Následující sérii článků poskytl David Jeřábek, 2:420/53.1, přeložil a zpracoval Jiří Svršek, 2:423/43. Snímky k textům, jejichž zdrojem jsou tiskové zprávy Space Telescope Science Institute (zkratka STScI), jsou dostupné pro uživatele sítě FidoNet službou File Request na uzlu 2:420/53 (omezeně též na této BBS).

17.ledna 1997 ve svém domě v Las Cruces zemřel ve věku 90 let Clyde W. Tombaugh, objevitel planety Pluto a otec astronomického výzkumného programu na Státní univerzitě v Novém Mexiku.

Ve věku 24 let se Tombaugh zapsal do dějin moderní astronomie objevem deváté planety Sluneční soustavy, kdy použil fotografický dalekohled v Lowellově observatoři v Arizoně. V roce 1955 začal pracovat na Státní univerzitě v New Mexico, kde položil základy astronomického výzkumného programu, který dodnes patří k jedněm z nejlepších.

Tombaugh aktivně pracoval ještě dlouho poté, co v roce 1973 odešel na penzi jako profesor, konal občasné přednášky a v roce 1980 udělal rozsáhlé přednáškové turné aby získal finance na podporu astronomie pro Státní univerzitu v Novém Mexiku NMSU (New Mexico State University).

Rene Walterbos, vedoucí katedry astronomie Státní univerzity v Novém Mexiku, právě prováděl výběr nejlepších kandidátů pro udělení Tombaughova stipendia, když telefonicky dostal zprávu o Tombaughově smrti. "Je to velká ztráta pro naši katedru a vědu vůbec," řekl Walterbos. "Bylo příjemné ho poznat osobně, protože měl velký smysl pro humor."

Tombaugh žil se svojí manželkou Patsy, měl syna Aldena, dceru Annete, pět vnoučat a osm pravnoučat.

Clyde Tombaugh se narodil 4. února 1906 na farmě blízko Streatoru ve státě Illinois. Tombaugh se během studia na vysoké škole přestěhoval se svou rodinou na farmu blízko Burdettu ve státě Kansas. Sdílel se svým otcem zájem o amatérskou astronomii a když chtěl silnější dalekohled, než jeho 2 a 1/4 palcový model Sears Roebuck, sám si vyrobil k němu zrcadla.

Používal 9 palcový teleskop, kterým pořídil snímky Jupitera a Marsu, z nichž některé zaslal na Lowellovu observatoř. Myslel, že tak získá nějaké rady od profesionálních astronomů. Získal tak zaměstnaní. Ukázal, že se na observatoři může amatérský astronom s fotografickým dalekohledem dobře uplatnit.

Tombaugha v roce 1929 zaujala myšlenka jednoho mladého astronoma, který hledal "planetu X" obíhající kolem Slunce někde za Neptunem. Tuto planetu hledal již Percival Lowell v roce 1905. Pracoval po nocích, v chladu nevytopené pracovny a porovnával dvojice snímků úseků oblohy, které byly vyfotografovány vždy po šesti dnech. K porovnávání snímků používal zábleskový komparátor, který umožňoval pohledem nalézt drobný posuv některých z tisíců objektů na snímcích.

V noci 23. ledna a 29. ledna 1930 Tombaugh udělal dva snímky v oblasti hvězdy delta Geminorium (souhvězdí Panny). Ráno 18.2. porovnal oba snímku zábleskovým komparátorem a zjistil významný posuv jednoho hvězdě podobného objekt. Jeho objev byl potvrzen dalším pozorováním a oznámen světové veřejnosti 13. března 1930.

Tombaugh pokračoval v systematickém pozorování oblohy na Lowellově observatoři dalších 13 let a svůj čas dělil mezi pozorování a výuku na katedře. Tombaugh objevil šest hvězdokup, dvě komety, stovky asteroidů, několik kup galaxií a jednu supergalaxii.

Během těchto let získal stipendium na Univerzitě v Kansasu (1932), oženil se s Patricií Edsonovou z Kansas City (1934), dokončil bakalářské studium (BSc.) astronomie (1936) a v roce 1939 dokončil magisterské studium (MSc.).

Tombaugh vyučoval na Arizonské státní univerzitě (dnes Northern Arizona University), na Kalifornské univerzitě v Los Angeles a v roce 1946 se přestěhoval do Nového Mexika, kde se stal vedoucím Oddělení optických měření v Laboratoři výzkumu balistiky na White Sand Missile Range, kde Němci testovali své rakety V-2. V roce 1955 přešel na Státní univerzitu v Novém Mexiku a zahájil astronomický výzkumný program "Planetary Group".

Tombaugh sestavil a získal řadu přístrojů pro univerzitní observatoř Tortugas Mountain Observatory, jako byl 24 palcový dalekohled, který své první snímky pořídil v roce 1967 a dodnes získává data pro Národní úřad pro letectví a kosmonautiku NASA (National Aeronautics and Space Administration).

Tombaugh se velice zasadil o rozvoj vědeckého programu na samostatné katedře Státní univerzity v Novém Mexiku v roce 1970. Dnes je tato katedra členem Astrofyzikálního výzkumného konzorcia (Astrophysical Research Consortium), které v současné době provozuje svoji vlastní observatoř Apache Point Observatory v horách New Mexico's Sacramento Mountains a NMSU je jejím správcem.

Tombaugh během celého svého života nepřestal být astronomem. Když se ho pracovníci Smithsonova institutu ptali, zda by mohl věnovat pro jejich muzeum dalekohled vyrobený v roce 1928, odpověděl, že jej ještě používá. Jeho devítipalcový dalekohled, kterým překvapil svými snímky pracovníky Lowellovy observatoře, sestavil ze součástek strojů na farmě a z otcova dalekohledu z roku 1910. Zrcadla si udělal zcela sám.

Dokud mu to zdraví dovolilo, Tombaugh prováděl pozorování oblohy podobným devítipalcovým dalekohledem a postavil si ještě větší.

V 80. letech Tombaugh cestoval se svojí manželkou Patsy po Spojených Státech a po Kanadě a uskutečnil během tří let celkem 75 přednášek, aby získal finance na podporu astronomů pro jejich postgraduální studium na NMSU. Tombaughův fond je v současné době stálou nadací a stipendiem. Jak uvádí Rene Walterbos, nyní je celkem 120 adeptů na Tombaughovo stipendium, které bude zahájeno na podzim.

