Žeň objevů 2001 – díl pátý

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy
A. Loktin aj. uveřejnili katalog otevřených hvězdokup,obsahující 425 položek. W. Dias aj. využili novéhoastrometrického katalogu Tycho 2 k měření absolutních vlastníchpohybů pro nejbližších 112 otevřených hvězdokup; z toho 28hvězdokup bylo proměřováno poprvé. V každé soustavě určilivlastní pohyby několika desítek hvězd, takže vcelku šlo o vícenež 4 tisíce vlastních pohybů. A. Loktin a G. Běšenov se zabývalitrigonometrickými vzdálenostmi otevřených hvězdokup, odvozenýmiz pozorování družice HIPPARCOS.

Do vzdálenosti 1 kpc, do níž je možné tyto hodnoty dostispolehlivě určit, se nachází celkem 45 otevřených hvězdokup,z nichž nejbližší jsou Hyády, pro něž jim dvěma postupynezávisle vyšla tatáž hodnota vzdálenosti 46,8 pc s chybou 1%. Tovšak úplně nehraje s výsledkem J. de Bruijna aj., kteří určilivzdálenost této strategické hvězdokupy 45,0 pc s chybou 6%, kdyžpříčný rozměr kupy dosahuje 20 pc, takže její nejbližší partiejsou opravdu za kosmickým rohem. K Hyádám patří asi 400 hvězd,z nichž HIPPARCOS zaznamenal paralaxy a vlastní pohyby pro 240nejjasnějších členů. Katalog je totiž úplný jen do V = 7,3 mag,i když místy obsahuje i hvězdy až 12,4 mag. Jelikož u těchtojasnějších hvězd známe dobře i radiální rychlosti, lze takspočítat poměrně přesné směry a velikosti prostorové rychlostijednotlivých hvězd a odtud i polohu úběžníku (apexu) prostorovéhopohybu hvězdokupy, což umožňuje výrazné zpřesnění hodnotyvzdálenosti těžiště celé hvězdokupy. Y. Lebreton aj. odhadlistáří Hyád nanejvýš na 650 milionů roků.

Podobný nesoulad v určení vzdálenosti trvá delší čas i pro dalšíznámou otevřenou hvězdokupu Plejády. Jak uvádějí D. Stello a P.Nissen, z měření družice HIPPARCOS vychází její vzdálenost na117 pc, kdežto ze stanovení průběhu hlavní posloupnosti vehvězdokupě vychází vzdálenost plných 132 pc. Příčinu rozporu vidíautoři v tom, že družice měří vzdálenosti nejjasnějších členůhvězdokupy, kdežto průběh hlavní posloupnosti určují převážněnejslabší hvězdy soustavy. Pokud je pak hvězdokupa kulověnesouměrná, tak to může způsobit zmíněný rozdíl.Podobně A. Marco a G. Bernabeu zpřesnili údaje pro známoudvojitou otevřenou hvězdokupu h a Chí Persei (NGC 869a 884). Proměřili v nich celkem 350 hvězd do mezní hvězdnévelikosti V = 16,5. Mladší hvězdokupa Chí Per je o něco blíže(2,06 kpc) než h Per (2,15 kpc). Nejvíce hvězd v nich vznikalopřed 10, 14 a 20 miliony lety. Ani tato data zcela nehrajís podobnou analýzou S. Kellera aj., jimž vyšla shodná vzdálenostobou kup (2,24 ± 0,05) kpc a stejné stáří (13 ± 3) milionů roků.Tato analýza je ovšem založena na mnohobarevné fotometrii 17tisíc členů hvězdokup do 18 mag.

HST pořídil zatím vůbec nejlepší snímek obří kulové hvězdokupyOmega Centauri, obsahující přes milion hvězd převážně slunečníhotypu, ale podstatně starších - kolem 12 miliard let. Jelikožhvězdy v soustavě obsahují málo těžkých prvků ("kovů"), patrnětam nevznikly skoro žádné exoplanety. Pokud přesto vznikly, takje asi zlikvidovala častá těsná sblížení členů hvězdokupy. Autořiodhadují, že v průběhu existence hvězdokupy se tisíce hvězddoslova srazily s jinými. Tyto splynuvší hvězdy se prozrazujíneobvyklými barevnými indexy.

J. Grindlay aj. hledali pomocí družice Chandra rentgenovédvojhvězdy v kulové hvězdokupě 47 Tucanae (NGC 104). Celkem tamnašli 108 rentgenových zdrojů, z toho polovinu představujírádiové pulsary (včetně všech 15 známých milisekundovýchpulsarů) a třetinu bílí trpaslíci, kteří kradou hmotu svýmhvězdným průvodcům. Pouze 15% zdrojů představují standardnírentgenové dvojhvězdy, což je poněkud málo; zato neutronovýchhvězd ve hvězdokupě je překvapivě mnoho. M. Kramer aj. nenašližádné známky centrální koncentrace (hmotnější černé díry) v jádřetéto kulové hvězdokupy. M. Zoccali aj. zpřesnili její vzdálenostod nás na 4,6 kpc a její stáří na (13 ± 2,5) miliard let.D. McNamara vyšel ze vzdálenosti 53,2 kpc pro Velké Magellanovomračno a na základě toho byl schopen revidovat stáří 16kulových hvězdokup v naší Galaxii na velmi přijatelnou hodnotu(11,3 ± 1) miliard let, která se pohodlně vejde do současnéhodnoty pro stáří vesmíru. Podobně J. Johnsonové a M. Boltemuvyšlo průměrné stáří kulových hvězdokup (12,9 ± 2,9) miliardroků.

Pozorování kulové hvězdokupy NGC 1850 ve Velkém Magellanověmračnu pomocí HST dalo neuvěřitelně nízké stáří pouze 50 milionůroků. Průvodce této hvězdokupy je pak úplný benjamínek o stáří5 milionů let. D. Forbes aj. zjistili ze studia 10 kulovýchhvězdokup v eliptické galaxii Fornax, že tamější hvězdy majívyšší obsah kovů než Slunce. Jejich průměrné stáří činí 11miliard roků. Pomocí HST lze dnes objevit a sledovat kulovéhvězdokupy v cizích galaxiích až do vzdálenosti kolem 100 Mpc.

5.2. Naše Galaxie
F. Zadeh aj. zkoumali pomocí družice Chandra nejkompaktnějšíhvězdokupu Arches, která se nachází uprostřed Galaxie pouhých27 pc od černé veledíry v centru naší hvězdné soustavy.Hvězdokupa obsahuje přinejmenším 150 velmi horkých hvězd o stářído 2 milionů roků, které jsou soustředěny v prostoru o průměrupouhých 0,3 pc. Hvězdokupa je obklopena bublinou žhavého plynuo teplotě 60 MK, což je unikát svědčící o tom, že zde neustáleprobíhá překotná tvorba hvězd. Tutéž hvězdokupu pozorovali C.Langová aj. pomocí antény VLA a našli v ní 8 silných radiovýchzdrojů, jejichž poloha souhlasí s nejjasnějšími hvězdami v kupě.Hmotnosti žhavých hvězd přesahují určitě 20 MM_o a z nich vyvěrámimořádně intenzívní žhavý hvězdný vítr o rychlosti 1000 km/s,který zřejmě zásobuje zmíněnou bublinu. O extrémním mládíhvězdokupy svědčí i okolnost, že tam dosud nevybuchla ani jednasupernova.

R. Bromley aj. se věnovali polarimetrii okolí černé veledíryo hmotnosti 2,6 M_o a Schwarzschildově poloměru 0,05 AU v centruGalaxie. Veledíra je obklopena relativistickým akrečním diskem.Podle G. Bowera aj. dosahuje lineární polarizace v radiovémzdroji Sgr A na frekvenci 112 GHz nanejvýš 1,8%. F. Melvia aj.a P. Baganoff aj. odhalili pomocí družice Chandra, že zdroj sekoncem září 1999 a znovu ještě výrazněji koncem října 2000 běhemminut opakovaně zjasnil ve tvrdém pásmu rentgenového spektra ažna 45násobek klidového stavu, což odpovídá špičkovému výkonu až2.10²⁶ W, Poloha zdroje vzplanutí, jenž pokaždé zanikl běhemněkolika hodin, byla vzdálena pouhých 1200 AU od veledíry.Z rychlosti změn intenzity rentgenového záření odhadli rozměraktivní oblasti na 180 milionů km. Téměř určitě šlo o materiál,který posléze spadl do černé veledíry. Něco takového nedávnopředpověděli K. Menou a E. Quataert, kteří spočítali, co se stanes hvězdou, která je slapově roztrhána černou veledírou. Ukázali,že se z ní vytvoří tenký akreční disk, odkud padá hmota na černouveledíru, což se projeví mocnými energetickými záblesky.

