Teleskopy – vylepšené, zvědavé oči astronomie

Jak se vyvíjela technická stránka teleskopů? A jak velké jsou dnes ty největší z nich? Lidská dovednost se nezastaví před žádnou překážkou. O dnešních i dřívějších teleskopech ... 

Na nočním nebi obou polokoulí můžeme sledovat neozbrojeným okem kolem 6000 hvězd. Je to málo, nebo hodně?

V dnešní době není pozorování hvězd zrovna snadnou záležitostí. Na vině jsou rušivé, téměř všudy přítomné zdroje světla. Optimální podmínky nacházíme jen daleko od velkých měst nebo silně obydlených oblastí. Nejslabší hvězdy, které se dají dobře pozorovat pouhým okem, mají zhruba 6. hvězdnou velikost.

Hvězdná velikost (jinak nazývaná zdánlivá magnituda, která se označuje symbolem mag nebo m) udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze. Její hodnota představuje zdánlivou, tedy subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou, jasnost hvězdy. Hvězdy na obloze dělíme historicky od nejjasnějších, které jsou označeny 1. mag, po nejslabší s 6. magnitudou.  
Rozdíl jasnosti o 1 magnitudu odpovídá poměru 2,512:1.  Hvězdy lišící se o 5 magnitud mají vzájemný poměr jasností 1:100.  Vyšší magnituda znamená nižší jasnost hvězdy.

Nejvzdálenější pozorované hvězdy se nacházejí zhruba ve vzdálenosti 7000 světelných let. Pro pozorování vzdálenějších hvězd musíme své oko ozbrojit optickým pomocníkem - teleskopem. Tyto přístroje slouží ke zvětšení blízkých objektů, mají ale hlavně zásluhu na tom, že pozorujeme větší množství objektů vzdálených.

Informace o vzdálených objektech získáváme díky světlu, které k nám vysílají. Fotony, které vznikly v dalekých hvězdách a musely překonat obrovské vesmírné vzdálenosti, dopadají do našeho oka nebo teleskopu a vytváří v nich odpovídající světelnou stopu. Díky tomu, že jsou umělé „oči“ teleskopů větší než lidské oko, mohou sbírat více světla (fotonů) a tím i více informací. Odhalí tak i slabší objekty, které jsou pro neozbrojené lidské oko nerozlišitelné.

Schema: teleskop zachycuje daleko více informací, než pouhé lidské oko.

Refraktor – optický dalekohled

První teleskop vyrobil Galileo Galilei na začátku 17. století. Jeho vlastnoručně broušená čočka měla průměr jen několik centimetrů, přesto způsobil malou revoluci a zprostředkoval úplně nový pohled na vesmír.

Obrázek: By LehrerCN (Own work) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)], via Wikimedia Commons, zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/66/Galilei_telescope.svg, https://commons.wikimedia.org/wiki/File%3AGalilei_telescope.svg

Optické dalekohledy dostávaly postupem času větší a dokonalejší čočky, výroba ale záhy narazila na technické problémy.
Světelný signál, které čočka sbírá, totiž průchodem přes ni zároveň slábne. Čím větší čočku se pokusíme  vyrobit, tím silnější musí být, aby byla dostatečně stabilní. Tím více následně oslabuje světlo, které přes ni prochází. U čoček větších než 1 metr už nepozorujeme další zlepšení viditelnosti vzdálených hvězd. Začnou u nich převažovat negativní následky silné vrstvy skla. Další zvětšování teleskopů muselo jít jinou cestou – využilo techniku, která je sice známa už od 17. století, ve velkém se pak začala používat až v 19. století.

Reflektor – zrcadlový teleskop

Světelný paprsek v něm nemusí procházet skleněnou čočkou. Namísto toho je odražen od tzv. „zrcadla“, uvnitř tubusu. Díky tomu, že se dá zrcadlo ze zadní strany podepřít, je stabilnější. Zrcadla těchto teleskopů běžně dosahují několika metrů. U těch největších z nich se ale opět vynořily technické problémy. I jejich zrcadla se bortí pod vlastní vahou, i když se to projevuje při daleko větších rozměrech, než u optické čočky.Děje se to zhruba od pěti metrů průměru zrcadla.

Schema: Dva příklady zrcadlových teleskopů. Schematické znázornění sběru světelných paprsků pomocí zrcadel. Kromě těchto dvou typů existují i typy smíšené.

Segmentované teleskopy

Jakým způsobem vylepšit teleskop,  který narazil na hranici možností použité techniky? Řešením se se stala tzv. „segmentace“.  Její princip spočívá v tom, že není nutné, vyrábět zrcadlo z jednoho kusu materiálu. Jak se ukázalo, stejně dobře poslouží několik menších, vzájemně propojených zrcadel. Teoreticky bychom tak mohli vytvořit neomezeně velkou sběrnou plochu teleskopu, kdyby ...
... se při velikostech kolem deseti metrů nepřihlásila pro změnu ke slovu další překážka, která je tentokrát téměř nepřekonatelná. Není technického rázu, je čistě fyzikální. Světlo vzdálených pozorovaných hvězd totiž nemusí projít jen sběrnou soustavou teleskopu (čočkou nebo soustavou zrcadel), musí především projít pozemskou atmosférou. Pohyb vzduchových vrstev v ní ale způsobuje mihotání a rozostření signálu. Vzdálený signál, který by mohla zachytit větší a větší zrcadla, bude neodvolatelně degradovat. Ani větší počet zrcadel proto už nepřinese lepší výsledek.

Adaptivní optika

Jak si poradit s negativním vlivem naší atmosféry? Její vlastnosti se nedají ovlivnit, dají se ale obejít. Jednou z možností je přenos celého teleskopu na oběžnou dráhu kolem Země. I když je tato varianta technicky uskutečnitelná, má citlivé nedostatky. Doprava teleskopu na oběžnou dráhu není zrovna levná záležitost. A jeho opravy a obsluha, jak ukázal například Hubbleův telekop, jsou pak technicky velice náročné.

