Žeň objevů – rok 1991

Věnováno památce českých astronomů RNDr. Tomáše B. Horáka, CSc., (1939–1991), RNDr. Jana Sudy, CSc., (1933–1991) a RNDr. Pavla Andrleho, CSc., (1936–1991).

Uprostřed loňského léta – leč fakticky v zimě – se konal v Buenos Aires v pořadí již XXI. kongres Mezinárodní astronomické unie (IAU), na němž se mimo jiné hodnotily výsledky světové astronomie za předešlé tříleté období. Navíc v listopadu 1991 se v Praze sešli naši odborníci, aby posoudili vyhlídky domácí i světové astronomie pro příští století v rámci tradiční panelové diskuse Říše hvězd/Kosmických rozhledů. To vše by mohlo na první pohled usnadnit koncipování našeho neméně tradičního přehledu pokroků v astronomii. Když jsem však začal s přípravou Žně, rychle jsem poznal, že mezi těmito dvěma opěrnými body zeje jako vždy nejistota, co z početných objevů roku uplynulého má naději zapsat se trvaleji do astronomické historie. Vývoj v astronomii je totiž tak rychlý, že již v průběhu roku došlo v mnoha případech k zásadním změnám v náhledu na mnohé odborné problémy – tím spíše lze takové změny očekávat v mezidobí od sepsání přehledu do jeho doručení ke čtenáři. Přiznávám, že v této nejistotě spočívá pro mne hlavní půvab sepisování Žní; prosím proto čtenáře, aby se mnou na tuto hru přistoupil.

1. Planety sluneční soustavy

Zcela nečekaně se do seznamu loňských objevů dostává planeta Merkur, když na listopadovém zasedání Americké astronomické společnosti v Palo Alto sdělili M. Slade a D. Muhleman, že při radarovém sledování povrchu planety objevili „jasnou skvrnu“ v oblasti Merkurova pólu. Snažili se totiž zmapovat tu polokouli Merkuru, kterou nestihl fotografovat Mariner 10 v letech 1974–75, a přitom dostávali anomálně silnou ozvěnu, kterou vysvětlují pravděpodobnou přítomností ledu na této rozpálené planetě! Je tedy docela možné, že Merkur má ledovou polární čepičku v pásmu, které se nachází trvale ve stínu, při teplotě kolem 125 K. Je dokonce možné, že onen led se nachází pod povrchem Merkurova regolitu, ale jednoznačný důkaz bude obtížný: vysoké albedo v pásmu rádiových vln lze případně vysvětlit i bez vodního ledu.

Bezkonkurenčně nejvíce nových údajů se v loňském roce podařilo získat o Venuši, kolem níž mimochodem stále ještě obíhá a na Zemi předává údaje kosmická sonda Pioneer Venus Orbiter, vypuštěná v r. 1979. Jak známo, v únoru 1990 obletěla Venuši kosmická sonda Galileo, která tam zamířila pro přídavný gravitační impulz, umožňující jí doletět již v r. 1995 k Jupiteru. Obletu Venuše však technici z Laboratoře tryskových pohonů (Jet Propulsion Laboratory – JPL) v Kalifornii využili k vyzkoušení funkce televizní kamery. Pořídili tak řadu snímků oblačného příkrovu Venuše s rozlišením 70 km, které byly na Zemi předány telemetrií v listopadu 1990. Zpracováním snímků se mimo jiné zjistilo retrográdní atmosférické proudění na Venuši rychlostí až 100 m/s.

Hlavním zdrojem informací o Venuši se ovšem stává neobyčejně úspěšná sonda Magellan, která pracuje na protáhlé eliptické dráze u Venuše již od září 1990. Jeden oblet trvá 3,3 h a radar s bočním svazkem přitom mapuje povrch planety s horizontálním rozlišením 120 m. Při každém obletu se tak na Zemi předává 800 Mbit údajů tempem 269 kb/s. První cyklus měření skončil v polovině května 1991 a podařilo se při něm zmapovat 84 % povrchu planety. Na Venuši se nachází nejméně 900 převážně impaktních kráterů s průměrem až 275 km. Plných 85 % zmapovaného povrchu je pokryto lávou a průměrné stáří povrchu se odhaduje na 300 milionů let. To znamená, že povrch Venuše je neustále přetvářen vulkanickou činností. Na Venuši se nacházejí rozsáhlá a často velmi strmá (sklon až 40º!) pohoří, dosahující v oblasti Maxwell Montes relativního převýšení až 12 km. Podle infračervených měření na observatoři Pic du Midi (Francie) je teplota na vrcholu tohoto pohoří zřetelně nižší než v údolích. Dalšími zvláštními typy objektů jsou vulkanické dómy o průměru až 25 km a výšce 75 m a systémy pravoúhlých pravidelných prasklin. Podle pracovníků JPL je zapotřebí pojmenovat alespoň 4 000 útvarů na Venuši – k tomu je potřeba sestavit zásobník jmen ženských osobností. Pro hlavní typy útvarů byla navržena tato latinská jména: chasma – kaňon, corona – ovoidální struktura, dorsum – hřbet, linea – čárový objekt, patera – mělký kráter, planitia – údolní rovina, planum – náhorní rovina, rupes – svah, terra – rozsáhlý terénní masiv a tessera – mnohoúhelníkově rozpraskaný terén.

Druhé kolo snímkování skončilo počátkem ledna 1992 – poruchou hlavního vysílače. Navzdory tomu se podařilo rozšířit mapu na 95 % povrchu Venuše. Po přechodu na záložní vysílač bylo koncem ledna 1992 zahájeno třetí kolo snímkování s opačným sklonem bočního svazku radaru. Kombinací snímků z prvního a třetího kola se tak získávají stereoskopické záběry nejzajímavějších oblastí planety. Magellan je schopen aktivně pracovat až do r. 1994, což by mělo umožnit mimo jiné studovat případné proměny tvářnosti povrchu; zatím jediný případ „sesuvu půdy“ v letech 1990–91 je nejspíš způsoben nedokonalostí redukčního programu – nikoliv reálnou změnou vzhledu povrchu.

Zajímavé domněnky o přibývání hmoty Země vyplývají jednak z pozorování dešťů meteorů a meteoritů v minulosti a jednak z nedávného pozorování sovětského kosmonauta G. Strekalova na palubě kosmické lodi Mir. Dne 26. září 1990 spatřil Strekalov průzorem kabiny pohybující se barevný kulový oblak po dobu 7 s. Zdá se, že šlo o miniaturní jádro komety s odpařující se složkou vodního ledu (odhadovaná hmotnost jádra činila asi 100 t). Země těmito mechanismy údajně získává denně až 3.106 tun vody! Podle obdobné starší domněnky jsou tato kometární jádra střetávající se se Zemí vůbec hlavním zdrojem vody v pozemských oceánech.

Podle K. Rasmussena dochází poměrně často k setkání Země s křehkými tělesy, jež se rozpadají na drobné úlomky pod hranicí klasické Rocheovy meze (přibližně 2,4 násobek poloměru planety). Úlomky pak vytvářejí kolem Země víceméně souvislý prstenec, jehož součásti se spirálovitě blíží k Zemi a posléze zanikají jako meteority či meteorické deště. Autor uvádí, že v intervalu let 800 př. n. l. až 1750 n. l. lze doložit vznik celkem 74 dočasných prstenců Země a 20 intervalů zvýšeného přítoku hmoty z prstenců na povrch Země. K nejvýznamnější epizodě došlo v průběhu 200 let kolem r. 100 př. n. l. Průměrně však jedna epizoda trvala pouze 9 let. Poslední případ zvýšené akrece nastal r. 1723 s trváním 2,3 roku.

Extrémním projevem náhlé akrece jsou ovšem pády malých planetek s rozměry 1 ÷ 10 km, které však mají za následek sekundární globální katastrofy spojené s vymíráním živočišných i rostlinných forem. K nejznámějším případům v moderní geologické historii Země patří zajisté proslulá katastrofa na přelomu druhohor a třetihor před 65 miliony let. Na více než 100 nalezištích po celé Zemi objevili geologové silně zvýšenou koncentraci těžkého kovu iridia, typickou pro meteority. Posléze také nalezli důkazy o rázové destrukci hornin a výskytu velkého množství sazí z požárů tehdejšího rostlinstva. Jediné, co ve skládačce důkazů o impaktu chybělo, byl vhodný kráter. Na celé Zemi je dosud identifikováno pouze 130 impaktních struktur a žádná z nich se do katastrofického scénáře příliš nehodí – na rozsah katastrofy jsou zmíněné krátery příliš malé.

Nyní se však nejspíše řešení našlo v podobě zčásti mořem zatopeného kráteru Chicxulub („ďáblovy rohy“) v severozápadní části poloostrova Yucatan. Doklady o existenci obřího kráteru s průměrem přes 200 km získal nejprve geolog G. Penfield, který v této oblasti hledal v r. 1978 ropu pro soukromou firmu Pemex. Firma dovolila zveřejnění výsledků až po skončení průzkumu v r. 1981 – jenže na příslušné geologické konferenci neseděl žádný astronom, a tak sdělení zapadlo. Teprve nedávno se komunikační kanály propojily a Penfieldův objev podpořili další autoři, především na základě rozboru družicových snímků z Landsatu. Dále byly na ostrově Haiti nalezeny tektity, jejichž radiochronologické stáří činí právě 65 milionů let, a v oblasti kráteru byly nalezeny rázově porušené horniny. Největší hloubka kráteru dosahovala 9 km, takže pravděpodobná kinetická energie nárazu planetky o průměru 10 km činila 1 miliardu tun TNT! V přilehlé části Karibského moře byly na mořském dně nalezeny důkazy o přemisťování hornin na velké vzdálenosti, vyvolaném oceánskými vlnami tsuunami o amplitudě několika kilometrů!

Ke katastrofě v dávné minulosti připojme špatnou zprávu ze žhavé současnosti. Dne 6. října 1991 byla v Antarktidě naměřena dosud nejnižší koncentrace atmosférického ozonu – pouze 110 dobsonů (normál je 500 dobsonů). Za posledních deset let poklesla tloušťka ozonové vrstvy nad Evropou o 8 % a do r. 2000 se očekává pokles o dalších 7 %. Ve Spojených státech klesla od r. 1978 koncentrace ozonu o 5 %. Všeobecně se má za to, že na nejnovějších nepříznivých hodnotách se významně podílí filipínská sopka Pinatubo, která vyvrhuje do atmosféry mimo jiné i chemické látky rozbíjející ozonové molekuly.

Měsíc se loni zásluhou umělé družice ROSAT zařadil mezi zdroje měkkého rentgenového záření. Na Sluncem neosvětlené části Měsíce nalezli J. H. Schmitt aj. slabé měkké rentgenové záření, vznikající patrně interakcí měsíčního regolitu s dopadlými elektrony slunečního větru. Podle H. Newsoma a S. Runcorna má Měsíc přece jen kovové jádro, které však představuje je 5 % hmotnosti tělesa (u Země obsahuje toto jádro plných 30 % hmotnosti).

Francouzští astronomové loni zveřejnili snímky Marsu, pořízené v r. 1990 na vysokohorské observatoři Pic du Midi (2 865 m n. m.) reflektorem o průměru 1,05 m. Pořídili celkem 4 000 snímků v červeném pásmu spektra na matici CCD a složením expozic, trvajících v průměru jen 0,1 s, obdrželi pozoruhodně kvalitní záběry planety s úhlovým rozlišením 0,15″. V. Baker aj. se zabývali analýzou starších snímků Marsu ze sondy Viking Orbiter a tvrdí, že v minulosti byl Mars vícekrát pokryt vodním oceánem. Příčinou výlevu vody na povrch byly zřejmě epizody mohutného vulkanismu, jenž rovněž uvolňoval do atmosféry planety CO2, čímž se zvyšovala teplota planety působením skleníkového efektu. Vulkanismus v oblasti Tharsis vyvolával mohutné záplavy na severní polokouli, zatímco na jižní polokouli se vytvářel rozsáhlý ledovec. Těmito epizodami lze uspokojivě vysvětlit dnešní tvářnost povrchu Marsu.

