroje se rozhodovalo mezi Mexikem (San Pedro Martír)a několika stanicemi v Chile. V r. 2006 padlo definitivnírozhodnutí, že tento jedinečný nástroj budoucí optické astronomiebude postaven do r. 2012 na Cerro Pachón v Chile za 270 mil.dolarů včetně provozních nákladů na 10 let provozu. A. Tokovinina T. Travouillon studovali vertikální profil turbulence atmosférynad vrcholem Cerro Pachón (2738 m n.m.), kde už nyní funguje 8mteleskop Gemini South. Medián neklidu obrazu (seeing) zde činí0,77″ a škálová výška sloupce atmosféry dosahuje za dobréhopočasí 30 m, ale při horším počasí až 100 m. Zóna 6 – 500 m nadvrcholem přispívá 60% k celkovému neklidu obrazu.

G. Monnet a R. Gilmozzi oznámili změnu v koncepci evropskéhoobřího teleskopu E-ELT. Původní návrh 100m teleskopu OWL z r.1998 tak doznal po obsáhlé diskusi zásadní změny, když segmentovézrcadlo bude mít průměr jen 42 m. Výhodou nové koncepce je nižšízávislost ceny teleskopu na průměru hlavního zrcadla.U klasických teleskopů rostla totiž cena s 2,6. mocninou průměru,kdežto nová koncepce snižuje tuto mocninu na 1,4. Zatím neníjasné, kde bude E-ELT postaven. M. Sarazin aj. rozběhli projektvýběru vhodného místa na základě obsáhlých meteorologických údajůz potenciálně vhodných stanovišť za posledních 45 roků.

P. Corasaniti aj. testují na observatoři Cerro Tololo v Chileobří rtuťové zrcadlo ALPACA o průměru 8 m, které má zorné poleo průměru 3° a může pracovat v UV, optickém i blízkéminfračerveném pásmu při driftových přehlídkách oblohy (zrcadlomíří do zenitu a zorným polem obloha driftuje). Mezní hvězdnávelikost přístroje dosahuje až 25 mag a hodí se tak pro výzkumvelmi hlubokého vesmíru při nízkých nákladech na financovánícelého zařízení. E. Borra, jenž se celý život věnuje vývojitekutých astronomických zrcadel (rotujících mís s kapalnourtutí), nyní přichází s novým nápadem využít místo rtutiferoelektrických kapalin, pokrytých reflexní vrstvounanočástic. Povrch kapaliny by pak byl tvarován vespod umístěnýmikoncentrickými indukčními cívkami. Borra se domnívá, že tak bybylo možné sestrojit světelná (f/2) zrcadla o průměru 15 – 44 mpodstatně levněji než plánovaná segmentovaná skleněná zrcadlaobřích teleskopů.

V r. 2006 uplynulo půlstoletí od vynálezu Dobsonovy montáže proamatérské zrcadlové teleskopy. Vynálezce John L. Dobson (*1915)si tehdy v Kalifornii postavil první prototyp ze snadnodostupných a levných materiálů při průměru zrcadla 0,3 m. Jelikožsi tento nápad úmyslně nenechal patentovat, staly se "dobsony"neobyčejně oblíbené mezi pokročilejšími astronomy amatéry pro svénesporné přednosti při ustavení a skladnost např. při převozechv autě i díky dříve nemyslitelné láci, zejména pro větší zrcadla

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Legendární Hubbleův kosmický teleskop (HST) překročil v dubnu2006 17. rok své kosmické existence. Podle R. Fosbury aj.HST zasáhl rozhodujícím způsobem do rozvoje astronomie napřelomu XX. a XXI. stol. Ročně se totiž publikuje na 600 prací,založených na pozorování HST, což je více než u rentgenovéhoteleskopu Chandra (500 prací) a nejvýkonnějšího pozemníhoteleskopu VLT ESO (350 prací). Na tomto úspěchu se výrazněpodílely dosavadní servisní mise, které jsou sice drahé, aleastronauti přitom sehráli naprosto nezastupitelnou úlohu vysocekvalifikovaných opravářů. Po každém servisu se tak HST dostalvelmi rychle do prvotřídní kondice. Celková účinnost HST se pocelou dobu pohybuje kolem 50% času na oběžné dráze, což je velmipříznivé číslo. Nejvíce využívané přístroje jsou po řadě ACS, WFCIR, WFC UVIS, WFC2 a NICMOS. Další předností je volný přístupk datům HST po ochranné lhůtě obvykle 1 rok. Astronomové z celéhosvěta mohou využívat data ze tří identických archivů v Baltimore,Garchingu a Victorii, B.C. v Kanadě.

HST však začal v r. 2005 jevit neklamné známky opotřebování.Odborníci NASA proto preventivně již v srpnu 2005 vypnuli třetígyroskop, protože se tím potenciálně prodlouží životnostgyroskopické navigace asi o 9 měsíců. Koncem r. 2005 zhasl jedenze tří čipů v kameře WFPC2 a v červnu 2006 měla citlivá kameraACS elektronický výpadek, který se naštěstí podařilo po dvoutýdnech odstranit. HST od té doby funguje jen jako zobrazovacídalekohled; spektrografy NICMOS a STIS jsou mimo provoz. Mezitímse začala plánovat pátá a poslední servisní výprava raketoplánuk HST, a to na rok 2008. Při ní se měly vyměnit akumulátorya všech 6 gyroskopů a instalovat nová kamera se spektrografemCOS. Naopak bylo odvolán plán na připojení modulu pro řízenýzánik HST po skončení jeho činnosti kolem r. 2013. ČasopisNature odhadl celkové náklady na konstrukci, vypuštění i provozHST na 12 miliard dolarů.