Skutečným převratem se stalo uplatnění z tzv. „adaptivní optiky“. Do věci se vkládá počítačová technika. Bere si na pomoc laserový paprsek, kterým „proměří“ aktuální stav atmosféry. Počítač pak předává signál na pohyblivou vrstvu zrcadla, která se podle potřeby deformuje a chvění atmosféry „dorovná“. Mikroskopické pohyby zrcadlové vrstvy, které často trvají jen tisícinu vteřiny, tak umožnily další technickou revoluci – rozměry dnešních teleskopů už opravdu nemají žádné hranice.
Jeden takový superteleskop právě vzniká v rámci ESO (evropská jižní observatoř) projektu „EELT“ na náhorní planině Paranal v Chile.  Extremly Large Telescope (EELT) bude mít v průměru 39 metrů a po svém dokončení se pravděpodobně postará o podobnou revoluci, jakou vyvolal před několika staletími první galileův optický teleskop. Bude se mimo jiné podílet na hledání malých kamenných exoplanet, které mají podobnou strukturu jako Země, i na průzkum nejstarších a nejvzdálenějších galaxií, které vznikly brzy po Velkém Třesku.

 Obrázek: EELT (European Extremely Large Telescope), který vyrůstá v Chile. Jeho zrcadlo je složeno ze 798 menších zrcadel. Využívá adaptivní optiku. Do provozu bude uveden plánovaně v roce 2024.
Zdroj: http://www.eso.org/public/germany/images/elt_8_cc/

 Obrázek: Systém zrcadel EELT, celkový průměr bude 39 metrů.
Zdroj: http://www.eso.org/public/germany/images/eelt-5345/

  Obrázek: Porovnání velikostí nejdůležitějších teleskopů. EELT je vpravo-uprostřed.
Autor: Cmglee (Own work    iThe source code of this SVG is valid.) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0) or GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html)], via Wikimedia
Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/Comparison_optical_telescope_primary_mirrors.svg

Za posledních 400 let udělala věda a technika obrovský pokrok. Rozměry dnešních teleskopů, a tím i hranice našich možností, už nejsou ovlivněny nedokonalostí naší techniky.
O jejich rozměrech ode dneška rozhodují  už jen finance – a politika.
Doufejme, že se tato poslední překážka, která se staví do cesty pohledu do vesmíru,
neukáže být nepřekonatelnou.

Měření vesmírných vzdáleností – rudý posuv

Jak měří vědci obrovské vesmírné vzdálenosti? Stačí k tomu trocha světla, několik šikovných triků a matematika. "Rudý posuv" a jeho využití v kosmologii. 

Všechny znalosti, které máme o vesmíru, jsou založeny na informacích ze zachyceného záření. Ať už je jím viditelné světlo nebo infračervená a rentgenová složka spektra, jedná se o vždy o stejný princip: fotony, které zachycují pozemské teleskopy, v sobě nesou informaci o stavu zdroje, ve kterém vznikly.
I navzdory velkým vzdálenostem tak můžeme odhadnout, jaké chemické složení měla například hvězda, jejíž světlo vidíme. Díky rafinovaným postupům, můžeme také zjistit jak daleko se zdroj (hvězda nebo galaxie) nachází nebo jakou rychlostí se pohybuje.

Absorpční spektra

 Světlo, přicházející od vzdálené hvězdy nebo galaxie, se dá rozložit (například skleněným hranolem) do jednotlivých vlnových délek. Vznikne tak tzv. "spektrum" - barevný pás, který ukazuje všechny vlnové délky, které signál obsahoval.
V různobarevném spektru pak pozorujeme proluky – temné čáry (viz obrázek nahoře). Dostaly název „absorpční“ čáry. Odpovídají chemickému složení hvězdy, která kdysi světlo vyprodukovala. Každý chemický prvek hvězdy totiž reaguje svým osobitým způsobem a pohlcuje (absorbuje) specifickou vlnovou délku světla. To, že ve spektru chybí, se projeví temnou prolukou.
Rudý posuv

Z pozorovaného spektra pak můžeme odvodit, jak silně jsou tyto absorpční čáry vzdáleného zdroje světla posunuty oproti normálnímu spektru, získanému v laboratoři (viz obrázek nahoře vpravo).
Hodnota posunu čar se dá lehce vypočítat odečtením obou absorbovaných vlnových délek (tmavých čar). Aby byl výsledek univerzální a nebyl závislý na konkrétní vlnové délce měřeného záření, zbývá už jen vydělit (zrelativizovat) ho jednou z použitých hodnot:
Z = (vlnová délka(pozorovaná) – vlnová délka(skutečná) ) / vlnová délka(skutečná)
Výsledkem je takzvaný rudý posuv – absolutní číslo, která udává, nakolik jsou posunuty tmavé absorpční čáry k jednomu nebo druhému konci spektra.

A na vině je ... ?

Efektů, které vedou k posunu absorpčních čar ve spektrech, existuje hned několik. Rozlišujeme naštěstí jen tři hlavní, zato ale řadu vedlejších, zřídkavých jevů.
Kosmologická část rudého posuvu je způsobena rozpínáním vesmíru. Je to jeho nejčastější a nejdůležitější komponenta. V každém bodě časoprostoru vzniká neustále další a další prostor, takže se zdá, že se jednotlivé konkrétní hmotné objekty od sebe navzájem neustále vzdalují. Díky tomuto rozpínání se také zdánlivě prodlužuje vlnová délka jednotlivých fotonů, které pocházejí ze vzdáleného zdroje.
Jinou část rudého posuvu způsobuje tzv. Dopplerův jev. Vlnovou délku přitom způsobuje vlastní pohyb tělesa oproti pozorovateli. Při pohybu směrem k pozorovateli se vlnová délka snižuje a spektrální čáry se proto posouvají do modré části spektra. Při pohybu směrem od pozorovatele je to naopak.
Další částí rudého posuvu je gravitační posuv. Ten je způsoben silným gravitačním polem, ve kterém se nachází pozorovaný zdroj světla. Aby se fotony mohly z gravitačního pole osvobodit, musí vykonat určitou práci, při které ztrácí část své energie. To se projeví prodloužením vlnové délky fotonů. Tento jev se stává relevantní například u zdrojů, které leží nedaleko černé díry, která působí extrémně silnou gravitací.
Z = Z(kosmologická) + Z(gravitační) + Z(doppler)
Situace je naštěstí ve většině případů relativně jednoduchá – pro vzdálené objekty je většinou relevantní jen kosmologická (tedy na rozpínání vesmíru založená) složka rudého posuvu.

