Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 22 (vyšlo 29. května, ročník 18 (2020)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Temná hmota a observatoř Very Rubinové

Petr Kulhánek

Temná hmotaTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. je fenomén, s nímž se astronomové potýkají od konce třicátých let dvacátého století. Od počátečních rozpaků jsme dospěli k podrobným mapám oblastí temné hmoty, která gravitačně ovlivňuje ostatní látku ve vesmíru a vytváří různé vláknité struktury. Jednou z výrazných postav poznávání temné hmoty byla americká astronomka Vera Rubinová, která na konci šedesátých let ukázala, že temná hmota ovlivňuje pohyb molekulárních oblaků na perifériích spirálních galaxií. Je proto jen dobře, že právě budovaný přehlídkový dalekohled LSSTLSST – Large Synoptic Survey Telescope, česky Velký celooblohový daleko­hled. Původní název pro nový přehlídkový dalekohled o průměru 8,4 metru stavěný v Chile v oblasti Cerro Pachón. Jeho kamera bude mít 3 200 megapixlů a bude snímat miliardy objektů v šesti pásmech. První světlo se očekává v roce 2021 a rutinní skenování oblohy od roku 2023. V roce 2020 byl dalekohled přejmenován na Observatoř Very Rubinové, významné osobnosti ve výzkumu temné hmoty. (Large Synoptic Survey Telescope, Velký celooblohový dalekohled), jehož hlavním úkolem bude výzkum velkorozměrové struktury vesmíru, byl v roce 2020 přejmenován na Observatoř Very C. Rubinové, zkráćeně Observatoř Rubinové.

Observatoř Very Rubinové

Nově budovaná Observatoř Very Rubinové v chilských Andách. Zdroj: ESO/LSST.

LSST – Large Synoptic Survey Telescope, česky Velký celooblohový daleko­hled. Původní název pro nový přehlídkový dalekohled o průměru 8,4 metru stavěný v Chile v oblasti Cerro Pachón. Jeho kamera bude mít 3 200 megapixlů a bude snímat miliardy objektů v šesti pásmech. První světlo se očekává v roce 2021 a rutinní skenování oblohy od roku 2023. V roce 2020 byl dalekohled přejmenován na Observatoř Very Rubinové, významné osobnosti ve výzkumu temné hmoty.

ESO – European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere, zkráceně European Southern Observatory, Evropská jižní observatoř. Organizace byla založena v roce 1962. Postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality La Silla (2 400 m), kde je dalekohled NTT, dále Cerro Paranal (2 635 m) s čtveřicí dalekohledů VLT a planinu Llano Chajnantor (5 080 m), kde se nachází radioteleskopická síť ALMA. V současnosti je v Chile budován Extra velký dalekohled ELT, který bude zprovozněn v roce 2014 a celooblohová Observatoř Very Rubinové, která bude v rutinním provozu od roku 2023.

Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.

Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.

Temná hmota

Gravitační působení neznámé hmoty na galaxie poprvé pozoroval švýcarsko-americký fyzik Fritz Zwicky na observatoři Mt. Wilson v Kupě galaxií ve Vlasech Bereniky. Statistickými metodami vyhodnocoval pohyby jednotlivých členů kupy a zjistil, že pohyby galaxií neodpovídají množství hmoty, které v kupě pozoruje. Problém nastíněný Zwickym zůstal nejasnou zajímavostí až do roku 1968. V té době spektroskopicky sledovala spirální galaxie americká astronomka Vera Rubinová: podařilo se jí určit oběžnou dobu molekulárních mračen v různých vzdálenostech od středu galaxií. Podle gravitačního zákona by mělo husté jádro galaxie rotovat jako tuhé těleso, tj. s rostoucí vzdáleností od jádra by měla oběžná rychlost narůstat. Naopak na periferii, kde je galaxie řídká, by měla rotační rychlost klesat podobně jako u planet Sluneční soustavy. Rotační křivky naměřené Rubinovou byly ale úplně jiné. V periferní oblasti spirálních galaxií oběžná rychlost neklesala, ale zůstávala až do velké vzdálenosti od centra galaxie v podstatě konstantní. Jak je to možné? Vera Rubinová uvažovala správně. Pokud jsou rychlosti oběhu molekulárních mračen a hvězd vyšší, než vychází z gravitačního zákona, musí na ně působit větší odstředivá síla, než je gravitační přitahování, a objekty z vnějších částí galaxie by měly odletět pryč. To, že se tak neděje, může být způsobeno jen tím, že v galaxiích a kolem nich je velké množství hmoty, kterou nevidíme. Rubinová tak nezávisle a zcela jiným způsobem potvrdila Zwickyho závěr z roku 1933: existuje látka, která nesvítí, a my ji vidíme jen zprostředkovaně z jejího gravitačního působení. Problematice temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. jsme věnovali řadu bulletinů, viz například AB 29/2003, AB 10/2007, AB 49/2011, AB 29/2012, AB 10/2017, AB 30/2019, detailně je popsána v publikaci [8].

