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 1999 -- díl pátý

Galaxie, hvězdokupy, naše Galaxie, Místní soustava galaxií, cizí galaxie, kvasary a aktivní jádra galaxií, gravitační čočky, gravitační mikročočky, kosmologie a fyzika, stavba a vývoj vesmíru, základní kosmologické parametry a problém skryté hmoty, reliktní a kosmické záření, částicová fyzika, relativistická astrofyzika, život ve vesmíru, astronomické přístroje, optická astronomie, optické dalekohledy v kosmu, radiová astronomie, astronomické umělé družice, kosmické sondy, astronomie a společnost, úmrtí, ceny, observatoře a astronomické instituce, letem astronomickým světem.

Ilustrační foto...5. Galaxie
5.1. Hvězdokupy

Základem pro navazující kosmický žebřík vzdáleností je conejpřesnější určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Hyády. V.Narayan a A. Gould se nyní pokusili určit paralaxu Hyád zapředpokladu, že všichni členové této hvězdokupy mají tutéžprostorovou rychlost. Pak lze využít vlastních pohybů hvězd vehvězdokupě k odvození paralaxy celé soustavy. Oba autořizjistili, že metoda dává velmi dobré výsledky právě pro Hyády,ale podstatně horší pro vzdálenější otevřenou hvězdokupuPlejády, což je dáno nesplněním předpokladu o téže prostorovérychlosti.

Y. Lee aj. se zabývali nejbohatší kulovou hvězdokupou našíGalaxie, jíž je soustava omega Centauri o hmotnosti bezmála 4milióny Mo. Autoři se domnívají, že soustava byla kdysisamostatnou trpasličí galaxií, jež byla naší Galaxii pohlcena.Naše Galaxie podobně jako galaxie M 31 jsou totiž hlavnímikanibaly celé Místní soustavy galaxií.G. Piottovi aj. se zdařilo rozlišit pomocí HST jádra kulovýchhvězdokup NGC 6362 a 6934. Nalezli zde velké množství tzv.modrých loudalů (termín zavedl A. Sandage již roku 1953 pro hvězdy,které jsou navzdory vysoké hmotnosti zřetelně opožděné ve svémvývoji proti méně hmotným hvězdám v dané hvězdokupě) a podlebarevných diagramů pro více než 4 resp. 8 tisíc hvězd odvodilistáří hvězdokup v rozmezí 13 -- 16 miliard let. Revizevzdáleností, založená na měření paralax z družice HIPPARCOS, všaknaznačuje, že uvedené rozmezí stáří bude třeba zmenšit asi o 2miliardy roků. Podobně R. Rood aj. určovali pomocí snímků z HSTstáří kulové hvězdokupy M3, pro níž dostali 12 -- 14 miliardlet. Právě v této hvězdokupě Sandage modré loudaly objevil. PodleF. Ferrara aj. obsahuje kulová hvězdokupa M 80 přes 300 modrýchloudalů, rovněž nalezených pomocí HST. B. Gibson aj. odhadliz barevných diagramů stáří kulové hvězdokupy 47 Tuc přinejmenšímna 14 miliard let.

HST též snímkoval mladé velekupy ve vzdálenosti pouhých 30 pc odcentra Galaxie, zvané Arches a Kvintuplet. Jak ukázali D. Figeraj., činí stáří kupy Arches pouze 2 miliony let a její hmotnostvíce než 104 Mo, s vysokým podílem velmi hmotných hvězd(> 20 Mo). Kupa obsahuje plných 10 % velmi hmotných hvězd z celéGalaxie. Kvintuplet pak má hmotnost 6300 Mo a je asi dvakrátstarší než Arches, ale i tak jde o nejhmotnější mladé hvězdokupyv Galaxii. Relativně mladé kulové hvězdokupy o stáří do 160milionů let odhalili Q. Zhang a S. Fall na snímcích z HSTv interagující dvojici galaxií NGC 4038/9 (Tykadla) v souhvězdíHavrana, vzdálené od nás necelých 20 Mpc. U. Fritze-vonAlvensleben uvádí, že v soustavě se nachází asi 700 takto mladýchkulových hvězdokup, jejichž funkce hmoty se však neliší odstarých kulových hvězdokup v témže systému. Přitom mladéhvězdokupy jsou určitě důsledkem vzájemného setkání obou členůtohoto podivuhodného páru.

5.2. Naše Galaxie
M. Jaroszynski ukázal, že přesná měření poloh hvězd, obíhajícíchkolem supermasivní černé díry v jádře Galaxie, umožňujív principu změřit relativistické stáčení periastra pro hvězdy,které se nalézají méně než 1000 AU od černé díry, jejížSchwarzchildův poloměr činí 0,025 AU neboli 3,75 milionů km, tj.úhlově asi 3 mikrovteřiny, přičemž ve vzdálenosti galaktického jádraodpovídá 1" lineárnímu rozměru 0,04 pc. Pomocí Keckovainterferometru byla již vskutku nalezena hvězda, vzdálená pouze0,1" od centra, tj. 825 AU. R. Coker a F. Melia odvodiliz rozboru vlastních pohybů hvězd v okolí objektu Sgr A* resp.husté hvězdokupy IRS 16, že uvnitř poloměru nanejvýš 0,5 pc senachází objekt o hmotnosti 2,5.106 Mo, který nabírá hmotuz okolí tempem 1019 kg/s.

Jeho velká hmotnost se též projevuje mimořádně malým vlastnímpohybem Sgr A*, jenž nedosahuje ani 20 km/s. Vlastní pohybzdroje Sgr A* z přesné šestnáctileté radiointerferometrie nafrekvenci 4,9 GHz ukázal dle D. Backera a R. Srameka, že zatímcosložka pohybu v galaktické šířce dosahuje jen -0,6 mas/r, pohybv galaktické délce je právě o řád větší, neboť jde faktickyo sekulární paralaxu jádra Galaxie, vznikající oběžným pohybemZemě kolem centra soustavy. Tito autoři též určili horní mez prorozměr kompaktního objektu na pouhých 0,05 pc. Ještě ostřejšíhorní mez 0,015 pc odvodili E. Quataert aj. Prakticky k témužzávěru dospěli M. Reid aj., kteří měřili po dobu dvou let vlastnípohyb objektu pomocí radiointerferometru VLBA. Ze sekulárníparalaxy (5,9 +/- 0,4) mas/r vychází při vzdálenosti centra Galaxierychlost oběžného pohybu Slunce 220 km/s. Jelikož objekt v jádřevydává méně než 1 promile Eddingtonovy svítivosti, svědčí to opěto existenci supermasivní černé díry v samotném centru Galaxie. I.Nikiforov revidoval vzdálenost centra Galaxie na 8,3 kpc z měřenírychlosti rotace plochého subsystému. H. Latvakoski aj.uveřejnili infračervená měření okolí Sgr A* pomocí létajícíobservatoře KAO v pásmech nad 30 microm s úhlovým rozlišením 8,5"a objevili tak minispirálu teplého prachu, obklopující masivníobjekt vně trojrozměrného prstence (toru) prachu o vnitřnímpoloměru 1,6 pc a tloušťce i šířce 0,4 pc.

A. Cole aj. se pokusili realisticky odhadnout hmotnost Galaxiez pohybů hvězd o velmi vysoké rychlosti 420 -- 470 km/s, vztaženék centru Galaxie. Ukázali, že v oblasti o průměru asi 25 kpc senachází minimálně 2,5.1011 Mo hmoty, a v průměru asi 50 kpcminimálně 3,6.1011 Mo; z toho polovina se nalézá v temném haluGalaxie a 85 % této hmoty je skryto. Vůbec nejrychlejší hvězdav Galaxii W7547 se pohybuje rychlostí 509 km/s, což nasvědčujetomu, že celková hmotnost naší Galaxie přesahuje půl biliónůMo. Jde vskutku o spodní meze, jak nasvědčuje studie R. Méndezeaj., založená na rozboru vlastních pohybů 30 tisíc hvězd. Podletěchto autorů se ve vzdálenosti do 50 kpc od centra Galaxienalézá hmota až 4 biliónů Mo. Podle M. Wilkinsona a N. Evanse sejenom v halu Galaxie nachází asi 2 bilióny Mo, ale tato hodnotaje velmi nejistá.

Velkou záhadu představují dle H. van Woerdena aj. a L. Blitze aj.vysokorychlostní plynná mračna v halu Galaxie, objevená poprvéna radiových vlnách před 35 lety. Vektory jejich rychlostí totižvůbec nesouhlasí se smyslem rotace Galaxie a jejich vzdálenostiod nás jsou velmi nejisté - v rozmezí od 2,5 do 20 kpc. Protojsou též nejisté jejich hmotnosti v rozmezí od 1 do 30 miliónůMo a nic nevíme o jejich vzniku a úloze v obří soustavě Mléčnédráhy. G. Carraro aj. odhadli z barevných diagramů pro šest velmistarých otevřených hvězdokup stáří galaktického disku na méněnež 10 miliard let, což je zřetelně méně než stáří galaktickéhohala (12 miliard let). Podle B. Wakkera aj. proudí z hala dodisku neustále plyn o velmi nízké metalicitě o řád nižší nežsluneční. Tím se neustále rozřeďuje vyšší metalicita hvězd I.populace v disku.

