Tu si môžete zvoliť potrebné kódovanie diakritiky.

ŽEŇ OBJEVŮ 2002 (XXXVII.) - DÍL E; PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA


Dátum: 30. októbra 2004

Autor: Jiří Grygar


Veličiny v jednotkách hmotnosti Slunce jsou značeny MO, LO, RO.


OBSAH (časť E):

5.3. Místní soustava galaxií

G. Fritz Benedict aj. změřili trigonometrickou paralaxu proměnné hvězdy RR Lyr pomocí pointeru FGS3 HST a dostali tak její vzdálenost 262 pc. To umožnilo kalibrovat vzdálenosti proměnných tohoto typu ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), odkud pak vyšel modul vzdálenosti (m-M) v rozmezí 18,38 -- 18,53 mag, tj. přibližně 49 kpc. Titíž autoři využili pointeru též k trigonometrickému určení vzdálenosti prototypu cefeid hvězdy delta Cephei a dostali tak její vzdálenost 273 pc. Odtud pak vychází modul vzdálenosti VMM 18,50 mag. Velmi podobný modul 18,49 mag určili D. Alves aj. pomocí polohy polních červených hvězd v diagramu H-R v této blízké galaxii. I. Ribas aj. se pokusili zpřesnit modul vzdálenosti VMM na základě pozorování tří zákrytových dvojhvězd, čímž obdrželi modul 18,38 mag. Naproti tomu F. Bono aj., kteří určovali modul VMM pomocí klasických cefeid, dostali hodnotu modulu 18,53 mag, což souhrnně poukazuje na současnou stále ještě nevalnou přesnost v určování vzdálenosti galaxie, která slouží jako počáteční příčka proslulého kosmologického žebříku určování kosmologických vzdáleností. Titíž autoři využili cefeid i k určení modulu vzdálenosti pro Malé Magellanovo mračno (MMM) a dostali tak rozmezí 19,01 -- 19,04 mag, tj. vzdálenost 64 kpc.

Rentgenová družice Chandra posloužila R. Di Stefanovi aj. k objevu velmi svítivých rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách velké spirální galaxie M31 v Andromedě. Zářivé výkony v tomto spektrálním pásmu dosahují hodnot až 2.1031 W, což až o tři řády přesahuje obdobné údaje pro kulové hvězdokupy v naší Galaxii. S. Gottesman aj. využili gravitačních účinků této obří galaxie na okolní trpasličí galaxie k přesnějšímu určení její úhrnné hmotnosti 3.1012 MO, přičemž do vzdálenosti 350 kpc od centra je jen 6.1011 MO, což značí, že 4/5 hmoty galaxie se nachází v rozsáhlém kulovém prakticky neviditelném halu.

M. Kim aj. revidovali vzdálenost galaxie M33 (Tri) pomocí vrcholu větve červených obrů a hvězd v poli galaxie a obdrželi tak vzdálenost 912 -- 916 kpc, což je o 15% více, než vyšlo M. Leemu aj. z rozboru světelných křivek 21 cefeid pomocí HST. K. Long aj. využili ultrafialových resp. optických spekter jádra galaxie pořízených STIS HST k odhalení dvou epizod překotné tvorby hvězd, před 40 mil. a 1 mld. let. Při první epizodě se na hvězdy přeměnilo 9 kMO z prachoplynové látky galaxie, kdežto ve druhé vzniklo dokonce 76 kMO hmoty galaxie. V blízkosti jádra galaxie se nachází hvězdná černá díra o hmotnosti 10 MO. Přitom, jak ukázali G. Dubus a R. Rutledge na základě měření družice Chandra, jde o nejsvítivější rentgenový zdroj v celé Místní soustavě galaxií o stálém zářivém výkonu 1,5.1032 W, což odpovídá záření černého tělesa o teplotě 14 MK.

I. Karečencev zkoumali snímky 18 galaxií v okolí Místní soustavy ve vzdálenostech 1,3 -- 3,1 Mpc od Slunce. Odtud odvodili, že poloměr Místní soustavy galaxií dosahuje 0,9 Mpc a její úhrnná hmotnost činí 1,3 TMO.

5.4. Cizí galaxie

G. di Benedetto využil trigonometrických paralax pro 219 cefeid naší Galaxie, které získala družice HIPPARCOS, ke kalibraci vzdálenosti galaxií, určované pomocí cefeid. Pro VMM tak dostal modul vzdálenosti 18,59 mag (52 kpc) a pro galaxii M100 (Vir) vzdálenost (16,1 ± 0,5) Mpc. To pak znamená, že hodnota Hubblovy konstanty Ho, odvozená v klíčovém projektu HST pomocí pozorování cefeid v blízkých galaxiích, je o 5% přeceněna. K podobnému závěru dospěli též D. Leonard aj., kteří porovnávali vzdálenost galaxie NGC 1637 (And) typu SBc, určenou HST pomocí několika desítek cefeid se vzdálenostmi, odvozenými nezávislými postupy. Protože v galaxii vzplanula supernova 1999em, vyšla odtud vzdálenost supernovy (a galaxie) 7,5 -- 8,2 Mpc, zatímco z vrcholu větve červených obrů vyšla vzdálenost 7,8 Mpc a metoda Tullyho-Fischera dala 8,9 Mpc. Určení vzdálenosti pomocí cefeid dává hodnoty o 4 -- 13% nižší, tj. jen kolem 7 Mpc, což začíná být vážný problém pro kosmologii.

I. Karečencev aj. pořídili pomocí WFPC HST snímky 15 galaxií, které příslušejí do skupiny galaxií M81, M82 (UMa) a NGC 2403 (Cam), jež se podobá svým rozsahem a hmotností naší Místní soustavě galaxií. Obdrželi tak průměr modulů vzdáleností 27,91 mag (3,8 Mpc) a střední poloměr skupiny 1,05 Mpc, v jejímž okruhu se nalézá 1,2 TMO hmoty, tj. poměr hmotnost/svítivost činí 38 (ve slunečních jednotkách pro M a L). Dynamicky určená hmotnost je docela podobná: z viriálového teorému vychází hmotnost 1,2 TMO a orbitálních pohybů členů skupiny vůči těžišti 2,0 TMO. Odtud též vyplývá, že těžiště skryté látky koncentrované kolem nejsvítivější galaxie M81 má rychlost 130 km/s vůči lokálnímu Hubblovu rozpínání vesmíru, kdežto centroid celé skupiny galaxií je vůči Hubblovu rozpínání v klidu. Podle H. Mouriho a Y. Tanigučiho obsahuje galaxie M82 středně hmotnou černou díru o hmotnosti 1 kM0 - 1 MM0, která vznikla splýváním hvězdných černých děr. Během řádově desítek milionů let nabývá toto splývání překotný charakter.

R. Zavala a G. Taylor měřili pomocí radiointerferometru VLBA na frekvencích 8, 12 a 15 GHz Faradayovu rotaci ve výtryscích obřích galaxií a kvasarů M87, 3C-111 a 3C-120. Zjistili, že v různých bodech výtrysků, vzdálených od sebe pouze jednotky parseků, jsou hodnoty Faradayovy rotace vysoké a rychle se mění včetně samotného smyslu rotace, a navíc se v daném bodě výrazně mění s časem. Extrémní naměřené hodnoty činily -4000 -- +9000 rad/m2 a pro kvasary až 40000 rad/m . Přitom magnetické pole v jádře galaxie M87 činí v průměru pouze 3,4 nT, tj. cca o 2 řády méně než máme v jádru naší Galaxie. Podle M. Tsaye aj. je to však ještě stále téměř o řád vyšší indukce magnetického pole než ve známé kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky. G. Taylor aj. měřili magnetická pole kupy galaxií v souhvězdí Kentaura a zjistili, že v centru kupy se indukce magnetického pole pohybuje kolem 1 -- 4 nT, kdežto ve vnějších partiích mezi 0,2 -- 1,0 nT.

Velkým překvapením bylo gigantické rentgenové vzplanutí v galaxii NGC 5905 (Dra; vzdálenost 47 Mpc), zpozorované v červenci 1990 družicí ROSAT, které dosáhlo v maximu neuvěřitelného rentgenového zářivého výkonu 3.1035 W. L. Li aj. nyní přišli s možným vysvětlením, že šlo o slapové roztrhání hvězdy, hnědého trpaslíka, popř. obří planety supermasivní černou dírou v jádře galaxie. G. Hasinger aj. a S. Komossová aj. odhalili přítomnost dvou supermasivních černých děr v galaxii NGC 6240 (Oph; vzdálenost 100 Mpc) díky dobrému rozlišení družice Chandra. Obě černé díry jsou od sebe vzdáleny 3 kpc, takže splynou během příštích 100 mil. roků, což se projeví silným zábleskem gravitačního záření. V galaxii se v současné době překotně tvoří hvězdy zřejmě díky nedávnému splynutí dvou původně samostatných galaxií.