Nyní je největším finančním bumbrlíčkem projekt JWST, protožepůvodně odhadované náklady ve výši 1 mld. dolarů se ukázaly jakoiluzorní a budou překročeny nejméně pětinásobně. Podle J.Gardnera aj. bude beryliové zrcadlo JWST o průměru 6,6 m chlazenona 50 K a bude se skládat z 18 segmentů, jež se rozevřoua automaticky zjustují až na oběžné dráze. Na palubě JWST budouinstalovány celkem čtyři přístroje, tj. kamera a multiobjektovýspektrograf a dva zobrazovače s laditelnými filtry pro pásmo 0,6– 29 μm. Doplněním původního projektu se stal návrh W. Cashe nainstalaci samostatného stínítka o průměru ≈ 40 m tvarovanéhojako okvětní lístky, jenž by se vznášel v kosmu ve vzdálenosti20 tis. km od JWST s přesností umístění v prostoru na několikcentimetrů! Zástin by umožnil zobrazit exoplanety u zhruba tisícehvězd do vzdálenosti 10 pc od Slunce a jenom jeho cena a provozse odhaduje na 1 mld. dolarů. Touto finanční černou dírou trpíostatní důležité projekty. Především se opozdilo nasazenílétající observatoře SOFIA až do r. 2010 a ohrožen začal býti projekt Dawn (let k planetkám hlavního pásu).

8.3. Radiová astronomie

V chilské poušti Atacama pokračuje úspěšně stavba obří anténnísoustavy pro mm a submm pásmo ALMA (ESO ve spolupráci s USA,Japonskem, Kanadou, Chile a Tajvanem), jejíž cena se odhaduje na650 mil. dolarů. Hmotnost každé 12m antény dosahuje 110 t. Jejichpřemisťování podle potřeb konfigurace soustavy budou obstarávatdva transportéry o hmotnosti 150 t, vybavené motory o příkonu500 kW, jež zdolají až 7% stoupání z výšky 3 tis. m do pracovnívýšky 5 tis. m po cestě dlouhé 28 km. Zkušební měření v dalekéinfračervené a mikrovlnné oblasti spektra (pásmo 0,2 – 1,3 mm) nastanici Llano de Chajnantor ve výšce 5,1 tis m n.m. pomocí 12mparaboly APEX proběhla úspěšně. Tvar paraboly s přesností na 18μm byl adjustován holograficky. ALMA s minimálně 50 parabolamimá být dokončena v r. 2012.

Mexico postavilo na Sierra Negra (4 850 m n.m.) za 110 mil.dolarů ve státě Puebla milimetrový radioteleskop LMT s průměremparaboly 50 m. Kalifornští radioastronomové pro změnu stěhovali9 exemplářů 6m parabol BIMA a 6 antén OVRO o průměru 10,4m do výšky 2 400 m n.m. poblíž hranic s Nevadou. To usnadnírádiová pozorování vzdálených galaxií. Holanďané pod vedením H.Falckeho začali budovat softwarový radioteleskop LOFAR propásmo 30 – 240 MHz, jehož centrum bude v Groningenu. Soustavalaciných nepohyblivých všesměrových antén bude pracovat naprincipu aperturní syntézy a a směr pozorování bude ovládánelektronicky fázovým zpožďováním signálů z různých antén. Projektpočítá s postupným vybudováním 76 stanic, řízených superpočítačemIBM Blue Gene/L s výkonem 34 Tflops. Stanice budou pokrývatplochu o průměru alespoň 1 tis. km, takže některé antény budouumístěny v Německu, Velké Británii, Francii a Švédsku. Postupnézvyšování výkonů superpočítačů dovolí postupně rozšiřovatzákladní sestavu po celé Evropě.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Japonská kosmická agentura JAXA vypustila v únoru 2006 nasluneční synchronní dráhu ve výšce 700 km přehlídkovouinfračervenou družici AKARI, vyrobenou ve spoluprácis korejskými a evropskými odborníky za 110 mil. dolarů. AKARI mázopakovat přehlídku oblohy, vykonanou v r. 1983 průkopnickoudružicí IRAS, proti níž má řadu předností: vyšší citlivosta rozlišovací schopnost díky většímu hlavnímu zrcadlu o průměrutéměř 0,7 m, kvalitnějším čidlům a větší zásoba kapalného hélia,které vystačí na 1,5 roku provozu při teplotě čidel 6 K, jakoži širší spektrální pokrytí v pásmu 1,7 – 180 μm. Do konce r.2006 družice stihla přehlídku v pásmech 60, 90 a 140 μm.

V polovině června 2006 odstartovala z Bajkonuru umělá družicePAMELA pro výzkum částic antihmoty v kosmickém záření. Společnýprojekt Ruska a Itálie s přispěním německé a švédské kosmickéagentury má za cíl zkoumat po dobu tří let částice primárníhokosmického záření slunečního, galaktického i extragalaktickéhopůvodu pomocí obřího magnetu, který odchyluje elektricky nabitéčástice a antičástice kosmického záření, jež pak zachytí soustavadetektorů půltunové družice Koncem září vypustila agentura JAXAsluneční družici Solar B (Hinode) na dráhu ve výšce 600 km.Družice snímkuje Slunce pomocí 0,5m zrcadla v optickém oborusouběžně získává sluneční spektrum v extrémním UV a rentgenovémoboru. Snímky Slunce mají mít lineární rozlišení 150 km. Na jejímvybavení se podílela také NASA a ESA.

