SOUČASNÁ KOSMOLOGIE![]()
![]()
Supernovy SN IaOdhad velikosti základních kosmologických parametrů, jako je například Hubblova konstanta, se vždy potýkal s přesným určením velkých vzdáleností ve vesmíru. Čím vzdálenější objekty, tím hrubší byl odhad vzdálenosti. U nejbližších objektů lze využít trigonometrie, například měřením paralaxy blízkých hvězd. Na středních vzdálenostech pomohou cefeidy – proměnné hvězdy u nichž je známa závislost svítivosti na periodě. Ze změřené periody se spočte skutečný zářivý výkon cefeidy a z její relativní magnitudy na obloze potom určíme, jak je ve skutečnosti daleko. Metoda cefeid pomáhá i v blízkých galaxiích. V kosmologických vzdálenostech ale do konce 20. století byly prováděny jen hrubé odhady. Chyběla „standardní svíčka“, pomocí které by se určovaly vzdálenosti ve vesmíru.
V letech 1998 a 1999 prováděly měření vzdálenosti a červeného posuvu (a tím expanzní funkce) supernov Ia dvě nezávislé vědecké skupiny. Jedna byla vedená Saulem Perlmutterem (Lawrence Berkeley National Laboratory, 1999) a druhá Adamem Riessem (Space Telescope Science Institute, Baltimore, 1998). Obě skupiny na vybraném souboru supernov určovaly dvě veličiny: vzdálenost z jejich skutečné jasnosti (průběhu světelné křivky) a rychlost expanze vesmíru z červeného kosmologického posuvu spektrálních čar. To umožnilo určit, jak se vesmír rozpínal v různých časových údobích. Výsledek byl překvapivý. Spíše než zpomalování rozpínání vesmíru bylo naměřeno jeho urychlování. To znamená ve svém důsledku přítomnost temné energie ve vesmíru, která se projevuje záporným tlakem a způsobuje urychlování expanze vesmíru. Tato temná energie se projeví nenulovou hodnotou kosmologické konstanty, která z Perlmutterových i Riessových měření vycházela kolem 70 % celkové hustoty vesmíru. Nejvzdálenější použitá supernova byl objekt 1997ff. V posledních letech existuje celá řada projektů vyhledávajících supernovy typu Ia. Obě zmíněné skupiny pořídily do roku 2003 soubor 230 supernov. Tyto objekty byly vyhledávány také v klíčovém projektu HST pro určení Hubblovy konstanty i v současných přehlídkových projektech, například projektu GOODS.
Fluktuace reliktního zářeníReliktní záření je dnes pravděpodobně nejdůležitějším zdrojem informací z minulosti našeho vesmíru. Mnoho kosmologických parametrů se dá zjistit rozborem fluktuací reliktního záření a polarizace reliktního záření (COBE 1998, WMAP 2001, Planck 2009). V raném vesmíru se vyskytovaly zárodečné fluktuace hmoty, které se v budoucnu vyvinuly v dnes známé vesmírné struktury – galaxie a kupy galaxií. Pokud látka interagovala intenzivně se zářením, přenesl se obraz těchto struktur i do elektromagnetického záření vesmíru. Po oddělení záření od hmoty (380 000 let po Velkém třesku) zůstaly fluktuace hmoty vtištěny do reliktního záření podobně jako paleolitický otisk trilobita v prvohorní usazenině. Odchylky těchto fluktuací od průměrné hodnoty jsou asi 1/100 000. Informace nesená fluktuacemi reliktního záření je nesmírně cenná.
Fluktuace reliktního záření jsou otiskem fluktuací hmoty v raných fázích vývoje vesmíru, které jsou v podstatě zvukovými vlnami šířícími se vesmírem. A tak jako u zvukových vln můžeme rozkladem do jednotlivých harmonických určit charakteristiky nástroje, ze kterého zvuk přichází, můžeme ze zastoupení různě velikých (úhlově) fluktuací usuzovat na vlastnosti vesmíru. Matematicky se tato analýza provádí pomocí spektra fluktuací – jejich rozkladu do kulových funkcí neboli do jednotlivých harmonických.