Astronomové z Tombaughovy katedry na univerzitě NMSU během let učinili řadu významných objevů. Určili dobu rotace Merkura kolem jeho osy, určili příčinu víru Velké rudé skvrny v atmosféře planetu Jupiter, vyvinuli novou fotografickou metodu pro hledání malých satelitů Země.

Tombaugh se svými kolegy strávil tisíce hodin pozorováním oblohy a s oblibou říkal, že byl opravdovým turistou po obloze.

Zdroj zprávy:

[1] From: baalke@kelvin.jpl.nasa.gov (Ron Baalke) Subject: Clyde Tombaugh, discoverer of Pluto, dies Date: 21 Jan 1997 16:16 UT

Kvarky společně s leptony lze považovat za nejelementárnější objekty ve vesmíru, pokud experimenty neprokáží něco jiného. Pokud jsou kvarky, ze kterých jsou složeny všechny hadrony, sami složeny z nějakých jiných objektů, jak se to můžeme dozvědět? Jednou z možností jsou vzájemné srážky kvarků, při nichž se sleduje, jaké objekty se objevují. Fyzikové na zařízení Fermilab provádějí srážky protonů (které obsahují trojici kvarků "uud" různých barev) s antiprotony a sledují vznikající částice. Při některých srážkách se objevují výtrysky, které od místa srážky směřují pod velkými úhly. Některými odborníky jsou proto interpretovány jako možný důkaz subkvarků. Poslední zpráva z CDF však hovoří o tom, že kvarky nemají žádnou vnitřní strukturu. Pokud by totiž kvarky byly složené z nějakých jiných částic, musela by být jejich energie vyšší než asi 1,6 TeV. Dosud však na úrovni 10^-19 m, kterou je Fermilab schopen zkoumat, žádné částice nebyly pozorovány. Tato vzdálenost je nejmenší, na níž by měly být subkvarky již pozorovány. (F. Abe et al., článek v Physical Review Letters; kontakt: Robert Harris na zařízení Fermilab, [M1]; 630-840-4932.). Některé další experimenty, které zkoumaly rozpad protonu, se soustředily na ještě menší vzdálenosti, ale také nenalezly nic, co by svědčilo pro vnitřní strukturu kvarků.

V prvním prosincovém týdnu na zasedání Společností pro akustiku ze Spojených států a z Japonska vědci zveřejnili nové výsledky výzkumu sonoluminiscence. Sonoluminiscence je jev, kdy akustické vlny ve vodním prostředí vytvářejí oscilující bubliny, jejichž rozpad je provázen ultrakrátkými záblesky světla, které představují až triliónnásobek koncentrace energie původních zvukových vln. Byly zveřejněny nové výsledky experimentů skupiny z Yaleské univerzity, z Univerzity ve Washingtonu a UCLA. Také byla zveřejněna hypotéza, která objasňuje jev sonoluminiscence tím, že rozpadající se bublina vytváří implodující rázovou vlnu, která prudce zahřeje plyn uvnitř bubliny a tak generuje světlo. Tři výzkumné týmy se soustředily na záznam krátkých akustických pulsů během jevu sonoluminiscence, aby prokázaly vznik rázových vln. Tom Matula z Univerzity ve Washingtonu zveřejnil nedávné výsledky experimentů s jevem sonoluminiscence v astronautickém výcvikovém středisku NASA. Tyto výsledky prokazují, že intenzita vznikajícího světla je stejná v prostředí s velkou gravitací, s velmi malou gravitací a s normální gravitací. Tyto výsledky vedly k hypotéze, že jev sonoluminiscence se objevuje, když implodující bublina se mění v nudli podobný výtrysk, na jehož jednom vrcholu vzniká záblesk světla. Rozdílná gravitace má vliv na povrch bubliny a na vznik výtrysku.

Pokud se hélium-3 vstříkne do vzorku aerogelu, skleněného gelu s hustotou jen o něco vyšší než je hustota vzduchu, očekávalo by se, že gelové filamenty rozruší párování atomů hélia-3, které je nezbytné pro supratekutost hélia. To se však neděje. Velmi překvapující je také to, že vnější magnetické pole ovlivňuje jev supratekutosti v aerogelu tím, že zvyšuje teplotu, při níž se hélium stává supratekutým. (Sprague et al., Physical Review Letters, 25 November). Výzkum supratekutého hélia-3 v aerogelu může mít důsledky pro studium supravodivosti, protože párování atomů hélia-3 v supratekuté kapalině je analogické párování elektronů v některých supravodičích. (Science News, 7 December 1996.)

Literatura:

[1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) Subject: update.299 PHYSICS NEWS UPDATE The American Institute of Physics Bulletin of Physics News Number 299 December 13, 1996 by Phillip F. Schewe and Ben Stein

V roce 1996 bylo experimentem prokázáno, že vodík se může nacházet v kovovém stavu. Dva fyzikové z Cornellovy univerzity Neil Ashcroft [M1] a C. F. Richardson předpovídají, že při vysokém tlaku se může dvouatomová molekula vodíku nacházet v supravodivém stavu. Očekávají, že podstata supravodivosti by se mohla podobat procesu BCS, při němž elektrony, které se normálně vzájemně odpuzují, vytvářejí (Cooperovy) páry vzájemnou výměnou svých vibračních stavů (fononů). Supravodivost by mohla spočívat ve vytváření obdobných párů protonů. V dvouatomové molekule vodíku základní elektronová struktura závisí na obou elektronech a na dírách po elektronech. Tato struktura poněkud zmenšuje odpor dvojice elektronů kladený supravodivosti. Teoretické předpovědi teplot supravodivého přechodu byly v minulosti krajně obtížné, ale rozhodně nikdo neočekával, že vodík by mohl být supravodivý při pokojové teplotě. Vzorek v diamantové buňce, ve kterém byla pozorována nulová rezistence, nelze považovat za zcela dokonalý. Proud strukturu diamantu rozruší. Předpokládá se, že úspěšný supravodivý materiál bude získán nepřímými metodami. (C.F. Richardson and N.W. Ashcroft, článek v Physical Review Letters.)