5.3. Místní soustava galaxií
K Místní soustavě řadíme dnes podle S. van den Bergha již 35galaxií, většinou doslova trpasličích, které se nalézají do1 Mpc od barycentra soustavy, jež se nachází na spojnici Galaxiea galaxie M 31 ve vzdálenosti 600 kpc od nás. Místní soustava mátotiž dvě jádra -- naši Galaxii a galaxii M31 -- vzdálená od sebe760 kpc. Polovina členů Místní soustavy se nachází v poloměru0,45 Mpc od barycentra a polovina hmotnosti Místní soustavydokonce jen v poloměru 0,35 Mpc od barycentra. Slunce se vůčibarycentru pohybuje rychlostí 306 km/s. Úhrnná hmotnostsoustavy se odhaduje na 2,3 biliónů Mo při poměruhmotnost/svítivost = cca. 44; tj. absolutní hvězdná velikost Místnísoustavy dosahuje -22 mag.

V posledních letech vzrůstá zájem odborníků zejména o podrobnéstudium nejbližších očima viditelných soustav, tj. Velkéhoa Malého Magellanova mračna (VMM a MMM). Masový výzkumproměnných hvězd pomocí aparatur pro hledání gravitačníchmikročoček přináší pozoruhodné výsledky. Ve VMM tak bylo nalezenona 1800 cefeid, což dle C. Alcocka aj. svědčí o epizodě překotnétvorby hvězd před 115 milióny lety. První epizoda překotné tvorbyhvězd se tam však odehrála již před 3 miliardami let. Předmětemsporu však zůstávají vzdálenosti obou Mračen, neboť rozličnémetody dávají nesouhlasné výsledky. Podle cefeid je VMM vzdálenoprávě 50 kpc (modul 18,48 mag), kdežto MMM 61 kpc (modul 18,94mag). Jak však uvádějí M. Romaniello aj., z měření vzdálenostisupernovy 1987A vychází vzdálenost VMM 51 kpc; ze souboru polníchčervených hvězd 52 kpc a ze svítivostí červených obrů dokonce55 kpc, což se pak v témže poměru týká i vzdálenosti MMM. B.Paczynski však připomíná, že vzdálenost VMM z proměnných typuRR Lyr dává nepříjemně odchylnou hodnotu pouze 44 kpc, takženejnižší příčky kosmického žebříku vzdáleností jsou stále velmiviklavé.

M. Gómez-Flechoso aj. studovali vůbec nejbližší sousední galaxii- trpasličí soustavu ve Střelci v galaktické šířce -14o,vzdálenou od nás pouze 16 kpc a o poloměru 0,55 kpc. Jejísvítivost přesahuje 107 Lo a hmotnost 109 Mo. Vinou silnémezihvězdné absorpce byla tato miniaturní galaxie objevena až roku1994 v infračerveném spektrálním pásmu. Podle autorů všakneobsahuje žádnou skrytou hmotu. C. Grillmair studovali nasnímcích HST rádiovou galaxii Fornax A (NGC 1316), jenž sevyznačuje prachovými pásy i relativistickými plazmovými výtryskya téměř určitě před časem pohltila trpasličí galaxie. Jakuvádějí J. Kormendy a R. Bender, galaxie M31 má dvojité svítivéjádro, objevené T. Lauerem aj. již roku 1993, jehož složky jsou odsebe vzdáleny 1,7 pc. Autoři se domnívají, že v centru galaxie senachází supermasívní černá díra o hmotnosti 30 miliónů Mo, kolemníž obíhá výstředný hmotný disk v oběžné periodě 50 tisíc roků.

5.4. Cizí galaxie
Jak zjistil S. van den Bergh, již ve vzdálenosti 1,4 Mpc odSlunce a 1,7 Mpc od barycentra Místní soustavy se nalézá podobnásoustava galaxií, promítající se do souhvězdí Vývěvy a Sextantu.Má poloměr 1,2 Mpc a pohybuje se vůči Místní soustavě rychlostí114 km/s, takže k ní není gravitačně vázána. W. Burton aj.odvodili při přehlídce rychlostí mračen neutrálního vodíku v našíGalaxii také rychlost vzdalování blízké, leč donedávna skryté,spirální galaxie Cep 1 na 282 km/s. Odtud vyplývá, že tatosoustava s velmi nízkou plošnou jasností, nalézající se poblížjasné spirály NGC 6946, je od nás vzdálena 6 Mpc. Vůbec nejlepšívzdálenost cizí galaxie určili J. Herrnstein aj. pro galaxiiNGC 4258, neboť z čar vodního maseru bylo možné určit oběžnýpohyb plynu v disku kolem aktivního jádra soustavy, a tenporovnat s měřením vlastních pohybů chuchvalců plynuradiointerferometrií VLBA v letech 1994-97. Tak dospíváme kegeometricky přímo určené vzdálenosti d = (7,2 +/- 0,3) Mpc, cožje metoda, která zatím nemá ve světě galaxií obdobu. Jak všakuvádí B. Paczynski, vzdálenost téže galaxie pomocí metody cefeiddává hodnotu d = (8,1 +/- 0,4) Mpc, a to poukazuje nasystematické přeceňování skutečných vzdáleností pro vzdálenějšígalaxie, kde se obrazy cefeid nutně slévají s obrazy okolníchhvězd. Podle E. Maoze aj. se tak soustavně podceňuje hodnotaHubblovy konstanty asi o 12 %, což by vedlo k obdobnému sníženístáří vesmíru na bezmála nepřijatelné hodnoty.

Pomocí cefeid, rozlišených HST, se podařilo určit modulyvzdáleností pro řadu spirál, vzdálených přes 12 Mpc. Mezinejvzdálenější z nich patří dle N. Silbermana aj. galaxieNGC 1365 v kupě Fornax, v níž se podařilo najít přes 50 cefeids periodami od 14 do 60 dnů. Odtud pak vyšla vzdálenost 18,3 Mpca kosmologický červený posuv z = 0,0055 (1650 km/s). To sevýborně shoduje s určením vzdálenosti obří spirální galaxies příčkou NGC 1365 v téže kupě galaxií, jež podle P. Lindbladačiní d = 18,6 Mpc. Podle B. Madora aj. se kupa Fornax hodí prourčování hodnoty Hubblovy konstanty Ho lépe, než kupav souhvězdí Panny, jelikož její struktura je jednodušší.Z předešlých měření vychází Ho = (72 +/- 12) km/s/Mpc, což dávástáří vesmíru v rozmezí 7,5 -- 15 miliard let. Mezitím J. Newmanaj. určili ze 43 cefeid, pozorovaných HST, dosud vůbec největšírelativně spolehlivou vzdálenost pro galaxii NGC 4603v Kentauru d = (33,3 +/-1,6) Mpc.

A. Mazumdar a D. Narasimha stanovili vzdálenost galaxie M100v kupě v Panně na základě pozorování 72 cefeid pomocí HSTa obdrželi d = (20,3 +/- 3,9) Mpc, což odpovídáHo = (56 +/- 12) km/s/Mpc při rychlosti vzdalování galaxie1140 km/s. J. Biretta aj. zkoumali známý výtrysk z obří radiovégalaxie M87 v kupě v Panně na základě snímků FOC HST,pořízených v letech 1994-98. Studovali tak pohyb 10 uzlíků vevýtrysku, pro něž dostali evidentně nadsvětelné rychlosti až6c, což ostatně předvídal I. Šklovskij již roku 1964. Uvedenáhodnoty lze snadno vysvětlit relativistickými (podsvětelnými)rychlostmi uzlíků pod úhlem 19o k zornému paprsku. Týž výtryskpozorovali W. Junor aj. v rádiovém pásmu na 43 GHz. Dostali takvrcholový úhel počátku výtrysku 60o a tvrdí, že pocházíz akrečního disku ve vzdálenosti 100násobku Schwarzschildovapoloměru kolem centrální supermasivní černé díry o rekordníhmotnosti řádu miliardnásobku Mo.

Pro galaxii NGC 3516 (UMa) se díky družici ASCA podařilo naléztvelké červené posuvy jaderných čar železa, dosahující hodnot až2900 km/s, což lze nejlépe objasnit jako oběžný pohyb dostatečněkompaktních objektů v těsné blízkosti centrální černé díry, doníž tělesa po spirále padají. Jde o další důkaz, že v centrugalaxií se vskutku nacházejí supermasívní černé díry. E. Colbera R. Mushotzky využili rentgenových měření družic ROSAT a ASCAk pravděpodobnému odhalení černých děr o středních hmotnostechřádu stovek až desítek tisíc Mo pro 39 blízkých galaxií včetněznámé aktivní galaxie M82, vzdálené od nás jen 3,9 Mpc. Vevšech případech je totiž překvapila vysoká rentgenová svítivostjádra příslušné galaxie. Původ těchto objektů není úplně jasný,ale snad jde o projevy postupného slévání černých děr jakopozůstatků velmi hmotných hvězd. V této galaxii totiž běhemposledních 10 miliónů hvězd vzniklo mnoho miliónů hvězdnýchčerných děr i neutronových hvězd, takže pravděpodobnost jejichsplynutí se tím zvyšuje. Jak uvádějí J. Gallagher a L. Smith,vznikla zde řada hvězdných nadkup o typickém stáří pouze 60miliónů let, kdy tam proběhla poslední epizoda překotné tvorbyhvězd.

R. Peletier aj. uveřejnili výsledky komplexního studia výdutí200 galaxií do vzdálenosti 30 Mpc ze snímků, pořízených HST.Odtud usuzují, že výdutě vznikly zároveň v raném vesmíruzhroucením zárodečných vodíkových mračen nebo splynutím kulovýchhvězdokup. Pouze malé výduti a galaxie s příčkou jsou pozdějšíhodata. S. Collinová a J. Zahn zjišťovali, jakým způsobem mohouvznikat hvězdy v okolí supermasivních černých děr z nestabilníchakrečních disků a ukázali, že bez ohledu na chemické složenídisku zde nastanou příznivé podmínky pro vznik velmi hmotnýchhvězd, jež vedou k brzkým explozím supernov a tím k silnémuvytékání plynu z akrečního disku. Supermasivní černé díry jsoutak velmi aktivní při vzniku nových pokolení hvězd v danégalaxii.

