Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 18. januára 2006
Díky přehlídce SDSS a výkonu kamery ACS na HST se neustále posouvají hranice dohlednosti ve vesmíru do epochy, která odpovídá závěru tzv. šerověku vesmíru. V šerověku se následkem rozpínání vesmíru rozmělnilo původně žhavé reliktní záření na chladné a jelikož ještě neexistovaly hvězdy, vesmír se ponořil do šera, z něhož opět vystoupil až ve chvíli, kdy začaly podle M. Dietricha aj. vznikat velmi hmotné hvězdy I. generace ve stáří nejpozději 500 mil. let po velkém třesku (z = cca. 8). Ty začaly svým mocným ultrafialovým zářením ionizovat neutrální mezihvězdný vodík, takže vesmír znovu prohlédl v tzv. epoše osvícenství. Tato epocha odpovídá červeným posuvům z = cca. 6, jak vyplývá z objevu dalších tří kvasarů s posuvem až 6,4, který ohlásili X. Fan aj. V tuto chvíli je známo již šest kvasarů se z > 6,0. V tomto období nabírají podle X. Fana černé veledíry v kvasarech nejvíce hmoty a v jejich okolí probíhá překotná tvorba hvězd II. generace tempem až 900 M☉/r, jak ukázala mikrovlnná měření pomocí radioteleskopu JCMT a interferometru IRAM. Nejhmotnější černé veledíry tehdy dosahují hmotností řádu až 1 GM☉ a v halech příslušných galaxií se nachází až 10 TM☉ látky.
Tomu též odpovídá zjištění J. Wyitha a A. Loeba, že pro hodnoty z > 6,0 je ve vesmíru vidět hodně neutrálního mezihvězdného vodíku, který se však pro nižší z rychle ztrácí. Titíž autoři zjistili, že hvězdy I. generace s hmotnosti nad 100 M☉ vznikaly ve vesmíru již v čase 200 mil. let po velkém třesku (tj. z = cca. 20) a při životnosti kolem 3 mil. roků prakticky okamžitě začaly do vesmíru dodávat těžší prvky ("kovy").
Je pozoruhodné, jak se začátek tvorby I. generace velmi hmotných hvězd neustále posouvá k čím dál ranějšímu vesmíru, protože v polovině r. 2003 vyšly práce R. Cena a J. Miralda-Escudé, kteří tvrdí, že tyto hvězdy vznikaly již při z = cca. 30 (100 mil. let po velkém třesku) a možná dokonce z = 38 (75 mil. let) a při z = cca. 17 dokázaly poprvé reionizovat vesmír. Pak ale nastala přestávka v tvorbě hvězd; vesmír ještě jednou zešeřel a definitivně se v něm vyjasnilo až pro z = cca. 6.
R. Somervilleová a M. Livio ukázali, že v čase druhé reionizace je tvorba hvězd rovnoměrně rozdělena mezi hvězdy I. a II. generace (III. a II. populace) a obě složky přispívají k reionizaci vesmíru. B. Panter aj. zjistili z přehlídky SDSS, že asi třetina hvězd vznikla během prvních 5 mld. let věku vesmíru, a že před 6 mld. let začalo tempo tvorby hvězd ve vesmíru postupně klesat až na současnou 1/10 maximální produkce. Prvotní mezihvězdný plyn se shlukoval do zárodků galaxií již pouhých 100 mil. roků po velkém třesku. I. Iliev aj. ukázali, že strukturu vesmíru v době šerověku bude možné postupně odhalit pomocí radioastronomie v pásmu nízkých frekvencí (např. anténními soustavami LOFAR nebo SKA) kolem 2 MHz, což je optimální pro z = cca. 9, zatímco pásmo kolem čáry H I (1,4 GHz) se hodí i pro z = cca. 1000.
C. Conselice shrnul údaje o galaxiích v raných fázích vývoje vesmíru, jak vyplynuly zejména ze vzhledu galaxií na snímcích HDF, pořízených HST. Kondenzačními jádry pro vznik galaxií byly chomáče skryté látky, jež způsobily shlukování hvězd do prvních malých galaxií. Na snímcích HDF mají nepravidelný vzhled útržků či řetízků. Tyto zárodečné galaxie postupně splývají a vytvářejí jednak výdutě budoucích spirálních galaxií a jednak eliptické galaxie. Souhrnně je lze klasifikovat jako tzv. sferoidální galaxie. Hvězdy ve spirálních galaxiích vznikají překotně v jejich ramenech, které však v eliptických galaxiích chybějí a překotná tvorba hvězd tam neprobíhá vůbec. Nejvíce materiálu obsahují obří eliptické galaxie. Četnost splývání dosáhla maxima asi miliardu let po velkém třesku; od té doby je splývání čím dál tím vzácnější.
W. Colley a J. Gott využili údajů z družice WMAP k určení typu topologie vesmíru a dospěli k názoru, že tento typ je v souladu se standardní inflační domněnkou s přesností o dva řády vyšší než jak to bylo známo dříve. Nová data družice WMAP přiměla kosmology v říjnu 2003 ke svolání zvláštní porady do amerického Clevelandu, na které mj. vystoupily i takové celebrity jako nositel Nobelovy ceny S. Weinberg, proslulý britský astrofyzik S. Hawking a ruský fyzik A. Linde. Účastníci prestižního zasedání se shodli, že došlo k výraznému pokroku v určení stáří, hustoty, geometrie, složení a vývoje vesmíru. Oživili zájem o kontroverzní antropický princip v souvislosti s čím dál přesnějšími určeními hodnot fyzikálních konstant a jejich zřejmé neproměnnosti v čase. Otevřenými však zůstávají otázky topologie vesmíru, podstaty skryté energie, počtu geometrických rozměrů vesmíru a jeho zrychlujícího se rozpínání v druhé polovině jeho existence, jakož i povahy singularity na jeho počátku.
O řešení problému topologie vesmíru se na základě údajů družice WMAP pokusili J.-P. Luminet aj., kteří se domnívají, že vesmír je prostorově konečný a má topologii čtyřrozměrného dvanáctistěnu (viz též Kozmos 34, č. 6. str. 7), ale jejich práce byla vzápětí kritizována jednak N. Cornishem aj. - kteří z týchž dat odvodili, že topologie vesmíru je zcela konvenční a vesmír je prostorově nekonečný - a dále J. Barrowem a J. Levinovou, kteří Luminetův výsledek kritizovali proto, že je v rozporu s Koperníkovým principem rovnocennosti souřadných soustav.
M. Tegmark aj. využili údajů o prostorovém rozložení 250 tis. galaxií z přehlídky SDSS k ověření kosmologických parametrů vesmíru, odvozených předtím z pozorování družice WMAP. V porovnání s výsledky družice jsou nové údaje asi dvakrát přesnější a dávají možnost odvodit celkem 13 parametrů, charakterizujících vlastnosti vesmíru. Mezi nimi je především stáří vesmíru (13,5 ±0,2) mld. let a dále zastoupení skryté látky (26% hmoty vesmíru) a skryté energie (70% hmoty vesmíru). Souhlas nových hodnot s výsledky WMAP je však velmi dobrý.
J. Gott aj. využili údajů z přehlídky SDSS k odhalení obří Velké stěny, vzdálené od nás 300 Mpc a dlouhé plných 400 Mpc, jež je od nás třikrát dál a téměř dvakrát delší než dosud rekordní Velká stěna, objevená v r. 1989 M. Gellerovou aj. To vyvolává otázku, zda vůbec a na jaké stupnici rozměrů je vesmír homogenní, jak předpokládají kosmologické modely.
R. Regazzoni aj. se pokusili prokázat kvantovou strukturu prostoročasu pozorováním nejvzdálenějších bodových zdrojů, jimiž jsou supernovy, které by díky této struktuře měly být na snímcích lehce rozmazané. Ani HST na snímcích HDF však nic takového neukázal, z čehož vyplývá, že horní meze kvantování jsou 1,6.10-35 m pro Planckovu délku a 5,4.10-44 s pro Planckův čas. V. Faraoni a F. Cooperstock přinesli nové důkazy pro Tryonovo tvrzení z r. 1973, že celková energie vesmíru pro otevřený Fridmanův-Robertsonův-Walkerův vesmír je přesně rovná nule, když se do ní započte energie jeho gravitačního pole.
O problému skryté látky v Galaxii se poprvé zmínil již v r. 1922 proslulý holandský astronom J. Kapteyn, průkopník metod stelární statistiky. Prvním astronomem, který odhalil existenci skryté látky ve vesmíru, byl F. Zwicky, který již v r. 1933 zjistil, že v kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky je přinejmenším 15krát více skryté látky než látky zářící. Její fyzikální podstata je ovšem dodnes neznámá. Naproti tomu A. Romanowsky aj. zjistili pomocí 4,2 m teleskopu WHT, že alespoň tři eliptické galaxie nejspíš žádnou skrytou látku neobsahují, protože jejich dynamická hmotnost, odvozená z pohybů periferních planetárních mlhovin, dobře souhlasí s hmotností zářivé složky týchž galaxií.
Jak uvedl C. Conselice, dosavadními astronomickými prostředky jsme schopni pozorovat nanejvýš 1/5 baryonní složky hmoty vesmíru, přičemž největší možnosti sledování poskytují baryony v raném vesmíru, takže ideálními osvětlovači jsou velmi vzdálené kvasary, jejichž světlo je po cestě k nám pohlcováno v čáře Ly-alfa intergalaktickým plynem o teplotě řádu MK. To prakticky znamená, že nanejvýš 1% hmoty vesmíru lze v principu pozorovat prostředky současné astronomie - zbytek jsou různé extrapolace.
K. Chae aj. využili rádiové přehlídky gravitačních čoček CLASS k odhadu množství skryté látky ve vesmíru, protože skrytá látka má tytéž gravitační účinky jako látka zářící. V uspokojivé shodě s ostatními metodami jim vyšlo, že skrytá látka představuje 30% kritické hustoty vesmíru. Podobně C. Afonso aj. hledali zastoupení skryté látky v halu naší Galaxie na základě pozorování gravitačních mikročoček v Malém Magellanově mračnu programem EROS. Podle těchto měření představuje skrytá látka nanejvýš čtvrtinu hmotnosti galaktického hala. Existenci shluků skryté látky v kupách galaxií potvrdilo podle J. Kneiba aj. porovnání snímků kup A2029 (Had; vzdálenost 300 Mpc) a CL 0024+1654 (Ryby; 1,4 Gpc), pořízených HST, s rentgenovými izofotami z družice Chandra. Jelikož rentgenové záření v kupách vzniká při akreci zářící látky na skrytou látku, lze právě tak mapovat výskyt skryté látky. Shoda obou zobrazení je důkazem, že právě ve svítících kupách galaxií se úměrně tomu shlukuje i skrytá látka.