V r. 1991 byly také ve zvláštním čísle časopisu Planetary Space Sciences zveřejněny hlavní výsledky sovětské mise Fobos, která navzdory technickým obtížím přinesla četné objevné výsledky týkající se Slunce a slunečního větru, Marsu i jeho družice Phobos. Mezi 41 původními pracemi zde nalezneme také 4 příspěvky československých autorů.

Jak známo, v září 1990 se na Saturnu objevila bílá skvrna, kterou poprvé spatřil britský astronom – amatér S. Wilber svým 0,06m (!) refraktorem. Nejlepší záběry skvrny získal Hubbleův kosmický teleskop (HST) v polovině listopadu a jejich analýzou s podařilo jev fyzikálně vysvětlit. V době vrcholícího saturnského léta na severní polokouli se rozsáhlé mračno dostane vzestupným prouděním nad hranici kouřma a pak se roztáhne vodorovně podél rovníku horizontálními větry, které v té výšce trvale vanou. V bílé skvrně se pozorují rozsáhlé víry, takže celý úkaz připomíná pověstnou velkou červenou skvrnu na Jupiteru – jen životnost bílé skvrny (řádově měsíce) je mnohem kratší: velká červená skvrna na Jupiteru trvá nejméně 3 století. Na přelomu srpna a září 1991 pozorovali M. Kidger aj. rozšíření a rozdělení severního rovníkového pásu Saturnu.

V pořadí již 18. družice Saturnu, objevená Voyagerem (1981 S 13), dostala oficiální označení Pan. Jde zřejmě o tzv. pastýřskou družici, která ovlivňuje existenci známé Enckeovy mezery v soustavě Saturnových prstenců. L. Dones uvádí, že původ Saturnových prstenců patrně souvisí s rozpadem obří komety, která se před zhruba 1.108 lety dostala pod Rocheovu mez a rozpadla se tak slapovým působením na drobné úlomky. C. Yoder studoval pohyb družic Janus a Epimetheus, jejichž rozměry činí po řadě 220 × 160 km a 140 × 100 km. Ukázal, že vždy po 4 letech si navzájem „vymění dráhy“ – naposledy k této výměně došlo v lednu 1990. Obě družice jsou mimořádně „řídké“ – jejich průměrná hustota činí jen 70 % hustoty vody. Jde tedy zcela zřejmě o „načechraný led“.

J. Pearl aj. určili zkladní fyzikální parametry Uranu z rozboru infračervených měření na sondě Voyager. Efektivní teplota povrchu Uranu činí 59,1 K a poměr mezi vyzařovanou a dopadající energií je (1,06 ±0,08), což prakticky znamená, že Uran nemá žádný přídavný vlastní zdroj energie. D. Korycansky aj. se zabývali počítačovou simulací srážky Uranu s tělesem o hmotnosti 1 ÷ 2Mz.

V loňském roce bylo prakticky ukončeno základní zpracování údajů z průletu sondy Voyager 2 kolem Neptunu v r. 1989. Objevené družice dostaly definitivní názvy:

Vlastní názvy dostaly i tři hlavní prstence Neptunu:

V prstenci Adams byla tři hlavní zhuštění (oblouky) pojmenována Liberté, Egalité a Fraternité. Centra oblouků jsou od sebe vzdálena zhruba 13º jsou po řadě 4º, 4º a 10º. Podle C. Porcové je za existenci oblouků odpovědna pastýřská družice Galatea. I. Williams aj. určili z rozboru periodických změn jasnosti Neptunovy družice Nereidy její rotační periodu 13,6 h.

Objevitel Pluta C. Tombaugh publikoval své vzpomínky na program hledání 9. planety, který započal na Lowellově observatoři v Arizoně v r. 1929 a ukončil v r. 1945. Za tu dobu prohlédl blinkmikroskopem pozice pro 90 milionů hvězd – to je zřejmě vrcholný výkon pozorovatele v celých dějinách astronomie! Objev průvodce Pluta – Charonu – vedl k určení hmotnosti obou těles a tím k zajímavému zjištění, že těžiště (barycentrum) soustavy Pluto-Charon se nalézá vně Pluta: je to jedinečný případ ve sluneční soustavě, neboť u všech ostatních planet s družicemi jsou barycentra vždy uvnitř mateřské planety. Následkem toho došlo v r. 1989 při průchodu Pluta perihelem ke kuriózní situaci. Barycentrum dvojplanety totiž bylo Slunci nejblíže 5. září 1989, kdežto Pluto sám až 7. září 1989. V září 1990 byla dvojplaneta snímkována kamerou FOC HST a obě tělesa byla na snímcích nádherně rozlišena. Přesnost měření relativních poloh obou těles dosáhla podle R. Albrechta aj. ±0,04″.

2. Meziplanetární hmota

Vývojem drah planetek mezi drahou Jupiteru a Saturnu se zabývali W. Weibel aj. tak, že sledovali pohyby 120 testovacích částic rovnoměrně rozmístěných v pásmu 5,7 ÷ 8,8 AU. Numerická integrace drah v intervalu 170 000 let ukázala, že za tu dobu naprostá většina částic opustila uvedenou zónu a buď se vzdálila od Slunce, anebo se stala křížiči zemské dráhy. Pouze tři částice „přežily“ v pásmu 7,1 ÷ 7,45 AU po dobu až 312 000 let. Výjimkou jsou ovšem planetky typu Trojanů (v libračních bodech L4 a L5), jejichž dráhy jsou dlouhodobě stabilní.

S. Alan Stern uvedl řadu argumentů ve prospěch domněnky, že za drahou Uranu se nachází početná populace velkých planetek o průměru řádu 1 000 km. Podle jeho názoru je proces tvorby velkých planet zcela neúčinný, takže protoplanetární disk měl nejméně o řád větší hmotnost, než je současná celková hmotnost velkých planet a komet dohromady. Uvažovaná tělesa by tedy mohla zčásti vysvětlit zmíněný deficit a podle autora se nalézají převážně ve vzdálenosti 20 ÷ 500 AU od Slunce. Zasahují tedy do tzv. Kuiperova disku v rozmezí 30 ÷ 500 AU, na nějž pak navazuje známý Oortův oblak komet v pásmu 1000 ÷ 50 000 AU.

Počet katalogizovaných planetek vzrůstá stále rychleji, jak dokládá statistika, pravící, že trvalo plných 53 let, než se počet planetek zvětšil z 1 024 kusů na 2 048 kusů. Další růst na dvojnásobek byl však zaznamenán v průběhu pouhých 12 let. V polovině r. 1991 bylo katalogizováno 4 877 planetek; pro planetku č. 5 000 je rezervováno označení IAU. Většina planetek má průměr menší než 40 km; pouze 200 je jich v intervalu 100 ÷ 200 a jen 30 nad 300 km. Největší je Ceres s průměrem 913 km. G. Williamsovi se povedl husarský kousek, když na snímcích z let 1984, 1985 a 1991 našel planetku Mildred (878), objevenou sice již r. 1916, ale od té doby považovanou za ztracenou.

Do objevování planetek se významně zapojil americký systém Spacewatch na Kitt Peaku v Arizoně. Zrcadlo o průměru 0,9 m je vybaveno v ohnisku velkou maticí CCD (2 048 × 2 048 pixelů) a běžně registruje pohybující se tělesa do 23 mag. Ačkoliv byl systém uveden do provozu teprve v září 1990, proslavil se od té doby objevem řady planetek prolétávajících těsně kolem Země. Dne 18. ledna 1991 tak byl ustaven nový rekord těsného přiblížení, když tělísko s prozatímním označením 1991 BA proletělo jen 170 000 km od Země. Další blízké průlety byly zaznamenány 7. října (1991 TU) – 750 000 km – a 5. prosince (1991 VG) – 450 000 km. Není však vyloučeno, že posledně uvedené těleso je umělého původu, jelikož během expozice prudce měnilo jasnost. V tom případě by šlo nejspíše o úlomek nějaké umělé družice či kosmické sondy vypuštěné ze Země, nikoliv o plavidlo mimozemšťanů!

V každém případě je však mimořádný úspěch programu Spacewatch důvodem k jistým obavám. Astronomové už dlouho upozorňují na nebezpečí srážky Země s kosmickým projektilem o průměru stovky metrů až kilometry. Taková tělesa totiž nelze sledovat příliš daleko od Země, a proto se mohou vyskytnout vlastně zcela neočekávaně. Ani statistické údaje nejsou příliš důvěryhodné – prostě nám chybějí údaje o kosmických tělesech v meziplanetárním prostoru s rozměry 1 ÷ 1 000 m. Odhaduje se jen, že těles s průměrem nad 10 m křižujících zemskou dráhu je řádově jedna miliarda. Zhruba jednou za století se Země střetává s tělesem o průměru 50 m, což může působit devastace srovnatelné s pádem proslulého Tunguského meteoritu!

O vážnosti problému svědčí i iniciativa IAU, jež na kongresu v Buenos Aires ustavila pracovní skupinu pro objekty v blízkosti Země (WGNEO), v níž jsou představitelé 8 odborných komisí IAU pod předsednictvím A. Carusia z Itálie. Tato skupina má připravit návrhy na zlepšení sledování nejnebezpečnějších „křížičů“ s rozměry 0,5 ÷ 5 km, jichž je odhadem asi 10 000. Také NASA ustavila dvě skupiny odborníků. První vede D. Morrison a zabývá se metodami vyhledávání těchto těles. Druhou řídí J. Rather a má za úkol najít metody, jež by zabránily jejich srážkám se Zemí nebo s umělými družicemi.

Z dalších zajímavých pozorování planetek uveďme zjištění D. Yeomanse, že v pohybu klasického „křížiče“ Ikara (1566) se projevují negravitační síly, takže jde patrně o slabě aktivní kometu! V únoru 1991 ohlásil R. McNaught objev planetky 1991 DA s nejvzdálenějším afelem 22 AU. Průměr planetky činí asi 5 km a ke Slunci se nejvíce přibližuje na vzdálenost 1,6 AU při sklonu dráhy plných 62º, což spolu s oběžnou dobou 41 let ji řadí spíše ke krátkoperiodickým kometám. Ještě kurióznější objev oznámil D. Rabinowitz v lednu 1992: těleso 1992 AD má sice sklon jen 25º, ale obíhá kolem Slunce v mimořádně dlouhé periodě 93,2 roku. V perihelu se dostává do vzdálenosti 8,7 AU od Slunce, kdežto v afelu je vzdáleno 20,6 AU. Vyznačuje se dále nejčervenější barvou povrchu mezi všemi známými planetkami.

Zcela mimořádným úspěchem se ovšem stalo snímkování planetky Gaspra (951) kosmickou sondou Galileo koncem října 1991. V té době byla planetka asi 410.106 km od Země a sonda Galileo se k ní nejvíce přiblížila 29. října na vzdálenost pouhých 16 000 km. Pro poruchu hlavní antény se zatím nemohly přenést na Zemi všechny záběry, ale jeden snímek telemetrovaný záložní anténou zaujal svou kvalitou všechny odborníky i laiky. Gaspra se na něm jeví jako zcela nepravidelný balvan o středním průměru asi 15 km, pokrytý větším množstvím kráterů. Podle toho lze odhadnout stáří povrchu na několik set milionů let. Zbylé snímky budou předány na Zemi v době před průletem sondy Galileo nad Zemí počátkem prosince letošního roku. Mezitím se technici z Pasadeny pokoušejí tepelnými šoky uvolnit zaseknuté vzpěry hlavní antény, bez níž by prakticky nebylo možné splnit hlavní cíl sondy: prozkoumat počínaje koncem r. 1995 zblízka obří planetu Jupiter. Přitom je dobré připomenout, že cena sondy Galileo je stejná jako cena HST: totiž 1,6 miliardy dolarů!