V roce 1977 našli R. Tully a J. Fisher důležitý vztah mezisvítivostí diskových galaxií a rotační rychlostí plynu a hvězdv těchto soustavách. To může právě souviset s hmotnostísupermasivních černých děr v jádře těchto galaxií, neboť seukazuje, že existuje přímá úměrnost mezi hmotností černé dírya hmotností centrální galaktické výduti. Vztah též poukazuje nasouvislost mezi vnitřkem galaxie, kde převažují hvězdy,a vnějškem, kde oběžnou rychlost určuje zejména skrytá hmotagalaxie. Pro sférické galaxie dokonce platí podle K. McLeoda aj.jednoduché pravidlo, že hmotnost supermasivní černé díry v jejímcentru představuje 0,6 % hmotnosti celé galaxie. A. Fabian sedomnívá, že 10 -- 50 % vysoce energetického záření vesmíru vznikádíky procesům v okolí supermasivních černých děr v jádrechgalaxií. Rentgenová družice Chandra získala v říjnu 1999vynikající záběry kupy galaxií kolem zdroje Hya A, vzdálené odnás 260 Mpc. Z centra kupy vyvěrá hadovitá struktura plynuo teplotě 35 MK, jež je patrně odezvou na vtékání chladného plynudo akrečního disku kolem centrální supermasivní černé díry, kteráje obklopena intenzívními magnetickými poli.

Pomocí snímků z HST byly pozorovány mnohonásobné srážkygalaxií, jež vedou jednak k překotné tvorbě hvězd, ale takék nesmírně vysoké svítivosti galaxií v infračerveném oboruspektra (galaxie typu ULIG) -- takové soustavy vyzařují v dalekéinfračervené oblasti nejméně stokrát vyšším výkonem než našeGalaxie. Dosud bylo objeveno na 120 galaxií ULIG do vzdálenosti1 Gpc. A. Vikhlinin aj. našli pomocí rentgenové družice ROSAT připrohlídce 160 čtverečních stupňů oblohy celkem 4 nadsvítivéeliptické galaxie s poměrem M/L = cca. 350, což nasvědčuje existencinové třídy koncentrace hmoty ve vesmíru. L. Cowie aj. studovalizávislost ultrafialové svítivosti galaxií na červeném posuvu(Butcherův-Oemlerův efekt, objevený r. 1984) a tvrdí, že tatohodnota je úměrná červenému posuvu (a tedy stáří galaxie) beznějakých nápadných skoků. To však popírá dosud přijímaný názor,že by maximum tvorby hvězd ve vesmíru bylo už dávno za námi;právě naopak: nejvíce hvězd se rodí právě nyní! To také znamená,že stále vznikají nové galaxie, i když ty nejmladší patří spíšeke kosmické drobotině. J. Kormendy aj. uvádějí, že slabétrpasličí galaxie velmi zřetelně převažují nad jasnými, přičemžv trpasličích galaxií tvoří hvězdy jen 1 % látky takové galaxie.Pak se ovšem musíme smířit s tím, že nejslabší galaxie dosudvůbec nedokážeme pozorovat -- a přitom právě ony obsahují největšípodíl skryté hmoty.

Jako obvykle v posledních letech, velké pozornosti pozorovatelůse těší plošky Hubblových hlubokých polí (HDF), snímkovanépůvodně v prosinci r. 1995 na severním a v říjnu roku 1998 najižním nebi. Jižní pole bylo centrováno na souřadnicealpha = 22h 32m 56s; delta = -60o 33' 03" a záběry byly provědeckou veřejnost uvolněny již koncem listopadu 1998. Podle A.Cooraye aj. jsou mezné hvězdné velikosti standardních snímkův optickém pásmu po řadě 28,0 (294 nm); 29,2 (452 nm); 29,9(594 nm) a 29,5 mag (792 nm). R. Thompson aj. popsali, jak částseverního pole znovu snímkovali pomocí nové citlivé infračervenéaparatury NICMOS v pásmu 1,1 micrometrů počátkem roku 1998, kdy dosáhlimezné hvězdné velikosti 28,8. Na infračerveném snímkuidentifikovali 342 objektů, ale z toho jen 235 má odpovídajícíprotějšky na optickém záběru z roku 1995, což značí, že nový snímekpronikl ještě hlouběji do minulosti vesmíru.

Podobně H. Chen aj. využili koncem roku 1997 nového přístroje STISk pořízení spekter v centrální oblasti HDF-N. Našli tak zatímrekordně vzdálenou galaxii 123627+621753 s červeným posuvemz = 6,68, spočítaným ovšem za předpokladu, že jediná emise vespektru odpovídá vodíkové čáře Lyman-alpha, posunuté až doinfračervené části spektra! Expozice spektra zabrala plných13,5 h vzácného času HST. A. Fernández-Soto aj. sestavili katalogčervených posuvů pro 1683 galaxií severního pole na základěpřesné fotometrie do I = 28,0 a porovnali takto určené posuvy sespektrálními měřeními pro vzorek asi 100 galaxií. Ukázali, žesouhlas obou postupů je překvapivě dobrý; fotometrická měřeníjsou přirozeně mnohem snazší a rychlejší než spektroskopie. H.Ferguson porovnal záběry severního a jižního pole a ukázal, žejde vskutku o typické vzorky oblohy. Pokud by aparatura STIS,instalovaná na HST počátkem roku 1997, vykonala obdobnou přehlídkucelé oblohy, našla by tak na 125 miliard galaxií!

Z první přibližné statistiky pro jižní pole vyplývá dle D.Clementse aj., že nejméně 15 galaxií má z = cca. 3 a dále 16 galaxiíz = cca. 5; 4 galaxie z = cca. 6 a 1 galaxie z = cca.8! Poblíž jižníhopole se, jak známo, nachází kvasar J2233-606 (B = 17,5 mag)s emisním z = 2,24, jenž se velmi dobře hodí k průzkummezilehlého intergalaktického prostoru v daném směru díky výskytumnoha absorpcí s nižšími hodnotami červeného posuvu. P. Petitjeana R. Srianand tak objevili absorpce, příslušející Ne VIIIv rozmezí posuvů 2,20 -- 2,22. Podle L. Tresse aj. všechnymezilehlé galaxie do úhlové vzdálenosti 1arcmin od obrazu kvasaru semohou projevit v absorpcích. Mezi nimi je jasná spirální galaxie,úhlově vzdálená od kvasaru jen 5", která má z = 0,57. Šťastnoushodou okolností se v úhlové vzdálenosti 44" od zmíněného kvasarunalézá další slabší kvasar I = 20,8 se z = 1,34.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií
E. Hu aj. objevili díky spektrům z Keckova dalekohledu galaxiiSSA22-HCMI se z = 5,74, jejíž svítivost je tudíž extrémní,a to díky překotné tvorbě hvězd tempem 40 Mo/rok. W. van Breugelaj. zjistili tímtéž přístrojem, že aktivní radiogalaxieTN J0924-2201 (K = 21,3) vykazuje ve své třídě rekordníz = 5,19. Podobně blazar GB 1428+4217 se z = 4,72 je tč.nejvzdálenější rentgenově zářící objekt ve vesmíru. Obecně platí,že aktivní jádra galaxií obsahují supermasivní černé díry, pokudtam pozorujeme kompaktní rádiové zdroje, zcela v souladus předpovědí D. Lyndena-Bella a M. Reese z roku 1971. Jak uvádějíA. Marconi aj., nejbližší (d = 3,5 Mpc) aktivní obří eliptickágalaxie Cen A (NGC 5120) ukrývá ve svém nitru supermasivníčernou díru o hmotnosti 1 miliardy Mo, z níž vybíhá jednosměrnývýtrysk. Objekt patřil mezi první cíle rentgenové družiceChandra, která odhalila více výtrysků z černé díry a skupinuhorkých skvrn v okolí jádra soustavy.

Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura EGRET na družiciCompton již 65 aktivních jader galaxií s energiemi fotonů až10 GeV. S. Djorgovski nalezl při digitálním zpracování snímkůz Palomarského fotografického atlasu kvasar PSS 1537+1227v souhvězdí Hada se zcela prapodivným spektrem. Digitalizace muumožnila objevit už 70 předtím neznámých kvasarů. O dalšímpodivném kvasaru referovali X. Fan aj. Objekt J1533-0038 sez = 4,6 nemá v optickém spektru žádnou čáru, takže červenýposuv určili z posunutých poloh tzv. Lymanova lesa absorpcía Lymanovy hrany na 512 nm. Odtud vychází ultrafialové absolutníhvězdná velikost -26,6 mag, což nasvědčuje tomu, že jde buďo blazar, anebo o kvasar s neusměrněným zářením. Pomocí družiceChandra se podařilo pořídit rentgenový snímek kvasaruPKS 0637-752 v Jednorožci. Kvasar je plošným zdrojem, obklopenýmmateřskou galaxií a doprovázený jednosměrným výtryskem, sahajícímaž do vzdálenosti 60 kpc od centra kvasaru -- jde o první výtryskviditelný v rentgenovém pásmu. Jeho zářivý výkon dosahuje hodnoty4.1039 W; převyšuje tak zářivý výkon naší Galaxie o plné dvařády.