Zdá se, že původně téměř rovnoměrně rozložená skrytá látka vesmíru se shlukovala do chomáčů během již zmíněného šerověku vesmíru a velmi brzy umožnila vznik velmi hmotných hvězd I. generace. O prvotních chomáčích skryté látky se dozvídáme nepřímo prostřednictvím fluktuací reliktního záření. V tom případě hvězdy se z = cca. 6 patří v naprosté většině již ke hvězdám II. generace. Dobrou metodou ke zjišťování současného prostorového rozložení skryté látky se stává pozorování slabého gravitačního čočkování vzhledu velmi vzdálených galaxií, tzv. kosmického střihu (angl. cosmic shear). Velikost střihu (vzhled tzv. kosmického gobelínu) je totiž přímo úměrná součtu zářící a skryté látky vesmíru, a jelikož množství zářící látky lze určit dosti přesně, lze odtud odhadnout i koncentraci skryté látky v daném směru na obloze.
Nejlepší výsledky poskytují pozemní dalekohledy s průměrem hlavního zrcadla alespoň 4 m a velkým zorným polem. Podle J. Tysona aj. lze ze vzhledu střihu určovat i vzdálenost střižné látky a tak dospět k trojrozměrnému (tomografickému) obrazu rozložení skryté látky ve vesmíru s polohovou přesností na 20%. Touto kombinovanou metodou byly až dosud nalezeny asi dva tucty kup skryté látky na 28 čtv. stupních oblohy a v blízké budoucnosti lze očekávat podstatné rozšíření záběru této rafinované metody. Díky S. Casertanovi aj. se téže metody využilo také u kamery WFPC2 HST pro téměř 350 náhodně vybraných polí o celkové výměře 0,5 čtv. stupně. Kosmický střih pro tvary galaxií klesal z hodnoty 5,2 % pro úhlové rozměry 10" na 2,2% pro úhlové rozměry 130", což potvrzuje úlohu skryté látky při gravitačním čočkování tvaru galaxií.
F. Pravdovi aj. se dokonce podařilo určit profil hustoty skryté látky v obřích galaxiích pomocí přehlídky SDSS tak že zkoumali relativní rychlosti satelitních galaxií v jejich okolí. Protože hustota skryté látky by měla klesat se 3. mocninou vzdálenosti od středu obří galaxie, mělo by se to projevit i poklesem oběžné rychlosti satelitních galaxií ve větších vzdálenostech od obří galaxie a výsledek měření tento předpoklad velmi dobře potvrdil. K. Freeman podobně z pohybu průvodců naší Galaxie odhadl, že halo Galaxie sahá až do vzdálenosti 90 kpc - mnohem dále, než kolik činí poloměr galaktického disku. Hmotnost skrytého hala představuje asi dvacetinásobek hmotnosti svítící látky Galaxie, tj. dosahuje řádu 1 TM☉. Hmotnost hal trpasličích galaxií však činí pouze 10 MM☉, kdežto hala obřích galaxií dosahují až 10 TM☉.
Mnohem obtížnější je však zkoumání povahy fyzikálně nejvýznamnější složky vesmíru - skryté energie, která představuje plných 70% kritické hmotnosti vesmíru. Termín skrytá energie (angl. dark matter) pochází od M. Turnera, ale historicky jako první o ní uvažoval A. Einstein, když vložil do svých proslulých rovnic gravitačního působení ve vesmíru kontroverzní kosmologickou konstantu LAMBDA. Legendu o tom, že Einstein považoval zavedení kosmologické konstanty za svůj největší omyl, rozšířil G. Gamow. Ve skutečnosti však Einstein v r. 1932 pouze konstatoval, že velikost konstanty zatím není známa; předpokládal však, že její hodnotu bude jednou možné lépe určit. Přímo prorocky prohlásil, že kosmologická konstanta představuje sílu, která je patrně součástí struktury prostoročasu.
V 60. letech minulého století J. Zeldovič předvídavě usoudil, že kosmologická konstanta představuje energii vakua a vyvozuje tudíž záporný tlak. Po objevu rozpínání vesmíru se sice zdálo, že je tato konstanta rovná nule, a tudíž nadbytečná, ale do kosmologie se vrátila oklikou počátkem 80. let minulého století společně s domněnkou o kosmologické inflaci - prudkém rozfouknutí vesmíru ve zlomku první sekundy po velkém třesku. Inflace totiž dokáže vysvětlit, proč je vesmír geometricky plochý, což je nejspíše důsledek existence skryté energie. Proto při rozpínání vesmíru tlak vyvozený skrytou energií roste - na rozdíl od běžného plynu, jehož tlak rozpínáním klesá. To je též důvod, proč v posledních cca 7 mld. let se vesmír díky skryté energii rozpíná opět zrychleně, jak vysvitlo nejprve z pozorování vzdálených supernov třídy Ia.
Jak uvedl R. Kirshner, supernovy třídy Ia slouží astronomům jako tzv. standardní svíčky, protože příčinou jevu je termonukleární výbuch bílých trpaslíků, které se nacházejí na Chandrasekharově mezi (cca 1,4 M☉), takže lze právem čekat, že v prvním přiblížení se při výbuchu každé supernovy Ia uvolní přibližně totéž množství zářivé energie. Porovnání s pozorovanou jasností supernovy pak dá vzdálenost supernovy od nás nezávisle na klasickém Hubblově vztahu mezi červeným posuvem supernovy a vzdálenosti. Pokud se rychlost rozpínání vesmíru nejprve brzdila a později začala opět zrychlovat, projeví se to tím, že supernovy s červeným posuvem z = cca. 0,5 jsou asi o čtvrtinu slabší, než bychom čekali při platnosti klasického Hubblova vztahu, a naopak supernovy se z >= 1,0 budou tím jasnější, čím budou dál, opět vůči klasickému Hubblovu vztahu. Přesně to se skutečně pozoruje už od r. 1998 a z průběhu odchylek v závislosti na vzdálenosti zejména pro z v rozsahu 0,3 -- 0,7 lze určit i zmíněný čas obratu z brzdění na zrychlování vesmíru.
R. Scranton aj. nalezli v r. 2003 nezávislý důkaz existence skryté energie tím, že prozkoumali rozložení 25 milionů galaxií z přehlídky SDSS a porovnali je s rozložením fluktuací reliktního záření družicí WMAP. Když reliktní fotony vletí do kupy galaxií, tak se díky vyšší gravitaci ohřejí, ale při opuštění kupy by se měly opět ochladit na výchozí teplotu. Jelikož se však během pobytu v kupě prostor díky skryté energii zvětší, zmenší se tím pokles teploty fotonů vlivem tzv. Sachsova-Wolfeova efektu - a přesně to se také pozoruje. Je třeba zdůraznit, že odpudivá síla skryté energie se může projevit až ve velkých rozměrech kup galaxií. V oblasti o velikosti sluneční soustavy činí skrytá energie ekvivalent zářivé energie Slunce, vyzářené během 3 hodin.
Dosud však není vyloučena možnost, že se, obrazně řečeno, hodnota kosmologické konstanty mění s časem, což by dle R. Caldwella aj. vedlo k zániku kup galaxií již za několik miliard roků a následně k rozpadu jednotlivých galaxií za dalších několik set milionů let. Překotný rozpad struktur by vyvrcholil Velkým roztrhem (angl. Big Rip) atomů i částic. Nejnovější měření však naznačují - naštěstí pro potomky potomků našich potomků - že se kosmologická konstanta v čase nemění, a budoucnost vesmíru je proto podstatně delší než jeho minulost. Jak uvedli J. Ostriker a P. Steinhardt, společnou vlastností skryté látky i skryté energie je okolnost, že žádná složka nevyzařuje ani nepohlcuje elektromagnetické záření, avšak skrytá látka okolní hmotu přitahuje, kdežto skrytá energie ji odpuzuje. Zatímco skrytá látka se evidentně shlukuje do velkých i menších chomáčů a chuchvalců, skrytá energie je ve vesmíru rozložena rovnoměrně. Zářící látka představuje pouhé 4,1% úhrnné hmotnosti vesmíru, ale jen 0,4% úhrnné hmotnosti je látka dostatečně svítící, aby ji mohli astronomové pozorovat; zbylá 3,7% jsou tvořena velmi chladným plynem a prachem, neutriny a černými děrami.
L. Krauss a B. Chaboyer určili ze stáří kulových hvězdokup v Galaxii, že vesmír je určitě starší než 11,2 mld. let. Za to, že vesmír je ve skutečnosti o 2,3 mld. let starší, vděčíme právě skryté energii. C. Wanjek ukázal, jak údaje z družice WMAP mohou sloužit pro přesnější určení základních parametrů vesmíru. Z rozboru úhlových fluktuací reliktního záření lze odvodit, že vesmír má plochou geometrii, což lze nejlépe vysvětlit kosmologickou inflací; tomu výborně odpovídá rozteč maxim fluktuací pro úhly kolem 1°. Z dnešní teploty reliktního záření zase vychází původní teplota při oddělení látky od záření asi 3 kK a čas oddělení 380 tis. let po velkém třesku, který se odehrál před 13,5 mld. let. Jelikož rychlost zvuku je obecně mírou hustoty látky, lze z akustického spektra fluktuací reliktního záření odvodit i fluktuace hustoty látky v raném vesmíru. Velikost polarizace reliktního záření pak udává čas, kdy v raném vesmíru začaly vznikat první hvězdy.
J. Uzan aj. odvodili z prvního zpracování měření družice WMAP střední hustotu hmoty vesmíru na (1,05 ±0,02) kritické hustoty pro plochý vesmír. A. Benoit aj. využili mikrovlnného radiometru ARCHEOPS pro měření fluktuací reliktního záření ve frekvenčních pásmech 143 -- 545 GHz na výškovém balónu k určení celkové hustoty hmoty vesmíru 1,00 a hustoty baryonní hmoty 0,022 (v jednotkách hustoty kritické). A. Melchiorri aj. zkombinovali měření z družice WMAP a z přehlídky SDSS a obdrželi pro hustotu skryté látky 0,26 hustoty kritické a pro H0 = 66 km/s/Mpc. Nezávislým srovnáním údajů z obou přehlídek obdrželi W. Chiu aj. H0 = 72 km/s/Mpc, což dává dobrou představu o středních chybách měření, které konečně poklesly pod magických 10%.
W. Saunders aj. dokončili v dubnu r. 2002 přehlídku 2dF pomocí australského 3,9 m teleskopu AAT, která pokryla 5% oblohy a získala údaje pro 221 tis. galaxií do vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Odtud vyšla hustota skryté a svítící látky 0,29, hustota skryté energie 0,70 a horní mez hustoty neutrin 0,13, což dává horní mez klidové hmotností neutrin 1,8 eV/c2. Hubblova konstanta H0 pak činí 72 km/s/Mpc. S. Mei aj. využili fluktuací plošné jasnosti v blízkých galaxiích NGC 564 (z = 0,019) a NGC 7619 (z = 0,012) k nezávislému určení H0 = (70 ±5) km/s/Mpc.