A. Lomman a D. Backer zkoumali pomocí radioteleskopu v Arecibu podobu více než 3 roků drobné variace v oběžné periodě tříbinárních pulsarů v Galaxii a odhalili tak společnou kvaziperiodu106 dnů, kterou chtějí vysvětlit jako odraz vlivu gravitačníchvln z černé veledíry v centru Galaxie na příslušné oběžné dobyzmíněných pulsarů. Tvrdí totiž, že se v jádře Galaxie nachází veskutečnosti pár stejně hmotných černých veleděr, jež kolem sebeobíhají a přitom vydávají gravitační záření o extrémně nízkéfrekvenci řádu nHz. Naneštěstí jsou binární pulsary vzácnéa jejich oběžné periody jsou tak krátké, že se rychle zkracujígravitačním zářením samotných složek pulsaru, takže pro potvrzeníodvážné domněnky bude potřebí zlepšit přesnost měření oběžnýchdob pulsarů ještě nejméně o řád.

K. Ebisawa aj. ukázali, že struktura Galaxie v tzv. opomíjenémpásmu se dá sledovat díky rentgenovým zdrojům rozlišeným družicíChandra. Tyto zdroje se totiž nalézají vně Galaxie, která jev rentgenové oblasti spektra kupodivu průhledná. Chandra takvyřešila dlouholetou záhadu povahy difúzního rentgenovéhozáření kosmického pozadí, neboť při svém velmi vysokém úhlovémrozlišení ukázala, že jde o velmi vzdálené kvasary resp. aktivníjádra galaxií. Nicméně část tohoto záření zůstává nadálenerozlišena a zřejmě jde o rozsáhlá oblaka horkého plazmatuuvnitř naší Galaxie, jež jsou díky magnetickému poli udržovánav hlavní rovině naší hvězdné soustavy.

R. Ibata aj. ukázali na základě sledování slapových proudůchladných uhlíkových obřích hvězd bohatých na kovy podél hlavníkružnice, procházejí středem trpasličí galaxie v souhvězdíStřelce, že naše Galaxie je obklopena sférickým temným halemo značné hmotnosti a vnitřním poloměru 16 kpc, zatímco vnější mezhala je vzdálena od centra Galaxie plných 60 kpc. Podle A. Colehoje metalicita zmíněné trpasličí galaxie v galaktické délce 6,6°vysoká a její střed je od nás vzdálen 24 kpc.

5.3. Místní soustava galaxií
V Malém Magellanově mračnu nalezla družice Chandra už 25rentgenových pulsarů, takže v této blízké galaxii zřejmě právěprobíhá epocha překotné tvorby. hvězd. C. Alcock aj. sestrojilibarevný diagram pro 9 milionů hvězd ve Velkém Magellanověmračnu na základě pozorování z přehlídky MACHO, že nejstaršíhvězdy v této galaxii vznikly před 9 miliardami let, tj. zároveňs hvězdami naší Galaxie. Hvězdy v příčce jsou však nanejvýš 5miliard let staré.

M. Groenewegen a M. Salaris odvodili z pozorování zákrytovédvojhvězdy HV 2274 ve Velkém Magellanově mračnu modul vzdálenostipro centrum této galaxie (18,42 ± 0,07) mag, zatímco F. Maloneyaj. dostali pro jinou zákrytovou dvojhvězdu EROS 1044 modulvzdálenosti 18,2 ÷ 18,3 mag a A. Walker aj. odvodili ze zkoumáníhvězdokupy NGC 1866 pomocí HST modul (18,33 ± 0,05) mag, cožv porovnání s dalšími početnými určeními vzdálenosti tétosoustavy dává značnou nejistotu v určení hodnoty Hubblovykonstanty H_o až 20%.

B. Paczynski soudí, že rozptyl modulů pro obě Magellanova mračnase podaří snížit analýzou světelných křivek většího počtuoddělených zákrytových dvojhvězd a ve vzdálenější budoucnosti seproblém nejisté vzdálenosti těchto blízkých galaxií vyřešístudiem spektroskopických dvojhvězd, pro něž získámei astrometrické dráhy zásluhou pozemních interferometrů neboastrometrické družice SIM. Pak by se chyby ve vzdálenostechsnížily na přijatelnou hodnotu 1%. Vskutku dle J. Wyitha a R.Wilsona umožnila přehlídka OGLE získat dobrá data pro 1459oddělených zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu,a pro 4/5 z nich se podařilo odvodit velmi přesné elementysoustav, což brzy pomůže zlepšit údaj o vzdálenosti Mračna odnás.

Podobně L. Macri aj. hledají v centrálních částech galaxií M 31a M 33 cefeidy a oddělené zákrytové dvojhvězdy, což by mělonakonec snížit nejistoty ve vzdálenostech těchto galaxií alespoňna 5%. Galaxie M 33 v Trojúhelníku se odlišuje tím, že nemácentrální výduť a tudíž ani černou veledíru ve svém centru. Tosouhlasí se zjištěním K. Gebhardta a L. Ferrareseové, že mezihmotností centrální výdutě galaxie a příslušné černé veledíryexistuje přímá úměrnost. Vztah byl odvozen na základě 30 měřeníhmotnosti černých veleděr a platí v rozsahu jejich hmotností1 ÷ 1000 MM_o. V. Dokučajev a J. Jarošenko se domnívají, žev raném vesmíru byla zhruba stotisícina látky zhroucenav prvotních černých dírách o hmotnosti řádu 100 kM_o. Na ně sepak nabalovaly budoucí galaktické výdutě a tím lze vysvětlit,proč mezi hmotností černých děr a výdutí platí zmíněná lineárníúměra. Tento názor získal pozorovací podporu díky sledování osmiaktivních jader galaxií v submilimetrovém spektrálním pásmu, jakukázali M. Page aj.

R. Ibata aj. odhalili proudy hvězd bohatých na kovy také v řídkémvnějším halu obří spirální galaxie M 31 jako důkaz o pohlcovánía splývání trpasličích galaxií s touto naší kosmickou obříkosmickou sestrou. Tento proces splývání galaxií neustálepokračuje a během příštích 3 miliard let splyne M 31 s našíGalaxií. K témuž závěru dospěla A. Helmiová aj., která ukázala,jak kanibalská galaxie M 31 přímo před našim očima ničí strukturusvého průvodce M 32. Pohlcování trpasličích galaxií vede obecněke vzniku sférického hala kolem kanibalské galaxie. Strukturavesmíru tak vzniká obecně "zdola nahoru"; pohlcování galaxiía jejich splývání vede ke vzniku obřích soustav zvláště pakv hnízdech galaxií. A. Udalski aj. využili měření z přehlídkyOGLE také k určení vzdálenosti galaxie IC 1613 chudé na kovya dostali hodnotu 692 kpc. To je v dobré shodě s hodnotou(730 ± 20) kpc, kterou odvodili A. Dophin aj. z pozorování 13proměnných typu RR Lyr a 11 cefeid pomocí HST.

5.4. Cizí galaxie
K. Weaver aj. a A. Zezas aj. shrnuli pozorování družice Chandra,týkající se nové populace černých děr středních hmotností(100 ÷ 1000 M_o) v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. Prvnídůkaz existence středně hmotných černých děr podala družice ROSATteprve v r. 1999. Prozrazují se velmi svítivými bodovými zdrojirentgenového záření obvykle v okolí jádra galaxie do vzdálenosti1 kpc. Podle všeho je jejich četnost tak vysoká, že se mohouv jádrech galaxií s překotnou tvorbou hvězd dokonce navzájemsrážet a tak vyvolat vznik černých veleděr s hmotnostmi nad1 MM_o. Jelikož černé veledíry jsou přímou příčinou vznikukvasarů, objevuje se tak vývojová posloupnost, začínajícípřekotnou tvorbou hvězd v galaxii a končící vznikem kvasaru.Podle A. Ptaka aj. obsahuje asi čtvrtina všech galaxií zmíněnésvítivé rentgenové zdroje.