Praktické použití rudého posuvu v kosmologii

Tento (ve srovnání s jinými pozorovanými jevy) relativně jednoduchý jev nachází v kosmologii překvapivě mnohostranné využití. Dá se jím vyjádřit velikost vesmíru, vzdálenost a stáří objektu a dokonce se jeho pomocí podařilo vymodelovat strukturu vesmíru.

Aktuální velikost vesmíru

Pokud bereme v úvahu jen kosmologickou část rudého posuvu, dá se „Z“ použít  k rychlému ocenění velikosti vesmíru v době, kdy vznikl analyzovaný světelný signál. Probíhá pomocí faktoru „Z+1“.
Dejme tomu, že pozorujeme objekt s rudým posuvem Z=1. Velikost vesmíru v době, kdy k nám objekt vyslal svoje světlo, byla 1/(z+1) – poloviční než je dnes. Podobně při Z=2 byl vesmír třikrát menší a při Z=3 byl jen čtvrtinový ve srovnání s jeho dnešní velikostí.

Vzdálenost a stáří objektu

Čím vyšší je hodnota „Z“, tím větší je posun spektrálních čar ve spektru a tím větší je také vzdálenost mezi zdrojem a Zemí a stáří zdroje. Konkrétní vzdálenost a „věk“ potom vědci vypočítávají pomocí kosmologických modelů a systémů různých rovnic. Tyto modely se v minulosti měnily podle toho, jakou úroveň znalostí kosmologie dosáhla. Na základě pozorování reliktního záření odvodili vědci řadu kosmologických parametrů, které podobné výpočty dovolují. Dnešní aktuální znalosti tvoří tzv. „standartní kosmologický model“.
Hodnoty rudého posuvu se mohou teoreticky pohybovat mezi 0 (čas – nyní) a 1100 (doba tzv. „rekombinace“, fáze v raném vesmíru, kdy registrujeme první volné záření vesmíru, která odpovídá stáří 380 000 let).
Z=0 odpovídá dnešnímu vesmíru a přímému vesmírnému okolí
Z=1 představuje hranici mezi blízkými a vzdálenými objekty
Z=2 až 3 odpovídá vesmíru s nejvyšší koncentrací kvazarů
Z=5 je doba, ve které pozorujeme reionizaci helia díky vysoce energetickému záření
Z=6 je doba, ve které pozorujeme reionizaci vodíku díky prvním vysoce hmotným hvězdám
Z=10 zatím nejstarší pozorovaný objekt – jeho světlo pochází z doby, kdy byl vesmír starý 480 000 let
Z=15 až 30 odpovídá prvním hvězdám, které ukončily éru temna a vyslaly do vesmíru první stelární záření

Struktura vesmíru

Ze známé pozice a vzdálenosti (Z-koeficientu) jednotlivých objektů, se dá vytvořit kartografická mapa vesmíru.
Struktura, kterou vědci pozorují ve vesmíru, vznikla nejspíš v prvních fázích vesmíru krátce po jeho vzniku. Podílela se na ní nejprve tzv. „temná hmota“ (ta část hmoty, která nereaguje na elektromagnetické záření. Založila první centra se zvýšenou hustotou. Později, když teplota vesmíru klesla pod 3000 stupňů, se k ní přidala naše běžná (baryonická) hmota. Vytvořily se z ní hvězdy, galaxie a kupy galaxií, složené do protáhlých útvarů a konečně pláství, které tvoří dnešní vesmírnou strukturu, která se poněkud podobá pavučině.
Koeficient rudého posuvu dokazuje, že někdy i ty nejjednodušší věci - mohou být geniální.

Vesmírné vzdálenosti – kouzlo chaosu

Určit vzdálenost objektu v systému, který se neustále rozpíná a vteřinu za vteřinou se mění, není vůbec lehké. Hvězdy na obloze, jsou v danou chvíli dokonce nejspíš jinde, než je vidíme. Na vině jsou fyzikální zákony.

Vzdálenost ve vesmíru totiž záleží nejen na poloze pozorovaného objektu, jak je tomu při běžných měřeních na Zemi. U vesmírných objektů záleží také na čase.

Schema - zdánlivá a skutečná pozice hvězd

Díky rychlosti světla, která je konečná a neměnná, nevidíme objekty na tom místě, kde se právě nacházejí, ale na místě, kde se nacházely v době, kdy k nám vyslaly svoje světlo. Právě světlo je totiž substancí, která nám zprostředkovává všechny informace o vzdáleném objektu. Náš pohled do vzdáleného vesmíru je zároveň pohledem do minulosti a nevypovídá nic o tom, co se na daném místě děje dnes.

Astronomie rozeznává tři základní druhy vzdáleností.

Skutečná vzdálenost

Skutečný stav vzdáleného objektu nikdy nevidíme. Vždycky jde jen o zpožděný obraz. Vzdálenost, ve které se pozorovaný objekt skutečně nachází, je reálná pozice, ve které se objekt nachází dnes, tedy dávno poté, co k nám vyslal svoje světlo. Tato pozice je závislá na geometrii vesmíru a na rychlosti jeho rozpínání.
Celý vesmír se rozpíná a v každém jeho bodě neustále vzniká nový prostor. Skutečná vzdálenost objektů je větší, než vzdálenost, kterou bychom mohli očekávat na základě jejich obrazu na nebi.  V praxi to znamená, že objekt, který registrujeme jako 13,7 miliardy let starý (zde Velký třesk), je od nás momentálně reálně vzdálen ne 13,7 miliardy světelných let (tedy vzdálenosti, kterou muselo překonat jeho světlo), ale 46 miliard světelných let.

Zdánlivá (světelná) vzdálenost

Je ta vzdálenost, kterou urazilo světlo, vyslané daným objektem, na cestě k pozemskému teleskopu. Jelikož byl vesmír dříve (v době vzniku světelného signálu) menší, je tato vzdálenost také menší než skutečná vzdálenost objektu. Světelná vzdálenost odpovídá stáří signálu.
Úhlová vzdálenost
Díky perspektivě se vzdálené objekty zdají být menšími než blízké, i když mají stejnou velikost. Tento jev se dá použít k měření vzdáleností známých objektů. Dá se tak například odvodit vzdálenost galaxie, pozorované teleskopem.