M. Türler aj. uveřejnili výsledky soustavné multispektrální (přes16 řádů frekvencí!) radiometrie prvního identifikovanéhokvasaru 3C-273 v Panně za posledních 30 let. Tento suverénněnejjasnější kvasar (V = 12,9) se nachází v galaktické šířce +64oa vykazuje z = 0,158, což odpovídá vzdálenosti 680 Mpc a tudížbolometrickému zářivému výkonu 1,4.1040 W. Nalézá se uprostředeliptické galaxie s V = 16,4; tj. zářivým výkonem 6.1038 W.Vzápětí však upozornili C. Simpson aj., že rádiově tichý kvasarPDS 456 s jasností V = 14,0 a z = 0,18 se nachází v oblastivýrazné extinkce kolem 1,5 mag, takže je fakticky svítivější nežprototyp 3C-273.

H. Pietilä aj. podobně soustavně sledují blazar OJ 287(z = 0,31), který je znám z archivních snímků za celé XX. stol.a jenž je soustavně sledován přesnou fotometrií na 2,6 mteleskopu NOT od roku 1993. Odtud vyplývá, že světelná křivkablazaru je kvaziperiodická v intervalu 9 -- 12 let, a že v tétoperiodě dochází k výrazným několikaměsíčním poklesům v optickémi rádiovém oboru, pravděpodobně vyvolaným zákrytem hlavníhozdroje obíhající supermasívní černou dírou. Vskutku došlok předpovězenému prudkém poklesu jasnosti v prosinci 1997, jenžtrval až do poloviny února 1998, kdy po krátkém zhoupnutíjasnosti se původní svítivost zdroje obnovila.

V TeV pásmu gama byl dle F. Aharoniana aj. blazarMarkarjan 501 v roce1997 vůbec nejjasnějším objektem na obloze,navzdory své úctyhodné vzdálenosti 160 Mpc (z = 0,034). Autořisledují tento objekt pomocí aparatury HEGRA na Kanárskýchostrovech již od roku 1995. Čerenkovovy detektory dosahují úhlovéhorozlišení 0,1deg v pásmu 0,5 -- 24 TeV a dokáží i stanovit energiidopadajících částic, byť jen s 20 % nejistotou. Blazar jevívýrazné krátkodobé i dlouhodobé variace jasnosti ve zmíněnémpásmu gama, podobně jako další extragalaktické objektyMarkarjan 421, 1ES 2344+514 a PKS 2155-304. Další podrobnostio chování blazaru Mrk 501 připojili J. Quinn aj., kteří zdrojsledovali soustavně od jeho identifikace v pásmu tvrdých fotonůgama v březnu 1995 pomocí 10 m Whipplova detektoru. Zpočátkudosahoval blazar asi 10 % intenzity toku Kraba, ale od roku 1996začal jeho tok kolísat a zvedl se v průměru na dvojnásobekpůvodní hodnoty. V roce 1997 se jeho průměrná intenzita dálezvýšila až na 1,4 Kraba, přičemž začala kolísat i na hodinovéčasové stupnici.

Podle L. Maraschiho aj. je objekt Mrk 421 (z = 0,031)nejjasnějším blazarem v rentgenovém a ultrafialovém pásmuspektra, zatímco opticky dosahuje 13 mag. V dubnu 1998zaznamenali současné vzplanutí zdroje jak v rentgenovém tak v TeVpásmu, přičemž zhruba hodinové variace jasnosti v obou pásmech sinavzájem dobře odpovídaly, což značí, že fotony takto rozdílnýchenergií pocházejí z téže geometrické oblasti a jsou vyvolánysynchrotronovým zářením relativistických elektronů.K. McLeod aj. snímkovali 16 blízkých rádiově tichých kvasarůpomocí HST NICMOS a zjistili ve všech případech, že se nalézajív ultrasvítivých infračervených galaxiích typu ULIG, jejichžbolometrická svítivost přesahuje 1012 Lo. Pak by byly kvasarykrátkými epizodami ve vývoji ULIG. S tím také souhlasí Y.Taniguchi aj., kteří tvrdí, že galaxie ULIG jsou výsledkemsplývání velkých galaxií, v jejichž centru přitom vznikajísupermasivní černé díry o hmotnostech nad 10 milionů Mo, kterémohou případně ještě o řád ztloustnout. Podobně D. Sanders aj.považují galaxie ULIG za počáteční "zaprášenou" fázi vývojekvasarů.

A. Conti aj. hledali kvasary v poli HDF, přičemž našli 41kompaktních objektů, z nichž polovina jsou kvasary jasnější nežV = 27 a z < 3,5. Odtud plyne, že na čtvereční stupeň oblohypřipadá v průměru něco přes 16 tisíc takto definovaných kvasarůa na celé obloze jich pak je asi 670 miliónů. Kvasarů v ranémvesmíru začíná přibývat pro z < 5 a nejvíce se jich zrodilo přiz > 3. Od z < 2 začal zřetelný pokles jejich četnosti zrodu.

5.6. Gravitační čočky
Celkový počet katalogizovaných kvasarů překročil hranici 10000,avšak pouze 40 z nich tvoří páry s úhlovou vzdáleností menší než10arcsec. Jak připomněli D. Mortlock aj., je-li separace obrazů většínež 3", nejde zpravidla o gravitační čočky, nýbrž o dva nezávisléobjekty, které se většinou pouze náhodně promítají přibližně dotéhož směru: pravé binární kvasary jsou však velmi vzácné- tvoří jen jedno promile populace kvasarů na obloze. Právětakový velevzácný případ nalezli M. Brotherton aj. v případědvojice jasnějšího, leč rádiově tichého a slabšího leč rádiověhlučného kvasaru J1643+3156 se separací složek 2,3arcsec a červenýmposuvem 0,586. Jelikož nejde o gravitační čočku, lze tento párpovažovat za vůbec nejbližší binární kvasar. Podle C. Penga aj.se dosud podařilo identifikovat něco přes 40 gravitačních čočeka pokud je separace obrazů kvasarů menší než 3", tak se vždypodařilo najít příslušné mezilehlé čočkující galaxie. Pro většíseparace zastoupení identifikovaných čoček rychle klesá, takžejde spíše o reálné páry, i když nelze úplně vyloučit možnost, žegravitační čočku tvoří chuchvalec skryté hmoty.

Neortodoxní názor na úhlově blízké kvasary však zastává E.Burbidgeová, jež uvádí případ Seyfertovy galaxie NGC 1068,vzdálené od nás 19 Mpc (z = 0,004). V jejím bezprostřednímokolí se nalézají tři kvasary s velkým z v rozmezí od 0,26 do0,66 a do úhlové vzdálenosti 50' dokonce 11 jasnějších kvasarů sez v rozmezí od 0,26 do 2,11. Autorka si myslí, že všechny tytoobjekty byly z uvedené Seyfertovy galaxie vymrštěny, což je ovšemnaprosto nepravděpodobné; spíše jde vskutku o náhodnou fluktuaci.Prototypem kvasaru, zobrazeného gravitační čočkou, zůstává prvníobjevený případ z roku 1979 QSO 0957+561 (z = 1,41) ve Velkémedvědici. Variace jasností složek jsou fázově posunuty, cožv principu umožňuje, jak poprvé ukázal S. Refsdal již roku 1964,odvodit přímo hodnotu Hubblovy konstanty Ho. Právě o to senyní pokusili D. Haarsma aj. srovnáním rádiových změn toku složekv letech 1979-1997 na vlnových délkách 40 a 60 mm pomocí anténnísoustavy VLA. Obdrželi tak fázové zpoždění (416 +/- 3) dne, a odtudi Ho v intervalu 41 -- 67 km/s/Mpc. Velký rozptyl způsobujenejistota o rozložení hmoty v gravitační čočce -- mezilehlégalaxii (z = 0,36). Téměř totožné fázové zpoždění 417 d dostalipro tento kvasar R. Barkana aj., zatímco M. Serra-Ricart aj.naměřili zpoždění (425 +/-4) d. Naproti tomu J. Tonrymu a M.Franxovi vyšla Ho = (72 +/- 7) km/s/Mpc. K.-H. Chae se domnívá,že zmíněný prototyp se prostě příliš nehodí pro taková měření,neboť čočku představuje jednak velmi hmotná eliptická galaxie,ale též celá kupa galaxií kolem, takže jednoznačné určení průběhugravitačního potenciálu není vůbec možné.

C. Lidman aj. obdobně studovali Einsteinův rádiový prstenPKS 1830-211 se z = 2,51, zobrazený mezilehlou spirálnígalaxií se z = 0,89 o hmotnosti kolem 1011 Mo. Z fázovéhozpoždění 26 dnů vyvodili Ho v rozmezí 65 -- 76 km/s/Mpc. ProEinsteinův rádiový prsten doprovázený párem optických obrazůkvasaru B0218+357 stanovili A. Biggs aj. fázové zpoždění10,5 d, což dává Ho v rozmezí 50 -- 82 km/s/Mpc. K.-H. Chaeurčil z měření fázového zpoždění pro kvasar PG 1115+080 hodnotuHo = (53 +/- 16) km/s/Mpc.