Týmž problémem se zabývali i T.Ebisuzaki aj., neboť dosudnebylo jasné, jak vznikají černé veledíry s hmotnostmi nad1 MM_o. Nyní se tedy ukazuje, že stavebními kameny pro veledíryjsou právě černé díry středních hmotností, které často souvisejís kompaktními mladými hvězdokupami, jak ukázaly snímkyz japonského osmimetru Subaru. Nejhmotnější hvězdy ve hvězdokupěpostupně splývají a utvoří středně hmotnou černou díru, která seposléze zřítí do jádra galaxie, kde se vlivem dynamického třenía gravitačního záření obíhající středně hmotné díry slijí doveledíry.

Prvním příkladem je známá galaxie M 82 (UMa), vzdálená od nás3,6 Mpc, jež má podle pozorování družicí Chandra poblíž svéhocentra velmi jasný a silně proměnný rentgenový zdroj. P. Kaaretaj. se domnívají, že uvnitř zdroje se nalézá středně hmotná černádíra s hmotností v rozmezí 500 ÷ 1 000 000 M_o. M. Rejkubaovánašla v nejbližší obří eliptické galaxii NGC 5128 (Cen A)celkem 76 kulových hvězdokup o absolutní hvězdné velikosti až-10 mag. Mnohé z nich mohou ve svém nitru obsahovat středněhmotné černé díry. Také tato galaxie je od nás vzdálena(3,6 ± 0,2) Mpc. Podle A. Marconiho aj. se v centru soustavynachází infračervený bodový zdroj o průměru menším než 4 pc.Jelikož jeho hmotnost činí 200 MM_o, jde nepochybně o centrálníčernou veledíru.

M. Lee připomíná, že tato galaxie podobně jako obří galaxieM 87 v Panně je zdrojem fotonů gama v energetickém pásmu TeV.Jádra těchto galaxií jsou aktivní podobě jako další tři galaxie,které byly v pásmu TeV dosud rozpoznány. P. Fouqué aj.prozkoumali okolí obří galaxie M 87 do vzdálenosti až 8°a identifikovali tak přes 180 galaxií příslušné kupy. V pomyslnékouli o poloměru 2,2 Mpc se středem v M 87, vzdáleném od nás16 Mpc, se nachází látka o úhrnné hmotnosti 1200 TM_o. Podle D.Wanga aj. je spirální galaxie NGC 4631 (CVn), vzdálená od nás7,7 Mpc, obklopena horkým plynem o teplotě 3 MK, který vzniká připočetných explozích supernov v jádře soustavy. Kromě toho se aždo vzdálenosti 7,7 kpc od hlavní roviny galaxie nalézá difúzníplynné halo o teplotě 3 kK, jehož tvar je zřetelně ovlivněnmezihvězdným magnetickým polem. V této galaxii zcela určitěprobíhá překotná tvorba hvězd. S. Gallagherová aj. zjistili, žehvězdy vznikají překotně také v komplexu čtyř galaxií v souhvězdíPegasa, známých jako Stephanův kvintet (tyto čtyři členyskupiny mají týž červený posuv z = 0,0215, kdežto pátý člen- galaxie NGC 7320 - se do jejich směru pouze promítá; veskutečnosti je k nám mnohem blíže: z = 0,003). Kvintet bylobjeven již r. 1877 a jeho čtyři členy vzájemně interagují, cožvede k epizodám překotné tvorby hvězd.

L. Macri aj. zkoumali spirální galaxii NGC 2841 (UMa;z = 0,002), která proslula tím, že během minulého století v nívzplanuly 4 supernovy, takže pomocí 18 cefeid pozorovaných HSTbylo možné nezávislé vypočítat její vzdálenost. Vyšla tak průměrnáhodnota (14,1 ± 1,5) Mpc, která zase umožní kalibrovatvzdálenosti, určované pomocí Tullyovy-Fischerovy relace. PodobněA. Saha aj. srovnávali údaje o vzdálenosti pro galaxiiNGC 3982 (UMa), kde vzplanula supernova 1998aq třídy Ia a v nížse pomocí HST podařilo získat světelné křivky 26 cefeid. Odtuddostali vzdálenost galaxie (22 ± 1,5) Mpc a absolutní magnituduzmíněné supernovy -19,5.

Y. Yang aj. zobrazili nejbližší (13 Mpc) Seyfertovu galaxiiNGC 4151 pomocí družice Chandra a změřili tak její úhrnnýrentgenový zářivý výkon řádu 10³⁶ W. J. Wilms aj. zkoumalipomocí družice Newton jádro Seyfertovy galaxie MCG 6-30-15,vzdálené od nás 30 Mpc. V jejím centru se nachází černá veledírao hmotnosti 100 MM_o, která zřejmě uvolňuje zářivou energiíBlandfordovým-Znajekovým mechanismem, tj. interakcí gravitačníhoa magnetického pole v blízkosti obzoru událostí. Autoři takpozorovali intenzivní rentgenovou jadernou čáru železa o energii6 keV, rozšířenou a červeně posunutou mocnou gravitací. Rozšířeníčáry odpovídá rychlosti pohybu materiálu až 0,25 c. Něcopodobného nalezli také R. Mushotzky aj. a C. Jonesová aj.u eliptické galaxie NGC 4636 v v kupě v Panně. Měření z družiceChandra ukázala, že galaxie je obklopena horkým (10 MK) plynem,který se v intergalaktickém prostoru ochlazuje a padá zpětk černé veledíře v jádřa soustavy. Ta ho však znovu ohřejea odmrští, takže cyklus se stále opakuje.

Družice Chandra analogicky k HST exponovala mimořádně dlouho(11,6 d úhrnné expozice) dvě hluboká pole (CDF). Na severníobloze překrývá užší pole HDF-N a na jižní obloze je centrovánado souhvězdí Pece (souřadnice 0332-2748). Podle R. Giacconiho aj.se v jižním poli CDF podařilo nalézt přinejmenším 144 měkkýcha 91 tvrdých rentgenových zdrojů, z nichž se zdařila optickáidentifikace pro 90% z nich. Podle P. Tozziho aj jsou tvrdézdroje v průměru blíže než měkké. Pouze měkké záření vydávajínejčastěji standardní galaxie s rentgenovým zářivým výkonem řádu10³⁴ W. Oba druhy záření vydávají eliptické nebo silně zaprášenégalaxie a galaxie s překotnou tvorbou hvězd, ale též o aktivníjádra galaxií resp. kvasary. Tak se podařilo objevit mnohé zdrojev nejvzdálenějším (3 Gpc) vesmíru, které jsou obvykle černýmiveledírami v jádrech kvasarů. Mezi nimi zcela převažují (98%!)kvasary bez optických protějšků, neboť aktivní jádra jsouzahalena prachem a plynem. Dalekohled VLT ESO již pořídil asi100 spekter objektů z pole CDF-S. Pro severní pole CDF porovnalizobrazené zdroje s optickými a radiovými protějšky A.Hornschemeier aj. a zdařilo se jim tak identifikovat více než4/5 objektů. To znamená, že dříve objevené extragalaktickérentgenové pozadí tvořily převážně tehdy nerozlišitelné bodovéobjekty v kosmologických vzdálenostech pro z < 3,5.A. Fabian aj. objevili pomocí družice Chandra nejvzdálenějšíkupu galaxií 3C 294 (CVn) se z = 1,79, tj. ve vzdálenosti3 Gpc. J. Willick aj. uveřejnili výsledky přehlídky vybraných kupgalaxií StaCS, uskutečněné pomocí 9,2m teleskopu HET v Texasuna 60 čtv. stupních oblohy. Ukázali, že běžné galaxie dosahujíhmotnosti až 1 TM_o, zatímco kupy galaxií až 1000 TM_o. Největšía nejhmotnější kupy galaxií ve vesmíru jsou teprve ve vývinu,protože vesmír je dosud velmi mladý.