Úspěšné astronomické družice INTEGRAL (záření gama) a Newton(rentgenové záření) mají z rozhodnutí vedení ESA prodlouženouživotnost až do r. 2010. Na provozu družice INTEGRAL se podílejítaké čeští astronomové pod vedením doc. R. Hudce. Jak uvedli A.Read aj, družice Newton je tak citlivá, že i během přejížděníz jednoho kosmického cíle na jiný má pořád až o řád vyššícitlivost než kterákoliv rentgenová družice. Proto se nyníi těchto "přejížděcích" údajů využívá pro postupné mapovánírentgenové oblohy v pásmu energií 2 – 10 keV a 0,2 – 2 keV. Dosudtak byly získány údaje o 4 tis. zdrojů na 15% plochy oblohy,z nichž se více než polovinu podařilo identifikovat se známýmiobjekty (AGN, rádiové galaxie, kupy galaxií, proměnné hvězdy,pozůstatky po supernovách, rentgenové proměnné a bílí trpaslíci).Řada z těchto zdrojů vykazuje velkou proměnnost rentgenového tokua autoři se domnívají, že jde většinou o projev slapového trháníhvězd v okolí černých veleděr. Podobně byla prodloužena miseproslulé družice Swift, která se zasloužila o podstatnézlepšení našich znalostí o zábleskových zdrojích záření gama(GRB) a věnuje se dále vyhledávání černých veleděr v jádrechgalaxií do vzdálenosti 120 Mpc a objevování supernov.

Mezinárodní družice FUSE (USA, Kanada, Francie) sledujícídalekou ultrafialovou oblast spektra (90 – 120 nm) byla vyřazenaz provozu v prosinci 2004, kdy se zastavilo poslední ze čtyřreakčních kol nutných pro navigaci družice na astronomickéobjekty. Odborníci z Univerzity Johnse Hopkinse však vyvinulinovou metodu řízení družice, opírající se interakci umělegenerovaných elektromagnetických polí na palubě družices magnetickým polem Země, a tak zázračně vzkřísili družici,která začala opět naplno fungovat od ledna 2006.

Téměř 2t sluneční družice SOHO (ESA a NASA), usazenáv Lagrangeově bodě L2 soustavy Slunce-Země, oslavila počátkemprosince 2005 prvních 10 let neuvěřitelně úspěšné činnosti, kdyžvynalézavostí techniků se dokázala vzpamatovat ze dvou velkýchtechnických problémů v letech 1998 a 2003 a funguje nyní i beznavigačních gyroskopů. Na jejím vývoji a provozu se podílí 1 500odborníků ze 20 států a její provoz je plánován minimálně dokonce r. 2009. Kromě monitorování Slunce v mnoha spektrálníchoborech se stala nejúspěšnější lovkyní komet v dějináchastronomie, když jich během prvních deseti let objevilav blízkosti Slunce již 1 070. Družice za tu dobu přenesla dořídícího centra 114 TB dat, veřejně přístupných na internetua posloužila tak mimo jiné pro obhájení 140 disertací PhD.

V prosinci 2005 ukončila provoz po šestiletém provozu družiceIMAGE (NASA), první družice zkoumající komplexně zemskoumagnetosféru. Počátkem září byla ke srážce s Měsícem navedenakosmická sonda SMART-1, jež využila k příletu na Měsíciontového motoru, takže cesta ze Země na Měsíc jí zabrala 14měsíců, ale byla neuvěřitelně levná - iontový motor spotřebovalna dráze dlouhé 84 mil. km pouhých 70 kg paliva! Sonda měla přidopadu ma Měsíc rychlost 2 km/s a záblesk při dopadu zaznamenalkanadský teleskop CFHT.

Počátkem listopadu 2006 skončil vědecký provoz mimořádně úspěšnékosmické sondy Mars Global Surveyor, která byla umělou oběžnicíMarsu po dobu bezmála desetiletí (4x déle než plánovanáživotnost), která přenesla na Zemi celkem 240 tis. vynikajícíchsnímků Marsova povrchu, vesměs dostupných na internetu. Jejíčinnost ukončilo selhání palubních akumulátorů po sériisoftwarových chyb a povelů v posledních měsících provozu.Japonská kosmická sonda Hayabusa se potýkala při obíháníplanetky Itokawa s tak vážnými technickými problémy, že jejínávrat byl odsunut až na únor 2007.

Kosmická sonda Stardust (NASA), připravená americkými vědci vespolupráci s Němci a Brity, se úspěšně vrátila se vzorky z okolíkomety Wild 2, odebranými při svém průletu kolem jádra kometyv lednu r. 2004. Obtížný přistávací manévr, kdy vstupovala dozemské atmosféry rychlostí 12,8 km/s v koridoru o vrcholovém úhlu48 obl. minut, zvládla v noci místního času 15. ledna 2006bezvadně, takže půlmetrákové pouzdro s mimořádně cenným náklademměkce přistálo pomocí padáku podle plánu ve vojenském prostoruv Utahu a bylo pak dopraveno do laboratoře helikoptérou. Prvníprohlídka ukázala, že se podařilo přivézt asi 1 mg kometárníhomateriálu, který se zachytil ve speciálním aerogelu. Naprohlížení vzorků, které byly rozděleny do 1,6 mil. políček, semohou podílet i amatéři v rámci projektu sdíleného počítání( stardustathome.ssl.berkeley.edu). O den později odstartovalakosmická sonda New Horizons o hmotnosti 465 kg a s cenovouvisačkou 650 mil. dolarů, která směřuje k Plutu, kam má doletětv červenci r. 2015, když byla v únoru 2007 urychlena gravitačnímprakem Jupiteru.