Neobvyklý případ kvasaru Q2237+0305 se z = 1,61, pozorovanéhoopticky, rentgenově i jako Einsteinův rádiový kříž, popsali J.Wambsganss aj. Příslušná gravitační čočka má totiž velmi maléz = 0,04. R. Ibata aj. se zabývali ultrasvítivým kvasaremAPM 08279+5255 (R = 15,2) se z = 3,87 a zachyceným družicíIRAS. Z infračervených měření vyplynula rekordní svítivostkvasaru 5.1015 Lo. Autoři však zjistili, že kvasar je čočkován,takže jeho skutečný zářivý výkon je bezmála 50krát nižší. H.Nguyen aj. snímkovali pomocí FOC HST proslulou ultrasvítivouinfračervenou galaxii FSC 10214+4724, objevenou družicí IRAS roku1983 jako vůbec nejsvítivější galaxii ve vesmíru. Detailní záběrz HST však prokázal, že před galaxií se z = 2,3 se nacházímezilehlá gravitační čočka se z = 0,9, takže svítivostinfračervené galaxie byla přeceněna. Po odečtení efektugravitační čočky však její svítivost činí stále ještě úžasných2.1013 Lo.

Soustavnému vyhledávání gravitačních čoček na snímcích širokoúhlékamery HST se věnovali K. Ratnatunga aj., neboť tak lze najítčočky, které pro malou úhlovou vzdálenost složek nelze připozemních měřeních rozpoznat. Ve 400 náhodně vybraných políchprohlédli na 150 tisíc galaxií a našli tak 10 kandidátů napředtím neznámé gravitační čočky. Typická hodnota z promezilehlé galaxie se pohybuje kolem 0,6; největší červený posuvpro kvasar dosáhl hodnoty z = 3,4. Podobně D. Marlow aj.prohlédli v rámci projektu CLASS přes 12 tisíc rádiových galaxiípomocí anténní soustavy VLA a přitom rovněž našli velmi těsnésložky kvasarů, zobrazené gravitačními čočkami. Unikátem jekvasar B1555+375, jehož Einsteinův rádiový kříž má složkyvzdálené od sebe méně než 0,42".

5.7. Gravitační mikročočky
Program hledání gravitačních mikročoček, založených na efektuzjasnění vzdálené hvězdy, pokud se ocitne v úhlové vzdálenostipouhých mikrovteřin od mezilehlé čočky, přinesl v uplynulýchsedmi letech nesmírně cenné výsledky. Ve výduti Galaxie tak bylopozorováno přes 200 zjasnění hvězd díky mikročočkám a k tomupřibyl dalších asi 15 úkazů v Magellanových mračnech. K. Sahu sevěnoval velmi atraktivnímu případu podvojných mikročoček, kdyje vzdálená hvězda postupně zesílena dvěma složkami těsnédvojhvězdy, anebo -- což je snad ještě zajímavější -- hvězdou,kolem níž obíhá extrasolární planeta. Při fotometrickém sledováníúkazu se na světelné křivce vzdálené hvězdy objeví kromězákladního zjasnění ještě přídavná špička, daná průchodempříslušné kaustiky směrem k pozorovateli. Podle autorova výpočtutrvá takový úkaz za předpokladu, že příčný pohyb hvězd činí 200km/s, asi půl hodiny v případě, že se čočka nalézá v Galaxii15 kpc od nás, a plných 10 h, pokud se nachází v MalémMagellanově mračnu.

Odtud jasně vyplývá, že pro úspěch měření je naprosto nutnácelosvětová spolupráce mnoha hvězdáren, zejména tehdy, chceme-litak objevit extrasolární planety, jejichž ovlivnění špičkysvětelné křivky trvá podle okolností od 1,5 do 5 h, přičemžfotometrie musí mít přesnost lepší než 5 %. To vše se zdařilov uplynulých čtyřech pozorovacích sezónách zorganizovat pro vícenež dva tucty nadějných případů, a vskutku se tak podařilo naléztjak dvojhvězdy tak i extrasolární planety (projekt PLANET);unikátnost metody spočívá jednak v okolnosti nalézat exoplanetyextrémně daleko ve vesmíru, a jednak v její citlivosti -- v zásadětak lze objevovat i exoplanety o hmotnosti podobné Zemi.Největším úspěchem programu bylo souvislé sledování světelnékřivky úkazu MACHO98-SMC-1, kde průchod kaustiky, pozorovaný18. června na La Silla (ESO), Las Campanas (CTIO), v Sutherlandu(JAR), Perthu a Siding Springs (Austrálie) a Hobartu (Tasmánie),trval celých 8,5 h. Podle M. Albrowa aj. se průchod kaustikouodehrál právě 10 dnů po zpozorování daného jevu, potvrdilexistenci dvojhvězdy se vzájemnou vzdáleností složek asi 3 AUa její příslušnost do Malého Magellanova mračna.

Soustavnému výzkumu mikročoček v Malém Magellanově mračnu se odroku 1996 věnovali C. Afonso aj. v rámci projektu EROS-2, když zdesledovali soustavně jasnosti 5,3 milionů hvězd v poli o výměře10 čtverečních stupňů. Zatím objevili jenom jedinou mikročočkuEROS-SMC-97/1, ale budoucnost projektu je slibná, neboť bypomohl interpretovat i pozorování, týkající se hala Galaxiea zejména Velkého Magellanova mračna. Podle S. Maoa se v roce 1999podařilo v projektu OGLE pozorovat mikročočku, vykazujícív průběhu fotometrických měřením nápadný paralaktický efekt,jenž umožnil odvodit příčnou rychlost samotné čočky 145 km/s.Odtud lze v principu studovat strukturu Galaxie, funkci hmotnostipro hvězdy a extrasolární planetární soustavy. Jak OGLE taki EROS se od roku 1999 věnují právě výzkumu spirálních ramenGalaxie, což jistě přinese další cenné poznatky.

6. Kosmologie a fyzika
6.1. Stavba a vývoj vesmíru
Na památku tragicky zesnulého amerického kosmologa D. Schramma(1945-1997) uspořádali američtí astronomové v říjnu 1998 dalšíVelkou debatu, věnovanou obecně všem aspektům kosmologie.Účastnil se ji na 400 profesionálů a hlavní vystoupení bylaskutečně pozoruhodná. O. Gingerich připomněl klíčové okamžikyhistorie kosmologie. Např. ještě sám Kopernik netušil, že hvězdyjsou vzdálená tělesa obdobná Slunci -- tuto domněnku poprvévyslovil až R. Descartes roku 1644 a rozumné odhady vzdálenostihvězd uveřejnili na základě fotometrických měření J. Gregory, C.Huygens a I. Newton.

Další vývoj názorů na strukturu vesmíru pozdržel paradoxně objevplynných mlhovin s emisními čarami, neboť si je astronomovésměšovali s "nepravými" mlhovinami (galaxiemi). Předvídavý W.Herschel však razil pro budoucí galaxie termín "ostrovní vesmíry"již koncem 18. stol. H. Curtis (protagonista Velké debaty z roku1920) objevil sice počátkem XX. stol. novy v mlhoviněv Andromedě, jenže všechny zmátla "nova" S And z roku 1885, o nížtehdy nikdo netušil, že jde fakticky o nesrovnatelně svítivějšísupernovu. Novým zdržením v pochopení povahy spirálních mlhovinbyla chybná van Maaneova měření údajné rychlé rotace spirál.Konečně pak nesprávná identifikace údajných jasných hvězdv blízkých spirálách vedla k výraznému podcenění vzdálenostígalaxií a tudíž nesmyslně vysoké hodnotě Hubblovy konstantyHo, jež zpětně oddálila přijetí myšlenky velkého třesku.Teprve roku 1958 zjistil A. Sandage, že údajné hvězdy jsou faktickykompaktní svítivé oblasti ionizovaného vodíku v cizích galaxiích.Tento objev přispěl nejvíce k revizi stupnice vzdáleností,neboť již roku 1959 obdržel takto A. Sandage Ho = cca. 75 km/s/Mpc-- velmi blízkou současné nejlepší hodnotěHo = (65 +/- 5) km/s/Mpc.

J. Silk vyzdvihl okolnost, že moderní kosmologie předpověděla jakrozpínání vesmíru tak existenci reliktního záření. Vynikající jetéž souhlas předpovědi zastoupení hélia 24,6 % a údajůz pozorování, jež dávají (24 +/- 1) %. Pro stáří vesmíru dnesvychází hodnota (15 +/- 2) miliard let a pro stáří prvního pokoleníhvězd (12 +/- 2) miliardy let. Podle M. Turnera připadá z celkovéhmoty vesmíru pouhých 5 % na baryony a jen 0,5 % na hvězdy.Nebaryonní složka hmoty vesmíru představuje asi 35 % hmoty vesmírua nalézá se převážné v intergalaktickém prostoru. Sem patří mj.i reliktní neutrina.

Jelikož tato nebaryonní složka je pružná, musí se ve shoděs pozorováním vzdálených supernov rozpínání vesmíru nynízrychlovat. Podle S. Perlmuttera vychází z pozorování 42vzdálených supernov, že pravděpodobné stáří vesmíru nepřesahuje(14,9 +/- 1,2) miliard let. To dále znamená, že plných 60 % hmotyvesmíru je skryto v podobě Einsteinovy kosmologické konstantyLAMBDA, neboli energie falešného vakua, neboť stále převažujemínění, že hustota hmoty vesmíru je přesně rovna hustotěkritické.