A. Wilson a Y. Yang využili družice Chandra k zobrazení a spektrální analýze jádra a výtrysku galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16 Mpc) v rentgenovém pásmu a výsledky porovnali s optickými a radiovými měřeními uzlíků ve zkoumané oblasti galaxie. Ukázalo se, že daný uzlík je v rentgenovém pásmu vždy o něco blíže k jádru galaxie než uzlíky optické a radiové, tj. že zdrojem poruch je synchrotronové záření. Radiová měření poskytují přirozeně nejlepší úhlové rozlišení a jsou možná i ve vzdálenosti pouhé 0,01 pc (úhlově 0,0001arcsec) od supermasivní černé díry o hmotnosti 3 GM0, což odpovídá 60 Schwarzschildovým poloměrům zmíněné černé díry.

Tatáž družice posloužila R. Kraftovi aj. k průzkumu podrobností v rentgenovém výtrysku radiové galaxie Cen A (NGC 5128), vzdálené od nás 3,4 Mpc. Výtrysk byl sledován v rozmezí 60 pc od jádra galaxie až po 4 kpc, kde má tvar laloku. Při lineárním rozlišení 30 pc se podařilo rozpoznat ve výtrysku 31 uzlíků - rázových vln v proudu ultrarelativistických částic urychlovaných synchrotronovým mechanismem. R. Soria a K. Kong využili rentgenové družice Newton k podrobnému průzkumu galaxie M74 (= NGC 628; Psc; vzdálenost 9,7 Mpc). Objevili tam 21 bodových zdrojů ve vzdálenosti do 5arcmin od jádra; mezi nimi rentgenový protějšek supernovy 2002ap 4. den po optickém vzplanutí. Nejsvítivější přechodný rentgenový zdroj dosáhl v pásmu energií 0,3 -- 8 keV výkonu 1,5.1032 W a nejsilnější stálý zdroj v jádře galaxie má 2.1031 W.

Neúnavná Chandra přispěla též k objevu celého přediva horkého intergalaktického plynu, jak ukázali F. Nicastro aj., C. Canizares aj. a T. Fang aj. Tento plyn tvoří intergalaktické "gravitační řečiště" o teplotách 300 kK až 10 MK, takže nebyl vidět při přehlídkách v optickém a ultrafialovém pásmu. Ve skutečnosti představuje daleko nejpodstatnější část zářivé hmoty vesmíru, čtyřikrát větší, než kolik obsahují galaxie a kupy galaxií. Lze ho případně pozorovat i v absorpci před vzdálenými kvasary, což dále potvrdilo jeho přítomnost v podobě křivolakých vláken, opřádajících vesmírný prostor v grandiózním měřítku. Tato vlákna horkého plynu dokonce prostupují i spirální galaxii M31 v Andromedě a také naši vlastní Galaxii.

Podle B. McNamary aj. poukazuje měření z družice Chandra též na výskyt obřích magnetických bublin ve všudypřítomném žhavém plazmatu o teplotě nad 1 MK kolem kup galaxií. Podle měření pro kupu Abell 2597, vzdálené od nás 300 Mpc, je zřejmé, že bubliny v kupě vznikly asi před milionem roků a jsou postrkovány výtrysky silně magnetického plazmatu pryč od centrální galaxie. Výtrysky vznikají jako důsledek epizod akrece plynu na supermasivní černou díru v jádru obří galaxie, jak také ukázali A. Marscher aj. Bubliny nejenom putují prostorem, ale postupně zvětšují své rozměry. Jelikož jsou řidší než okolní prostředí, jsou nadnášeny směrem k vnějšímu okraji kupy galaxií, kam dopravují i silné magnetické pole vyvěrající z okolí supermasivní černé díry. Každá bublina nese nesmírnou energii, odpovídající výbuchu milionu supernov! Když ohřátý plyn na periférii kupy během zhruba miliardy let vychladne, zhoustne, vrací se do nitra obří galaxie a při akreci na supermasivní černou díru vyvolá nových výbuch, takže koloběh pokračuje. Do intergalaktického prostoru se tak dostávají jádra středně těžkých prvků O, Ne, Mg a Si.

Mechanismem radiového vyzařování v okolí supermasivních černých děr v jádrech obřích eliptických galaxií se zabýval R. Blandford. Na počátku celého procesu je pád plynu z akrečního disku do gravitační jámy černé díry, čímž se uvolní velká část klidové hmotnosti plynu jako volná energie. Prostoročas kolem černé díry nese velkou rotační energii, což zvyšuje množství energie, kterou elektromagnetické pole odnáší do výtrysků. Ukazuje se, že počáteční rychlost výtrysků dosahuje 0,99c a energie urychlených elektronů a pozitronů řádu 1 TeV. Magnetické pole akrečního disku napomáhá usměrnění svazku a rotační energie černé díry vede k vyzáření rentgenových fotonů. Tím supermasivní černá díra postupně čistí pomyslnou dutinu kolem sebe od hmoty a proto mohou výtrysky dosáhnout tak vysokých rychlostí a díky silnému magnetickému poli jsou usměrněny v úzkém kuželu proudění. Například radiový zdroj Pic A se vyznačuje přímými výtrysky dlouhými plných 200 kpc. Složité magnetohydrodynamické výpočty v rámci obecné teorie relativity lze řešit pouze numericky, ale první výsledky jsou velmi nadějné, protože výsledky výpočtů dobře odpovídají pozorování.

C. Itoh aj. objevili pomocí 10 m teleskopu CANGAROO II difúzní záření gama v pásmu TeV, které vysílá blízká spirální galaxie NGC 253 (Scl; vzdálenost 2,5 Mpc), vyznačující se překotnou tvorbou hvězd. Galaxie se vyznačuje nápadnou přítomností půltuctu velmi jasných rentgenových zdrojů ve vzdálenosti do 1 kpc od centra. Jsou to velmi pravděpodobně středně hmotné černé díry, které migrují do centra, kde postupně splynou.

L. Ferrareseová se věnovala závislosti mezi hmotností supermasivní černé díry v jádru galaxie a globálními parametry takové soustavy. Především je již delší dobu známo, že hmotnost centrální černé díry je přímo úměrná hmotnosti příslušné galaktické výduti v rozmezí tří řádů hmotností. Nyní se však ukazuje, že závisí rovněž na disperzi rychlostí hvězd ve výduti a na hmotnosti tmavého hala, které galaxii obklopuje. Tato závislost je dokonce nelineární; tj. pro hmotnost hala nižší než 500 GMO žádná černá díra v centru vůbec nevznikne.

Velkým překvapením je studie pohybů spirálních ramen v prstencové spirální galaxii NGC 4622 (Cen; vzdálenost 34 Mpc), kterou díky snímkům z HST uskutečnili R. Buta aj. Zatímco u naprosté většiny spirálních galaxií se spirální ramena "navíjejí" ve smyslu rotace celé galaxie, NGC 4622 se vyznačuje tím, že zatímco vnitřní spirální ramena se sice rovněž navíjejí, vnější ramena se odvíjejí! To lze vysvětlit nejspíše tak, že galaxie vznikla splynutím dvou spirál s různým smyslem rotace.

Pozorování z HST v letech 1996-97 umožnila N. Momeierové aj. odhalit četné modré uzlíky v galaxii NGC 7673 (Peg; vzdálenost 45 Mpc), které autoři považují za hvězdné kolébky milionů nově vznikajících hvězd. Jelikož tvar galaxie je zřetelně deformován, jde prakticky určitě o následek setkání s jinou galaxií, která byla svou mohutnější družkou pozřena.

L. Vanzi aj. se věnovali multispektrálním pozorováním dvojité infračervené ultrasvítivé (1,1 TLO) galaxie IRAS 19254-7245 (Pav), vzdálené od nás 247 Mpc a přezdívané "Supertykadla", což značí, že jde o gravitačně silně interagující hvězdné soustavy. Na snímcích jsou vidět dvě jasná jádra vzdálená od sebe 10 kpc a protáhlé chvosty (tykadla) o délce 350 kpc. V soustavě probíhá díky této interakci překotná tvorba hvězd tempem 150 M0/r.

Infračervená přehlídka oblohy v pásmech J a K, zvaná DENIS, umožnila I. Vaughlinovi aj. nalézt poblíž hlavní roviny Galaxie v galaktických šířkách do ± 15° plných 2018 předtím neznámých galaxií se zvýšenou koncentrací kolem galaktické délky l = 305°. Objev je významný proto, že pás temné látky v hlavní rovině Mléčné dráhy zakrývá fakticky plnou čtvrtinu oblohy a tak zásadně zkresluje statistické údaje o rozložení galaxií.

