D. Lin urcoval slozky pohybu nejblizsi sousedni galaxie - Velkeho Magellanova mracna vuci stredu nasi Galaxie na zaklade snimku, porizenych 4 m teleskopem CTIO v prubehu 14 let a zjistil, ze tato galaxie vykazuje radialni rychlost 54 km/s a prostorovou rychlost 236 km/s vuci stredu Mlecne drahy. Podle M. McCalla cini modul vzdalenosti Velkeho Magellanova mracna 18,52 mag, kdezto pro Male Magellanovo mracno odvodili T. Barnes aj. hodnotu 18,9 mag, tj. (61+6) kpc.
Obe Magellanova mracna jsou k nasi Galaxii gravitacne vazana a nachazeji se pobliz perigalaktika sve obezne drahy. Maji tyz moment hybnosti jako hvezdy I. populace v Galaxii. Halo Galaxie se vyznacuje kulove soumernym gravitacnim potencialem; ma hmotnost (6+2).1011 MO v kouli o polomeru 100 kpc. Vlivem slapovych sil se z Galaxie postupne odtrhavaji trpaslici galaxie. Podle M. Valtonena aj. se trpaslici galaxie Maffei 1 a IC 342 pohybuji prostorem velmi rychle a pred 4 miliardami let se nachazely pobliz spiralni galaxie M 31. Tato obri galaxie s hmotnosti o tretinu vetsi nez nase Galaxie se k nam priblizi na minimalni vzdalenost 250 kpc, takze nas takrikajic mine. Zmineni autori odhaduji hmotnost mistni soustavy galaxii na 3 biliony MO a stari vesmiru na (19+4) miliardy let.
T. Lauer aj. zobrazili stred galaxie M 31 pomoci HST a rozlisili tam dve nestejne jasna jaderka, uhlove vzdalena 0,49", tj. necele 2 pc. Ukazali, ze skutecnym centrem galaxie M 31 je prave ono mene jasne jaderko, ktere pravdepodobne obsahuje cernou diru o hmotnosti 1.107 MO. Prakticky ke shodnemu zaveru dospeli R. Bacon aj. kteri tutez oblast snimkovali dalekohledem CFHT s rozlisenim 0,35" a pro hmotnost predpokladane cerne diry obdrzeli hodnotu 7.107 MO.
Tehoz teleskopu vyuzili J. Kormendy a R. McClure ke snimkovani zname galaxie M 33 v Trojuhelniku s nevidanym rozlisenim 0,19". Navzdory tomu se jim nepodarilo rozlisit vlastni jadro galaxie, ktere ma tedy prumer mensi nez 0,4 pc. Hustota hmoty v jadre tak dosahuje hodnoty 5.105 MO/pc3, ale to lze vysvetlit bez pritomnosti supermasivni cerne diry nebo skryte hmoty v jadre. Autori uvadeji, ze jde o prvni pripad vysoce svitive galaxie (pomer M/L = 0,4), v jejimz jadre se nenachazi ani vyhasly (mrtvy) kvasar.
X. Chi a A. Wolfendale se zabyvali urcovanim velikosti chaotickeho magnetickeho pole blizkych galaxii na zaklade pozorovani zareni gama na druzici Compton. Potvrdili jiz drive znamou indukci magnetickeho pole Galaxie kolem 0,5 nT, a podobne pro Male Magellanovo mracno odvodili hodnotu 0,6 nT. Naproti tomu Velke Magellanovo mracno vykazuje indukci 1,8 nT a znama explozivni galaxie M 82 ve Velke Medvedici dokonce az 12 nT. Autori se domnivaji, ze k vysvetleni pritomnosti magnetickeho pole nestaci galakticke dynamo, ale ze k nemu prispivaji jednak vznikajici hvezdy, jednak ztraty magnetickeho pole neutronovych hvezd a take tzv. bipolarni vytoky plynu z prahvezd.
K. Schmidt a T. Boller sestavili katalog galaxii do vzdalenosti 10 Mpc, obsahujici 289 polozek. Z toho 51 galaxii patri do nasi mistni soustavy. Podobnych mistnich soustav nalezli jeste osm, takze napriklad zname galaxie M 81 a M 101 maji sve mistni soustavy. Nicmene tretina galaxii v souboru nepatri do zadne soustavy. W. Freedmanova aj. poridili za 14 mesicu celkem 22 snimku galaxie M 81 prostrednictvim sirokouhle kamery HST a nalezli na nich radu cefeid, coz umoznilo nove urcit vzdalenost galaxie na 3,4 Mpc.