Výsledek rozboru fluktuací reliktního záření z dat sondy WMAP byl oznámen 11. 2. 2003 na slavnostní tiskové konferenci. Výsledky ze sondy Planck byly zveřejněny téměř přesně o deset let později – 22. března 2013. Potvrdila se nenulová hodnota kosmologické konstanty zjištěná již ze sledování červeného kosmologického posuvu supernov typu Ia. Ukázalo se, že hustota atomární (baryonové) hmoty činí pouhých 5 % hustoty vesmíru a pouhé 1 % představuje hmotu svítící. Podobně jako se kdysi ukázalo, že Země není středem vesmíru, nyní bezpečně víme, že vesmír není tvořen z hmoty, kterou běžně vidíme. Celých 27 % hmoty je zde nebaryonové povahy, jde o tzv. temnou hmotu, jejíž projevy jsou pozorovány od roku 1933 (Fritz Zwickey) a jejíž podstatu neznáme. Plných 68 % pak tvoří temná energie souvisící buď s kvantovými projevy vakua, nebo dalšími neznámými jevy. Sonda Planck měla desetkrát lepší teplotní rozlišení a čtyřikrát lepší úhlové rozlišení než sonda WMAP.
Temný věkPo svém vzniku byl vesmír horký a záření bylo provázáno s hmotou. Fotony intenzivně interagovaly s volnými elektrony. Jak vesmír expandoval, postupně chladl a měnily se energetické poměry. Přibližně 380 000 let po velkém třesku vytvořily elektrony atomární obaly a fotony s nimi výrazně omezily svou interakci. Hovoříme o tzv. období rekombinace, při kterém se záření oddělilo od hmoty a vytvořilo záření pozadí. Dnes ho pozorujeme v mikrovlnné oblasti a v podobě fluktuací v sobě nese otisk dávných struktur vesmíru. Tomuto okamžiku odpovídá červený kosmologický posuv zrec ~ 1 100. Předpokládá se, že hodnota pro vodík a hélium se bude nepatrně lišit. Po rekombinaci se vesmír zahalil do tmy, hmota nevyzařovala světlo. Nastal tzv. temný věk vesmíru, anglicky dark age. Vesmír nadále expandoval, prvopočáteční fluktuace se přetvářely do výraznějších struktur a zhruba 400 milionů let po velkém třesku vznikly první hvězdy. Jejich pronikavé záření zanedlouho ionizovalo všudypřítomný vodík a hélium, docházelo k tzv. reionizaci, skončila éra temného věku vesmíru. Právě okamžik reionizace je dalším důležitým kosmologickým parametrem, ze kterého lze odhadnout období vzniku prvních hvězd. Existuje několik vzájemně provázaných parametrů, které jednoznačně definují okamžik reionizace. Především je to samotný časový údaj počítaný od Velkého třesku. Častěji se ale používá hodnota kosmologického červeného posuvu v okamžiku reionizace zion ~ 15 nebo optická tloušťka τ ~ 0,15, která udává pravděpodobnost, že se vybraný foton rozptýlí právě jednou. Zatím je nejasné proč z korelací mezi polarizací a teplotou reliktního záření pro fluktuace na velkých úhlových škálách vychází nepatrně vyšší hodnota, zion ~ 17.
První hvězdyAsi největším překvapením při rozboru výsledků měření sondy WMAP bylo určení doby vzniku prvních hvězd na 400 000 000 let po Velkém třesku. Podle všech dosavadních teorií měly vznikat první hvězdy mnohem později, kolem jedné miliardy let po Velkém třesku. Jak se vůbec zjišťuje z reliktního záření doba vzniku prvních hvězd? První hvězdy svým pronikavým zářením ionizují látku ve vesmíru a jejich vznik tak ukončí období temného věku vesmíru. Ionizovaná látka způsobuje polarizaci reliktního záření, ze které lze zpětně určit časový okamžik vzniku hvězd. Existují i další nezávislé indicie pro to, že první hvězdy vznikaly mnohem dříve, než jsme si dosud mysleli. Jednou z nich je kvazar J 1148+5251 objevený na počátku roku 2003 v rámci velkého astronomického přehlídkového projektu „Sloan Digital Sky Survey“. Raditeleskopovou interferenční spektroskopií byl v tomto kvazaru detekován oxid uhelnatý CO. Jako interferometr byla zapojena síť Very Large Array v Novém Mexiku a radioteleskop Plateau de Bure (IRAM) ve Francouzských Alpách. Vzhledem k tomu, že červený kosmologický posuv tohoto kvazaru je 6,3, znamená to, že ve velmi raných fázích vesmíru již musel existovat uhlík a kyslík. Tyto prvky vznikají ale jen při termojaderné syntéze uvnitř hvězd. Proto v době odpovídající červenému posuvu 6,3 již musel proběhnout celý životní cyklus hvězd nulté generace. Existence CO v tomto kvazaru tak posouvá dobu vzniku prvních hvězd do období dříve než 650 milionů let po Velkém třesku. V roce 2003 byla objevena planeta obíhající kolem milisekundového radiového pulsaru PSR