V březnu 2006 doletěla k Marsu kosmická sonda MarsReconnaissance Orbiter (MRO), pořízená NASA za 720 mil. dolarů.Metodou aerobrzdění se do listopadu téhož roku usadila na mírněeliptické sluneční synchronní oběžné dráze ve výškách 250 – 316km. Jejím hlavním úkolem je přesně mapovat místa budoucíchpřistání kosmických sond a vozítek na Marsu a získat přesnémeteorologické i topografické a geologické údaje o tétopozoruhodné planetě. Později pak bude sloužit jako retranslačnístanice pro přenos signálů z jiných sond na Marsu.

V téže době doletěla k Venuši evropská sonda Venus Expressv ceně 220 mil. euro a usadila se u Venuše na eliptické oběžnédráze s pericentrem 400 km a apocentrem 350 tis. km v oběžné době24 h. Začala mapovat atmosféru Venuše a měla by získávat údajeo atmosférickém proudění po dobu alespoň 16 měsíců. Kometárnísonda ROSETTA proletěla v prosinci 2005 afelem své dráhy zaMarsem, aby se v září 2006 protáhla v přísluní kolem Země a opětzamířila k Marsu. V březnu 2006 snímkovala planetku (2867)Steins, s níž se znovu setká v r. 2008. ROSETTA také křižovalachvost komety 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková v červenci 2006.

Fungující veteráni Voyager 1 a 2 se koncem roku 2005 nacházelive vzdálenosti 98 AU, resp. 78 AU od Slunce v ekliptikálníchšířkách +34°. resp. -26°. Voyager 1 pak v půlce srpna 2006úspěšně překonal magickou hranici 100 AU od Slunce a jeho signályjsou dosud dobře slyšitelné.

G. Hornecková aj. poskytli údaje o probíhajícím projektu HUMEX,v němž se posuzují zdravotní aspekty při letu astronautů naMěsíc a popřípadě i na Mars. Minimálním požadavkem pro takovévýpravy je, aby riziko smrti člena posádky během kosmického letunepřesáhlo 0,03 úmrtí za rok pobytu, což ovšem není nijakradostná vyhlídka. To mimochodem vyžaduje konstrukci radiačníchúkrytů na Měsíci i na Marsu a nejspíš také v kabinách korábů,letících k Marsu. Dalším problémem je demineralizace kostív beztíží při letu na Mars a zpět, které astronauty nepřijatelněohrožuje, takže bez umělé gravitace se asi na palubě neobejdou."Krátká" mise na Mars by trvala 500 dnů, a z toho na povrchuMarsu by astronauti strávili měsíc. Mnohem rizikovější "dlouhá"mise by trvala 1 tis. dnů, a z toho 525 dnů by byli astronauti naMarsu - to představuje značné psychologické riziko z pocituodloučenosti od civilizace. Prostředky, které chce americká vládavynaložit na pilotované lety na Měsíc a na Mars, by proto bylopodle názoru řady odborníků vhodnější přesunout na projektobrany Země před kosmickými projektily o rozměrech 140 – 1 000metrů.

8.5. Astrofyzika vysokých energií

V Utahu je v provozu rozsáhlá aparatura HiRes pro výzkumkosmického záření o extrémních energiích, která navazuje naúspěšný projekt Fly's Eye (Muší oko), v němž byla v r. 1991zaznamenána částice kosmického záření se stále nepřekonanouenergií 320 EeV. HiRes sleduje fluorescenční zářeníatmosférických spršek, které vznikají při drobení původní vysoceenergetické částice primárního kosmického záření, pomocí soustavsvětelných teleskopů vybavených fotonásobiči s odezvou 100 nsjako detektorů spršek. Celkem 64 pevně zamířených teleskopůpokrývá oblohu ve všech azimutech ve výškách 3 – 31° nad obzorema registruje tak za příznivých nocí spršky primárních částics energiemi vyššími než 0,5 EeV až do vzdálenosti 40 km odteleskopů.

Aparatura umožnila získat průběh energetického spektra kosmickéhozáření v pásmu 0,5 – 10 EeV, kdy tok záření plynule klesá s 3,2.mocninou energie, takže pro nejvyšší energie nad 3 EeV dává ažo řád nižší hodnoty toku než japonská aparatura AGASA, která měřítyto rekordní energie pomocí pozemních scintilačních detektorů.Pozemní aparatury však mají větší problémy s kalibrací hodnotenergie primárního kosmického záření. HiRes nezjistila žádnéodchylky od izotropního rozložení směrů příletu částic po oblozeani změny v chemickém složení primárního kosmického záření;v celém rozsahu zkoumaných energií jde pravděpodobně o silněurychlené protony.