W. Jaffe aj. studovali prostrednictvim HST aktivni eliptickou galaxii NGC 4261 v kupe galaxii v souhvezdi Panny. V centru galaxie objevili chladny prachovy disk o prumeru 100 pc, ktery dodava material do horkeho akrecniho disku v okoli centralni cerne diry. Pritom z stredu galaxie vybihaji dva protilehle radiove vytrysky, sledovatelne az do vzdalenosti 27 kpc. Jde o prvni pripad, kdy je v elipticke galaxii prokazan mezihvezdny prach a plyn. Take o Seyfertove galaxii NGC 6814 prohlasuji S. Campana a L. Stella, ze ma uprostred supermasivni cernou diru o hmotnosti radu 105 - 106 MO. Galaxie je totiz soucasne promennym zdrojem rentgenoveho zareni a druzice GINGA jednou zaznamenala pokles jeho intenzity na polovinu behem pouhych 50 s. To se da vysvetlit nestabilitou v akrecnim disku kolem cerne diry, pricemz zarivy vykon v rentgenovem oboru dosahuje hodnot 1036 W.
Pomoci HST byla tez studovana prvni objevena radiogalaxie Cygnus A = 3C 405 s rekordnim rozlisenim 0,1", tj. 100 pc pri cervenem posuvu z = 0,06. V zakazane ultrafialove care ionizovaneho kysliku se podarilo rozlisit severozapadni slozku jadra na dve casti, pricemz prosluly radiovy vytrysk smeruje presne mezi ne, takze centralni "motor" galaxie zustava skryt. Opticka podvojnost centralniho objektu je znama jiz od r. 1953, ale podle M. Vestergaarda a P. Barthela nejde o dvojite jadro - a tedy udajnou srazku dvou galaxii, jak se dlouho soudilo. Ve skutecnosti je treba klasifikovat tuto podivuhodnou galaxii jako radiove hlucny kvasar s vyznamnym zastoupeni prachu v prstenci o prumeru 800 pc, ktery zakryva jadro.
Naproti tomu v pripade galaxie NGC 7252, prezdivane tez podle vzhledu "Atomy pro mir", se potvrzuje jeji podvojnost. Jak prokazali B. Whitmore aj., galaxie obsahuje nejmene 40 mladych kulovych hvezdokup s prumernym polomerem kolem 10 pc a absolutni vizualni hvezdnou velikosti -13 mag , ktere vznikly v dusledku srazky dvou puvodnich galaxii v prubehu posledni miliardy let. Rovnez v radiove galaxii Perseus A = NGC 1275 nasli L. Spitzer aj. na 50 kulovych hvezdokup, ktere jsou vesmes mladsi nez 300 milionu let. To potvrzuje stale pravdepodobnejsi domnenku, ze splyvani galaxii vede obecne ke vzniku kulovych hvezdokup. Mimochodem, pro L. Spitzera jde o zivotni zadostiucineni, nebot objevovani kulovych hvezdokup v techto galaxiich umoznil teprve Hubbluv kosmicky teleskop - a s koncepci kosmickeho teleskopu prisel prave L. Spitzer jiz r. 1946!
Naprosto prizemni techniky - totiz studia prehlidkovych snimku ze Schmidtovy komory UKST na emulsi IIIaJ - vyuzili D. Sprayberry aj. k objevu v poradi teprve treti malo svitive obri galaxie 1226+0105. Nizka plosna jasnost techto obru znesnadnuje jejich detekci, ac jde o soustavy, obsahujici aktivni jadro a velke mnozstvi hmoty. Nynejsi prirustek do teto vzacne kategorie ma pri cervenem posuvu z = 0,08 delku 14 kpc a absolutni hvezdnou velikost v barve B -21,6 mag. Hmotnost mezihvezdneho neutralniho vodiku v teto galaxii dosahuje hodnoty 2.1010 MO.
R. Cutri aj. zkoumali vysoce nadsvitivou infracervenou galaxii IRAS F 15307+3252, ktera patri mezi tri zname objekty teto jedinecne podskupiny galaxii s vysokym pomerem infracervene a opticke jasnosti - v tomto pripade se vice nez 95% zareni vysila v infracervenem spektralnim pasmu, zatimco opticke spektrum pripomina Seyfertovy galaxie. Pri cervenem posuvu z = 0,93 dosahuje bolometricka svitivost galaxie 1013 LO. Pricinou techto extremnich vlastnosti je zrejme probihajici prekotna tvorba hvezd. Dukaz prekotne tvorby hvezd nasli S. Eales aj. take v radiogalaxii B2 0902+34 s cervenym posuvem z = 3,4, ktera vznikla jen 1,7 miliardy let po velkem tresku.