V létě r. 2003 byly zveřejněny první výsledky měření fluktuací reliktního záření z družice Wilkinson Microwave Anistropy Probe (WMAP) v ceně 145 mil. dolarů, vypuštěné v létě 2001 do bodu L2 soustavy Země-Slunce. Aparatura na družici docílila podle C. Bennetta aj. více než řádově lepších technických parametrů proti dosud nejlepším radiometrům na družici COBE. Konkrétně má 30krát lepší úhlové rozlišení a 45krát vyšší citlivost než COBE. L. Page aj. uvedli, že šířka svazku radiometru činí jen 0,23° a měření probíhá na pěti frekvencích v pásmu 20 -- 100 GHz.
Mezitím však WMAP vyvstala i pozemní konkurence v podobě mikrovlnného radioteleskopu DASI, instalovaného v Antarktidě. Cílem měření je odhalit rozložení polarizace reliktního záření po obloze na základě teoretické předpovědi M. Reese z r. 1968. Když se totiž v raném vesmíru oddělilo reliktní záření od vesmírné látky, bylo polarizováno díky rozptylu záření na volných elektronech a informaci o poloze polarizační roviny při posledním rozptylu si uchovává, takže příslušným pozorováním může rekonstruovat podmínky v raném vesmíru v čase od zlomku první mikrosekundy až 380 tis. roků po velkém třesku. Jak uvedli E. Hivon a M. Kamionkowski, první měření polarizace reliktního záření aparaturou DASI potvrdilo jednak standardní kosmologický model velkého třesku a jednak výskyt inflační fáze ve velmi raném vesmíru na úrovni 5 sigma. Podle jejich názoru patří objev polarizace reliktního záření k největším úspěchům ve zkoumání vlastností reliktního záření, protože výhledově umožní mapovat rozložení hustoty látky vesmíru i v pozdějších vývojových fázích, zejména v době, kdy vznikala I. generace hvězd.
Dalším pozemním protějškem WMAP je mikrovlnný interferometr VSA, instalovaný na ostrově Tenerife ve výšce 2400 m n.m. Podle R. Watsona aj. se interferometr skládá ze 14 prvků s úhlovým rozlišením 2°, naladěných na řadu frekvencí v pásmu 26 -- 36 GHz. Během půlročního provozu na přelomu let 2001-02 se podařilo prohlédnout 8 polí na obloze o úhrnné výměře 101 čtv. stupňů. Odtud dle A. Slosara aj. se podařilo odvodit hodnotu Hubblovy konstanty 72 km/s/Mpc a podíl skryté látky 0,18, kdežto baryony představují jen 0,03 kritické hustoty.
Třetím novým pozemním systémem je dle B. Masona aj. interferometr CBI v chilské poušti Atacama, instalovaný ve výšce 5080 m n.m. a sestávající ze 13 parabol o průměru 0,9 m, měřících v pásmu 26 -- 36 GHz. Interferometr dokáže měřit multipólové anizotropie reliktního záření až do stupně l = 3500. Jak ukázali J. Sievers aj., multipólová anizotropie, odvozená z měření zatím nejvýkonnější aparaturou CBI i dalšími radiometry, odpovídá prvotním nahloučením skryté látky vesmíru až do hmotností 1014 -- 1017 M☉, což jsou kondenzační jádra budoucích kup galaxií. Tato měření dále určila stáří vesmíru (13,7 ±0,2) Gr; H0 = 69 km/s/Mpc; plochost vesmíru Omega = (1,00 ±0,11) a velikost skryté energie OmegaLAMBDA = (0,70 ±0,05).
Zatímco dosud zmíněné přístroje jsou schopné změřit multipólovou anizotropii reliktního záření teprve od stupně l = cca. 200, aparatura MAT/TOCO zbudovaná na Cerro Toco (5200 m n.m.) v Chile dokáže na frekvencích 30 a 40 GHz postihnout nižší stupně v rozsahu l 60 -- 200. První výsledky všech těchto měření jsou ve velmi dobré shodě se standardním kosmologickým modelem velkého třesku.
H. Lesch a M. Hanasz ukázali, že v prvotních galaxiích asi 500 mil. let po velkém třesku existuje dynamická vazba mezi silným magnetickým polem a produkcí kosmického záření během epochy překotné tvorby hvězd. Z měření Faradayovy rotace radiového záření galaxií se z > 2 totiž vyplývá, že tyto galaxie mají silná magnetické pole na délkových stupnicích řádu 10 kpc, a tam se mohou částice kosmického záření snadno urychlit na velmi vysoké energie. Přenosem částic kosmického záření v zapletených magnetických polích a jejich Fermiho urychlováním v relativistických rázových vlnách se zabývali M. Lemoine a G. Pelletier.
J. Arons se domnívá, že rychle rotující magnetary mohou v silném magnetickém poli vytvářet ultrarelativistické ionty s energiemi až 10 ZeV. Jelikož tyto objekty se určitě vyskytují v každé větší galaxii v našem okolí, měly by být částice kosmického záření o energiích alespoň 100 EeV pozorovatelné observatoří Pierra Augera (PAO) již v nejbližších letech. (Tato dosud rozestavěná observatoř je již od října 2003 největším a nejvýkonnějším zařízením pro detekci kosmického záření o ultravysokých energiích - viz též Kozmos 36/2005, č. 2, str. 2.)
Zatím největší soubor pozorování ultraenergetických částic poskytla japonská observatoř AGASA - celkem 57 úkazů s energií nad 40 EeV. Jak uvedli H. Yoshiguchi aj., není dosud jasné, zda existuje ve vzdálenosti do 100 Mpc nějaký bodový zdroj těchto částic, ale jakmile bude mít PAO statistiku alespoň 1000 takových částic, mělo by to případné bodové zdroje odhalit. Podobně bezvýsledně dopadlo podle D. Torrese aj. též hledání potenciálních bodových zdrojů extrémně energetického kosmického záření v pozorovacích údajích ze všech dosud proběhlých experimentů (AGASA, Jakutsk, Haverah Park a Volcano Ranch). Pokus identifikovat některý z 33 úkazů, pozorovaných těmito aparaturami za posledních 40 let buď s blízkými blazary, anebo se zdroji v 3. katalogu COMPTON/EGRET, nevedl k žádnému úspěchu. Stejně tak selhali C. Akerlof aj, kteří hledali souvislosti mezi směry příchodu částic extrémně energetického kosmického záření a zdroji TeV záření gama.
S. Thorsett aj. se pokusili vysvětlit existenci kolena (přebytku toku v energetickém spektru kosmického záření pro energie = cca. 3 PeV) tím, že ve vzdálenosti 300 pc od nás se nachází na rozhraní souhvězdí Jednorožce a Blíženců pozůstatek po supernově "MonoGem", obsahující pulsar B0656+14, který údajně produkuje kosmické záření o energii řádu PeV; tento jediný zdroj stačí na vysvětlení zmíněného přebytku. Jak uvedli A. Chilingarian aj., detektor MAKET-ANI na hoře Aragac skutečně odhalil během pozorování v letech 1997-2003 kosmické záření ze zdroje MonoGem s energiemi až 0,1 PeV. Naproti tomu L. Svěšnikovová se domnívá, že za přebytek v koleně mohou hypernovy. W. Bednarek přišel s obdobným nápadem pro vysvětlení přebytku toku kosmického záření pro energie kolem 1 EeV. Domnívá se, že za to může 2. asociace velmi hmotných hvězd sp.tříd OB v Labuti, v níž před desítkami tisíc let vybuchla řada supernov ve vzdálenosti asi 1,7 kpc od nás. V pozůstatcích supernov může docházet k urychlení částic kosmického záření na extrémní energie.
Potenciálním zdrojem extrémně energetického záření může však dle N. Hayashidy aj. být také centrum naší Galaxie, kde se vyskytuje velké množství hmotných hvězd, jež rovněž nutně vybuchují jako supernovy. E. Berezhko ukázal, že fyzikové jsou zde nejspíš na správné stopě, protože díky měřením z družice Chandra se podařilo prokázat, že v pozůstatku po supernově 1006 v souhvězdí Vlka se vyskytuje silné magnetické pole na úrovni 10 nT, které stačí k urychlování nabitých částic na energie řádu PeV - to na druhé straně znamená, že částice s energiemi řádu EeV a vyšší přicházejí pravděpodobně z extragalaktického prostoru. Podle I. Semeniuka mohou extrémně energetického částice v tomto případě vylétat z okolí černých veleděr v jádrech aktivních galaxií, nebo z dlouhých zábleskových zdrojů záření gama a případně též z rozsáhlých radiových laloků kolem interagujících galaxií. Není ovšem vyloučeno, že ve hře jsou i zcela exotické mechanismy urychlování, vyžadující "novou fyziku".
R. Salvaterra a A. Ferrara zpochybnili učebnicovou poučku, že veškeré 4He pochází z prvních tří minut po velkém třesku. Ukázali totiž, že tento nuklid může hojně vznikat v nitrech velmi hmotných hvězd I. generace a tak maskovat mnohem nižší produkci hélia v nejranějším vesmíru. Výsledné zastoupení hélia činí (23,4 ±0,3) %. K. Croswell upozornil na záhadu, kde se vlastně vzal ve vesmíru 9. prvek Mendělejevovy tabulky fluór. Je ho totiž relativně mnohem méně než prvků skupiny CNO s nižšími protonovými čísly, ale i než neonu, který má nejbližší vyšší protonové číslo. Teprve v r. 1992 se podařilo najít čáry fluóru v obřích hvězdách - uhlíkové hvězdy obsahují 65krát více fluóru než Slunce.
J. Ahrens aj. uveřejnili výsledky pozorování neutrin o vysokých energiích pomocí aparatury AMANDA v Antarktidě za 130 dnů měření během antarktické zimy r. 1997. Při měřeních bylo 300 fotonásobičů zapuštěno do antarktického ledu do hloubek 800 -- 1000 m na 10 kabelech spuštěných svisle uvnitř kruhu o průměru 120 m. Rozložení směrů mionových neutrin, přicházejících napříč Zemí ze severní polokoule se ukázalo naprosto náhodné, takže neobjevili žádný bodový zdroj těchto částic. J. Blümer shrnul údaje o určení klidové hmotnosti elektronových neutrin jak pomocí astronomických pozorování tak pomocí fyzikálních pokusů, z nichž vyplývá rozmezí 0,2 -- 2 eV/c2.