V Namibii na stanic Gambsberg v nadmořské výšce 1 800 m fungujevelmi úspěšně aparatura HESS (High-Energy Stereoscopic System)pro detekci záření gama s energiemi 0,2 – 40 TeV, využívajícízáblesků Čerenkovova záření, které doprovází průlet těchto vysoceenergetických fotonů zemskou atmosférou. Aparatura se skládá zečtyř teleskopů, rozmístěných ve čtverci o straně 120 m. Souhrnnáplocha 382 zrcadel každého teleskopu činí 107 m2 (ekvivalentníprůměr by byl 11 m) a v jeho 15m ohnisku se nachází 960fotonásobičů s odezvou 5 ns, které zachycují světlo ze zornéhopole o průměru 5°. Pointace teleskopů je přesná na 8″. AparaturaHESS byla vybudována a je nyní provozována v široké mezinárodníspolupráci, na níž se podílejí také čeští odborníci pod vedenímprof. L. Roba (viz Kosmos 39/2008, č. 4, str. 13).

S. Le Bohec a J. Holder navrhují oživit velmi mocnou metoduintenzitní interferometrie, kterou v letech 1956 - 1974vyvíjeli R. Hanbury Brown a R. Twiss v Austrálii. Proměřili takúhlové průměry 32 hvězd jižní oblohy jasnějších než +2,5 maga větších než 0,000 4″. Nyní jsou totiž k dispozici mnohem většíČerenkovovy teleskopy pro záření gama (HESS, MAGIC, VERITAS,CANGAROO), které nemohou měřit v době kolem měsíčního úplňku.Právě tento čas by se totiž dal využít pro jejich adaptaci naintenzitní interferometry, protože mají daleko větší sběrnouplochu, než kterou měli původní průkopníci k dispozici.

8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

J. Pecker a J. Narlikar zpřesnili na základě komplexního rozborupozorovacích dat ze všech odvětví moderní astronomie odhad A.Eddingtona z r. 1926 o tom, jaká je hustota záření vesmíruv kosmickém prostoru za hranicí zemské atmosféry, když odečtemelokální vliv Slunce. Eddington se domníval, že k této hustotěpřispívá souhrnné záření asi 2,5 mld. hvězd naší Galaxie a dáleasi 20 tis. tehdy známých galaxií. Zjistil, že toto záření byohřálo Zemi na teplotu 3,0 K, což je číslo nápadně podobnéteplotě reliktního záření 2,7 K, objeveného v r. 1965... Podlenového výpočtu zmíněných autorů však vychází přece jen o něco"přijatelnější" teplota souhrnného záření vzdáleného vesmíru4,2 K.

M. Skrutskie aj. referovali o mimořádně úspěšné přehlídce2MASS, která proběhla za pomocí dvou identických 1,3m teleskopůna Mt. Hopkinsu v Arizoně a na Cerro Tololo v Chile mezi červnem1997 a únorem 2001 v blízkém infračerveném oboru spektrav pásmech J, H a K (1,25; 165 a 2,16 μm) s mezními hvězdnýmivelikostmi po řadě 15,8; 15,1 a 14,3 mag. V přehlídce bylopořízeno přes 4 mil. snímků celé oblohy, na nichž je zachycenocelkem 471 mil. bodových a 1,6 mil. plošných zdrojů, pro něžpřehlídka dala jejich polohy s přesností na 0,1″ a jasnostis chybou ±0,03 mag; tj. celkem přes 25 TB dat!

K. Adelmanová-Carthyová aj. uveřejnili IV. vydání přehlídkySDSS s uzávěrkou v červnu 2004, v nichž jsou pětibarevné údajeo jasnostech 180 mil. objektů na 6 670 čtv. stupních oblohya spektra 673 tis. hvězd, galaxií a kvasarů na 4 783 čtv.stupních oblohy. I tento projekt spěje ke svému vytčenému cília jeho předností je také přímý přístup ke všem datůmprostřednictvím internetu. J. Gunn aj. shrnuli technicképarametry teleskopu SDSS, který je instalován na observatořiApache Point v Novém Mexiku. Primární zrcadlo má průměr 2,5 m,sekundární 1,1 m a ohnisko Ritchey-Chrétien dosahuje světelnostif/5 se dvěma korektory pro rozšíření zorného pole. Kromě 120 Mpixdigitální kamery využívá k měření dvou vláknových spektrografůa tak pokrývá široké pásmo vlnových délek 300 – 1 060 nm.

Podle H. Jonese aj. dokončili australští astronomové v lednu2006 další rozsáhlou přehlídku 6dFGS pomocí pomocí 1,2mSchmidtovy komory v Siding Spring. Přehlídka obsahuje spektra150 tis. galaxií na jižním nebi a pro 120 tis. z nich červenéposuvy, což je důležité pro výzkum trojrozměrné velkorozměrovéstruktury vesmíru. Tatáž kamera se nyní využívá pro projektRAVE - simultánní měření radiálních rychlostí, spektrálníchtříd, metalicity a gravitačního zrychlení 150 hvězd v zorném polipřístroje na jediném spektrálním snímku. Polohy světlovodů dospektrografu se nastavují robotem, takže celá práce rychlepokračuje. Podle M. Steinmetze aj. se soustřeďují na hvězdy,která mají v oboru I jasnosti 9 – 12 mag a radiální rychlostiměří opakovaně s cílem odhalit spektroskopické dvojhvězdy.Přesnost měření činí ±3 km/s. Cílem projektu je získat homogenníúdaje o milionu hvězd!

B. Paczynski upozornil na velké možnosti rychle opakovanýchpřehlídek jasnějších hvězd malými teleskopy s velkým zorným polema digitální kamerou 4 Mpix a výkonným počítačem. Projekt ASAS,který byl Paczynskim inspirován, využívá na observatoři LasCampanas v Chile komory o průměru objektivu 70 mm (f/2,9) běhemčtvrthodinové expozice dosahovat 16 mag pro hvězdy jižněji od+28° deklinace; tj. během roku přes 70% celé oblohy. Za pět letprovozu se tak podařilo objevit 50 tis. proměnných hvězd, z toho11 tis. zákrytových dvojhvězd, mezi nimi asi 10 hvězds transitujícími exoplanetami.