B1620−26. Pulsar se nachází v blízkosti centra kulové hvězdokupy M4 v souhvězdí Štíra, ve vzdálenosti 7 200 světelných let od Země. Samotný objev planety, obíhající okolo neutronové hvězdy, nebyl pro astronomy ničím novým. Roku 1994 byly u pulsaru PSR B1257+12 objeveny tři planety s hmotností srovnatelnou se Zemí, obíhající po kruhových drahách do vzdálenosti 1 AU od neutronové hvězdy. Dosud není zcela jasné, zda mohly planety přežít takovou událost, jako je výbuch supernovy, jež vzniku neutronové hvězdy předchází, nebo zda se zformovaly dodatečně z vyvrženého materiálu. Navíc jsou kulové hvězdokupy vzhledem k častým gravitačním kolizím hvězd a vzhledem k malému zastoupení těžších prvků zcela nevhodnými místy pro tvorbu planet. Podle navržených scénářů se planeta se zformovala na okraji kulové hvězdokupy M4 před více než 12,5 miliardami let! To ale opět znamená, že v této době zde již musel existovat materiál pro tvorbu planet, který již jednou prošel hvězdným vývojem a první hvězdy musely proto vznikat velmi brzo po Velkém třesku.
Jak vypadaly první hvězdy nulté generace? Zřejmě vznikaly překotně v obrovském množství a jejich hmotnost musela být mnohonásobně vyšší než hmotnost dnešních hvězd. Jedině hmotné hvězdy se totiž vyvíjejí dostatečně rychle a zaplní v krátké době vesmír těžkými prvky. Životní kariéru tyto hvězdy končí většinou jako supernovy či hypernovy – mohutnou explozí, která těžké prvky vzniklé v jejich nitru rozmetá do okolí. Právě tento materiál se stane zárodečným materiálem další generace hvězd. Temná hmotaJiž v roce 1933 upozornil F. Zwicky, že ve vnějších oblastech galaxií jsou rotační rychlosti vyšší než teoretické, což odpovídá většímu množství hmoty v galaxiích než se pozoruje. Kdyby byla v galaxiích jen pozorovaná hmota, hvězdy v periferních částech by díky odstředivé síle odlétly do mezigalaktického prostoru. Proto by galaxie měly obsahovat skrytou hmotu, kterou nevidíme. Nejpřesnější měření v(r) byla od té doby provedena pro velké spirální galaxie na vlnové délce 21 cm odpovídající přechodu mezi ortovodíkem a paravodíkem. Tato čára je dobře pozorovatelná právě v periferních částech galaxií. Měření potvrdila přítomnost neznámé temné hmoty v galaxiích. Svítící (registrované) hmoty v galaxiích je jen asi 1 %. Malá část hmoty atomární (baryonové) povahy může být soustředěna ve velmi starých a málo svítících bílých trpaslících, kteří doposud nebyly pozorovány. Jde pravděpodobně o staré vyhasínající hvězdy, které vyplňují celé haló Galaxie. Obdobně tomu bude asi i u ostatních galaxií. K řešení problému temné hmoty však jen bílí trpaslíci nestačí. Podle současných znalostí tvoří temná hmota nebaryonové povahy zhruba 50 % hmoty galaxií a 27 % hmotnosti celého vesmíru. Temná hmota ve vesmíru je z drtivé většiny tvořena chladnou temnou hmotou (CDM, Cold Dark Matter). Kdyby byla temná hmota horká (HDM, Hot Dark Matter), velká kinetická energie jejích částic by vedla k difúzi těchto částic a k vyhlazení zárodečných fluktuací hustoty ve vesmíru. Přetrvání těchto fluktuací je ale zárukou pozdějšího vzniku pozorovaných struktur ve vesmíru – galaxií a kup galaxií. Pokud existuje horká temná hmota, může jí být jen malá část. Nejčastěji se uvažuje o tom, že temnou hmotu tvoří exotické částice nebaryonové povahy, například wimpy (Weakly Interacting Massive Particles, slabě interagující hmotné částice), Vhodnými kandidáty na tyto částice (wimpy) jsou nejlehčí superpartneři, tzv. neutralina, jejichž existenci předpokládají SUSY teorie. Mělo by jít o směs kvantových stavů higsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z0 a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty. Dalšími nadějnými kandidáty na chladnou temnou hmotu jsou axiony, málo hmotné (10−5 eV) bosony postulované kvantovou chromodynamikou, které mohly vznikat v raných stádiích vývoje vesmíru. Existuje řada dalších kandidátů na částice temné hmoty a je největší výzvou současné fyziky rozluštit tajemství povahy temné hmoty. Možná, že prvním krokem může být podivný oblak HVC 127–41–330, o kterém se v roce 2003 ukázalo, že by mohl být celou galaxií z temné hmoty. Obdobným objektem je „galaxie“ VIRGOHI21 objevená v roce 2005, která září na čáře 21 cm (neutrální vodík). Ovšem poměr vodíku ku ostatní neviditelné látce je 1:1000.