Cestami samotného vzniku galaxií se zabýval M. Scodeggio. Podlevertikálního modelu vznikaly v raném vesmíru galaxie souběžněz prvotního plynu. Naproti tomu hierarchický model tvrdí, že napočátku se utvořily subgalaktické jednotky, které se postupněsrážely a splývaly, což pak nutně probíhá i dnes. V tomto modeluse typ dané galaxie během vývoje mění, a výsledkem je buďspirální nebo eliptická galaxie. Konečně v monolitickém modeluse rodí galaxie různého typu a tvaru souběžně, a tento tvar sipak podrží. V raném vesmíru bylo mnoho galaxií eliptických avinou jejich zaprášení jsou pozorovatelné pouze jako slabéinfračervené zdroje. Není vyloučeno, že všechny modely mají něcodo sebe a jde jen o jejich podíl na dnešní podobě vesmíru.R. Abraham a S. van den Bergh se věnovali morfologickému vývojigalaxií a ukázali, že tyto soustavy nabyly současného vzhleduzcela nedávno. Před 3,5 miliardami let vypadaly galaxie ještědocela jinak. Spirální ramena byla mnohem chaotičtější a méněvyvinutá a spirály s příčkou byly velmi vzácné. Před 8 miliardamiroků měla plná třetina galaxií zcela pekuliární tvary. Podle R.Ellise se průlom ve studiu vývoje galaxií uskutečnil v r. 1970,kdy se podařilo změřit červený posuv galaxie 23 mag. V polovině80. let minulého století k tomu přistoupila možnost vícebarevnéfotometrie vzdálených galaxií a první nízkodisperzní spektrapomocí nové třídy 4m dalekohledů. Od poloviny 90. let jsou pakdíky HST k dispozici morfologické snímky vzdálených galaxiía jejich infračervené i ultrafialové jasnosti. Současné 8mdalekohledy dokáží změřit i průběh rotace galaxie, a to dávávelké možnosti při navazování jednotlivých etap vývoje pro tytotak rozmanité hvězdné soustavy.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií
M. Véronová-Cettyová a P. Véron uveřejnili pouze na internetu(www.obs-hp.fr) jubilejní 10. katalog kvasarů, který obsahujeplných 23760 kvasarů, z toho 5751 aktivních jader galaxií a 606blazarů. Proti 9. vydání z r. 2000 se tak počet objektů bezmálazdvojnásobil díky zdařilé australské přehlídce 2dF. První katalogz r. 1971 obsahoval 200 kvasarů. P. Barthel aj. vysvětlujíkvasary a blazary jednotným modelem černé veledíry, jež se nalézáuprostřed mateřské galaxie a postupně pohlcuje okolní akrečnídisk tvořený slapově roztrhanými hvězdami a mezihvězdnou látkou.Běžné radiogalaxie jsou fakticky kvasary, které pozorujemez profilu, takže jasné jádro je skryto za toroidem prachovéhodisku. Kolmo k němu pak vyvěrají jasné úzké radiové výtrysky,které se ve větší vzdálenosti rozšiřují na proslulé obří radiovélaloky. Pokud jeden z výtrysků směřuje k Zemi, pozorujemeblazar bez výrazných spektrálních čar. Také F. Ma a B. Wills sedomnívají, že blazary jsou prostě vhodně natočenými radiověhlučnými kvasary.

T. Morel aj. využili infračervené přehlídky z družice ISOk objevu nadsvítivé infračervené galaxie J1640+4185 s červenýmposuvem z = 1,1, jež je fakticky radiově tichým a nečočkovanýmkvasarem s udivující infračervenou svítivostí 10 TL_o. K. Leighlyaj. nalezli díky radiové přehlídce FIRST druhý optickynejjasnější kvasar PHL 1811, jehož B = R = 13,9 přiz = 0,19. S. Anderson aj. shrnuli první výsledky přehlídkySDSS, která pokryla již 700 čtv. stupňů a našla tak 100 kvasarůs červenými posuvy z > 4. D. Vanden Berk aj. vytvořili nazákladě přehlídky vzorové spektrum kvasaru v rozmezí červenýchposuvů 0,04 ÷ 4,80, přepočtené na klidové vlnové délky80 ÷ 855,5 nm. V tomto vzorovém spektru se nachází na 80 emisníchčar a mnoho překrývajících se čar (blendů). Nejvýraznější čárypříslušejí ionizovanému uhlíku, kyslíku a hořčíku a ovšemnejvýraznější vůbec je čára H_alfa. K. Fan aj. tuto přehlídkurozšířili již na 1550 čtv. stupňů a našli tak 3 rekordněvzdálené kvasary s červenými posuvy z v rozmezí 5,8 ÷ 6,3.Ještě hlubší přehlídku zahájili R. Sharp aj. pomocí britskéhoteleskopu INT.

Dosud jen 9 kvasarů má z > 5 a tak se zdá, že v tom čase bylvesmír silně ionizován. Vznikala I. generace galaxiís "kondenzačními jádry" v podobě černých veleděr. Právě v téepoše patrně vznikalo i nejvíce hvězd za jednotku času v celýchdějinách vesmíru. N. Trentham aj. objevili kvasarSDSS J1044-0125 s rekordním červeným posuvem z 5,8 prorentgenové kvasary. V jádru kvasaru se totiž nachází černáveledíra s hmotností 3 GM_o. Podle W. Brandta aj. má kvasaroptickou jasnost 19,3 mag, ale rentgenový výkon pouze1,8.10³⁷ W, což svědčí o silné absorpci tvrdého rentgenovéhozáření uvnitř objektu.

V. Junkkarinen aj. studovali pomocí HST STIS jasný (V = 17,8)binární kvasar LBSQ 0103-2753 s úhlovou vzdáleností složek0,3", což při červeném posuvu soustavy z = 0,85 dává projekcilineární separace 2,3 kpc. Spektra obou složek jsou naprostorůzná, takže nejde o gravitační čočku, ale o skutečnou dvojicikvasarů, jež patrně vznikly při splynutí mateřských galaxiía obsahují binární černou veledíru. Podobně vysvětlují S. Britzenaj. radiová pozorování kvasaru PKS 0420-014, jenž obsahujenadsvětelný radiový výtrysk. Jiným důvodem pro podvojnostcentrální černé veledíry je pozorovaná precese akrečního disku,jakou pozorujeme u kvasaru OJ 287. Autoři upozorňují, žebinární černé veledíry jsou dobrým tipem pro budoucí kosmickouobservatoř LISA, jejímž úkolem má být detekce gravitačních vln.Dosud je známo asi 20 fyzických párů kvasarů.

M. Lacy aj. našli přímou úměrnost mezi hmotností černé veledíryv kvasarech a jejich radiovou hlučností. Radiově hlučné kvasaryse vyskytují prakticky výhradně v obřích eliptických galaxiích.P. Müller a J. Fynbo odhalili v čáře Ly_alfa dlouhé vlákno,vybíhající z kvasaru 1205-30 o červeném posuvu z = 3,0.Průmět délky vlákna vychází na plných 5 Mpc a potvrzuje takvýskyt vláknité struktury vesmíru v jeho raných fázích, v dobréshodě se Zeldovičovým modelem (1970) velkorozměrové strukturyvesmíru. M. Burbidgeová pokračovala ve svém tažení protikosmologickému výkladu povahy kvasarů a snesla nové důkazyo tom, že kvasary jsou objekty, vyvrhované obrovskými rychlostmiz blízkých galaxií. V každém případě si zaslouží medaili zaodvahu, s níž tvrdohlavě prosazuje tak neortodoxní názor. Ostatněji předloni přispěchal na pomoc M. Hawkins, když připomněl, žepokud jsou kvasary v kosmologických vzdálenostech, měly by sefluktuace jejich jasnosti zvolňovat s rostoucí vzdáleností díkyefektu dilatace času v teorii relativity, ale nic takového senepozoruje.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky
J. Muňoz aj. našli nový kvasar RX J0921+4529 s rozdílemjasností 1,4 mag, úhlovou separací složek 6,9" a červeným posuvemz = 1,7, které jsou zesíleny gravitační čočkou - spirálnígalaxií se z = 0,3. M. Barstow aj. určovali zpoždění fluktuacíradiového toku pro zatím nejdokonalejší Einsteinův prstenB0218+357. Ze zpoždění dt = (10,5 ± 0,4) d odvodili hodnotuHubblovy konstanty H_o = (69; +13,-19) km/s/Mpc. A. Oscoz aj.využili podrobných světelných křivek prototypu gravitačních čočekQSO 0957+561 z let 1984-1999 ke zpřesnění hodnoty zpožděnídt = (422,6 ± 0,6) d.

G. Chartas aj. studovali pomocí družice Chandra čočku 2016+112s červeným posuvem z = 1 a objevili tak rentgenové protějškyk dosud známým optickým obrazům, čímž vyloučili možnost, že byčočkování způsobila skrytá hmota vesmíru. N. Morgan aj. použilitéže družice ke sledování čtyřlístku RX J0911+0551 a určilitak rentgenový zářivý výkon přilehlé kupy galaxií na 8.10³⁶ W,tj. úhrnnou hmotnost kupy na 230 TM_o. Celkem 6 obrazů dávágalaxie CLASS B1359+154, objevená v r. 1999 pomocíradioteleskopů VLA a MERLIN. Je od nás vzdálena 3,4 Gpc a jezobrazena trojicí galaxií ve vzdálenosti 2,1 Gpc od nás.