Ve veřejně přístupné archivní databázi ASAS na univerzitěv Princetonu jsou tak údaje o 17 mil. hvězd, přičemž statistikaproměnných je víceméně úplná pro rozsah 8 – 12 mag v pásmu V.V poslední době však přidali ještě filtr I, který je proobjevování proměnných dokonce účinnější, takže archiv už máněkolik TB dat a ročně přidává asi 100 fotometrických měření prokaždou hvězdu. Podobné koordinované celosvětové přehlídky byumožnily najít zabijácké planetky o průměru do 20 m již několikdnů před impaktem a přirozeně se hodí také pro objevy nov,optických protějšků GRB a proměnných hvězd všech druhů.

D. Pollacco aj. zkonstruovali širokoúhlou kameru SuperWASP se4 Mpix, která dává ve spojení se světelným (f/1,8) teleobjektivemrozlišení 14″/pixel a zorné pole 482 čtv. stupňů. Na observatořina ostrově La Palma instalovali 8 kamer, které přehlédnou celouoblohu během 40 min a dosahují fotometrické přesnosti lepší než1% pro hvězdy do V = 11,5 mag. Soustava získá během průměrnénoci asi 100 GB dat a za první půlrok provozu proměřila 6,7 mil.objektů, pro než archivovala 13 GB údajů. Podobný systém se nyníuvádí do chodu také na jižní polokouli na SAOO v Sutherlanduv JAR.

Překotný rozvoj monumentálních přehlídek oblohy v nejrůznějšíchoborech astronomie má svou technickou příčinu v rozvoji plošnýchdigitálních detektorů s vysokou kvantovou účinností,v neuvěřitelném tempu zlepšování výpočetní techniky i softwarupro dobývání dat z rozsáhlých databází. Není proto divu, že S.Kulkarni a A.Rau navrhli, aby se dosavadní kosmická kartografiepostupně změnila v kosmickou kinematografii tak, jak tonaznačuje zejména vizionář B. Paczynski. Robotické přístroje bytedy měly pročesávat celou oblohu co nejčastěji a tím podstatnězlepšit naše znalosti o rychlých nebo velmi vzácných změnách vevesmíru. Zatím spíše jen náhodně a vzácně se dozvídáme o dějíchve vesmíru trvajících jen několik sekund nebo minut, takžepřekonáním tohoto nedostatku může pozorovací astronomie získatnečekané nové poznatky.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V roce 2006 zemřeli významní astronomové: James van Allen(*1914; radiační pásy - Crafoordova c., 1989); Raymond Davis(*1914; neutrina - Nobelova c., 2002); Wulff Heinz (*1930;vizuální dvojhvězdy); Miloslav Kopecký (*1928; slunečníčinnost) a George Wetherill (*1925; planetologie).

9.2. Ceny, vyznamenání a výročí

Prestižní světová uznání obdrželi: John Barrow (Templetonovac.); John Broughton, Paulo Holvorcem a Charles Juels (c. E.Wilsona); Len Culhane, Nigel Weiss a Simon White (zlaté m.RAS); Reinhardt Genzel (Darwinova předn.; RAS); KamilHornoch (Amatérská c. ASP); Robert Kirshner (Russellova předn.AAS); Frank Low (m. Bruceové ASP); Andrew Lyne a kol.(Descartesova c.; Evropská komise); John Mather a GeorgeSmoot (Nobelova c. za fyziku); Bernard Mills (c. G. Rebera,Austrálie); Igor Novikov (Eddingtonova m.; RAS) a GovindSwarup (Herschelova m.; RAS).

U nás byli vyznamenáni: Zdeněk Ceplecha (Praemium Bohemiae;Nadace B. J. Horáčka), Oldřich Hlad (Littera Astronomica; ČAS);David Motl a Petr Svoboda (c. J. Šilhána; sekce proměnnýchhvězd a exoplanet ČAS); Zdeněk Sekanina (Nušlova c.; ČAS)a Ladislav Šmelcer (Kvízova c.; ČAS). Jubilejní 100. narozeninyoslavil nejstarší člen ČAS v celé historii Společnosti Prof.Ing. Emil Škrabal, DrSc. h.c. (*18.7.1906). V r. 1906 začala téžastronomická pozorování na observatoři v Ondřejově, kterouvybudovali bratří Fričové ve spolupráci s prof. V. Šafaříkem a F.Nušlem. V témže roce 1906 se narodil v Brně jedenz nejvlivnějších českých astronomů XX. stol. František Link,jenž se zejména v prvních poválečných letech zásadně zasloužilo rozvoj ondřejovské observatoře a založení několika směrůastronomického výzkumu od vícestaničních fotografování bolidůpřes sledování sluneční činnosti až po výzkumy vysoké atmosférypomocí stratosférických balónů. Zabýval se však i souvislostmimezi klimatem a sluneční činností a poukázal na efekt gravitačníčočky v obecné teorii relativity ještě před A. Einsteinem. Doc.Link zemřel v exilu v Paříži v r. 1984.