Temnou hmotu hledá několik desítek experimentů. Detektory nejnadějnějších kandidátů – wimpů – je možné rozdělit na pět skupin: scintilační, ionizační, polovodičové, tepelné a nepřímé. K nejznámějším patří scintilační detektory – částice temné hmoty při přímé srážce s atomovým jádrem ve scintilátoru (například NaI) vytvoří elektromagnetický záblesk detekovaný fotonásobičem. Na obdobném principu pracují ionizační detektory, při srážce dojde k ionizaci. Jako médium může posloužit kapalný vzácný plyn, zpravidla xenon nebo argon. Jiným typem jsou polovodičové detektory, ve kterých namísto záblesku či ionizace dojde ke vzniku elektronu a díry, jež se následně detekují elektronicky. Existují i detektory, které fungují jako kalorimetry měřící energii předanou částicí temné hmoty atomovému jádru. Všechny tyto detektory jsou založeny na sledování výsledku srážky wimpu s jádrem, některé jsou i kombinacemi výše uvedených typů. Detektory jsou vždy umisťovány hluboko pod zemí, aby byla potlačena detekce částic jiného původu. Wimpy mohou slabě interagovat s běžnou látkou, elastickými procesy ztrácejí postupně energii a nakonec mohou být gravitačně zachyceny Zemí, Sluncem nebo Galaxií. Zachycené wimpy by měly anihilovat za vzniku rentgenových fotonů (v galaktickém haló) nebo se při srážkách měnit na částice X a neutrina (v Zemi, ve Slunci nebo v kulových hvězdokupách). Nepřímá detekce je založena na hledání produktů těchto procesů: rentgenových fotonů a neutrin. K nejznámějším detektorům patří italský scintilační detektor DAMA (Dark Matter) umístěný pod horou Grand Sasso. Je provozován ve dvou konfiguracích. První je DAMA/NaI. V tomto detektoru je celkem 9 krystalů NaI o hmotnosti 9,7 kg. Okolí detektoru vypadá jako hranatá cibule. Prvním obalem je měď, pak následuje olovo, další vrstva je z polyetylénu a vosku, následuje atmosféra z velni čistého dusíku, která zamezuje kontaminaci radonem, poslední vrstvu tvoří metr tlustý betonový kontejner. To vše je umístěno hluboko pod zemí. Experimentem druhé generace je konfigurace DAMA/LIBRA, kde je obdobných detektorů 25 (celková hmotnost krystalů je 250 kilogramů). DAMA/LIBRA sbírá data od roku 2003. Oba experimenty nacházejí signál s roční variací, která by mohla odpovídat tomu, že se Země při oběhu Slunce pohybuje jednou ve směru galaktického haló wimpů a o půl roku později proti. Výsledek ale nebyl potvrzen žádným jiným experimentem. Obdobný kladný signál nalezli i experimenty CRESST a CoGeNT (viz AB 49/2011).