Schema: Galaxie, která se od nás vzdaluje (vlastní rychlost galaxie znázorňuje červená šipka) zabírala dříve na nebi větší prostor, proto se nám její dřívější obraz jeví větší, než by byl ve skutečnosti dnes, kdybychom mohli pozorovat skutečnou velikost galaxie.

Úhlová vzdálenost je jiná, než výše uvedená zdánlivá (světelná) vzdálenost. Důvodem je zvětšující se vesmír. Světlo vzdáleného objektu se k nám vydalo v minulosti, kdy byl vesmír menší. Tím pádem je obraz objektu relativně větší, než by tomu bylo dnes, protože objekt sám tehdy zabíral relativně větší část vesmíru (a tím pádem větší úhel na obloze), než by tomu při stejné velikosti bylo dnes. Relativně větší objekt se zdá být díky perspektivě blíže, proto je naměřená úhlová vzdálenost ještě menší, než zdánlivá vzdálenost.

 Schéma: Přibližné porovnání rozdílů ve vzdálenostech, měřených různými způsoby. Z obrázku je vidět, jak moc se mohou naměřené vzdálenosti vzájemně lišit.
Jak tedy nejlépe vyjádřit údaje o vzdálenosti vesmírných objektů? Různě měřené vzdálenosti se od sebe poměrně hodně liší, chaos se zdá být dokonalý.
Záchranou se pro astronomii stal koeficient, kterému říkáme tzv. „rudý posuv“. I když jeho název zní komplikovaně, jedná se ve skutečnosti o příjemně jednoduchý jev.

Rudý posuv

Je založen na porovnání vlnových délek zachyceného světla objektu a obchází tím problémy s jeho relativními vlastnostmi, jako jsou jasnost nebo zdánlivá velikost. Rudý posuv se vypočítává z posunu specifických, absorpčních čar ve spektru zachyceného záření,  vyslaného vzdálenou galaxií.
Je to nejjednodušší, nejspolehlivější, nejobjektivnější a proto nejdůležitější metoda, jakou astronomové určují vzdálenosti vesmírných objektů.  
Tomuto důležitému jevu chci věnovat celý blog, více tedy příště - "rudý posuv".

Osud vesmíru

Jak se bude náš vesmír vyvíjet v blízké a vzdálené budoucnosti? Jakým směrem se bude ubírat osud galaxií? Vesmír bude umírat pomalu a … potmě.

Galaxie jsou vesmírné ostrovy hmoty, ve kterých z mezihvězdného plynu neustále vznikají a zanikají hvězdy a planety. Jsou usazeny uprostřed shluků tzv. „temné hmoty“, která je k sobě kdysi přitahla a pomáhá je svou gravitací udržet pohromadě.

 Složení původního mezihvězdného plynu

Původní vesmírný mezihvězdný plyn se skládá převážně z vodíku a helia. Tyto dva nejlehčí chemické prvky vznikly v prvních fázích existence našeho vesmíru. Zhušťováním tohoto plynu se pak tvořily první generace hvězd. Spalovaly vodík na helium a později ve svých jádrech vytvářely i těžší chemické prvky.
Hvězdy různých kategorií a velikostí prožívaly své kariéry, které skončily stádiem bílého nebo hnědého trpaslíka, neutronové hvězdy, nebo (v extrémním případě) jako stelární černé díry. Před koncem svého života tyto hvězdy zpravidla stačily obohatit mezihvězdný prostor o část své původní hmoty i o prvky, které vznikly v průběhu jejich života v jejich nitrech.
Díky tomuto procesu ve vesmíru neustále ubývá vodík a helium a přibývají těžší chemické prvky.
Velké a hodně masivní hvězdy spalují vodík a helium daleko rychleji a efektivněji než menší exempláře, žijí tedy kratší dobu. Naopak lehčí hvězdy, například s 1/10 hmoty Slunce čeká až 100x delší kariéra, než jakou zažije naše Slunce.

Budoucnost vesmíru 

Budoucnos vesmíru bude podílet především temná energie – tajemná síla, o které zatím nemáme téměř žádné informace. Jediné, co o ní víme - je to síla, která urychluje jeho rozpínání.
Zatímco sousední galaxie letí vesmírem směrem k nám, vzdálené objekty, které pozorujeme pozemskými teleskopy, se pohybují výhradně směrem od nás. První jev (přibližování objektů) způsobuje gravitace, která působí na blízké galaxie a v budoucnu je promísí s tou naší. Druhý jev (vzdalování objektů) je o to intenzivnější, oč vzdálenější je pozorovaná galaxie. Ta se ve skutečnosti nepohybuje z místa na místo, jak by se mohlo zdát, na vině jejího vzdalování je  prostor, který se rozpíná a neustále zvětšuje. Podobně by se od sebe vzdalovaly hypotetické židle v hypotetické místnosti, kdyby mezi nimi vznikaly na podlaze stále nové a nové dlaždice, které by místnost zvětšovaly.

Vesmír  se vyprázdní

Zásluhou tohoto jevu (rozpínání vesmíru) se dostává více a více galaxií vně kosmologického horizontu pozorovatelnosti – pomyslné hranice, která nás dělí od té části vesmíru, která se od nás vzdaluje tak rychle, že ani rychlost světla s tímto vzdalováním neudrží krok. Za tímto horizontem pro nás zmizí po uplynutí 2 bilionů let také téměř všechny galaxie, které dnes pozorujeme. Pokud v té době bude existovat inteligentní život, bude se mu zdát, že celý vesmír se skládá jen z objektů, které dnes pozorujeme jako místní kupu galaxií.
Konec éry hmoty
Stadium, ve kterém se dnes vesmír  nachází, nazýváme "éra hmoty". Podívejme se do daleké budoucnosti, do doby, ve které bude všechno trochu jinak.
Od velkého třesku uplynulo 1000 bilionů let. Téměř všechna hmota vesmíru mezitím prošla v galaxiích různými stadii vývoje hvězd. Na jeho konci se v galaxiích nachází několik typů objektů, které byly dříve zářícími hvězdami.