Přechodný objekt mezi planetkami a kometami představuje zřejmě těleso původně klasifikované jako planetka (2 060) Chiron. Byla objevena Kowalem v r. 1977 daleko za drahou planety Saturn, jak se po silně výstředné dráze zvolna blíží ke Slunci. Již v r. 1978 ve vzdálenosti 17,5 AU byla pozorována kolísání jasnosti planetky, která se nedala vysvětlit výhradně rotací a různým albedem jednotlivých částí povrchu tělesa. Nepochybná kometární aktivita Chironu byla zjištěna ve vzdálenosti 13 AU v r. 1987 a od r. 1989 je Chiron obklopen zřetelnou komou. Podle měření R. Westa z února 1990 rotuje Chiron se synodickou periodou 5,9 h a jeho absolutní hvězdná velikost (ve vzdálenosti 1 AU od Země i od Slunce) činí 6,0 mag. Při albedu alespoň 2,7 % činí pak průměr Chironu až 370 km – je to tedy s převahou nejrozměrnější známá kometa! V r. 1991 sledovali Chiron infračervenou kamerou J. Luu a J. Annis a prokázali existenci infračervené (prachové) komy. Těleso se nyní blíží přísluní ve vzdálenosti 8,5 AU od Slunce, takže je prakticky jisté, že jeho kometární aktivita ještě dále poroste.

D. Bockelée-Morvan aj. sledovali mikrovlnným radioteleskopem IRAM o průměru paraboly 30 m spektrum komety Austin (1989c1) a prokázali přítomnost formaldehydu, sirovodíku a methanolu – tedy vesměs látek pocházejících z doby budování sluneční soustavy. V r. 1991 byla poprvé objevena kometa, která dostala jméno po arizonském teleskopu Spacewatch – je to krátkoperiodická kometa 1991x, objevená na Kitt Peaku 8. září jako objekt 21 mag. Obíhá po mírně výstředné (e = 0,18) dráze s velkou poloosou 3 AU v periodě 5,3 let a se sklonem necelých 10º. Byla objevena téměř tři čtvrtě roku po průchodu perihelem, k němuž došlo 23. prosince 1990. V polovině března 1991 objevil krátkoperiodickou kometu 1991k náš nejúspěšnější lovec komet A. Mrkos, dva dny před průchodem komety perihelem. Dráhové parametry této nejnovější čs. komety jsou: a = 3,1 AU, e = 0,55, i =31º a P = 5,6 let. Tímto objevem si A. Mrkos patrně udržuje třetí místo v tabulkách lovců komet XX. století. Tabulku se stále větším náskokem vede americká astronomka Carolyn Shoemakerová, která už má na svém kontě přes čtvrt stovky komet. Ostatně rok 1991 byl pro lovce komet vskutku požehnaný – počtem 34 objevených těles se podařilo vyrovnat rekord z r. 1989.

Zcela neočekávaně se však nejslavnějším kometárním pozorováním loňského roku stal objev belgických astronomů O. Hainauta a A. Smetteho z 12. února, kdy dánským 1,5m reflektorem na La Silla v Chile zjistili, že jádro Halleyovy komety se náhle zjasnilo o 6 mag. Toto pozorování bylo vzápětí doplněno spektrální analýzou jasného oblaku kolem jádra komety pomocí 3,5m dalekohledu NTT. Spektrum se shoduje se spojitým spektrem Slunce a neobsahuje žádné emise. Odtud plyne, že oblak vyvržený z jádra komety obsahuje pouze prachové částice. Odraz slunečního světla na této prachové komě vyvolal pozorované zjasnění. V té době byla Halleyova kometa 14,3 AU od Slunce a 13,4 AU od Země a povrchová teplota jádra činila asi 200 ºC. Prachová koma měla parabolický až klínovitý tvar s rozměry maximálně bezmála 400 000 km. Podle R. Westa aj. došlo k výbuchu jádra přibližně v polovině prosince 1990 a prachové částice se vzdalovaly od jádra průměrnou rychlostí asi 14 m/s. Celý úkaz velmi dlouho dozníval; jasnost komy klesala jen asi o 1 mag za měsíc.

Příčina jevu je do značné míry záhadná – nikdy předtím nebyla pozorována tak výrazná aktivita jádra komety tak daleko (přes 2 miliardy km!) od Slunce a k tomu ještě hluboko (18º) pod rovinou ekliptiky, ve vzdálenosti 4,3 AU od této roviny. Proto je mimořádně obtížné celý úkaz přijatelně vysvětlit. D. Intriligator a M. Dryer soudí, že by mohlo jít o interakci s mimořádně aktivním slunečním větrem po erupcích z konce ledna 1991, ale zmíněná velká vzdálenost komety od Slunce i od roviny ekliptiky svědčí proti takové možnosti. Podobně D. Hughes se dostává do potíží s nápadem, že se jádro komety srazilo rychlostí asi 12 km/s s menší planetkou o průměru 3 ÷ 60 m. Tuto domněnku bude ostatně možno ověřit při příštím návratu Halleyovy komety v r. 2061 – na jejím povrchu by měl být čerstvý kráter o průměru přes 2 km!

Poměrně nejnadějněji vypadá domněnka Z. Sekaniny, později nezávisle podpořená J. Klingerem. Podle těchto astronomů se v kůře jádra otevřela trhlina působením pod povrchem koncentrovaného CO nebo CO2. Uvolněný plyn s sebou strhával prach, který vytvořil prachovou komu. Oxid uhelnatý je chemicky reaktivní i při teplotě 200 ºC a kromě toho se jistá energie mohla uvolnit fázovým přechodem amorfního vodního ledu v led krystalický.

Mezitím P. Chaizy aj. přišli s další záhadou, když analyzovali spektra vnitřní komy Halleyovy komety z března 1986, pořízená kosmickou sondou Giotto. Ve spektru byly totiž nalezeny čáry kationů O, OH, C, CH, a CN, které by tam teoreticky vůbec neměly být přítomny. M. Pätzold aj. zjistili, že ztrátu spojení s Giottem v době největšího přiblížení k jádru vyvolal elektrický výboj na palubě sondy asi 8 s před maximálním přiblížením. Následkem toho se porušila orientace vysílací antény a nastala ztráta telemetrického spojení se Zemí. V následujících 20 s dopadly na sondu prachové částice o úhrnné hmotnosti 1,7 g (!), které sondu výrazně poškodily.

M. Belton a W. Julian se znovu vrátili k otevřené otázce, jak vlastně rotuje jádro komety. Dospívají k závěru, že rotuje podle nejdelší osy s periodou 7,1 dne a kromě toho krátká osa vykonává precesní pohyb s periodou 3,7 dne. Obě osy svírají úhel 66º a následkem těchto pohybů trvá „sluneční den“ na kometě 2,4 ÷ 5 dnů.

Sonda Giotto, jak známo, byla v červenci 1990 při průletu kolem Země přesměrována k jádru komety Grigg-Skjellerup, s níž se setká 10. července 1992 v 15h 25min UT, 17 dnů před průchodem komety perihelem, ve vzdálenosti 1,0 AU od Slunce a 1,4 AU od Země. Rychlost setkání bude činit jen 14 km/s – nominálně by se měla sonda Giotto, na níž dosud pracuje 6 z 11 přístrojů, s kometou dokonce srazit! K tomu ovšem stěží dojde, neboť dráha komety je známa s chybou desítek tisíc km, ačkoliv kometa byla od r. 1922 sledována při všech 13 opozicích. Kometa je od dubna 1992 pozorovatelná na severní polokouli, ale jen ve větších přístrojích; vždyť v perihelu dosáhne pouze 13 mag.

D. Hughes si položil zajímavou otázku, zda jsme v souboru pozorovaných komet již zachytili nějakou kometu od cizí hvězdy. Vychází z představy, že tvorba kometárních mračen je typickým průvodním jevem vzniku hvězd, a odhaduje, že každá hvězda diskové populace v Galaxii vyslala během svého života do mezihvězdného prostoru již desítky bilionů komet. Soudí tak zejména z faktu, že ze 120 dlouhoperiodických komet, které jsme pozorovali ze Země s postačující přesností, má v současnosti plných 46 komet hyperbolické dráhy, tj. natrvalo opustí sluneční soustavu a stanou se mezihvězdnými trampy. Odtud naopak vychází, že v průměru jednou za půldruhé století bychom měli pozorovat interstelární kometu. Zatím se tak však nestalo, ač jsou k dispozici dráhové parametry 550 dlouhoperiodických komet. Podle Hughese bychom se ale neměli vzdávat. Počet dlouhoperiodických komet se zdvojnásobuje každých 90 let a v průměru každá 800. dlouhoperiodická kometa musí přiletět po hyperbolické dráze z mezihvězdného prostoru.

Tento Hughesův odhad dostal zcela nečekanou podporu v práci T. McGlynna, který zkoumal mikroskopické krátery na povrchu družice LDEF, jejíž plášť byl vystaven dlouhodobě účinkům kosmického prostoru v blízkosti Země. Družice byla nedávno přivezena zpět na Zemi v raketoplánu. Ukázalo se, že řada kráterů je způsobena objekty o průměru 5 ÷ 10 μm, jež dopadly na plášť družice hyperbolickými rychlostmi! Odtud vychází, že každá hvězda galaktického disku by měla vyvrhnout do mezihvězdného prostoru asi 4.1027 kg prachu, zatímco Hughes odhaduje tento přínos na 1026 ÷ 1028 kg prachu.

Zajímavou variantu hledání extraterestrických částeček v antarktickém ledu vyzkoušeli M. Maurette aj., když roztavili a přefiltrovali 100 t „čistého antarktického“ ledu a nalezli pak pod mikroskopem na 7 500 částic prachu a 1 500 sferulí chondritického složení, a tedy zřejmě extraterestrického původu. Dalším slibným nalezištěm meteoritů se stala poušť Nullarbor Plain v jižní Austrálii, kde prakticky nikdy neprší a meteority se z místa dopadu nikam nestěhují (jak tomu nutně bývá v antarktickém ledovci). A. Bevan tam dosud našel 500 meteoritů, pocházejících ze 150 rozličných pádů v časovém intervalu od -18 000 let do současnosti.

Ještě mladším dokladem o pádu velkého meteoritu se stal objev P. Schultze a R. Lianzy, kteří při leteckém snímkování Rio Cuarto v Argentině nalezli dva poklesy o rozměrech 4 × 1 km, které byly velmi pravděpodobně vyvolány nárazem šikmo letícího meteoritu před méně než 10 tisíci lety. Podle obou autorů šlo o jakousi „žabku“, při níž meteorit o průměru snad až 300 m vletěl do zemské atmosféry pod úhlem 15º k horizontále a dopadl na Zemi rychlostí 25 km/s, přičemž se uvolnila energie odpovídající 350 Mt TNT.

U nás byl loni pozorován mimořádně jasný (-18,5 mag) bolid Benešov z 8. května 1991, jenž se pohyboval téměř svisle, a při bodu pohasnutí ve výši 16 km nad Zemí byla slušná šance, že nějakých 5 kg úlomků mohlo dopadnout na Zemi přibližně 7 km na západ od Benešova u Prahy. Dráhové parametry bolidu se podle P. Spurného podobají planetkové dráze známého meteoritu Příbram z dubna 1959. Přestože pátrání v terénu bylo zahájeno čtvrtý den po přeletu bolidu, dosud se nepodařilo žádný úlomek nalézt.

Mimořádnou pozornost vzbudila pozorování pravidelného meteorického roje Perseid, jelikož se do perihelu blíží mateřská kometa roje P/Swift-Tuttle (má projít přísluním 26. listopadu 1992). Podle nezávislých vizuálních pozorování roje v noci ze 12. na 13. srpna 1991 došlo ke zcela krátkodobému, ale zato opravdu výraznému zvýšení hodinové frekvence roje v čase 12,66 UT. Zatímco Francouzi napočítali za 40 minut celkem 15 bolidů-Perseid až -8 mag, Japonci za 60 minut viděli 11 bolidů jasnějších než -5 mag. V té době stoupla vizuální hodinová frekvence na 200 ÷ 350 meteorů/pozorovatele/hodinu a stejně tak stouplo množství silných radarových ozvěn. Z měření počtu odrazů na ionizovaných stopách Perseid, vykonaných radioamatéry, vyšla poloha maxima na srpen 12,63 UT. Trvání tohoto mimořádného maxima však nebylo delší než 1 ÷ 2 h.