E. Huová aj. oznámili objev rekordně vzdálené galaxie HCM 6A s červeným posuvem z = 6,56, což odpovídá vzhledu galaxie pouhých 800 milionů let po velkém třesku. Její spektrum s jedinou emisní čarou o vlnové délce 915 nm pořídili díky spektrografu LRIS na Keckově desetimetru a usoudili, že jde o červeně posunutou emisi vodíkové čáry Ly-alpha o klidové vlnové délce 122 nm. Za tento úspěch vděčí zesílení světla galaxie průchodem mezilehlou kupou galaxií Abell 370 (z = 0,37; vzdálenost 1,8 Gpc) efektem gravitační čočky. Shodou okolností je tato kupa vůbec nejvzdálenější v Abellově katalogu. Vzápětí objevili B. Venemans aj. pomocí VLT vůbec nejvzdálenější prakupu s centrální radiogalaxií J1338-1942 (Hya) s červeným posuvem z = 4,1. Kupa má oválný tvar o rozměrech 2,7 x 1,8 Mpc, skládá se z alespoň 20 členů a její hmotnost dosahuje 100 TM0. To ukázalo, že hledání vzdálených kup galaxií pomocí svítivých radiogalaxií je velmi efektivní.

S. Arnouts aj. se věnovali porovnání četnosti červených posuvů vzdálených galaxií v severním a jižním hlubokém Hubblově poli (HDF). Zjistili, že nejslabší spektroskopicky měřitelné galaxie 27,5 mag mají v obou polích rekordní červené posuvy z = cca. 4,5, kdežto nejvíce galaxií má z = cca. 0,8. Vysoká četnost se udržuje až do z = cca. 3; teprve pak začne galaxií s rostoucím z rychle ubývat. K. Lanzetta aj. usoudili z téhož pozorovacího materiálu, že k největšímu vzepětí překotné tvorby hvězd v galaxiích došlo již 700 milionů let po velkém třesku. S. Oliver aj. a R. Mann aj. uspěli při ztotožnění 32 objektů z přehlídky HDF-S s infračervenými protějšky, které zaznamenala družice ISO. Ve 22 případech jde o spirální galaxie a galaxie s překotnou tvorbou hvězd; v 8 případech jde o hvězdy naší Galaxie a další objekty jsou pravděpodobně aktivní jádra galaxií (AGN).

Podle S. van den Bergha svědčí snímky HDF o tom, že převážná většina bližších galaxií pro z < 1 má diskový tvar, zatímco vzdálenější (z > 2) mají chaotický vzhled, popřípadě jde o chuchvalce s výrazným zhuštěním ke středu. Zhruba třetina takto vzdálených galaxií splývá doslova před očima. Přechodné pásmo (1 < z < 2) vskutku odpovídá přechodu od splývajících galaxií k diskovým jako je naše Galaxie. Z pozorování též plyne, že proslulá Hubblova klasifikace galaxií se dobře hodí jen pro galaxie se z < 0,5. Nad touto hodnotou z jsou zejména spirální galaxie s příčkou naprostou vzácností. V místním okolí Galaxie patří jen 12 % galaxií mezi pekuliární, kdežto pro z = cca. 0,7 jejich zastoupení roste na plných 46%. S rostoucím z se spirály stávají chaotičtějšími. Autor navrhuje roztomilou klasifikaci tvaru galaxií pro z > 2: kvazihvězdné, rozmazané, čárkové, pulcovité a řetízkovité galaxie.

P. Rosatimu aj. se podařilo díky 10denní expozici jižního hlubokého pole observatoře Chandra (CDF-S) rozlišit rentgenové difúzní pozadí na 346 diskrétních zdrojů, podobně jako se to předtím již podařilo v poli CDF-N. R. Griffiths aj. uvádějí, že jde převážně o rentgenové dvojhvězdy v běžných galaxiích, kterých je zejména v mladých spirálních galaxií hodně, protože tam tehdy probíhala překotná tvorba hvězd. "Bouřlivé mládí" galaxií a kulových hvězdokup vedlo k rychlému vzniku hvězdných černých děr z nejhmotnějších a nejrychleji se vyvíjejících hvězd. Ty pak postupně splývaly na střední a supermasivní černé díry v jádrech hvězdných soustav. A. Koekemoer aj. vybrali z jižní přehlídky 40 nejjasnějších rentgenových zdrojů a díky snímku HST se 37 z nich podařilo opticky identifikovat. Většinou jde o opticky slabé modré polní galaxie se z v rozmezí 1 -- 3, a dále pak o různé tvarově zajímavé soustavy.

V r. 2001 publikovaly R. Nosková a V. Archipovová nejnovější katalog interagujících galaxií, navazující na proslulé katalogy B. A. Voroncova-Veljaminova, uveřejňované počínaje r. 1959. Současný katalog obsahuje celkem 852 položek a k tomu dále 1162 objektů z morfologických katalogů galaxií, publikovaných v letech 1962-74.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

D. Farrah aj. zkoumali 9 nadsvítivých infračervených "zaprášených" galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 0,45 -- 1,34 pomocí HST. Jejich integrální zářivé výkony vesměs přesahují 10 TLO a 6 z nich se podařilo zařadit mezi klasické kvasary, zatímco zbývající 3 patří mezi interagující galaxie. Dosud známe 50 nadsvítivých infračervených galaxií, pro něž se používá zkratek ULIG, ULIRG, resp. HLIRG. L. Tacconi aj. se dokonce domnívají, že tyto objekty jsou přímými předchůdci kvasarů. M. Elvis aj. ukázali, že kvasary jsou dobrým zdrojem kosmického prachu, který jinak vzniká pouze v atmosférách a hvězdném větru pozdních obrů a veleobrů při teplotách nižších než 2 kK. Prachová zrnka z okolí kvasarů mají vysokou prostorovou rychlost, takže snadno opouštějí mateřskou galaxii a přispívají posléze jako kondenzační jádra k tvorbě nového pokolení hvězd.

G. der Bruyn a J. Denettová-Thorpeová přišli s překvapivými názorem, že rychlá časová proměnnost rádiové emise kvasarů řádu hodin nesouvisí s jejich malými rozměry, ale s interstelární scintilací - tak jak to před 40 lety předpokládal A. Hewish, když začal stavět radiointerferometr právě na měření této scintilace - a tak nečekaně objevil pulzary. R. Manchanda odvodil rozborem archivních údajů o měřeních gama a rentgenové jasnosti prototypu kvasarů 3C-273 (Vir; z = 0,16), že data vykazují proměnnost v periodě 13,5 roků, která patrně souvisí s precesí akrečního disku kolem supermasivní černé díry.

J. Silverman aj. objevili pomocí družice Chandra dosud nejvzdálenější rentgenový kvasar 2139-2346 (Cap) s červeným posuvem z = 4,93, jenže vzápětí se W. Brandtovi aj. a S. Mathurové aj. podařilo díky téže družici pozorovat rentgenové záření všech tří dosud nejvzdálenějších kvasarů, nalezených pomocí optické přehlídky SDSS - jejich z činí po řadě 5,8; 6,0 a 6,3. Tak se ukázalo, že poměr rentgenového a optického vyzařování blízkých i vzdálených kvasarů je týž; žádný vývojový efekt neexistuje. Dále to znamená, že supermasivní černé díry o hmotnostech řádu GM0 se stihly utvořit splýváním nejpozději 1 mld. let po velkém třesku. L. Pentericciová aj. studovali pomocí VLT ESO optické a blízké infračervené spektrum kvasaru SDSS J1030+0524 (Sex; z = 6,28). Ukázali, že ve spektru jsou vidět čáry kovů, zastoupených dokonce vydatněji než ve Slunci. To znamená, že pro z v rozmezí hodnot 2 -- 6 žádný vývoj v zastoupení kovů neproběhl. O jejich výskyt se totiž především zasloužily velmi hmotné hvězdy se z = cca. 8, které prožily své termonukleární období bleskurychle během několika málo milionů let a přispěly tak rozhodující měrou k výskytu kovů již v prvních stovkách milionů let po velkém třesku. Z. Haiman a R. Cen zjistili, že supermasivní černá díra v tomto kvasaru má hmotnost nanejvýš 400 MM0. Koncem r. 2002 ohlásili X. Fan aj., že díky pokračující přehlídce SDSS se podařilo objevit další tři kvasary se z > 6,0; mezi nimi je i rekordně vzdálený QSO 1148+52 (UMa; z = 6,42). Podle A. Dobrzyckého aj. družice Chandra doslova "prokoukla" Velké Magellanovo mračno a daleko za ním odhalila 4 kvasary se z v rozmezí 0,26 -- 1,63. Kvasary se již podařilo identifikovat i opticky, což dává báječné možnosti k velmi přesnému změření vlastního pohybu VMM a hodnot interstelární a intergalaktické absorpce.