R. Blandford předestřel vizi budoucího využití gravitačních čočekpři výzkumu rozložení hmoty ve vesmíru. Pokud se podařímonitorovat v reálném čase řádově bilión bodových objektů nanebi, lze očekávat, že asi miliarda z nich bude jevit měřitelnéfluktuace jasnosti, související s gravitačním čočkováním. Odtudpak bude možné trojrozměrně mapovat jak rozložení skryté hmotyvesmíru tak deformace prostoročasu v okolí černých děr jakoži objevovat terestrické exoplanety díky zesílení jejich jasnostimezilehlou gravitační čočkou. Podle jeho odhadu se na oblozenachází zhruba 100 miliard bodových infračervených zdrojůjasnějších než 30 mag a průměrná úhlová rozteč mezi nimi činí2", takže téměř každý z extragalaktických objektů může býtovlivněn mezilehlou gravitační čočkou.

Podle F. Deruea aj. proběhla v posledních třech letech přehlídkamikročoček EROS II ve směru ke spirálním ramenům Galaxie.Sledovali tak světelné křivky více než 9 milionů hvězd v roviněnaší Galaxie, přičemž našli 7 zjasnění, odpovídajícíchmikročočkování neviditelným tělesem. Lze tím nepřímo zjišťovati průběh příčky uprostřed naší hvězdné soustavy. V programuEROS I se v r. 2000 podařilo najít ve výduti naší Galaxie vevzdálenosti 7,7 kpc od nás červeného obra, zobrazeného pomocídvou mezilehlých trpasličích hvězd. V červenci 2000 byla obříhvězda spektrálně sledována pomocí VLT ESO a tak se poprvézdařilo mapování povrchu obří hvězdy, jež potvrdilo stávajícímodely atmosfér pro červené obry. Podobně se M. Albrowovi aj.podařilo při studiu binární gravitační mikročočkyOGLE-1999-BUL-23 určit hodnoty okrajového ztemnění v atmosféřepodobra sp. třídy G/K ve vzdálenosti 8 kpc od nás. Poloměrpodobra činí 3,2 R_o a jeho efektivní teplotu 4,8 kK. Složkymikročočky jsou od sebe v projekci na oblohu vzdáleny minimálně1,5 AU.

C. Alcock aj. zase našli dvojhvězdu MACHO-96-LMC-2 ve VelkémMagellanově mračnu, která byla zobrazena gravitační mikročočkou- červeným trpaslíkem, jenž rovněž patří do téže galaxie. Odtudvyšla hmotnost primární složky 2 M_o a poměr hmotností složek20:1, čili sekundární složka je téměř na spodní hranici hmotnostipro hvězdy. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 9,2 d. Týmžautorům se podařilo pomocí HST dohledat mikročočky k 8 zjasněnímve Velkém Magellanově mračnu a ve všech případech se ukázalo, žeza mikročočky posloužily hvězdy v halu naší vlastní Galaxie. K.Sahu aj se pokusili pomocí HST hledat během jara 1999 gravitačnímikročočky v kulové hvězdokupě M 22, vzdálené od nás 2,6 kpc.Během 18 dnů pozorování odhalili jeden případ zjasnění právěo řád, tj. čočkou byl trpaslík o hmotnosti 0,1 M_o.Metoda je v zásadě citlivá i na objevování exoplanet-nomádů,které se volně potulují kulovou hvězdokupou a mohou tvořit až10% její celkové hmotnosti. S. Peale spočítal, že při pozorovánímikročoček ve směru k centru naší Galaxie činí pravděpodobnostobjevení exoplanety asi 0,001. To není v rozporu se zjištěním M.Albrowa aj., že v programu OGLE bylo v letech 1995-99 nalezenov galaktické výduti celkem 43 mikročoček, avšak ani jednanejevila známky přítomnosti exoplanety. To značí, že hvězdys hmotností kolem 0,3 M_o neměly žádnou exoplanetu o hmotnostialespoň jako Jupiter ve vzdálenostech 1,5 ÷ 4 AU od mateřskéhvězdy.

Husarský kousek se zdařil C. Alcockovi, když pomocí HST WFPCdohledali v květnu 1999 gravitační mikročočku k úkazuMACHO-LMC-5 z 5. února 1993. Jde o slabounkou červenou hvězduv halu naší Galaxie, jež se od r. 1993 posunula o 0,13" odhvězdy hlavní posloupnosti ve Velkém Magellanově mračnu, kteroutehdy téměř zakryla. VLT pak umožnil identifikovat její spektrumM4-5 V. Je tudíž dobrá naděje, že se během doby podaří stanoviti její vzdálenost od nás a tím odhadnout přesněji skrytou hmotuhala naší Galaxie i hmotnosti samotných mikročoček. V tomtosmyslu se ještě znovu zhodnotí pozorování stovek mikročoček,získaných při sledování centra naší Galaxie v projektu OGLE.Pokud se pak uskuteční projekt kosmického interferometru SIM,jenž má měřit polohy s mikrovteřinovou rozlišovací schopností,tak bude tímto způsobem možné určovat hmotnosti hvězd v našíGalaxii s vynikající přesností až na 1% podle teorie, kterouv letech 1964-66 vypracoval norský astrofyzik S. Refsdal.

6. Kosmologie a fyzika
Jestliže lze minulé století v astronomii charakterizovat zejménajako století hvězdné astronomie, kdy se podařilo zjistit, co jsouhvězdy zač, proč vůbec svítí a zejména pak, jak se vyvíjejí, zdáse, že nynější století bude v astronomii stoletím kosmologie.To, co se nyní na této scéně odehrává, je skutečný převrat,založený jednak na odvážných domněnkách, vycházejících z pokusůsjednotit teorii relativity a kvantovou mechaniku, a jednak nanových pozorovacích údajích nejméně o řád přesnějších než vše, coměli předtím astronomové k dispozici. Z kosmologie se tak staldefinitivně obor, v němž s prospěchem spolupracujíastronomové-pozorovatelé s teoretickými resp. částicovými fyziky,což je ovšem pro pisatele těchto přehledů hotová pohroma.Pochopit alespoň v obrysech, co se na této frontě děje, je čímdál nesnadnější, a to už nezmiňuji svízelnou otázku, jak to pakpopulárně vyložit širší veřejnosti. Proto prosím vážnější zájemceo tyto otázky, aby neváhali a začetli se posléze dozasvěcenějších přehledů, které v této části Žně objevů cituji.

6.1. Stavba a vývoj vesmíru. Problém skryté hmoty
Kosmologická bomba vybuchla v pracích, které uvažujío kosmologických membránách, jež se k sobě tu přibližují a ondevzdalují, což při dotyku dvou membrán může vést k události,kterou zatím stále nazýváme velký třesk. Teorie membrán, nebolizkráceně teorie M, vychází z představy teorie struno 11tirozměrném prostoročasu, v němž se pohybují zmíněnévícerozměrné membrány, čímž se oklikou vrací k již dříveuvažované domněnce o paralelních vesmírech, jak to shrnuje P.Steinhardt aj. Vlastní srážka dvou samostatných vesmírů dostalanázev ekpyrotický vesmír, což doslovně znamená světový požár.H. Liu a P. Wesson zase tvrdí, že proslulá kosmologická"konstanta", která je dle nových měření pravděpodobně nenulová,se ve skutečnosti mění s časem a lze ji chápat jako míruenergetické hustoty falešného vakua (kvintesenci). Velký třesk sepak prý dá vyložit jako "velký odraz" mezi dvěma dotknuvšími semembránami.

Problémem těchto roztomilých a odvážných spekulací je zatímnaprostá nemožnost je jakkoliv ověřovat astronomickýmipozorováními nebo fyzikálními experimenty. Jak uvádí M. Livio,nikdo například neví, zda v případě platnosti strunové teorieneslábne v průběhu vývoje vesmíru síla gravitace, jak nepřímovyplývá z pozorování rekordně vzdálené (z = 1,7) supernovy1997ff v HDF-N (1236+6212) na přelomu let 1997/1998, která bylav maximu zhruba dvakrát jasnější (27,0 mag), než by měla vestandardním kosmologickém modelu být. Podle A. Riesse aj. je tatosupernova asi 3 Gpc daleko a jelikož bližší supernovy(z ÷ 0,5) jsou naopak slabší, než by měly být, tak tonasvědčuje zvratu v tempu rozpínání vesmíru, k němuž došlo asiv polovině jeho stáří. Zatímco v první polovině vesmírného časuse rozpínání vesmíru zpomalovalo díky převaze gravitace, ve druhépolovině se uplatnila odpudivá síla kvantového vakua a temporozpínání vesmíru se stále zvyšuje.

Nejpravděpodobnějším vysvětlením tohoto podivuhodného pozorovánípak zůstává již zmíněná nenulová kosmologická konstantaLAMBDA, kterou S. Weinberg nazývá zpříčenou kostí v krkusoučasné fyziky. Podivuhodné je totiž právě to, že ze zcelaneznámého důvodu je hodnota LAMBDA řádově srovnatelná s ostatníhmotou vesmíru, což je patrně důsledkem antropického principu:pozorovatelé mohou existovat pouze ve vesmíru s privilegovanouhodnotou LAMBDA.

Zato stávající teorie velkého třesku si stojí velmi dobře, jakshrnul M. Turner. Hubblova konstanta H_o = 70 km/s/Mpc je známas chybou 10%, z čehož vychází stáří vesmíru 14 miliard let s toužchybou. Teplota reliktního záření 2,725 K, odvozená z experimentuFIRAS na družici COBE, je dokonce známá s přesností na 0,4promile. Ačkoliv je reliktní záření v prvním přiblíženíizotropní, podařilo se v něm nalézt drobné fluktuace na úrovnisetin promile, které teorie velkého třesku očekávala, neboťodpovídá týmž fluktuacím hustoty v raném vesmíru, jež daly vznikdnes pozorované struktuře vesmíru.

Vesmír ve stáří několika sekund po velkém třesku obsahovalreliktní fotony s energiemi řádu MeV až keV, neboť se díkyrozpínání rychle ochlazoval. Když byl starý pouhou setinumilisekundy, tak činily energie fotonů v průměru dokonce100 MeV; byl tedy vyplněn kvarkovým-gluonovým plazmatem, což senyní dá testovat v urychlovači RHIC v americkém Brookhavenu.Skvělým potvrzením teorie je dnešní poměrné zastoupení lehkýchprvků ve vesmíru, tj. 76% vodíku, 24% ⁴He (s chybou jen0,15%), zatímco ostatní nuklidy a jádra tvoří představujínepatrné příměsi vůči vodíku, tj. deuterium a ³He stotisícinu,kdežto nuklid ⁷Li pouhou desetimiliardtinu zastoupení vodíku.I tyto drobné příměsi však mají relativní zastoupení, shodujícíse s teorií v rozmezí 3-15 %, což je až udivující shoda.Jak píše Turner, kosmologické hodiny tikají logaritmicky. Kdyžsi představíme logaritmický ciferník, v němž celé stáří vesmíruodpovídá jedné logaritmické minutě, tak standardní model velkéhotřesku báječně popisuje posledních 20 logaritmických sekund,zatímco temný dávnověk (počínaje Planckovým časem 10^-43 s)prvních 40 logaritmických sekund tone ve fyzikálním šeru.Navzdory nepopiratelným úspěchům teorie velkého třesku se protini opakovaně vyslovil proslulý kosmologický disident G.Burbidge, jenž se stále drží nekosmologického výkladu červenéhoposuvu kvasarů a prohlásil, že teorie velkého třesku je dokoncehrubá chyba.

Důležitým kritériem správnosti či pochybnosti kosmologickýchdomněnek je jejich schopnost předpovědět vzhled dnešnívelkorozměrové struktury vesmíru, neboť na to není kosmologickyvzato příliš mnoho času - nanejvýš 13 miliard let. Proto jepozoruhodně zjištění G. Willigera aj., že dosud jedinečná Velkástěna o rozměrech 150 x 60 x 5 Mpc se středem vzdáleným od nás400 Mpc, táhnoucí se od Panny k Rybám a složená z desítky tisícgalaxií, dostala vzdálenou konkurenci v souhvězdí Lva. Na ploše5° x 2,5° tam totiž našli 18 kvasarů s posuvy z v rozmezí1,2 ÷ 1,4, které vyznačují obrysy další velké stěny o celkovédélce 150 Mpc a šířce 90 Mpc, jejíž střed je od nás vzdálen2 Gpc.

To značí, že tato struktura vznikla nejpozději v 1/3 stářívesmíru a tu opravdu vzniká zapeklitá otázka, jak ji mohlagravitace vystavět tak rychle. Hustota galaxií uvnitř stěn jetotiž alespoň pětkrát vyšší než v okolním intergalaktickémprostoru. Podle S. Borganiho a L. Guzza lze velkorozměrovoustrukturu vesmíru nejsnáze sledovat pomocí rentgenovýchpozorování kup galaxií. H. Ebeling aj. popsali první výsledkypřehlídky vysoce hmotných kup galaxií MACS. Právě tyto kupy sevyznačují nejsilnějším rentgenovým zářením. Dosud tak našli 101hmotných kup v intervalu červených posuvů z 0,3 ÷ 0,6.

Čím dál tím více prací se věnuje otázce vlastností skrytéhmoty vesmíru, které je možná o řád více, než látky, zářícíalespoň v některé části elektromagnetického spektra. O skrytéhmotě poprvé uvažoval F. Zwicky již v r. 1933 a po dlouhádesetiletí byl průkopníkem oboru, jenž teprve nedávno nabyl navážnosti. Jak uvádějí J. Peacock aj., kteří vloni dokončiličtyřletou přehlídku galaxií a kvasarů 2dF pomocíanglo-australského 4m AAT, mají nyní homogenní spektrálnía poziční údaje pro čtvrt milionu galaxií s červeným posuvemz < 0,11 (do vzdálenosti 900 Mpc od nás) v okolí severníhoa jižního galaktického pólu s mezní hvězdnou velikostí 19,45 magv oboru B. Zatím zpracovali údaje o prostorovém rozložení vícenež 100 tisíc galaxií, což jim dalo jednak prvotřídní údajeo shlukování a vzdalování galaxií a jednak o skryté hmotě.Ukazuje se, že plnou 1/3 hmoty vesmíru představuje skrytálátka (dark matter) a téměř 2/3 skrytá energie (dark energy),zatímco na zářící hmotu připadá vskutku jenom několik máloprocent hmoty vesmíru. S. Bludman a M. Roos připomněli, že onaskrytá energie se uplatňuje buď jako nenulová kosmologickákonstanta, popřípadě jako časově a prostorově proměnnákvintesence v kosmologických modelech. Obhajují taképředpovídací schopnost antropického principu, který nutněnevyžaduje výskyt jiných vesmírů. Sám pojem kvintesence zavedlv r. 1988 G. Wetterich, když ukázal, že pokud existuje, tak seprojeví změnou roztečí maxim akustického spektra reliktníhozáření.

C. Flynn aj. vyvracejí na základě pozemních přehlídek představu,že skrytou látku v halu Galaxie tvoří z větší části staří bílítrpaslíci, jak usoudili v r. 1999 R. Ibata aj. z pozorovánípohybujících se slabých objektů v poli HDF. B. Oppenheimer aj.sice ve své přehlídce, pokrývající 10% oblohy, našli 38 novýchchladných bílých trpaslíků, ale tím lze vysvětlit zhruba 2%skryté látky v halu. Nicméně G. Levis a R. Ibata se nevzdávají,neboť nyní tvrdí, že skrytou látku tvoří početné černé díryo hmotnosti podobné Jupiteru, které jsou dosavadními metodamiskutečně nezjistitelné a tudíž dokonale skryté. Naproti tomu C.Alcock aj. připomněli, že galaktické halo obsahuje úhrnem0,4 TM_o, což je opravdu vysoká hodnota, a tak ani ty pověstnéčerné díry na to stačit nemohou, jelikož z přehlídky MACHO lze uždnes jejich výskyt shora omezit. V nejlepším případě by černédíry mohly představovat 40% skryté látky v halu Galaxie.

Pokud jde o vzdálený vesmír, velmi pozoruhodnou práci uveřejniliH. Arabadjis aj., když studovali pomocí družice Chandra a HSTkupu galaxií v souhvězdí Draka EMSS 1358-6245, vzdálenou od nás1,2 Gpc. V kupě je totiž 4x více skryté látky než látky zářící,přičemž na rozdíl od zářící látky se skrytá látka soustřeďujev jádře kupy ve vzdálenosti do 50 kpc. Kromě toho N. Trentham aj.ohlásili objev galaxie, která je spjata svítícím vláknem se svousousedkou, tvořenou převážně skrytou hmotu. Y. Wang a G. Lovelacevšak soudí, že podstatný pokrok v napínavé detektivní historiihledání povahy skryté hmoty vesmíru poskytnou až nová početnáměření světelných křivek a spekter vzdálených supernov pomocípřipravované družice SNAP. Družice s obří kamerou 600 Mpixelůby měla během tří let provozu od r. 2008 změřit parametry zhruba6000 supernov a tak rozhodnout, zda se skutečně tempo rozpínánívesmíru zrychluje zásluhou kosmologické konstanty anebokvintesence, čímž se snad podaří rozřešit i problém skrytéenergie vesmíru.