Se zcela nečekaným objasněním mnohokrát diskutovaných zvuků (svistů?), doprovázejících údajně přelety jasných bolidů, přišel C. Keay. Ukázalo se totiž, že při letu jednoho z bolidů – Perseid – se podařilo zaznamenat nízkofrekvenční rádiové vyzařování z příslušného směru. To autorovi připomnělo, že přelet jasného bolidu –16 mag v Austrálii r. 1978 byl podle očitých svědků doprovázen jemným svistem. Keay si ověřil, že tento zvuk ohlásili jen – dostatečně vlasatí pozorovatelé! Podle názoru autora jejich kštice působily jako svérázné převaděče radiofrekvence do oblasti akustických kmitočtů. První akustické projevy při přeletu bolidů byly údajně zaznamenány v Číně již r. 817 n. l. Keay se domnívá, že stejnou povahu mají i občasné svisty, zaznamenané při výskytu polárních září – i tam zřejmě dochází k nízkofrekvenčnímu rádiovému vyzařování ve vysoké atmosféře Země.

3. Slunce

Událostí roku bylo zřejmě úplné zatmění Slunce 11. července 1991, jehož pás totality zasáhl mimo jiné hlavní město Mexika a vrchol sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech. Ačkoliv počasí pozorovatelům vcelku přálo a Slunce samo se činilo (rozvinutá silně asymetrická koróna, tři velké protuberance viditelné očima, 6 velkých skupin skvrn a 6 aktivních oblastí), vědecký přínos pozorování je omezen vinou silného znečištění zemské atmosféry aerosoly po výbuchu sopek Unzen a Pinatubo. Zejména jsou tak znehodnocena infračervená měření, což je zvlášť velká škoda, neboť právě na Havajských ostrovech jsou instalovány velké infračervené dalekohledy. Jen vzácně se stává, že pás totality zahrne velké astronomické observatoře. Podle A. Dila se to v příštím století povede pouze osmkrát: r. 2019 – CTIO + ESO (Chile), r. 2028 – Siding Spring (Austrálie), r. 2060 – Bjurakan (Arménie), r. 2061 – Simeis (Krym), r. 2081 a 2090 Meudon (Francie), r. 2098 – Zelenčukskaja (Rusko) a r. 2099 – Green Bank (Záp. Virginie, USA).

Revidována byla i epocha i výška maxima 22. cyklu sluneční činnosti. Maximum nastalo v roce 1989,8 a maximální relativní číslo bylo R = 162, čímž se cyklus zařadil v pořadí mohutnosti na 3. místo (po maximech z r. 1957 a 1979). V r. 1990 bylo průměrné relativní číslo R = 143, s měsíčními extrémy v červnu (R = 105) a srpnu (R = 200). Nicméně důsledky sluneční činnosti na Zemi byly v období kolem maxima patrně nejvýraznější v celých dějinách moderní astronomie. V březnu 1989 shořely vlivem přepětí transformátory v atomové elektrárně v New Jersey a v téže době vznikl poplach na palubě nadzvukového Concordu po příletu slunečních protonů do zemské atmosféry. Ukazuje se, že zvláště dálková silnoproudá vedení jsou v čase silných magnetických bouří mimořádně zranitelná. Přitom předvídání výskytu bouří je dosud naprosto nespolehlivé. V letech 1988—1989 bylo vydáno celkem 28 výstrah o výskytu magnetických bouří, z nichž se splnilo pouze 6. Naproti tomu se bez výstrahy objevilo 38 magnetických bouří! Proto J. Kappenman navrhuje umístit umělou družici Země do Lagrangeova bodu L1 soustavy Slunce-Země ve vzdálenosti asi 1,5 milionu km „před“ Zemí. Zatímco telemetrie z L1 se dostane na Zemi za 5 sekund, částice slunečního větru sem přiletí se zpožděním asi 1 hodiny. To by snad pro akutní varování mohlo stačit.

Podobně se nedaří předvídat průběh příštích cyklů sluneční činnosti, tj. délky, epochy a výšky maxima. Navíc se nepotvrdila existence tzv. 80leté periody sluneční činnosti. Značnou diskusi také budí údajná 155denní periodicita ve výskytu slunečních erupcí. Z rozboru údajů družice SMM zjistili P. Sturrock a T. Bai, že v rozložení erupcí se vyskytují též periodicity 12,9 dne, dále 51, 78, 103 a 130 dnů. To jsou zřetelně subharmoniky, resp. harmonické násobky, základní rotační periody Slunce 25,8 dne a projevují se též ve statistice plochy slunečních skvrn v letech 1879–1982. Autoři se snaží tento úkaz vysvětlit odvážným předpokladem, že nitro Slunce rotuje se stejnou periodou jako povrch, ale že rotační osa jádra je prakticky kolmá k rotační ose pro vnější vrstvy Slunce!

Jak je to doopravdy, by měla rozřešit helioseizmologie, která dle K. Libbrechta již určila spodní hranici konvektivní zóny ve Slunci na 71 % poloměru Slunce a je v principu schopna zkoumat i vlastnosti samého jádra Slunce. V rámci projektu GONG se nyní zřizuje po obvodu Země 8 observatoří, které budou prakticky nepřetržitě sledovat kmity slunečního povrchu po dobu nejméně tří let (Austrálie, Havajské ostrovy, Kalifornie, Chile, Západní Afrika, Kanárské ostrovy, Indie a Čína). Očekává se, že za tuto dobu budou získány 3 TB údajů o slunečních oscilacích, jež umožní vyřešit mnohé otázky vnitřní struktury i rotace Slunce.

M. Aglietta aj. hledali korelace mezi výskytem velkých erupcí na Slunci a tokem slunečních neutrin v období od srpna 1988 do března 1990. Během té doby se na Slunci vyskytlo 19 velkých erupcí, ale žádná nebyla doprovázena zvýšením počtu slunečních neutrin. J. Bahcall a W. Press však upozornili, že údajná korelace může být vyvolána tím, že sluneční činnost ovlivňuje úroveň pozadí v neutrinových experimentech. Jelikož příspěvky k tomuto pozadí jsou pro různé experimenty rozdílné, mohou tak vznikat fiktivní rozdíly v těchto pseudokorelacích.

V současné době jsou v běhu tři velké neutrinové experimenty. Nejstarší Davisův v dole Homestake v Jižní Dakotě v USA dává od r. 1970 až dosud soustavně necelou polovinu teoreticky očekávaného počtu slunečních neutrin. Jeho prahová energie pro neutrina činí 0,81 MeV (detekce pomocí atomů chlóru). Od r. 1987 probíhá japonský experiment v dole na zinek Kamiokande, jenž umožňuje zjišťovat průlet neutrin pomocí záblesků Čerenkovova záření v podzemní cisterně se superčistou vodou (prahová energie pro neutrina činí 7,3 MeV), a tedy měřit jak průchod neutrin detektorem, tak i jejich směr letu. Také tento experiment dává něco méně než polovinu očekávaného slunečního neutrinového toku. Konečně v r. 1990 se rozeběhl experiment SAGE v Baksanu na Kavkaze, kde je v podzemním tunelu instalováno 30 t kapalného gallia (prahová energie pro neutrina 0,23 MeV). Z prvních pěti cyklů integračních měření vychází podle A. Abazova aj. pravděpodobný tok slunečních neutrin N = (20 +15/-20 ±32) SNU, zatímco standardní model slunečního nitra předvídal N = 130 SNU! To je téměř zcela šokující výsledek, neboť jak patrno z rozptylu měření, nejspíš aparatura vůbec žádná sluneční neutrina neregistruje! Pouze s přimhouřením obou očí lze ještě připustit, že skutečný neutrinový tok ze Slunce by v tomto experimentu mohl dosáhnout 79 SNU, což je opět něco kolem poloviny očekávaného toku.

Proto A. Dar a S. Nussinov soudí, že už v této chvíli lze mít za jisté, že rozpor teorie a pozorování je způsoben fyzikálními vlastnostmi samotných neutrin spíše než chybami astrofyzikálního modelu Slunce. Nejspíš totiž neplatí zákon zachování kvantové charakteristiky „vůně“ pro leptony. Definitivní odpověď zřejmě poskytne nezávislý experiment GALLEX v italském Gran Sassu (experiment obsahuje rovněž 30 t gallia) a chystaný experiment s detekcí neutrin pomocí těžké vody v podzemní nádrži Sudbury v Kanadě, který se rozběhne v r. 1995.

4. Vznik a raný vývoj hvězd

V posledních desetiletích se tato problematika zcela neokázale stala patrně vůbec nejzajímavější kapitolou hvězdné astrofyziky. Všichni již dávno tušili, že hvězdy „nějak“ vznikají z mezihvězdné látky, ale konkrétní doklady takových procesů prakticky neexistovaly. Mezihvězdná látka je obecně velmi řídká a rovněž chladná, takže ji nelze sledovat konvenčními prostředky pozorovací astronomie. Proto mělo tak velký význam první pozorování prachových disků v okolí blízkých hvězd pomocí přístrojů infračervené družice IRAS v r. 1983. Tím se totiž prokázalo, že proces tvorby hvězd a planetárních soustav opravdu těsně souvisí, takže naše sluneční soustava není výjimkou, nýbrž spíše pravidlem.

Infračervená pozorování ze Země pak umožnila hledat přechodné objekty mezi hvězdami a planetami, předběžně nazvané hnědí trpaslíci. Teorie předvídá, že hmotnost hnědých trpaslíků musí být nižší než 0,08 M☉, což je spodní mez pro zapálení termonukleární reakce ve hvězdném nitru. Na druhé straně objekty s hmotností nižší než 0,01 M☉ už považujeme za obří planety (typu Jupiter). V minulých letech se objevilo několik nadějných kandidátů na hnědé trpaslíky, ale v loňském roce byli prakticky všichni kandidáti zpochybněni. Podrobná analýza totiž ukazuje, že v daných případech jde spíše o trpasličí hvězdy pozdních tříd M. Přitom se například M. Irwinovi aj. podařilo objevit hvězdu BRI 0021-0214 v souhvězdí Ryb, která má magnitudy V = 22, R = 18,2 a nalézá se ve vzdálenosti menší než 10 pc. Při efektivní teplotě 2 250 K je její absolutní bolometrická magnituda + 14, což odpovídá zářivému výkonu 1.10-4 L☉ – je to tedy nejméně svítivá známá hvězda.

Podle D. Blacka lze hnědé trpaslíky odlišit od planet způsobem vzniku. Planety vznikají obecně akumulací chladných prachových zrnek z tenkého protoplanetárního disku. Rozměry disku u hvězd slunečního typu činí asi 100 AU a teploty prachu desítky až tisíce kelvinů. Obří planety se mohou vytvořit až poměrně daleko od mateřské hvězdy, a to během 1 ÷ 10 milionů let po kolapsu zárodečného jádra prahvězdy. Rozměry prachových zrnek v protoplanetárních discích jsou zřetelně větší než rozměry prachových částeček v mezihvězdném prostředí.

Naproti tomu hnědí trpaslíci s hmotností větší než 0,01 M☉ vznikají přímo kondenzací z mezihvězdných mračen a neprocházejí tedy procesem akumulace. Podle S. Stahlera stojí na počátku hvězdného vývoje obří molekulové mračno o průměru až 100 pc a hmotnosti až 106 M☉. V mračnu se vyskytují menší kondenzace a v nich identifikoval v r. 1983 P. Myers tzv. hustá jádra. Tato jádra mají průměr řádově světelné měsíce a hustotu 3.1010 molekul/m3. Teplota jader je zcela nízká, kolem 10 K. Jelikož hustá jádra se nacházejí na hranici stability, již nepatrná odchylka od rovnováhy vede k jejich gravitačnímu hroucení. Uprostřed jádra vzniká zárodek hvězdy, jehož další vývoj nejvíce ovlivní rychlost akrece plynu z vnějších částí hustého jádra. Rychlost je tím vyšší, čím vyšší je teplota hustého jádra. Obvykle nejpozději za 1 milion let se na hvězdě soustředí plyn o hmotnosti 1 M☉.

První simulace vzniku prahvězd na počítačích uveřejnil R. Larson v r. 1969 a v r. 1980 se začalo s modelováním vývoje prahvězd slunečního typu. Ukázalo se, že na tyto prahvězdy dopadá plyn tak rychle, že se nemůže plynule uložit na jejich povrchu, a vzniká tam silná rázová vlna, která plyn stlačí a ohřeje až na 1 MK. Takto žhavý plyn silně září a toto záření stoupá zpět do okolního prostoru, kde intenzivně zahřívá dopadající prach. Tím se maximum záření postupně převádí do infračerveného spektrálního pásma a prahvězda je právě v tomto pásmu nejnápadnější – vyzařuje výkonem až 60 L☉.