Prakticky současně se během r. 2002 podařilo oslabit dvě "podezřelé" domněnky o povaze červených posuvů kvasarů. Po řadu desetiletí H. Arp, G. Burbidge a další snášejí argumenty proti kosmologickému výkladu červeného posuvu ve spektrech kvasarů, když tvrdí, že existují páry či dokonce větší skupiny kvasarů v téže vzdálenosti a směru, které mají naprosto rozdílné - tudíž nekosmologické - červené posuvy. Jako příklad uváděli galaxii NGC 4319 (z = 0,006) a blazar Mkn 205 (z = 0,07) úhlově vzdálené pouhých 43arcsec, mezi nimiž Arp objevil svítící "most" jako důkaz prostorové souvislosti. Nejnovější snímky HST však existenci mostu nepotvrdily - jde tedy o pouhou "vizuální dvojhvězdu". Druhou podivnou domněnku o "kvantování" červených posuvů pro kvasary už řadu let obhajuje americký astronom W. Tifft, jenž tvrdí, že posuvy z se kupí kolem celistvých násobků "kvantového" čísla 0,061. Tuto domněnku nyní přesvědčivě vyvrátil E. Hawkins, když využil dat o červených posuvech 1647 párů galaxie-kvasar z rozsáhlé přehlídky 2dF a žádné kvantování nenašel.

C. Impey aj ohlásili objev čtvrtého a zatím nejvzdálenějšího reálného páru kvasarů LBQS 0015+0239 (Cet) se separací složek 2,2arcsec, což při z = 2,45 odpovídá jejich minimální vzájemné lineární vzdálenosti 18 kpc. O tom, že nejde o gravitační čočku, rozhodla měření z pro každou složku páru zvlášť - jejich rychlost vzdalování od nás se liší o 660 km/s. Přehlídka zahrnuje celkem 1067 objektů s jasností 16,0 -- 18,85 mag a posuvy z v rozmezí 0,2 -- 3,4. Už z této malé statistiky se zdá, že reálné páry kvasarů jsou četnější než gravitační čočky, tj. že jeden pár připadá na 500 kvasarů. To znamená, že splývání galaxií se supermasivními černými děrami je běžnější, než jsme dosud soudili. Pátý pár Q2345+007 (Psc; z = 2,15; 3,4 Gpc) rozpoznali P. Green aj. díky pozorování družicí Chandra, která nenalezla žádnou mezilehlou kupu galaxií, aby se objekt se separací složek 7,3arcsec podařilo objasnit jako gravitační čočku. Autoři proto usuzují, že ve skutečnosti pozorujeme zatím nejvzdálenější případ počáteční fáze splývání dvou aktivních galaktických jader, obsahujících supermasivní černé díry.

F. Aharonian aj. oznámili, že v polovině května 2002 pozorovali pomocí aparatury HEGRA vzplanutí vysokoenergetického (> 1 TeV) záření gama blazaru 1ES 1959+650 (Dra; z = 0,047) , kdy během necelé hodiny stoupl pozorovaný tok v daném pásmu na dvojnásobek a dosáhl hodnoty 2,2 Kraba. D. Horan aj. nalezli pomocí 10 m Whipplova teleskopu časově proměnné záření gama v pásmu nad 280 GeV od blazaru H1426+428 (Boo; z = 0,13) během jeho soustavného sledování od r. 1995, přičemž nejvyšší toky zaznamenali v letech 2000 a 2001. F. Aharonian aj. pozorovali tento zdroj i nad hranicí energie 1 TeV - jde zatím o vůbec nejvzdálenější detekci tak vysokoenergetického záření gama z vesmíru. Titíž autoři se rovněž domnívají, že vysoké energie záření gama z AGN Mkn 501 (Her; z = 0,034) lze objasnit jednak Lorentzovým faktorem řádu 107 a jednak neuvěřitelně slabým intergalaktickým magnetickým polem řádu 10-22 T. Měřitelné signály jsou ovšem téměř utopeny ve vzdáleném difúzním pozadí gama, jehož původ je nejasný. F. Krennrich aj. ohlásili objev silné proměnnosti záření gama u blazaru Mkn 421 (UMa; z = 0,031) v letech 2000-2001 na základě měření 10 m Whipplovým teleskopem v pásmu 0,38 -- 8,2 TeV. Toky záření kolísaly od 0,4 do 13 Krabů, přičemž během zjasnění se maximum energie posouvá k vyšším hodnotám.

F. Liu a X. Wu se zabývali rozborem světelné křivky blazaru OJ 287 (Cnc; z = 0,306) od r. 1890. Ukázali, že v periodě 11,9 r dochází k dvojitým vzplanutím, odděleným intervalem 416 d. To lze podle jejich názoru vysvětlit oběhem sekundární supermasivní černé díry kolem primární o hmotnosti 400 MM0 po eliptické dráze s výstředností 0,87 - v pericentru dochází k interakci obou černých děr s akrečním diskem kolem primární složky. V té chvíli se totiž obě černé díry k sobě přiblíží na vzdálenost pouhých 410 Schwarzschildových poloměrů. Jak uvádějí F. de Paolis aj., výskyt binárních supermasivních černých děr v blazarech je vcelku běžný.

5.6. Gravitační mikročočky a čočky

Podle odhadu N. Evanse a V. Bělokurova je v naší Galaxii neustále měřitelných asi tisíc gravitačních mikročoček zjasněných pod 20 mag. Pokud bychom je dokázali pozorovat všechny, bylo by tak možné přímo určovat rozložení veškeré hmoty v naší Galaxii, která se zřejmě koncentruje jednak v galaktické výduti a jednak ve spirálních ramenech. To by měla v podstatě dokázat astrometrická družice ESA GAIA, která bude vypuštěna během příštího desetiletí.

Počátkem r. 2002 oznámil S. Mao aj., že se jim podařilo pozorovat zatím nejdéle trvající gravitační mikročočku OGLE-1999-BUL-32, nezávisle pozorovanou též v projektu MACHO pod označením MACHO-99-BLG-22. Zjasnění hvězdy 1805-2834 (Sgr) totiž trvalo plných 640 d, tj. 1,75 roku. To lze vysvětlit jedině tak, že čočkující objekt měl hmotnost několikanásobku M0 a pohyboval se vůči hvězdě příčnou rychlostí 79 km/s, což dobře odpovídá představě o hvězdné černé díře ve výduti Galaxie v galaktické šířce -3,5°. Neméně pozoruhodný dlouhý úkaz OGLE-1999-BUL-19 popsali M. Smith aj. Zjasnění díky gravitační mikročočce trvalo celý rok a jelikož její transverzální rychlost vůči centru Galaxie činila jen 12,5 km/s, Země ji střídavě předbíhala a zase se opožďovala, což vyvolala přídavná maxima na světelné křivce. Odtud lze nakonec určovat trigonometrickou paralaxu mikročočky.

Jak uvedli J. An aj., mezinárodní spolupráce optických observatoří na jižní polokouli (Tasmánie, Austrálie, JAR, Chile) umožnila poprvé přesně změřit hmotnost gravitační mikročočky v úkazu EROS BLG-2000-5, jenž započal 5. května 2000 v poloze 1753-3055 (Sgr), tj. na -2,4° gal. šířky. Podvojnost čočky se projevila přídavným zjasněním (zubem na světelné křivce) o 0,5 mag dne 8. června téhož roku. Rozborem všech měření se zjistilo, že mikročočkou byl červený trpaslík třídy M o hmotnosti 0,6 M0 v disku Galaxie ve vzdálenosti 2,6 kpc od Slunce, doprovázený trpasličím průvodcem. Pozorovaná hvězda byla patrně pozdním obrem K3 ve výduti Galaxie, jejíž jasnost zesílil efekt binární gravitační mikročočky.

A. Udalski aj. popsali III. verzi projektu OGLE, v němž od r. 2001 sledují centrum Galaxie dalekohledem o průměru zrcadla 1,3 m a dokázal v průběhu 45 dnů r. 2001 monitorovat jasnosti 5 mil. hvězd s přesností 1,5%. Tak se podařilo najít 46 hvězd slunečního typu (z 52 tis. sledovaných), jejichž jasnosti během té doby souměrně nakrátko poklesly. U 43 hvězd byly přechody pozorovány opakovaně v intervalech od 1 do 6 d, což se dá nejsnáze interpretovat jako přechody trpasličích průvodců (slabých červených trpaslíků, hnědých trpaslíků či exoplanet).