Kosmická sonda SOHO, která slouží pozorování Slunce, mapování toku hmoty na jeho povrchu pomocí Dopplerova jevu a sledování oscilací slunečním tělesem, objevila rozsáhlé zhruba třetinu míle vysoké struktury na slunečním povrchu. Oznámil to v prosinci 1996 na zasedání Amerického geofyzikálního svazu v San Franciscu Jeffrey Kuhn ze státu Michigan. Dále uvedl, že životnost těchto struktur na některých místech slunečního povrchu dosahuje až 30 dnů. (San Jose Mercury News, 18 December 1996.)

V roce 1948 byla teoreticky předpovězena ve zdánlivě prázdném vakuu existence slabé síly mezi dvojicemi elektrických vodičů. Nedávno byla tato síla měřitelně prokázána.

Podle kvantové teorie po odstranění hmotných částic a tepelného záření je vakuum ještě vyplněno virtuálními páry částic a antičástic (tedy elektromagnetickými vlnami), které náhodnými fluktuacemi vznikají a zanikají. Podle Heisenbergova principu neurčitosti

     dE.dt >= h/(2.pí)

je dvojice částic s klidovou hmotností m a energií mc^2 virtuální, jestliže doba jejich existence nepřekročí Comptonův čas úměrný h/(2pí.mc^2).

Pokud takové vakuum ohraničíme dvojicí vodivých povrchů, pak uvnitř mohou existovat pouze elektromagnetické vlny, jejichž vlnová délka je kratší než je vzdálenost mezi vodivými povrchy. Vyloučení elektromagnetických vln s větší vlnovou délkou pak způsobuje existenci slabé (Casimirovy) síly mezi vodiči. Steve Lamoreaux z Los Alamos (505-667-5005) použil k měření torzní kyvadlo, horizontálně se otáčející tyč upevněnou na wolframovém vlákně. Přitažlivost mezi dvěma zlatými deskami vyvolává v tyči malou otáčivou sílu. Velikost elektrického napětí, které dostačovalo k udržení stejného úhlu otáčení tyče, umožnilo určit velikost síly způsobené přitahováním desek. Získané výsledky souhlasí s teorií s pětiprocentní chybou. (článek v Physical Review Letters.) Vědci již dřívě měřili velikost Casimirovy- Polderovy síly mezi vodivou deskou a neutrálním atomem ve vakuu.

Literatura:

[1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) Subject: update.300 PHYSICS NEWS UPDATE The American Institute of Physics Bulletin of Physics News Number 300 December 20, 1996 by Phillip F. Schewe and Ben Stein

Vědci k odhadu stáří Galaxie začali používat novou metodu, založenou na zkoumání chemického složení mezihvězdného prachu. Analýzou obsahu izotopů v meteoritech lze zjistit, zda pocházejí ze Sluneční soustavy nebo z mezihvězdného prostoru. Některá zrnka mezihvězdného prachu mohla být zachyceny gravitací Slunce. Tato zrnka mohou pocházet z hvězdného větru (proudu částic, který je způsoben tlakem záření) rudých obrů nebo ze zbytků supernov (Science, 15 November). Larry Nittler z Carnegie Institution ve Washingtonu ((202- 686-4370, x4421) setřídil 87 tisíc prachových zrnek s obsahem kyslíku podle poměrů izotopů kyslíku O-16/O-17 a O/16-O/18. Z tohoto rozsáhlého materiálu vybral 87 zrnek, která zřejmě nepocházejí ze Sluneční soustavy. Nittler využil teorie, podle níž těžší prvky vznikly ve vývojových stádiích supernov. Odhadl stáří galaxie na 14.4 miliardy let se statistickou chybou 1,3 miliardy let. (L.R. Nittler and R. Cowsik, článek v Physical Review Letters.)

Turbulence zřejmě bude představovat větší problém pro provoz mezinárodního termonukleárního experimentálního reaktoru ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor), než se původně myslelo. Nové počítačové simulace magneticky udržované plazmy ukázaly, že nestability, které neovlivnily provoz malých termonukleárních reaktorů TOCAMAC, budou mít výraznější vliv na provoz větších zařízení, jako je navrhovaný reaktor ITER v ceně zhruba 10 miliard dolarů. Fyzikové William Dorland a Michael Kotschenreuther z Univerzity v Texasu na zasedání fyziků plasmatu v prosinci 1996 uvedli, že výsledkem této nestability bude ztráta tepla a pokles výkonu reaktoru. (Science, 6 December).

Termínem "kosmický vítr" nebo "sluneční vítr" se označuje proud kosmického záření a korpuskulárních částic přicházející od hvězdných zdrojů, zejména od Slunce. Podobně jako se mění běžný atmosférický vítr vlivem tlakových front a bouřek, je kosmický vítr, tedy především záření a tok částic ze Slunce, ovlivněn magnetickým polem Země. Kosmické prostředí v blízkém okolí planety Země se výrazně mění a má negativní vliv na činnost zejména komunikačních satelitů na různých oběžných dráhách. Kosmickým zářením jsou ohroženy drahé přístroje a také astronauti, kteří zde pobývají. Sluneční bouře, kdy náhle vzroste tok kosmického záření (ultrafialové, rentgenovo a gama záření) a proud korpuskulárních částic, představuje trvalé potenciální nebezpečí. Národní program výzkum kosmického větru (National Space Weather Program) je systém sledování kosmického větru a systém zpracování získaných dat, na němž se podílejí různé organizace. Jeho cílem je poskytovat jen s minutovým zpožděním aktuální informace o slunečním větru.

Literatura:

[1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) Subject: update.301 PHYSICS NEWS UPDATE The American Institute of Physics Bulletin of Physics News Number 301 December 31, 1996 by Phillip F. Schewe and Ben Stein

Poprvé s neutrálními atomy byl proveden experiment, při němž částice jednoho typu ochlazuje částici jiného typu. Christopher Myatt a jeho tým v NIST a z Univerzity v Coloradu (303-492-2548) pomocí laseru a magnetických polí zachytili shluk atomů rubidia 87, které měly jednu ze dvou možných hodnot spinu. Spin určuje, jak se částice chová v magnetickém poli. Atomy s jednou hodnotou spinu jsou v magnetickém poli pasti omezovány méně než atomy s druhou hodnotou spinu. Proto mohou tyto atomy s jednou hodnotou spinu ochlazovat atomy s druhou hodnotou spinu tím, že odnášejí z magnetické pasti část jejich energie předávané vzájemnými srážkami atomů. Touto technikou se podařilo vytvořit z atomů rubidia 87 s jednou hodnotou spinu shluk Bose-Einsteinových kondenzátu, který představuje nový stav hmoty, v němž všechny atomy mají stejný kvantový stav. (viz Natura 7/96, Physics News Update, článek: Bose-Einsteinovy kondenzáty). Uvedená metoda ochlazování může být použita pro výrobu Bose-Einsteinových kondenzátů různých izotopů a může sloužit k praktickému studiu rozdílů mezi fermiony a bosony. (C.J. Myatt et al., článek v Physical Review Letters.)

Nově vyrobená elektroluminiscenční součástka má ve srovnání s předchozími typy pouze desetinové napětí. Čelně montované displaye (dostatečně malé, aby je bylo možno snadno umístit) v automobilech, letadlech a mikrochirurgických nástrojích lze použít pouze tehdy, pokud mají velmi malý příkon. Jádrem nové silnovrstvé elektroluminiscenční součástky TFEL (Thin-Film ElectroLuminiscent device)je materiál, jako je sirník zinečnatý, ve kterém jsou luminiscenční centra, například atomy manganu. Na druhé straně materiálu jsou bodové vrstvy, které slouží jako zdroje elektronů. Silná elektrická pole, vznikající rozprostřením napětí na celé ploše materiálu, vybudí elektrony do vrstvy sirníku zinčnatého, kde pak atomy manganu emitují fotony. Nová technologie TFEL byla vyvinuta týmem Georgia Tech (Christopher Summers, [M1]). Jejich nová součástka vyžaduje pouze napětí 15 až 25 V na rozdíl od původního napětí těchto součástek 150 až 200 V. Účinnost nové součástky je zatím ještě nízká a cena ve srovnání s původní technologií je vysoká. Přesto se očekává, že tato pokročilá technologie dosáhne značného rozšíření. (C.J. Summers et al., článek v Applied Physics Lett.)

Firma Texas Instruments vyvinula digitální mikrozrcadlo DMD (Digital Micromirror Device). Jeho základem je rovinné pole z tísíců malých nezávisle řízených zrcadel. Každý pixel zařízení se skládá ze zrcadla (o průměru 16 mikronů) na závěsném podkladu. Signál vyslaný na elektrodu způsobí nastavení zrcadla čelně nebo obráceně. Paprsek dopadající na pixel může být buď odražen nazpět nebo pohlcen. Kompaktní, plně digitální forma optického přepínače dosud není dostupná jako komerční výrobek. Bude však mít značné výhody při použití ve velkých projekčních plochách v porovnání s dosud používanými kapalnými krystaly. (Physics World, December 1996.)

Literatura:

[1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) Subject: update.302 PHYSICS NEWS UPDATE The American Institute of Physics Bulletin of Physics News Number 302 January 8, 1997 by Phillip F. Schewe and Ben Stein

Moderní kvantová teorie zastává názor, že vakuum v okolí elektronu je vyplněno virtuálními částicemi, které se objevují a zanikají. Zákon zachování energie není porušen, protože tyto virtuální částice existují velice krátkou dobu v souhlase s Heisenbergovým principem neurčitosti. Podobně jako je obtížné pozorovat povrch Venuše kvůli husté neprůhledné atmosféře, lze jen obtížně studovat samotný elektron, který je obklopen oblakem virtuálních částic. Japonským fyzikům se podařilo tímto oblakem alespoň částečně proniknout. Použili k tomu urychlovač TRISTAN, ve kterém prováděli srážky elektronů a pozitronů. Při těchto srážkách jevům s největší druhou mocninou momentu hybnosti odpovídají případy, v nichž se elektron a pozitron dostaly velmi blízko k sobě. Na rozdíl od silných srážek protonů s antiprotony v zařízení Fermilab kdy se k sobě kvarky dostávají na vzdálenost menší než 10^-19 m), při srážkách elektronů s pozitrony se neprojevuje silná jaderná interakce a proto lze takové srážky studovat pomocí nevídaných elektromagnetických projevů. Ve vzdálenostech, menších než 2.10^-18 m elektrony a pozitrony vzájemně prolínají své oblaky virtuálních částic. Japonští vědci ve spolupráci s detektorem TOPAZ (kontakt: David Koltick z Purdue, [M1]) tímto způsobem ukázali, že tento jev je zcela odlišný od projevů jiných sil v přírodě. Očekávaná elektromagnetická vazební konstanta, parametr, který určuje vlastní sílu elektromagnetické interakce, velmi rychle vzrůstá a dosahuje hodnot až 3337 (GeV/c)^2. (L. Levine et al., PhysicalReview Letters, 20 January 1997; viz obrázek [X1]).

Ramesh Naryan a jeho kolegové z Harvard-Smitshonian Center for Astrophysics použili orbitální rentgenový dalekohled ASCA pro studium rentgenových nov, binárních systémů, v nichž plyn z jedné hvězdy dopadá na akreční disk druhé hvězdy a vytváří sférickou oblast hmoty. V těchto hvězdných systémech dochází k občasných silným zábleskům rentgenového záření (odtud název rentgenová nova). Navyan se však zaměřil na studium období mezi jednotlivými záblesky. Podle jeho poslední teorie, kterou označuje jako model ADAF (Advection-Dominated Accretion Flow), intenzita akrece plynu je dostatečně nízká a dopadající plyn nemůže vyzářit svoji nashromážděnou energii. Proto se plyn dále zahřívá až na teplotu vyšší než 10^12 Kelvinů. Toto obrovské množství energie může vznikat jedním z možných způsobů. Pokud je kompaktním objektem neutronová hvězda, plyn dopadá na její povrch a silně se ohřívá, což vede k vyzařování krátkovlnného rentgenového záření. Pokud je kompaktním objektem černá díra, pak neexistuje žádný povrch, na kterém by se plyn mohl zahřívat. Plyn proto zůstává uvězněn na horizontu událostí černé díry a nelze jej již nikdy pozorovat (z horizontu událostí černé díry neuniká žádné světlo kvůli silné gravitaci a proto nelze pozorovat žádné události, které probíhají pod tímto horizontem). Tímto způsobem může zmizet až 99% všeho plynu ve vesmíru. Z tohoto důvodu mají rentgenové binární soustavy, které obsahují černou díru, nižší svítivost, než soustavy obsahující neutronovou hvězdu. Naryan na zasedání Americké astronomické společnosti v Torontu oznámil, že nalezl celkem 9 binárních soustav, které odpovídají jeho modelu ADAF. Čtyři z těchto soustav obsahují zřejmě černé díry (kvůli jejich velké celkové hmotnosti) a mají skutečně nižší svítivost, než zbývajících pět binárních soustav. Naryan věří, že tato nižší svítivost v oblasti rentgenového spektra je důkazem existence horizontu událostí a může tak být přímějším důkazem černých děr.