První termonukleární reakce v nitru dostatečně hmotné prahvězdy probíhá již při teplotě 1 MK, kdy se termonukleárně přemění těžký vodík (deuterium) na helium. Hoření D probíhá zprvu v nitru prahvězdy, ale posléze se přenese do tenké slupky kolem centra, následkem čehož se prahvězda počne nafukovat. Prahvězda o hmotnosti 1 M☉ tak nakonec dosáhne poloměru 3 R☉; prahvězda o 3 M☉ dokonce poloměru 10 R☉. O následné zastavení akrece se přičiní silný hvězdný vítr, jenž nakonec odfoukne zbylý materiál zárodečného hustého jádra. Prahvězda „prokoukne“ v optickém oboru spektra a astronomové ji již klasifikují jako hvězdu před hlavní posloupností. Tyto hvězdy se dále pomalu smršťují tak dlouho, až centrální teplota ve hvězdě dosáhne 10 MK, a tím vstoupí na hlavní posloupnost s přeměnou vodíku na helium. Slunce prodělalo tuto epizodu během asi 30 milionů let.

A. Boss ukázal, že prahvězdy vznikají obvykle v malých skupinách a že podnětem ke kolapsu hustého jádra bývá odpoutání od magnetického pole mračna. Magnetické pole se též postará o únik přebytku momentu hybnosti, jenž by jinak zabránil vzniku prahvězdy. Také zmíněné protoplanetární disky jsou vhodnou metodou k přenosu přebytečného momentu hybnosti, jak ostatně dokazuje případ naší sluneční soustavy, kde si Slunce zachovalo jen 2 % momentu hybnosti sluneční soustavy – zbytek nesou obíhající planety.

Vývoj prahvězdy je tedy zvláštní výslednicí souboje protichůdně probíhajících procesů: rychlá akrece plynu na zárodečnou kondenzaci a odnášení momentu hybnosti i přebytečné hmoty hvězdným větrem či úzce směrovanými výtrysky. Zdá se, že i v dalším vývoji hvězd hraje úbytek hmoty roli mnohem podstatnější, než se kdy tušilo. I zcela osamělá hvězda ztrácí v průběhu svého vývoje velmi mnoho hmoty, jak vyplývá z výpočtů G. Meyneta. Ten především zjistil, že velikost úbytku hmoty je přímo úměrná počátečnímu chemickému složení hvězdy v tom smyslu, že vyšší zastoupení prvků těžších než helium (tzv. kovů) zvyšuje celkovou ztrátu hmoty v průběhu hvězdného vývoje. Dále pak ukázal, že všechny hvězdy s počáteční hmotností nižší než asi 8 M☉ skončí nakonec jako bílí trpaslíci a hvězdy s hmotností v rozmezí 8 ÷ 50 M☉ jako neutronové hvězdy. Vzácnost výskytu černých děr pak automaticky vyplývá z požadavku, že jejich hvězdní předchůdci musejí začít s vkladem více než 50 M☉, což jsou opravdu ojedinělé případy.

Prakticky přímý doklad o tempu hvězdného vývoje podali M. de Froot a H. Lamers, kteří sestavili na základě historických pozorování světelnou křivku veleobra P Cygni (sp. tř. B IIa) od r. 1700 do současnosti. Tato mimořádně hmotná (30 M☉) a žhavá (19 300 K) hvězda je proslulá svým intenzivním hvězdným větrem a patří zároveň k nejsvítivějším hvězdám (7,2.105 L☉). Její sekulární jasnost však roste dvakrát rychleji, než jak plyne ze standardního modelu hvězdného vývoje.

Výtečný doklad o rychlé ztrátě hmoty velmi masivní hvězdy podali také S. Heapová aj., když pomocí vysokodisperzního spektrografu GHRS na HST studovali spektrum velmi rané hvězdy Melnick 42 ve Velkém Magellanově mračnu (sp. tř. O3f, 100 M☉). Hvězda má svítivost 2,3.106 L☉ a za rok ztrácí 4.10-6 M☉ hvězdným větrem o rychlosti 3 000 km/s. Zastoupení kovů v atmosféře hvězdy je zhruba 4krát nižší než u Slunce, což zřejmě souvisí s celkovou nižší metalicitou Velkého Magellanova mračna v porovnání s naší Galaxií. Pro nás je jistě obzvláštním potěšením, že na tomto prvním výsledku práce vysokodisperzního spektrografu HST se podílí také náš krajan Ivan Hubený (viz Říše hvězd 72/1991, č. 7, 125).

Týmž dalekohledem, avšak kamerou FOC, studovali G. Weigelt aj. údajnou „nadhvězdu“ R 136a v mlhovině 30 Dor. Na ultrafialových snímcích se podařilo objekt rozložit přinejmenším na 8 složek v oblasti o průměru pouhé 0,7″. Hmotnost žádné z těchto složek nepřevyšuje 250 M☉, což je pro nadhvězdy z hlediska astrofyzikální teorie mnohem přijatelnější než dříve uvažovaná hodnota 2 kM☉ (tak hmotné těleso by bylo zářivě nestabilní).

5. Proměnné hvězdy

Nejvíce proměnných hvězd (přes 4 100) bylo dosud katalogizováno v souhvězdí Střelce, což přirozeně souvisí s velkou koncentrací hvězd v centru Mléčné dráhy. Patrně nejoriginálnější objev proměnné hvězdy se vloni podařil našemu amatérskému astronomovi L. Ondrovi – porovnáváním snímků planetární mlhoviny M27 (Činky) v souhvězdí Lištičky, publikovaných na obálce populárně-vědeckého časopisu! Nalezl tak červenou proměnnou hvězdu, která se na pozadí mlhoviny promítá. M. Barstow aj. studovali pozdní spektroskopickou dvojhvězdu BY Dra (sp. tř. dM0e) na podzim r. 1990 simultánně v mnoha pásmech vlnových délek, mimo jiné pomocí umělých družic IUE a ROSAT. Z optických pozorování víme, že na obou trpasličích složkách dvojhvězdy dochází k optickým erupcím. Oba červení trpaslíci jsou přitom obklopeni žhavou korónou o teplotě až 1 MK, která vydává nejvíce záření v pásmu EUV (6 ÷ 100 nm). V tomto pásmu byla rovněž zaregistrována erupce s maximálním zářivým výkonem 3,9.1021 W.

S. Carroll aj. podrobili nové analýze průběh posledního zákrytu proslulého systému ε Aurigae. Jak známo, primární složkou této dvojhvězdy s oběžnou periodou 27,1 roku je veleobr sp. tř. F01ap bolometrické hvězdné velikosti -8,1 o hmotnosti 15 M☉ a poloměru 0,93 AU. Sekundár se nachází ve vzdálenosti 27,6 AU a jeho hmotnost činí 13,7 M☉. Podle autorů je však obklopen rozsáhlým protoplanetárním diskem o průměru 9,3 AU, jenž je šikmo skloněn k oběžné rovině. Zatímco primární veleobr se nachází hluboko uvnitř svého Rocheova laloku, prachový protoplanetární disk s centrálním otvorem téměř vyplňuje příslušnou Rocheovu mez. Toto vysvětlení povahy zakrývajícího objektu poprvé navrhl Z. Kopal již v r. 1971. Nová pozorování takový model podporují, když navíc byl podobný prachový disk nalezen pomocí infračervených měření u známé blízké hvězdy β Pictoris. Na přelomu let 1990/91 se tato zákrytová hvězda nacházela v kvadratuře a v r. 1997 proběhne sekundární minimum. Na příští primární minimum si budeme muset počkat až do XXI. století (r. 2009 – zákryt trvá ovšem bezmála dva roky).

K zákrytovým soustavám o dlouhé periodě patří také jiná jasná hvězda γ Persei s oběžnou dobou složek 14,7 let. Dvojhvězdnost γ Per byla rozpoznána spektroskopicky již v r. 1897, ale zaznamenat zákryt fotometricky je neobyčejně obtížné, neboť celý úkaz trvá pouze 8 dnů. Navíc předpověď zákrytu pro r. 1990 byla velmi nejistá, v rozpětí 0,5 roku! Šťastnou shodou okolností se celý průběh zákrytu podařilo zachytit britskému astronomovi R. Griffinovi, který skončil svůj pozorovací program na observatoři Calar Alto ve Španělsku ráno 6. září a odtamtud se stačil letecky přepravit na Mount Palomar v Kalifornii do 8. září večer – byl tedy vzhůru celkem 50 hodin, aby začal včas s fotometrií i spektroskopií dvojhvězdy, která se začala zakrývat 12. září! Sestupná větev zákrytu trvala pouze 1 den a totalita dalších 6 dnů, takže celý úkaz skončil 20. září. Celková amplituda zákrytu dosáhla 0,3 mag – úkaz šlo tedy v principu registrovat očima bez dalekohledu. Jde o mimořádně příznivou shodu, jelikož příští zákryt r. 2005 proběhne v době, kdy je γ Per v konjunkci se Sluncem, takže další pozemní pozorování se bude moci uskutečnit až r. 2019.

Konečně další jasnou hvězdu α Andromedae se podařilo zařadit mezi vizuální dvojhvězdy na základě interferometrických měření na Mount Wilsonu, jež uskutečnili X. Pan aj. Tato dvojhvězda s oběžnou dobou 96,7 dne a složkami B8 IV a A3 V se pohybuje po silně výstředné dráze (e = 0,53) se sklonem i = 106º. Úhlová délka velké poloosy oběžné dráhy je dle interferometrických měření 0,02415″, což ve vzdálenosti α And představuje lineární délku a = 0,73 AU.

V loňském roce vzplanuly tři velmi pozoruhodné novy, první hned 8. ledna nejprve v rentgenovém oboru spektra jako zdroj GRS 1121-684 (R. Sunjajev aj.). O pět dnů později byla zpozorována vizuálně jako hvězda 13,5 mag a označena jako Nova Muscae 1991. M. Kestever a A. Tuttle zaznamenali její rádiové záření v pásmu 1,5 ÷ 8,6 GHz, které však v polovině ledna rychle zmizelo. Ze spektra se podařilo určit rychlost expanze na 1 500 km/s. Optický předchůdce byl asi 20 mag a jeho vzdálenost činí asi 1,4 kpc. To znamená, že maximální zářivý výkon v rentgenovém oboru dosáhl 2.1031 W. M. Della Valle aj. upozornili na podobnost světelných křivek a relativních intenzit v různých spektrálních oborech se známou rentgenovou novou V616 Mon a domnívají se, že k explozi došlo akrecí vodíku ze sekundární složky na povrchu neutronové hvězdy, která se tímto přetokem změnila na černou díru!

Další v pořadí byla Nova Herculis 1991, objevená v polovině března 1991 M. Suganem v poloze α = 18h44m12s, δ = + 12º10,7´. Podle R. Westa je vidět předchůdce v Palomarském atlasu jako hvězda B = 19 mag. E. Leibowitz aj. dokázali, že nova je zákrytovou dvojhvězdou s periodou 1,49 dne. Podle C. Woodwarda aj. jde o vůbec nejrychlejší známou novu s poklesem o 3 mag po maximu za dobu kratší než 3 dny! Rozpínání plynu probíhalo rychlostí 3 500 km/s a celkem bylo vyvrženo 1,10-4 M☉ plynu a 3.10-5 M☉ prachu. Vzdálenost Novy Herculis se odhaduje na 2,8 kpc.

Třetí pozoruhodnou novou minulého roku se stala Nova LMC 1991 ve Velkém Magellanově mračnu, objevená 21. dubna, jejíž optické maximum nastalo 24. dubna a ultrafialové až 27. dubna. V maximu byla nova 9,5 vizuální hvězdné velikosti a stala se tak nejjasnější klasickou novou, která kdy byla v této nejbližší sousední galaxii pozorována. Maximální zářivý výkon činil 1,9.105 L☉, což je pětinásobek tzv. Eddingtonovy svítivosti pro hvězdu s hmotností 1 M☉ (při Eddingtonově svítivosti hvězda vysílá tolik záření, že se stane zářivě nestabilní). Po maximu klesala její jasnost o 0,4 mag za den.