T. Mizerski a M. Bejger uvedli, že v projektu OGLE II, jenž se týkal hvězd ve výduti Galaxie, bylo jako vedlejší produkt objeveno bezmála 4 tis. proměnných hvězd, z toho 760 periodických. Nejvíce (110) bylo těsných zákrytových dvojhvězd typu W UMa, po nichž následovaly proměnné typu RR Lyr (71). Hlavním výsledkem podrobné analýzy bylo ovšem dodatečné odhalení dalších 12 gravitačních mikročoček. M. Jaroszynski nalezl v materiálu OGLE II za léta 1997-99 celkem 215 izolovaných mikročoček, ale kromě toho 18 dvojitých mikročoček, z nichž ve 12 případech se podařilo sledovat průchod kaustiky. Většinou šlo o těsné dvojhvězdy, ale ve dvou případech byl průvodcem hnědý trpaslík nebo exoplaneta.

D. Reimers aj. zobrazili pomocí STIS HST nový jasný (V = 15,3) kompaktní gravitační čtyřlístek v podobě kvasaru HS 0810+2554 (Cnc; z = 1,50) se separací složek pouze 0,25arcsec. Na snímku je slabě patrná i čočkující mezilehlá galaxie. Nový objekt se podobá klasickému čtyřlístku PG 1115+08, ale je jasnější a kompaktnější. Další čtyřlístek našli L. Wisotzki aj. jako kvasar HE 0435-1233 (Eri; z = 1,7) se separacemi složek až 2,6arcsec a jasností 17,8 mag. Čočkující eliptická galaxie má z = cca. 0,35 a zpoždění signálů činí méně než 10 d. V. Cardone aj. ukázali, že gravitační čtyřlístky dávají přesnější možnost odvození hodnoty Hubblovy konstanty než běžné gravitační čočky, kde obvykle vidíme jen dva obrazy téhož kvasaru. T. Treu a V. Koopmans tak pro zmíněný prototyp PG 1115+080 (Leo; z = 1,72), jehož čočkující galaxie má z = 0,31, odvodili ze zpoždění změn jasnosti složek hodnotu Ho = (59 ± 10) km/s/Mpc. J. Hjorth aj. podobně zkoumali zpoždění variací jasnosti mezi složkami čtyřlístku RX J0911+05 (Hya; z = 2,8) pomocí 2,6 m dalekohledu NOT v letech 1997-2001. Dostali tak zpoždění (146 ± 8) d, přičemž čočkující galaxie má z = 0,8. Odtud pak vychází Ho = (71 ± 10) km/s/Mpc. Podobnou hodnotu Ho = (66 ± 8) km/s/Mpc obdrželi též I. Burud aj. pro kvasar HE 2149-27 (PsA; z = 2,03) se separací složek 1,7arcsec a zpožděním (103 ± 12) d, kde čočkující galaxie má z = 0,5.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

Veřejnou pozornost v r. 2002 upoutala snad nejvíce podivuhodná informace, že K. Glazebrook a I. Baldry měřením barev 200 tis. galaxií určili průměrnou barvu vesmíru. Údajně měl být vesmír nazelenalý, ale pak autoři odhalili chybu v barevné kalibraci a tak se opravili, že vesmír je bledě krémově žlutý. Takové tvrzení má asi stejnou informační cenu, jako kdyby si někdo umanul spočítat průměrné telefonní číslo abonentů v Praze...

Opravdová kosmologie však předloni nasadila fantastické tempo. Dosavadní představy o tempu vznikání hvězd ve vesmíru ovlivnily hluboké snímky z HST. Podle nich se vesmír rozbíhal k překotné tvorbě hvězd docela pomalu a nejvíce hvězd mělo vznikat až v polovině jeho dosavadního stáří. Nyní však K. Lanzetta a B. Margon aj. ukázali, že jsme byli jako již tolikrát obětí výběrového efektu, protože HST nezaznamenával dostatečně krátkovlnné záření vysílané žhavými oblastmi vesmíru. Když se tento efekt započte, dostáváme naprosto odlišný obraz: nejvíce hvězd vznikalo již pár set milionů let po velkém třesku. Navíc šlo o hvězdy s vysokými hmotnostmi, takže jejich životní cykly byly krátké a prakticky okamžitě se tak vesmír zaplnil zplodinami termonukleárních reakcí, tj. astrofyzikálními "kovy" - chemickými prvky počínaje uhlíkem a konče uranem. Od té doby se tempo tvorby hvězd neustále snižuje a dnes činí jen desetinu původní hodnoty. Podle M. Dietricha aj. vznikaly hvězdy hojně již ve stáří vesmíru pod 0,5 mld. roků, což odpovídá červenému posuvu z = 10. Ještě ranější začátek pro z = 20 (300 milionů let po velkém třesku) předpokládají R. Hutchings aj., kteří tvrdí, že hroucení zárodků I. generace hvězd uspíšilo ochlazování plynu molekulárním vodíkem a že hvězdy II. generace (obohacené o kovy) začaly vznikat jen o 10 milionů let později, neboť první supernovy začaly vybuchovat už 3 miliony roků po vzniku hvězd I. generace.

Celou situaci v raném vesmíru přehledně shrnul M. Rees. Během prvního půl milionu roků po velkém třesku byl vesmír čím dál tím temnější - nejprve měly převahu fotony záření gama, ale ty se s rozpínáním vesmíru postupně rozmělňovaly nejprve na rentgenové a ultrafialové záření a posléze na viditelné světlo a záření infračervené. Nastal tzv. šerověk vesmíru, který trval až do chvíle, kdy jej začaly ozařovat hvězdy I. generace. K tomu bylo potřebí, aby se prvotní téměř homogenně rozložený vodíkový plyn stlačil do zárodků o plných 25 řádů hustších! Právě kvůli tomu bylo zapotřebí onoho chlazení molekulárním vodíkem. Na konci první stovky mil. let po velkém třesku vzniká složitá vláknová struktura vesmíru s chomáči o hmotnostech řádu 100 kM0. Ty se poměrně rychle rozpadají na tisíce menších chuchvalců o hmotnostech desítek M0 a z nich během 2 mil. let může vzniknout funkční hvězda o hmotnosti přes 100 M0, jež vzápětí vybuchuje jako supernova. Mocné ultrafialové záření masivních hvězd začíná díky reionizaci plynu na jedné straně poněkud rozsvěcovat vesmír, ale na druhé straně vlastní výbuchy supernov na určitou dobu zabrání dalším kondenzacím plynu na další hvězdy. Teprve po delší přestávce se tvorba hvězd (II. generace) rozběhne naplno, prostor mezi hvězdami se ionizací rozzáří - začíná kosmické osvícenství v čase 0,5 mld. let po velkém třesku.

Podle F. Bertoly jsou myslitelné dva scénáře vzniku a vývoje hvězdných soustav - galaxií:

  1. Rozsáhlá mračna prvotního plynu se hroutí a ochlazují, čímž se vytváří zárodek výdutě galaxie, z níž se posléze oddělí plochý disk, jenž vytváří v galaxii spirální ramena
  2. Nezávislé drobnější fluktuace hustoty se smršťují na disky a jejich splýváním vzniká galaktická výduť. Kolem výdutě vzniká disk a dvě spirální ramena.
Splýváním spirálních galaxií vznikají obří eliptické galaxie. Galaxie jsou obklopeny rozsáhlým halem, jenž obsahuje daleko největší část jejich hmoty. Tak např. naše Galaxie má ve výduti a disku asi 200 MM0, ale v halu 2 TM0 hmoty. Ze zploštění hala lze dokonce usuzovat na rozložení skryté látky (dark matter) v okolí galaxie. Výdutě galaxií mají vždy asi o 3 řády více hmoty než je hmotnost supermasivní černé díry v jejich centru.

Pro výzkum velkorozměrové struktury vesmíru do vzdálenosti 300 Mpc (z = 0,3) má klíčový význam dokončení přehlídky 2dF, vykonané pomocí 3,9 m AAT v Siding Spring. Podle M. Collese byla během 5 let za 272 jasných nocí pořízena spektra více než 220 tis. galaxií, rozložených na 5% plochy oblohy; díky vláknové optice se dalo naráz pořídit 400 spekter galaxií do 19,5 mag. Projekt se rozběhl v říjnu 1997 a byl dokončen v dubnu 2002. Jeho zpracováním se podařilo získat důkaz, že velkorozměrové struktury vznikají z gravitačních nestabilit, a že celková látka vesmíru tvoří asi 1/3 kritické hmoty vesmíru. Místní hodnota Hubblovy konstanty pak činí (72 ± 7) km/s/Mpc. Horní hranice klidové hmotnosti neutrin je 1,8 eV/c2. Naše Galaxie se pohybuje směrem k souhvězdí Hydry rychlostí 600 km/s díky přitažlivosti kupy galaxií v Panně (200 km/s) a Velkého poutače o hmotnosti 1017 M0 a vzdálenosti 65 Mpc od nás (400 km/s).