Literatura:

[1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) Subject: update.303 PHYSICS NEWS UPDATE The American Institute of Physics Bulletin of Physics News Number 303 January 16, 1997 by Phillip F. Schewe and Ben Stein

Na základě analýzy snímků a barevných spekter některých velmi vzdálených galaxií ve vesmíru, které byly poprvé získány v roce 1995 Hubbleovým vesmírným teleskopem, se tým astronomů domnívá, že získal nový důkaz hromadného vzniku hvězd po Velkém třesku.

Nedávná měření poměru vznikajících hvězd ve velmi vzdálených galaxiích, které existovaly v době, kdy stáří vesmíru bylo 10% z jeho současného věku, podporují domněnku, že raný vesmír byl velmi aktivní a dynamický a velmi rychle v něm vznikaly hvězdy z prachu a plynu.

Tato domněnka plyne z úvahy, že většina možných hvězd ve vesmíru již vznikla a že vesmír nyní obsahuje hvězdy většinou "středního" věku.

Výsledky Hubbleova teleskopu pomohou vyplnit mezeru mezi dobou, kdy ochlazování raného vesmíru umožnilo vznik hmoty (což je pozorováno jako kosmické mikrovlnné pozadí), dobou vzniku hvězd a galaxií.

Pozorování Hubbleova teleskopu a dřívější pozemská pozorování dokazují, že první hvězdy vznikaly asi 3 miliardy let po Velkém třesku. K tomuto závěru dospěl Piero Madau z Space Telescope Science Institute v Baltimore, Maryland. Pozorováním vzdálených galaxií jsme svědky zrození většiny hvězd, které v současném vesmíru existují. Slunce vzniklo později, protože jeho stáří se odhaduje na 5 miliard let, což je dlouho poté, co proběhla populační exploze hvězd.

Výsledky práce Piera Madaua, Henryho Fergusona, Marka Dickinsona, Andrewa Fruchtera (pracovníka Space Telescope Science Institute), Mauroa Giavaliscoa (observatoř v Carnegie), Charlese Steidela (observatoř Palomar, California Institute of Technology) byly publikovány ve vydání bulletinu Monthly Notices of the Royal Astronomical Society z 15. prosince 1996.

Vědci nejprve odhadli průměrné vzdálenosti galaxií porovnáním expozic získaných pomocí různých barevných filtrů. Četné galaxie, viditelné na snímcích v optickém spektru, nejsou na snímcích v ultrafialovém spektru viditelné téměř vůbec. Tento jev je způsoben výskytem vodíku mezi vzdálenými galaxiemi a Zemí. Tento vodík pohlcuje značnou část ultrafialového záření. Kumulativní efekt absorbce vodíku umožňuje rozlišit velmi vzdálené galaxie od ostatních bližších galaxií jejich pozorováním v ultrafialovém spektru. Metoda byla již otestována pomocí spektroskopického rudého posuvu na Keckově teleskopu na Havajských ostrovech.

Použitím této metody vědci nalezli nejméně 15 galaxií, které existovaly v době mezi 8% a 10% současného stáří vesmíru (rudý posuv 3,5 až 4,5) a více než 70 galaxií, které existovaly v době mezi 10% až 20% současného stáří vesmíru. Podle Madaua by metoda měla zjistit až 3 tisíce galaxií, ale lze ji použít pouze pro 500 nejjasnějších galaxií.

Po výběru nejstarších galaxií vědci vypočetli poměr vzniku hvězd měřením celkového vyzářeného ultrafialového záření, které produkují horké hmotné hvězdy. Tyto hvězdy mají velmi krátkou dobu života a ukazují na přítomnost oblastí hvězd mladé hvězdné populace a tím slouží pro odhad poměru vznikajících hvězd. (Kvůli kosmologickému rozpínání vesmíru je ultrafialové záření posunuto do viditelné oblasti spektra a proto lze tyto objekty pozorovat pomocí širokopásmové kamery Wide Field Planetary Camera 2).

Astronomové takto zjistili, že několikrát v minulosti hvězdy vznikaly s mnohem větší intenzitou, než vznikají dnes. Uvědomují si však, že jejich odhady představují pouze dolní mez, protože jejich metoda není schopna pozorovat prašné galaxie, které zřejmě jsou pro vznik nových hvězd z mezihvězdného prachu velmi významné.

Výsledky Hubbleova vesmírného teleskopu doplňují výsledky získané z rozsáhlého kanadsko-fancouzského projektu Canada-France Redshift Survey (CFRS) a výsledky projektu, který vede astronom Simo Lilly z Univerzity v Torontu. Tento projekt se zabývá měřením poměru vzniku hvězd ve stovkách galaxií vzdálených více než 9 miliard světelných let. Výsledky projektu CFRS ukázaly, že v současné době je poměr nově vznikajících hvězd v celém vesmíru relativně nízký, ale celkově vyšší, než v minulosti.

Výsledky získané pozemským pozorováním a pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu vymezují období, kdy vznik hvězd zřejmě vrcholil a byl zhruba desetkrát intenzivnější než dnes. Toto vrcholné období vzniku hvězd je překvapivě blízko vrcholnému období vzniku quasarů (energeticky velmi aktivní jádra galaxií) v raném vesmíru.