Nejmenší a nejlehčí hvězdy, tzv. „hnědí trpaslíci“ nikdy neměly dostatek hmoty na to, aby zažehly termonukleární reakci. V jejich jádře sice může dočasně probíhat syntéza helia z deuteria (těžkého vodíku), ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku. Hnědí trpaslíci mění své složení jen velmi pozvolna, mají tedy dlouhou životnost, která jim umožňuje přetrvávat ve stejném stavu i ve velmi vzdálené budoucnosti.

Kromě nich se v galaxiích nacházejí tzv. „černí trpaslíci“ – objekty, které vznikly vychladnutím tzv. bílých trpaslíků, zbytků explozí středně velkých hvězd (například Slunce).

Další komponentou budoucích galaxií jsou vychladlé neutronové hvězdy, zbytky vývoje hmotných hvězd. Výčet doplňují černé díry, výsledky vývoje extremně hmotných hvězdných objektů. Kromě pozůstatků minulých hvězd se tu nacházejí samozřejmě i jejich bývalé planety, pokud se jim podařilo přežít závěrečné gigantické exploze, kterým jejich centrální hvězda prošla na konci svého vývoje.
Většina hmoty se v této fázi vývoje vesmíru nachází ve formě degenerovaného plynu – v černých trpasličích hvězdách a v neutronových hvězdách – odtud název „éra degenerované hmoty“.

Degenerovaná hmota má tak vysokou hustotu, že se její fyzikální vlastnosti se v důsledku kvantových efektů podstatně odlišují od vlastností normální hmoty. Kinetická energie částic a tlak degenerovaného plynu například nezávisí na teplotě, ale jen na jeho hustotě, t. j. od počtu částic v jednotkovém objemu. Hustota, při které se plyn degeneruje, závisí od hmotnosti částic plynu: Čím je hmotnost částic vyšší, tím vyšší hustota podmiňuje vznik degenerovaného plynu. Při hustotách okolo 5000 g.cm−3 nastává degenerace elektronového plynu (elektronová degenerace), která se vyskytuje např. v bílých trpaslících. Při hustotách okolo 1 000 000 000 000 g.cm−3 nastává degenerace neutronového plynu (neutronová degenerace), vzniklého "vtlačení" elektronů do jader atomů, čím se v jádrech atomů mění protony na neutrony. Tento stav degenerovaného plynu se vyskytuje v neutronových hvězdách.

O úklid se v galaxiích postará gravitace

Zbytky hvězd, které se i v této době pohybují galaxií na svých původních oběžných drahách, se občas dostávají do vzájemné blízkosti. Fyzikální zákony způsobí, že ty lehčí budou při vzájemných setkáních statisticky spíše urychlovány, budou opouštět galaxie a dostávat se do volného mezihvězdného prostoru. Těžší objekty se při setkání naopak zpomalí. Menší oběžná rychlost bude mít za následek změnu jejich oběžné dráhy. Ta je teď dříve nebo později přivede do centra galaxie, kde skončí svou existenci pádem do supermasivní černé díry.
Poslední šance pro život, jak ho známe
Část hnědých trpaslíků, velice lekhkých hvězd, které v galaxiích "zbyly" z dřívějších dob, teď dostane šanci na další vývoj. Jakkoliv jsou jejich vzájemné srážky nepravděpodobné, přesto se budou konat. Postarají se o vznik posledních, „skutečných“ hvězd. Kolizí dvou malých hnědých trpaslíků může dokonce vzniknout i hvězda typu našeho Slunce, která dokáže vyvinout svůj vlastní planetární systém.
Běžná galaxie bude schopna vyprodukovat odhadem 1000 takových hvězd. Budou existovat dostatečně dlouhou dobu na to, aby se na jejich planetách, stejně jako tomu bylo kdysi na Zemi, vyvinul inteligentní život.

Z pohledu tamních astronomů bude noční nebe téměř prázdné a beze hvězd. Vesmír, který budou pozorovat jejich vědci,  bude díky neustále probíhajícímu rozpínání časoprostoru jiný než ten, který pozorujeme dnes. Vzdálenosti mezi galaxiemi budou daleko větší než dnes a viditelná část vesmíru jich bude obsahovat daleko méně, než je tomu nyní.

Viditelná část vesmíru je ohraničená tzv. „horizontem událostí“. Horizont událostí je ta část prostoročasu, která pro daného pozorovatele vymezuje oblast, ze které ho nemůže dosáhnout žádné elektromagnetické záření (světlo). Díky neustálému a rovnoměrnému rozpínání prostoročasu se od nás vzdalují objekty tím rychleji, čím vzdálenější jsou. Je to způsobeno tím, že mezi námi a daným objektem neustále a stejnoměrně vzniká nový prostor. Následkem rozpínání jsou pak od nás velice vzdálené oblasti odnášeny rychlostí, která překračuje rychlost světla. Nikdy už o nich nezískáme žádné informace, ty se totiž mohou pohybovat právě jen maximální rychlostí – světelnou. Tyto oblasti prakticky zmizely z našeho (nám dostupného) vesmíru, ztratily se za horizontem událostí. 

V centru galaxií objeví budoucí hypotetická inteligentní civilizace supermasivní černé díry. Vznikly kdysi při kolizích galaxií a při dalších kolizích se neustále zvětšovaly. Vesmírná hmota, která se dostane do jejich blízkosti, tvoří rotující disk, nahřátý na několik milionů stupňů. Tvoří tak nepřehlédnutelný highlight v jinak tmavém a netečnému vesmíru.
Bude to trvat zhruba 10+24 až 10+30 let, než černé díry uprostřed galaxií pohltí veškeré hvězdy, které se předtím nestihly vzájemným gravitačním působením katapultovat do mezihvězdného prostoru.

Rozpad protonů

Protony jsou elementární částice, které se vytvořily krátce po velkém třesku z tehdy existující kvark-gluonové kaše. Teorie, která vysvětluje jejich vznik, předpokládá také jejich rozpad. Protony jsou sice velice stabilní částice, ale nejsou „nesmrtelné“. Vědci odhadují jejich životnost na 10+33 – 10+37 let.
Kdyby mělo skutečně dojít k rozpadu protonů,  „rozpustí“ se i veškerá baryonická (zářivá) hmota vesmíru. Přestanou existovat všechny zbytky planet i hvězd. Ve vesmíru zbude jen jeden druh objektů – černé díry.
V případě, že z nějakého důvodu rozpad protonů nenastane, ovlivní budoucnost vesmíru tzv. „kvantově-tunelový efekt“. V průběhu nekonečných 10+1500 let promění veškerou baryonickou hmotu na železo. Stejný efekt pak povede k přeměně železa na neutronové hvězdy a černé díry.