Nejvzdalenejsi (z=3,8) "klasickou" radiogalaxii 4C 41.17 v souhvezdi Rysa snimkovali J. Graham aj. pomoci 10 m Keckova teleskopu kamerou InSb v infracervenem oboru spektra. Za pouhych 1000 s expozice dosahli meze 24,5 mag v cervenem pasmu a objevili tak cervene pruvodce radiogalaxie ve vzdalenostech do 35 kpc od jadra soustavy. Domnivaji se, ze pruvodci vznikli asi pul miliardy let po vzniku radiogalaxie, v epose, odpovidaji cervenemu posuvu z = 8. Vzhled radiogalaxie v infracervenem, optickem i radiovem oboru navzajem souhlasi a prevladajici modra barva svedci rovnez o prekotne tvorbe hvezd.
A. Dressler aj. ucinili pri snimkovani kupy galaxii CL 0939+4713 pomoci HST prekvapujici objev 30 slabych modrych objektu, z nichz nejjasnejsi ma cerveny posuv z = 2,055. Autori soudi, ze jde o centralni kvasar, kolem nehoz se nalezaji sekundarni objekty, vesmes vzdalene asi 3,4 Gpc. Uvnitr objektu nalezli modre skvrny - patrne ohniska prekotne tvorby hvezd. Jde tedy pravdepodobne o nejvzdalenejsi dosud nalezene bezne galaxie. Ostatne i mezilehla kupa 09391+4713 s cervenym posuvem z = 0,4 je dosud nejvzdalenejsi kupou galaxii, kterou zname. Temito pozorovanimi se vlastne poprve presvedcive prokazalo, ze vesmir se vyviji v case.
Procesy prekotne tvorby hvezd v galaxiich lze nejlepe zkoumat tam, kde dochazi k interakcim mezi galaxiemi. Modelovym prikladem je dvojice galaxii NGC 4038/9 v souhvezdi Havrana, vzdalena od nas 25 Mpc, a nazvana podle neobvykleho vzhledu "Anteny". Je zcela jiste, ze podivuhodny tvar je vyvolan tesnym priblizenim obou soustav priblizne pred pul miliardou let. Podle A. Reada a T. Ponana od te doby galaxie obihaji kolem spolecneho teziste, ale pomerne brzy spolu splynou. Dusledkem silneho slapoveho pusobeni obou soustav na sebe vznika jak v jadrech galaxii tak v discich velke mnozstvi hvezd. Tvorba velmi hmotnych hvezd je podnicena vzajemnymi srazkami plynnych mracen, ktera padaji do centra galaxii. Tyto masivni hvezdy za nekolik milionu let vybuchuji jako supernovy, coz vede k razovym vlnam, probihajicim napric oblastmi mezihvezdneho plynu. Plyn se tim ohreje a unika z galaxii. Rentgenova mereni z druzice ROSAT poukazala na existenci jasnych rentgenovych skvrn, jez nemaji ani opticky ani radiovy protejsek.
Jiz pred ctyriceti lety usuzoval F. Zwicky, ze slapove chvosty plynu a jinych zbytku ze srazek galaxii mohou vest ke vzniku trpaslicich galaxii. Nyni jeho domnenku prokazali M. Brouilletova aj. na zaklade objevu velkeho intergalaktickeho molekuloveho oblaku vodiku pobliz galaxie M 81. Hmotnost oblaku cini snad az 10 milionu MO a podle autoru je jeho vznik spjat s pruchodem galaxie M 81 kolem M 82 pred 100 miliony lety. Lze ocekavat, ze z tohoto mracna zacnou jiz brzo vznikat hvezdy. Ostatne I. Mirabel aj. nasli protogalaxii, v niz jiz muzeme pozorovat prvni masivni hvezdy, v souladu s predpovedi.