R. Wade aj. pozorovali v r. 1987 pozůstatek Novy V1500 Cyg (vzplanutí v r. 1975) v čáře H-α a objevili na snímcích expandující prstenec s úhlovým poloměrem 1,90″. Odtud vyplývá, že vzdálenost Novy Cygni spadá do intervalu 1,6 ÷ 2,1 kpc, tedy že nova je podstatně dále, než se dosud odhadovalo (1,2 kpc).

Jak známo, u klasických nov předpokládáme, že k explozi dojde na povrchu bílého trpaslíka, kde se přetokem hmoty ze druhé složky dvojhvězdy zažehne překotná termonukleární reakce. H. Ritter aj. si všimli, že existuje rozpor mezi očekávanou a pozorovanou hmotností bílých trpaslíků ve dvojhvězdách. Teorie praví, že nejvíce by měli být zastoupení bílí trpaslíci se skladbou slupek O-Ne-Mg a po nich trpaslíci se skladbou C-O. Nejvzácnější by měli být bílí trpaslíci s heliovou slupkou. Odtud vyplývá očekávaná hmotnost bílých trpaslíků v rozmezí 1,04 ÷ 1,24 M☉. Průměrná pozorovaná hmotnost však činí jen 0,90 M☉. Podle V. Weidemanna mají ještě nižší hmotnost osamělí bílí trpaslíci, totiž v průměru jen 0,60 M☉. To svědčí o překvapivě velké ztrátě hmoty ve stadiích, která vzniku bílého trpaslíka předcházejí, v souladu s objevem rozsáhlých oblaků chladného molekulového plynu, obklopujících žhavé obálky planetárních mlhovin. Hmotnost oblaků je totiž alespoň o řád vyšší než hmotnost žhavých obálek.

Jako každoročně, tak i loni se hodně úsilí věnovalo studiu pozůstatků známých supernov z naší Galaxie. R. Bardiera a S. van den Bergh srovnávali snímky pozůstatků po výbuchu Keplerovy supernovy z r. 1604 za léta 1942–1989. Odhadli vzdálenost pozůstatku, který je znám též jako rádiový zdroj 3C 358, na 4,5 kpc a jeho prostorovou rychlost na 278 km/s. Naproti tomu W. Blair aj. tvrdí, že Keplerova supernova se nachází ve vzdálenosti pouze 2,9 kpc. K. Kamper a S. van den Bergh určili okamžik exploze tajemné supernovy v souhvězdí Cassiopeia, po níž zbyl rádiový pozůstatek Cas A, na letopočet 1657 (±3 roky). Porovnáním rádiových snímků Krabí mlhoviny z let 1982 a 1987 určili M. Bietenholz aj. rychlost expanze mlhoviny na 1 500 km/s. Soudí, že tento expanzní pohyb se trvale zrychluje!

Pozoruhodnou souvislost mezi zbytkem po supernově a pulzarem PSR 1758-24 objevili R. Manchester aj. Pulzar má pulzní periodu 0,125 s a nachází se ve vzdálenosti 4,4 kpc od Slunce. Jeho charakteristické stáří, odvozené z prodlužování pulzní periody, činí jen 15 500 let. Pulzar se nachází na západním okraji kompaktní mlhoviny, jež je geneticky svázána s pozůstatkem po supernově SNR G 5,4-1,2. Až dosud známe jen 7 případů koincidencí mezi pulzary a pozůstatky supernov, což lze vysvětlit tím, že životnost pozůstatků je asi o dva řády nižší než životnost pulzarů, a také tím, že většina pulzarů je vůči Zemi nevhodně orientována, takže je vůbec nezjistíme. Nesouhlas polohy zmíněného pulzaru a pozůstatku supernovy lze vysvětlit asymetrií vlastní exploze, při níž dostal pulzar vůči mlhovině vysokou prostorovou rychlost.

Čtyři roky po explozi slavné supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu nikterak neklesá zájem o studium objektu, který má pro celý obor opravdu klíčový význam. Vždyť sledovat zbytek supernovy celá léta po explozi je v dějinách astronomie naprosto jedinečná příležitost. Především se průběžně publikují výsledky mnohobarevné fotometrie v optickém a infračerveném oboru spektra. Podle P. Boucheta aj. klesala jasnost supernovy exponenciálně asi do 720 dnů po výbuchu, pak se pokles téměř zastavil a k dalšímu pomalému poklesu bolometrické svítivosti dochází až počínaje 1 050. dnem po explozi. Maximum zářivého výkonu se přitom přesunulo do daleké infračervené oblasti spektra, kam nyní spadá nejméně 80 % úhrnného zářivého toku zbytku supernovy. První období poklesu na světelné křivce lze vysvětlit radioaktivním rozpadem 0,07 M☉ radioaktivního nuklidu 56Co, avšak po 1 000. dnu tam zřetelně vystupuje přídavný zdroj s výkonem až l,5.1031 W. Koncem r. 1991 zeslábl pozůstatek supernovy ve viditelném světle na 18 mag.

Rentgenové záření obalu bylo poprvé zaregistrováno H. Inouem aj. na družici Ginga v červenci 1987 v pásmu tvrdých rentgenových paprsků. Rentgenové záření nabylo nejvyšších hodnot koncem r. 1987 a od té doby plynule sláblo až pod mez detekce v lednu 1989. Měkké rentgenové záření se objevilo v lednu 1988 a občas jej lze zachytit až do současnosti. Podle L. Staveley-Smitha se v prvních týdnech po explozi pozorovalo také rádiové záření, které však brzy vymizelo a znovu se objevilo v pásmu 843 MHz až počátkem července 1990 a v polovině července též v pásmech až do 8,6 GHz. Kolem 1 200. dne po explozi tak lze hovořit o rádiovém pozůstatku supernovy ve stavu zrodu.

D. Luo a R. McCray předpověděli, že kolem r. 2002 se pozůstatek stane velmi rychle daleko nejjasnějším rentgenovým a rádiovým zdrojem ve Velkém Magellanově mračnu. P. Jakobsen aj. totiž pořídili ultrafialové snímky supernovy pomocí HST a objevili prstencovou strukturu o poloměru 0,2 pc a tloušťce 0,02 pc, která zřejmě zbyla po fázi červeného veleobra, jenž explozi předcházel asi o 20 000 let. Nyní se směrem k prstenci pohybují cáry supernovy rychlostí řádově 10 000 km/s, takže na prstence posléze narazí. Vzniklá rázová vlna povede k silnému ohřevu plynu a netepelným procesům vyzařování. Prstenec se tak stane zářivým zdrojem s úhrnným výkonem řádu 1031 W. Další mlhovinnou obálku o průměru 1,7″ studovali A. Crotts a S. Heathcote. Ukazuje se, že se rozpíná rychlostí 10 km/s a je rovněž spjata s existencí nestabilního červeného veleobra po dobu asi 400 000 let. Konečně N. Panagia z porovnání ultrafialové světelné křivky supernovy po explozi a ze studia úhlových rozměrů prstence pomocí snímků HST zpřesnili hodnotu vzdálenosti SN 1987A od Slunce na (51,2 ±3,1) kpc. Supernova se tedy nalézá až za centrem Velkého Magellanova mračna, pro něž odtud vyplývá vzdálenost 50,1 kpc (163 000 světelných let).

6. Neutronové hvězdy a pulzary

D. Pines uvádí, že cenné údaje o stavbě neutronových hvězd nám poskytuje výzkum skoků v periodě rádiových pulzarů. Skok (zkrácení periody) probíhá opravdu náhle, avšak návrat k normálnímu průběhu změn rotační periody neutronové hvězdy trvá často celé měsíce. V tom je tedy obsažena informace o chování nitra neutronové hvězdy, které vyplňuje žhavá neutronová suprakapalina. První takový skok byl pozorován v únoru 1969 u proslulého pulzaru v souhvězdí Plachet. Od té doby bylo u téhož pulzaru pozorováno dalších 7 skoků. Na druhém místě musíme jmenovat pulzar v Krabí mlhovině se 4 pozorovanými skoky. Kromě toho bylo pozorováno ještě 10 skoků v periodě u 6 vesměs starších pulzarů. V budoucnu tak bude možné studovat detaily ve struktuře neutronových hvězd.

Nejvíce nových podnětů pro astrofyziku neutronových hvězd přináší v posledních letech studium milisekundových pulzarů, které se k všeobecnému překvapení koncentrují zejména v kulových hvězdokupách. Zdá se, že tento přebytek souvisí s možností snadnějšího zachycení průvodce neutronové hvězdy v hustém hvězdném poli kulových hvězdokup. Milisekundové pulzary totiž zřejmě vznikají právě díky interakci neutronové hvězdy s hvězdným průvodcem, který jí plynule po dlouhé věky dodává hmotu stále ve stejném směru. Pokud směr přibližně souhlasí se směrem vlastní rotace neutronové hvězdy, dochází ke zřetelnému zvýšení obrátek neutronové hvězdy, a tedy ke zkrácení impulzní periody pod hranici 10 ms, což je konvenční horní mez pro milisekundové pulzary. Nejvíce milisekundových pulzarů bylo objeveno v mimořádně husté kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Podle R. Manchestera aj. jde většinou o binární pulzary a jejich skutečný počet v jediné hvězdokupě může dosáhnout až 700. Za poslední 4 roky bylo ve 12 kulových hvězdokupách objeveno celkem 13 milisekundových pulzarů, ale v této jediné hvězdokupě jich už známe l5.

„Dodavatel“ rotačního momentu pro milisekundový pulzar na svou štědrost doplácí a postupně se odpařuje. To znovu potvrdili M. Ryba a J. Taylor pro pulzar PSR 1957+20 („černá vdova“) s druhou nejkratší impulzní periodou 1,61 ms. Sekundární složka má podle nových měření hmotnost již jen 0,025 M☉, takže jde už jen o pouhý cár původní hvězdy. Podobně S. Thorsett aj. určili hmotnost průvodce milisekundového pulzaru PSR 1744-24 A v kulové hvězdokupě Terzan 5 pouze na 0,09 M☉. Tento pulzar dokonce jeví dlouhé zákryty o délce 50 % oběžné doby, způsobené oblakem plynu odpařeným ze sekundární složky.

Velmi cenné jsou Wolsczanovy objevy dvou pulzarů ve vysokých galaktických šířkách nad 30º. Oba jsou poměrně blízko ve vzdálenosti 0,5 kpc a současně složkami dvojhvězd. První z nich, pulzar PSR 1534+12, má impulzní periodu 37,9 ms a oběžnou dobu 10,1 h. Složky o hmotnostech 1,32 a 1,36 M☉ obíhají kolem sebe po silně výstředné dráze (e = 0,27) a nejspíše jsou obě neutronové hvězdy! Systém se mimořádně dobře hodí jak pro ověřování efektů obecné teorie relativity, tak pro ustavení mimořádně přesné časové základny. Druhý objekt, pulzar PSR 1257+12, je rovněž dvojhvězda s oběžnou periodou kolem 1 roku. Sledováním klasického binárního pulzaru PSR 1913+16 určili T. Damour a J. Taylor, že horní mez časové změny gravitační konstanty nepřesahuje v relativní míře 1,1.10-11/r.

V srpnu loňského roku přišla opravdu senzační zpráva týmu britských radioastronomů, vedených M. Bailesem, že se jim pomocí Lovellova 76m radioteleskopu v Jodrell Banku podařilo nalézt pulzar PSR 1829-10, kolem něhož obíhá těleso o hmotnosti desetinásobku MZ – tedy extrasolární planeta! Objev byl výsledkem soustavného sledování změn impulzních period pro 40 pulzarů po dobu tří let. Po odečtení známých vlivů na délku periody se v 39 případech pozorovaly v mezích chyb konstantní vlastní periody pulzarů, ale v tomto výjimečném případě zbyla periodická rezidua o amplitudě 8 ms, při základní impulzní periodě 130 ms. Rezidua s konstantní periodou 184,4 dne autoři interpretovali jako důkaz existence planety obíhající kolem mateřské neutronové hvězdy po zcela kruhové dráze ve vzdálenosti 0,7 AU.