Navíc získané výsledky podporují teoretickou práci Michaela Falla (STScI, Space Telescope Science Institute) a Yichuana Peie (John Hopkins University), kteří již dříve odhadli historii hvězdného vývoje ve vesmíru na základě evoluce plynu a obsahu kovů v galaxiích, jehož důsledkem jsou absorbční čáry kovů ve spektrech quasarů.

Michael Fall prohlásil, že souvislost mezi pozorováními Hubbleova vesmírného teleskopu a pozorováními absorbčních čar je potěšující. Umožňuje najít souvislost mezi výsledky s jinými jevy způsobujícími velký rudý posuv.

Vědci doufají, že další pozorování umožní plánovaná instalace spektrografu STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) na Hubbleově teleskopu, kterou provede posádka raketoplánu v únoru 1997. Možnosti spektrografu STIS v oblasti ultrafialového spektra by měly zhruba pětkrát rozšířit dosah současného průzkumu vzdálených galaxií pomocí Hubbleova teleskopu.

Deset dní v prosinci roku 1995 Hubbleův teleskop věnoval pozorování oblasti souhvězdí Velkého vozu (am. angl. Big Dipper). Tato pozorování umožnila nahlédnout do nejvzdálenějších částí vesmíru než bylo možno kdykoliv předtím. Byl získán barevný obraz vzdálené oblasti vesmíru, který byl zveřejněn na zasedání American Astronomical Society v lednu roku 1996. Od té doby je předmětem intenzivního studia různých vědeckých týmů celého světa.

Grafy, které zobrazují poměr vzniku hvězd, lze získat ze sítě Internet anonymním ftp [X1] (adresář /pubinfo).

PRC96-37a Star Formation Illust.     gif/strfrm1.gif
                                                         jpeg/strfrml.jpg
PRC96-37b Star Formation Plot       gif/strfrm2.gif
                                                         jpeg/strfrm2.jpg

Digitální verze s vysokým rozlišením (300 dpi JPEG) těchto grafů jsou dostupné v adresáři /pubinfo/hrtemp pod názvy 96-37a.jpg and 96-37b.jpg.

Tiskové zprávy a grafy jsou dostupné pomocí World Wide Web jako soubory [X2]

a přes odkazy v souborech [X3], [X4]

Literatura:

[1] From: GUNDY@avion.stsci.edu Subject: HUBBLE CENSUS TRACKS A STELLAR "BABY BOOM" (STScI-PR96-37) For release: December 17, 1996 CONTACT: Ray Villard Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD (Phone: 410-338-4514) Piero Madau Space Telescope Science Institute (Phone:410-338-2622)

Národní úřad pro letectví a kosmonautiku NASA (National Aeronautics and Space Administration) vybral tým vedený Asociací univerzit pro výzkum kosmu USRA (Universities Space Research Association), Columbia pro přidělení kontraktu ve výši asi 482,2 miliónu dolarů na vývoj a provoz nové stratosférické observatoře pro infračervenou astronomii SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astrnomy).

Uvedený kontrakt obsahuje základní období pro vývoj a jeden pětiletý provozní cyklus. Kontrakt dále zahrnuje volitelné období pro další pětiletý provozní cyklus. Předpokládá se, že SOFIA bude funkční po dobu asi 20 let. Celková cena kontraktu zahrnuje základní období a všechna volitelná období. Manažérem kontraktu je Amesovo výzkumné středisko NASA (Ames Research Center) v Mountain View v Kalifornii.

Dalšími členy vývojového týmu jsou CTAS (Central Texas Airborn System), ve Waco v Texasu, letecká společnost United Aerlines ze San Francisca, aliance Pacifické astronomické společnosti (Astronomical Society of the Pacific) Ústavu SETI z Mountain View v Kalifornii, softwarová firma Sterling Software z Redwood City v Kalifornii a kalifornská univerzita v Berkeley a v Los Angeles.

Projekt SOFIA je hvězdným příkladem nové obchodní politiky NASA. Části vesmírného vědeckého programu, které privátní sektor může uskutečnit výrazně a efektivněji než státní sektor, byly vyčleněny a byla vyhlášena veřejná soutěž na jejich realizaci, oznámil Daniel S. Goldin, správce NASA. Navíc jsou kombinovány vývojové a operační fáze programu, aby se zajistilo, že tato pružně využitelná mezinárodní létající observatoř uspokojí potřeby vědecké veřejnosti po dobu více než dvaceti let.

Kontrakt požaduje, aby vybraná společnost přizpůsobila existující typ letadla Boeing 747 SP, provedla instalaci velkého infračerveného teleskopu, provedla jeho otestování a zajistila jeho provoz jako létající observatoře NASA po dobu nejméně pěti let.

Jak uvedl Dr. Wesley T. Huntress Jr., zástupce správce NASA pro kosmický výzkum, všichni zájemci předložili velmi dobré návrhy. USRA nyní jednotlivé návrhy porovnává a vybere z nich nejlépe vyhovující.

Letadlo Boeing s 98 palcovým (2,5 metrovým) teleskopem SOFIA bude létat ve stratosféře ve výšce 41 až 45 tisíc stop. Teleskop bude sloužit pro pozorování objektů ve vesmíru v infračervené oblasti elektromagnetického spektra. V této výšce, v bezoblačném a suchém prostředí, SOFIA umožní vědcům studovat tepelné záření hvězd, planet a dalších nebeských objektů.

Teleskop SOFIA bude sloužit také Německé vesmírné agentuře DARA na základě smlouvy o spolupráci s NASA. DARA se bude podílet také na provozu teleskopu SOFIA. Letadlo se systémem SOFIA ponese dalších 15 vědeckých přístrojů, které budou postupně vyvinuty pro tuto létající observatoř. Vítěz kontraktu bude dále zajišťovat vzdělávací program pro učitele a studenty.

Předpokládá se, že letadlo Boeing 747 SP bude zakoupeno počátkem roku 1997 a jeho přizpůsobení bude dokončeno v polovině roku 1998. Teleskop bude instalován a otestován nejpozději do roku 2000 a první vědecké lety jsou plánovány začátkem roku 2001.

Většina vlnových délek záření (infračervené záření, gama záření, rentgenové záření, gamma záření) z astronomických zdrojů nemůže být zachycena pozemskými systémy, protože je absorbována vodními párami v atmosféře ještě dříve, než dosáhne povrchu Země.