N. Kennicutt upozornil na podnecujici pusobeni pricek v nekterych spiralnich galaxiich na tvorbu hvezd. Pricky maji totiz vliv na radialni proudeni plynu a zvysenou aktivitu jader galaxii v porovnani s normalnimi spiralnimi galaxiemi. Tak lze ziskat pomerne ucelenou predstavu o mechanismech tvorby hvezd v galaxiich, nebot se dnes daji porovnavat detailni rozbory vzhledu blizkych galaxii s primym sledovanim galaxii v kosmologickych vzdalenostech. J. Barnes a L. Hernquist odtud usuzuji, ze pri srazkach spiralnich galaxii vznika jejich splynutim obri elipticka galaxie, z niz byl vymeten plyn a prach, takze po kratke epizode prekotne tvorby hvezd jiz v eliptickych soustavach hvezdy nevznikaji.
K tomu pak lze priradit vysledky numerickych simulaci srazek galaxii, jez diky rychle se zdokonalujici vypocetni technice dovoluji realisticky studovat i velmi slozite situace, odehravajici se v kosmu v prubehu miliard let. Tak napriklad P. Marcum aj. ukazali simulaci, ze pri celni srazce spiralnich galaxii se vytvari polarni prstenec, jako v pripade galaxie, nazvane "Kolo od vozu". K Roettiger aj. se dokonce odvazili numericky simulovat srazku dvou kup galaxii v trojrozmernem hydrodynamickem modelu, kdy proti sobe vrhli oblak 16 000 castic a 2 000 castic, v puvodni vzdalenosti 6 Mpc. Ukazali, ze kupy galaxii se prostoupi v dynamickem case 5 miliard let, pricemz se rozsiri a zesili rentgenova emise kup za soucasneho vzniku cele soustavy razovych vln.
Podle N. Bahcallove a R. Cena se hmotnosti kup galaxii pohybuji v intervalu od 1012 do 1016 MO a C. Collins aj. zjistili ze studia 700 cervenych posuvu ve 112 kupach, ze korelacni delka jedne kupy cini 16 Mpc.
Zvlastni misto v klasifikaci galaxii nalezi Seyfertovym galaxiim, objevenym r. 1943 diky silnym optickym emisim v prakticky bodovych jasnych jadrech nekterych spiralnich galaxii. Podle D. Osterbrocka existuje geneticky vztah mezi Seyfertovymi galaxiemi, aktivnimi galaktickymi jadry (AGN), radiogalaxiemi a kvasary. Jde totiz o nejmocnejsi zdroje energie ve vesmiru, ktere oplyvaji zarivymi vykony az 1041 W. V teto posloupnosti predstavuji Seyfertovy galaxie vlastne nejmirnejsi producenty energie - jsou totiz radiove tiche.
Spolecnym rysem objektu jsou uzke vytrysky, smerujici od centra protilehlymi smery, coz dokazuje existenci valcove soumernosti hlavniho "motoru". Tim mohou byt deje v okoli supermasivni cerne diry, casto doprovazene prekotnou tvorbou hvezd. A. Zdziarski aj. nalezli souvislost mezi rentgenovym zarenim aktivnim jader galaxii a pozorovanym kosmickym rentgenovym pozadim v pasmu energii od 2 do 100 keV. Ukazali, ze rentgenove zareni aktivnich jader galaxii se muze rozptylovat na chladnejsich kosmickych objektech s takovou ucinnosti, ze tim lze fakticky vysvetlit intenzitu kosmickeho rentgenoveho pozadi. AGN dokonce vysilaji i intenzivni zareni gama, jak zjistila aparatura EGRET az pro energie 1 TeV. Naproti tomu D. Alexandreas aj. nenasli v letech 1986-1992 za pomoci aparatury CYGNUS ve smerech od 13 AGN zadne priznaky sprsek tvrdeho zareni gama s energiemi nad 50 TeV.
Aparature EGRET se podarilo prokazat zareni gama u nekolika kvasaru, vesmes v pasmu energii od 30 MeV do 4 GeV. W. Bednarek aj. nalezli zareni gama znameho superluminalniho kvasaru 3C-279 a tvrdi, ze tam zareni vznika pri nepruznych srazkach mirne relativistickych protonu s latkou tlusteho akrecniho disku kolem cerne diry. Zarivy vykon pritom dosahuje hodnoty 2,5.1040 W. Podle E. Robsona se tento kvasar v kvetnu 1993 zjasnil asi 1,5x v mikrovlnnem pasmu na vlne 1,1 mm. Koncem listopadu 1993 se pak zjasnil take opticky az na V = 14,9 mag, pricemz se mikrovlnna emise zvysila o 10%.