Ve Spojených státech se v r. 2003 rozhodli zaplavit zrušený zlatý důl Homestake v Jižní Dakotě, kde byl od r. 1967 do r. 1994 v hloubce 1500 m pod zemí v provozu historický experiment budoucího nositele Nobelovy ceny R. Davise, jenž vedl k první detekci slunečních neutrin. Tím byla ohrožena možnost vybudovat ve zrušeném dole trvalou podzemní neutrinovou observatoř nové generace. Odborníci z Fermilabu proto zaměřili svou pozornost na mělčí (700 m) opuštěný důl na železnou rudu v Soudanu ve státě Minnesota. O obtížnosti detekce neutrin svědčí i následující přirovnání: kdybychom chtěli zachytit konkrétní neutrino s pravděpodobností 2/3, potřebovali bychom k tomu železnou desku o tloušťce 100 světelných let! Tolik železa na Zemi nemáme, takže musíme spoléhat na silné neutrinové svazky, chrlící v daném směru biliony neutrin ročně. Urychlovač ve Fermilabu v Chicagu by měl produkovat mionová neutrina o energii 3 GeV, která budou nasměrována do obřího detektoru MINOS v Minnesotě, vzdáleného od Chicaga "podzemní čarou" o délce 735 km. MINOS bude umístěn v Soudanu v hloubce 700 m pod povrchem; jeho hmotnost dosáhne 5400 t a účinný průřez 28 000 m2.
Hlavním cílem experimentu bude zjistit předpokládané oscilace neutrin během dlouhého letu. Dalším cílem může však být i pozoruhodná praktická aplikace výzkumu, protože uvnitř Země vznikají čas od času díky rozličným interakcím geoneutrina v množství asi 30 neutrin ročně na tunu horniny, která pak snadno pronikají i žhavým jádrem Země a mohou se stát jedinečným zdrojem informací o stavu zemských vrstev, jak už v 80. letech minulého století ukázali význační fyzikové A. de Rujúla, S. Glashow, R. Wilson a G. Charpak. Možná se už v tomto století dočkáme ponorky, vybavené přenosným detektorem neutrin, která bude postupně proplouvat všemi oceány a měřit tok slunečních neutrin a geoneutrin a tak tomografovat nepřístupné zemské nitro.
Zatím se buduje stacionární podmořský detektor NESTOR, vzdálený jen 14 km od pobřeží Peloponésu v hloubce 4 km ve Středozemním moři. Detektor bude mít sběrnou plochu 20 000 m2 a bude schopen zaznamenávat neutrina o energiích 10 TeV. V březnu 2003 uvedli řečtí odborníci ve spolupráci s ústavy v SRN, Rusku, USA a Švýcarska do provozu první část experimentu. Konečně v listopadu 2003 byl spuštěn podmořský detektor ANTARES ve Středozemním moři poblíž francouzského Toulonu. Prototyp v hloubce 2400 m má sběrnou plochu 100 000 m2, ale počítá se s jeho rozšířením do r. 2006 na objem 1 km3. Na jeho výstavbě a provozu se podílí 14 vědeckých ústavů ze 7 evropských zemí. ANTARES podobně jako NESTOR bude moci studovat neutrina, přicházející k Zemi z jižní polokoule, tj. především z centra Galaxie, resp. z Velkého a Magellanova mračna. (Detekují se pouze neutrina, přicházející ze "spodní" polokoule, čímž se potlačí šum, vznikající dopadem sekundárního kosmického záření a částic, vznikajících v zemské atmosféře, které přilétají z "horní" polokoule.)
Dosud nejpřesnější test obecné teorie relativity uveřejnili B. Bertotti aj, kteří k tomu využili kosmické sondy Cassini, když 21. června 2002 prošla při vzdálenosti 8,4 AU od Země v lineární vzdálenosti jen 1,6 R☉ od středu Slunce; tj. 9arcmin jižně od okraje slunečního disku. Protože vysílací frekvence na sondě byly přesně známy, bylo možné sledovat pomocí radioteleskopu DSN v Goldstone postupné snižování i opětné zvyšování frekvence signálu po průchodu gravitačním polem v okolí Slunce během pohybu sondy v měnící se úhlové vzdálenosti od Slunce s neobyčejně vysokou přesností. Souhlas naměřeného posuvu frekvence s předpovědí podle obecné teorie relativity dosáhl relativní přesnosti 2,3.10-5 (0,02 promile), což je 40krát přesnější výsledek, než u všech dosud publikovaných astronomických testů obecné relativity.
Nepřímým testem obecné relativity je ovšem také znamenitá funkce družicového globálního pozičního systému (GPS), protože při přesnosti cesiových hodin na palubách 24 družic 5.10-14 s/d je třeba podle P. Klepáče a J. Horského k dosažení vrcholné poziční i časové přesnosti počítat s opravami podle speciální i obecné teorie relativity. Podobně E. Fomalont a S. Kopeikin využili průchodu Jupiteru v úhlové vzdálenosti 3,7arcmin od kvasaru J0842+1835 (Cnc) dne 8. září 2002 ke změření Shapirova zpoždění v gravitačním poli Jupiteru, jež dosáhlo v době největšího sblížení těles snadno měřitelných 1,2 ms. Odtud se podařilo ověřit předpověď obecné teorie relativity s chybou 19%, což je přirozeně dáno relativně slabou gravitací Jupiteru i velkou lineární vzdáleností průmětu kvasaru od planety, ale přesto má test velký metodický význam.
R. Lieu a H. Hillman využili pozorování jiného kvasaru PKS 1413+135 (Boo), vzdáleného od nás 1,2 Gpc, k pozorování difrakčních kroužků tohoto bodového zdroje pomocí HST. Existence kroužků u takto vzdáleného zdroje svědčí o neproměnnosti rychlosti šíření světla během posledních 4 mld. let s udivující relativní přesností 10-32! (Jde o vůbec nejpřesnější údaj v celé fyzice.)
Pokud jde o kvasary obecně, dnes už nikdo nepochybuje o tom, že jejich podstatou jsou černé veledíry o hmotnostech nad 100 MM☉, které se živí akrecí okolní hvězdné i mezihvězdné hmoty, a proto svítí. Tento zářivý mechanismus navrhli již v r. 1964 nezávisle E. Salpeter a J. Zeldovič. M. Volonteri aj. zjistili, že velmi hmotné černé veledíry vznikají z tmavého hala kolem budoucích kup galaxií již ve velmi raném vesmíru pro z = cca. 20 (200 mil. let po velkém třesku), a to převážně ve dvojicích. Zastoupení párů černých veleděr s rostoucím stářím vesmíru však klesá a dnes činí jen asi 10 % této bizarní populace. Podle T. di Matteové aj. procházejí velmi hmotné galaxie fází kvasarů, která však trvá okrouhle jen 20 mil. let. Největší akrece na černé veledíry odpovídá červenému posuvu z v intervalu 5 -- 4. "Výstavba" černých veleděr končí pro z = cca. 3 a od té chvíle platí přímá úměrnost mezi hmotností černé veledíry v jádře galaxie a hmotností příslušné galaktické výdutě.
M. Begelman shrnul astronomická pozorování, svědčící o existenci černých děr rozličných hmotností. V centrech většiny galaxií se nacházejí černé veledíry s hmotnostmi alespoň 1 MM☉, které ovlivňují dynamiku mezihvězdného plynu až do vzdálenosti 1 kpc od centra galaxie. Pokud černé veledíry přesahují hmotnost 100 M☉, projeví se to mimořádnou aktivitou jádra příslušné galaxie, buď v podobě kvasaru, anebo aktivního jádra (AGN). Do této skupiny však patří nanejvýš 1% galaxií ve vesmíru a tento růst hmotnosti černých veleděr je vyvolán akrecí, nikoliv splýváním černých děr. K tomu je ovšem potřebí, aby hvězdy před pohlcením černou veledírou ztratily přebytečný moment hybnosti a zdá se, že jediným efektivním mechanismem je zbrzdění hvězdy magnetickým polem. O přítomnosti silných magnetických polí svědčí usměrněné protilehlé výtrysky látky z mnoha kvasarů, resp. i hvězdných černých děr a uvolňování zářivé energie Blandfordovým-Znajekovým mechanismem.
D. De Paolis aj. se domnívají, že v okolí černé veledíry v centru naší Galaxie bychom mohli pozorovat efekty gravitační retročočky, předpovězené v r. 2002 D. Holzem a J. Wheelerem, tj. jasné oblouky a prsteny v okolí velmi hmotných hvězd, které obíhají v těsné blízkosti černé veledíry, kterou silně ozařují. M. Freitag soudí, že tyto hmotné hvězdy mohou při svém oběhu kolem černé veledíry po velmi výstředných drahách vysílat tak silné gravitační vlny, že by je mohly zaznamenat kosmické detektory typu LISA.
Současná nejvýkonnější pozemní aparatura LIGO v USA v ceně 365 mil. dolarů zatím nemá požadované parametry. Ačkoliv začala souvisle měřit v říjnu 2000 a do dubna 2003 zvýšila svou citlivost o 4 řády, stále ještě dosahuje pouhé desetiny plánované citlivosti. Navíc aparatura v Louisianě může měřit jen v noci, protože ve dne je rušena otřesy půdy, které vznikají těžbou dřeva v blízkém okolí. Naproti tomu G. Paturel a Y. Baryshev tvrdí, že se jim v letech 1998 a 2001 podařilo zaznamenat slabé signály gravitačního záření na frekvenci 1 kHz pomocí tří válcových detektorů systému Nautilus-Explorer. Směr příletu gravitačního záření zhruba odpovídá poloze jádra naší Galaxie. Pochopitelně je nutné tato choulostivá měření ověřit či naopak popřít nezávislým měřením jinými detektory. V městečku Cascina u italské Pisy byla v červenci 2003 uvedena do chodu italsko-francouzská aparatura VIRGO v ceně 75 mil. dolarů s rameny dlouhými 3 km, která je schopna zaznamenat frekvence gravitačního záření vyšší než 10 Hz (práh LIGO je 60 Hz) až do hodnoty 6 kHz.
Podle D. Gelina a T. Harrisona se v měkkém přechodném rentgenovém zdroji GRO J0422+32 (Per) nalézá zatím nejméně hmotná černá díra, jejíž hmotnost je určitě nižší než 4,9 M☉ a nejpravděpodobněji činí jen 4,0 M☉. M. Gierlinski poukázal na kritérium, které může odlišit neutronovou hvězdu od černé díry v soustavách rentgenových dvojhvězd. Jelikož na rozdíl od černých děr mají neutronové hvězdy tuhý povrch (tvrdou kůru), jejich rentgenové spektrum se rovněž liší, protože u černé díry spektrum vzniká převážně na hranici tzv. obzoru událostí.