Zrychlující se rozpínání vesmíru je podle A. Clocchiattiho aj. potvrzeno studiem světelných křivek pěti supernov třídy Ia, jež byly pozorovány v první třetině r. 1999 a jejichž z se pohybují v rozmezí 0,46 -- 0,54. Ukázalo se, že tyto supernovy jsou asi o 0,25 mag slabší, než by měly být, kdyby se dodnes rozpínání vesmíru zpomalovalo. To je dle N. Bebíteze aj. v souladu s pozorováním rekordně vzdálené supernovy 1999ff třídy Ia (z = 1,7), která je naopak o 1,25 mag jasnější než by měla být podle standardní kosmologie, což lze souhrnně nejsnadněji vysvětlit právě novou akcelerací vesmíru, jež podle A. Riesse začala asi před 7 mld. let (z = 1,0).

Další novinkou, která souvisí s potvrzeným zrychlujícím se tempem rozpínání vesmíru v posledních 7 miliardách let, je podle A. Loeba a M. Tegmarka omezení kauzálních kontaktů ve vesmíru kosmickou cenzurou. Cenzura znemožňuje, abychom v současné době poslali signály do vzdálenosti větší než odpovídá z = 1,7. Podobně se nikdy nic nedozvíme o galaxii či kvasaru, jehož z = 5 (tj. které vidíme, jak vypadali 2 mld. let po velkém třesku), jak zestárnuli na více než 6 mld. let! Podle E. Gudmundssona a G. Björnssona všechny objekty ve vzdálenostech, odpovídajících z > 1,7 jsou už teď pro nás za hranicí tzv. obzoru událostí (kauzálního kontaktu) a absolutní vzdálenost tohoto obzoru činí 5,1 Gpc.

M. Jacob aj. shrnuli výsledky pozoruhodného sympozia o astronomii, kosmologii a základní fyzice, které v březnu 2002 uspořádaly v německém Garchingu tři prestižní evropské vědecké instituce (ESO - CERN -ESA). Díky družicím ROSAT, Chandra a Newton se podařilo objasnit pravou podstatu difúzního rentgenového pozadí. Jde jednak o akreci látky na supermasivní černé díry v jádrech vzdálených galaxií a dále o aktivní galaktická jádra. Data z mikrovlnné družice WMAP potvrzují závěr, odvozený nejprve ze sledování jasností vzdálených supernov třídy Ia, že v druhé polovině své dosavadní existence se vesmír rozpíná čím dál tím rychleji. Kombinací údajů z WMAP a přehlídek 2dF a SDSS se podařilo zpřesnit základní kosmologické parametry: vesmír je geometricky plochý, obsahuje 5% baryonů, 25% skryté látky a 70% skryté energie.

Díky pokroku částicové fyziky se daří popsat vývoj velmi raného vesmíru v čase pod 1 pikosekundu a pomocí optických, radiových a rentgenových měření vývoj vesmíru v čase od 100 mil. roků po velkém třesku. Standardní model částic, z nichž se skládá hmota, je ověřen s vysokou přesností. Konstanta jemné struktury alpha nezávisí zřejmě na době trvání vesmíru, což nezávisle potvrdili S. Landau a H. Vucetich z pozorování rozpadových produktů v přírodním atomovém reaktoru v Oklo v Gabunu, jenž fungoval před 1,8 mld. roků.

Od budovaného urychlovače LHC v CERN pro energie srážek až 14 TeV lze očekávat objev Higgsova bosonu a možná i prvních supersymetrických částic. Pro studium částic a fotonů velmi vysokých energií se chystají nové družice SWIFT, GLAST a EUSO; na zemi pak observatoř Pierra Augera. Velké naděje se vkládají do vylepšení detektorů gravitačního záření LIGO, VIRGO aj. Pro nízké energie mikrovlnných fotonů se buduje v Chile obří soustava mikrovlnných radioteleskopů ALMA a po r. 2011 odstartuje astrometrická družice nové generace GAIA, která patrně najde asi 20 - 30 tis. exoplanet.

Kosmologie se zkrátka dává do svižného pohybu na jedné straně díky přesnějším a dříve neuskutečnitelným měřením velmi vzdálených objektů včetně zábleskových zdrojů záření gama, fluktuací v reliktním zářením a prvním odhadům prostorového rozložení zářící i skryté látky a na druhé straně proto, že teoretici přicházejí se stále novými, resp. staronovými nápady, které dovádějí často ad absurdum, protože je nikdo nedokáže ověřit či vyvrátit pozorováním nebo laboratorním experimentem. Tak se např. P. Steinhardt a N. Turok, ale třeba i A. Aguirre a S. Gratton, snaží oprášit dávné koncepce cyklicky se opakujícího časově nekonečného vesmíru, anebo myšlenku ustáleného stavu vesmíru. Nechci tím však čtenářům plést hlavu, protože mám pocit, že jde spíše o krátkodobé výkřiky do tmy než o začátek lepšího pochopení stavby a vývoje vesmíru. Ostatně mají tito odvážlivci i své přísné kritiky, zejména pak proslulého ruského kosmologa A. Lindeho. Vždy si při těchto hrátkách opakuji výstižný výrok J. Wheelera: "Nikdy nespěchej za tramvají, krásnou ženou nebo kosmologickou domněnkou. Za pět minut se objeví další."

A tak nakonec na mne v úvahách o kosmologii r. 2002 udělalo největší dojem bezmála filosofické zamyšlení C. Impeyeho, který se sám sebe otázal, zda má vesmír estetické kvality. Jeho odpověď zní, že ano, a to by podle mého soudu měly respektovat budoucí kosmologické domněnky či dokonce teorie. Vesmír zřetelně využívá kooperativních jevů, jimiž se z chaosu tvoří řád, ale současně se řídí zákonem růstu entropie, čili neuspořádanosti. Rovněž tak je překvapující, jak skvěle se hodí tak umělý a abstraktní lidský výtvor jako matematika k popisu reálných situací a dějů ve vesmíru. Vesmír často sází na náhodu, ale současně dává přednost souměrnostem... Nakonec se však i Impey utíká o pomoc k J. Wheelerovi, když cituje jeho další kouzelné tvrzení: "První otázka, kterou bychom si měli položit, zní arcminProč existuje něco spíše než nic?arcmin Neboť nic není jednodušší než něco."

6.2. Problém skryté hmoty

Nedávné dokončení již zmiňované přehlídky galaxií 2dF přispělo k potvrzení shodného prostorového rozložení zářící a skryté látky (dark matter) ve vesmíru, přičemž skryté látky je přibližně 7x více než látky zářící. Právě z toho důvodu jeví velmi svítivé galaxie vyšší zhuštění a shlukují se více než běžné polní galaxie. Podle R. Mendéze lze získat dobré údaje o skryté látce v Galaxii z rozložení vlastních pohybů slabě zářících hvězd, což je nyní možné zjistit díky měřením z HST. Autor se domnívá, že na základě rozložení populace starých bílých trpaslíků v tlustém galaktickém disku a halu lze prokázat, že právě tato populace představuje veškerou skrytou látku uvnitř naší Galaxie. Obecně však zůstává povaha skryté látky ve vesmíru stále nejasná. Neutrina nemohou představovat více než 1/5 skryté látky vesmíru, protože horní mez hmotnosti neutrin klesla zásluhou nových pozorování na 1 eV/c2.

Podle M. Tegmarka vyplývá z přehlídky červených posuvů více než 250 tis. galaxií (2dFGRS), že i skrytá energie (dark energy) opravdu existuje a tvoří asi 70% celkové hmoty-energie vesmíru. Skrytá energie je v prostoru rozložena naprosto rovnoměrně a je zdrojem odpudivé síly, jejíž velikost roste se vzdáleností a stářím vesmíru! Naproti tomu si A. Linde myslí, že toto kosmické zrychlování jednou skončí a přejde naopak v globální gravitační zhroucení, možná již za nějakých 10 miliard roků. V každém případě má zajisté pravdu M. Turner, že existence skryté energie ve vesmíru má klíčový význam jak pro pochopení výsledků soudobé kosmologie, tak pro jednotnou teorii chování částic v extrémních fyzikálních podmínkách.