R. Hartman aj. zjistili vyrazne zareni gama u opticky silne promenneho kvasaru PKS 2251+158 = 3C 454.3 v pasmu energii nad 100 MeV. Tento kvasar se svym chovanim velmi podoba objektu 3C-279. Behem jedineho tydne se intenzita zareni gama menila v rozmezi 1:3,5. Jeste tvrdsi prubeh spektra gama zareni nasli D. Bertsch aj. u kvasaru PKS 0208-512, ktery dosahl v tomto pasmu maxima jasnosti ve druhe polovine r. 1991. Kratkodobe se jako zdroj velmi tvrdeho zareni gama v pasmu od 3O MeV do 1 TeV projevil podle P. Sreekumara aj. a S. Huntera aj. kvasar PKS 0528+134. Koncem brezna 1993 dosahl na nekolik dnu jasnosti srovnatelne se zdrojem v Krabi mlhovine, ackoliv je kosmologicky daleko ( cerveny posuv z =2,07). Intenzita jeho zareni vsak poklesla rychle na tretinu maxima a od te doby se jiz nijak neprojevil.
S velkym zajmem ocekavaji astronomove periodicke zjasneni kvasaru OJ 287, v jehoz nitru se predpoklada tesna dvojice supermasivnich cernych der, obihajicich kolem teziste v periode 11,6 let. Kvasar byl naposledy v optickem maximu r. 1984 a jeho nove zjasneni se ceka v breznu 1994. Mezitim jiz v prubehu roku 1993 byl pozorovan trojnasobny rust jeho jasnosti v blizke infracervene oblasti spektra v pasmu 2,2 um a dvojnasobny vzrust v mikrovlnnem pasmu na 0,8 mm. Koncem r. 1993 byl ostatne nejjasnejsi od r. 1984 take v optickem pasmu V = 15,1 mag.
Take prototyp vsech kvasaru 3C-273 se podle E. Robsona v kvetnu 1993 zjasnil v mikrovlnnem pasmu na dvojnasobek klidove hodnoty. Kvasar byl loni sledovan vysokodispersnim spektrografem GHRS HST v ultrafialovem oboru od 115 do 282 nm a dale kamerou FOC, ktera snimkovala opticky vytrysk s rozlisenim 0,15". Podle R. Conwaye a H. Rosera jde o jeden ze ctyr znamych vytrysku u extragalaktickych zdroju, a jediny u kvasaru. Je prirozene, ze astronomove jej proto studuji ve vsech dostupnych spektralnich oknech. Daleko nejvice energie vydava v pasmu radiovych vln, kdy na frekvenci 136 MHz cini jeho tok plnych 89 Jy. V optickem a infracervenem oboru je o 6-7 radu a v rentgenovem oboru dokonce o 9 radu slabsi. Udivujici je i jeho delka 40 kpc a fakt, ze zrejme jde o jednostranny vytrysk. M. Babadzanjanc a E. Belokon se zabyvali korelacemi mezi strukturou uzliku v radiovem vytrysku a optickou promennosti kvasaru. Z archivnich udaju za leta 1887 az 1991 odvodili, ze opticka jasnost kolisa v periode 13,4 roku a tutez periodu nalezli v rozlozeni radiove jasnych uzliku podel osy vytrysku.
Jestlize kvasar 3C-273 je s prevahou nejjasnejsi a tudiz asi i nejblizsi kvasar, na opacnem konci stupnice vzdalenosti se nachazi kvasar PC 1247+3406 s rekordnim cervenym posuvem z = 4,9. B. Soifer aj. vyuzili pri snimkovani jeho okoli prave dokoncene citlive infracervene kamery u nejvetsiho dalekohledu sveta - Keckova 10 m na Mauna Kea. V pasmu K dosahli 22 mag a objevili pritom kolem kvasaru radu velmi cervenych objektu, o nichz soudi, ze jde o velmi vzdalene galaxie. Kuriozne je treba mezi kvasary zaradit i dva objekty, ktere byly v lonskem roce nejprve ohlaseny jako exploze supernov 1993U a 1993 V. Zatimco "materska" galaxie ma cerveny posuv z = 0,11, prvni z kvasaru ma z = 0,59 a druhy dokonce z = 1,09.
A. Loeb soudi, ze predchudci kvasaru by meli mit cervene posuvy vetsi nez z = 10 a dali by se tedy najit v infracervene ci dokonce mikrovlnne casti spektra, napriklad podle cary [C II] na 158 um.