Četné pokusy zachytit částice temné hmoty zatím selhávají. Daří se sledovat její gravitační působení na okolí, ale předpokládaná interakce s běžnou látkou, která by měla být zprostředkovávána slabou interakcí, zatím nebyla detekována. Některé přístroje sice poskytují nenulový signál (DAMA/LIBRADAMA/LIBRA – experiment hledající částice temné hmoty (wimpy) v italské národní laboratoři pod horou Gran Sasso. Experiment poskytuje jakýsi signál již od roku 1996. Jde o scintilační NaI detektor. V první fázi (1996 až 2002) byl detektor provozován s 87 kilogramy scintilační látky pod názvem DAMA (DArk MAtter). Od roku 1998 byla v signálu rozpoznána relativně slabá roční variace. Ta by mohla být způsobena tím, jak Země v průběhu roku letí střídavě ve směru toku wimpů a proti toku wimpů vázaných gravitačně s Galaxií. Od roku 2003 pracuje detektor pod názvem Libra s 233 kg scintilační látky NaI/Th a v získávaném signálu jsou roční variace velmi výrazné., CRESSTCRESST – Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers, experiment hledající částice temné hmoty (zejména wimpy), který je umístěn pod italskou horou Gran Sasso. Skládá se ze 17 modulů obsahujících scintilační látku CaWO4, jenž pracují za extrémně nízké teploty 15 mK. Při této teplotě lze detekovat zahřátí modulu způsobené interakcí s wimpem. Detektor tedy pracuje jako mimořádně citlivý kalorimetr. Na detektoru CRESST bylo v roce 2011 nalezeno 67 signálů, které odpovídají interakci wimpů s detekční látkou a nelze je vysvětlit žádným jiným známým způsobem., CoGeNTCoGeNT – Coherent Germanium Neutrino Technology, experiment hledající částice temné hmoty (zejména wimpy), který je provozován v americkém dole Soudan v Minnesotě. Aktivní látkou je mimořádně čistý krystal germania o hmotnosti 440 gramů, který je chlazen na teplotu kapalného dusíku. Kolem je stínění ze tří vrstev olova 210Pb, polyetylénu s borem, hliníku a 20 cm tlusté vrstvy plastu. Detektor začal sbírat data v prosinci 2009. V květnu 2011 obsahovala data z 442 dnů pozorování několik set záblesků s dobře patrnou roční periodicitou signálu. Jde o jeden ze tří detektorů s nenulovým signálem.), ale jeho původ je nejasný. Světlo by do problematiky temné hmoty mohly vnést nově budované obří dalekohledy (například ELTELT – Extremely Large Telescope, Extrémně velký dalekohled, pozemský dalekohled, který bude pozorovat vesmír v optickém a blízkém infračerveném oboru spektra. Staví se na chilské hoře Cerro Armazones. Do provozu má být uveden v roce 2024. Jeho primární zrcadlo bude segmentové, celkem o průměru 39,3 m. Vzhledem k brazilské podpoře projektu byl dalekohled v roce 2017 přejmenován z původního označení E-ELT (Evropský extrémně velký dalekohled) na jednodušší ELT (Extrémně velký dalekohled).), celooblohové přehlídky (například LSSTLSST – Large Synoptic Survey Telescope, česky Velký celooblohový daleko­hled. Původní název pro nový přehlídkový dalekohled o průměru 8,4 metru stavěný v Chile v oblasti Cerro Pachón. Jeho kamera bude mít 3 200 megapixlů a bude snímat miliardy objektů v šesti pásmech. První světlo se očekává v roce 2021 a rutinní skenování oblohy od roku 2023. V roce 2020 byl dalekohled přejmenován na Observatoř Very Rubinové, významné osobnosti ve výzkumu temné hmoty.), radioteleskopy (například FASTFAST – Five hundred meter Aperture Spherical Telescope, čínský radioteleskop o průměru 500 metrů, který byl zprovozněn v roce 2016. Celkem 4 600 odrazných segmentů je zavěšených v krasové proláklině na unikátní lanové konstrukci, která umožňuje přesné tvarování odrazné plochy. Ohniskové přístroje pro devět pásem jsou zavěšeny nad mísou na lanech v pohyblivé kabině. Přístroj pokrývá frekvenční rozsah 0,07÷3 GHz (0,1÷4 m).) či právě budované obří radioteleskopické sítě (například SKASKA – Square Kilometer Array. Plánovaná síť radioteleskopů, která by měla fungovat jako jediný gigantický přístroj o ploše 1 km2. K vybudování bude potřeba území o průměru 6 000 km, předpokládaná cena je dvě miliardy euro. Mělo by jít o tisíce antén třech typů (pro různé frekvence). Jako místo výstavby byla vybrána západní Austrálie a Jižní Afrika. První antény se začnou stavět v roce 2018 a první snímek pořízený celým komplexem by mohl být uskutečněn v polovině dvacátých let 21. století.). Každý z těchto fascinujících přístrojů má jako jeden z mnoha hlavních cílů výzkum temné hmoty. Snad se tedy blýská na lepší časy a nová generace teleskopů přinese nové poznatky, které by mohly vést k pochopení podstaty temné hmoty.