6.3. Základní kosmologické parametry

F. Teerikorpi a G. Paturel upozornili na soustavné přeceňování hodnoty Hubblovy konstanty HO, odvozované z pozorování cefeid ve vzdálenějších galaxiích. V takovém případě vidíme totiž jenom nejsvítivější cefeidy, které podle příslušného vztahu perioda-svítivost mají nejdelší periody. To má za následek, že vzdálenosti těchto galaxií jsou podceněny tím více, čím je galaxie vzdálenější a v důsledku toho je HO přeceňována. Pokud opravíme odvozenou hodnotu HO o tento výběrový efekt, dostáváme pak z pozorování cefeid HO = cca. 55 km/s/Mpc. Naproti tomu I. Karečencev odvodili z měření červených posuvů 36 blízkých galaxií, kde se zmíněný efekt téměř neuplatňuje, že lokální hodnota HO = (73 ± 15).

V. Cardone aj. využili gravitačních čoček - čtyřlístků k nezávislému odhadu Hubblovy konstanty měřením relativního zpoždění signálů v jednotlivých bodech čtyřlístků a obdrželi tak HO = (58 ± 17). Podobně C. Fassnacht aj. určovali zpoždění signálů pro čtyřlístek B1608+656 (Dra) a odtud dostali HO = (63 ± 2). C. Kochanek však soudí, že tato metoda je zatím velmi nejistá, neboť rozličné čočky dávají HO v rozmezí 48 -- 71 v obvyklých jednotkách.

C. Pryke aj. určovali pomocí interferometru DASI v Antarktidě v nadmořské výšce 2,8 km kosmologické parametry HO = 72; OmegaO = (1,00 ± 0,04) - úhrnná hustota vesmíru se tedy rovná hustotě kritické, což svědčí o kosmologické inflaci; Omegam = (0,40 ± 0,15) - to je součet zářící a skryté látky; OmegaLAMBDA = (0,60 ± 0,15) - což je skrytá energie. V Antarktidě také startoval koncem r. 1998 stratosférický balón nesoucí radiometr BOOMERAnG, jenž měřil fluktuace reliktního záření ve výšce 39 km nad zemí po dobu 257 h na frekvenci 150 GHz s úhlovým rozlišením 10arcmin -- 2,4°. C. Netterfield aj. uveřejnili v r. 2002 komplexní zpracování tohoto jedinečného experimentu, který umožnil zkoumat akustické spektrum fluktuací do vysokých stupňů polynomu. I těmto autorům vyšla hustota vesmíru prakticky rovná hustotě kritické, podíl skryté látky 0,3 a skryté energie 0,7 jakož i HO = (67 ± 9).

G. Efsathiou aj. odvodili z přehlídky 2dF a rovněž z anizotropie reliktního záření, že kosmologická konstanta LAMBDA se pohybuje v rozmezí 0,65 -- 0,85, což je v dobré shodě s nezávislými určeními poměru skryté energie ku kritické hmotnosti vesmíru = cca. 0,7. K. Z téhož materiálu určili J. Percival aj. HO = 66 a Omegam = 0,31. K. Grainge aj. využili k určení kosmologických parametrů Sunjajevova-Zeldovičova efektu (SZ) poklesu teploty reliktního záření v kupách galaxií. Vybrali si kupu galaxií Abell 1413 (Com; z = 0,14) a obdrželi tak HO = (57 ± 20); OmegaO = 1,0; ale kupodivu OmegaLAMBDA = 0 ! Podobně E. Reese aj. měřili efekt SZ v 18 kupách galaxií v rozmezí červených posuvů z 0,14 -- 0,78 a obdrželi tak HO = (60 ± 15). Srovnáním dosavadních nejlepších určení kosmologických parametrů se zabýval M. Turner a dospěl tak ke kritické hustotě vesmíru 1.1026 kg/m3, přičemž Omegam = (0,33 ± 0,04) a Omegabaryony = (0,039 ± 0,008).

6.4. Reliktní záření

Ačkoliv bylo reliktní záření objeveno víceméně bezděčně až v r. 1965 A. Penziasem a R. Wilsonem (kteří se za tento epochální objev stali r. 1978 nositeli Nobelovy ceny za fyziku), ještě více bezděčně a ovšem nepřímo bylo fakticky pozorováno již v r. 1937 americkými astronomy T. Dunhamem a W. Adamsem ve spektru mezihvězdného dubletu čar excitovaného stavu molekuly CN o vlnové délce 387,46 a 387,58 nm. Toto pozorování vysvětlil v r. 1941 v článku v časopise PASP 53, č. 314, str. 233 další Američan A. McKellar jako důsledek excitační teploty kosmického prostoru 2,3 K - tj. jen o 16% nižší než je pozorovaná teplota reliktního záření, které tuto molekulu vskutku excituje.

Nyní se P. Molarovi aj. podařilo poprvé změřit teplotu reliktního záření v dávné minulosti vesmíru tím, že studovali jeho teplotu pomocí absorpčních čar molekulárního vodíku v okolí kvasaru QSO 0347-3819 (Coe), jehož z = 3,0. Teorie rozpínajícího se vesmíru dává pro tuto vzdálenost (a tedy minulost cca 11 miliard let) teplotu 10,97 K, zatímco z pozorování vyšlo (12,1 ± 2,4) K, což je zajisté velmi uspokojivý souhlas.

C. Blake a J. Wall hledali dipólovou anizotropii reliktního záření pomocí rozložení vzdálených radiogalaxií s červeným posuvem z = cca. 1,0 po 82% oblohy v galaktických šířkách nad ± 15°. Efekt anizotropie totiž zesílí záření radiogalaxií jednak usměrněním díky efektu speciální teorie relativity a jednak vlivem Dopplerova principu. Dostali tak rychlost pohybu Země vůči poli reliktního záření 370 km/s a polohu apexu dráhy Země velmi blízkou hodnotě odvozené přímo z anizotropie reliktního záření. Amplituda souhrnného efektu činí asi 2% střední hodnoty rovněž ve shodě s očekáváním.

Aparatura DASI v Antarktidě přinesla v r. 2002 epochální objev polarizace reliktního záření, což dává v principu novou nezávislou možnost studovat fluktuace v rozložení zárodečné látky vesmíru s větší přesností než to umožňuje rozložení teplotních fluktuací. Podle J. Calstroma aj. první přes 200 dnů trvající měření ve dvou úsecích oblohy o průměru 3,5° potvrzují teorii velkého třesku, jejímž důsledkem je mimo jiné rozptyl světla na volných elektronech v raném vesmíru, kterým se polarizují fotony reliktního záření. E. Leitch aj. a J. Kovac aj. zpracovali obsáhlý pozorovací materiál o fluktuacích teploty a polarizace reliktního záření s úhlovým rozlišením 1°, získaný pomocí DASI během dvou let, a dostali tak obraz o vzhledu vesmíru ve stáří 400 tis. roků po velkém třesku.

6.5. Kosmické záření

Jak uvedli V. Dogiel aj., většina pozorovaného kosmického záření pochází ze zdrojů v naší Galaxii. Hlavními dodavateli kosmického záření jsou supernovy, jejichž energetický výkon dosahuje 1035 W, z čehož na urychlené baryony připadá až 5.1033W a elektrony 3.1033W. Podle R. Plagy je dokonce možné, že v supernovách vznikají i velmi energetické částice kosmického záření s energiemi nad tzv. kolenem (= cca. 4 PeV) a Fermiho urychlovací mechanismus II. řádu v supernovách s energií exploze nad 1046J dokáže prý dokonce urychlovat částice na extrémní energie v pásmu UHE (= cca. 100 EeV). Podle D. Torrese aj. a E. Boldta aj. však tyto rekordní energie mají původ v komplexu "vyhaslých kvasarů" - galaxií NGC 3610, 3613, 4589 a 5322 v souhvězdí Velké Medvědice. Taková tvrzení je však těžké ověřit nebo vyvrátit, protože částice takových energií dopadají na čtvereční kilometr zemského povrchu v průměru jednou za desetiletí! Nejradikálnější domněnku však uveřejnili Z. Li aj. kteří hledají původ UHE částic v rázových vlnách kolem zábleskových zdrojů záření gama, odkud prý mohou přicházet také energetická neutrina.

A. Gluškov a M. Pravdin zveřejnili výsledky pozorování částic kosmického záření s energiemi v pásmu 100 -- 400 PeV, jež se uskutečnilo v průběhu let 1974-2001 pomocí aparatury ŠAL v Jakutsku. Statistika naznačuje, že o něco více částic přichází přibližně z roviny místní supergalaxie, což by svědčilo o tom, že rozložení zdrojů tohoto energetického záření souvisí s velkorozměrovou strukturou vesmíru. W. Bednarek poukázal na měření kosmického záření o energiích řádu EeV v projektech AGASA a SUGAR a soudí, že jejich zdrojem je oblast jádra naší Galaxie. Odtud by měla přicházet také vysokoenergetická neutrina, jejichž detekce se očekává např. v antarktickém experimentu IceCube.