Zbytek roku se pak teoretičtí astrofyzikové doslova předháněli ve vytváření vhodných vývojových scénářů, jak na první pohled naprosto absurdní existenci planety v systému, který nutně prodělal explozi supernovy, objasnit. Teprve počátkem roku 1992 přišla studená sprcha, když A. Lyne a M. Bailes odhalili na první pohled zanedbatelnou chybu v programu pro výpočet skutečné periody pulzarů, používaném skupinou v Jodrell Banku. Jednou ze základních redukcí při výpočtu pravé periody pulzaru je převod času příchodu impulzů na těžiště (barycentrum) sluneční soustavy. Protože jde o relativně nepatrnou korekci, programátoři nahradili eliptický pohyb Země pohybem kruhovým (jako za M. Koperníka!). To je v naprosté většině případů přípustné, jak svědčí konstantnost pravých period pro zmíněných 39 pulzarů.

V případě pulzaru PSR 1829-10 však došlo k zádrhelu, protože souřadnice pulzaru na obloze byly zatíženy neobvykle velkou chybou 7´. Jelikož zpřesnění polohy je iterační proces, do nějž vstupuje pozorovaná (neopravená) délka impulzní periody pulzaru, vznikl tak periodický člen o délce téměř přesně rovné polovině roku – a odtud pak autorům původní práce samočinně „vyplynula“ fiktivní planeta. Ke cti některých astronomů je třeba říci, že si této koincidence v délce oběžné periody ihned všimli a proti původní interpretaci protestovali, zejména také pro zmíněnou teoretickou absurdnost existence kompaktního tělesa v blízkosti pozůstatku supernovy. Instinkt teoretiky tudíž alespoň v tomto případě nezklamal a potvrdil dávný výrok A. Eddingtona, že člověk nemá věřit žádnému pozorování, pokud ho nemá teoreticky objasněno.

Naproti tomu dosud nikdo neprotestoval proti měřením A. Wolszczana a D. Fraila, kteří něco podobného objevili u pulzaru PSR 1257+12 se základní impulzní periodou 6,2 ms. Oba autoři totiž našli variace impulzní periody, které interpretují jako přítomnost dokonce dvou planet na kruhových drahách s hmotnostmi 2,8 a 3,4 M☉, obíhajících ve vzdálenostech 0,47 a 0,36 AU od neutronové hvězdy. Oběžné doby jsou po řadě 98,2 a 66,6 dne a stáří systému od exploze supernovy se odhaduje na 800 milionů let.

O komplikovanosti vztahu mezi pozůstatky supernov a pulzary jsem se už zmínil v případě pulzaru 1758-24, kde D. Frail a S. Kulkarni nalezli vzájemnou rychlost 2 000 km/s. Nyní N. Kassim a K. Weiler našli něco podobného pro pulzar PSR 1800-21, který leží na západním okraji pozůstatku supernovy SNR G 8,7-0,1 ve vzdálenosti 5,5 kpc od Slunce. Při odhadovaném stáří pozůstatku 16 000 let a současné vzájemné vzdálenosti pozůstatku a zmíněného pulzaru 29 pc odtud totiž vychází, že pulzar se vůči těžišti pozůstatku pohybuje závratnou rychlostí 1 700 km/s, a byl tedy explozí supernovy doslova katapultován.

Radioastronomie pulzarů dociluje nyní neuvěřitelné přesnosti v určení poloh i trigonometrických vzdáleností těchto objektů, jak o tom svědčí měření skupiny M. Bailese pro pulzar PSR 1451-68, jehož paralaxa činí 0,0022″ a vlastní pohyb 0,041″/r. Nezávisle lze určovat přibližně vzdálenost pulzaru z velikosti tzv. disperzní míry (impulzy na vyšších frekvencích jsou v mezihvězdném ionizovaném prostředí zpožděny více než impulzy na frekvencích nižších vlivem interakce s volnými elektrony v mezihvězdném prostoru). Nyní však ukázali J. Philips a A. Wolszczan, že disperzní míra ve směru k danému pulzaru může během doby kolísat. Oba autoři sledovali po dobu dvou let 7 pulzarů na frekvencích 47 a 430 MHz a v šesti případech objevili fluktuace disperzní míry, které svědčí o značné turbulenci v mezihvězdném prostředí. Ta je vyvolána jednak rázovými vlnami od explozí supernov, jednak rozpínáním oblastí ionizovaného vodíku a také „hvězdnými vichřicemi“ mladých masivních hvězd.

Do výzkumu pulzarů zřejmě brzy výrazně zasáhnou velké kosmické observatoře. Svědčí o tom první pozorování optického profilu impulzu pulzaru v Krabí mlhovině pomocí HST s vynikajícím časovým rozlišením 11 μs (při délce impulzní periody 33 ms) a také první pozorování rádiového a rentgenového pulzaru MSH 15-52 v souhvězdí Kružítka z družice GRO-Compton. R. Wilson aj. sledovali tento pulzar zařízením BATSE v pásmu 0,02 ÷ 2 MeV a zjistili, že profil impulzu s periodou 150 ms je v oboru gama záření v dobré shodě s profilem rentgenovým i rádiovým. Týmž zařízením pozorovali M. Finger aj. rentgenový pulzar OAO 1657-415 s impulzní periodou 37,7 s, jenž je členem excentrické dvojhvězdy s oběžnou dobou 10,4 dne. Měření prokázala, že zdroj gama záření je průvodcem zakrýván.

I. Malov a V. Malofjejev shrnuli dosavadní výsledky výzkumu pulzarů od objevu v únoru 1968. Dosud bylo objeveno na 500 pulzarů ve vzdálenostech 0,06 ÷ 25 kpc. Zatímco individuální impulzy jeví nejrůznější zvláštnosti, střední profil impulzu je pro daný pulzar pozoruhodně stálý – výjimečně „přeskakuje“ mezi dvěma standardními profily. Nejdelší impulz vzhledem k délce periody vykazuje pulzar PSR 0826-34, totiž 78 % z délky periody.

Silným kandidátem na status neutronové hvězdy se na základě nových měření stal proslulý objekt SS 433 (= V1343 Aql), zařazený do katalogu emisních objektů v r. 1977 a rozpoznaný spektrálně jako bizarní útvar s relativistickými výtrysky plynu v roce 1978. Rychlost proudění plynu v protilehlých výtryscích činí 26 % rychlosti světla a jejich osa vykonává precesní pohyb s periodou 163 dnů. Objekt je od nás vzdálen 5,5 kpc a projevuje se aktivně prakticky ve všech spektrálních oborech, od rádiových vln po rentgenové záření. Podle N. Šakury a K. Postnova ztrácí hlavní složka dvojhvězdy za rok 10-5 M☉ přetokem do akrečního disku kolem kompaktní složky, o níž se mnozí autoři domnívali, že jde o černou díru. Intenzivní přetok hmoty vede k superkritické akreci, při níž je mnohonásobně překračována tzv. Eddingtonova svítivost. Družice Ginga zde objevila rentgenovou čáru 16krát ionizovaného železa o energii 6,7 keV, která přesně sleduje variace poloh spektrálních čar v optickém spektru. I v rentgenovém oboru jsou pozorovány na světelné křivce zákryty s oběžnou peridou 13,1 dne. S. D´Odorico aj. pořídili kvalitní optická spektra pomocí 3,5m dalekohledu NTT v Chile a odtud revidovali hmotnost primární složky na 3,2 M☉ a hmotnost kompaktní sekundární složky na 0,8 M☉. Tento výsledek znamená, že hypotéze o černé díře v systému je prakticky odzvoněno; kompaktní složka je téměř s určitostí neutronová hvězda. Takové systémy jsou patrně velmi vzácné; proto se nyní hledají analogie v sousedních galaxiích.

K projevům neutronových hvězd se obvykle počítají také zcela tajemné zábleskové zdroje záření gama, poprvé pozorované počátkem 70. let americkými vojenskými družicemi typu Vela. Od té doby se sledování těchto vzplanutí gama záření věnuje mnoho umělých družic a kosmických sond, takže na počátku r. 1991 byly k dispozici údaje o okamžicích vzplanutí a jejich přibližných polohách na obloze asi pro 500 úkazů. V posledních letech přibývalo každoročně asi 100 nových. Podle C. Dermera jsou mezi nimi jen tři zdroje rekurentní a jen každý pátý zdroj jeví spektrální čáry v emisi či absorpci. J. Higdon a R. Lingefelter uvádějí ve svém přehledu, že jako zábleskové zdroje klasifikujeme vzplanutí v pásmu energií nad 30 keV až do několika MeV o celkovém trvání 10-2 ÷ 103 s, s velmi krátkým časem náběhu pod 10-4 s. Jestliže jde o objekty v naší Galaxii, pak energie vyzářená v jednom vzplanutí dosahuje 1030 ÷ 1034 J.

Pozoruhodná je prakticky naprostá nepřítomnost úkazů v jiných, méně energetických pásmech spektra. Jedinou výjimkou se stala příležitostná pozorování rentgenovou družicí Ginga v pásmu 2 ÷ 10 keV, kdy se T. Murakamimu aj. podařilo celkem v 17 případech objevit rentgenový signál, předcházející přibližně o 10 s signál v oboru gama záření. V 8 případech pak následovalo jakési rentgenové doznívání úkazu po dobu až 30 s.

D. Lindley dělí vzplanutí gama záření na tři základní typy. K typu I patří vzplanutí počínající jedním intenzivním zábleskem, po němž následují menší až do vytracena řádově během 10 s. Typ II je krátkodobá analogie typu I s časovou stupnicí do 0,1 s. Typ III trvá několik minut a jeví chaotické kolísání intenzity s mnoha izolovanými záblesky. Tak například N. Luud pozoroval vzplanutí zábleskového zdroje GRS 1406+598 dne 19. února 1991, které sestávalo ze dvou 3s záblesků, oddělných 55 s „ticha“.

Nepřesnost v určení poloh zábleskových zdrojů gama záření a také zatím neprokázané optické koincidence způsobují, že dosud nic nevíme o skutečné vzdálenosti úkazů od Země. Statistické metody dávají přímo nepochopitelné výsledky. G. Fishman a C. Meegan aj. zveřejnili polohy 117 zábleskových zdrojů, pozorovaných družicí GRO-Compton v experimentu BATSE. Rozložení je zřetelně izotropní, bez jakékoliv preference ke galaktické rovině resp. ve směru k sousedním galaxiím. Naproti tomu studium závislosti četnosti zdrojů na intenzitě vzplanutí neodpovídá prostorové homogenitě zdrojů – odtud se zdá, že směrem od Slunce prostorová hustota zdrojů zřetelně klesá. Proto se v poslední době řada autorů kloní k názoru, že zdroje vzplanutí gama záření se nacházejí v kosmologických vzdálenostech, což by automaticky znamenalo, že jde o energeticky neuvěřitelně mocné úkazy, pro něž téměř neexistuje konvenční vysvětlení pomocí procesů na povrchu neutronových hvězd.

Největším „chrličem“ exotických domněnek o povaze zábleskových zdrojů gama záření se stal polský astrofyzik B. Paczyński, který navrhuje mechanismy uvolňující během několika sekund energie až 1044 J! Tak například si lze představit zničení jedné složky dvojhvězdy slapovými silami neutronové hvězdy, která tím překročí Landauovu-Oppenheimerovu mez a zhroutí se na černou díru za uvolnění velkého množství zářivé energie. Jinou možností je splynutí dvou neutronových hvězd anebo srážka neutronové hvězdy s již existující černou dírou. Všechny tyto procesy jsou samozřejmě velmi málo pravděpodobné. Paczyński odhaduje jejich četnost na jeden případ v galaxii za 100 mil. let. Zdá se, že řešení zapeklité hádanky povahy zdrojů záření gama si vyžádá ještě nemalé úsilí. Nástup družice GRO-Compton zatím nalezení správného řešení zřetelně zkomplikoval.

7. Naše Galaxie

Nejvýznamnějším objevem roku v oblasti výzkumu mezihvězdné hmoty v Galaxii se stalo první pozorování rádiové čáry atomárního deuteria na vlnové délce 0,92 m (frekvence 327 MHz), které ohlásili P. McCullough aj. Čára je pozorovatelná v absorpci vůči jasnému zdroji Cas A. Odtud lze odvodit poměr zastoupení deuteria vůči lehkému vodíku 1,5.10-5, a z toho zase plyne, že hustota baryonové hmoty vesmíru je nanejvýš 11 % hustoty kritické (potřebné pro uzavření vesmíru).