V této souvislosti dovolte malou odbočku. V červenci 1999 učinilamerický fyzik F. Wilczek na první pohled nevinnou poznámku, žev urychlovači v Brookhavenu se podařilo napodobit podmínky,panující ve velmi raném vesmíru, kdy probíhaly fázové přechodyprávě zmíněného falešného vakua. Z toho vznikly obavy, zdapodobný smrtelně nebezpečný fázový přechod nemohou dnes vyvolatrelativisticky urychlené ionty v urychlovači. To je však naštěstízcela vyloučeno, neboť nesrovnatelně vyšší energie nesou běžněčástice primárního kosmického záření, a jak dosvědčuje naševlastní existence, nikdy nic tak omračujícího nezpůsobily.P. Peebles připomněl, že hustota energie falešného vakuas rozpínáním vesmíru klesá, tj. klesá i konstanta LAMBDA.Vzdálené supernovy však naznačují, že zhruba v 60 % současnéhostáří vesmíru se tempo rozpínání vesmíru začalo zrychlovat a jentak mimochodem, teprve v 75 % dnešního stáří vesmíru vzniklasluneční soustava. V současnosti se vesmír rozpíná jiždvojnásobkem únikové rychlosti, ale v budoucnu se totozrychlující tempo rozpínání zastaví a vesmír se bude nakonecrozpínat konstantní rychlostí. Příčinou tohoto podivuhodnéhochování vesmíru je dle Peeblese tajemná látka, zvanákvintesence ("prapodstata"), jejíž gravitační hmotnost jezáporná! Pokud je toto vysvětlení správné, pak je vesmír mnohemstarší, než si dnes myslíme. Podle V. Trimblové je tlak Pvrozpínajícím vesmíru úměrný hustotě ró: P = w.ró, kdew = -1 (záporné znaménko značí, že vesmír se rozpíná) platíprávě pro "obyčejnou" kosmologickou konstantu LAMBDA. Pokud je-1 < w < 0, pak je ve vesmíru přítomna kvintesence, což takéodpovídá pozorováním, jež dávají w = cca. -0,7.

V. Burdjuža aj. rozvinuli původní myšlenku L. Griščukaa Zeldoviče z roku 1982, že vesmír vznikl doslova z ničeho.Ukázali, že v takovém případě neproběhla kosmologická inflace vevelmi raném vesmíru, a že pozorované reliktní záření poskytujeinformaci o stavu vesmíru v čase, odpovídajícímu kosmologickémučervenému posuvu z = 1200. K tomu připojuje F. Tipler poznámku,až od z = cca. 3 je Hubblovo rozpínání vesmíru plynulé, tj. lokálnífluktuace se vyhlazují teprve v těchto obřích rozměrech.Ideálními indikátory rozpínání vesmíru se tak stávají kompaktníkupy galaxií, jež se projevují jako gravitační čočky.

Zlepšení našich vědomostí o struktuře vesmíru se nyní očekává odvelkých přehlídek, jež začaly jednak v Novém Mexiku (SDSS)a jednak v Austrálii (2dF). Podle X. Fana aj. se přehlídka SDSSsoustřeďuje na získání hrubých spekter 150 tisíc kvasarů a 1miliónů galaxií na ploše 10 tisíc čtverečních stupňů v oblastikolem severního pólu Galaxie, jež dosáhne do 23 mag a měla by býthotova koncem roku 2004. Australská přehlídka má dle S. Folkese aj.pomocí mnohovláknového spektrografu získat podrobná spektra vícenež 150 tisíc galaxií s červeným posuvem z < 0,2 do 19,45 magna ploše 2,5 tisíce čtverečních stupňů. K. Taylor a I. Lewistvrdí, že v dosavadních optických přehlídkách se přednostněvyskytují velké galaxie, obsahující nejméně miliardy hvězd,kdežto miniaturní galaxie s desítkami tisíc až desítkami miliónůhvězd mohou zcela chybět, takže od nové přehlídky lze očekávati objevy celých nových tříd galaxií.

6.2. Základní kosmologické parametry a problém skryté hmoty
Podle W. Freedmanové je výsledkem tzv. klíčového projektu HST,při němž byly během 8 let ve spolupráci 27 badatelů změřenyvzdálenosti 18 galaxií pomocí téměř 800 cefeid, hodnotaHo = (70 +/- 7) v obvyklých jednotkách. Navázání cefeida supernov pak umožňuje protáhnout tuto kalibraci vzdáleností aždo 300 Mpc. Ačkoliv z téhož pozorovacího materiálu obdržel A.Sandage Ho = (58 +/- 6), není již pochyb o tom, že vesmír jeotevřený a patrně starší než 12 miliard let. R. Giovanelli shrnulsoučasná určení Ho tak, že pro spirální galaxie vychází 71,zatímco pro eliptické galaxie hodnota 69 a pro supernovy 68.Druhá sada hodnot Ho, získaná z těchže pokladů odchylnoumetodikou, však dává po řadě 55, 60 a 77!

Sjunjajevův-Zeldovičův efekt pro reliktní záření nasvědčujeHo v intervalu 57 +/- 71, zatímco z fázového zpoždění progravitační čočky dostáváme v průměru Ho = (61 +/- 12). To je veshodě s konzervativní hodnotou, hájenou A. Sandagem a G.Tammannem Ho = cca. 60. Sandage argumentuje tím, že určovánívzdáleností galaxií pomocí cefeid skrývá čertovo kopýtko v podoběvýběrových efektů, které naneštěstí rostou se vzdáleností.S přihlédnutím k těmto efektům pro 27 galaxií mu pak vyšloHo =(54 +/- 7).

T. Ekholm aj. využili neortodoxní metody, založené naTullyho-Fischerově vztahu mezi rychlostí rotace a svítivostigalaxií, a dospěli tak k Ho = 52. C. Bernstein a P. Fischerměřili Ho z fázového zpoždění pro gravitační čočku Q0957+561a vyšlo jim (72 +/- 22). C. Fassnacht aj. zkombinovali optickáa rádiová měření jasností tří složek kvasaru B1608+656(z = 1,39), zobrazených gravitační čočkou se z = 0,63a dostali odtud Ho = (59 +/- 8). Zcela nezávislou metoduurčování vzdáleností galaxií srovnáváním velikosti fluktuacíplošné jasnosti obrazu dané galaxie použili J. Blakeslee aj.a obdrželi tak Ho = (74 +/- 4).

Jak patrno, většina určení Ho dává sice docela malé středníchyby až kolem 5 %, ale vzájemný nesouhlas citovaných hodnotpřevyšuje velikost formálních chyb tak zřetelně, že kýženého cíleznát absolutní hodnotu Hubblovy konstanty (a tudíž i stářívesmíru) s přesností do 10 % nebude ještě nějakou chvíli dosaženo.Podle mého soudu dojde k podstatnému pokroku až někdy po roku2010, kdy budou k dispozici trigonometrické paralaxy hvězds mikrovteřinovou přesností.

Problém skryté hmoty vesmíru má svou dlouhou prehistorii,začínající zjištěním F. Zwickyho v roce 1933, že gravitačně vázanákupa ve Vlasu Bereničině má nezvykle velkou disperzi rychlostí1019 km/s pro členy kupy, tj. že její gravitační hmotnost jemnohem vyšší, než vyplývá ze součtu hmot pozorovaných členů kupy(viriálová věta). Od té doby se podobný efekt pozoruje praktickyu každé kupy galaxií a k tomu přibyly další argumenty, tj.neklesající křivky rotace galaxií na jejich perifériích a konečněnápadný nesoulad mezi pozorovanou a vypočtenou hmotnostígravitačních čoček -- někdy se dokonce zdá, že příslušnougravitační deformaci obrazu vzdálené galaxie či kvasaru působípouze chuchvalec skryté hmoty. Množství a samozřejmě i povahaskryté hmoty vesmíru se tak staly rovněž klíčovými kosmologickýmiparametry, neboť je zřejmé, že skrytá hmota nad hmotou zářivoupřevažuje přibližně o dva řády -- jde tedy o hlavní složku vesmíruvůbec.

J. Alam aj. soudí, že baryonní složku chladné skryté hmoty bymohly tvořit velmi trvanlivé tzv. kvarkové nuggety, vznikajícípři fázovém přechodu z kvarků na baryony v prvních mikrosekundáchpo velkém třesku. B. Nath upozornil, že velmi mnoho skryté hmotymůže obsahovat intergalaktické prostředí, jež je sice o 26 řádůřidší než atmosféra na Zemi, když obsahuje jedinou částiciv objemu 10 m3 (sněhovou vločku v objemu zeměkoule!). J. Wellsaj. tvrdí, že povahu skryté hmoty mohou odhalit pozorování 2 GeVantiprotonů v kosmickém záření, ale k tomu zatím nejsou vhodnépřístroje. Téhož názoru jsou i L. Bergström aj., kteří ukázali,že antiprotony by mohly vznikat anihilací supersymetrickýchčástic v galaktickém halu. D. Holz navrhl, aby se k určenírozložení skryté hmoty využily jednak supernovy a jednakgravitační čočky.

R. Ibata aj. přišli s relativně prozaickým vysvětlením proskrytou hmotu v halu naší Galaxie. Všimli si totiž, že naproslulých opakovaných snímcích HDF-N se vyskytlo alespoň pětnápadně modrých bodových objektů, jež se během dvou let mezisnímky zřetelně posunuly o více než 23 obloukových milivteřin.Autoři soudí, že by to mohli být staří bílí trpaslício hmotnostech kolem 0,5 Mo. Pak by se právě takto dala vysvětlitcelá skrytá hmota hala naší Galaxie, potažmo i dalších spirálníchgalaxií. S tím souhlasí B. Hansen, jenž konstatuje, že pak byskrytá hmota Galaxie nebyla fakticky tak docela temná, ale prostějen velmi slabě zářící. Do této skupiny řadí především tzv.béžové trpaslíky o hmotnostech 0,1 -- 0,3 Mo, jež jsou faktickyrychle chladnoucími bílými trpaslíky, jelikož na ně v přiměřenémtempu dopadá vodíkový plyn.