IllustrisTNG – zatím nejrozsáhlejší simulace vesmírných stuktur

Numerická simulace Illustris TNG – zatím nejrozsáhlejší simulace vesmírných struktur všech dob. Modře je kódována temná hmota, žlutooranžově kompaktní vázané gravitační struktury (většinou z atomární látky). Kolem těchto kompaktních objektů jsou rázové vlny (světle modře) nesoucí informaci o historii vzniku objektu. Hrana oblasti je 100 megaparseků. Zdroj: TNG.

Observatoř Very C. Rubinové

Na vrcholku El Peñón chilského masivu Cerro Pachón v nadmořské výšce 2682 metrů intenzivně probíhá stavba největšího dalekohledu světa určeného jen pro celooblohové přehlídky. Průměr primárního zrcadla je 8,4 metru. Původně se měl nový dalekohled jmenovat Large Synoptic Survey Telescope (LSSTLSST – Large Synoptic Survey Telescope, česky Velký celooblohový daleko­hled. Původní název pro nový přehlídkový dalekohled o průměru 8,4 metru stavěný v Chile v oblasti Cerro Pachón. Jeho kamera bude mít 3 200 megapixlů a bude snímat miliardy objektů v šesti pásmech. První světlo se očekává v roce 2021 a rutinní skenování oblohy od roku 2023. V roce 2020 byl dalekohled přejmenován na Observatoř Very Rubinové, významné osobnosti ve výzkumu temné hmoty., Velký celooblohový dalekohled). Zkratka LSST byla současně zkratkou zamýšlené přehlídky Legacy Survey of Space and Time (volně přeloženo Přehlídka dědictví prostoru a času). Inovativní uspořádání primárního (8,4 m), sekundárního (3,4 m) a terciálního (5 m) zrcadla umožňuje sledovat zorné pole o průměru 3,5°, které bude zobrazováno CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) maticí. Observatoř je dosažitelná po silnici z La Sereny, vzdálenost je přibližně sto kilometrů. Stavba národní observatoře financované americkou nadací NSFNSF – National Science Foundation. Nezávislá nadace vytvořená americkým kongresem v roce 1950. Jejím základním cílem je podpora vědy za účelem zlepšení prosperity, blaha a zdraví národa. Roční rozpočet je 5,5 miliardy USD. započala v roce 2015. Budova observatoře má nezaměnitelný futuristický vzhled. Kamera bude každých dvacet sekund dělat desetisekundové expozice. Vzhledem k povětrnostním podmínkám se odhaduje, že pořídí přibližně 200 tisíc snímků každý rok. Minimální životnost se odhaduje na deset roků. Průměr kamery je 64 centimetrů a její hlavní část je složena z 189 CCD detektorů, z nichž každý má 16 megapixlů. Celkový počet pixlů je 3,2 miliardy. Kamera obsahuje tři čočky, z nichž jedna má průměr 1,57 metru – jde o největší odlitou čočku na světě, kterou připravili v Lawrencově národní laboratoři v Livermooru. Šest filtrů umožní pozorování na vlnových délkách od 330 nm (blízký ultrafialový obor) až po 1 080 nm (infračervený obor). Dalekohled bude sledovat oblast jižní oblohy o výměře 18 000 stupňů čtverečních. Za deset let provozu by mělo být každé místo navštíveno 825krát.