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

A. Agabi aj. a S. Kenyonová a J. Storey studovali kvalitu nočníoblohy na astronomicky perspektivní antarktické stanici Dome C(75,6° j.š.; 3 250 m n.m.). Zjistili, že 87% turbulence seodehrává v přízemní vrstvě do výšky 36 m nad terénem. Ve většívýšce je atmosféra mimořádně stabilní, takže na věži ve výšce8,5 m nad terénem byl průměrný neklid ovzduší (seeing) (1,3″±0,8″), kdežto na věži vysoké 30 m byl seeing (0,36″ ±0,19″)a medián dokonce neuvěřitelných 0,27″, protože po čtvrtinu nočnídoby byl seeing lepší než 0,15″ a rekord činil 0,07″! Dalšípředností stanice je téměř 75% bezoblačných nocí, bezvětří (do3m/s) skoro žádné sněžení a velmi nízký obsah vodní páryv ovzduší, což je skvělé (spolu s mrazem až -84° C) proinfračervenou astronomii. Jas pozadí v zenitu v pásmu V činíjen 22 mag na čtvereční obl. vteřinu, i když kolísá až o 1 magběhem cyklu sluneční činnosti. Překvapivě tam nevadí polárnízáře, ale problém je v dlouhém období soumraku a svítání a takév malém pokrytí oblohy. Během polárních nocí lze sledovat jen37% celé oblohy; naštěstí obě Magellanova mračna i centrumGalaxie viditelné jsou. Observatoř je dostupná buď speciálnímletadlem, nebo lodí a pak pásovými vozidly po cestě dlouhé 1,2tis. km po ledu.

V. Trimbleová prošla databázi 3,5 tis. astronomických prací,založených na pozorování význačnými astronomickými přístrojia publikovaných v r. 2001. Ve spolupráci s P. Zachem hledala,kolikrát byly citovány do r. 2004. Nejvíce citací získalarentgenová družice Chandra (6 092), za níž následoval HST (4747) a obří anténní soustava VLA (3 000). V přepočtu citací napočet publikovaných prací dopadl nejlépe balón pro studiummikrovlnného záření MAXIMA (81 citací na práci), následovanýpřehlídkovým teleskopem SDSS (40), družicí Chandra (35)a teleskopem AAT (28), Keck (21) a VLT (12). Jak uvedla V.Trimbleová, aparatury na družicích bývají zdrojem publikacíi poté, co skončily aktivní provoz, protože jejich datové archivyjsou trvale veřejně přístupné. Suverénně nejúspěšnější jsourentgenové družice Chandra a Newton.

Podle počtu citací článků, publikovaných v průběhu r. 2004a založených na pozorováních prvotřídními astronomickýmipřístroji, vyšlo J. Madridovi a F. Machettovi do léta 2006 totopořadí (počet citací je v závorce): 1. SDSS (1843); 2. ESO(1365); 3. HST (1124); 4. WMAP (1121); Keck (642); Kamiokande(372), 7. Chandra (365); 8. ACBAR - mikrovlnný bolometr na jižnímpólu (207); 9. NOAO (202) a 10. Las Campanas (176).

Domácí událostí nejenom roku 2006 bylo přirozeně XXVI. valnéshromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež seuskutečnilo ve dnech 14.-25. srpna 2006 v Kongresovém centruv Praze. Bylo to již podruhé, co se kongres IAU konal v Praze,jež se tím vyšvihla mezi jediná tři města na světě, kde sekongresy IAU (založené r. 1919) konaly dvakrát. Poprvé se takstalo v r. 1967 v předvečer Pražského jara a tehdy se v Prazesnad poprvé setkaly špičky světové astronomie ze Západu se svýmiprotějšky z tehdejšího sovětského bloku. Kongresu v r. 2006 seúčastnilo na 2,5 tis. astronomů, ale také početné (cca 180 !)novinářské agentury, protože nejvíce medializovanou záležitostíkongresu se stala demontáž Pluta ze seznamu planet slunečnísoustavy.

Nezvykle bouřlivý průběh diskusí, které vedly k závěrečnémuhlasování o zřízení nové kategorie objektů sluneční soustavy,nazvaných trpasličí planety, je podrobně zaznamenánv kongresových novinách Dissertatio cum Nuncio Sidereo III, ježjsou dosud přístupné na webu: astro.cas.cz/nuncius/. (První Dissertatio vydal r. 1610 v Praze Johannes Kepler a II.Dissertatio vycházelo v Praze v r. 1967 právě během XIII.kongresu IAU. Zdá se, že periodicita tohoto neperiodika mátendenci ke zkracování, podobně jako je tomu u oběžných periodtěsných dvojhvězd.) V těchto novinách je především velmi podrobnězachyceno, o čem se na kongresu jednalo v plenárních i souběžnýchzasedáních. Nesporně šlo o velký svátek české astronomie, kterási tím mj. usnadnila vyjednávací pozici pro vstup do Evropskéjižní observatoře, protože tehdejší generální ředitelka ESO C.Cesarsky byla na pražském kongresu zvolena jako první ženav historii prezidentkou IAU a o organizačním i odbornémzajištění pražského kongresu se vyjadřovala v superlativech.