Temná energieVakuum v kvantové teorii je netriviální dynamický systém, ve kterém se neustále kreují a anihilují páry virtuálních částic a antičástic. Tyto páry způsobují známé jevy, jako je polarizace vakua, Lambův posuv spektrálních čar i další. Energie vakua je nenulová a mohla souviset například s inflačními fázemi vesmíru v jeho počátcích. Vakuová energie se s expanzí nezmenšuje, zůstává konstantní (je dána hustotou virtuálních párů v objemové jednotce). Právě nenulová hodnota vakuové energie je zodpovědná za nenulovost kosmologické konstanty v relativistické teorii gravitace. Ve vesmíru ale může existovat více složek, jejichž hustota klesá pomaleji než 1/a3, které souhrnně nazýváme temnou energií. Pokud hustota temné energie klesá jako ρ ~ 1/aα, má stavová rovnice tvar p = (α/3 − 1)ρ a tlak je záporný. Pro vakuovou energii je α = 0 a pro tlak vychází p = −ρ. Klíčovým parametrem pro temnou energii je koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou temné energie, označuje se w a je roven α/3 − 1.
Pro α < 2 dochází ke zrychlené expanzi. Pro α < 0 by došlo k velkému rozervání (big rip) Aby docházelo k pozorované zrychlené expanzi vesmíru, musí podle rovnic obecné teorie relativity platit, že α < 2 (w < −1/3). Pro vakuovou energii spojenou s kvantově mechanickými procesy ve vakuu je w = −1 a expanzní funkce roste exponenciálně. Pokud by dokonce bylo α < 0 (w < −1) bude expanze natolik překotná, že zasáhne samotnou strukturu látky a rozerve v budoucnu samotná atomová jádra. Této situaci říkáme big rip – velké rozervání a příslušné pole nazýváme pole fantómů. Z měření WMAP, CBI, 2dF a SDSS vychází, že parametr w se pro temnou energii nachází v intervalu hodnot <−1;−0,78). Z měření sondy Planck a projektu SCP se zdá, že je paramertr w blízký hodnotě –1. Pokud temná energie není vakuové povahy, je její původ zcela nejasný. Většinou se hovoří o skalárním poli, které by mělo být zodpovědné za temnou energii. Toto pole se nazývá kvintesence. Pro kvintesenci může být parametr w proměnný v čase a tato forma energie nemusí být ani prostorově homogenní. Experimentální určení hodnoty w pro temnou energii je proto mimořádně důležité. Dnešní fyzika zná dobře projevy temné energie spojené se zrychlenou expanzí vesmíru. Nezná však zatím podstatu temné energie.
Temná energie je zodpovědná za zrychlující se expanzi. Podle materiálů NASA. SCP projekt (2010)V roce 2010 byly zveřejněny výsledky projektu SCP (Supernova Cosmology Project). Autoři důkladně analyzovali dostupná data ze tří zdrojů (supernovy, reliktní záření a velkorozměrové přehlídky oblohy). Výsledek je mimořádně elegantní. Každá z těchto tří analýz vymezila možné oblasti parametrů ΩΛ, ΩM, w. Všechny tři se setkají v jedné jediné oblasti. Pojďme se stručně seznámit s těmito třemi analýzami:
Na svislé ose je podíl kosmologického členu ke kritické hustotě (procentuální zastoupení temné energie) na vodorovné ose procentuální zastoupení látky (baryonové + temné). Všechny tři znázorněné oblasti se protínají přibližně na úsečce popisující plochý vesmír (ΩΛ + ΩM = 1) v hodnotách ΩΛ = 68 %, ΩM = 32 %. Z toho je 27 % temné hmoty a 5 % baryonové hmoty. Zdroj: Zdroj: Amanullah et al., Astrophysical Journal, 2010.