Když v r. 1975 ukázal S. Hawking, že díky kvantovým efektům černé díry přece jen - byť nepatrně - září, vyšel z důkazu J. Bekensteina z r. 1973, že entropie černých děr je úměrná jejich povrchu, který představuje obzor událostí. Na to navázali další autoři, kteří se opírali o koncept smyčkové kvantové gravitace: v r. 1995 C. Rovelli a L. Smolin dokázali, že v této teorii je plocha kvantována, v r. 1997 spočítali A. Ashtekar aj. entropii nerotující černé díry a o rok později Rovelli ukázal, že černé díry mají diskrétní spektrum energetických hladin. Tak se nakonec dospělo k názoru, že musí existovat i elementární kvantum plochy, které se rovná přibližně 4,39násobku Planckovy elementární plochy (= cca. 10-70 m2). V r. 2003 dokázal L. Motl, že onen koeficient je přesně (4.ln 3), takže z fyziky se stala čirá matematika... Mimochodem, A. Barrau a G. Boudoul spočítali, že miniaturní prvotní černé díry vznikaly v nejranějším vesmíru v čase 10-35 s po velkém třesku - zatím však nikdo neprokázal jejich existenci. Pouze N. Afshordi aj. usoudili, že prvotní černé díry by mohly tvořit podstatnou část skryté látky vesmíru, pokud jejich původní hmotnosti spadaly do intervalu 30 -- 10 000 M☉.
Podle F. Steckera ani první astronomický test kvantové gravitace, jež by měla spojit kvantovou mechaniku a obecnou relativitu, nedopadl pro kvantovou gravitaci dobře. Šlo o pozorování jader aktivních galaxií Mkn 421 a 501, vzdálených od nás 140 Mpc v pásmu vysoce energetického záření gama. Jelikož oba zdroje jeví prudký pokles toku u extrémně vysokých energií, jde o příznak neexistence tzv. kvantové pěny v extrémně miniaturních časoprostorových měřítkách. Totéž se podle T. Jacobsona zjistilo pro 100 MeV synchrotronové záření gama z Krabí mlhoviny (vzdálenost 1,9 kpc), neboť odtud plyne, že ani při energiích urychlovaných elektronů řádu 1,5 PeV nedochází k narušení Lorentzovy souměrnosti, vyplývající ze speciální teorie relativity, což je ovšem v rozporu s kvantovou gravitací.
Jak uvádí C. Hoyle, podobně dopadla i strunová teorie, která předvídá díky skrytým prostorovým rozměrům odchylky od klasického gravitačního zákona při vzájemné vzdálenosti zkušebních těles pod 1 mm. V r. 2003 však uskutečnili J. Long aj. experiment, v němž dokázali změřit s vysokou přesností gravitační sílu při vzájemné vzdálenosti těles v intervalu 10 -- 100 µm, a v mezích přesnosti měření žádné odchylky od poklesu gravitace s přesně 2. mocninou vzdálenosti nenalezli.
Jiný pozoruhodný experiment ohlásili N. Seddon a T. Beapark. Demonstrovali pomocí materiálu s anomální dispersí inverzní Dopplerův jev, tj. růst frekvence signálu, odraženého od ubíhajícího rozhraní v takovém materiálu. Efekt je o 5 řádů větší než klasický Dopplerův jev pro zdroje, přibližující se definovanou kinematickou rychlostí, a dá se navíc ladit změnou anomální disperse. (Doppler by se určitě divil.)
Na závěr ještě trochu fyzikální sci-fi. Když se ukázalo, že z teorie černých děr vyplývá možnost existence jejich spojek do vzdálených oblastí prostoročasu, popř. rovnou do jiných vesmírů v podobě tzv. červích děr, začali fyzikové uvažovat o jejich využití jako zkratek pro dálkové cestování. Přitom však narazili na základní překážku - červí díry mají vlastní obzory událostí, které představují neprůchodnou zátku i pro světlo, natož pro hmotné částice. K radosti sci-fistů však K. Thorne vymyslel v r. 1988 metodu, jak se těchto zátek zbavit - stačí, když si u experimentálních fyziků nebo nebo někde ve vesmíru opatříte kousek exotické hmoty se zápornou energií - a zátka zmizí. To ovšem není příliš praktické řešení a tak od r. 2003 si díky M. Visserovi aj. si jednou budeme moci usnadnit mezihvězdné cestování díky jejich objevu, že ve vysoce souměrných červích děrách dochází spontánně ke kvantovým fluktuacím, takže stačí vyčíhat si příhodný okamžik - a jste za vodou; přesněji za červí dírou.
C. Lineweaver a T. Davisová se domnívají, že pokud se prokáže vznik života na Zemi do 200 mil. let po konci těžkého bombardování (před 3,8 mld. let) v rané fázi vývoje sluneční soustavy, znamená to, že život je ve vesmíru běžný. Naproti tomu komplexní (inteligentní) život je ve vesmíru vzácný, protože na Zemi to trvalo evidentně nesrovnatelně déle, než se objevil, a v tuto chvíli nejsou jeho vyhlídky už nijak závratné, protože nejpozději za miliardu let bude na Zemi příliš horko. Podle jejich názoru jsou tedy nejběžnějšími mimozemšťany kolonie baktérií (např. v podobě stromatolitů).
L. Wells aj. ukázali, že pokud by na rané Zemi vznikl život a pak byl ohrožen drtivým impaktem během těžkého bombardování, mohl by paradoxně sám impakt přispět k dalšímu přežití života. Podle jejich výpočtů horniny, obsahující živé mikroorganismy a vymrštěné při impaktu do kosmu, se mohly na Zemi vracet během následujících tisíců let, kdy už ničivé následky impaktu dozněly a Země se stala opět obyvatelnou. Při zkáze raketoplánu Columbia přežili pokusní červi Caenorhabiditis elegans vysokou teplotu i přetížení až 100 kG, jak se ukázalo po nálezu zbytků kanystrů s hlísticemi po dopadu na zem, což znovu poukázalo na možnost přežívání drobných organismů při impaktech kosmických těles na Zemi a případných návratech organismů uvězněných uvnitř vymrštěných hornin. V současné době sahá biosféra do hloubky až 4 km pod zemský povrch, což patrně platilo i tehdy, takže kosmická úschovna v okolí Země měla dostatek biozavazadel, vymrštěných i z velké hloubky pod povrchem planety. Část z nich byla nakonec expedována i na Mars, který tak mohl být mnohokrát oplodněn Zemí...
V r. 2003 uplynulo půl století od klasického pokusu S. Millera, jenž podle nápadu nositele Nobelovy ceny H. Ureyeho vystavil směs metanu, čpavku, vody a vodíku elektrickým výbojům a získal tak směs aminokyselin. Miller tak napodobil podmínky, které patrně panovaly v rané atmosféře Země a ukázal, že tehdy mohla standardně vznikat "prebiotická polévka". Z. Peeters aj. posuzovali možnosti vzniku a přežití bází nukleových kyselin v mezihvězdném a meziplanetárním prostoru, když se prokázalo, že v některých uhlíkatých chondritech byly nalezeny báze mimozemského původu. Relativně nejodolnější je glycin, který byl objeven v hustých mezihvězdných mračnech v okolí centra Galaxie i ve známé mlhovině v Orionu. Plynný adenin a uracil by však zničilo ultrafialové záření v meziplanetárním prostoru v okolí Země během několika hodin, takže z toho se dá usoudit, že báze nukleových kyselin, nevyhnutelně potřebné pro vznik života na Zemi, vznikaly přímo na naší planetě. A. Schuerger aj. ukázali, že při simulaci fyzikálních a chemických podmínek na povrchu Marsu v laboratoři vyhynulo 99,9% endospor baktérie Bacillus subtilis během několika minut, takže během jediného dne stráveného na povrchu Marsu nechráněné baktérie zkrátka nepřežijí.
D. Braun aj. usoudili, že raný život na Zemi mohl vznikat v okolí vulkanických výronů na dnech oceánů, kde se horká voda promíchávala s chladnější. Organismy řádu Archea totiž přežívají v hloubce oceánu při teplotě až 121° C. Velkou záhadou vývoje života na Zemi je dlouhý časový interval více než 3 mld. roků, kdy život na Zemi měl mikroskopickou povahu a vývoj ke složitosti byl nepříliš patrný. Pak přichází počátek druhohor, kdy během geologicky nepatrného intervalu méně než milion roků v čase 542 mil. let před současností dochází k překotnému rozrůznění života do prakticky všech makroskopických forem, které známe na Zemi dnes. Lze zatím jen spekulovat, co takový překvapivý zvrat způsobilo.
M. Little uveřejnil revidované údaje o dávkách radiace, jimiž je vystaven průměrný člověk téměř určitě bez zdravotních následků. Roční průměrná dávka činí 2,4 mSv, z čehož asi polovinu představují částice alfa z radioaktivního radonu, vyvěrajícího ze Země. Druhou polovinu roční dávky způsobuje kosmické záření a paprsky gama vycházející rovněž ze Země. Pokud člověk nalétá v dopravních letadlech cca 100 h ročně, tak se zmíněná průměrná dávka zvedá o 0,5 mSv a lékařská vyšetření rentgenem přidávají dalších asi 0,4 mSv/r. Radioaktivní spad z jaderných výbuchů v atmosféře dosahuje nyní jen 0,005 mSv/r a výbuch v Černobylu 0,002 mSv/r, což je o řád více než dávka ze souhrnu jaderných elektráren z celého světa. Atomové výbuchy v Japonsku v r. 1945 přežili obyvatelé, kteří se nacházeli ve vzdálenostech 900 -- 1700 m od epicentra a dostali jednorázové dávky 200 -- 5000 mSv.
M. Turnbullová a J. Tarterová uveřejnily katalog HabCat blízkých hvězd, které by mohly být obklopeny planetami vhodnými pro život. Katalog obsahuje 17 tisíc hvězd do vzdálenosti 140 pc od Slunce včetně 2200 dvoj- a trojhvězd. Katalog je přípravou pro program SETI pomocí budovaného Allenova radioteleskopu (ATA) na observatoři Hat Creek v Kalifornii.