6.2. Základní kosmologické parametry
J. Gott aj. tvrdí, že porovnáním rozličných výsledků měřenía využitím statistických metod lze odhadnout pravděpodobnost0,7, že H_o = (67 ± 5) km/s/Mpc a pravděpodobnost 0,51, že mávesmír plochou geometrii. Rovněž tak je vysoce pravděpodobné, žekosmologická konstanta LAMBDA je kladná a dále, žes pravděpodobností 0,75 se mění v čase, tj. jde o kvintesenci. R.Cayrel aj. určovali pomocí rozpadových produktů radionuklidů²³⁸U a ²³²Th ve spektru stáří chladné obří hvězdyCS 31082-001, která je mimořádně chudá na kovy: zastoupeníželeza je u ní skoro o tři řády nižší než u Slunce. Dostali takstáří hvězdy (12,5 ± 3,3) miliard roků, což je zároveň spodní mezpro stáří vesmíru.

S. Bridle aj. využili měření fluktuací reliktního zářeníz balónových experimentů Boomerang a Maxima-1 k určeníkosmologického parametrů vesmíru z akustického spektra fluktuací,které dávají největší hodnoty pro určité úhlové rozměryfluktuačních skvrn. Odtud vychází, že vesmír má plochou geometriis 28% zastoupením skryté látky (celková hustota hmoty vesmíru jepřitom 100% kritické hustoty), H_o = 74 v obvyklých jednotkácha stářím vesmíru 13,2 miliardy let. T. Padmanabhan a S. Sethiodvodili z téhož pozorovacího materiálu, že v nejranější fázivývoje vesmíru proběhla vskutku kosmologická inflace, takžecelková hustota hmoty vesmíru se rovná hustotě kritické. Baryonypak dávají 5% kritické hustoty a spolu se skrytou látkoupředstavují 34% kritické hustoty. Dále jim vyšlo H_o = 78a stáří vesmíru (12 ± 1) miliard let. Podobně L. Knox aj.dostali rovněž z fluktuací reliktního záření H_o = 72 a stářívesmíru (14,0 ± 0,5) miliard let. I. Ferreras aj. odvodili stářívesmíru z kosmochronologie, modelů vývoje hvězd a z polohakustických vrcholů reliktního záření, odkud nejprve dostaliH_o = (72 ± 8) a tomu odpovídající stáří vesmíru13,2 (+1,2;-0,8) miliard let. J. Jensen aj. určili H_o z měřenípovrchových fluktuací v rozložení infračervené jasnosti pro 16vzdálenějších galaxií pomocí HST NICMOS. Vyšlo jimH_o = (72 ± 2).

Předešlé hodnoty nejsou zatíženy nejistotou v kalibracivzdáleností galaxií, kde hlavním problémem je dosud neuzavřenádebata o vzdálenosti Velkého Magellanova mračna, na níž všechnyostatní kalibrace závisí. B. Gibson a P. Stetson porovnali údajeo cefeidách a supernově 1991T galaxie NGC 4527, čímž dostaliH_o = 73. Naproti tomu J. Willickovi a P. Batrovi vyšloz pozorování cefeid ve 27 galaxiích do vzdálenosti 20 Mpc od násH_o = 85 ÷ 92, což dává nepřípustně malé stáří vesmíru11 miliard roků. B. Mason aj. využili Sjunjajevova-Zeldovičovaefektu v teplotě reliktního záření pro 7 kup galaxií s červenýmposuvem z < 0,1 k určení H_o = 65. S. Borgani aj. studovalirentgenové záření 103 velmi hmotných (÷ 200 TM_o) kup galaxiís červenými posuvy až do z = 1,26 pomocí družice ROSAT a odtudodvodili zastoupení baryonové a skryté látky vesmíru na(35 ± 12)% kritické hustoty vesmíru.Komplexní zhodnocení klíčového programu HST přinesli W.Freedmanová aj., kteří pro Magellanovo mračno přijali vzdálenostpřesně 50 kpc, tj. modul vzdálenosti (18,5 ± 0,1) mag. Pakdostali porovnáním rozličných metod (cefeidy, supernovy Ia resp.II, relace Tullyho-Fischera) průměrnou hodnotu proH_o = (72 ± 8) a odtud vychází stáří vesmíru 13 miliard let zapředpokladu, že skrytá látka představuje 30% a skrytá energie70% úhrnné hmoty vesmíru. Pro stáří kulových hvězdokup vychází12,5 miliard let, tj. hvězdy vznikají nejpozději za 500 milionůlet po velkém třesku, dvakrát dříve než se dosud soudilo.

6.3. Reliktní záření
Měření fluktuací v reliktním záření se stalo hitem současnémikrovlnné radiometrie, jelikož přesnost měření neustále vzrůstáa tak lze z rozložení maxim akustických vln určovat s vysokoupřesností základní vlastnosti raného vesmíru, odpovídajícíčervenému posuvu z ÷ 1000. T. Clarke to přirovnávák přehrabávání žhavých uhlíků reliktního záření v doutnajícímspáleništi raného vesmíru. Jak uvádějí S. Dodelson aj. a S. Padinaj., měření pomocí mikrovlnného interferometru CBI v Chile (13parabol o průměru 0,9 m v nadmořské výšce 5080 m) odhalilov akustickém spektru I. harmonickou složku zvukových vln, jež sešířily velmi raným vesmírem, což potvrzuje model velkého třeskus nebývalou přesností. Odtud pak vyplývá, že baryonní látkapředstavuje nanejvýš 5% kritické hustoty vesmíru. Podle G.Taubese odtud dále vychází stáří vesmíru v intervalu 13 ÷ 14miliard roků. P. Petitjean a R. Srianand aj. ukázali díkypozorováním vzdáleného kvasaru PKS 1232+0815, že před 12miliardami let mělo reliktní záření teplotu 9,5 K, v dobré shoděs modelovou hodnotou 9,1 K.

6.4. Kosmické záření
A. Dar a A. de Rújula odhadli energetický výkon kosmickéhozáření, vydávaného naší Galaxií, na plných 5.10³⁵ W, tj. o dvařády vyšší, než se očekávalo. Titíž autoři též upozornili namožnou interakci galaktického kosmického záření s fotonyreliktního záření. Inverzní Comptonův rozptyl elektronůkosmického záření na reliktních fotonech by mohl zvedat hladinudifuzniho elektromagnetického pozadí v Galaxii. K. Wang aj.uveřejnili výsledky přehlídky zdrojů kosmického záření v pásmuenergií TeV na severní obloze (rozmezí deklinací +72 ÷ -5°)pomocí aparatury Milagrito za období let 1997-1998. Rozloženípozorovaných částic je vcelku izotropní. Nejjasnější diskrétnízdroje jsou blazar-galaxie Mrk 501 a Krabí mlhovina. Rentgenovápozorování radiogalaxie Pictor A (z = 0,35) družicí Chandraukázala podle A. Wilsona aj., že tento objekt je zdrojemkosmického záření o velmi vysokých energiích (UHE).Podle G. Mediny-Tanco vychází z pozorování japonskou aparaturouAGASA, že částice s energiemi nad 40 EeV nepřicházejí z vesmíruizotropně, ale ani neodrážejí očekávanou velkorozměrovoustrukturu vesmíru. Problém je pochopitelně v neodhadnutelnémvlivu magnetického pole Galaxie na směr příchodu těchto částica také ve velmi omezené statistice pouhých 55 úkazů. A. Uryson sepokusil o identifikaci zdrojů kosmického záření UHE na základěúdajů o částicích s energiemi 40 ÷ 300 EeV, získaných zaposledních 40 let na observatořích SAL (Jakutsk), AGASA, HaverahPark (Velká Británie) a Muší oko (Utah, USA), ale nedospělk žádnému určitému závěru.Právě proto, že částice UHE jsou velmi vzácné, je obtížné je naZemi pozorovat v dostatečně velkých počtech. Proto P. Gorham a D.Satzberg navrhují zcela neortodoxní metody jejich detekce,například pomocí elektromagnetických impulsů, jež vznikají přinárazu takových energetických částic na povrch Měsíce, anebo ježdoprovázejí spršky sekundárních částic v zemské atmosféře. Lzetaké pozorovat radiové Čerenkovovo záření, případně sledovatspršky výkonným radarem, jenž se už buduje v Peru. Konečně lzepomocí hydrofonů odhalit akustické spršky, vznikající přivniknutí částic kosmického záření do vody. Jak uvádějí T.Abu-Zayad aj., nevíme dodnes nic o zdrojích kosmického zářenís energiemi nad 100 TeV, a tak největší pokrok mohou jednoupřinést uvažované kosmické observatoře EUSO a OWL. Zatím seovšem největší naděje vkládají do hybridního detektoru částicUHE, který se buduje v argentinské pampě na ploše 50 x 60 km²a měl by začít měřit v r. 2006 (projekt Pierre Auger).