A. Smith shromazdil udaje o jasnostech 60 kvasaru v prubehu 21 let a zjistil, ze 75% z nich jevi dlouhodobe zmeny opticke jasnosti, ktere v souradnych systemech spjatych s kvasary davaji periody od 2 do 6 let. Konecne A. Hewitt a G. Burbidge publikovali v poradi jiz V. generalni katalog kvasaru s uzaverkou do konce r. 1992. ( Prvni katalog byl vydan v r. 1977 a predchozi ctvrty v r. 1989). V katalogu jsou shromazdeny zakladni udaje o polohach, jasnostech, cervenych posuvech atd. pro 7 315 objektu, z toho je 90 blazaru (nazvanych dle prototypu BL Lac, jenz byl mimochodem v druhem pololeti 1992 velmi aktivni a dosahl V = 15 mag).
Studium gravitacnich cocek, kdy vzdaleny kvasar je zobrazen a jeho obrazy pripadne zesileny blizsi mezilehlou gravitacni cockou - zpravidla obri galaxii nebo kupou galaxii - patri i nadale k nejproduktivnejsim oborum extragalakticke astronomie. Zajimavych vysledku je tolik, ze v prehledu se mohou ocitnout jen nektere hrozinky.
Rada studii byla venovana prvni objevene gravitacni cocce (z r. 1979) - dvojitemu kvasaru Q 0957+561 ve Velke Medvedici. Jeho cerveny posuv z = 1,41 je prirozene podstatne vetsi nez cerveny posuv mezilehle galaxie - gravitatoru z = 0,36. C. Jones aj. nasli nyni dalsi zobrazenou slozku kvasaru v rentgenovem oboru spektra poblize optickeho obrazu slozky B. Zrejme jde o zobrazeni oblaku horkeho plynu v okoli kvasaru, jenz je videt prave diky gravitacnimu zesileni obrazu. G. Bernstein aj. nalezli na snimcich v optickem pasmu ve vzdalenosti 20" od centra gravitatoru velky modry oblouk, ktery je patrne zobrazenim velmi vzdalenych galaxii v pozadi. A. Michalitsianos aj. vyuzili ke spektralni analyze obrazu kvasaru noveho systemu zpracovani spekter, jenz az trikrat zlepsuje pomer signalu k sumu, a diky tomu objevili excitovane emise O VII a S VI z daleke ultrafialove oblasti spektra jakoz i absorpcni caru Lyman-beta s cervenym posuvem z = 1, 391. G. Beskin a V. Oknjanskij urcovali prubeh zmen jasnosti v obrazech A a B a zjistili tak, ze variace jsou fazove posunuty o (530+15) dnu. Odtud pak urcili horni mez pro hodnotu Hubblovy konstanty 68 km s-1 Mpc-1.
R. Ellis zkoumal pomoci snimku z HST gravitacni cocku AC 114 s nejvetsi separaci obrazu 10". Cockou je par zrcadlove soumernych objektu ve vzdalenosti 1,2 Gpc, tedy nejspis velmi hmotna kupa galaxii. Cocka zobrazuje asi 2,5 krat vzdalenejsi modrou galaxii - tedy zjevne objekt s prekotnou tvorbou hvezd. Velka separace obrazu galaxie nasvedcuje tomu, ze v mezilehle kupe je asi 50krat vice skryte (baryonni) hmoty nez hmoty svitici, a ze tato skryta hmota je silne koncentrovana k tezisti kupy.
Naproti tomu cocka B 0218+35.7 se vyznacuje nejmensi znamou separaci obrazu pouze 0,335". Lze ji proto zkoumat pouze HST anebo radiointerferometry. I. Browne aj. tak nyni objevili mezilehlou spiralni galaxii - gravitator, ktery je radiove hlucny a jevi cerveny posuv z = 0,685. Zobrazovany objekt je blazar s pravdepodobnym cervenym posuvem z = 0,94 a ma vzhled Einsteinova prstynku o jasnosti 19,5 mag.
Jen o neco malo vetsi separaci slozek 0,48" vykazuje dle J. Hjorta a F. Jensena gravitacni cocka QSO 1208+1011 A,B s kvasarem o rekordnim cervenem posuvu z = 3,8. Slozka A je 4krat jasnejsi nez slozka B, coz dava nadeji na dobre zjisteni fazoveho posuvu variaci jasnosti a tim na urceni hodnoty Hubblovy konstanty. Podle J. Kristiana aj. se k temuz cili bude hodit i historicky druha nejdrive objevena gravitacni cocka PG 1115+080 s cervenym posuvem kvasaru z = 1,72. Autorum se totiz podarilo prostrednictvim kamery WFPC HST rozlisit 4 bodove zdroje a plosny cerveny objekt, ktery je zrejme hledanou mezilehlou galaxii. Prumer zobrazovaneho kvasaru je urcite mensi nez 100 pc.