P. Chapman-Rietschi připomněl začátky úsilí o hledání mimozemšťanů a jako průkopnickou práci označil článek E. Barnese o pátrání po technicky vyspělých mimozemských civilizacích z r. 1931, na který navázal podobným článkem v r. 1950 F. Hoyle. V témže roce diskutoval při obědě v Los Alamos E. Fermi s E. Tellerem, H. Yorkem a E. Konopinskim o mimozemšťanech a vyslovil svůj údiv nad tím, že nás dosud žádní zelení pidimužíci nenavštívili - tak se zrodil proslulý Fermiho paradox. Pak přišel přelomový rok 1959, kdy F. Drake zahájil projekt OZMA (hledání radiových signálů mimozemšťanů), G. Cocconi a P.Morrison uveřejnili v prestižním časopise Nature úvahu o přirozeném frekvenčním normálu pro mezihvězdnou komunikaci - vodíkové čáře na frekvenci 1 420 MHz - a S. Shu Huang napsal studii o možném výskytu života ve vesmíru. Od té doby se program SETI rozvinul do nebývalé šíře zejména díky nedávno dokončenému programu SETI@home pod vedením D. Werthimera. Od května 1999 pomáhalo přes 4 miliony dobrovolných spolupracovníků se svými osobními počítači analyzovat jednotným programem na výskyt případných umělých signálů, rozesílaným z kalifornské univerzity v Berkeley, 250 kB úseky šumu, zachycovaného 305 m radioteleskopem v Arecibu. Podle T. Laziho šlo o největší projekt sdíleného počítání na světě, který zabral 1,3 mil. roků strojového času. Nejzajímavějších 166 zdrojů signálu pozorovali autoři projektu v Arecibu v březnu 2003, ale nic přitom nenašli. Navzdory tomu byla u 43 m radioteleskopu v Green Banku v záp. Virginii zahájena koncem r. 2002 II. etapa projektu SETI@home pod označením Phoenix.
Začátek roku přinesl tragédii australské observatoři na Mt. Stromlo, kde ničivému požáru buše po úderu blesku padlo v černou sobotu 18. ledna 2003 za oběť mimo jiné šest dalekohledů včetně 1,3 m reflektoru (vyrobeného r. 1856 a známého z nedávného programu MACHO) a největšího 1,9 m teleskopu, jakož i téměř dokončený infračervený spektrograf pro 8 m dalekohled Gemini N v ceně 2,5 mil. dolarů, kamera s adaptivní optikou pro dalekohled Gemini S za 3,7 mil. dolarů a nesmírně cenná knihovna. Zachránila se jen budova s počítači a digitálními databázemi. Úhrnná škoda se vyšplhala na více než 20 mil. dolarů; naštěstí se katastrofa obešla bez ztrát na životech, ačkoliv astronomové měli na evakuaci pouhých 20 minut. Tři týdny po katastrofě však astronomové obnovili výzkumnou a vývojovou práci na observatoři. V červnu 2003 měla z podobného důvodu namále i známá Stewardova observatoř v Arizoně, ale hasiči po 10denním zápase s lesním požárem observatoř uchránili.
Švédové uvedli na ostrově La Palma v r. 2002 do chodu zatím nejvýkonnější sluneční vakuový teleskop SST s adaptivní optikou a zrcadlem o průměru 1 m, které od té doby pořizují snímky slunečního povrchu s rekordním rozlišením 0,1", tj. lineárním rozlišením asi 1 km. V srpnu 2003 zahájil na témže ostrově činnost největší robotický dalekohled na světě Liverpool Telescope o průměru hlavního zrcadla 2 m. Plánovaná sériová výroba těchto dalekohledů má zlevnit jejich cenu natolik, aby se daly rozmístit po celém světě v místech s dobrým astronomickým počasím a sledovaly tak oblohu do 26 mag prakticky nepřetržitě. C. Akerlof aj. dokončili v r. 2003 stavbu čtyř rychlých robotických dalekohledů III. generace ROTSE-III, které budou pracovat v Austrálii, Namibii, Turecku a Texasu a dokáží se automaticky nastavit na vybraný úsek oblohy během nejvýše 4 s. Teleskopy mají průměr zrcadel 0,45 m; zorné pole 1,9° a kamery CCD (4 Mpix) pokrývají spektrální pásmo 400 -- 900 nm.
C. Veillet aj. oznámili dokončení největší astronomické digitální kamery na světě MegaPrime pro CFHT. Kameru tvoří mozaika 40 čipů CCD o celkové ploše 25 cm2 a s 324 Mpix. Kamera přišla na 100 mil. dolarů (!) a společně s optickým korektorem zorného pole dosahuje hmotnosti 11 t (!). Umožňuje naráz zobrazit zorné pole o průměru 0,9°. Rovněž proslulá Oschinova Schmidtova komora na Mt. Palomaru dostala konečně adekvátní kameru CCD QUEST, tvořenou mozaikou 112 (!) čipů o výsledné ploše 200 x 200 mm2, což odpovídá zornému poli o hraně 4,5° !
Když se v listopadu 1947 dopravovalo z Pasadeny na Mt. Palomar hlavní zrcadlo budoucího Haleova 5 m reflektoru na vzdálenost 260 km trajlerem cestovní rychlostí 15 km/h, sledovaly převoz celé Spojené státy a příslušné silnice byly po 2 dny uzavírány. V říjnu 2003 se však ještě větší 8,4 m zrcadlo pro budoucí binární dalekohled LBT na Mt. Grahamu v Arizoně vezlo uložené našikmo z Tucsonu nákladním autem po silnici délce téměř 200 km rychlostí 70 km/h za doprovodu policejní eskorty. Před horským stoupáním na Mt. Graham (3190 m n.m.) však byl vzácný náklad přeložen na speciální trajler se 48 páry pneumatik, jenž musel překonat výškový rozdíl 2 400 m po klikaté štěrkové horské silnici rychlostí 1,6 km/h. Vše dopadlo výborně, takže stejným způsobem se na Mt. Graham dopraví i druhé zrcadlo.
K významnému zlepšení došlo u Keckova teleskopu II na Mauna Kea, jenž dostal v r. 2003 adaptivní optiku s umělou laserovou hvězdou. Laser o výkonu 15 W lze totiž zaměřit těsně vedle zkoumaného objektu, což je mnohem výhodnější, než když jsme odkázáni na adaptaci optiky pomocí dostatečně jasných hvězd, které se v blízkém okolí mnoha zajímavých objektů vůbec nevyskytují. Jak uvedl D. Simons, využívají dalekohledy na Mauna Kea nové služby speciálních lokálních meteorologických předpovědí astronomického počasí pro vrchol této astronomické velehory. Počasí se předvídá s vysokou přesností pomocí speciálního superpočítače na 42 h dopředu a předpověď se každých 6 h obnovuje. To významně zvyšuje efektivitu všech instalovaných dalekohledů na Mauna Kea, protože zhruba platí, že 1 s pozorovacího času u jednotlivých dalekohledů stojí 1 dolar. Roční cena předpovědí, kterou platí konzorcium vrcholových observatoří, činí 165 tis. dolarů.
Jistým překvapením jsou výsledky měření neklidu obrazu (angl. seeing) na mexické observatoři San Pedro Martír, nacházející se na poloostrově Baja California v nadmořské výšce 2800 m, které uveřejnil R. Michel aj. Během dvou let měření jen 6 nocí mělo seeing horší než 1" a medián byl pouhých 0,57". Nejlepší seeing 0,37" trval nepřetržitě plných 9 h. Observatoř je vzdálena vzdušnou čarou 60 km od Pacifiku na západě a od Kalifornského zálivu na východě a těší se i vysokému počtu hodin slunečního svitu, takže není vyloučeno, že jde o vůbec nejlepší pozorovací stanoviště pro optickou astronomii na světě.
Také na jižní polokouli došlo u obřích dalekohledů VLT ESO k významným zlepšením. Jak uvedl A. Morwood, byl tam instalován infračervený ešeletový spektrograf CRIRES s vysokým rozlišením a adaptivní optikou pro pásmo 1 -- 5 µm s dosahy J = 17 a M = 11 mag za hodinu expozice. M. Mayor aj. zkonstruovali spektrometr HARPS pro přesná měření radiálních rychlostí pozdních hvězd s přesností až 0,5 m/s! Mezní hvězdná velikost přístroje je 16,6 mag. HARPS by tedy měl být schopen objevovat exoplanety o hmotnosti o něco málo vyšší než Země.
Tvůrce moderních teleskopů s rtuťovými zrcadly E. Borra se přimlouvá za instalaci 4 m rtuťových nepohyblivých zenitteleskopů, které budou sledovat objekty během driftu v zorném poli. Ukazuje, že takové systémy jsou mimořádně efektivní pro soustavné přehlídky, prosté různých výběrových efektů. Při driftovém skenování dalekohledem o světelnosti f/2 lze daný objekt v dané noci sledovat pomocí kamery CCD po dobu 120 s, což při dnešní citlivosti takových zařízení naprosto stačí a výhodou je i velká láce: takový dalekohled se dá postavit za pouhých 600 tis. dolarů a jeho roční provoz stojí jen 50 tis. dolarů.
Po několika odkladech byl 25. srpna 2003 vypuštěn pomocí rakety infračervený kosmický teleskop SIRTF - poslední z plánovaných čtyř "velkých observatoří" NASA. Je určen pro sledování kosmických objektů v pásmech 3 -- 180 µm. Jak uvedl P. Warner, začátky projektu SIRTF spadají do r. 1977. Konstrukce dalekohledu typu Ritchey-Chrétien o hmotnosti pouze 920 kg s 50 kg beryliovým zrcadlem o průměru 0,85 m, chlazeným v kosmu na teplotu 5,5 K, přišla na 670 mil. dolarů a vlastní vypuštění a provoz bude stát americké daňové poplatníky dalších 500 mil. dolarů. Dalekohled bude na své heliocentrické dráze pozvolna driftovat směrem od Země tempem 0,1 AU/rok, což postupně zvyšuje nároky na přenos dat z čím dál větší vzdálenosti, ale zato ušetří palivo pro raketové motory. V optimálním případě bude v provozu až 5 let, kdy se vyčerpá zásoba 360 l kapalného helia, nutného k chlazení detektorů i zrcadla. Dalekohled byl po dokončení úspěšného zkušebního provozu na oběžné dráze koncem r. 2003 přejmenován na SST, na počest význačného amerického astronoma minulého století Lymana Spitzera (1914-1997), jenž přišel s koncepcí kosmického teleskopu již v r. 1946. SST může denně pozorovat v zorném poli o průměru 5arcmin až 55 různých cílů, takže za rok pořídí asi 20 tis. snímků resp. spekter.