Mezitím ještě v r. 2006 bylo do ESO přijato Španělsko jakov pořadí již 12. evropská země. Španělská astronomie po páduFrancova režimu učinila obrovský skok kupředu a patří dnes doprvní desítky astronomicky nejproduktivnějších států na světě.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Keplerovo Dissertatio z r. 1610 bylo odezvou na spis NunciusSidereus, který vydal v témže roce Galileo Galilei nákladem 550ks v Benátkách. Oba slavní astronomové si své spisy vyměňovalijízdními kurýry, uhánějícími po poštovní trase Praha-Benátky zajediný týden! Galilei měl k dispozici dalekohled dohotovenýv 21. 8. 1609 v Padově, jímž poprvé pozoroval Měsíc krátce ponovu 30. listopadu 1609. Soustavná astronomická pozorovánípopisovaná v Nunciovi započal v noci ze 6. na 7. ledna 1610.

V r. 1615 potvrdil kardinál Bellarmine Galileovi, že církev uznáheliocentrismus, když podá přímý důkaz, že je Země v pohybu.Galileo si byl vědom toho, že pokud Země obíhá kolem Slunce, mělyby hvězdy během roku opisovat na obloze paralaktické elipsya zkoušel je najít již v r. 1617 u známé dvojhvězdy Mizara veVelké medvědici. Protože o vzdálenostech hvězd od Země nebylakloudná představa, předpokládal, že nejslabší očima viditelnéhvězdy jsou vzdáleny jen něco přes 2 tis. AU a pro jasného Mizarapředpokládal vzdálenost jen 300 AU, tj. velikost paralaxy 690″,což by se přirozeně dalo jeho dalekohledem snadno zjistit.Jelikož neuspěl, tento negativní výsledek nikdy nezveřejnil...Přestože Galileo mj. vypracoval teorii matematického kyvadlaa formuloval Galileův princip relativity, nenapadlo ho zavěsitkyvadlo na kluzný závěs, čímž by dokázal stáčení roviny kyvadlaa tudíž otáčení Země vůči hvězdám - tento pokus uskutečnil ažfrancouzský fyzik L. Foucalt v r 1851, když nedlouho předtím(1839) byla paralaxa hvězd (vesměs menší než 1″) prokázána.

Podle T. Freetha aj. byl antický přístroj Antikythéra, vylovenýna počátku XX. stol. z lodi, která se potopila u stejnojmennéhoostrova ve Středozemním moři v r. 65 př. n.l., ve skutečnostidůmyslným mechanickým astronomickým počítačem, umožňujícím určitpolohy Slunce a Měsíce na obloze i měsíční fáze. Přístroj všakumožňoval stanovit i fáze Metónova cyklu a cyklu saros. Podlečástečně dochovaného písemného návodu přímo na tělese antikythérymusel být tento analogový počítač zhotoven ve druhé polovině II.stol. př. n. l. pravděpodobně na ostrově Rhodos, kde v té doběžil slavný antický astronom Hipparchos. Není proto vyloučeno, žeprávě on byl duchovním otcem tohoto nečekaně dokonaléhopřístroje.

Současná věda astronomii nevyjímaje má však dle vědeckéhotýdeníku Nature nesrovnatelně mocnější nástroje, tj. digitálnípočítače ve spojení s internetem, propojením samotných počítačův sítích GRID s přenosovou rychlostí až 1 GB/s a milionykvalifikovaných uživatelů, kteří je inteligentně využívají.Následkem toho však se množství archivovaných vědeckých datzdvojnásobuje každým rokem, takže internet svou relativnípomalostí je čím dál tím větším brzdou dalšího vědeckého pokroku!

10. Závěr

Týdeník Nature uveřejnil pozoruhodný záznam telefonických dotazůsvé redakce, co konkrétně dělali rozliční vědci a techniciv různých částech světa během 24 hodin kolem letníhoslunovratu 2006, Velká část dotazů se týkala přirozeněastronomie a kosmonautiky, kteréžto disciplíny vyžadujínepřetržitý provoz. Výběrem z těchto údajů uzavírám přehledo pokrocích astronomie v roce 2006:

Čas (UT) Co se zrovna dělo ve vědě?
00:12 VLT, Cerro Paranal: snímek hvězdokupy Westerlund 1
00:26 HST: expozice HUDF, řízená ze STScI v Baltimore
04:35 DSN Tidbinbilla: spojení se sondou Mars Odyssey
06:46 ISS fotografuje 19km impaktní kráter v Austrálii
07:27 Praha: začíná konference o anomálních embryích
08:55 DSN Madrid pokračuje ve sběru dat sond z Marsu
10:54 stanice Amundsen-Scott (-65°C): 64 lidí a bolometr 250 mK
12:26 slunovrat
16:42 Sutherland, JAR: justáž segmentů 11m teleskopu SALT
19:04 Pasadena, JPL: radarové sledování planetky 2004 XP14
20.45 Ondřejov: P. Spurný počítá dráhu meteoru Nullarbor Plain
23.04 Malargue: Pierre Auger měl nejdelší jasnou noc v roce

V úplném závěru připojuji výrok tehdejšího britského premiéraTonyho Blaira, jenž při svém projevu na Univerzitě v Oxfordu 3.11. 2006 mj. řekl.: "Potřebujeme, aby naši současní vědci bylitak obdivovaní a populární jako naši sportovci, hercia podnikatelé." Zkouším si v duchu představit, že některýnáš čelný politik zavítá do některé ctihodné domácí českévědecké instituce a prohlásí přitom něco podobného, ale nejspíš jdezatím o pošetilé sci-fi.

(KONEC XLI. Žně objevů 2006)

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
Venuše a Saturn blízko sebe
Ilustrační foto...
Zpívající černá díra
Ilustrační foto...
Potíže s Plutem pokračují
Ilustrační foto...
Touchdown
Ilustrační foto...
O svícení 24
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