H. Bonnet aj. nasli v uhlove vzdalenosti 45" od gravitacni cocky Q 2345+007 drobne svitici obloucky a jeden maly oblouk, cili gravitatorem jsou nejmene dve mezilehle galaxie se z = 0,28 a skryta hmota v jejich blizkosti. Sam kvasar s cervenym posuvem z = 2,15 je zobrazen jako dve slozky v uhlove vzdalenosti 7", jejichz jasnost za uplynulou dekadu vyznamne zeslabla. Evidentne jde o dosud nejvetsi gravitacni cocku, kde skryta hmota hraje rozhodujici roli. Primo se tak nabizi studovat obdobnym zpusobem rozlozeni skryte hmoty nezavisle na rozlozeni sviticich galaxii.
Specifickym projevem efektu gravitacni cocky jsou jiz zminene obloucky ci dokonce tzv. "prime oblouky", vyznacujici se pomerne vysokou jasnosti a velkymi uhlovymi rozmery. Vseobecne se soudi, ze jde o gravitacni zobrazeni vzdalenych galaxii prostrednictvim mezilehle hmotne kupy galaxii. Nejjasnejsim primym obloukem je velmi uzky utvar s cervenym posuvem z = 1,12 o uhlove delce 7" a jasnosti R = 19,5 mag. Mezilehla kupa CL 2236-04 je tvorena galaxiemi az o 2 mag slabsimi a ma podle J. Melnicka aj. cerveny posuv z = 0,56. Oblouk je patrne obrazem galaxie, v niz prave probiha prekotna tvorba hvezd. A. Kassiola a I. Kovnar nalezli spojity, homogenni a koncentricky svitici prsten o polomeru 4,1" kolem centralni elipticke galaxie G 373 v kupe A 2218 s cervenym posuvem z = 0,18. Cerveny posuv prstenu sice neni znam, ale autori usuzuji, ze jde o Einsteinuv prsten, jelikoz v okoli kupy se pozoruji obloucky a dalsi efekty gravitacni cocky.
Podle Melnicka aj. byly oblouky zjisteny v okoli 20 kup galaxii; v 10 pripadech jde o obri svitici oblouky. V rozmezi cervenych posuvu z od 0,2 do 0,4 se oblouky vyskytuji u 8% kup. Pravdepodobnost vyskytu oblouku se zvysuje u kup, ktere zari v rentgenovem oboru spektra, coz patrne souvisi s tim, ze takto aktivni kupy maji vyssi gravitacni potencial. Je-li radiove spektrum kupy strme, rovnez to zvysuje nadeji na nalezeni sviticich oblouku, coz je dobre voditko pro budouci prehlidky. Dosud nejvzdalenejsi kupa, u niz byly oblouky pozorovany, jevi cerveny posuv z = 0,58.
V r. 1986 prisel B. Paczynski s napadem hledat efekty gravitacnich mikrococek, tedy zejmena zjasneni obrazu vzdalene hvezdy, ktera se s presnosti na obloukove mikrovteriny dostala na primku, spojujici mezilehly gravitator s pozorovatelem. Umyslem Paczynskeho tak bylo objevovat pripadne kandidaty baryonni slozky skryte hmoty, kteri by zde poslouzili v roli gravitatoru. Vlivem vzajemneho vlastniho pohybu zobrazovane hvezdy a gravitatoru by totiz cele zjasneni trvalo jen omezenou dobu, bylo casove soumerne a achromaticke, a to vse by melo usnadnit detekci. Paczynski tez odhadl cetnost objektu skryte hmoty v halu Galaxie a odtud odvodil, ze ke gravitacnimu zjasneni hvezdy v blizke sousedni galaxii( tj. prakticky v Magellanovych mracnech) by melo dojit jednou za milion let. Odtud pak vyplynul ideovy nacrt vhodne metody: bylo by zapotrebi sledovat mnohokrat do roka jasnosti nejmene jednoho milionu hvezd, abychom docilili prijatelne cetnosti jednoho ukazu rocne.