G. Meylan aj. shrnuli úspěšnou vědeckou využitelnost HST sledováním publikací, založených na pozorování kosmickým teleskopem v pěti předních světových astronomických časopisech. Zatímco v r. 1991 uveřejnili astronomové 41 takových prací, v r. 2002 to už bylo 499 prací; celkem od vypuštění HST již téměř 3 600 prací. Každá tato práce byla dosud v průměru citována 30krát; pouze 2% prací nebyly dosud citovány ani jednou, zatímco obecný průměr necitovaných prací v astronomii je plná 1/3 ! Také F. Ringwald aj. potvrdili, že HST je vůbec nejúspěšnějším astronomickým přístrojem všech dob, jak na základě počtu prací tak i citací. Další pořadí se pak liší podle zvoleného kritéria: podle počtu prací následují radioteleskop VLA v Socorru, družice ROSAT a optická observatoř CTIO v Chile. Pokud se vezmou počty citací, je ROSAT druhá a VLA třetí. Není divu, že zájem o pozorování pomocí Hubblova teleskopu převyšuje časové možnosti HST stále zhruba šestkrát. Poněkud kuriózně se významným přístrojem na palubě HST stal inovovaný hledáček FGS1r, který dokáže měřit paralaxy či vlastní pohyby hvězd na 0,2 obl. milivteřiny - pětkrát přesněji než družice HIPPARCOS, takže je pro vědu využíván 2,5 krát více než populární širokoúhlá kamera WFPC2.
Budoucnost HST je ovšem po zkáze raketoplánu Columbia 1. února 2003 nejasná, protože v dubnu 2003 selhal druhý navigační gyroskop ze šesti nových, instalovaných v r. 1999. K přesné a rychlé navigaci jsou potřebné 3 gyroskopy a životnost těchto mimořádně namáhaných součástek nepřesahuje 5 -- 6 let. NASA mezitím ustavila šestičlenný vědecký panel pro posouzení budoucnosti HST, vedený předním americkým astrofyzikem Johnem Bahcallem, jenž vydal v srpnu 2003 doporučení, aby se životnost HST prodloužila pomocí dvou letů raketoplánu v r. 2005/2006 a 2010; to však vedení NASA z bezpečnostních důvodů nakonec odmítlo. Když uvážíme, že plánovaný nástupce HST, dalekohled JWST, bude zřejmě dokončen později než v původně plánovaném r. 2011, jeho zrcadlo se s úsporných důvodů znovu smrsklo na pouhých 6 m, a finanční náklady začínají nebezpečně eskalovat, vypadá budoucnost optické kosmické astronomie najednou docela chmurně.
V průběhu roku 2003 se totiž NASA ocitla ve vážné krizi, když Gehmanova vyšetřovací komise ukázala, že hlavním důvodem zkázy Columbie bylo nerespektování doporučení obdobné komise po katastrofě raketoplánu Challenger ke zvýšení bezpečnosti tohoto neobvyklého dopravního prostředku. K tomu sílila kritika projektu Mezinárodní kosmické stanice ISS, která od havárie Columbie může mít jen dvoučlenné posádky, což prakticky znemožnilo další vědecký výzkum na stanici, jenž ani při tříčlenných posádkách nepřinášel výsledky úměrné investicím na úrovni 25 mld. dolarů. Schválení projektu administrativou prezidenta Reagana se nyní považuje za chybu, která váže prostředky NASA, které by se jinak mohly využít mnohem účelněji.
Odborníci též zjistili, že pro některé ambiciózní projekty příštích let neexistují dostatečně silné rakety, takže NASA opatrně sonduje možnost návratu k projektu Prometheus, tj. použít pro příští generaci silných raket nukleární pohon. NASA již zamýšlela postavit experimentální nukleární reaktor SAFE s výkonem 400 kW, ale program byl zrušen v r. 1993. Dostatečně výkonné rakety jsou totiž nezbytné především pro případný pilotovaný let na Mars. Let by měl vědecký význam, pokud by na jeho palubě byli geologové; jinak půjde jen o sportovní výkon. Nejbližší možné startovní okno v době minima sluneční činnosti se otevře v r. 2018, ale to je už asi nereálně brzo. Další okno přijde až kolem r. 2032, což by se snad mohlo zdařit, pokud se do té doby podaří postavit a testovat jaderný reaktor s výkonem alespoň 10 MW. Příslušný meziplanetární koráb by musel mít hmotnost aspoň 600 t, takže se nebude moci celý vypustit se Země, ale bude potřebí sestavit ho po částech na oběžné dráze. V tomto směru by zkušenost se stavbou ISS přinesla nakonec užitek. Nemalým problémem je i cena projektu. Optimisté uvádějí cifru 100 mld. dolarů, ale to je skoro určitě pouhá dolní mez.
V únoru 2001 byla na heliosynchronní dráhu ve výši 600 km nad Zemí vypuštěna švédská radioastronomická družice ODIN, nesoucí parabolu o průměru 1,1 m, pracující v pásmu mikrovln na frekvencích 119 a 486 -- 581 GHz (vlnové délky 0,5 a 2,5 mm). V r. 2003 uveřejnili H. Nordh aj. první vědecké výsledky měření, které se týkají jednak výskytu čar vody a kyslíku v mezihvězdném prostoru a jednak molekul ozónu a NOx ve vysoké atmosféře Země.
U dosud nejvýkonnějšího mikrovlnného 15 m radioteleskopu JCMT na Mauna Kea, který pokrývá pásmo vlnových délek 0,35 -- 20 mm, byl citlivý bolometr SCUBA podle J. Greavese aj. doplněn o polarimetr, což umožňuje proměřovat polarizaci synchrotronového záření v mezihvězdných mračnech. Radioteleskop má být na základě dohody mezi ústavy z Velké Británie, USA a Holandska v blízké budoucnosti podstatně vylepšen nákladem přes 12 mil. dolarů tak, aby se zvětšilo jeho zorné pole i citlivost. USA a Tchaj-wan se dohodly na vybudování mikrovlnné anténní soustavy SMA, skládající se z 8 parabol rovněž na Mauna Kea za cenu 92 mil. dolarů.
ESO a americká NSF se dohodly na společném projektu ALMA za 650 mil. dolarů, v jehož rámci bude do r. 2011 v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5000 m na plošině u Cerro Chajnantor vybudována soustava 64 pojízdných radioteleskopů s průměrem parabolických antén 12 m pro mikrovlnné pásmo 0,33 -- 10 mm. V největším rozevření bude rozlišovací schopnost soustavy odpovídat radioteleskopu o průměru 14 km. Jde o nejdražší a také nejambicióznější projekt v historii pozemní astronomie, do něhož se postupně zapojí i řada dalších zemí, např. Kanada a Japonsko. V listopadu 2003 byla v nadmořské výšce 2900 m n. m. mezi městečky Toconao a San Pedro v Chile zahájena výstavba řídícího a konstrukčního centra observatoře. Zde se budou kompletovat radioteleskopy a soustřeďovat pozorovací údaje v centrálním superpočítači. Radioteleskopy pak speciální tahače dopraví na místo určení, resp. je budou převážet při změnách konfigurace anténní soustavy.
Na opačném, nízkofrekvenčním okraji radiového spektra došlo v r. 2003 rovněž k významnému pokroku, když holandská vláda schválila investici ve výši 52 mil. euro na výstavbu rozsáhlé anténní soustavy LOFAR pro dekametrové a metrové pásmo 10 -- 240 MHz (1,2 -- 30 m). Soustava 1500 velmi levných pevných antén (dipólů ve tvaru obráceného V) bude rozmístěna ve shlucích antén na ploše o průměru až 100 km do r. 2006 a odtud získávané údaje budou zpracovávány ve výkonném superpočítači IBM Blue Gene v Groningen. Očekává se, že získané údaje rozšíří naše vědomosti jako o raném vesmíru (z = cca. 10) tak o kosmickém záření extrémních energií, ale též o struktuře naší Galaxie, rozložení plazmatu v meziplanetárním prostoru a o zemské ionosféře. O. Věrchodanov aj. zveřejnili katalog radiových zdrojů na základě pozorování dekametrovým (10 -- 25 MHz) radioteleskopem UTR poblíž Charkova v letech 1978 - 1994. Celkem tak bylo objeveno přes 1800 zdrojů na 30% oblohy. Z toho 7% se dosud vůbec nepodařilo identifikovat a 81% zdrojů postrádá identifikaci v optickém oboru spektra.
Italsko-holandská družice BeppoSAX, která se zejména zasloužila o identifikaci rentgenových a optických dosvitů zábleskových zdrojů záření gama, byla vypnuta povelem se Země koncem dubna 2002 a zanikla v Pacifiku koncem dubna 2003. Patří k historicky nejúspěšnějším družicím, neboť na základě jejích údajů bylo uveřejněno na 1500 prací.
G. Bignami shrnul údaje o prvních měsících provozu evropské družice INTEGRAL, vypuštěné na protáhlou dráhu v říjnu 2002, která začala již po měsíci testování vědecká měření. Družice sleduje zábleskové zdroje záření gama, pozůstatky po supernovách, okolí černých děr a neutronových hvězd, jádro Galaxie i vzdálené kvasary v pásmu měkkého záření gama (15 keV - 10 MeV) s dobrou citlivostí a vysokým úhlovým rozlišením. Už v r. 2003 se ukázalo, že jde o jeden z nejúspěšnějších evropských astronomických kosmických projektů, na němž se podílejí také čeští astronomové. Pomocí družice INTEGRAL se totiž podařilo prokázat výskyt antihmoty v centru Galaxie a za jediný rok zmapovat celou oblohu. Důležité údaje, získané prostřednictvím studia jaderných spektrálních čar, se týkají nukleogeneze a radioaktivity prvků v pozůstatcích supernov.
Počátkem r. 2003 odstartovala levná (13 mil. dolarů) a lehounká (60 kg) americká družice CHIPS, určená pro měření nejteplejších (= cca. 1 MK) oblastí mezihvězdného prostoru v extrémní ultrafialové oblasti 9 -- 26 nm (EUV). Družice obíhá po kruhové dráze ve výšce 590 km nad Zemí. NASA vzápětí vypustila i další astronomickou družici SORCE o hmotnosti 290 kg pro měření sluneční konstanty v optickém a infračerveném pásmu s přesností na 0,01 % a vlivu jejího kolísání na množství ozónu, cirkulaci v zemské atmosféře, mraky a oceány a celkově na pozemské klima. V dubnu 2003 přešla na operační geosynchronní dráhu sluneční družice GEOS 012, sledující nepřetržitě Slunce v rentgenovém oboru spektra. Koncem dubna pak odstartovala na nízkou rovníkovou dráhu další družice NASA o hmotnosti 280 kg, označená GALEX, se zrcadlem o průměru 0,5 m, jejímž úkolem je zmapovat během 28 měsíců vesmír v dalekém ultrafialovém a blízkém infračerveném spektrálním pásmu.
V lednu 2003 se podařilo sledovací síti DSN NASA naposledy zachytit radiové signály vysloužilé (1972-1997) kosmické sondy Pioneer 10 ze vzdálenosti 82 AU (zpoždění 11,3 h), která za 2 mil. roků proletí v blízkosti Aldebaranu (20 pc). Nejvzdálenějším umělým tělesem, s nímž máme dosud spojení, je proto kosmická sonda Voyager 1, která byla koncem r. 2003 vzdálena od Země již 90 AU.