Éra černých děr

Tak nebo tak – jedno dne ve velmi vzdálené budoucnosti se nachází ve vesmíru už jen početné černé díry. Část z nich pochází z explozí supermasivních hvězd, zatímco druhá část leží uprostřed bývalých galaxií a disponuje mnohokrát vyšší hmotou než předchozí druh.
Ani černé díry ale nežijí neomezeně dlouhou dobu. Americký vědec Stephen Hawking objasnil mechanismus, který vede k tzv. „vypařování“ a tím i jejich zániku.

Vakuum vesmíru není inaktivní. Neustále v něm vznikají páry částic a antičástic, kterým říkáme virtuální, protože se prakticky okamžitě znovu spárují, takže se ničím neprojevují. Pokud tyto částice vzniknou na okraji černé díry a jedna z nich podlehne její gravitaci, stane se z druhé částice reálná hmota s reálnou hmotností a impulsem. Protože ale ve vesmíru energie nevzniká ani nezaniká, musí výsledná hmota a impuls někde chybět. Chybí – v černé díře. Mechanismus dostal název Hawkingovo záření. Čím lehčí černá díra, tím rychleji se tímto způsobem vypařuje.
Stelární černé díry jsou schopny se takovýmto způsobem vypařit během 10+67 let. Supermasivní černé díry v centrech bývalých galaxií budou potřebovat zhruba 10+100 let.

Éra temna

Po vypaření poslední černé díry se vesmír ponoří do tmy. Pokud nedojde předtím k rozpadu protonů, budou se ve vesmíru nacházet jen jednotlivé, izolované železné nebo neutronové objekty. Rozpínání časoprostoru mezitím totiž pokročilo do té míry, že se všechny objekty navzájem dostaly za hranici viditelnosti.
Fotony mění díky rozpínání vesmíru svou vlnovou délku a ztrácejí energii. Ve vzdálené budoucnosti jejich vlnová délka přesáhne vzdálenost vesmírného horizontu, takže prakticky přestanou existovat.
Vesmír se tak dostane do stavu, který vědci nazývají tepelnou smrtí, který ale nemusí být nutně jeho koncem.

… a ještě jednou od samého začátku

Některé teorie totiž připouštějí možnost vzniku tzv. „falešného“ vakua, stavu, který se nápadně podobá Velkému Třesku. Expandující časoprostorová bublina by mohla naplnit prostor novým zářením, mohla by dát vzniknout novým fyzikálním konstantám a tím i novému vesmíru.
Spontánní vznik nového vesmíru z fluktuací vakua předpověděla teorie pro neuvěřitelně vzdálenou dobu 10+1056 let.

Pro názornost: je to
1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000  let.

Galaktické příběhy – Andromeda

Její obraz, který právě registrují pozemské teleskopy, ukazuje galaxii ve stavu, v jakém byla před 2,5 miliony let – v době, kdy naši předkové slezli ze stromů a začali trénovat vzpřímenou chůzi.

Andromeda se poprvé objevila v řecké mytologii. Byla dcerou aithiopského krále Kéfea a jeho manželky Kassiopey. Na nebi ji najdeme díky řeckému astronomovi Ptolemaiovi, který Andromedu zařadil mezi 48 tehdy známých souhvězdí.

V souhvězdí Andromedy se nachází zdroj slabšího meteorického zdroje Andromedid. Budou nejlépe vidět za pár týdnů - v listopadu. Proslulé se ale toto souhvězdí stalo díky galaxii Andromedě s oficiálním názvem M31.

 Obrázek: Galaxie v Andromedě (, Zdroj: von NASA/JPL-Caltech (NASA) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0d/Andromeda_galaxy_2.jpg)
Andromeda

Galaxie v Andromedě je od nás vzdálena 2,5 milionu světelných let. Je to nejvzdálenější objekt, jaký je pouhým okem vidět na nočním nebi. Je jedním z mála vesmírných objektů, které se k nám přibližují, místo aby se nám díky rozpínání vesmíru vzdalovaly.
Je největším členem lokální skupiny galaxií, do které patří i Mléčná dráha - má průměr 200 000 světelných let a hmotnost kolem 1000 miliard Sluncí.

V centru Andromedy pozorujeme supermasivní černou díru s hmotností 140 milionů Sluncí. Pro srovnání – černá díra v centru naší vlastní galaxie má hmotnost „jen“ 3,4 milionu Sluncí.
Nedaleko andromediny centrální černé díry pozorují vědci zajímavý jev. Rotuje kolem ní disk, složený z poměrně starých načervenalých hvězd. Uprostřed nich se naopak nachází hlouček zhruba čtyř set mladých objektů s namodralým světlem (viz schematický obrázek dole). Musely vzniknout přímo na tomto místě, nejsou totiž dostatečně staré na to, aby se sem mohly dopravit z vnějších částí galaxie. Vědci tu pozorují ještě několik zdrojů rentgenového záření, které naznačují, že v tomto akrečním disku je přítomno i několik neutronových hvězd nebo dalších, menších černých děr.

 Obrázek: Schema hvězdného disku, který obklopuje centrální černou díru galaxie v Andromedě.
Galaxie v Andromedě se k naší galaxii přibližuje rychlostí 144 km/s. Vzhledem k tomu, že oběžná dráha Slunce kolem centra galaxie míří směrem k Andromedě, je vzájemná momentálně pozorovaná rychlost Slunce a této sesterské galaxie dokonce ještě vyšší, kolem 300 km/s.