D. Helfand připomněl, že z celkem 100 známých oktávenergetického spektra připadá na vysoké energie částic(>100 eV) plných 60, kdežto celá optická astronomie se vejde dojediné oktávy. Zdroje vysokých energií musejí mít povrchovouteplotu alespoň 100 kK, ale mohou dosáhnout až miliard kelvinů.Jestliže celá historie astronomie až do r. 1970 přinesla podle M.Harwita 26 hlavních objevů, z nichž se jen jeden týkal vysokýchenergií, tak v posledních třiceti letech přibylo dalších 17zásadních objevů, z toho 5 v pásmu vysokých energií a jen 2v optickém oboru. Z toho že usoudit, že právě vysokým energiímpozorovaným v kosmickém záření patří astronomická budoucnost.Ten první objev je už ovšem 90 roků starý. Učinil jej rakouskýfyzik Victor Hess 7. srpna 1912 při balónovém letu, který začalv 7 h ráno v Ústí nad Labem a při němž dosáhl výšky 5000 m- právě tehdy objevil, že z vesmíru přichází záření, které R.Millikan v r. 1927 nazval kosmickými paprsky. Hess se za tentoobjev stal r. 1936 nositelem Nobelovy ceny za fyziku a tehdy užse také vědělo, že nejde o záření, nýbrž o elektricky nabitéa silně urychlené částice z vesmíru. Předpokládáme, že k tomuurychlení dochází v silných gravitačních nebo magnetickýchpolích, v rázových vlnách, při gravitačním hroucení supernov,anebo při zcela exotických procesech, které dosud nebyly fyzikourozpoznány.

6.5. Jaderná, částicová a relativistická astrofyzika
Podle G. Krisse aj. potvrdila měření ultrafialové družiceFUSE, že prvotní helium bylo v raném vesmíru rozloženorovnoměrně, neboť je všude stejně ionizováno raným kosmickýmohňostrojem žhavého (dnes reliktního) záření. Zejména vzdálenékvasary působí jako světlomety, které zezadu ozařují mezilehláoblaka He II. D. Banio aj. vyřešili starý problém nesouhlasurelativního zastoupení nuklidu ³He, když měřili intenzitu jehoradiové čáry na frekvenci 8,7 GHz a ukázali, že lehkého helia jeméně než 1,1.10^-5 vůči vodíku, v souladu s předpovědístandardního modelu za předpokladu, že baryony představují asi4% kritické hustoty vesmíru. Nejnovější výpočet poměrnéhozastoupení baryonů, vodíku, deuteria, ³He, ⁴He a ⁷Li uveřejnilB. Fields.

Na kalifornském urychlovači SLAC bylo týmem 600 fyziků podvedením J. Dorfana potvrzeno narušení parity CP sledovánímrozpadů 32 milionů mesonů a antimesonů B. To má velký význami pro kosmologii velmi raného vesmíru. S. Dimopoulos a G.Landseberg navrhli, aby budoucí evropský urychlovač LHC v CERN,jenž má být dokončen r. 2008, byl využit také k experimentálnívýrobě černé díry. Tvrdí, že by k tomu stačilo zhroutit podhranici Schwarzschildova poloměru několik tisíc protonů. Prý seněco takového ostatně stává při průletu kosmického záření UHEzemskou atmosférou, aniž bychom si něčeho všimli.K výzkumu neutrinových oscilací použili Japonci urychlovač KEK,který zaměřil intenzivní svazek mionových neutrin na detektorSuperkamiokande vzdálený od zdroje 250 km. Za 2 roky provozu sepodle K. Nakamury aj. podařilo zaznamenat 44 neutrin z danéhosměru, ačkoliv v případě, že by oscilace nebyly, jich mělo přijít64. Změřený mixážní úhel byl přitom mnohem vyšší než se čekalo,což dává dobrou podporu pro oscilace neutrin, které jsou navelikosti mixážního úhlu přímo závislé. Bohužel slibný experimentpřerušila nešťastná havárie fotonásobičů v Kamiokande, k níždošlo po revizi zařízení během napouštění vody do detektoruv listopadu 2001. Než se podaří aparaturu znovu spustit, budevšak urychlovač KEK odstaven...

Podle E. Andréese aj. začal r. 1997 zkušebně měřit detektorvysokoenergetických neutrin AMANDA, zapuštěný do antarktickéholedu. Detektor představuje pomyslný svislý válec o průměru120 m, uvnitř něhož je na 10 kabelech zamrzlých v ledu zavěšeno300 fotonásobičů v hloubkách 1500 ÷ 2000 m pod povrchem.Fotonásobiče zaznamenávají Čerenkovovo záření vyvolané průchodemmionů ledem a redukční program odtud vybírá pouze údajeo průletech zespodu nahoru, kterou jsou vyvolány výlučně vysoceenergetickými neutriny, jež přiletěly z vesmíru a prošlyzeměkoulí. Průlety shora totiž převážně patří běžnému kosmickémuzáření, které by jinak detektor zcela zahltily. Jak ukazují prvníměření, detektor je citlivý na kosmická neutrina s energiemi nad50 GeV, ale zachytil i úkazy s energiemi řádu TeV. V průměru sezachytí jedno neutrino každých 19 hodin a rozložení zdrojů poseverní polokouli nejeví žádné známky anizotropie. V loňském rocebylo do ledu zapuštěno dalších 9 kabelů a pokud se seženoufinance, tak z toho nakonec vznikne impozantní detektorIceCube s 80 kabely, 4800 fotonásobiči na ploše o průřezu válce1 km².

J. Webb ohlásil možný astronomický důkaz, že konstanta jemnéstruktury vodíku se mění s časem. Konstanta je měřítkemintenzity elektromagnetické interakce, která váže elektronyk atomovému jádru. Podle M. Murphyho aj. vykazují spektra 28kvasarů s červenými posuvy z v rozmezí 0,5 ÷ 3,5, pořízenáKeckovým 10m, absorpční čáry celkem 49 mezilehlých mezihvězdnýchmračen, v nichž jsou však rozteče mezi známými vodíkovými čaraminepatrně odlišné, v závislosti na vzdálenosti mračna od nás.Pokud by se tato měření potvrdila, tak by to znamenalo, že"konstanta" jemné struktury byla před 10 miliardami let o setinupromile menší, než je dnes! Nechci ani domýšlet, jakou revolucive fyzice a posléze i astrofyzice by to vyvolalo. J. Williams aj.využili třiceti let přesných laserových a radarových měření polohnebeských těles ve sluneční soustavě k ověřování případné*proměnnosti gravitační konstanty* v závislosti na čase. Dostalitak relativní horní mez proměnnosti na úrovni 1,8.10^-12/roka tato mez se bude časem ještě rychle snižovat.

R. Hulet aj. simulovali laserovým chlazením oblaku atomů lithiakvantové charakteristiky bílých trpaslíků a neutronových hvězd.Při teplotě řádu 100 nK je totiž lithium supratekuté. Tytoexperimenty však přednostně využijí pro zvýšení přesnostiatomových hodin. Jak uvedli C. Wieman aj., v r. 1925 předpovězenýBoseův-Einsteinův kondenzát byl v r. 1995 připraven vefyzikálních laboratořích uměle, což umožňuje laboratorně studovatvlastnosti vznikajících prahvězd i zanikajících degenerovanýchhvězd a dokonce i tzv. bosenovy, tvořené místo fermionů bosony.Ostatně za zmíněnou přípravu BE kondenzátu byla vloni udělenai Nobelova cena za fyziku. (dokončení příště)

Věnováno památce českého astronoma a čestného člena Českéastronomické společnosti Ing. Vladimíra Ptáčka, CSc. (1920-2001)z Prahy a dlouholetého předsedy západočeské pobočky ČASv Rokycanech prof. Milana Vonáska (1933-2001).