To se zdalo v dobe publikace Paczynskeho prace naprostou utopii, ale pokrok pozorovaci techniky dokazal zmenit tuto fikci v realitu za pouhych sedm let. Zdrojem uspechu se stala dostupnost velkorozmerovych polovodicovych matic CCD s miliony pixelu, jez umoznuje jednak prehlidkove snimkovani velkeho mnozstvi hvezd najednou, a jednak rychle digitalni zpracovani velkeho objemu dat o jasnostech objektu. Loni v rijnu zverejnily soucasne tri vyzkumne skupiny prvni vysledky svych prehlidek.
C. Alcock aj. (projekt MACHO) pouzili 1,3 m reflektoru na Mt. Stromlo v Australii k soustavnemu sledovani obou Magellanovych mracen i centra Galaxie mozaikou 4 matic CCD, pricemz kazda obsahuje 2048x2048 pixelu. Po dobu jednoho roku sledovali opakovane 1,8 milionu hvezd ve Velkem Magellanove mracnu a pritom objevili jeden pripad zjasneni hvezdy 19 mag o vice nez 2 mag v intervalu 34 dnu. Svetelna krivka byla vskutku casove soumerna a achromaticka, jak teorie pozaduje. Pokud se mezilehly (neviditelny) gravitator naleza v halu nasi Galaxie, je jeho hmotnost priblizne 0,1 MO.
W. Aubourg aj. (projekt EROS) vyuzivaji jednak Schmidtovy komory ESO v La Silla ke klasickemu snimkovani Velkeho Magellanova mracna v zornem poli 5x5O a jednak 0,4 m reflektoru s mozaikou 16 matic CCD o rozmerech 579x400 pixelu (zorne pole 1Ox0,4O). Dvoubarevne fotografie ze Schmidtovy komory jsou ihned digitalizovany do mezne hvezdne velikosti 20 mag v pasmech R a B. V prubehu tri let pri zkoumani 3 milionu hvezd ve Velkem Magellanove mracnu nasli dve zjasneni. Prvni pripad pochazi z prosince 1990; amplituda zjasneni dosahla 1, 1 mag v intervalu 30 dnu. Druhy pripad nastal v unoru 1992, kdy se jina hvezda zjasnila az o 1 mag v intervalu 27 dnu. Krome toho se jim podarilo potvrdit zjasneni objektu z prehlidky MACHO v cervene barve.
Konecne A. Udalski aj. zverejnili prvni vysledky projektu OGLE, jenz probiha v polsko-americke spolupraci na observatori Las Campanas v Chile za pomoci 1m reflektoru s matici CCD. Zmineni autori zacali v dubnu 1992 sledovat oblast galakticke vyduti a monitoruji tam 1,1 milionu hvezd. Zatim objevili jedno zjasneni s maximem v polovine cervna 1993 o 0, 9 mag v intervalu 24 dnu. Slo o hvezdu 117 281 v tzv. Baadeho okne c. 7 (BW 7), ktera je normalne V = 20,3 mag. Gravitatorem byla v tomto pripade nejspise trpaslici hvezda rovnez v galakticke vyduti s hmotnosti 0,3 MO.
Jelikoz trvani zjasneni je umerne odmocnine z hmotnosti gravitatoru, neni divu, ze nejsnaze se objevuji gravitatory s nizkou hvezdnou hmotnosti. Pro hvezdne cerne diry by totiz zjasneni probehl az behem rady mesicu, kdezto pro planety o hmotnosti Jupiteru jen nekolik desitek minut.
Jistou rezervu vsak nachazi A. Boquet ve zlepseni
algoritmu pro automaticke vyhledavani zmen jasnosti. Dosavadni
postup vychazi z metod, ktere vyvinuli casticovi fyzikove pri
studiu srazek castic v urychlovacich. Tam je totiz potrebi
vybrat zajimavou srazku priblizne mezi miliardou "nezajimavych".
V astronomickem kontextu se voli jeden snimek oblasti
jako referencni a s nim se pak automaticky porovnavaji vsechny
dalsi snimky. Tim se neumyslne opomenou pripady, kdy hvezda pod
prahem citlivosti prehlidky se vlivem gravitacni mikrococky
zjasni nad uroven prahu. Algoritmus, ktery by s takovymi pripady
pocital, by mel prinest asi petkrat vice ukazu
za stejnou dobu. V kazdem pripade je vsak uz nyni zrejme, ze
astronomove vyvinuli novou skvelou metodu pro masove studium
zmen jasnosti hvezd. a to prinese behem doby nove cenne
objevy.