Podobně jako naše, vykazuje galaxie v Andromedě tzv. diferenciální rotaci. Rotuje jinak, než by tomu bylo u pevného tělesa – různě vzdálené oblasti mají různou rychlost oběhu kolem centra.
Plánovaná srážka Andromedy s naší galaxií

Galaxii v Andromedě doprovází při její cestě vesmírem zhruba desítka menších galaxií, které k sobě připoutala svou gravitací. Celý systém se během několika miliard let „srazí“ s Mléčnou drahou. Podobné srážky si ale nesmíme představovat jako obří kosmické katastrofy. Vzdálenosti mezi jednotlivými hvězdami obou galaxií jsou dostatečně velké na to, aby se obě galaxie jednoduše promísily. Výsledkem  nebudou srážky už existujících hvězd, ale vznik nových hvězd z mezihvězdného plynu a prachu obou galaxií, kterému dá „srážka“ impuls ke zhušťování a tvorbě nových slunečních systémů.

Pokud v té době bude ještě existovat inteligentní život, bude moci pozorovat, jak se na nočním nebi rozpustí pás Mléčné dráhy a nahradí jej miliardy nových hvězd.

Podle některých počítačových simulací bude následně Sluneční systém vynesen gravitační silou obou galaxií do okrajové oblasti nového smíšeného systému.

To už ale ze Země nikdo pozorovat nebude.

Slunce se mezitím přemění na červeného obra,

 poté, co sežehlo a zničilo nejbližší planety včetně Země.  

Galaktické příběhy – v centru čeká černá díra

Některá galaktická centra září více, než všechny hvězdy galaxie dohromady. Uprostřed ostrova hvězd, plujícího osamělým vesmírem, čeká na astronomy fascinující a tajemný objekt, fungující podle zákonů, které jsou našemu světu cizí.

Běžná galaxie má tvar velkého plochého disku se silnější středovou oblastí. V ní leží tzv. jádro, které září intenzivněji, než její okrajové oblasti. Nacházíme v něm nejvyšší koncentraci hvězd.
Některá galaktická jádra ale září tak silně,  že svou intenzitou překryjí signál celé galaxie. Tak silně, že se to nedá vysvětlit ani případnou extrémně vysokou koncentrací hvězd. Jaké procesy jsou za tento jev zodpovědné?

AGN – active galactic nuclei

První zvláštní objekty, které které vyzařovaly enormní množství energie, byly nalezeny už před sto lety. Rozvoj radioastronomie nechal jejich počet po druhé světové válce narůst na několik desítek až set tisíc. Měly různé vlastnosti, které na první pohled vylučovaly, že by se mělo jednat o stejný typ objektů. Vědci je proto nazývali různými jmény - blasary, kvazary, radiogalaxie nebo seyfertovy galaxie.

Akreční disk

je disk, vytvořený z rozptýleného materiálu obíhajícího okolo centrálního tělesa. Tím může být mladá hvězda, protohvězda, bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo černá díra. Gravitace nutí materiál v disku padat po spirále  jeho středu. Gravitační síly materiál stlačují a způsobují tak vyzařování elektromagnetického záření.
Akreční disky mladých hvězd a protohvězd září v infračerveném spektru, disky okolo neutronových hvězd a černých děr v rentgenové oblasti spektra.

Dnes víme, že se v centru extrémně jasných galaxií skrývají obří  černé díry, které „požírají“ velké množství okolní hmoty. Oblast, ze které záření vychází, je ve srovnání s velikostí galaxie velice malá. Černá díra s hmotností tří miliard Sluncí má například velikost, odpovídající velikosti našeho slunečního systému.

Centrální černá díra je obklopena diskem plynu a prachu, který dostal název akreční disk.
Hmota akrečního disku je přitahována obří gravitací černé díry. Dřív, než v ní nadobro zmizí, nahřeje se na vysokou teplotu. Ta jí dovolí, aby vyzařovala vysoce energetický druh záření, které následně přinutí zářit i okolní plyn. Zhruba deset procent aktivních galaktických center kromě toho vyzařuje velké množství radiového záření.

U některých AGN pozorují vědci tzv. „polární jet“, relativně úzký pás vysoce energetických částic. Dosahují v něm téměř rychlosti světla. Patří k těm nejintenzivnějším jevů, jaké se dají ve vesmíru spatřit.

Jejich výskyt je poměrně stejnoměrný. Nejstarší známý objekt vyslal své záření naším směrem 770 000 let po velkém třesku. Jeho částice letěly vesmírem 13 miliard let, než dopadly na pozemský teleskop. Naopak nejbližší známý jet je od nás vzdálen jen 3,2 milionu světelných let.

 Obrázek: Akreční disk kolem černé díry a polární jet.

Díra v Mléčné dráze

I naše galaxie má ve svém centru supermasivní černou díru. Na rozdíl od svých aktivních příbuzných, naštěstí téměř nezáří. Znamená to, že pohlcuje jen velmi málo hmoty. Její poslední aktivnější perioda se udála před zhruba deseti miliony let. V té době už na Zemi existoval život, dokonce život poměrně vyvinutý a komplexní. Zdá se tedy, že ani velice aktivní galaktická centra nevylučují, aby se na planetách v "postižených" galaxiích vyvinul komplexní život.
Galaktické centrum Mléčné dráhy se nachází v souhvězdí Střelce. Dostalo název Sagitarius A*. Jeho běžné, viditelné světlo nemůžeme pozorovat proto, že se mezi námi a centrem nacházejí oblaka plynu a prachu. Věda dnes disponuje dostatečně přesnou představou o jeho složení díky nepřímým pozorováním v radiové, v rentgenové a infračervené oblasti.
Centrum Mléčné dráhy tvoří černá díra s hmotností 4,31 milionu Sluncí, kterou obíhá skupina hvězd. Nejbližší z nich je vzdálená 17 světelných hodin a oběhne černou díru za 15 let.

Obrázek: dráhy planet kolem černé díry v centru Mléčné dráhy, situace z roku 2011. Zdroj: ESO, (http://cdn.eso.org/images/screen/eso1151b.jpg)

Obrázek: oblak hmoty, který je přitahován černou dírou v centru Mléčné dráhy. Zdroj: ESO, (http://cdn.eso.org/images/screen/eso1151a.jpg)

V roce 2012 byl zveřejněn snímek, zachycující oblak hmoty, který je právě přitahován galaktickým centrem Mléčné dráhy (viz obrázek nahoře). Je pravděpodobně výsledkem kolize dvou tamních hvězd. V průběhu posledních sedmi let se jeho rychlost, kterou se kolem černé díry pohybovala, téměř zdvojnásobila, na zhruba 8 miliónů km/h. Časem se nejspíš zbaví vnější hmoty a bude vypadat stejně, jako ostatní hvězdy, které obíhají kolem centra naší galaxie.