Stejný graf jako předchozí, ale na svislé ose je parametr w (koeficient úměrnosti mezi tlakem a hustotou temné energie. Je zjevné, že vychází w ≈ –1, což by odpovídalo energii vakua. Zdroj: Amanullah et al., Astrophysical Journal, 2010. Ekpyrotický modelEkpyrotický model navrhli v roce 2001 Neil Turok, Paul Steinhardt, Burt Ovrut a Justin Khoury jako alternativu k inflačnímu modelu. Název znamená „z ohně pocházející“. Model vychází ze strunové teorie, v níž jsou částice lineárními útvary v mnohorozměrném světě. Základem modelu je tvrzení, že vesmír představuje méněrozměrný objekt ve vícerozměrném světě (tzv. bránu). Počátek vesmíru je ztotožněn se setkáním dvou bran v místě největší kvantové fluktuace. Základní přírodní konstanty (gravitační, Planckova, rychlost světla) mohou být v různých bránách různé. Po doteku dojde v „naší“ bráně k prudké expanzi a následné tvorbě galaxií. Pokračující expanze zředí látku v bráně a gravitační síla působící i v dimenzi kolmé na náš vesmír přitáhne opět druhou bránu a dojde k dalšímu dotyku. Výsledkem je jednoduchý model dvou oscilujících bran, který předpovídá, že při doteku bran vzniknou gravitační vlny, jejichž amplituda roste směrem ke krátkovlnné části spektra. Kosmologické přehlídkové projektyHST (Hubble Space Telescope): Hubbleův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl umístěn ve výšce 614 km v roce 1990. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST, 1999), ve kterém byla pečlivě proměřena vzdálenost a rychlost 31 galaxií. Měření vzdálenosti se provádělo pomocí cefeid – proměnných hvězd, u kterých je známa závislost mezi periodou a svítivostí. Z periody cefeidy se určí svítivost hvězdy a z relativní jasnosti hvězdy na obloze lze dopočíst její vzdálenost a tím i vzdálenost mateřské galaxie. Kalibrace měření vzdálenosti byla prováděna i pomocí dalších objektů v těchto galaxiích – supernov typu Ia a supernov typu II. Pomocí těchto měření vychází hodnota Hubbleovy konstanty H = (72±3) km s−1 Mpc−1. 2dF (2 degree Field): Unikátní spektrograf připojený k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Siding Spring v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů. Aktivním projektem je 2dFGRS (2dF Galaxy Redshift Survey), v rámci kterého již byla pořízena spektra více jak 260 000 galaxií. V roce 2002 byl ukončen projekt 2QZ (2dF Quasar Redshift Survey), v rámci kterého byla pořízena spektra více jak 23 000 kvazarů. 6dF (6 degree Field): Přehlídka oblohy prováděná na UK Schmidtově dalekohledu o průměru zrcadla 1,2 m na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Siding Spring v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. K přehlídce je využíván speciální spektroskop, který pořídí naráz spektra objektů v poli o velikosti 6° v oborech V (550 nm) a R (640 nm). Práce byly započaty v roce 2001, první data byla uvolněna v roce 2004, předpokládané ukončení projektu je v roce 2005. Projekt pořizující spektra galaxií se nazývá 6dFGS (6dF Galaxy Survey). APM Galaxy Survey: Přehlídka oblohy více jak 2 milionů galaxií a 10 milionů hvězd pokrývající cca 1/10 celé oblohy kolem jižního galaktického pólu. Přehlídka je vytvořena skenováním 185 fotografických polí získaných UK Schmidtovým dalekohledem o průměru zrcadla 1,2 m na observatoři AAO v Siding Spring v Austrálii. Snímání probíhalo mezi deklinací −72 a −18°. Limitní magnituda pro detekci obrazu je m < 21,5, pro klasifikaci hvězd v galaxii m < 20,5. Výsledky byly publikovány v roce 1990.
2MASS: Two Micron All Sky Survey, přehlídka oblohy na vlnové délce 2 μm. Přehlídka byla prováděna automaticky dvěma 1,3 m dalekohledy umístěnými na Mt. Hopkins (Arizona) a na Cerro Tololo (Chile). Přehlídka byla prováděna v pásmech J (1,25 μm), H (1,65 μm) a K (2,17 μm) v letech 1997 až 2001. SDSS: Sloan Digital Sky Survey, projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana založenou v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více jak dvacet let. Nadace jím založená podporuje mimo jiné vědu a školství. V rámci SDSS se pořizují spektra galaxií a kvazarů. GOODS: Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). IRAS PSC Redshift Survey (PSCz): přehlídka červených posuvů 15 000 galaxií zachycených v katalogu bodových zdrojů IRAS Point Source Catalogue. Přehlídka zahrnuje více jak 83 % oblohy, jde o nejrozsáhlejší celooblohovou přehlídku, která v současnosti existuje. Pozorování probíhala na několika přístrojích v letech 1992 – 1995. Aktuální parametry (Planck)
Přečtěte si
Petr Kulhánek:
Most temné hmoty mezi dvěma galaktickými kupami; AB
29/2012
|