6.3. Reliktní a kosmické záření
Když proslulá družice COBE změřila pomocí aparatur FIR/SMMpřekvapivě vysokou úroveň infračerveného pozadí vesmíru,ukázalo se, že v tomto pásmu je obsaženo více energie, než kolikprodukují všechny hvězdy v pozorovaném vesmíru v oboru optickém.Podle M. Harwita pochází toto infračervené záření z relativněmalé vzdálenosti pro z < 2, ba dokonce možná jen z < 1a k jeho úrovni přispívají nejvíce slabé vzdálené galaxie,opticky nepozorovatelné. Tomu též odpovídají výsledky přehlídkyvzdálených zdrojů z družice ISO, při níž byly zkoumány čtyřiplošky ve vysokých galaktických šířkách na vlnové délce 12 mikrometrů.D. Clements aj. tak objevili 50 diskrétních zdrojů, z toho jen13 hvězd naší Galaxie, ale zato 37 vzdálených galaxií.

Pokud jde o mikrovlnné záření kosmického pozadí, nejvícepozornosti se nyní věnuje využití Sjunjajevova-Zeldovičovaefektu (rozptyl reliktních fotonů na horkém plynu) v kupáchgalaxií. E. Komatsu aj. odhalili poprvé existenci efektu takév submilimetrovém pásmu na frekvenci 350 GHz pro rentgenověnejsvítivější kupu galaxií RX J1347-1145 se z = 0,45.Čím dál větší zájem astrofyziků budí zlepšující se možnostidetekce kosmického záření vysokých a velmi vysokých energií.Podle G. Mediny-Tanco patří k největším záhadám vzácný -- lečnepochybný -- výskyt částic s energiemi vyššími než 50 EeV, neboťdíky existenci fotonů reliktního záření a infračerveného pozadíby takové energetické částice měly být rozbity nejpozději nadráze 30 Mpc. Do této vzdálenosti od Země se však nenalézá žádnýteoreticky vhodný zdroj tak energetických částic a naopak, vhodnézdroje leží daleko za touto hranicí (tzv.Greisenova-Zacepinova-Kuzminova mez -- GZK).

D. Bird aj. studovali rozložení extrémně energetického kosmickéhozáření pomocí aparatury Muší oko v Utahu. Ukázali, že v pásmu do3 EeV se kosmické záření lehce koncentruje ke galaktické rovině,kdežto nad touto hranicí je jeho rozložení pravděpodobněizotropní. E. Gorčakov a I. Charčenko upozornili, že galaktickouanizotropii energetického kosmického záření může vyvolat výskytmagnetických polí v koróně Galaxie. Na určitější závěry všakbudeme muset počkat ještě alespoň pět let, kdy už bude v rutinnímprovozu první část jižní observatoře Pierre Auger v Malargüev Argentině, kterou za 50 milionů dolarů buduje konzorcium 19států včetně České republiky.

Zatím však teoretikům rozhodně nechybí fantazie, když navrhujínejrůznější často bizarní mechanismy urychlování částickosmického záření v bližším okolí naší -- z hlediska extrémníchenergií -- naštěstí tak fádní Galaxie. Horkými favority naprodukci extrémně energetického kosmického záření se zdají býtzábleskové zdroje záření gama. A. Dar a R. Plaga soudí, žedávnými galaktickými zdroji tohoto typu lze objasnit průběhenergetického spektra kosmického záření v rozsahu od TeV až podesítky EeV, zejména výskyt dvou ohybů na plynulé klesajícíkřivce intenzity kosmického záření s rostoucí energií částic-- tzv. kolena pro energie 3 PeV a kotníku pro 3 EeV. Podle M.Wiedenbecka aj. se podařilo družici ACE, vypuštěné v srpnu 1997,prokázat, že zdrojem energetického kosmického záření jsou zcelaurčitě pozůstatky po výbuchu supernov, jak už před půl stoletímpředvídal E. Fermi. Zato usilovné hledání částic antihmotyv kosmickém záření přináší dle P. Chardonneta aj. zatím pouzehorní mez 10-6 pro zastoupení jader antihélia vůči jádrům hélia.

6.4. Částicová fyzika
Ve spolupráci Lawrencovy laboratoře v Berkeley a Spojeného ústavujaderných výzkumů v Dubně získali J. Oganessian aj. ostřelovánímplutoniového terčíku jádry vápníku nový chemický prvek č. 114s atomovou hmotností 298 a předvídanou mimořádně dlouhouživotností 30 s. Ostřelováním olověného terčíku jádry kryptonunavíc dostali rychle se rozpadající prvky č. 118 a 116. J. Gnědinaj. hledali pomocí kavkazského šestimetru hypotetické symetrickéčástice axiony v kupách galaxií a v magnetických hvězdách třídyAp, ale zatím bezúspěšně. Pro hypotetický poločas rozpaduprotonu byla z experimentů v podzemních detektorech zvýšenaspodní mez na 1,6.1033 roků. V Antarktidě byla uvedena do choduaparatura AMANDA pro detekci vysoce energetických neutrinz vesmíru prostřednictvím Čerenkovových detektorů v šachtácho průměru půl metru a hloubce 2 km, hloubených v ledu horkouvodou. Detektorem se tak stane blok ledu o objemu 1 km3.

Evropská laboratoř CERN ve spolupráci s podzemní observatoří GranSasso v Itálii připravují za 45 milionů dolarů pokus s vysílánímusměrněného svazku mionových neutrin, jež by se na přímé dráze730 km mezi urychlovačem a detektorem mohla oscilacemi částečnězměnit na tauonová.

6.5. Relativistická astrofyzika
B. Heckel aj. testovali platnost principu ekvivalence natorsních vahách a potvrdili jej s přesností 0,1 %. P. Kaaretvyužil aparatury EGRET na družici Compton k ověřování, zda veshodě s teorií kvantové gravitace závisí rychlost světla naenergii fotonů. U některých pulsarů lze totiž sledovat jejichimpulsy až do energie 2 GeV, ale výsledky pozorování o žádné takézávislosti nesvědčí. Nízkofrekvenční oscilace, pozorovanév rentgenovém pásmu u mnoha kompaktních objektů, mohou býtdůsledkem Lenseovy-Thirringovy precese nesouosého akrečníhodisku, obklopujícího rychle rotující neutronovou hvězdu (pulsar)nebo dokonce i černou díru. Podle N. Wexe a S. Kopeikina by setoto relativistické strhávání souřadnicové soustavy nejsnázepozorovalo u binárních pulsarů, jejichž jednou složkou je černádíra. J. Krolik spočítal, že pokud se kolem černé díry vyskytujesilné magnetické pole, pak je jeho energie soustředěna těsně podposlední (nejužší) stabilní oběžnou drahou kolem černé díry, a jesrovnatelná s klidovou energií akrečního toku.

T. Udem aj. ověřovali při úplném zatmění Slunce údajný vlivzatmění na chod atomových hodin, jenž prý při částečnýchzatměních Slunce v letech 1987 a 1992 vykazoval soustavnéodchylky v rozmezí 0,5 -- 65 mikrosekundy. Navíc při zatměních v letech1954 a 1959 měly být pozorovány odchylky ve stáčení rovinyFoucaltova kyvadla. Nová měření se dvěma cesiovými normály,jedním rubidiovým oscilátorem a vodíkovým maserem probíhala vesklepení laboratoře ve Wesslinu v Německu vzájemným porovnávánímchodu každé 4 s od 3. do 23. srpna 1999. Odchylky za 6 dnů kolemzatmění nepřesáhly 20 ns, a nepotvrdily tak žádný takový vliv.

7. Život ve vesmíru
Tým C. McKaye, známý svým kontroverzním tvrzením o mikrofosíliíchz Marsu v meteoritu ALHA 84001, opět rozčeřil hladinu debato možnostech života na Zemi, když našel živé mikroby vevzorcích 1 milión let starého antarktického ledu, odebranýchz hloubky 3,6 km pod stanicí Vostok. Není totiž příliš jasné,odkud tato stvoření čerpají energii nutnou pro svou existenci. E.Pierazzo a C. Chyba studovali možnost přežití aminokyselin připrůletu kometárního jádra o průměru 1 km zemskou atmosféroua následném impaktu. Zjistili, že některé aminokyseliny -- zejménapak kyselina aspartamová a glutamová -- takový tepelný šok přežijía na Zemi se tak dostaly z vesmíru v hojnějším množství, nežkolik jich vzniklo přímo na Zemi. Konečně C. Cockell uvažovalo případné možnosti existence života na Venuši. Ukázal, žeproblémem pro primitivní formy života není ani tlak 9,5 MPa napovrchu planety ani 97 % zastoupení CO2 v atmosféře, aleklíčovými problémy je teplota přes 460 oC a naprostá nepřítomnosttekuté vody. Teprve ve výšce 50 km nad povrchem klesá teplota napřijatelných 40 oC a tlak činí jen 0,15 MPa, ale na překážku jetam vysoká koncentrace kyseliny sírové, takže Venuše opravdunijak životodárně nevypadá.

M. Livio uveřejnil úvahu o vzácnosti výskytu mimozemšťanů, vevesmíru, jež podle jeho názoru souvisí s tím, že vesmíru trvá asi5,5 miliardy let, než v něm hvězdy vyprodukují termonukleárnímireakcemi dostatečné množství uhlíku a dopraví ho do zárodečnýchmezihvězdných mračen, aby byl nástup života technicky možný.Pozemská zkušenost pak ukazuje, že to zabere nejméně další 4miliardy let, než se počáteční jednobuněčný život zmůže namnohobuněčné inteligentní bytosti; jinými slovy, prvnímimozemšťané se ve vesmíru mohli objevit nejdříve až 10 miliardlet po velkém třesku.