Příště: Galaktické příběhy - Andromeda

Galaktické příběhy – objev temné hmoty

Je to jedna z nejnapínavějších kapitol astronomie. Na jejím počátku stál ve třicátých letech minulého století americký astronom Fritz Zwicky. Zjistil, že hvězdokupa Coma musí obsahuvat více hmoty než vidí jeho teleskop.

Zwicky se jen nerad držel nastavených mantinelů. Byl mimo jiné považován za nepříjemného exota, nejspíš i právem. Nezvládl pro svůj objev nadchnout ani kolegy ani veřejnost. Objev byl na 40 let smeten ze stolu.

"Popelka“ Vera Rubin

Skutečný počátek výzkumu temné hmoty spadá do 70. let. Začínající americká astronomka Vera Rubin tehdy pracovala na projektu, který zkoumal teorii o rotaci vesmíru kolem své osy. V rámci svého projektu měřila Vera Rubin směr a rychlost, kterou rotují různé galaxie. Nešlo o žádný prestižní projekt. Její práci nejspíš znali jen nejbližší spolupracovníci a téměř nikdo jí nevěnoval pozornost.
 Později projekt trochu pozměnila, svým galaxiím ale zůstala věrná. Zaměřila se na rychlost, jakou rotují v galaxii jednotlivé hvězdy.
Tímto počinem se měla navždy zapsat do dějin vědy.
Předpokládaný pohyb hvězd
Hvězdy, které rotují uvnitř galaxie by se teoreticky měly chovat stejně jako planety, které rotují uvnitř sluneční soustavy.
Čím blíže k centru, tím rychlejší by měl být jejich pohyb kolem něj. Čím vzdálenější planeta, tím slabší je gravitace, kterou na ni působí centrální hvězda. Planeta proto musí rotovat pomaleji, aby mohla v soustavě zůstat – rychlejší pohyb by ji z dané soustavy vymrštil do mezihvězdného prostoru.
Tato pravidla by měla platit i v galaxiích. Čím vzdálenější je hvězda od centra, tím menší je vliv galaktické gravitace. Hvězdy u okrajů galaxií by měly rotovat pomaleji než ty, které se nacházejí v centru. Tomuto jevu vědci říkají "diferenciální rotace".
Diferenciální rotace
… je pozorována, když se různé části rotujícího tělesa pohybují různou rychlostí. Takové těleso není pevné, ale jen volně složené z jednotlivých částí. Může být také tekuté. V naší sluneční soustavě vlastní diferenciální rotaci například Slunce. Pozorujeme ji také u plynového obalu planet Jupiter a Saturn.

Pozorování odporovala teorii

Vera Rubin sestavila pověstnou rotační křivku našeho nejbližšího galaktického souseda – galaxie v Andromedě.
Měření podle očekávání ukázala, že se hvězdy této galaxie pohybují podle zákona diferenciální rotace. Tím ale veškerá podobnost s teoretickým modelem skončila.
Astronomka zjistila, že hvězdy, které se nacházejí u okrajů soustavy,rotují stejnou rychlostí jako jejich blíže jádru galaxie umístěné sestry. Pozorovaný jev se nezměnil ani tehdy, když Vera do výzkumu přibrala další a další galaxie. I hvězdy na jejich okrajích se pohybovaly příliš rychle.
Znamená to, že by se následkem této příliš rychlé rotace hvězd u okraje systému měly všechny galaxierozpadnout a jejich hvězdy by se měly rozletět do všech stran.

 Obrázek: Rychlost hvězd v běžné galaxii. U hvězd, které jsou centru nejvzdálenější, by měla rychlost rotace klesat (hnědá přerušovaná čára). Namísto toho je pozorovaná daleko vyšší rychlost (zelená přerušovaná čára).

Temná hmota

Vědci se snažili pro tento jev najít nějaké logické vysvětlení. Nejpravděpodobnějším se nakonec ukázala teorie, která předpověděla daleko vyšší celkovou hmotnost galaxie. Kromě viditelných a zářících hvězd v ní musí existovat „něco“, co naše přístroje neregistrují, co se ale podílí na její celkové hmotnosti.
Zářící hvězdy spolu s plynem a prachem, ze kterého vznikaly, tvoří zjevně jen menší část galaxie. Všechny tyto komponenty jsou uloženy v oblaku nezářící a proto jen těžko pozorovatelné hmoty, která dostala díky svým vlastnostem jméno „temná“.
Při zpětném propočtu Zwickyho objevů ze třicátých let se navíc ukázalo, že měl pravdu. V houfech galaxií je skutečně přítomná další hmota. Její množství dokonce procentuálně odpovídá tomu množství, které objevila Vera Rubin.
Vesmír obsahuje zhruba šestkrát více temné hmoty, než hmoty, kterou registrujeme teleskopy.

Obrázek: Temná hmota. V rámci projektu KiDS zkoumal VST (ESO teleskop, na náhorní plošině Paranal) části jižní oblohy. Odhalil oblaka temné hmoty. Působí gravitačně na procházející světlo vzdálené kupy galaxií. Na levém obrázku pro srovnání pozorovaná část oblohy a zkoumané galaxie tak, jak je vidí pozemské teleskopy. Na pravé části obrázku je fialovou barvou zanesena poloha a koncentrace temné hmoty. (Zdroj: Kilo-Degree Survey Collaboration/A. Tudorica & C. Heymans/ESO, http://www.eso.org/public/germany/images/eso1528a/)

Vera Rubin zemřela o vánocích 2016 ve věku 87 let. 

Když v rozhovorech popisovala svůj nejvýznamnější objev, neopomenula nikdy zdůraznit, že se věnovala tehdy nedůležitému projektu průzkumu pohybu galaxií také proto, aby nezatěžovala manžela, který by se jinak musel sám starat o jejich čtyři malé děti. Jiné, prestižnější projekty by ji totiž nutily opouštět rodinu a podnikat delší cesty k velkým teleskopům na západě USA. 

Ironií, nebo snad přízní osudu, se z bezvýznamného, okrajového projektu díky její práci stala jedna z nejdůležitějších událostí moderní astronomie.