J. Alvarezová-Munizová aj. studovali rozložení 59 úkazů s energiemi primární částice nad 40 EeV, jak je za poslední desítky let zachytily aparatury v Akeno (AGASA, Japonsko) a dále v Jakutsku, Haverah Parku (Velká Británie) a Volcano Ranch (New Mexico, USA). Celkem tak našli 8 dubletů (poloha zdrojů na obloze v úhlové vzdálenosti pod 2,5°) a dva triplety. Je otázka, zda jde o reálné objekty anebo o náhodu, což při malé statistice nelze jednoznačně rozhodnout. A. Olintová upozornila na systematický rozdíl mezi energiemi UHE částic z observatoře AGASA (pozemní detektory) a HiRes (Utah, USA), kde se používá atmosférických fluorescenčních detektorů. AGASA údajně pozoruje částice s energiemi nad tzv. limitem GZK, kdežto HiRes nikoliv. Proto se s takovým zájmem čeká na první pozorování z mezinárodní observatoře Pierra Augera v argentinské pampě, která při detekční ploše 3000 km2 bude právě 30krát větší než AGASA a navíc bude používat současně obou detekčních metod, což téměř určitě zlepší i kalibraci stupnice energií částic. Observatoř má zahájit plný provoz v r. 2006, ale první výsledky z rozestavěné aparatury lze očekávat už během r. 2005.

6.6. Jaderná, částicová a relativistická astrofyzika

V dubnu 2002 oznámil na tiskové konferenci vedoucí projektu SNO v Kanadě A. McDonald, že neutrina ze Slunce mění během letu k Zemi svou vůni (oscilují), což značí, že neutrina mají kladnou klidovou hmotnost, která se pro různé vůně navzájem liší cca o 0,01 eV/c2. Za pozorovaný deficit slunečních neutrin tak může nedostatečnost standardního modelu částic, kdežto výpočet výtěžnosti termonukleárních reakcí ve Slunci (a obecně ve hvězdách) je správný. Jak se má však standardní model pozměnit, není dle E. Wittena dosud jasné. Pravděpodobnost oscilací je totiž úměrná velikosti tzv. mixážního úhlu pro neutrina, jenž je dle současných měření podstatně větší než předvídá teorie. Oscilace též naznačují, že klidová hmotnost všech druhů neutrin činí několik desetin eV, zatímco díky skutečnosti, že neutrina vykazují levotočivý spin, by měla mít klidovou hmotnost přesně nula. Východiskem z této podivné situace může být narušení dosud posvátného principu zachování leptonového čísla při interakcích částic. Nedávno byl totiž pozorován rozpad germania na selen při tzv. dvojitém rozpadu beta elektronů a antineutrin, přičemž bylo leptonové číslo porušeno dokonce o dvě jednotky! Při současné nízké přesnosti takových měření je však obtížné odhadnout, jak to vše nakonec dopadne.

C. Schuster aj. vyšli z pozorování fotonů gama pro 60 blazarů, jež zkoumala aparatura EGRET na družici Compton, a odtud usoudili, že jádra blazarů vysílají také vysokoenergetická neutrina v pásmu 100 GeV - několik TeV, která by se dala zachytit budovanou aparaturou IceCube v antarktickém ledu. To by jistě velmi pomohlo při určení povahy urychlování částic v blazarech a AGN.

Pro nedostatek financí se bohužel neuskuteční plánovaný pokus se zachycováním neutrin, vysílaných z urychlovače v CERN poblíž Ženevy do podzemního detektoru neutrin pod pohořím Gran Sasso v Itálii, což by pomohlo upřesnit parametry neutrinových oscilací. Naštěstí nezaváhali Japonci, kteří mají v dole Kamioka instalován experiment KamLAND, což je koule o hmotnosti 1000 t, naplněná minerálním olejem a organickým rozpouštědlem. Detektor je schopen zachytit antineutrina, vznikající rozpadem radioaktivních prvků v 17 jaderných reaktorech rozesetých v japonských atomových elektrárnách. Při srážce antineutrin s protony v kapalině v detektoru KamLAND dochází k inverznímu rozpadu beta, při němž vzniká neutron a pozitron. A. Suzuki aj. tak za půl roku pozorovali 54 pozitronů, ačkoliv podle výpočtu by jich měli zaznamenat 87. To značí, že během letu neutrin z reaktoru do detektoru dochází vskutku k oscilacím na mionová a tauonová antineutrina, v souladu s již citovaným výsledkem aparatury SNO. Kdyby se podařilo zvýšit citlivost detektoru, bylo by tak možné sledovat i antineutrina, jež vznikají při rozpadu radioaktivních prvků uvnitř Země a tak odhadnout jejich množství.

M. Amorettimu aj. v CERN se podařilo vyrobit pomocí aparatury ATHENA 50 tis. atomů chladného antivodíku, což je významný pokrok proti 9 relativistickým atomům antivodíku, získaným v CERN r. 1996. V experimentu autoři smíchali antiprotony s pozitrony v kryostatu, v němž indukce magnetického pole dosahovala 3 T. Autoři se nyní pokoušejí podrobně srovnat vlastnosti antivodíku a obyčejného vodíku, což by byl další výtečný test platnosti standardního modelu částic.

U. Leonhardt poukázal na laboratorní analogii obzoru událostí v okolí černé díry pomocí zpomaleného světla v atomovém prostředí. Tak např. lámání světla v obyčejné duze by mělo vést k nekonečné intenzitě pozorovaných barevných paprsků, jenže nic takového se v praxi nestane, protože překotnému růstu intenzity zabrání vlnová interference světla. Podobně zabraňují kvantové efekty v okolí černé díry vzniku singularity tím, že zde vzniká pověstné Hawkingovo záření. To je současně návod, jak řešit i jiné fyzikální paradoxy.

S. Koide aj. si povšimli, že jak aktivní jádra galaxií, tak zábleskové zdroje záření gama i mikrokvasary v naší Galaxii se často vyznačují protiběžnými relativistickými výtrysky. Autoři soudí, že za to mohou mechanismy extrakce (dolování) energie z černé díry v jádře objektu. V r. 1969 navrhl R. Penrose přímou extrakci rotační energie černé díry a o osm let později přišli R. Blandford a R. Znajek s nápadem, že tuto extrakci vykonává extrémně silné magnetické pole v okolí černé díry. Podle J. Millera aj. umožnila rentgenová měření černých děr ve dvojhvězdách na jedné straně a v Seyfertových galaxiích na druhé straně ověřit platnost obecné teorie relativity v intervalu hmotností 1 : 106.

M. van Putten a A. Levinson ukázali, že větší část rotační energie Kerrovy černé díry se vyzáří v podobě gravitačních vln, kdežto menší část se uvolní v podobě výtrysků v prostředí chudém na baryony díky magnetickým siločarám vybíhajícím do okolního prostoru. Černé díry mají totiž tendenci vyčistit své nejbližší okolí od baryonů. Q. Yu se zabýval vývojem párů supermasivních černých děr při splývání galaxií. Obě složky "dvojdíry" kolem sebe obíhají v periodách 10 -- 100 000 roků ve vzdálenostech od 1 mpc do 10 pc a nakonec splynou, což se v pozorovaném vesmíru stává průměrně jednou za rok. Splynutí se prozradí silným impulsem gravitačního záření.

D. Holz a J. Wheeler objevili pozoruhodný efekt gravitační retročočky, který by mohl prozradit výskyt černých děr v blízkém okolí Slunce. Ukázali, že když osvětlíme černou díru rovnoběžnými paprsky světla, vzniká kolem ní světelná ozvěna, protože mnohé fotony původního svazku obkrouží černou díru o 180° v minimální vzdálenosti 1,75 Schwarzschildova poloměru a vracejí se zesílené zpět k pozorovateli na spojnici světelný zdroj - černá díra v podobě série koncentrických jasných prstenců. Efekt se podobá tzv. glórii ve vodních kapkách ozářených Sluncem a podle výpočtů obou autorů by umožnil díky slunečnímu ozáření spatřit černé díry hvězdných hmotností ve vzdálenosti 1 pc od Slunce jako prstence 41 mag. Pro černou díru o hmotnosti 10 MO ve vzdálenosti 2 000 AU od Země bychom v případě přesného seřazení se Sluncem na jedné přímce pozorovali ony prstence po dobu celého dne (spíše tedy noci!). Bylo by též možné aktivně vyhledávat nebezpečně blízké černé díry pomocí laserového světlometu s příkonem řádu GW.


(dokončení příště)


Platné HTML 4.01! Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 19. novembra 2004