K nejvýznamnějším cílům observatoře patří studium temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.temné energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve Vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.. Možností je více: od gravitačního čočkování přes baryonové akustické oscilace až po fotometrii supernov typu IaSupernova typu Ia – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr (veleobr) nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C a O na 56Ni v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra, ve kterém chybí čáry vodíku a jsou přítomné čáry křemíku.. Observatoř také pořídí podrobnou mapu naší Galaxie – Mléčné dráhy. Bude sledovat proměnné objekty – novyNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let., supernovySupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., gama zábleskyGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy. nebo proměnné kvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty.. Nezajímavý není ani výzkum našeho nejbližšího okolí – planetekPlanetka – nesprávně asteroid, malé těleso o rozměrech maximálně stovek kilometrů na samostatné dráze kolem Slunce. Nejvíce planetek se nachází v tzv. Hlavním pásu mezi drahami Marsu a Jupiteru. Obdobná tělesa jsou i v Kuiperově pásu za drahou Neptunu. ve Sluneční soustavě, jak blízkozemních, tak vzdálených objektů Kuiperova pásuKuiperův pás – oblast malých těles za drahou Neptunu. Vnitřní okraj pásu se nachází ve vzdálenosti asi 30 au a vnější asi ve vzdálenosti 50 au od Slunce. Je „položen“; do roviny ekliptiky. Odhaduje se, že obsahuje až 6×108 těles o průměru větším než 1 km a 40 000 těles větších než 100 km. V dnešní době jich známe kolem 2 000. Průměry těles nepřesahují (až na ojedinělé výjimky) 100÷300 km. Celková hmotnost všech těles se odhaduje na 0,1 hmotnosti Země. Nejznámějším tělesem Kuiperova pásu je Pluto.. Observatoř Very Rubinové také pořídí nové snímky již dříve sledovaných oblastí, například z projektů COSMOSCOSMOS – Cosmic Evolution Survey, přehlídka oblohy probíhající od roku 2002, které se účastní vesmírné observatoře od infračerveného po rentgenový obor (Spitzer, Hubble, GALEX, XMM-Newton a Chandra) a mnoho pozemských optických dalekohledů. Podrobně je sledováno čtvercové rovníkové pole o hraně 2°. Bylo detekováno přes dva miliony galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. Jde o největší přehlídku tohoto druhu. nebo Chandra Deep Field South. Jak je patrné, Observatoř Very Rubinové má nemalé cíle a jistě výraznou měrou v následující dekádě přispěje k našemu poznání vesmíru. K přejmenování observatoře na Observatoř Very Rubinové došlo už 20. prosince 2019. Oficiální oznámení ale proběhlo až v lednu 2020 na zimním setkání Americké astronomické společnosti.

Budova Observatoře Very Rubinové

Observatoř Very C. Rubinové s trojicí odklopných střech nad servisní budovou,
v níž je dokonce hala pro napařování zrcadel. Zdroj: NSF/VRO.

Propagační video nové observatoře Very Rubinové. Zdroj: NSF/LSST/VRO.

Vera Rubinová

Vera Rubinová byla americkou astronomkou, která se narodila v Pensylvánii. Při měření rotačních křivek spirálních galaxií zjistila nesoulad mezi rychlostí oběhu hvězd a molekulárních mračen, který vedl k objevu temné hmoty. K podobnému závěru došel ve 30. letech 20. století Fritz Zwicky, ale na podstatně větší škále Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky. Při měření červeného posuvu galaxií objevila odchylky od Hubblova zákona, které vedly k objevu nadkup galaxií. Vera Rubin vystudovala astronomii postupně na třech univerzitách: Vassarově koleji, Cornellově univerzitě a Georgetownské univerzitě. Získala řadu ocenění, z nichž k nejvýznamnějším patří Bruceova medaile, zlatá medalie Královské astronomické společnosti a národní medaile za vědu. Byla v pořadí teprve druhou ženou-astronomkou zvolenou do Národní akademie věd.

V současné absurdní honbě za genderovou vyvážeností je udělování cen ženám a pojmenovávání nejrůznějších objektů po komkoli, kdo je ženského pohlaví, davovým šílenstvím, které připomíná explozi supernovy. Došlo to tak daleko, že některé grantové agentury mají jako hlavní kritérium kvality grantové přihlášky počet žen v řešitelském týmu a odbornost kolektivu je odsunuta až na vedlejší kolej. Být ženou je v dnešní době cennou devizou, z níž se dá dobře profitovat. Přesto se ve vědě najdou skutečné dámy, které jí zasvětily svůj život prostě proto, že je bavilo poznávat svět a byly ve svém snažení mimořádně úspěšné. Vera Rubinová do této kategorie bezesporu patří. Před několika měsíci média halasně oznamovala, že po ženě byla pojmenována první národní americká observatoř. Vše ostatní se z palcových titulků bohužel vytratilo. Vera Rubinová si rozhodně zaslouží, aby po ní byla nově budovaná observatoř pojmenována. Je to proto, že zásadním způsobem přispěla k poznání temné hmoty a jako první rozpoznala existenci nadkup galaxií. To jí zajistí nesmrtelnost v dějinách astronomie. Nikoli to, zda byla ženou či mužem. To je u poznávání vesmíru zcela druhotné.

IllustrisTNG – zatím nejrozsáhlejší simulace vesmírných stuktur

Vera Rubinová na Národní observatoři v Kitt Peaku nastavuje spektrograf u daleko­hledu o průměru 3,5 metru. Zdroj: NOAO/AURA/NSF.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage