Žeň objevů – rok 1990

Věnováno památce Juraje Gömöriho(1920–1990), zakladatele a prvního ředitele Hvězdárny v Rožňavě.

Americký fyzik Michael S. Turner nedávno poznamenal, že kdyby vše, co máme k dispozici, byla jenom pozorování, šlo by o pouhou botaniku; kdybychom naopak byli odkázáni jen na teorie, pak by šlo pouze o filozofii. Naštěstí pro astronomii se nové poznatky uplynulého roku opírají o oba nevyčerpatelné zdroje, a tak následující přehled je jako vždy pokusem o syntézu pozorování i teorie – syntézu, poznamenanou nemalou mírou subjektivismu.

1. Sluneční soustava

Zatímco předešlý přehled byl nejvíce ovlivněn úspěšným završením mise Voyagerů k velkým planetám sluneční soustavy, nyní se pozornost soustřeďuje opět „dovnitř“, na planetu Venuši. Na první pohled jde o planetu od Země velmi odlišnou, už kvůli nápadně odlišnému chemickému složení atmosféry, téměř naprosté nepřítomnosti vody v jakémkoliv skupenství a samozřejmě i kvůli neobyčejně vysoké povrchové teplotě, nejvyšší v celém planetárním systému. W. Kaula soudí, že za tento rozdíl může převážně pozemský Měsíc, jenž vznikl v důsledku nárazu obří planetesimály: prudce totiž ohřál zárodečnou Zemi, což vedlo k úniku prvotní atmosféry, a tím citelnému zeslabení skleníkového efektu, jakož i k ochlazení Země. Proto zde mohla kondenzovat tekutá voda, což pak významně ovlivnilo další geologický i biologický vývoj Země. Naproti tomu povrch Venuše se významně ohřál od prvotní atmosféry působením skleníkového efektu na současných 730 K, takže jeho „nosnost“ je snížena. Průměrná teplota zemského povrchu dosahuje jen 288 K. Bez přítomnosti skleníkových efektů by se rovnovážné termodynamické teploty obou planet lišily jen o 49 K.

Navzdory všem zmíněným rozdílům však našel Kaula jednu důležitou shodu, jež se týká průměrných hustot obou planet. Pro porovnání je nutné nejprve odečíst vliv stlačení hornin v centrálních oblastech planet, a tu se ukazuje, že „nestlačená“ střední hustota Země činí hZ = 4,03 – tedy téměř stejně jako „nestlačená“ střední hustota Venuše hV = 3,95 (v jednotkách hustoty vody v pozemských podmínkách). Tato okolnost posílila zájem geologů a geofyziků o podrobné porovnání obou těles, a tak jako na zavolanou přicházejí první skvělé výsledky mapování Venušina povrchu radarem s bočním svazkem z paluby kosmické sondy Magellan.

Sonda byla zaparkována na oběžné dráze kolem Venuše 10. srpna 1990 a od té doby tam obíhá po výstředné eliptické dráze ve vzdálenostech 294 ÷ 8 450 km od povrchu planety v periodě 3,3 h na polární dráze se sklonem 85,5º. Při každém obletu sonda zobrazí pruh Venušina povrchu o šířce 20 ÷ 25 km a délce 15 000 km. Po dvou hrozivých ztrátách spojení se sondou se podařilo závady odstranit a 15. září 1990 započalo soustavné sledování, jež by do konce letošního roku mělo vést k vytvoření podrobné geologické mapy Venuše s vodorovným rozlišením kolem 100 m (převýšení budou určena s chybou několika málo metrů). Lze očekávat, že tato mapa bude homogennější a podrobnější než stávající geologická mapa celé zeměkoule.

Předběžné výsledky, zveřejněné v prosinci 1990, zahrnují přibližně 5 % povrchu planety, ale již odtud lze vyvodit cenné závěry. Mapa povrchu je neobyčejně kvalitní a zřetelně ukazuje, že terén je rozbrázděn četnými puklinami, zlomy a zářezy. Povrch je zvrásněný, se zřetelnými stopami vulkanické činnosti, a tedy i poměrně „mladý“. Jeho stáří se pohybuje od 150 milionů do 1 miliardy let (průměr činí asi 400 milionů let). Nápadná je relativní neporušenost impaktních kráterů, což naznačuje, že zvětrávání kráterů neprobíhá spojitě, nýbrž jen v jakýchsi vulkanických či tektonických epizodách. Četnost impaktních kráterů se blíží četnosti kráterů v měsíčních mořích, ale na rozdíl od Měsíce zcela chybějí krátery s průměrem menším než 3 km. Tento jev má svou objektivní příčinu – menší tělesa jsou zabrzděna mimořádně hustou atmosférou Venuše. Pokud se nestane nic nepředvídaného, lze očekávat, že náš příští přehled bude novinkami o Venuši přímo přesycen. Odhaduje se, že sonda Magellan může průběžně vysílat až do roku 1995, takže by během té doby zobrazila povrch Venuše vícekrát a mohla by odhalit i případné změny tvářnosti terénu.

Zatímco skleníkový efekt na Venuši dosahuje zásluhou CO2 plných 400 K, činí dle G. S. Golicyna týž efekt na Zemi pouze 32 K. Z atmosférických plynů se na něm rozhodující měrou podílí vodní pára, teprve na druhém místě je CO2 (49 %) a na třetím metan (18 %). Následují zlověstné freony (14 %), které kromě toho ničí ozonovou vrstvu ve stratosféře. Na uvolňování CO2 do atmosféry se podílí člověk svou civilizační činností, a to především spalováním uhlí (45 %), dále pak ropy (40 %) a zemního plynu (15 %). „Průmyslový“ vzestup CO2 začal již před dvěma staletími, ale nabírá tempo zejména od počátku 20. století (tento nárůst činí 66 %).

Ještě hrozivější je však vzrůst zastoupení methanu, jehož skleníkové účinky jsou 25krát větší než u molekul CO2. Největšími producenty metanu jsou termiti (150 Mt/r) a rýžová pole (rovněž 150 Mt/r). Také o další položky se stará člověk pěstováním hovězího dobytka (100 Mt/r) a produkcí organických odpadků, které hnijí (70 Mt/r). Souhrnně tak za posledních 100 let vzrostl skleníkový efekt na Zemi o 0,5 K a očekává se, že do r. 2030 stoupne o další 2,3 K. To vede ke zvyšování střední hladiny světového oceánu – za poslední století stoupla hladina oceánu o 0,15 m a do r. 2030 se zvedne ještě o 0,3 m. Nepřímým důkazem rostoucího skleníkového efektu je také statistika průměrné teploty zemského povrchu v letech 1850–1990. Šest ze sedmi nejteplejších let totiž spadá do poslední dekády a rok 1990 je vůbec nejteplejším rokem za celé sledované údobí.

Podobně nepříznivé jsou zprávy o vývoji antarktické ozonové díry v uplynulém roce. Pokles koncentrace ozonu ve stratosféře nad Antarktidou začal nezvykle brzo během srpna 1990 a dosáhl hlubokého minima (56 %) počátkem října. Dosud nejhlubší minimum (55 %) pozorovali odborníci v roce 1987. Překvapující řešení problému navrhli A. Y. Wong aj., kteří si všimli, že vysílání silných rádiových vln do ionosféry vede k měřitelnému ohřevu elektronů a následkem toho k ionizaci neutrálních atomů chlóru – hlavní „rozbíječů“ molekul ozonu. Soustavné vysílání ze silných vysílačů by tedy mohlo zmírnit problém ozonových děr v budoucnosti, neboť negativní ionty chlóru již ozonu neškodí. Podobně je technicky myslitelné aktivně bojovat se skleníkovým efektem tím, že by se v pouštních oblastech Země instalovala zrcadla odrážející sluneční záření zpět do kosmu bez přirozené konverze na infračervené záření. Výpočty naznačují, že by ovšem na každého obyvatele Země bylo potřebí každoročně instalovat odražeč o ploše 20 m2. To by fakticky znamenalo osadit zrcadly za jediný rok plochu téměř o výměře Československa.

Zmíněné potenciální katastrofy však mají z lidského pohledu alespoň jednu výhodu: postupují zvolna, a lze jim tedy aspoň zčásti čelit. Mnohem vážnějším nebezpečím se však ukazuje případná jednorázová katastrofa v podobě dopadu (impaktu) malé planetky nebo jádra komety na Zemi. Toto téma je mezi odborníky čím dál proslulejší, zejména od chvíle, kdy byla v roce 1979 zveřejněna dnes už klasická domněnka prof. L. Alvareze aj. o impaktní katastrofě před 65 miliony lety, na rozhraní druhohor a třetihor. Od té doby bylo tomuto tématu věnováno něco kolem 2 000 původních vědeckých prací, jež ve svém úhrnu představují nesmírný pokrok v pochopení složitosti i závažnosti problému. Nejnovějším podnětem k posouzení otázky se stal blízký průlet miniaturní planetky 1989 FC ve vzdálenosti necelých 700 000 km od Země v březnu 1989. Rozměry tělesa se odhadují na 200 ÷ 500 m. Takto malá tělesa jsou jistě ve sluneční soustavě velmi početná, ale dosud nemáme žádné technické prostředky k jejich soustavnému zjišťování ve větších vzdálenostech od Země, takže nevíme nic ani o jejich skutečných drahách. Přitom dopad tělesa o hmotnosti planetky 1989 FC by na Zemi vyhloubil kráter o průměru 7 km, tedy podstatně větší, než tomu bylo u proslulého arizonského kráteru anebo při devastaci po explozi Tunguzského meteoritu v roce 1908.

Bez konkrétních údajů o individuálních projektilech hrozících Zemi nezbývá nic jiného, než se uchýlit ke statistice. Povrchy Merkuru a Měsíce, doslova poseté impaktními krátery, jsou zajisté varovným svědectvím, ale při bližším rozboru se zjistilo, že tato statistika není směrodatná, jelikož jde o následky tzv. těžkého bombardování v rané epoše vývoje planetární soustavy. Toto období skončilo před 3,8 miliardami let. Podle A. B. Vitjazeva to vedlo k významnému ohřevu planet následkem zmaření velké kinetické energie impaktů. Původně chladná Země, vzniklá akrecí planetesimál, se tak postupně začala tavit při teplotě až 1 500 ºC.

Použitelné údaje však lze získat čítáním kráterů v měsíčních mořích. Tyto oblasti byly zality lávou na konci období těžkého bombardování, a tak krátery v nich pozorovatelné musely nutně vzniknout později. Měsíční moře zabírají 16 % povrchu Měsíce a obsahují pět kráterů s průměrem větším než 50 km. Odtud plyne „novodobá“ četnost pádů velkých těles na Měsíc v průměrném intervalu 120 milionů let. Jelikož Země představuje větší terč a její gravitace znamená zvýšení rychlosti pádu stejně hmotných těles v porovnání s dopady na Měsíc, lze odhadnout počet ničivých impaktů na Zemi na jeden případ každých 10 milionů let. Ekvivalentní kinetické energie takových pádů se pohybují v intervalu od 1 Mt do 1 Tt TNT, a přesahují tedy jakékoliv jiné myslitelné katastrofy (zemětřesení, nukleární konflikt, exploze vulkánů).

Na Zemi je v současné době rozpoznáno asi 120 impaktních kráterů ve stáří nepřevyšujícím 200 milionů let. Jedním z nejlépe studovaných je kráter Riess v Bavorsku, starý 15 milionů let, s průměrem 25 km. Bylvytvořen dopadem tělesa o průměru přes 1 km o hmotnosti 1 Gt při rychlosti 16 km/s. Přitom se uvolnila kinetická energie ekvivalentní 1 Tt TNT (přibližně o řád větší než energie, kterou by uvolnil kolektivní výbuch všech nukleárních hlavic na světě) a do atmosféry bylo vyvrženo 1 Tt hornin (něco z nich zpětně přistálo na Zemi v podobě známých vltavínů).

Astronomické počty jsou tedy neúprosné. I po skončení období těžkého bombardování žijeme na kosmické střelnici, kdy do osudů planety Země i všech živých organismů čas od času náhle a nepředvídaně zasahuje osudová pěst v podobě nárazu těles s rozměry většími než 1 km. Pokud mají tato tělesa rozměry ještě o řád větší, musí nevyhnutelně následovat globální katastrofa, navíc zesílená přítomností oceánů a atmosféry Země. Je jistě možné dohadovat se o podrobnostech, který ze sekundárních vlivů je největší a nejničivější, ale základní fakta jsou neotřesitelná. Již pohled větším triedrem na krátery v měsíčních mořích je nezvratným důkazem, že kosmické katastrofy hrozí Zemi neustále a že se lze spíše divit, že v relativně krátkém intervalu od poslední katastrofy se život na Zemi dokázal vyšplhat až k člověku. Přitom není vyloučeno, že některé impakty mohly být naopak životodárné. Geochemický rozbor 8 větších kráterů na Zemi prokázal, že 6 vzniklo srážkou s planetkou, kdežto zbylé 2 po impaktu jádra komety. Kometární jádra určitě nesou organické látky a mohla by být zejména v rané epoše těžkého bombardování významnými přispěvateli stavebního materiálu pro pozdější biomasu na Zemi. Háček je ovšem v tom, že organické molekuly nemohou většinou přežít silný ohřev při průletu jádra zemskou atmosférou. Nicméně E. Anders ukázal, že rozptýlený materiál projde atmosférou bez většího ohřevu a mohl přinést až 200 kg organických látek na 1 m2 povrchu Země. K podobným závěrům dospěli nezávisle C. Chyba aj., kteří odhadují, že na počátku epochy těžkého bombardování dostávala Prazemě ročně 1 kt organických látek z komet. Současnou hmotnost biomasy na souši odhadli autoři na 6.1014 kg, kdežto biomasy v oceánech je asi 200krát méně.

Nové výpočty průběhu srážky Praměsíce s Prazemí zveřejnili H. Newsom a S. Ross. Při srážce se Země ohřála o 3 ÷ 4 kK a povrchové vrstvy Země se přitom odpařily společně s materiálem Praměsíce. Již 1 hodinu po nárazu se u Země vytvořil slapový výběžek, jenž se oddělil od Země, ale po 4 hodinách většina tohoto materiálu opět spadla na Zemi. Jen mnohem menší část uvolněného oblaku se od Země vzdálila a zkondenzovala do podoby Měsíce již za 24 hodin po původním nárazu. Po dlouhé přestávce byl loni Měsíc cílem japonské kosmické sondy Hiten, která byla vypuštěna v lednu 1990 na protáhlou eliptickou dráhu kolem Země. Odtud si ji v březnu 1990 gravitačně přitáhl Měsíc a přitom byl vypuštěn 10kg subsatelit Hagoromo, jenž měl trvale obíhat kolem Měsíce. Naneštěstí se s tímto subsatelitem nepodařilo navázat rádiové spojení. Hiten dále pokračuje po spletitých křivkách v oběhu kolem Země (i Měsíce) a patrně o něm budeme znovu číst i v příštím přehledu.

S. Al-Thanimu aj. se podařilo spatřit úzký srpek Měsíce očima již 13:24 h po novu, což je ovšem nový „světový rekord“. Zato se američtí odborníci záporně vyjádřili o údajném optickém záblesku na povrchu Měsíce, který v roce 1985 pozorovali řečtí astronomové G. Kolovos aj. Podle nich šlo nejspíše o odlesk od právě prolétávajícího vojenského satelitu DMSP F3. Australan B. Soulsby využil soustavných měření vstupů a výstupů měsíčních kráterů do zemského stínu, jež při 10 zatměních Měsíce vykonal a zpracoval náš astronom J. Bouška, k tomu, aby s vysokou přesností popsal okamžitý stav vysoké atmosféry Země. Tato studie by měla podnítit naše astronomy-amatéry, aby v těchto záslužných pozorováních dále pokračovali.

V červenci 1989 oznámil americký prezident G. Bush úmysl Spojených států vyslat do roku 2019 pilotovanou kosmickou stanici na Mars. Od té doby je však tento úmysl často kritizován jak pro svou riskantnost (nebezpečí ozáření astronautů při velké sluneční erupci, problém dlouhodobého beztížného stavu), tak i pro vysoké náklady. Americký fyzik N. H. Horwitz to vyjádřil lapidárně: „Pilotovaný let na Mars je reakce z 15. století na problém z 21. století.“

Jižní rovníkový pás Jupiteru, který se vytratil z očí pozorovatelů v červenci 1989, začal opět tmavnout v srpnu 1990. Jinak je ovšem v současné době Jupiter mimo centrum pozornosti, kam se opět navrátí až v souvislosti s příletem kosmické sondy Galileo v r. 1995. Mezitím si zvláštní přízeň pozorovatelů vynutil Saturn, v jehož atmosféře zpozoroval S. Wilber 25. září 1990 bílou skvrnku, jejíž plocha se rychle zvětšovala a tvar se měnil na bílý pruh, který kolem 10. října již obepínal celé těleso planety. Skvrna vzniká vertikálním vzestupem mračna tvořeného ledovými krystalky čpavku, jež je posléze strháváno vodorovným prouděním podél rovníku planety. Obdobné skvrny se objevují na Saturnu kvaziperiodicky (v letech 1876, 1903, 1933 a 1960). Nynější skvrna je však dosud největším úkazem tohoto druhu. Vynikající snímek jevu pořídil počátkem listopadu 1990 Hubbleův kosmický teleskop. Oběžná perioda Wilberovy skvrny byla zprvu 10 h 16 min 49 s, avšak počátkem října se zkrátila na 10 h 12 min.

Ačkoliv sonda Voyager 2 proletěla kolem Neptunu a jeho družice Tritonu již v srpnu 1989, výsledky měření se stále zpracovávají a nově hodnotí. Přestože je Neptun od Slunce 1,6krát dále než Uran, je jeho povrchová teplota stejná, což svědčí o vnitřním zdroji tepla u Neptunu (Uran vydává tolik záření, kolik od Slunce přijímá, kdežto u Neptunu činí tento poměr 2 : 1). Proto má též Neptun tolik dynamických jevů v atmosféře, mezi nimiž vyniká obrovská anticyklona s periodou rotace 16 dnů, nazývaná Velká temná skvrna, nápadně připomínající Velkou rudou skvrnu u Jupiteru. Obě skvrny leží v téže planetografické šířce 22º na jih od rovníku. Atmosféra Neptunu se však zpožďuje za rotací planety, na rozdíl od superrotace atmosfér ostatních bližších planet. Magnetické póly všech obřích planet jsou natočeny opačně proti směru magnetických pólů Země.

Snad ještě více pozornosti než Neptun vzbudily snímky a další měření jeho družice Triton. Povrch družice je mimořádně světlý (albedo 0,8), což nejspíše souvisí se současným ozářením jižního pólu Tritonu Sluncem. Jelikož teplota Tritonu činí jen 38 K, nachází se tam dusík v tuhém stavu a pod vlivem slunečních paprsků sublimuje do atmosféry, kde podle některých autorů vytváří proslulé gejzíry, tryskající až do výšky 8 km (L. Soderblom aj.): odtud je pak pozorován horizontální drift oblaků až do vzdálenosti 100 km od místa výtrysku. Příčný průřez gejzírů činí nanejvýš 1 km. Naproti tomu A. Ingersoll a K. Tryka soudí, že gejzíry jsou fakticky projevem atmosférických vírů na „prudkém slunci“, což je jev známý z pozemské meteorologie pod názvem „prachoví ďáblové“. R. G. Strom aj. odvodili ze statistiky impaktních kráterů na Tritonu, že povrch Tritonu je relativně velmi mladý, přičemž starší krátery byly patrně zality roztaveným ledem. Jelikož populace planetek v této vzdálenosti od Slunce je nedostatečná, lze považovat za původce většiny kráterů komety. Největší pozorovatelný kráter má průměr 27 km. Průměrná hustota Tritonu 2 000 kg/m3 se prakticky shoduje se střední hustotou Pluta, což dále zvyšuje pravděpodobnost, že obě tělesa patří k téže populaci – to znamená, že Triton byl Neptunem zachycen docela nedávno. K cirkularizaci dráhy Tritonu totiž stačí 1 miliarda let.

Mezinárodní astronomická unie schválila názvy nově objevených přirozených družic Neptunu, jak uvádí následující tabulka:

Označení předběžné Označení definitivní Poloosa (km) Oběžná doba (h) Průměr (km) Poznámka
- Triton 355 000 141,1 2 700 retrográdní dráha
- Nereida 5 560 000 8 640 340 e = 0,76
1989N1 Proteus 117 600 26,9 420
N2 Larissa 73 600 13,4 200 sklon 1º
N3 Despina 52 500 8,0 140
N4 Galatea 62 000 9,5 160
N5 Talassa 50 000 7,5 90
N6 Najáda 48 200 7,1 50 sklon 4,5º

Na závěr zobrazovací části mise Voyagerů pořídila sonda Voyager 1 skupinový portrét velkých těles sluneční soustavy. Stalo se tak 13. února 1990 ve vzdálenosti 6 miliard kilometrů od Slunce a 32º severně od roviny ekliptiky. Po desetileté přestávce se podařilo bez problémů oživit kamery sondy a pořídit celkem 60 záběrů, z toho 39 snímků velkého měřítka. Na nich je postupně zachyceno Slunce a šest planet sluneční soustavy „zvnějšku“. Snímky byly uloženy do paměti palubního záznamového zařízení a postupně odeslány na Zemi v březnu a dubnu 1990. Širší veřejnosti byly předány počátkem června, a i když jejich vědecká hodnota je pranepatrná, filozoficky znamenají něco vskutku mimořádného.

Na barevných snímcích získaných složením tří monochromatických záběrů v zelené, modré a fialové barvě je vidět Slunce jako kotouček o průměru pouhých 40″, dále Jupiter a Saturn (s rozlišenými prstenci), neostré záběry Uranu a Neptunu a konečně na jediném políčku nerozlišené obrazy Země a Venuše. „Průměr“ těchto planet představoval jen 0,1 pixelu (zobrazovací matice CCD měla rozměry 800 × 800 pixelů). Tím symbolicky skončil zobrazovací program, při němž se během 12,5 roku od startu podařilo oběma sondám pořídit úhrnem 67 000 snímků. Ostatní přístroje sond dosud pracují, zejména se využívá ultrafialových spektrometrů ke studiu záření žhavých hvězd daleko v Galaxii. V zásadě lze měřit a udržovat spojení se sondami ještě dalších 25 roků.

Sondy se nyní vzdalují do hlubin sluneční soustavy rychlostí 16 km/s, tj. přibližně 3,1 AU/rok. Zatímco Voyager 1 směřuje na sever od roviny ekliptiky, vydal se Voyager 2 po průletu kolem Tritonu na jih. Obě sondy by měly počátkem 21. století zaregistrovat průlet heliopauzou ve vzdálenosti 80 ÷ 100 AU od Slunce a mnohem později (kolem roku 22 000) již jako zcela pasivní objekty by měly dospět do Oortova kometárního mračna. K nejbližším hvězdám poletí plných 60 tisíc let a přibližně za 300 000 let mine Voyager 2 jasného Síria v minimální vzdálenosti 4,3 světelného roku.

Pouze jediná známá planeta sluneční soustavy vzdoruje dosud studiu kosmickou sondou – je to vlastně dvojplaneta Pluto-Charon. Z hlediska kosmonautiky je zde dvojí obtíž: Pluto je velmi daleko od Slunce a zejména též od roviny ekliptiky. Přesto se jakési řešení rýsuje. Nalezl je známý specialista na metodu „gravitačního praku“ R. Farquhar. Zjistil, že v r. 2001 se otvírá startovní okno pro vypuštění zhruba 400 kg těžké sondy raketou Delta, jež by v r. 2002 proletěla v blízkosti jedné planetky, v r. 2005 se vrátila k Zemi pro gravitační impulz a o rok později by ji nasměroval Jupiter k Plutu, kam by sonda dospěla na přelomu let 2014 až 2015. F. Bagenal aj. navrhují, aby sonda v ceně 200 milionů dolarů nesla na palubě kamery, spektrografy a detektory plazmových jevů a mohla tak zejména studovat atmosféru Pluta i Charonu dříve, než obě atmosféry vymrznou. Po průchodu přísluním v září 1989 se totiž nyní Pluto od Slunce vzdaluje po silně výstředné dráze. Nicméně 6. května 1990 byl Pluto nejblíže Zemi za posledních 248 let – pouhých 28,8 AU.

V loňském roce také definitivně skončila dlouhá série vzájemných zákrytů Pluta s Charonem, která započala 17. února 1985. D. Tholen a M. Buie shrnuli výsledky obsáhlé pozorovací kampaně, která se bude moci příště opakovat až za 124 let. Poslední částečný zákryt pozorovali 23. září 1990. Jak známo, z rozboru světelných křivek zákrytů lze určit základní fyzikální, geometrické i fotometrické charakteristiky obou členů této podivuhodné soustavy na periferii planetárního systému. Obě tělesa vykazují vázanou rotaci a obíhají kolem společného těžiště v periodě 6,38725 dne. Jde o jediný případ, kdy se těžiště systému nalézá vně hlavní planety, ve výši asi 1 200 km nad povrchem Pluta. Poloměr Pluta činí 1 151 km a Charonu 593 km. Sklon rotační osy Pluta k ekliptice dosahuje 98,8º. Délka velké poloosy dráhy Charonu činí 19 640 km a výstřednost je nepatrná (e = 0,0002). Průměrná hustota 2,03násobek hustoty vody svědčí o tom, že Pluto s Charonem mají kamenná jádra a zřetelně se tak odlišují od obřích vnějších planet sluneční soustavy. Povrch Pluta má načervenalý, kdežto povrch Charonu neutrální šedivý odstín. Další zlepšování údajů o této dvojplanetě je nyní plně v moci Hubbleova kosmického teleskopu, jehož širokoúhlá kamera WF/PC oba objekty zcela bez problémů rozlišila, což umožní systematické studium dráhových parametrů (jako u vizuální dvojhvězdy).

Podmínkami existence planetek ve vnějších oblastech planetární soustavy se zabývali B. Gladman a M. Duncan. Na počítači zkoumali populaci 1 000 těles s původně kruhovými drahami o poloměru 4 ÷ 40 AU. Numerická integrace pokrývající časový interval 22,5 milionu let ukázala, že vlivem poruch od velkých planet spadne nejpozději za 107 let většina těchto tělísek na některou velkou planetu. Tím lze tedy vysvětlit, proč v tomto rozmezí vskutku téměř žádné planetky nepozorujeme.

G. Hahn zase numericky sledoval pohyby 75 známých planetek typu Aten-Apollo v období let 1900–2100, jež se v této době přiblíží k Zemi alespoň jednou na vzdálenost menší než 0,2 AU. Zjistil, že k těsným přiblížením (na méně než 0,02 AU) dojde celkem 17krát. Žádné těleso ze seznamu se však k Zemi nepřiblíží více než Měsíc (0,0024 AU). Rekord drží planetka 1989 FC – 0,0040 AU v březnu 1989 – a na druhém místě je Hermes (1937 UB) – 0,0050 AU. Stávající technika pozorování však vůbec neumožňuje registrovat tělesa o průměru menším než asi 100 m, jichž je jistě více než planetek známých. Hodně nadějí se proto vkládá do systému Spacewatch, instalovaného v Arizoně, který byl nedávno opatřen maticí CCD o rozměru 2048 × 2048 pixelů.

Do poloviny r. 1989 bylo pojmenováno 4 108 planetek; v loňském roce však plynule přibývaly další, mezi nimi též čtyři planetky objevené v letech 1983–4 B. Skiffem a E. Bowellem a nazvané po protagonistech proslulé hudební skupiny Beatles (planetky č. 4147–50). Snad nejzajímavější planetkou objevenou v loňském roce se stal objekt s předběžným označením 1990 MB, jenž má délku hlavní poloosy 1,524 AU, výstřednost 0,064 a sklon 20,3º. Jeho oběžná perioda 1,88 let se totiž shoduje s oběžnou periodou planety Mars, a tak E. Bowell vyslovil domněnku, že jde o Marsův Trojan – těleso, nacházející se v libračním bodě soustavy Slunce-Mars. Domněnku vzápětí potvrdil M. Yoshikawa numerickou integrací dráhy planetky po dobu 104 let. Ukázalo se totiž, že během celé té doby si planetka udržuje od Marsu prakticky stálý odstup, jak to je u Trojanů typické. Až dosud byli takoví Trojané známí pouze u Jupiteru.

Planetky Ivar (1627) a 1989 PB byly v době svého přiblížení k Zemi sledovány radarem observatoře Arecibo a odtud se mimo jiné podařilo ukázat, že mají velmi protáhlé tvary. Ivar má v podélném směru průměr asi 10 km, kdežto v příčném zhruba 5 km a objekt 1989 PB vypadá jako činka – jde nejspíš o dvě tělesa slabě „slepená“ vlastní gravitací na hranici stability v periodě 4 h. Obě zmíněná tělesa kříží zemskou dráhu.

D. W. Dunham aj. (celkem 46 autorů) zveřejnili loni výsledky rozsáhlé sledovací kampaně zákrytu hvězdy 1 Vul planetkou Pallas (2) dne 29. května 1983. Tento vzácný úkaz byl úspěšně zaznamenán na 130 stanovištích v jižních oblastech USA a v severním Mexiku, a to umožnilo neobyčejně zpřesnit údaje o planetce i o hvězdě (jež je známou spektroskopickou dvojhvězdou). Ukázalo se, že úhlová vzdálenost složek dvojhvězdy činila 0,0028″ a odtud bylo možné zlepšit hodnotu její vzdálenosti od nás na 125 pc, což je dvakrát více než trigonometrická hodnota. Pallas pak lze aproximovat trojosým elipsoidem s rozměry os 574 × 526 × 501 km (průměr 533 km) a hmotnosti 1,4.10-10 M☉. Střední hustota planetky 3,5násobek hustoty vody je překvapivě vysoká. Výškopis okraje planetky lze zrekonstruovat s chybou 10 ÷ 20 km, což je výsledek výtečně naplánované pozorovací kampaně, založené na předpovědi okolností zákrytu z roku 1981.

Astronomové na Mauna Kea na Havaji sledovali po celý rok chování podivuhodné planetky-komety Chiron (2060), jež se zvolna blíží ke Slunci (11,2 AU na počátku a 10,65 AU na konci roku). Tím se nápadně zvyšuje její fotometrická aktivita, projevující se krátkodobými (řádově hodinovými) fluktuacemi jasnosti i soustavným zvyšováním celkové (absolutní) jasnosti. Během roku se zvětšil průměr plynoprachové komy Chironu ze 130 000 na 200 000 km. Podle J. X. Luuové a D. Jewitta ztrácí nyní Chiron 1 kg prachu za sekundu.

Z „řádných“ komet vzbudila loni počátkem roku nejvíce vzrušení kometa Austin (1989 c1), objevená počátkem prosince 1989 novozélandským astronomem-amatérem R. Jaustinem. V té době byla přibližně 2,5 AU od Slunce a vyznačovala se nadprůměrnou produkcí vodní páry i prachu. To dávalo naději, že kometa bude v okolí přísluní (q = 0,35 AU) dosti jasná. Navíc její dráha se sklonem 59º k ekliptice byla neobyčejně příznivá pro pozorovatele na severní polokouli. V polovině března 1990 pozorovali W. Altenhoff aj. rádiové záření komety na frekvenci 250 MHz ze vzdálenosti 1,47 AU, což je nový kometární rekord. Optimistické předpovědi o optické jasnosti komety se však zcela nesplnily. Kometa Austin prošla přísluním 10. dubna a jevila se v té době jako objekt 4,5 mag. Po průchodu přísluním pak zůstala delší dobu na hranici viditelnosti očima, když se 25. května přiblížila k Zemi na vzdálenost 37 milionů km.

Právě tehdy ohlásil kanadský astronom D. Levy svůj šestý objev komety – 1990c, jež se blížila ke Slunci prakticky po parabole v retrográdní dráze se sklonem 132º. Dráha před přísluním byla opět výhodná pro sledování ze severní polokoule a tato kometa dobře dodržovala i předpověď růstu jasnosti. Už počátkem srpna byla na hranici viditelnosti očima a největší jasnosti 3,4 mag dosáhla 24. srpna. Stala se oblíbeným objektem astronomů-fotografů a na jižní polokouli byla vidět očima až do průchodu přísluním 24. října 1990. O čtyři dny později prošla přísluním známá periodická kometa Encke (viditelná ve větším triedru) se současnou oběžnou periodou 3,28 let.

V únoru 1990 byly příznivé podmínky pro sledování slavné Halleyovy komety, která byla v té době 11,6 AU od Země a 12,5 AU od Slunce. Podle měření R. Westa zeslábla kometa za poslední rok o 0,76 mag, ale stále je ještě o 0,35 mag jasnější, než kdyby šlo o pouhý odraz od temného jádra. To znamená, že kometa je dosud mírně aktivní; je obklopena asymetrickou komou o průměru 550 000 km a jeví krátkodobé fluktuace jasnosti až o 1 mag během pouhých hodin. Zdá se však, že aktivita jádra definitivně ustává; kometa upadá do zimního spánku, z něhož se probudí až v r. 2061. Jasnost komety v oboru V kolísala v únoru 1990 kolem střední hodnoty 24,4 mag, z čehož lze odhadnout, že obrazy jádra bude možné zachytit pozemními přístroji ještě po dobu alespoň tří let.

Jinak byl ovšem loňský rok relativně chudý na objevy komet, jichž bylo zaznamenáno pouze 16 – méně než polovina rekordní úrody 34 komet v roce 1989. H. Levison a M. Duncan se pokoušeli nalézt kometární jádra ve vzdálenosti 25 ÷ 60 AU od Slunce pomocí 1m reflektoru observatoře ve Flagstaffu v Arizoně, spřaženého s maticí CCD 2048 × 2048 pixelů (systém Spacewatch). Zkoumali oblast v ekliptice o ploše 4,9 čtv. stupně a nenašli žádné těleso s rozměrem větším, než byl práh přehlídky (40 km).

J. Heislerová ukázala, že existuje mocný mechanismus „vymetání“ kometárních jader z Oortova mračna komet ve vzdálensotech 1.104 ÷ 4.104 AU od Slunce. Vlivem galaktických slapů a těsných přiblížení hvězd se během trvání sluneční soustavy odstraní z mračna přibližně polovina původní populace kometárních jader. M. Torbett a R. Smoluchowski studovali pohyby kometárních jader za drahou Neptunu a dospěli k závěru, že většina drah je silně chaotických, tj. že dochází k drastickým změnám dráhových elementů za dobu podstatně kratší, než je trvání sluneční soustavy. Není proto divu, že jakákoliv tělesa v tomto pásmu jsou velkou vzácností.

Překvapivý je vývoj dráhových elementů periodické komety Machholz (1986 III = 1986 e), jež letos v červenci projde znovu přísluním ve vzdálenosti pouhých 0,13 AU. Podle výpočtů D. W. Greena aj. leželo přísluní komety ve vzdálenosti 0,9 AU ještě v r. 700 n. l. Nejmenší hodnoty dosáhne tento parametr kolem roku 2450, totiž jen 0,03 AU. Pokud kometa tak těsné přiblížení ke Slunci přežije, začne pak vzdálenost přísluní znovu stoupat až na hodnotu 0,7 AU v r. 4000. Současný sklon dráhy 60o patří k největším pro komety ve sluneční soustavě, avšak bude soustavně klesat na minimum 12º kolem r. 2450. Kometa se současnou periodou oběhu 5,25 let patří k tělesům s nejkratší oběžnou periodou mezi známými kometami. Podle Z. Sekaniny je kometa zdrojem denního meteorického roje β Andromedid, avšak až do r. 1986 byla mrtvým jádrem (typu Phaeton). Průměr jádra není větší než 5 km a současná aktivita komety pochází z omezené oblasti na povrchu jádra.

B. Schaefer kritizoval Brecherovu domněnku o tzv. Canterburském meteoritu na Měsíci z r. 1178. Brecher tak interpretoval údajné pozorování mnicha Gerváze o zábleskovém „rozštěpení“ měsíčního srpku. Belgický astronom-amatér J. Meeus totiž zjistil, že v udanou dobu nebyl v Británii Měsíc očima vůbec viditelný, takže buď je datum špatné – pak úkaz nesouvisí s Enckovou kometou –, anebo je celé pozorování vymyšleno. Schaefer se s ohledem na notorickou nespolehlivost Gervázových zápisů přiklání ke druhé možnosti.

S. Amari aj. nalezli drobné grafitové jehličky o délce 1 ÷ 4 μm v proslulém meteoritu Murchison. Soudí, že jde o důkaz interstelárního původu meteoritu, jelikož grafitové jehličky vznikají během ztráty plynné hmoty při explozích nov a v hvězdném větru červených obrů. Konečně I. Halliday aj. zjistili ze statistického rozboru údajů z kanadské prérijní sítě pro sledování bolidů, že na území o výměře 1.106 km2 dopadne za rok průměrně 9 meteoritů s hmotností větší než 1 kg. Podmínkou pro přežití v atmosféře se zdá být konečná rychlost tělesa během svítivé dráhy. Je-li nižší než 10 km/s, lze očekávat dopad a následné nalezení souvislého meteoritu. Pravděpodobnost nálezu není ovšem nijak závratná. Od r. 1750 bylo na celé Zemi (s výjimkou Antarktidy, kde jsou specificky příznivé podmínky pro odhalení meteoritu v ledu) nalezeno pouze 3 000 meteoritů.

R. Mathews nyní navrhl využít k hledání míst dopadu – seizmografů. Když totiž v prosinci 1988 došlo následkem výbuchu plastické trhaviny k havárii dopravního letadla Boeing 747 poblíž skotského Lockerbie, dopadl na zem z výšky 9 500 m rychlostí 60 m/s trup letadla o hmotnosti 70 t, což vyvolalo seizmickou odezvu u čtyř britských seizmografů. Následkem toho bylo možné kalibrovat i případné pády meteoritů, a tak Mathews zjistil, že touto technikou lze identifikovat pády meteoritů s hmotností nad 10 kg s přesností určení místa dopadu na ±2 km. Lze očekávat zhruba 200 takových dopadů na souš po celém světě za rok, což by patrně zvýšilo i počet nalezených kusů. Seizmografy totiž pracují nepřetržitě, ve dne i v noci, kdežto všechny astronomické způsoby detekce jsou nutně časově i prostorově velmi omezeny.

Nedávné vysoké maximum 22. cyklu sluneční činnosti vedlo ke zvýšení zájmu o sluneční pozorování ve všech oborech spektra a o navazující teoretické úvahy. Podle P. S. McIntosche nastalo maximum v červnu 1989, kdy měsíční relativní číslo dosáhlo hodnoty 196. V říjnu 1989 byl tok slunečních protonů s energiemi nad 10 MeV rekordní: během jediného týdne bylo zaregistrováno více protonů než za celý předešlý 21. cyklus. Zemská magnetopauza, která je na „návětrné“ straně obvykle ve vzdálenosti asi 64 000 km od Země, byla stlačena na 36 000 km. To způsobilo rychlé stárnutí slunečních panelů na geostacionárních družicích Země (za jediný týden degradovaly stejně jako předtím za 5 let), dočasnou ztrátu orientace umělých družic na polárních dráhách a dokonce ztrátu identifikace asi 10 % objektů vlivem skoků v dráhových parametrech, vyvolaných zvýšením atmosférického odporu. Stejně tak byly zaznamenány rekordní geomagnetické bouře, největší za posledních 30 let. Do tohoto výčtu spadá také „revoluční“ polární záře nad Československem ve večerních hodinách 17. listopadu 1989.

Vysoká úroveň sluneční činnosti však dovolila prakticky vyvrátit pracovní domněnku o souvislosti sluneční aktivity s počasím a se změnami kondice lidí a zdravotního stavu pacientů trpících kardiovaskulárními chorobami. Naproti tomu se ukázalo, že v závislosti na sluneční činnosti se mění akustické oscilace slunečního povrchu, které studuje helioseizmologie. Y. Elsworth aj. zjistili, že 4 MHz oscilace kolísají frekvenčně o 0,46 μHz během cyklu. Tato korelace je kladná (vyšší relativní číslo značí vyšší frekvenci). Naproti tomu existuje překvapivá záporná korelace sluneční činnosti a toku slunečních neutrin v Davisově experimentu. Tato antikorelace však není potvrzena v japonském experimentu Kamiokande. V průměru však oba experimenty souhlasí v tom, že dávají celých 50 % očekávaného neutrinového toku. Japonský experiment se rozeběhl teprve v lednu 1987, ale jeho předností je záznam času i směru příletu jednotlivých neutrin, o nichž se tak dá jednoznačně prokázat, že opravdu přilétají ze Slunce. Nicméně největším šokem byly první údaje z experimentu SAGE v Baksanské podzemní observatoři na Kavkaze v SSSR. Zde se měří počet rozpadů atomů gallia na radioaktivní germanium vlivem dopadu slunečních neutrin. Zatím je k dispozici 30 t gallia a výsledek zní, že aparatura registruje nanejvýš 1/2 očekávaného množství, ale že není vyloučeno, že ze Slunce nepřicházejí vůbec žádná neutrina! Přitom jde o pokus citlivý na neutrina s energiemi nad 0,23 MeV, kdežto Davisův pokus má dolní práh 0,81 MeV a Kamiokande dokonce 9,3 MeV.

Jelikož výsledky helioseizmologie obecně potvrzují platnost teoretického standardního modelu slunečního nitra, přiklánějí se odborníci stále více k názoru, že neutrinový skandál musí řešit částicová fyzika, a ne astrofyzika. Největší naděje se nyní přičítají tzv. oscilacím neutrin, jak je v r. 1986 navrhli Mišejev, Smirnov a Wolfenstein (efekt MSW). Podle nich je klidová hmotnost elektronového neutrina velmi blízká nule, zatímco mionové a tauonové neutrino má hmotnost vyšší. Následkem toho dochází k oscilacím, tedy změně neutrinové „vůně“. Jelikož pozemní detektory dokáží registrovat pouze elektronová neutrina a jelikož oscilace probíhají v čase nesrovnatelně kratším, než je doba letu neutrin k Zemi, nutně pozorujeme nedostatek slunečních neutrin. Kdyby se však ukázalo po dokončení experimentu SAGE (v r. 1991 má být množství gallia zdvojnásobeno), že Slunce nevysílá žádná neutrina, pak by ani tento efekt rozpor neobjasnil.

P. Goode a W. Dziembowski ukázali v rozboru helioseizmických dat, že během slunečního cyklu se mění rychlost rotace slunečního nitra v hloubce větší než 0,5 poloměru, zatímco nad touto hranicí se rychlost rotace v čase nemění. V této hloubce dochází k přechodu konvektivního přenosu energie na přenos zářivý. Nejnižší rotace se pozoruje v 60 % poloměru Slunce – odtud se oběma směry rychlost rotace zvyšuje. Ve 40 % poloměru je již rychlost rotace vyšší než na povrchu Slunce.

T. I. Afanasjevová aj. zhodnotili výsledky měření poloh planet sluneční soustavy vykonaných v letech 1964–86 v Sovětském svazu a v USA zejména pomocí radiolokátorů. Odtud se jim podařilo mezi jiným odvodit maximální hodnotu slunečního zploštění. Rozdíl rovníkového a polárního poloměru činí maximálně 11 km, a nelze jím tudíž vysvětlit pozorované efekty (stáčení perihelu Merkuru) bez užití obecné teorie relativity, jak se svého času navrhovalo. S. V. Voronov aj. využili helioseizmologie k určení zastoupení helia ve Slunci. Vyšlo jim poměrné zastoupení 25 %, v rozporu se standardním modelem I. Sackamnnové aj., jež obdržela 27,8 % . Zatím není jasné, čím je rozdíl vyvolán, ale ani tento nesouhlas nemůže pomoci objasnit rostoucí problém deficitu slunečních neutrin. L. M. Krauss zase našel korelaci 0,97 mezi tokem slunečních neutrin v Davisově experimentu a frekvencí akustických oscilací Slunce, což nepřímo podporuje i již zmíněnou souvislost se změnami sluneční činnosti. To vše nemá v tuto chvíli kloudný teoretický výklad, takže další vývoj celého problému přinese zřejmě brzy neobyčejná astronomická i fyzikální překvapení.

2. Hvězdy a dvojhvězdy

Na pomezí výzkumu planet a hvězd se již téměř celé desetiletí diskutuje o možné existenci hnědých trpaslíků – objektů s vlastním, leč nikoliv termonukleárním zdrojem zářivé energie. T. Henry a D. McCarthy studovali na přímých snímcích infračervenými čidly v pásmech 1,6 a 2,2 μm nejbližší okolí (0,2 ÷ 0,5″) červených trpaslíků třídy M do vzdálenosti 5 pc od Slunce. Ze 27 zkoumaných trpaslíků má 8 jednoho a 1 dokonce dva průvodce, vesměs však s hmotnostmi vyššími, než je horní mez pro hnědé trpaslíky (0,08 M☉). Přehlídka ukázala, že ve vzdálenosti 2 ÷ 10 AU od trpaslíků se nenalézá žádný hnědý trpaslík. Autoři se nyní snaží rozšířit tuto přehlídku do vzdálenosti 10 pc od Slunce. J. Schneider a M. Chevreton navrhují, aby se nehvězdní průvodci hledali fotometricky u nejjasnějších zákrytových dvojhvězd. Tvrdí, že pokud má některá složka dvojhvězdy kolem sebe planety či hnědé trpaslíky, projevilo by se to často měřitelnými poklesy jasnosti zakrývané složky buď před hlavním zákrytem, nebo po něm.

Přehled současných názorů na vznik hvězd slunečního typu zveřejnili C. Lada a F. Shu. Dnes je již prakticky jisté, že zdrojem materiálu pro vznik hvězd jsou obří molekulová mračna s typickými rozměry kolem 100 pc a hmotností 105 M☉. Mračna se skládají převážně z molekul vodíku při teplotě 10 ÷ 20 K a jejich životnost činí maximálně 108 let. Jejich střední hustota je o 21 řádů nižší než hustota vody v pozemských podmínkách, takže hlavním problémem teoretiků je vysvětlit, jaká síla přiměje část mračna, aby se zhustilo o 20 řádů a vytvořilo tak zárodek hvězdy. Zatím se totiž nepodařilo přistihnout žádný předhvězdný objekt přímo ve stadiu gravitačního kolapsu, ačkoliv nová mikrovlnná a infračervená měření mají dobrou rozlišovací schopnost a pronikají i hluboko do niter obřích molekulových mračen. Jen obecně lze říci, že pro tvorbu nového pokolení hvězd jsou vhodné zejména husté centrální oblasti mračen s prouděním molekulového plynu rychlostmi až několik km/s a magnetickým polem až 10-7 T. Hmotnostní spektrum vznikajících hvězd vyloženě preferuje zárodky nižších hmotností (s maximem kolem 0,4 M☉). Dosud se podařilo pozorovat asi 100 hvězdných zárodků vzniklých rozpadem malých částí obřích molekulových mračen až do vzdálenosti 1 kpc od Slunce. Hmotnosti zárodků se pohybují v rozmezí 0,1 ÷ 100 M☉ a jejich nejnápadnějším společným rysem jsou bipolární výtrysky chladného plynu z centra zárodků, které podle všeho trvají tisíce až statisíce let. Tyto výtrysky odnášejí značnou energie řádu 1036 ÷ 1040 J, a tak přispívají k řešení problému přebytečného momentu hybnosti.

Rychlost proudění výtrysků nezřídka dosahuje 400 km/s a povaha celého jevu je vlastně dosud záhadou. Především nevíme, co „spouští“ bipolární výtrysky a jak to, že prahvězda nabývá na hmotnosti, když výtrysky ji naopak hmoty zbavují. Proto také nevíme, co je určujícím činitelem při docílení výsledné hmotnosti hvězdy. Nevíme ani, proč někdy vznikají spíše dvojhvězdy a vícenásobné hvězdné systémy a jindy zase osamělé hvězdy, spřípadně obklopené planetární soustavou. Není také jasné, proč patrně jen velmi vzácně vznikají přechodná tělesa typu hnědých trpaslíků. Naštěstí se infračervená i mikrovlnná technika neustále zdokonaluje – existují již dvojrozměrné snímací soustavy pro blízkou a střední infračervenou oblast, takže lze očekávat i obdobný pokrok teorie.

Infračervené pozorování průběhu zákrytu veleobra Antares Měsícem umožnila A. Richichimu a F. Lisimu zpřesnit úhlový průměr hvězdy na (0,0413 ±0,0001)″. D. Busher aj. změřili průměr Betelgeuse pomocí 4,2m Herschelova teleskopu metodou skvrnkové interferometrie a dostali hodnotu 0,05″. Konečně jeden z prvních přímých snímků Hubbleovým kosmickým teleskopem rázem rozřešil problém údajné nadhvězdy R 136a v mlhovině 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu. Na snímku s úhlovým rozlišením 0,1″ se na místě „nadhvězdy“ nalézá kompaktní hvězdokupa tvořená alespoň šedesáti izolovanými hvězdami, z nichž žádná nemá hmotnost vyšší než 100 M☉.

R. Viotti aj. zveřejnili zatím nejpodrobnější katalog optického a ultrafialového spektra „nadveleobra“ η Carinae, zhotovený na základě soustavných pozorování objektu družicí IUE. Tato mimořádná hvězda se zářivým výkonem 5.106 L☉ ztrácí ročně 0,075 M☉ intenzivním hvězdným větrem. Vnější obaly hvězdy se rozpínají nesouměrně, což je nejspíš důkazem podvojnosti objektu. B. Schaefer odhalil rekordní vzplanutí eruptivního trpaslíka CZ Cnc, který byl objeven při erupci v r. 1976. Klidová jasnost hvězdy činí 21 mag, avšak během krátkého několikahodinového vzplanutí se hvězda zjasnila o 10,8 mag, což je nový rekord pro eruptivní trpaslíky. Předešlý rekord držela hvězda AF Psc s amplitudou zjasnění o 7,7 mag. Tato silná krátkodobá zjasnění jsou astrofyzikálně udivující; současně však jejich existence komplikuje úsilí o hledání optických protějšků zábleskových zdrojů záření gama.

N. Dinshawová předpověděla, že během dvou let přestane pulzovat známá cefeida α UMi, tedy Polárka. Předpověď zakládá na klesající amplitudě periodických změn radiální rychlosti pro povrch hvězdy. Jestliže ještě v roce 1960 činila tato amplituda 5 km/s, nyní dosahuje jen 0,5 km/s a rychle se zmenšuje. Po hvězdě RU Cam (viz ŘH 59/1978, 162) je to v průběhu patnácti let již druhý případ končící cefeidy, což nasvědčuje tomu, že fakticky jde o docela častý úkaz a životnost cefeid je astronomicky vzato velmi krátká.

Jestliže zánik pulzací cefeid lze alespoň rámcově pochopit, mnohem těžší to bude s překvapivým odhalením autorů M. Zakirova a A. Azimova, kteří zjistili, že zákrytová dvojhvězda SS Lac v otevřené hvězdokupě NGC 7209 se přestala zakrývat! V roce 1921 zjistil C. Hoffmeister, že jde o zákrytovou dvojhvězdu s periodou 14,4 dne a amplitudou primárního i sekundárního minima 0,5 mag. Podle archivních fotografických snímků se vzhled světelné křivky neměnil v letech 1890–1950. Od r. 1952 se však začala amplituda světelné křivky zmenšovat a nyní již minima zcela vymizela. Zatím lze spíše hádat, co se v soustavě událo, ale v každém případě jde o jev prvořadného významu pro teorii vývoje dvojhvězd i hvězdokup.

První zákrytová dvojhvězda v kulové hvězdokupě má katalogové číslo NJL 5 a nalézá se v nejbohatší galaktické kulové hvězdokupě ω Centauri ve vzdálenosti 16 000 světelných let od Slunce. Je klasifikována jako tzv. „modrý pobuda“, neboť je ve svém vývoji vůči ostatním hvězdám hvězdokupy opožděna. Zdá se, že za její opoždění nese vinu intenzivní přenos hmoty mezi složkami dvojhvězdy, což by mohlo být vodítko i pro obecné řešení problému modrých pobudů. P. Harmanec se v obsáhlé studii zabýval proslulou zákrytovou dvojhvězdou β Lyrae, jež navzdory tomu, že je doslova prototypem jedné třídy zákrytových systémů, nemá dodnes zcela vyhovující model. V Harmancově studii je spektrálně klasifikována jako B 6 - 8 II + B 0 V : e a hmotnosti složek činí 4,3 a 14,1 M☉.

Vlivem gravitačního záření na vývoj těsných dvojhvězd se zabýval T. Padalla. Podle obecné teorie relativity vzniká oběhem složek kolem společného těžiště gravitační záření, jež efektivně snižuje energii systému, a složky se k sobě navzájem blíží po neuzavřených spirálových drahách, až posléze splynou v jedinou hvězdu. Z 27 probíraných systémů s hmotnostmi 0,5 ÷ 47 M☉ a spektry O až K je popsaný efekt největší u soustavy AO Cas (sp. 0 9 III + 0 9 III) s hmotnostmi složek 23 a 18 M☉ ve vzájemné vzdálenosti 33 R☉. Při současné oběžné periodě 3,5 dne ztrácí systém 1,6.1025 W gravitačním zářením a ke splynutí složek dojde za 10 miliard let. Největší ztrátový výkon 8,7.1025 W vykazuje systém UW CMa a nejkratší životnost do splynutí složek systém U Peg – pouze 1,0.109 let.

Podle N. Vogta se gravitační vyzařování podílí i na průběhu dlouhé etapy „přezimování“ mezi dvěma následujícími výbuchy klasické novy. Na rozdíl od tzv. rekurentních nov, kde intervaly mezi výbuchy činí desítky roků, odhaduje se interval mezi výbuchy klasických nov na desítky tisíc let. Zřejmě však neplatí standardní představa, že v intervalu mezi výbuchy se s novou (těsnou dvojhvězdou, kde primární složkou je bílý trpaslík) nic podstatného neděje, a její celková jasnost je tedy konstantní. Tak například proslulá nova V1500 Cyg z r. 1975 byla sice po dlouhou dobu před explozí pouze 21 mag, ale měsíc před výbuchem se její jasnost zvýšila na 16 mag, a pak náhle vybuchla a dosáhla v maximu 2 mag. Nejstarší známé novy CK Vul (1670), WY Sge (1783) a V841 Oph (1848) jsou dnes podstatně slabší, než byly v prvních desetiletích po explozi. Jejich jasnost klesá tempem 2,1 mag/100 let. Vogt to vysvětluje tak, že následkem ztráty hmoty při explozi se zvětší vzdálenost obou složek dvojhvězdy od sebe, a tím sekundární složka ztratí dotyk s příslušným Rocheovým lalokem. Výbuchem silně ohřátý bílý trpaslík však pokračuje v intenzivním ozařování přivrácené polokoule sekundární hvězdy, z níž se proto stále ještě odpařuje materiál tak dlouho, dokud bílý trpaslík nevychladne na klidovou hodnotu, což trvá až 300 let. Teprve pak výrazně klesne přenos hmoty mezi složkami i ztráta hmoty ze soustavy. Trvá to pak tisíce roků, než gravitační brzdění k sobě opět složky přiblíží tak, že sekundár obnoví dotek s Rocheovým lalokem, přenos hmoty se opět zvýší, a tak se vše připraví k následující explozi.

Podle M. Livia aj. je rychlá ztráta hmoty ze systému tempem až 10-6 M☉/r způsobena tím, že po explozi se kolem obou složek dvojhvězdy vytvoří společný plynný obal, který se rozpíná rychlostí až 1 000 km/s. Jakmile se tato obálka rozplyne, zmenší se podstatně rychlost této ztráty, v souladu se zmíněnými pozorováními. Naproti tomu tzv. symbiotické novy mají tak rozměrné dráhy, že se u nich společná obálka nevytvoří vůbec.

S novami souvisí také pozoruhodný úkaz světelné ozvěny, poprvé pozorovaný při explozi novy GK Persei v r. 1901. Kolem novy se totiž po čase vytvořil jasný rychle expandující prstenec. J. Kapteyn ihned pochopil, že jev vzniká pohybem záření exploze v plynu, který novu již dříve obklopoval. Dnes víme, že tento plyn je pozůstatkem hvězdného větru z fáze červeného obra, jež předchází zhroucení primární složky na bílého trpaslíka. V r. 1902 si A. Hinks uvědomil, že fronta interakce mezi světlem výbuchu a mezihvězdným plynem se vůči pozorovateli na Zemi může pohybovat vysoce nadsvětelnou rychlostí. Jde o podobnou iluzi jako při nadsvětelných rychlostech rozpínání některých kvasarů. Nejkrásnějším příkladem efektu světelné ozvěny se ovšem stala supernova 1987A, jejíž mocné světlo exploze klouzalo po mračnech cirkumstelárního plynu a prachu rychlostí až 25× vyšší, než je rychlost světla. D. Malinovi a D. Allenovi se podařilo rozlišit celkem tři ozvěny na různých „odrazných plochách“ v okolí supernovy tím, že měli k dispozici snímky supernovy pořízené před výbuchem, což jim umožnilo spolehlivěji odečíst hodnoty jasnosti pozadí.

Supernova je již v tuto chvíli nejvíce zkoumaným objektem mimo sluneční soustavu a nových pozorování stále přibývá. Mnohobarevná světelná křivka v širokém rozsahu spektra je přirozeně unikátní – žádnou jinou supernovu se nedařilo plynule sledovat 1 000 dnů po explozi. Podle sedmibarevných měření v ženevském systému se G. Burkimu aj. podařilo odvodit, že vizuální maximum jasnosti supernovy nastalo až 82 dnů po explozi a dosáhlo 2,98 mag ve filtru V. Podle P. Bouchetové aj. činila v r. 1990 bolometrická jasnost supernovy asi 25 000 L☉, přičemž převážná část energie se nyní vyzařuje v infračerveném oboru spektra. Světelná křivka po výbuchu nejprve dobře souhlasila s křivkou radioaktivního rozpadu nuklidu 56Co a později nuklidu 57Co. Nedávno se však další pokles bolometrické jasnosti zřetelně zvolnil, což je důkazem přítomnosti dalšího (neradioaktivního) zdroje záření. Nejspíše jde o nepřímý důkaz přítomnosti pulzaru v pozůstatku po supernově. Směrované vyzařování pulzaru totiž interaguje s prachem v obálce supernovy a je tak transformováno do všech směrů a do infračervené oblasti spektra. Takto lze prokázat pulzar i v tom případě, že při rotaci či precesi neutronové hvězdy nesměřuje vyzařovaný svazek nikdy směrem k pozorovateli. Jak známo, předchozí zprávy o existenci 0,5 ms pulzaru v jádře supernovy 1987A byly autory sdělení odvolány – šlo o rušivý signál z televizní kamery. Australští radioastronomové A. Turtle aj. však v polovině roku oznámili, že supernova je znovu detekovatelná v rádiovém oboru spektra na frekvencích 0,8 ÷ 4,8 GHz a její rádiový tok zvolna roste.

3. Neutronové hvězdy

Rádiové sledování pulzarů v naší Galaxii se soustředilo na hledání těchto objektů v kulových hvězdokupách. Tento lov započal teprve nedávno, když se ukázalo, že četnost výskytu krátkoperiodických (milisekundových) pulzarů v těchto starých hvězdných systémech je asi o dva řády vyšší než obecně v galaktickém poli. Tak se za poslední tři roky podařilo přibližně v 15 hvězdokupách nalézt na čtvrt stovky pulzarů, z toho asi polovinu během r. 1990. Mezi nimi je snad nejzajímavější pulzar 1744-24A v masivní kulové hvězdokupě Terzan 5 poblíž centra Galaxie, objevený A. Lynem aj. Pulzar s periodou impulzů 11,6 ms patří do dvojhvězdy s oběžnou periodou 1,8 h a poloměrem kruhové dráhy 0,9 R☉. Jde o zákrytový systém s mimořádně dlouhým a proměnným trváním zákrytu (0,3 ÷ 0,5 délky oběžné periody). Občas dokonce impulzní signál vymizí na dobu několika hodin, zřejmě následkem intenzivního proudu plynu, který zakryje celý systém. Sekundární složka dvojhvězdy totiž výrazně přetéká přes Rocheův lalok – kdyby jej pouze vyplňovala, trval by zákryt impulzního zdroje pouhých 6 minut. Impulzní perioda zůstává po odečtení vlivu orbitálního pohybu pozoruhodně stálá, na úrovni 10-20.

K tomu poznamenává B. Iljin aj., že pulzary se opravdu výtečně hodí jako nezávislé časové standardy, jelikož jejich rotační energie dosahuje až 1045 J (Slunce má jen 1035 J a Země pouze 1029 J – proto rychlost zemské rotace kolísá na úrovní 10-13). Dnes požadovaná přesnost časových měření se pohybuje kolem 10-15, což lze překlenout rozličnými postupy pro různě dlouhé časové intervaly. Rubidiové standardy si uchovávají tuto přesnost v intervalu řádu 100 s, vodíkové masery v průběhu 1 h a cesiové normály do 10 h. Naproti tomu přesnost „pulzarových normálů“ plynule roste s časem a přibližně od délky intervalu 1 rok již překonává i ty nejlepší atomové normály času ve fyzikálních laboratořích. Klíčovým problémem jsou ovšem tzv. skoky v délce periody pulzarů, které nastávají zcela nepředvídaně a mohou tak pulzarový normál zkazit. Východiskem je přirozeně souběžné sledování více pulzarů vhodně rozmístěných po celé obloze. K tomu cíli se nejlépe hodí milisekundové pulzary, pokud mají dostatečně velký odstup signálu od šumu.

Zatím nejkvalitnějším časovým normálem se stal milisekundový pulzar 1937+21 s vůbec nejkratší periodou 1,6 ms, objevený v r. 1982. Zatím u něj nebyl pozorován žádný skok v periodě a sekulární prodlužování periody je téměř zanedbatelné. Současná časomíra se opírá o soustavné sledování pěti milisekundových pulzarů a potenciál této metody není zdaleka vyčerpán. Tak například bude možné zpřesňovat polohu těžiště sluneční soustavy i odhalit případné nepravidelnosti v pohybu Slunce napříč Galaxií. Fyzika tak poprvé získala prostředek ke srovnání mikroskopických a makroskopických periodických jevů při určování běhu času.

Pulzary, které jeví skoky v periodě, se sice nehodí pro zdokonalování časového normálu, ale jejich důležitost pro fyziku tím nijak neklesá. Ukázalo se totiž, že z rozboru četnosti, velikosti a následků periodových skoků lze odvodit jedinečné údaje o vnitřní stavbě rychle rotujících neutronových hvězd. Podle D. Niceho je nejpilnějším skokanem mezi pulzary objekt PSR 1737-30 s periodou 0,61 s, kde je každý rok pozorování alespoň jeden skok. K poslednímu skoku došlo na přelomu října a listopadu 1990 a zkrácení periody dosáhlo relativní hodnoty 6.10-7.

Největší skoky byly pozorovány u proslulého pulzaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet s impulzní periodou 89 ms. Dosud bylo pozorováno celkem 8 skoků, z nichž největší měly relativní hodnotu řádu 10-6. P. McCullochovi aj. se právě na Štědrý den 1988 podařilo pulzar v Plachtách přistihnout přímo při skoku, čímž zhodnotili čtyřleté systematické „číhání“ na takto nepředvídatelnou událost. Ukázalo se, že perioda impulzů se zkrátila zcela náhle během méně než 2 minut a ihned po skoku nastal exponenciální návrat k původní délce periody. Skok dosáhl relativní hodnoty 1,8.10-6 a návrat k původní hodnotě netrval ani celý den. F. Graham-Smith uvádí, že za fenomén skoků může supratekutost jader železa při teplotě 106 K v prostoru pod tuhou kůrou neutronové hvězdy. Podle předpokladu V. Tkačenka osciluje suprakapalina vůči tuhému obalu a vytváří následkem rotace neutronové hvězdy úzké válcové víry, oddělené jen 0,2 mm mezerami. Tyto válcové víry se navzájem odpuzují a vytvářejí v kapalině stabilní šestiúhelníkovou mříž, jež je ukotvena v tuhé kůře. Brzděním rotace kůry interakcí s magnetosférou pulzaru se poruší ukotvení vírů, čímž vzniká pozorovaný periodový skok. Tak lze výzkumem skoků odvozovat pozoruhodné vlastnosti kvantové kapaliny v podmínkách naprosto nedostižitelných v pozemských laboratořích nízkoteplotních fyziků.

Poruchy ve vnitřní stavbě neutronových hvězd se považují za příčinu dalšího záhadného jevu, jímž stále zůstávají zábleskové zdroje záření gama. Podle K. Hurleyho se během 15 let od objevu nashromáždily údaje o 500 vzplanutích, z nichž pro 180 existují slušné údaje o poloze na obloze. Jen tři z takto sledovaných zdrojů jsou rekurentní, takže orientačně lze říci, že pro danou neutronovou hvězdu se záblesk opakuje jednou za 500 000 let. Druhým omezením je neexistence souběžných záblesků v přilehlých pásmech elektromagnetického spektra. Archivní výzkumy, na nichž se význačně podílí čs. skupina vedená R. Hudcem, sice vedly k vytypování několika podezřelých koincidencí mezi polohou optického záblesku na fotografické desce a vzplanutím záření gama, ale vesměs jde jen o podezření. Proto se stále uvažuje o všech alternativách, jimiž je především „hvězdotřesení“ kůry neutronové hvězdy (P Madau, P. Joss, O. Blaes aj.), dále překotné termonukleární reakce na povrchu neutronové hvězdy a konečně srážka neutronové hvězdy s kometou či planetkou. Pouze B. Paczyński uvažuje o zcela exotické možnosti, že zdroje jsou extragalaktické a efekt je zesílen působením mezilehlé gravitační čočky.

Závažnost otázky nutí teoretiky k odvážným spekulacím a pozorovatele k originálním pozorovacím technikám. V USA má brzo zahájit provoz celooblohová kamera opatřená čidlem CCD, jež okamžitě zachytí záblesky jasnější než 11 mag, a na základě této detekce vydá počítač povel k rychlému nastavení 0,2 m teleskopu daným směrem, a teleskop pak uskuteční soustavná poziční a fotometrická měření jevu.

Samostatnou záhadou související s otázkou stavby neutronových hvězd zůstává rovněž tajemný objekt Cyg X-3 (V1521 Cyg), jenž je dvojhvězdou s oběžnou dobou 4,8 h a současně rentgenovým pulzarem s periodou 12,6 ms. Tutéž pulzní modulaci nejnověji vykazují i měření intenzity pronikavého záření gama s energiemi 1 TeV. Podle K. Braziera aj. se perioda pulzaru prodlužuje v relativní míře o 2,8.10-14. A. Gregory aj. zjistili náhlé vzplanutí zdroje v pásmu 100 TeV koncem července 1990 a vzápětí v polovině srpna bylo pozorováno také rádiové zjasnění zdroje v pásmu 2 ÷ 8 GHz. Ani tato pozorování však nepomohla objasnit povahu tohoto patrně nejenergetičtějšího hvězdného objektu naší Galaxie.

4. Galaxie a kvasary

Při výzkumu struktury i jádra naší Galaxie se s výhodou doplňují pozorování v extrémních oblastech elektromagnetického spektra, jelikož v optickém oboru je Galaxie nedostatečně průhledná, zejména v rovině souměrnosti a ve směru do centra. S. Digelovi aj. se nyní podařilo sledovat v rádiovém oboru rozložení obřích molekulových mračen až do vzdálenosti 12 kpc od centra. Ukázali, že souhrnná hmotnost těchto mračen v disku o poloměru 11 kpc dosahuje téměř 109 M☉. V přehledové studii uvádí S. van den Bergh, že nejstarší složkou Galaxie jsou kulové hvězdokupy v galaktickém halu o stáří až 16 miliard let. Stáří individuálních kulových hvězdokup, jichž je nyní známo přes 150, však jeví rozptyl přinejmenším o 20 %. Disk Galaxie je v průměru mladší – o stáří 12,5 miliardy let. Mezi hvězdnými složkami Galaxie vyniká tenký disk s úhrnnou hmotností 6.1010 M☉, zatímco tlustý disk obsahuje jen 4.109 M☉. Následuje galaktická výduť (angl. bulge) hmotností 5.109 M☉ a halo (obsahující též zmíněné kulové hvězdokupy) s hmotností 2.109 M☉. Celou soustavu ovšem obklopuje rozsáhlá temná koróna obsahující tzv. skrytou hmotu o celkové hmotnosti 1.1012 M☉. Odtud je dobře patrné, že při výzkumu Galaxie jsou astronomové dosud na samém počátku objevů.

V nejbohatší kulové hvězdokupě ω Centauri byla loni objevena zákrytová dvojhvězda, což je vlastně první případ v kterékoliv kulové hvězdokupě. Primární složka systému patří do skupiny tzv. modrých pobudů (hvězd opožděných ve vývoji vůči stáří kulové hvězdokupy), což lze nyní pochopit tím, že vývoj této hvězdy se zabrzdil intenzivním přenosem hmoty mezi složkami dvojhvězdy. Vysoká prostorová hustota hvězd v kulových hvězdokupách je příčinou, proč právě v těchto soustavách dochází podstatně častěji než v obecném galaktickém poli k těsným setkáním, ba i přímým srážkám hvězd. M. Ruffert a E. Müllerová tak propočítali průběh tečné srážky hvězdy hlavní posloupnosti s bílým trpaslíkem, když každá složka má před střetem hmotnost 0,5 M☉. Výsledek rozsáhlého výpočtu je pozoruhodný: zatímco bílý trpaslík srážku hladce přežije, hvězda hlavní posloupnosti se nárazem zcela zničí a její materiál se rozptýlí do obálky kolem bílého trpaslíka. Zatím je ovšem stěží myslitelné, že by se při velké vzdálenosti kulových hvězdokup podařilo najít pozorovací důkazy pro reálnost takového procesu.

Pokrok pozorovací techniky však znamená podstatné zlepšení údajů o stavu látky v oblasti galaktického centra. Výtečný přehled nejnovějších názorů na povahu vlastního jádra Galaxie uveřejnili C. Townes a R. Genzel. Dnes se jádro Galaxie studuje s uspokojivým rozlišením jak v pásmu rádiových vln a středního infračerveného oboru, tak v oblasti rentgenového záření i paprsků gama. K dispozici jsou dobré údaje o rádiových spektrálních čarách příslušejících molekulám CO, HCN, OH, CS a NH3.

Také v oboru záření gama byly nalezeny spektrální čáry, a to jednak anihilační čára 511 keV, jednak čára 1,8 MeV, vznikající radioaktivním rozpadem nuklidu 26Al. Odtud plyne, že v oblasti jádra každou sekundu anihiluje 1013 kg pozitronů (1) a že v téže oblasti se nalézá radioaktivní hliník o úhrnné hmotnosti několikanásobku M☉. Jelikož tento nuklid vzniká v nepatrné míře jen při výbuchu supernov, znamená to, že v centru Galaxie vybuchují supernovy doslova na běžícím pásu. Pozorované proudění plynu nasvědčuje tomu, že do vlastního centra přitéká ročně asi 0,001 M☉ hmoty, což představuje plných 5.106 M☉za posledních 5 miliard let. To je podle obou autorů nepřímý důkaz existence černé veledíry v jádře Galaxie – jinak bychom totiž pozorovali i stejně mocný tok hmoty z oblasti jádra.

Podle rádiových pozorování „sedí“ v centru Galaxie nevelký objekt Sgr A, který podle autorů K. Lo a D. Backera měří v průměru jen 1,2 miliardy km (což odpovídá poloměru dráhy Jupiteru kolem Slunce). F. Yusef-Zadeh aj. však zjistili, že zdroj anihilačního záření leží plných 100 pc od centra, a kromě toho také maximum ultrafialového záření je vůči němu posunuto a zdroj sám nezáří v infračerveném pásmu. Konečně v červenci 1990 M. R. Rosa aj. objevili nedaleko zmíněného rádiového zdroje dva optické objekty GZ-A a GZ-B, z nichž první vyniká nápadně modrou barvou a absolutní vizuální hvězdnou velikostí -9,5 mag. Proto se tito autoři domnívají, že ve vlastním centru Galaxie leží právě tento zdroj GZ-A skládající se z husté hvězdokupy mimořádně svítivých hvězd s úhrnným zářivým výkonem 1.107 L☉. Hvězdokupa obsahuje nejméně 15 modrých veleobrů spektrální třídy 07. Pak by ovšem v jádru Galaxie nezbylo místo pro černou veledíru. Zdá se, že tento závěr nepřímo podporují i pozorování P. Mandrona aj. na sovětsko-francouzské orbitální observatoři Granat. V pásmu energií 200 ÷ 800 keV se totiž v centru Galaxie vynořil zdroj 1E 1740.7-2942 v polovině října 1990 a po několika dnech opět zmizel. I kdyby však v centru Galaxie nebyla černá veledíra, je zcela zřejmé, že jde o oblast mimořádně nebezpečnou – výsledkem příslušného selekčního tlaku je i skutečnost, že se naše civilizace nalézá dostatečně daleko, a může tedy bouřlivé procesy v jádře sledovat ze vzdálenosti úctyhodné, leč bezpečné.

Z galaxií Místní soustavy se nyní věnuje nejvíce pozornosti Velkému Magellanovu mračnu, a to zejména zásluhou rentgenové umělé družice ROSAT, vypuštěné loni v červnu. Při celkové přehlídce této galaxie se podařilo rozlišit 44 diskrétních zdrojů, které se koncentrují do oblastí výskytu mračen ionizovaného vodíku. Efektivní teploty zdrojů se pohybují v rozmezí 0,5 ÷ 1 MK a v mnoha případech se právě ty nejteplejší podařilo ztotožnit se zbytky supernov, neutronovými hvězdami a černými dírami hvězdného typu. Vůbec nejintenzivnějším rentgenovým zdrojem v galaxii VMM je rentgenová dvojhvězda LMC X-1, jejíž zhroucená složka je skoro určitě černou dírou.

Rádiově rozlišená obří mračna neutrálního vodíku, o nichž se zprvu soudilo, že jde o galaxie ve stavu zrodu, byla nyní ztotožněna s poměrně blízkými trpasličími galaxiemi. Podle S. Djorgovského tak existuje trpasličí galaxie, vzdálená od nás 20 Mpc, kterou obklopuje mračno H I s průměrem 200 kpc. C. Impey aj. podobně identifikovali mračno v souhvězdí Panny, jehož průměr činí rovněž 200 kpc a pro nějž se dodatečně podařilo najít trpasličí optickou galaxii, vzdálenou od nás 8 Mpc. Těmito objevy byla odstraněna námitka proti standardní teorii velkého třesku, že některé zárodky galaxií jsou podstatně mladší, než je očekávané stáří vesmíru. Ve skutečnosti nejde o zárodky, ale o dobře vyvinuté – byť opticky nevýrazné – trpasličí galaxie. To současně znamená, že populace trpasličích galaxií je podstatně významnější, než se dosud myslelo – vinu na tomto zkreslení nese silný výběrový efekt.

Mnohé galaxie s nízkou plošnou jasností mohou být navzdory tomu soustavami doslova veleobřími. Takovým příkladem je galaxie SB 88 (1037+211), objevená v r. 1988. Loni totiž G. Bothun aj. získali její spektrum a odtud určili červený posuv z = 0,046. Galaxie je nápadná svými velkými úhlovými rozměry a vskutku, hmotnost mračen neutrálního vodíku dosahuje hodnoty 2,5.1010 M☉ a dynamická hmotnost soustavy dokonce 9.1011 M☉. Ještě větší galaxii našli J. M. Uson aj. v centru kupy Abell 2029. Její halo lze prokázat ještě ve vzdálenosti větší než 1 Mpc od centra (za předpokladu, že vzdálenost galaxie od nás činí 470 Mpc). Pro tuto obří soustavu vychází též extrémní poměr dynamické a zářivé hmotnosti 500 : 1.

Nejvzdálenější „obyčejnou“ galaxii G 0102-190 se loni podařilo zaznamenat na snímku teleskopem NTT (La Silla, ESO, Chile). Při červeném posuvu z = 1,025 činí její kosmologická vzdálenost 1.1010 světelných let. V úhlové vzdálenosti 5″ od galaxie se nachází kvasar s červeným posuvem z = 3,035 a v jeho spektru je vidět méně posunuté absorpční čáry z hala zmíněné galaxie. To automaticky znamená, že poloměr hala galaxie činí nejméně 25 kpc, což je v dobré shodě s představou, že galaxie vznikaly postupnou kontrakcí zárodečného materiálu. V citovaném případě totiž pozorujeme objekt v epoše, kdy byl vesmír třikrát mladší, než je dnes.

Podle K. Chamberse aj. je nyní nejvzdálenější známou radiogalaxií objekt 4C 41.17 s červeným posuvem z = 3,8. Na nejpronikavějších snímcích oblohy nalezli J. Tyson a R. Wenk v oblasti kolem pólu Galaxie takový počet galaxií do mezní hvězdné velikosti 27 mag, že v přepočtu na 1 čtvereční stupeň to představuje plných 20 000 galaxií. T. J. Broadhurst aj. použili techniky pronikavých snímků ke studiu struktury vesmíru do vzdálenosti 2 Gpc od Mléčné dráhy. Za předpokladu, že Hubbleova konstanta činí H0= 100 km/s/Mpc, objevili periodické koncentrace počtu galaxií ve směru zorného paprsku s intervalem vzdálenosti 128 Mpc. Mnozí autoři však o realitě této periodicity pochybují, jelikož statistický vzorek je dosud omezený. Zato se již téměř nepochybuje o existenci „Velké stěny“ galaxií, kterou poprvé odhalili M. Gellerová a J. Huchra při studiu rozložení červených posuvů pro středně vzdálené galaxie. Podle těchto autorů se Velká stěna nachází v rozmezí rektascensí 8 ÷ 17 h a obsahuje na 10 000 galaxií o úhrnné hmotnosti 2.1016 M☉. Rozměry stěny činí 150 × 60 Mpc, kdežto její tloušťka dosahuje jen 5 Mpc. Hustota galaxií uvnitř stěny převyšuje zhruba pětkrát hustotu galaxií v obecném poli. Naproti tomu tzv. proluky (kaverny) mezi kupami galaxií znamenají snížení prostorové hustoty galaxií na 1/5 proti hustotě v obecném poli. Pro kosmologii z toho plyne nutnost objasnit fluktuace hustot 1 : 25 v rané fázi vývoje vesmíru na prostorové stupnici řádu megaparseků.

Galaxiemi z katalogu umělé družice IRAS pro střední a daleké pásmo infračerveného spektra se zabývali M. Rowan-Robinson aj., kteří za 3 roky nalezli červené posuvy pro 2 000 nejjasnějších galaxií z katalogu IRAS. Odtud se podařilo odvodit, že infračervená svítivost galaxií s časem klesá již v průběhu několika málo miliard let. To odpovídá základnímu schématu, že v hustším vesmíru se galaxie častěji srážely, což vedlo k překotné tvorbě hvězd a tím i k vyšší infračervené svítivosti. J. Davies upozorňuje, že přítomnost prachu se projeví infračerveným přebytkem ve spektru galaxie. To však znamená, že v místech, kde na optických snímcích je „tma“, je fakticky větší koncentrace hmoty galaxie než tam, kde je galaxie opticky jasná. Vzniká tím nepříjemný výběrový efekt, který ovlivňuje četné kosmogonické i kosmologické úvahy.

S. Lipari porovnával vzhled infračervených objektů IRAS 18508-7815 a 07598+6508, jež leží v protilehlých bodech oblohy, a tvrdí, že podle kosmologického modelu Fang-Li-Žiho jde o dva obrazy téhož kvasaru! J. R. Webb aj. zveřejnili výsledky soustavné fotometrie „nadsvětelného“ kvasaru 3C 279 v letech 1987–90. V březnu 1987 totiž zmíněný kvasar prudce zvýšil svou optickou jasnost a v tomto vzbuzeném stavu setrval až do března 1990. V pásmu vlnových délek od ultrafialové do blízké infračervené oblasti spektra (0,1 ÷ 1 μm) vyzářil během výbuchu celkem 1,3.1048 J energie, přičemž maximální zářivý výkon dosáhl až 1,6.1041 W. V té chvíli byl objekt opravdu jasný, B -12,1 mag. Z archivních fotografií se podařilo rekonstruovat optickou světelnou křivku od r. 1927. Tak se ukázalo, že k podobnému vzplanutí došlo již v letech 1937–38 a že amplituda zjasnění dosahuje až 8 mag.

Naopak blazar (tj. kvasar bez emisních čar ve spektru) OJ 287 podle L. O. Takaly aj. snížil svou jasnost v první polovině r. 1989 jak v optickém, tak i v rádiovém oboru spektra. Tyto změny jasnosti jsou pravděpodobně periodické v intervalu 11,65 roku a mohly by být vyvolány precesí relativistického výtrysku v soustavě dvou černých veleděr obíhajících v jádru kvasaru kolem společného těžiště. Vskutku, S. Rawlings a R. Saunders rozpracovali model rychle rotující černé veledíry obklopené mocným akrečním diskem jako zdroje energie kvasarů. Jelikož Eddingtonova svítivost výtrysku o hmotnosti 107 M☉ dosahuje „jen“ 1038 W, autoři usuzují, že zdrojem zářivé energie je spíše kinetická energie částic ve výtryscích. Pokles jasnosti se pak dá vysvětlit odklonem výtrysku od směru zorného paprsku.

Jedním z nejplodnějších směrů výzkumu vzdáleného vesmíru se stalo studium efektu gravitační čočky při zobrazování vzdálených kvasarů a galaxií. Jestliže v pětiletí před objevem první gravitační čočky v roce 1979 bylo tématu věnováno pouze 36 výlučně teoretických studií, pak v další pětiletce se počet prací na toto téma zvýšil na 191 a v poslední pětiletce dokonce na 583 studií. Není divu; vždyť pozorované případy efektu v podobě rozštěpených obrazů kvasarů či ve tvaru obřích zářících oblouků umožňují postihnout celou řadu vlastností extragalaktických objektů. Zejména tak lze studovat rozložení dynamické hmoty v kupách galaxií a nepřímo určovat vzdálenost objektů z fázového zpoždění časových variací jasnosti složek rozštěpeného obrazu. Značné zesílení jasnosti zdroje v pozadí pak dovoluje studovat objekty nepozorovatelné běžnými teleskopy.

Loni se poprvé podařilo dokázat, že pro některé takto zobrazené objekty slouží za gravitační čočku zhustek skryté hmoty vesmíru a dále že alespoň v jednom případě jsou patrné efekty gravitační mikročočky, když zorným paprskem prochází menší kompaktní těleso, unášené vlastním pohybem v mezilehlé galaxii. Jde o známou Huchrovu čočku Q 2237+0305, jež je ze všech známých případů úhlově nejmenší. Vzdálenost krajních obrazů totiž činí jen 0,75″. M. J. Irwin aj. zjistili, že zatímco relativní jasnosti 4 složek „Einsteinova kříže“ byly v letech 1986 až 1988 stálé, v srpnu 1988 se jedna ze složek počala zjasňovat s amplitudou až 0,5 mag a tato anomálie skončila až v listopadu téhož roku. Jelikož červené posuvy kvasaru i mezilehlé kupy galaxií jsou známy (z = 1,7 a 0,04), známe i kosmologické vzdálenosti obou objektů (2,5 Gpc a 120 Mpc), a odtud lze z amplitudy změny jasnosti odhadnout hmotnost mikročočky na 0,008 M☉ – to by znamenalo, že zorným paprskem procházela hmotnější planeta (8 hmotností Jupiteru)! Podle J. Wambsgansse způsobí průchod hvězdy slunečního typu zorným paprskem úhlovou deformaci obrazu o 6 řádů nižší, než když jde o zobrazení prostřednictvím celé galaxie – právem proto hovoříme o mikročočkách. V případě Huchrovy čočky je obraz složek zesílen 14krát a hmotnost mezilehlé galaxie činí 6.1011 M☉.

J. A. Tyson aj. uvádějí, že na nejpronikavějších snímcích oblohy jsou obrazy vzdálených galaxií většinou deformovány prostřednictvím skryté hmoty v mezilehlých kupách galaxií. Tak lze nepřímo studovat rozložení skryté látky, které podle A. Bergmanna aj. v některých případech vůbec neodpovídá rozložení hmoty zářící. To je zejména případ zobrazení tzv. obřích zářících oblouků, kterých je nyní známo již 10. Odtud vychází zvlášť vysoké množství skryté látky v kupě Abell 370. Dosud nejvzdálenějším obloukem je úkaz v kupě C1 2244-02, jehož spektrum se podařilo získat B. Fortovi aj. za 15 h integrace signálu, tj. z = 2,24.

5. Kosmologie a částicová fyzika

Problém skryté látky patří spolu s otázkami velkorozměrové struktury vesmíru k ústředním nerozřešeným otázkám soudobé kosmologie. Ojediněle se vyskytují názory, že skrytá látka ve vesmíru neexistuje, takže jde o problém umělý, ale převážná většina kosmologů považuje skrytou látku za naprosto prokázanou mnoha nezávislými testy. Otázkou však je, jaká je fyzikální podstata této nezářící látky, jež svou hmotností daleko převažuje nad látkou „zjevnou“. B. Carr a J. Primack zjišťovali, zda v halu galaxií neexistují dostatečně hmotné baryonové objekty, ale výsledky jejich úvah jsou, mírně řečeno, rozpačité. P. Peebles a J. Silk soudí, že správné řešení je buď chladná nebaryonová složka vesmíru v inflačním vesmíru, anebo baryonová skrytá látka ve vesmíru, jehož střední hustota je výrazně nižší než kritická. Baryonová látka vesmíru je totiž v nejlepším případě 10krát menší než hmota kritická. G. Efstathiou aj. hledají východisko ve znovuzavedení kladné kosmologické konstanty do modelů vesmíru. Tím by se totiž dala nahradit údajná skrytá látka snad až z 80 % a navíc by se odstranil rozpor mezi příliš vysokou hodnotou Hubbleovy konstanty expanze vesmíru a dostatečně dlouhým věkem vesmíru. Tak například N. Visvanathan odvodil hodnotu konstanty H0 = (73 ±10) km/s/Mpc a G. Jacoby aj. obdrželi H0 v intervalu 81 ÷ 96 (v týchž jednotkách). Pouze A. Sandage a G. Tamman udávají vytrvale hodnoty nižší H0 = (52 ±2). Vysoká hodnota H0 za předpokladu nulové kosmologické konstanty totiž dává okamžitě nepřípustně nízké stáří vesmíru pod 9 miliard let, ve zjevném rozporu zejména se stářím kulových hvězdokup (13 ÷ 16 miliard let). Kladnou kosmologickou konstantu poprvé uvažoval G. Lemaître v r. 1933 – její zavedení umožňuje „přiměřeně“ zvýšit stáří vesmíru v rámci daného kosmologického modelu.

Problém velkorozměrové struktury vesmíru se loni dále vyhrotil zásluhou nových astronomických měření. Na jedné straně rychle přibývá změřených červených posuvů pro galaxie a na druhé straně se nalézají stále ostřejší horní meze pro anizotropii v reliktním záření. Jestliže se v r. 1956 celá kosmologie mohla opřít o pouhých 600 změřených červených posuvů galaxií, nyní je již známo přes 30 000 takovýchto posuvů, a to umožňuje konstruovat trojrozměrné mapy rozložení galaxií ve vesmíru. Z těchto studií jednoznačně vyplývá velká nehomogenita v rozložení počtu galaxií v prostoru na stupnicích až 150 Mpc. Výskyt nadkup galaxií, popřípadě ještě větších aglomerací typu „velkého poutače“, se v rámci standardní kosmologické teorie vysvětluje stejně obtížně jako výskyt proluk mezi galaxiemi, v nichž je hustota hmoty snížena nejméně pětinásobně proti pozadí. Jelikož tyto struktury pozorujeme i pro velmi velké červené posuvy, plyne odtud, že popisované nehomogenity vznikly již v raném vesmíru, nejpozději 1 miliardu let po velkém třesku. To je příliš krátká doba pro uplatnění běžných fyzikálních mechanismů pro růst nehomogenit z kvantových fluktuací ve velmi raném vesmíru.

Nejobsáhlejší přehlídku galaxií zveřejnili G. Efstathiou aj. V jejich studii je zkoumáno rozložení 2.106 galaxií do vzdálenosti 600 Mpc od Slunce. Tato přehlídka ukazuje nehomogenity ještě na stupnici 50 Mpc; teprve pak je vesmír stejnorodý. Tento výsledek potvrdili také W. Saunders aj., kteří analyzovali galaxie z katalogu družice IRAS do vzdálenosti 140 Mpc. Infračervená pozorování také potvrzují reálnost „velkého poutače“ s úhrnnou hmotností 1016 M☉.

T. Broadhurst aj. jakož i M. Morikawa však poukázali na další problém. Zjišťovali rozložení galaxií v úzkém svazku až do vzdálenosti 1,5 Gpc a nalezli tam periodická zhuštění v podobě jakých „stěn“ vždy po 130 Mpc. O realitě této periodičnosti se však dosud vedou odborné spory. K. Chambers a G. Miley zase zjistili příliš vysoké počty galaxií v rekordní vzdálenosti kolem 4 Gpc, což lze vyložit jedině silnými vývojovými efekty pro galaxie, opět na hranici fyzikálních možností s ohledem na čas, který je k dispozici (13 miliard let). V pozorované části vesmíru nacházíme totiž úctyhodný počet 20 miliard galaxií, a to je opravdu hodně.

Při studiu izotropie reliktního záření dosáhli A. Readhead aj. rekordní přesnosti při rádiových měřeních v pásmu 20 GHz. Ukázali, že na úhlové stupnici 2´ nepřesahují relativní fluktuace intenzity reliktního záření 1,7.10 5. To prakticky vylučuje adiabatický scénář vzniku galaxií „shora dolů“ (nejprve vznikly zárodky nadkup a ty se postupně štěpily na dílčí útvary), jenž byl až dosud horkým favoritem. Téměř stejné přesnosti dosáhla první měření z družice COBE. Podle D. Lindseye aj. činí fluktuace reliktního záření v rozsahu vlnových délek 0,5 ÷ 10 mm méně než 2.10-5 na úhlové stupnici 10. Průměrná teplota reliktního záření přitom byla zpřesněna na T = (2,735 ±0,06) K a pohyb Galaxie vůči pozadí reliktního záření byl potvrzen ve směru k souhvězdí Lva rychlostí 300 km/s. Lze očekávat, že definitivní výsledky z družice COBE uvedené hodnoty ještě zpřesní. Pokud se nepodaří nalézt fluktuace intenzity reliktního záření na úrovni 1.10-5, znamenalo by to vážné ohrožení standardního kosmologického modelu.

To by přirozeně uvítali zejména zastánci neortodoxních kosmologií, jako H. Arp, který vůbec popírá vznik vesmíru velkým třeskem a snaží se rehabilitovat teorii stacionárního vesmíru. Podobně J. Senovilla tvrdí, že nalezl řešení rovnic obecné teorie relativity pro vesmír, v nichž neexistuje v minulosti singularita. V minulosti vesmíru se podle něho vyskytuje okamžik maximální (leč konečné) hustoty a tlaku a před tímto okamžikem hustota i tlak ve vesmíru opět klesaly.

D. Sciama zase uvažuje o možnosti, že předpokládané oscilace neutrin mohou být odpovědné za existenci skryté látky vesmíru v tom smyslu, že sice elektronová neutrina mají klidovou hmotnost zanedbatelnou, ale při oscilacích se změní v daleko hmotnější mionová nebo tauonová neutrina. Zdá se, že tento počet typů neutrin ve vesmíru je již konečný, neboť nejnovější měření z ženevského urychlovače LEP potvrzují, že existují právě tři rodiny kvarků i leptonů. Ještě v r. 1975 se připouštělo na základě tehdejších měření, že počet rodin částic není větší než 5, v r. 1980 se snížil přípustný počet na 4 a v r. 1988 se odhad pohyboval nanejvýš u 3,5 rodin. Loňský výsledek (3,08 ±0,11), potvrzený nezávisle také v USA, svědčí o tom, že již všechny rodiny leptonů a kvarků byly objeveny (s výjimkou kvarku t, kvůli němuž je třeba postavit výkonnější urychlovač).

T. Krisher aj. uveřejnili výsledky přesných měření frekvencí vysílače na palubě kosmické sondy Voyager l v době průletu sondy v minimální vzdálenosti 180 000 km od Saturnu v listopadu 1980. Frekvence vysílače 2,3 GHz byla známa s chybou 0,01 Hz, a tak se podařilo odhalit gravitační červený posuv frekvence o 10-9 klidové hodnoty, čímž byl tento důsledek teorie relativity ověřen s relativní přesností na 1 %. J. Weisberg aj. studovali profil primárního impulzu známého binárního pulzaru 1913+16 v průběhu šesti let a ze změn tvaru a výšky profilu potvrdili, že pulzar vykazuje geodetickou precesi rotační osy, ve shodě s předpovědí obecné teorie relativity. V budoucnosti bude tento efekt studován pomocí vysoce přesných gyroskopů na plánované umělé družici Země Gravity Probe B, jež má být vypuštěna v r. 1993. Stáčení os setrvačníků na družici by mělo být měřitelné s přesností 0,0004′/r a odhad velikosti geodetické precese činí v tomto případě 6,6″/r.

M. Abramowicz aj. upozornili na pozoruhodnou vlastnost odstředivé síly v okolí rotujících černých děr. Zatímco v běžných situacích směřuje směr síly od rotační osy tělesa, v okolí rotující černé díry ve vzdálenosti pod 1,5 násobek Schwarzshildova poloměru se směr síly změní a vede k přitahování hmot směrem k ose rotace. Tento efekt má zajímavé důsledky pro vysvětlení vlastností černých veleděr obklopených akrečními disky, jako je tomu např. v kvasarech. Překvapující úkazy uvnitř černých děr popsali G. George a E. Poisson. Zatímco elektricky neutrální hroutící se hvězda se nakonec zřítí do singularity v našem vesmíru, elektricky nabitá hroutící se hvězda se prodere úzkým tunelem (červí dírou) do jiného vesmíru. Gravitační záření padající do této díry však zapečetí červí díru, takže ji nelze využít jako lacinou zkratku pro cestování mezi vesmíry. Podobně K. Thorne aj. ukázali, že potenciální časové smyčky v okolí černých děr jsou „zavčas“ zničeny nestabilitami, které tak zabraňují realizovat pověstné „stroje času“ – oblíbenou rekvizitu spisovatelů sci-fi literatury.

Fyzikové v mnoha světových laboratořích pokračují v pokusech zvýšit citlivost detektorů gravitačního záření z vesmíru, a to jak měřeními vibrací těžkých válců prostřednictvím skvidů, tak i konstrukcí rozměrných laserových interferometrů. Zatím však žádné zařízení nedosahuje potřebné citlivosti pro detekci výbuchů supernov v cizích galaxiích. Je zřejmé, že k úspěšné detekci impulzu gravitačních vln bude zapotřebí zbudovat celosvětovou síť detektorů řízenou jednotným časem, pracující nepřetržitě po dobu několika desetiletí a doplněnou detektory neutrin. To je samozřejmě organizačně i finančně obtížné, ale levnější cesta k cíli zřejmě nevede.

6. Přístroje

Nikdy předtím nebyly vyhlídky na rozvoj pozemní optické astronomie tak vynikající, jako právě v současnosti. Souvisí to patrně se změnou filozofie budování velkých dalekohledů, jejichž výroba je podstatně lacinější a rychlejší než u klasických teleskopů z poloviny tohoto století. Nejprve se prosadily altazimutální montáže řízené počítačem a pak přišla na řadu budova kopule. Dnes se často s teleskopem otáčí celá budova, která je navržena tak, aby minimálně poškozovala kvalitu obrazu tepelným vyzařováním a mikroturbulencí; zlepšila se i ochrana proti venkovnímu větru. Velká zrcadla mají relativně malou tloušťku, čímž se příznivě zmenšila jejich hmotnost – a tím i hmotnost montáže. Současně jsou podstatně světelnější (poměr lepší než f/2 začíná být standardem a výhledově se uvažuje o f/1,25). Do praxe se rychle prosazují systémy aktivní optiky a ve výhledu na ně navazují skvělé možnosti adaptivní optiky.

V únoru 1990 byl uveden do chodu přístroj, který je přímo prototypem všech zmíněných zlepšení – 3,5m reflektor NTT Evropské jižní observatoře v Chile. Byl postaven v plánovaném termínu a levněji, než kolik činil rozpočet (14 mil. USD). Za 10 minut expozice dosáhne 25 mag a za 1 hodinu expozice dokonce 27 mag. Respektování všech požadavků na optiku vedlo k rekordní koncentraci obrazu do malé plošky; 80 % záření se soustředí v plošce o průměru pouhé 0,125″. Za 10 minut lze hotový snímek přenést pomocí družicové linky do centrály v Garchingu. Hmotnost zrcadla činí pouze 6 t a jeho deformace opravuje podle potřeby 75 aktivních podložek na zadní stěně zrcadla. Těmito podložkami byly nejprve odstraněny nepřesnosti při leštění zrcadla; dále při zahájení noční směny se tak jednorázově odstraní „denní korekce“ tvaru zrcadla. K dalším korekcím dochází vždy na počátku expozice nového objektu, když se změní poloha zrcadla vůči směru zemské tíže. Úprava tvaru zrcadla zabere zhruba 60 s a v průměru stačí jedna korekce za hodinu k tomu, aby obrazy hvězd zůstaly pod hranicí –0,5″ – špičkově se dosahuje až 0,3″. Nyní se uvažuje o doplnění zařízení systémem adaptivní optiky, kde by se tvar sekundárního zrcadla měnil 50× za 1 s podle změřených deformací vlnové fronty vlivem neklidu ovzduší.

Koncem r. 1989 byl na Kanárských ostrovech uveden do provozu 2,6m reflektor Nordic o světelnosti f/2 s tenkým zrcadlem a altazimutální montáží v rotující budově. Průměry obrazů hvězd v tomto teleskopu dosahují rovněž 0,5″. V listopadu 1990 bylo docíleno „prvního světla“ v segmentovém Keckově teleskopu, v němž bylo v té době osazeno 9 z plánovaného počtu 36 segmentů. Při efektivním průměru zrcadel 5,4 m se tak už v té chvíli vyšvihl „Keck“ do extratřídy pozemních teleskopů. Koncem letošního roku by měl už zaujmout pozici na špici pozemních teleskopů s účinnou plochou 78 m2, jež je 17× větší než u Hubbleova kosmického teleskopu. Navíc je již schválena výstavba „Keck II“, čímž se účinná plocha zařízení do r. 1996 zdvojnásobí, a spřažených teleskopů bude možno využívat pro interferometrii.

V příštím desetiletí se zřejmě hlavním „montážním prvkem“ pro obří teleskopy stanou 8m zrcadla vyráběná v rotačních sklářských pecích, broušená metodou předpjatého broušení podle J. Lublinera, což zkracuje celý technologický proces na pouhých 8 měsíců. Tak se plánuje výměna zrcadel v arizonském teleskopu MMT za jedno zrcadlo s průměrem 6,5 m (účinná plocha 33 m2), výstavba systému Columbus (účinná plocha 100 m2) a postupná stavba obřího teleskopu VLT na Mt. Paranalu v Chile (ESO) s účinnou plochou 210 m2. Každé další 8m zrcadlo přináší účinnou plochu 50 m2 a takové přístroje byly již schváleny ve Spojených státech (jeden 8m na severní, druhý na jižní polokouli), v Japonsku a v SRN.

Pro všechny tyto přístroje se počítá se systémy aktivní optiky a velmi pravděpodobně i s adaptivní optikou. Dobré zkušenosti s adaptivní optikou získali nedávno u 3,6m reflektoru ESO, když se systémem využívajícím deformací sekundárního zrcadla podařilo v infračerveném oboru zmenšit kotoučky hvězd v ohnisku z 0,8″ na 0,22″. G. Rousset aj. využili podobného principu u 1,5m reflektoru observatoře Haute Provence ve Francii ve spojení s infračervenou kamerou InSb 32 × 32 pixelů v pásmu 2,2 ÷ 5 μm.

Pozoruhodnou konstrukci „rychlého teleskopu“ navrhli C. Barthelemy aj. Kvůli studiu nenadálých zábleskových zdrojů instalovali na Kitt Peaku teleskop, jenž se během 1 s dá nastavit na požadované místo na obloze s přesností 1″ a registruje objekty do 13. hvězdné velikosti. T. Axelrod a C. Alcock zase chtějí postavit teleskop, jenž by byl schopen registrovat 10× za 1 s intenzitu záření asi 1 000 slabých hvězd. Domnívají se, že by tak mohli odhalit krátké (několik desetin sekundy trvající) zákryty těchto hvězd kometami z našeho Oortova mračna, jakož i projevy gravitačních mikročoček, když by ve směru ke zkoumaným hvězdám procházely zorným paprskem planety obíhající kolem bližších hvězd (případně i bludná tělesa typu planet v mezihvězdném prostoru).

Rok 1990 se ovšem zapíše do přístrojové historie především úspěšným vypuštěním Hubbleova kosmického teleskopu (HST) raketoplánem Discovery dne 24. dubna. Po uvolnění teleskopu z nákladového prostoru byl tento nejdražší astronomický přístroj (cena 1,6 miliardy dolarů) naveden na prakticky kruhovou dráhu ve výši 614 km nad Zemí. Výška dráhy byla diktována okolností, že teleskop byl vypuštěn v období vysoké sluneční činnosti, kdy zemská atmosféra výrazně brzdí nízko létající umělé družice. Po vyřešení menších i větších technických problémů se čekalo, že HST začne ovládat astronomickou scénu přívalem výsledků. Místo toho se však počátkem července rozletěla po světě vpravdě neuvěřitelná zvěst o nemožnosti přesného zaostření teleskopu vlivem nesprávného tvaru některé optické plochy teleskopu.

Vyšetřovací komise velmi záhy odhalila povahu i příčinu chyby. Primární zrcadlo je o 0,002 mm mělčí, než by mělo být, a k chybě došlo při výrobě u firmy Perkin-Elmer, když technici nesprávně sestavili zrcadlový nulový korektor, jenž se používal při testování postupu broušení a leštění. Série neuvěřitelných náhod a opomenutí způsobila, že tato monumentální chyba (o 2 řády větší, než činí přesnost měření) zůstala až do vypuštění přístroje na oběžnou dráhu nepovšimnuta, a tak se HST stal učebnicovým příkladem optické vady zvané sférická aberace. To znamená, že se nedaří koncentrovat světlo zkoumaného objektu do miniaturní plošky o průměru 0,06“ (pro bodové zdroje), jak se čekalo. V této plošce se totiž nachází jen 15 % světla hvězdy, kdežto zbytek vytváří rozsáhlé halo o průměru přes 1″.

Tímto vážným nedostatkem jsou nejvíce postiženy přístroje pro pozorování slabých objektů, tj. snímací kamery a spektrograf pro slabé objekty. U jasných objektů lze vliv vady účinně potlačit rekonstrukcí obrazů na počítači, jenže jasné objekty lze většinou stejně dobře pozorovat velkými pozemními teleskopy. Relativně nejméně je postižen rychlý fotometr, jenže ten se nejspíše stane obětí záchranné operace, jež proběhne patrně koncem r. 1993. Při této akci bude vyměněna širokoúhlá tzv. planetární kamera za technicky dokonalejší výrobek opatřený vhodnou korekční optikou. Další korekční optika pro druhou kameru a oba spektrografy bude patrně umístěna v modulu, kde se nyní nachází rychlý fotometr. Souběžně budou též vyměněny sluneční panely, jejichž nosníky vlivem tepelného namáhání rozkmitávají teleskop při přechodu ze světla do stínu a naopak. Navzdory současnému omezení jsou první vědecké výsledky HST povzbuzující a v řadě směrů překonávají vše, co se v daných oborech dalo pozorovat obřími teleskopy ze Země.

Podobně spěje od počátečních problémů k velkému úspěchu astrometrická umělá družice HIPPARCOS, kterou se při vypuštění v srpnu 1989 nepodařilo umístit na plánovanou geostacionární dráhu. Složitým manévrováním se družice nakonec dostala na silně protáhlou dráhu s perigeem 540 km a apogeem 35 900 km a oběžnou periodou 10 h 40 min, při níž je měření možné za cenu komplikované telemetrie na 4 sledovacích stanicích. Od 26. listopadu 1989 probíhají plánovaná astrometrická měření tempem asi 1 000 hvězd za den, tj. 2 Gb/d. V únoru a březnu 1990 překonal HIPPARCOS nejkritičtější chvíle, když se vlivem dlouhých vstupů do zemského stínu téměř vybily palubní baterie. Polohy hvězd jsou vskutku přesné na 0,02″, jak se plánovalo, a nenastanou-li nepředvídané potíže, podaří se téměř dodržet i rozsah zamýšleného převratného astrometrického projektu.

Prakticky souběžně s nástupem kosmické astrometrie skončila velká éra astronomické fotografie u obřích teleskopů. Dne 29. září 1989 pořídil S. van den Bergh poslední fotografický snímek v primárním ohnisku 5,1m reflektoru na Mt. Palomaru. Šlo o červený snímek pozůstatku supernovy z r. 1158 (první fotografii tímto teleskopem pořídil M. Humason 13. listopadu 1949). Od té chvíle se pro přímé zobrazování i pro spektroskopii již výhradně užívá polovodičových matic typu CCD. Největší současnou matici vyrobila firma Ford Aerospace. Má rozměry 4 096 × 4 096 pixelů a uchovává 32 MB informací, takže jejich samotné přečtení trvá plných 11 minut. Podle P. Jordena budou matice 1 024 × 1 024 brzo komerčně dostupné za cenu kolem 3 000 US $ a při chlazení kapalným dusíkem dosáhnou kvantové účinnosti 80 %. Tyto zobrazovací systémy nyní začínají pronikat také do infračerveného pásma 2,2 ÷ 5 μm, i když rozměry matic se pohybují kolem 60 × 60 pixelů. Technologický pokrok je však rychlý, a tak lze očekávat řádové zvýšení počtu pixelů v infračervených maticích během několika málo let, což by mělo v astronomii přímo fantastické důsledky.

Letos má být na Emerald Peak (3 178 m n. m.) v Arizoně dokončen submilimetrový teleskop pro pásmo 350 μm s průměrem reflektoru 10 m. Tím by měla být doplněna řada mikrovlnných teleskopů, pracujících v mm pásmu spektra (IRAM – 30 m, JCMT – 15 m, SEST – 15 m) na vysokých horách, kde je toto pásmo málo ohroženo absorpcí vodní páry. Sovětští radioastronomové budují obří mikrovlnný radioteleskop PT-70 na severním svahu Turkestanského hřebene na hoře Suffa ve výši 2 300 m n.m. Teleskop s parabolickou anténou o průměru 70 m má být plně pohyblivý a má umožnit pozorování až do vlnové délky 1 mm. Ve spojení s radioteleskopem na družici Radioastron by měl pracovat jako špičkový radiointerferometr s fantastickým úhlovým rozlišením 1 obl. mikrovteřina. R. Linfield aj. již uskutečnili interferometrická měření na základě 1,63 průměru zeměkoule, když kombinovali pozemní rádiová měření s měřeními 4,9m anténou spojové družice TDRSS. Podařilo se zachytit interferometrické proužky od 11 extragalaktických zdrojů, což zní neobyčejně slibně. Kromě toho T. Hagfors aj. navrhli využít pro interferometrii základny Země-Měsíc, přičemž Měsíc by sloužil jako pasivní reflektor. Takový systém ovšem funguje jen pro mimořádně intenzivní rádiové zdroje a v podstatě je obdobný „útesovému interferometru“, užívanému v rané epoše rozvoje radioastronomie v Austrálii. Tehdy se využívalo signálů odrážených od mořské hladiny a interferujících se signály přijímanými radioteleskopem, který byl instalován na mořském útesu.

V průběhu roku pokračovala mikrovlnná a infračervená přehlídka oblohy přístroji na družici COBE, vypuštěné v r. 1989 na polární dráhu. Vlivem zvýšené sluneční činnosti se však kapalné helium, určené k chlazení detektorů, odpařovalo rychleji, než se čekalo, takže uprostřed druhého kola přehlídky dne 21. září 1990 zásoby helia došly, a tím byly z provozu vyřazeny přístroje pracující v daleké infračervené oblasti spektra. Dosud se však získávají data v pásmu mikrovln a blízké infračervené oblasti spektra.

V červnu 1990 byla na nízkou kruhovou oběžnou dráhu vypuštěna družice ROSAT určená pro výzkum v rentgenovém a extrémním ultrafialovém pásmu spektra. V druhém pololetí 1990 se uskutečnila základní přehlídka oblohy v pásmu 0,1 ÷ 2 keV zrcadlem o průměru 0,84 m, jež dává úhlové rozlišení až 1″ a 100násobně vyšší citlivost než proslulé družice HEAO. Pro dosud nezkoumaný obor EUV se užívá zrcadla o průměru 0,57 m a detektorů v pásmu 6 ÷ 30 nm. Koncem roku pak byla vypuštěna aparatura GRANAT, jež je určena pro výzkum v tvrdém rentgenovém oboru spektra a v přilehlém pásmu záření gama.

V polovině února 1990 bylo obnoveno spojení s kosmickou sondou Giotto, jež byla v té době asi 100 milionů km od Země. Jelikož přístroje na sondě z větší části pracují, rozhodlo vedení agentury ESA nasměrovat sondu k dalšímu cíli, jímž bude v červenci 1992 jádro komety Grigg-Skjellerup. Potřebný manévr proběhl počátkem července 1990, když bylo Giotto v minimální vzdálenosti 23 000 km od Země. Sonda získala na rychlosti 3,1 km/s (zatímco Země ztratila 1 mm/100 milionů let), takže při setkání s kometou bude mít vůči jádru rychlost 14 km/s.

Metody gravitačního praku využili též Japonci při navádění kosmické sondy Hiten k Měsíci. Při té příležitosti byl v březnu 1990 vypuštěn subsatelit Hagoromo, s nímž se však nepodařilo navázat spojení. Sonda Hiten se od Měsíce vzdálila v listopadu 1990 a v březnu 1990 se měla přiblížit k Zemi na sebevražednou vzdálenost pouhých 120 km. Pokud tento manévr přežila, mohla by se takto dostat do Lagrangeova bodu soustavy Země-Slunce.

W. Livingston a D. Talent se v březnu 1989 úspěšně pokusili o fotografické zaznamenání 7 geostacionárních umělých družic nevelkou kamerou o průměru objektivu 80 mm. Při 10h expozici se objekty jevily jako hvězdy 12 ÷ 14 mag. Zdá se, že takový pozorovací výkon je plně v dosahu mnoha astronomů-amatérů. Je ovšem třeba využívat jen velmi tmavých nocí a počítat se značnou geocentrickou paralaxou geostacionárních družic.

J. McGraw a G. Benedict navrhují umístit na Měsíc tranzitní teleskop se zrcadlem o průměru 2 m, jenž by pracoval v ultrafialovém, optickém a infračervenému pásmu 0,1 ÷ 2 μm a dosáhl přitom rozlišení 0,1″. Využitím Měsíce jako pozorovací základny se zabývali též J. O. Burns aj., kteří uvedli, že tato základna má velké výhody jak v porovnání s nízkými družicovými drahami, tak v porovnání se základnami na geostacionární dráze. Zvlášť výhodný je Měsíc pro infračervená měření a pro optickou interferometrii. Na Měsíci je totiž seizmicita o 8 řádů nižší než na Zemi a krátery v oblasti pólů vykazují poměrně stálou teplotu 70 K, což snižuje nároky na chlazení detektorů i teleskopů. Také pozadí sekundárního kosmického záření je na Měsíci o 3 řády nižší v porovnání se Zemí. Navrhuje se také nahradit pasivní retroreflektory na Měsíci aktivními (laserovými opakovači), což by zvýšilo přesnost určování vzdálenosti Měsíce od Země zhruba 30×, tj. na neuvěřitelnou hodnotu ±1 mm.

V oboru detekce kosmických neutrin dochází rovněž k pokroku. V Pacifiku poblíž Havajských ostrovů se začíná instalovat „podvodní“ detekor DUMAND a kanadská vláda se rozhodla financovat detektor Sudbury v dole v severním Ontariu v hloubce 2 000 m pod zemí. Zařízení bude sestávat z nádrže obsahující těžkou vodu a průlety neutrin budou registrovat fotonásobiče zaznamenávající Čerenkovovo záření. Nejdražší součást aparatury je sama těžká voda (300 milionů dolarů), což však bude řešeno výpůjčkou – ostatní náklady pak činí 61 mil. dolarů. Zatímco systém DUMAND by měl registrovat průlet jednoho neutrina za 2 dny, detektor Sudbury by měl denně zaznamenat na 30 průletů neutrin.

7. Společenská rubrika

V loňském roce zemřel akademik P. A. Čerenkov, nositel Nobelovy ceny za fyziku. V r. 1934 objevil záření nazvané posléze jeho jménem. Sovětská astronomie utrpěla ztrátu známého odborníka ve výzkumu proměnných hvězd a dvojhvězd D. J. Martynova. Dále jsme zaznamenali úmrtí P. M. Millmana z Kanady (meteory), C. Mooreové-Sitterlyové z USA (čárová spektroskopie), W. O. Robertse (sluneční fyzika), T. G. Cowlinga z Velké Británie (magnetohydrodynamika), H. Masurského z Norska (planetární geologie) a J. Benneta z Jihoafrické republiky (amatér, objevitel stejnojmenné komety z roku 1970).

Američan R. P. Kirshner obdržel Aaronsonovu cenu za své studie supernovy 1987A, B. E. Pagel obdržel zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti za studium chemického složení vesmírných objektů a I. Iben obdržel Eddingtonovu medaili téže společnosti za své výzkumy vývoje hvězd a dvojhvězd. Prestižní medaili C. Bruceové americké Pacifické astronomické společnosti dostala těsně před svou smrtí C. Mooreová-Sitterlyová za celoživotní monumentální dílo v oboru hvězdné čárové spektroskopie. Americká astronomická společnost ocenila práce S. van den Bergha (výzkum galaxií a Mléčné dráhy), Y. Kozaie (nebeská mechanika), S. Colgateho (teoretická astrofyzika), A. Labeyrieho a R. Touseye (přístrojová technika). U nás obdržel M. Burša zlatou plaketu ČSAV.

Po mnoha peripetiích se arizonské univerzitě nakonec podařilo překonat odpor ochránců životního prostředí proti výstavbě observatoře na Mt. Grahamu, kde má být v budoucnosti zbudováno několik obřích teleskopů. Prakticky zároveň se observatoř ESO rozhodla vybudovat obří složený teleskop VLT na hoře Cerro Paranal ve výši 2 664 m n. m., neboť srovnávací studie prokázaly, že je tam výrazně vyšší kvalita obrazu než na stávajícím stanovišti La Silla, jež ovšem leží plných 600 km severněji. Je tedy otázka, zda po dokončení VLT v r. 2000 budou finanční prostředky na provoz stávající observatoře La Silla.

U nás odešel do důchodu ředitel hvězdárny ve Valašském Meziříčí Ing. Bohumil Maleček, jenž v této funkci pracoval bezmála 30 let. Jeho nástupkyní se stala dr. Marie Vykutilová.

V říjnu 1990 se konala v Davosu 12. evropská regionální astronomická konference, v jejímž průběhu byla ustavena profesionální Evropská astronomická společnost, čítající nyní asi 600 členů. Podobně v SSSR vznikla v dubnu profesionální Astronomická společnost Sovětského svazu pod vedením N. Bočkareva, V. Gorbackého a A. Sapara. V Holandsku začal vycházet mezinárodní astronomický časopis Experimental Astronomy, určený novinkám v přístrojové technice.

Podle E. Garfielda byla v posledním období nejvíce citovanou astronomickou prací zpráva o pozorování spršky neutrin při výbuchu supernovy 1987A americkými a japonskými fyziky. H. Abt ukázal, že v posledních dvaceti letech se profesionální astronomická literatura výrazně internacionalizovala a současné vedoucí astronomické časopisy obsahují přibližně 30 % příspěvků od zahraničních autorů. Plných 52 % astronomických studií je věnováno teorii; v pozorovací astronomii je stále největší podíl prací z optického oboru (20 %) a potom z rádiového oboru spektra (13 %). Následuje pásmo infračervené (8 %), rentgenové (5 %), ultrafialové (4 %) a gama (1 %). Mezi nejvíce citovanými pracemi z let osmdesátých se nacházejí také astronomická témata, totiž kosmologická inflace a standardní kosmologický model (velký třesk). Čeština je osmý nejpoužívanější jazyk pro přírodovědecká sdělení (s převahou vede angličtina s bezmála 85% zastoupením), pak následují němčina, francouzština a ruština. Citační ohlas čs. prací ve fyzice dosahuje 46 ÷ 49 % světového průměru za období let 1973—1988.

H. Abt zjistil, že v astronomii se odmítá jen 10 % prací zaslaných do tisku (v jiných oborech je přísnější metr, takže bývá odmítnuto 20 ÷ 90 % prací) a dále že od konce II. světové války se počet astronomických publikací zdvojnásobuje každých 7 ÷ 8 let, přičemž roste i průměrná délka publikací ze 3 na 11 normalizovaných stran. Zatímco na počátku období připadalo na jednu práci jen 1,1 autorů, nyní to je 3,2 autorů. Podle E. Garfielda jsou malé teleskopy citačně produktivnější než velké. Souvisí to zřejmě s tím, že u menších teleskopů lze snáze uskutečnit dlouhodobé soustavné studie, jež jsou pro pokrok astronomie rozhodující. Pozoruhodné však je, že státní hvězdárny a instituce mají lepší citační výsledky než univerzitní katedry.

Obdobných nerovnoměrností lze přirozeně najít mnoho – statistiky se dají využívat i zneužívat. Nepřímo to vystihuje výrok amerického astrofyzika R. Prestona: „Mezi astronomy s říká, že zhruba 5 miliard lidí se zabývá jevy na povrchu Země, kdežto jen 10 tisíc lidí vším ostatním.“ Pokud jste tedy dočetli až sem, vítám vás ve zcela exkluzivním klubu.