S. Taylor si však myslí, že lidstvo je v pozorovaném vesmíruosamělé, jelikož sice na jedné straně tento vesmír obsahujeřádově 1022 hvězd, ale na druhé straně má Země až neuvěřitelnéštěstí, např. je doprovázena vhodně velkým a vzdáleným Měsícem,před dopady komet a planetek ji ochraňuje Jupiter; žádné velképlanety nemají excentrické dráhy; za poslední 4 miliardy letv blízkosti Země nevybuchla žádná supernova a zejména nedošlok žádném vzplanutí gama atd. K tomu mírně cynicky poznamenávajíR. Kurzweil a H. Moravec, že během nejbližšího půlstoletí počnouna Zemi roboti splývat s člověkem, takže klasický Homo sapienssapiens pomalu končí. Ostatně podle nejnovějších statistik mámeuž my lidé na Zemi maximum populačního růstu za sebou koncemšedesátých let XX. stol. kdy byl relativní populační přírůstekněco přes 2 % ročně, ale počátkem devadesátých let klesl již pod1,5 % za rok. V té době bylo ovšem dosaženo maxima absolutníhopřírůstku 85 miliónů osob za rok, což však u roku 1995 kleslo na80 miliónů za rok. Odhad počtu lidí na Zemi pro dobu, kdy začnemesplývat s roboty, činí asi 9 miliard osob.

Universita v Berkeley rozběhla 13. května 1999 pod vedením D.Andersona ambiciózní program celosvětové spolupráce majitelůosobních počítačů při Fourierově analýze rádiového šumu,zachyceného v projektu SERENDIP -- naslouchání umělým signálůmz vesmíru na frekvenci 1,42 GHz pomocí 305 m radioteleskopuv Arecibu. Návrh programu SETI@home byl poprvé předložen namezinárodním sympoziu o SETI v červenci 1996 na Capria představuje zatím nejúspěšnější program sdílení výpočtů nasvětě. Původní data z Areciba (35 GB/den !) jsou automatickyrozdělována na 107 s dlouhé balíčky po 250 kB, jež si zájemcimohou stáhnout z internetu stejně jako jednotný programzpracování pro platformy Windows, MacIntosh nebo OS. Výpočtymohou u dostatečně výkonných počítačů probíhat na pozadí; vždyvšak zcela bezbolestně v době, kdy je i méně výkonný osobnípočítač přepnut do režimu šetřiče obrazovky. Jakmile je balíčekzpracován, což zabere v průměru 20--35 h času CPU, příslušnýosobní počítač jej při nejbližším připojení na internet samočinněodešle zpět do Berkeley a stáhne si další balíček. Za prvníhočtvrt roku získal projekt 1 milión spolupracovníků v 224 zemíchsvěta, což odpovídá kapacitě virtuálního superpočítače s výkonem6 Tflops.

Programy hledání cizích civilizací typu SETI se dosudsoustřeďovaly na naslouchání v pásmu rádiových vln, avšakv loňském roce začaly pokusy s hledáním kódovaných světelnýchzáblesků od hvězd slunečního typu pomocí citlivých fotometrů,a to jednak v Berkeley a jednak na Harvardově univerzitě. J.Cordes připomíná, že v každém případě je přenos umělých signálůdegradován přibližně úměrně době průletu mezihvězdným prostředím,což by se dalo využít k odvození vzdálenosti zdroje uměléhosignálu od nás.

8. Astronomické přístroje
8.1. Optická astronomie
Koncem ledna 1999 dostal první světlo japonský 8,2 m reflektorSubaru na Mauna Kea a v dubnu 2000 byl uveden do trvaléhoprovozu pod vedením ředitele K. Kodairy. V březnu dostaldalekohled MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně nové monolitní 6,5 mzrcadlo, odlité v rotační sklářské peci roku 1992. Praktickysoučasně uvedli Italové do chodu 3,5 m teleskop TNG na Roque delos Muchachos na Kanárských ostrovech. V červnu byl vyzkoušenmezinárodní 8,1 m dalekohled Gemini-N na Mauna Kea. Je vybavenadaptivní optikou, dovolující v infračerveném pásmu rozlišení0,08". Do trvalého provozu byl uveden v létě 2000: Jeho jižnídvojče bude instalováno roku 2001 na Cerro Pachon v Chile.

Zcela podle plánu byla do chodu uváděna jednotlivá 8,2 m zrcadlaESO VLT na Mt. Paranalu v Chile. Zrcadla jsou pojmenovánav jazyku Mapuče Antú, Kjújen, Melípal a Jepún (Slunce, Měsíc,Jižní kříž a Večernice); slavnostní inaugurace největšíhodalekohledu na světě se odehrála za účasti celebrit 5. března1999. Podle R. Giacconiho aj. dosahuje Antú úhlového rozlišení0,04arcsec a mezných hvězdných velikostí 26,3 mag v pásmu U; 27,8 magv B a 25,2 mag v oboru I. Koncem roku bylo zveřejněno prvních 15původních vědeckých prací, založených na pozorování teleskopuAntú, sepsaných převážně německými a italskými astronomy. Od září1999 je novou ředitelkou ESO francouzská astronomka C. Cesarská.Mezitím R. Gilmozzi aj. z ESO uveřejnili první náčrt příštíhonejvětšího dalekohledu světa OWL (OverWhelmingly LargeTelescope) o průměru primárního zrcadla 100 m (!), tvořeného2000 šestiúhelníkovými segmenty o úhrnné hmotnosti 20 000 tv ceně 1,2 miliardy dolarů. Šlo by fakticky o svéráznýzenitteleskop o výšce 137 m, kde by bylo umístěno sekundárnízrcadlo ze 100 segmentů o průměru 25 m. Superdalekohled by bylpřirozeně vybaven systémem adaptivní optiky a měl by mít úhlovérozlišení 40x lepší než HST a zobrazoval by objekty až 38 mag.Bude ho řídit superpočítač o 300krát vyšším výkonu než jsoudnešní nejlepší počítače světa a měl by být v provozu již kolemr. 2020. Proto jako na zavolanou přichází zpráva, že společnostIBM hodlá do pěti let vyvinout superpočítač Blue Gene s výkonem1 Pflops (dosavadní špička je 2 TFlops), sestávající z miliónuGflops procesorů s přístupovým časem 10 ns. Takový superpočítačbude např. schopen současných objem dat na internetu (100 TB)přenést za necelou sekundu. Prodejní cena se ovšem odhaduje na100 milionů dolarů a příkon na 1 MW!

M. Cherry uvedl podrobnosti o jihoafrickém 9,2 m SALT, budev provozu r. 2004 za necelých 17 milionů dolarů. Jde o společnýprojekt JAR, Polska, USA a SRN, jenž představuje zdokonalenoukopii úspěšného texaského teleskopu HET. Na Mt. Wilsonuv Kalifornii uvedli v listopadu 1999 do chodu interferometrCHARA, sestávající zatím ze dvou spřažených metrovýchdalekohledů na proměnné základně. Podle H. McAlistera se jižpodařilo získat interferenční proužky pro tři jasné hvězdy a takje dobrá naděje, že interferometr dosáhne plánovaného rozlišení0,004".

R. Garstang uveřejnil nové údaje o mezných hvězdných velikostech(mhv) a užitečném maximálním zvětšení při pozorování zrcadlovýmidalekohledy, jak udává tabulka:

Průměr optiky (mm)mhv (mag)zvětšení
150
13,4
180x
400
15,4
470x
1000
17,0
1200x

O úžasném pokroku detekční techniky svědčí úspěch kanadskéhoastronoma-amatéra P. Boltwooda z Ottawy, jenž ke svému 0,4 mNewtonovu reflektoru f/4,8 připojil kameru s maticí CCD 576x384pixelů a složenou 20 h expozicí při hledání optického protějškuGRB v souhvězdí Hada dosáhl mezné hvězdné velikosti R = 24,1, cožještě před 20 lety nedokázal v uvedeném pásmu ani palomarskýpětimetr! Na Palomaru nyní probíhá digitální přehlídka oblohyDPOSS s meznou hvězdnou velikostí B = 22 mag, jejímž cílem jezobrazit přes 50 miliónů galaxií a více než 2 miliardy hvězd.Podle S. Djorgovského se přitom již podařilo odhalit 60 kvasarůse z > 4. U 3,6 m CFHT byla instalována mozaika 12 matic CCDo celkové ploše 12x8 kilopixelů, jež umožňuje naráz zobrazitzorné pole 0,7ox0,5o, tj. 200 MB z jediného snímku. Běhemjediné noci tak přibude v paměti počítače 10 GB a za rok provozuplný 1 TB. Přitom ve vývoji je už mozaika 18x18 kilopixelů...Podobně se modernizuje slavná 1,2 m Schmidtova komora na Mt.Palomaru, která dostala matici CCD s hranou 4 kilopixely prozobrazení pole o výměře 1,1 čtverečního stupně, avšak během 2 letbude vybavena mozaikou více než 100 (!) matic CCD.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu
Problémy s gyroskopy uspíšily další údržbu HST, jež bylapůvodně plánována již na říjen 1999. Odklad mise způsobil, že13. listopadu

Jiří Grygar

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Historie dobývání Venuše I (1960 – 1977)
Ilustrační foto...
NASA - věda versus politika
Ilustrační foto...
Z archivu: Rozhovor se Zdeňkem Pokorným
Ilustrační foto...
Všechno na Mars
Ilustrační foto...
Pozorování částečného zatmění Slunce
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