Koncem září 2003 zanikla cíleným dopadem do atmosféry Jupiteru slavná kosmická sonda Galileo, jejíž aparatura byla vypnuta koncem února 2003. Sonda se nesmírně zasloužila o výzkum Jupiteru i jeho Galileových družic, ale též o pozorování unikátního dopadu komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter a snímkování planetek Gaspra a Ida zblízka. Japonská sonda Nozomi v ceně 850 mil. dolarů, směřující k Marsu, byla postižena mohutnou sluneční erupcí v dubnu 2002, kdy následkem přerušení dodávky elektřiny zmrzlo hydrazinové palivo v nádrži raketového motoru, ale to se podařilo v červnu 2003 nakonec alespoň zčásti rozmrazit. Sonda mezitím získala rychlost metodou gravitačního praku při těsných průletech u Země v prosinci 2002 a červnu 2003, takže měla doletět k Marsu v prosinci 2003. Tam se však nepodařilo včas nastartovat korekční motor, takže sonda byla nakonec převedena na sluneční dráhu, aby se náhodou nezřítila na Mars, prolétla v polovině prosince 2003 v minimální vzdálenosti 1000 km od povrchu Marsu a zmizela v kosmickém prostoru. P. Bond uveřejnil souhrnnou statistiku o letech na Mars během posledních 40 let. Sovětský svaz/Rusko uskutečnil 18 letů, z nichž 15 zcela selhalo a jen 3 byly alespoň částečně úspěšné. Spojené státy měly z 16 letů 10 úspěšných, 2 dosud probíhají a 4 selhání. Celkem k Marsu směřovalo 36 sond, z nichž 10 bylo úspěšných, 4 dosud probíhají, 3 byly částečně úspěšné a 19 letů zcela selhalo.
Z japonské základny v Kagošimě byla počátkem května 2003 vypuštěna půltunová kosmická sonda Muses C v ceně 108 mil. dolarů, přejmenovaná po startu na Hayabusa (Sokol). Pomocí iontového motoru se má po 22 měsících letu setkat s planetkou (25143) Itokawa a po letmém přistání na povrchu jádra komety automaticky odebrat cca 1 g vzorků materiálu jádra, které má v r. 2007 přivézt zpět k Zemi.
Z ruské základny v Bajkonuru v Kazachstanu byla počátkem června 2003 vypuštěna první evropská kosmická sonda Mars Express, nesoucí britský přistávací modul Beagle 2. Ten se však po oddělení od sondy koncem prosince 2003 odmlčel a dosud se nepodařilo určit příčinu jeho selhání. Naproti tomu sonda Mars Express se podle plánu usadila 30. prosince 2003 na parkovací dráze u Marsu.
Červnového startovního okna k Marsu využila také NASA, která vzápětí vypustila rakety, nesoucí na palubě vozítka pro výzkum Marsu, přejmenovaná po úspěšném přistání v lednu 2004 na Spirit a Opportunity. Koncem října 2003 další velká sluneční erupce zasáhla americkou kosmickou sondu Mars Odyssey a zničila tak aparaturu MARIE, určenou k monitorování sluneční radiační zátěže... Předtím však stačila zjistit, že klidová úroveň sluneční radiace na Marsu ohrožuje potenciální astronauty méně, než se čekalo. Koncem září 2003 pak ESA vypustila minidružici SMART 1 v ceně 120 mil. dolarů o hmotnosti aparatury jen 15 kg, vybavenou rovněž iontovým motorem, která má před koncem r. 2004 doletět k Měsíci po stále se rozvírající spirálové dráze. Jejím hlavním úkolem je vyzkoušet nové techniky navigace a laserové komunikace spíše než vědecký výzkum. Se zcela netradiční metodou dopravy materiálu na Měsíc přišel docela vážně A. Bolonkin, který navrhuje spojit Zemi s Měsícem kabelem, po němž by jezdila 3 t kabina měsíční lanovky rychlostí 6 km/s a dopravovala na Měsíc (popř. i zpět) až 1000 t materiálu ročně.
Podle M. Amenomoriho aj. je od podzimu 2002 rozšířen obří detektor atmosférických spršek, vyvolávaných TeV fotony záření gama, na náhorní plošině Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4300 m. Celková plocha detektoru Tibet IV, pokrytá scintilačními čítači v roztečích 7,5 -- 30 m, dosáhla bezmála 37 tis. m2 a zařízení nyní může zaznamenat záření gama, přicházející z kteréhokoliv místa na obloze. V říjnu 2003 byl na observatoři Roque de los Muchachos na ostrově La Palma spuštěn plně pohyblivý zrcadlový teleskop MAGIC, složený z 934 zrcadel o výsledném průměru 17 m (sběrná plocha 236 m2), který umožňuje záznam záblesků Čerenkovova záření, jež vzniká v zemské atmosféře průletem paprsků gama, počínaje energiemi od 30 GeV výše. Tak bude možné podrobně prozkoumat spektrum záření gama pro energie vyšší, než to umožnila aparatura EGRET na družici Compton, jež pokrývala rozsah 30 MeV - 30 GeV.
Japonský obří podzemní detektor neutrin Superkamiokande, kde došlo v listopadu 2001 při údržbě k havárii, při níž implodovaly více než tři pětiny z celkového počtu přes 11 tis. fotonásobičů, byl počátkem r. 2003 uveden do částečného chodu tím, že zbylých 4200 fotonásobičů bylo rovnoměrně rozmístěno na povrchu nádoby s destilovanou vodou, takže je možné opět sledovat průlety neutrin nádobou, byť s nižší četností. Podobně se v červnu 2003 podařilo obnovit měření detektoru BOREXINO pro podzemní detekci neutrin pod horou Gran Sasso v Itálii, které bylo kvůli úniku 50 l nebezpečné chemikálie uzavřeno od října 2002.
V r. 2002 byla dle W. Saunderse aj. dokončena velká přehlídka 2dF galaxií pomocí australského 3,9 m reflektoru AAT v Siding Spring, opatřeného vícevláknovým spektrometrem, která započala v říjnu 1997. Celkem prohlédli 5% oblohy a získali spektra 221 tis. galaxií se z <= 0,3. Odtud pak lze zkoumat trojrozměrnou strukturu vesmíru až do vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Na přehlídku naváže v dalších letech ještě rozsáhlejší přehlídka 6dF. Jak uvedl M. Steinmetz, známe dosud jen asi 20 tis. radiálních rychlostí hvězd, kdežto více než 100 tis. měření kosmologických červených posuvů pro galaxie. Tento deficit chce odstranit v projektu RAVE, kdy pomocí Schmidtovy komory UKST v Austrálii změří v letech 2006-10 radiální rychlosti 50 mil. hvězd do I = 15 mag.
Velmi zevrubný přehled o rozvoji hvězdné fotometrie od časů Hipparcha až po rozsáhlé soudobé přehlídky zveřejnil V. Straižys. Od počátku XX. stol. vévodila fotografická fotometrie s rozličnými typy emulzí a filtry. Její přesnost však dosahovala stěží 0,2 mag, takže byla někdy horší než u vizuálních odhadů jasnosti hvězd. Pokrok přinesly až první fotonásobiče ve 40. letech XX. stol., postupně doplněné filtry pro systémy UBV (Johnson a Morgan, 1953) a ubvy (Strömgren, 1963). Katalog Tycho z měření družice HIPPARCOS z konce 90. let minulého století obsahuje fotometrii 1 mil. hvězd do 12 mag a digitalizovaný Palomarský fotografický atlas dokonce jasnosti 2 mld. hvězd ve třech barvách do cca 20 mag s přesností lepší než 0,1 mag.
S. Monet aj. popsali nový katalog americké Námořní observatoře USNO-B, jenž obsahuje polohy, vlastní pohyby a vícebarevnou fotometrii pro 1,04 mld. hvězd, zobrazených na 7435 snímcích ze čtyř Schmidtových komor (Flagstaff, Palomar, ESO a UKST) v průběhu posledního půlstoletí. Mezní hvězdná velikost katalogu je V = 21; přesnost poloh je lepší než 0,2" a přesnost fotometrie 0,3 mag. J. Frieman a M. Subbarao aj. popsali průběh gigantické optické přehlídky SDSS specializovaným 2,5 m reflektorem na Apache Point Observatory v Novém Mexiku. Dalekohled se zorným polem 3° má místo kopule pouze odsuvnou střechu a jeho detektorem je mozaika 30 čipů CCD se 120 Mpix. Při pozorování se dalekohled nepohybuje, takže hvězdy a galaxie driftují přes mozaiku během 55 s, což usnadňuje čtení a odstraňuje ztrátové časy při přejíždění z jednoho směru do jiného. Jeden měřený pruh má úhlovou šířku 2,5° a délku 100° a je možné ho celý zobrazit během pouhých dvou pozorovacích nocí. Nároky na kvalitu noci jsou dosti vysoké, takže jen každá pátá noc je vhodná pro měření, přičemž 80% času zabere spektroskopie. Na druhé straně se v takovém módu daří získat až 6000 spekter v pásmu 380 -- 920 nm během jediné noci.
Cílem projektu je získat základní údaje o 100 mil. galaxií na 1/6 plochy oblohy a spektra pro 600 tis. galaxií a 60 tis. kvasarů. Program pro řízení a zpracování dat obsahuje asi milion řádků příkazů a na celém projektu se podílí na 100 odborníků z USA, Japonska i Evropy. Jak uvádějí K. Abazajian aj., v r. 2003 byla dokončena první pětina přehlídky na 1360 čtv. stupních oblohy, kde bylo získáno více než 186 tis. spekter hvězd, galaxií a kvasarů do R =22,6 mag. Polohy objektů jsou přesné na 0,1" a jejich jasnosti se určují v pěti barevných filtrech.
J. White shrnul současný stav v podpoře národních virtuálních observatoří, které jsou čím dál tím naléhavější prioritou kvůli nesmírným objemům dat z rozličných současných aparatur. Jen sám HST dodává ročně 3,5 TB dat a přehlídka SDSS shromáždila 15 TB za 5 let. Americká NSF uvolnila pro národní virtuální observatoř USA částku 10 mil. dolarů, a další observatoře vznikají ve Velké Británii (Astrogrid), státech EU (AVO), v Indii (VOI), Japonsku (JVO) a Austrálii (AVO). V další etapě se pochopitelně počítá s jejich vzájemným propojením, takže konečným cílem je všestranná přístupnost veškerých pozorovacích dat pro všechny dosud zkoumané astronomické objekty z kteréhokoliv počítače na světě nejpozději v r. 2007. Sjednocené evropské virtuální observatoře mají webovou adresu: www.euro-vo.org a světová aliance virtuálních observatoří adresu: www.ivoa.net.
Dátum poslednej zmeny: 18. januára 2006