Systém SOFIA bude pracovat v 85% celkové výšky atmosféry a proto zachytí až 99% záření normálně pohlcovaného vodními párami atmosféry. Podstatnou výhodou systému je vývoj a provoz nových vědeckých přístrojů a možnost změny geografické polohy, čímž bude možno pozorovat jakýkoliv astronomický zdroj.

Předpokládá se, že prvotním vědeckým úkolem systému SOFIA bude studium chemického složení planetárních atmosfér a povrchů, výzkum struktury, vývoje a složení komet, studium fyziky a chemie mezihvězdné látky v neposlední řadě výzkum vzniku hvězd a jiných nebeských objektů. Se svými 160 lety ročně systém SOFIA bude schopen postihnout široké oblasti vědeckého výzkumu a stane se vzdělávací pomůckou pro zhruba 500 učitelů a studentů.

Systém SOFIA je kontraktem, kdy celý vývoj a provoz létající observatoře bude realizován zcela soukromým sektorem. Vědecký program SOFIA byl inspirován velmi úspěšným projektem Hubbleova vesmírného teleskopu.

SOFIA představuje novou verzi svého předchůdce, observatoře Kuiper Airborne Observatory (KAO), pojmenované po Gerardu P. Kuiperovi, astronoma z univerzity v Arizoně, který první přišel s myšlenkou létající observatoře v 60. letech 20. století. Systém KAO byl provozován na vojenském nákladním letounu C-141, který nesl 36 palcový infračervený teleskop. Jeho provoz začal v roce 1974 a po dobu téměř 22 let patřil k nejdůležitějším přístrojům infračervené astronomie.

Systém KAO například jako první pozoroval prstence planety Uran, objevil atmosféru planety Pluto, prokázal přítomnost vodní páry v atmosférách planet Jupiter a Saturn, podílel se na výzkumu původního chemického složení sluneční soustavy. Teleskop SOFIA je více než 2,5-krát větší než systém KAO.

Další informace o systému SOFIA lze získat z domovské WWW stránky projektu v síti Internet na adrese [X1]

Model systému SOFIA je dostupný jako soubor [X2]

Literatura:

[1] From: baalke@kelvin.jpl.nasa.gov (Ron Baalke) Subject: NASA Awards Contract For Airborne Astonomical Observatory Date: 19 Dec 1996 15:26:39 GMT CONTACT: Douglas Isbell Headquarters, Washington, (Phone: 202/358-1753) David Morse Ames Research Center, Mountain View, CA (Phone:415/604-4724)

Oznámení objevu tří černých děr v normálních galaxiích mezinárodním týmem astronomů vede k domněnce, že všechny galaxie obsahují ve svém jádru velmi hmotné černé díry, které se potenciálně mohou změnit v quasary (extrémně zářivá jádra aktivních galaxií), ale dosud k tomu nedošlo.

Tento závěr je podporován pozorováním 27 blízkých galaxií Hubbleovým vesmírným teleskopem NASA a pozemskými teleskopy na Havajských ostrovech, které provádějí spektroskopická a foto- metrická měření jader galaxií a tímto způsobem vyhledávají černé díry o hmotnostech mnoha miliónů jednotek hmotnosti Slunce.

Na 189. zasedání Americké astronomické společnosti (American Astronomical Society)v Torontu v Kanadě byly zveřejněny výsledky těchto pozorování, které v budoucnu přispějí k řešení otázky původu a vývoje galaxií a k osvětlení významu quasarů ve vývoji galaxií.

Dosud byly učiněny následující klíčové závěry:

- Velmi hmotné černé díry se vyskytují ve všech blízkých velkých galaxiích.

- Hmotnost černé díry v jádře galaxie odpovídá hmotnosti této galaxie. Například galaxie dvakrát hmotnější než druhá galaxie obsahuje černou díru o dvojnásobné hmotnosti, než tato druhá galaxie. Tento objev vede k závěru, že černé díry těsně souvisí se vznikem galaxií, v nichž se nacházejí.

- Počet a hmotnost černých děr odpovídá teoretickým předpokladům o energii pozorovaných quasarů.

Vedoucí týmu Doug Richstone z Univerzity v Michiganu, Ann Arbor, Michigan, uvedl, že v současné době pozorujeme "fosilní quasary" a že ve většině galaxií dojde k zažehnutí quasaru. Pozorování Hubbleova vesmírného teleskopu ukázala, že quasary se vyskytují v řadě pozorovaných velkých galaxiích.

Dvě z těchto černých děr, s hmotností zhruba 50 a 100 miliónů jednotek hmotnosti Slunce, byly objeveny v galaxiích NGC 3379 (M105) a NGC 3377. Tyto galaxie jsou součástí blízké skupiny galaxií vzdálené kolem 32 miliónů světelných let ve směru galaktické kupy v souhvězdí Panny.

Galaxie NGC 4486B, která leží v galaktické kupě v souhvězdí Panny ve vzdálenosti 50 miliónů světelných let, obsahuje černou díru o hmotnosti 500 miliónů jednotek hmotnosti Slunce. Tato galaxie je malým satelitem galaxie M87, která je velmi jasnou galaxií v galaktické kupě v souhvězdí Panny. Galaxie M87 má aktivní galaktické jádro, které obsahuje černou díru o hmotnosti asi 2 miliard jednotek hmotností Slunce.

Předpokládá se, že menší galaxie o hmotnosti srovnatelné s hmotností Mléčné dráhy (Galaxie) také obsahují černou díru, ale hmotnost těchto černých děr leží pod hranicí rozlišitelnosti Hubbleovým vesmírným teleskopem. Pozorování jednoznačně ukazují, že hmotnosti černých děr v jádrech galaxiích odpovídají celkovým hmotnostem hostitelských galaxií.

Příčiny závislosti hmotnosti černých děr v jádrech galaxií na hmotnosti hostitelských galaxií nejsou objasněny. Jedna hypotéza, kterou podporují pozorování Hubbleova vesmírného teleskopu, tvrdí, že galaxie vznikly z menších "stavebních bloků", které obsahovaly hvězdokupy. Hmotný "zárodek" černé díry byl tak přítomen v každé z těchto protogalaxií. Větší počet stavebních bloků samozřejmě znamenal vznik velmi jasných galaxií a vedl ke sloučení zárodků černých děr ve velmi hmotné černé díry.

Jiná hypotéza uvádí, že galaxie vznikly kolem černých děr. Tyto černé díry pohltily určitý pevně daný zlomek celkové hmotnosti plynu (zřejmě jedno procento z celkové hmotnosti plynu), ze kterého vznikaly hvězdy galaxie. Díky tomu je poměr hmotnosti černé díry k hmotnosti galaxie zhruba stejný.

Všechna tři oznámená pozorování černých děr v normálních galaxiích byla potvrzena Johnem Kormendym pozemským pozorováním teleskopem CFHT (Canada France Hawaii Telescope) na Mauna Kea. Černá díra v jádru galaxie NGC 4486b byla potvrzena také na základě pozorování teleskopu CFHT.

Vysoká rozlišovací schopnost Hubbleova vesmírného teleskopu umožnila podrobně studovat jádra galaxií s neobyčejnou přesností, kterou nelze dosáhnout pozemskými teleskopy. Díky tomu byla také změřena oběžná rychlost hvězd kolem černé díry. Měření ukázalo, že vysoká oběžná rychlost některých hvězd je způsobena silným gravitačním polem, které urychluje hvězdy blízké černé díře v jádru galaxie.

Tým je přesvědčen, že jeho statistická metoda pozorování umožní nalézt všechny černé díry, které očekáváme nad určitou hranicí hmotnosti. Richstone uvedl, že výsledky jsou komplikovány rozdílnou kvalitou pozorovaných dat a tím, že galaxie jsou v různé vzdálenosti.

V únoru 1997 bude instalován na Hubbleově vesmírném teleskopu spektrograf STIS (Space Telescope Imaging Spektrograph), který výrazně zvětší účinnost pozorování. Pro důkaz černých děr je například nutné zjistit spektrum několika blízkých míst v okolí jednoho objektu.

Členy vědeckého týmu pro výzkum masivních černých děr jsou: Douglas Richstone (vedoucí týmu), Karl Gebhardt (University of Michigan), Scott Tremaine and John Magorrian (University of Toronto, Canadian Institute for Advanced Research), John Kormendy (University of Hawaii), Tod Lauer (National Optical Astronomy Observatories), Alan Dressler (Carnegie Observatories), Sandra Faber (University of California), Ralf Bender (Ludwig Maximilian University, Munich), Ed Ajhar (National Optical Astronomy Observatories), and Carl Grillmair (Jet Propulsion Laboratory).

Snímky ve formátu GIF a JPEG včetně popisu lze získat v síti Internet pomocí anonymního ftp na adrese [X1] (adresář /pubinfo)

PRSC97-01 Galaxie s černými děrami v galaktickém jádru    gif/bhgalxs.gif
                                                                                              jpeg/bhgalx.jpg

Tiskové zprávy a další snímky ve formátu GIF a JPEG jsou dostupné pomocí World Wide Web na [X2], [X3] nebo [X4].

    Galaxie               Souhv.       typ       vzdálen.      luminosita       hmotnost
Mléčná dráha            N/A          Sbc      2800 LY           1,9                2.10^6
NGC 224, M31        And           Sb       2,3.10^6            5,2              30.10^6
NGC 221, M32        And           E2       2,3.10^6          0,25               3.10^6
NGC 3115                Sex           S0        27.10^6          14,2                2.10^6
NGC 4258               CVn          Sbc       24.10^6           1,3                40.10^6
NGC 4261                Vir            E2        90.10^6            33               400.10^6
NGC 4486, M87       Vir            E0        50.10^6            56                 3.10^9
NGC 4595, M104     Vir            Sa        30.10^6            47                 1.10^9

Svítivost (luminosita) je uvedena v miliardách jednotek svítivosti Slunce. Pro spirální galaxie je uvedena luminosita jádra galaxie. Hmotnost je uvedena v jednotkách hmotnosti slunce.

    Galaxie               Souhv.       typ       vzdálen.      luminosita       hmotnost
NGC 3377                Leo           E5        32.10^6            5,2              100.10^6
NGC 3379                Leo           E1        32.10^6             13                50.10^6
NGC 4486b              Vir            E0        50.10^6           0,82             500.10^6

Literatura:

[1] From: levay@stsci.edu (Zoltan Levay) Subject: Massive black holes dwell in most galaxies (STScI-PR97-01) Date: 13 Jan 1997 12:04:26 -0500 CONTACT: Don Savage NASA Headquarters, Washington, DC (Phone: 202-358-1547) Tammy Jones Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD (Phone: 301-286-5566) Ray Villard Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD (Phone: 410-338-4514)

[2] Karkoschka, Erich: Astronomický atlas hvězdné oblohy, vydav. a nakl. Blesk Ostrava, Nádražní 109, Ostrava 2, 1995 ISBN: 80-85606-67-4

Vědecký ústav Hubbleova vesmírného teleskopu STScI (Space Telescope Science Institute) byl zřízen Asociací univerzit pro astronomický výzkum AURA (Assocoation of Universities for research in Astronomy, Inc.) pro NASA ve spolupráci s Goddardovým střediskem pro kosmické lety (Goddard Space Flight Center) v Greenbeltu, Maryland. Hubbleův vesmírný teleskop je společným projektem spolupráce Národního úřadu pro letectví a kosmonautiku NASA (National Aeronautics and Space Administration) a Evropské agentury pro vesmír ESA (European Space Agency).

Tiskové zprávy a další informace Vědeckého ústavu Hubbleova vesmírného teleskopu lze získávat automaticky odesláním poštovní zprávy na listserv@stsci.edu. V těle zprávy (nikoliv v řádku Subject) uveďte text:

pio (Jméno) (Příjmení)

Systém si vyžádá elektronickou poštou potvrzení objednávky a všechna nová vydání tiskových zpráv budou automaticky zasílána elektronickou poštou na vaši adresu.

Credit: P. Madau (STScI/AURA), and NASA

Literatura:

[1] From: levay@stsci.edu (Zoltan Levay) Subject: Massive black holes dwell in most galaxies (STScI-PR97-01) Date: 13 Jan 1997 12:04:26 -0500

(c) 1997 Intellectronics

časopis o přírodě, vědě a civilizaci