L. Menten aj. nalezli maserově buzenou čáru methanolu na frekvenci 6 GHz, což je mimochodem druhá nejsilnější maserová mezihvězdná čára po známých čarách hydroxylu OH. Hlavním problémem těchto pozorování je silné civilizační rušení ve zmíněných pásmech, a to zejména mobilními telekomunikačními vysílači a paradoxně také vysílači na navigačních umělých družicích Země. IAU sice přijímá příslušné rezoluce na ochranu důležitých pásem, ale v souboji s agresivními zastánci zmíněných služeb buď přímo prohrává, anebo se sice ochrana příslušných frekvencí prosadí, ale v praxi se nedodržuje. Proto další objevy v tomto extrémně cenném pásmu astronomických informací budou čím dál obtížnější.

Měření družice IRAS slouží stále jako důležitý podklad pro studium mezihvězdného prostředí. E. Paleyová aj. porovnávali 151 oblastí infračerveného cirru ve vysokých galaktických šířkách nad 40º s fotografiemi v atlasech z Mount Palomaru a z Austrálie. Ukázali, že cirrus je reprezentován dvěma prachovými složkami, horkou o teplotě 173 K a chladnou o teplotě 22,5 K. Horký prach přispívá 15 ÷ 42 % k infračervenému záření Galaxie. J. Yun a D. Clemens potvrdili na základě měření z IRAS, že Bokovy globule opravdu souvisejí s tvorbou hvězd. Podle infračervených měření jde o prachové zámotky, v jejichž nitru se velmi často nacházejí mladé hvězdy či jejich zárodky. Vyplývá odtud, že účinnost tvorby hvězd v Galaxii činí asi 6 %.

Mnoho nových výsledků bylo zásluhou stále dokonalejší detekční techniky získáno při studiu vlastního jádra Galaxie. A. Ho aj. objevili čáry čpavku v prstenci o průměru 2 pc kolem jádra a existenci molekulového mračna zhruba 10 ÷ 20 pc od jádra. J. Zhao aj. mapovali jádro pomocí antény VLA na vlnové délce 20 mm s rozlišením 0,1″ (tj. 0,005 pc). Tak se jim podařilo objekt IRS 16, který se nalézá o 0,06 pc na východ od rádiového centra Sgr A, rozlišit na 15 složek. A. Krabbe aj. soudí, že jde o centrální hvězdokupu, obsahující v průměru 1 pc mnoho modrých veleobrů se silnou ztrátou hmoty. Jelikož infračervená svítivost jádra převyšuje 1.107 L☉, považují autoři za vyloučené, aby se tam nacházela černá veledíra o hmotnosti řádu 106 M☉. Tuto domněnku však dosud hájí například F. Melia.

Nejlepší infračervený snímek jádra Galaxie pořídili v srpnu 1991 A. Eckart aj. 3,5m dalekohledem NTT ve spojení s infračerveným maticovým detektorem pro pásmo 1,0 ÷ 2,5 μm. Složením 1000 krátkodobých infračervených expozicí se jim podařilo docílit rozlišení 0,25″ a identifikovat tam objekt s jasností K = 12,5 mag ve vzdálenosti 0,2″ od rádiového centra Sgr A.

V r. 1991 byly zveřejněny nové údaje pro proměnný rentgenový a gama zdroj 1E 1740.7-2942, jenž se mimochodem projevuje i v rádiovém pásmu. V říjnu 1990 bylo zpozorováno měkké gama záření v pásmu 40 ÷ 120 keV a také anihilační čára 511 keV. Zároveň se vyjasnilo, že zdroj neleží v samém centru, nýbrž plných 50´ (tj. 105 pc) na západ od rádiového centra Sgr A W. Většina autorů soudí, že pozorování lze vysvětlit pohlcováním materiálu z akrečního disku černou dírou o hmotnosti 8 ÷15 M☉.

Nový impulz k výzkumu kulových hvězdokup v Galaxii přináší HST, jenž dovoluje studovat velmi husté centrální oblasti těchto nejstarších složek v Galaxii. Snímek centrální oblasti o průměru 0,7 pc kulové hvězdokupy M15 prakticky vyloučil, že by tam byla černá veledíra. Prostorová hustota hvězd v jádře M15 je však milionkrát vyšší než hustota hvězd v okolí Slunce. M15 se nalézá 13 kpc od Slunce a v průměru 60 pc obsahuje bezmála milion hvězd. F. Paresce aj. studovali snímky kulové hvězdokupy 47 Tuc, pořízené rovněž HST, a objevili tam překvapivě vysoký počet tzv. modrých loudalů. Zdá se, že tyto objekty, opožděné ve vývoji, vznikly srážkami či splynutím méně hmotných hvězd, které následkem toho doslova spadly do jádra kulové hvězdokupy. R. Dickens aj. zjistili, že kulová hvězdokupa NGC 288 je o plné tři miliardy let starší než hvězdokupa NGC 362, v rozporu s dosavadním názorem, že všechny kulové hvězdokupy vznikly během první miliardy let existence Mléčné dráhy.

Dosud astronomové znali pouze dvě hvězdy v Galaxii, které pocházejí opravdu z nejranější fáze jejího vývoje, jak o tom svědčí nepatrné zastoupení těžších prvků, tzv. kovů. Nová přehlídka oblohy na observatoři CTIO v Chile sice až dosud zahrnuje pouze 10 % plochy oblohy, ale analýzou spekter pořízených objektivním hranolem se již podařilo najít plných 70 hvězd s nepatrnou metalicitou, menší než 0,0002 %. Tyto objevy podstatně zlepšují současný obraz o tvorbě hvězd v Galaxii.

Nedávno zveřejněná mapa Galaxie z družice COBE zahrnuje pásmo 158 μm (čára C II) a 205 μm (čára N II). Vyplývá odtud, že naše Galaxie je zcela typickou spirální galaxií. Měření z COBE odhalila přítomnost dalších mezihvězdných čar v dalekém infračerveném resp. submilimetrovém pásmu: 122 μm (N II), 370 a 609 μm (C I). Podle E. Wrighta aj., kteří zpracovávali infračervená měření přístroje FIRAS na družici COBE, činí infračervená svítivost mezihvězdného prachu uvnitř tzv. slunečního kruhu (vzdálenost do 8,5 kpc od centra Galaxie) 1,8.1010 L☉.

8. Cizí galaxie a kvasary

J. Trümper aj. nalezli pomocí družice ROSAT celkem 15 nových rentgenových zdrojů ve Velkém Magellanově mračnu. Soudí, že jde o rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností složek. B. Jarvis a J. Melnick zkoumali obří eliptickou galaxii M87 v kupě galaxií v Panně v blízkém infračerveném pásmu spektra a našli důkazy pro existenci mladých hvězd v jádře s celkovou hmotností 1.109 M☉. Považují dále za pravděpodobné, že černá veledíra v jádře M87 má hmotnost nejméně téhož řádu. To pak nezávisle potvrdili T. Laufer aj., kteří na základě snímku s rozlišením 0,04″ pomocí HST zjistili, že koncentrace hvězd v jádře M87 nasvědčuje existenci černé veledíry s hmotností 2,6.109 M☉. Dosud nejrozměrnější galaxie byla nalezena uprostřed kupy galaxií Abell 2029. Patří k eliptickým galaxiím typu cD a má průměr 2,5 Mpc a svítivost 2.1012 L☉. Vůbec nejsvítivější galaxii IRAS 10214+4724 nalezli M. Rowan-Robinson aj. při přehlídce 1 400 infračervených galaxií. Tento objekt má červený posuv z = 2,29 a odtud vyplývá jeho svítivost 3.1014 L☉, jejíž maximum se vyzáří v dalekém infračerveném oboru spektra, takže jde o mladou galaxii ve stavu zrodu. Překvapením je poměrně vysoké zastoupení kovů ve spektru hvězd z této galaxie.

J. Unson aj. nalezli pomocí antény VLA radiogalaxii s největším červeným posuvem pro rádiovou čáru H I, totiž z = 3,4. To pak znamená, že její frekvence činí pouze 323,5 MHz, oproti klidové frekvenci 1 420 MHz. Tím se opět obnovuje vážný problém rádiového rušení, neboť klidová frekvence je primárně chráněna mezinárodní dohodou, ale to přirozeně neplatí pro frekvence tak silně „zčervenalé“.

A. Dressler se zabýval vývojovými efekty pro galaxie, jak je lze odhalit porovnáváním vzhledu galaxií s rozličnými červenými posuvy. Při velmi hlubokých snímcích oblohy s mezní hvězdnou velikostí nad 27 mag se obrazy vzdálených galaxií počínají překrývat a měření červených posuvů není možné. Nicméně je zjevné, že tyto galaxie jsou nápadně modré; to značí, že obsahují velké množství mladých hvězd. Zjištění samotné barvy galaxie 24 mag však vyžaduje plných 20 h expozice spektra maticí CCD – podobné expozice užíval Hubble ve dvacátých letech, když objevoval parametry vztahu červený posuv – vzdálenost.

Nejvíce hvězd vzniká v galaxiích s červenými posuvy v rozmezí 2,0 ÷ 5,0, tj. v době asi 1 miliardy let po velkém třesku. Ještě před 5 miliardami let se ve 30 % galaxií tvořily hvězdy překotně, kdežto v současné době registrujeme překotnou tvorbu hvězd jen u 5 % galaxií.

Podle M. Reese vznikalo nejvíce kvasarů ve stáří 2 ÷ 3 miliardy let po velkém třesku. Před 11 miliardami let byla četnost kvasarů o tři řády vyšší než dnes, tj. na sto galaxií připadal jeden kvasar. K tomu, aby se galaxie projevovala jako kvasar, musí být hmotnost černé veledíry v jádře vyšší než 108 M☉. Sféra vlivu černé díry je asi milionkrát větší než její Schwarzschildův poloměr, tj. minimálně 10 pc. S. Park a E. Vishniac upozornili, že zejména v raném vesmíru, kde byla prostorová hustota galaxií i kvasarů vyšší než dnes, docházelo ke srážkám galaxií, a tedy ke splynutí černých veleděr v jejich jádru. Při tomto splynutí se uvolnilo velké množství energie ve formě záblesku gravitačních vln – pro záblesk navrhují autoři termín hypernova. Frekvence těchto gravitačních vln má mít maximum kolem 1MHz a při dnešní citlivosti gravitačních detektorů lze očekávat objev jedné hypernovy během dekády.

T. Courvoisier a E. Robin uvádějí v přehledové studii o kvasaru 3C 273 v souhvězdí Panny, že jeho výzkum je klíčem k pochopení podstaty kvasarů, jelikož jde o poměrně blízký objekt ve vzdálenosti přibližně 0,7 Gpc se zářivým výkonem řádu 1040 W, prakticky rovnoměrně rozloženým do všech zkoumaných spektrálních oborů. Jelikož změny zářivého výkonu v různých oblastech spektra navzájem nekorelují, značí to, že zářivé mechanismy jsou různé. Nejvíce energie se vyzáří v pásmu EUV a tvrdého rentgenového záření, kde intenzita zdroje kolísá běžně o 15 % za den. V únoru 1988 byla pozorována mohutná aktivita kvasaru, kdy jeho optická svítivost stoupala tempem 107 L☉/s.

Ještě nápadnější aktivitu prokázal kvasar PKS 0558-504 v listopadu 1989, kdy podle R. Remillarda aj. vzrostl jeho rentgenový výkon za 3 minuty o plných 67 % tempem 3.1035/s! To lze vysvětlit nejspíš tak, že pozorovaný svazek je relativisticky usměrněn do úzkého prostorového úhlu.

Velké množství vzdálených kvasarů (z až 2,6) bylo zjištěno při přehlídce oblohy pomocí družic ROSAT, tedy v měkkém rentgenovém oboru spektra, kde představují alespoň 30 % toku pozadí. G. Kanbach aj. uveřejnili první pozorování kvasarů systémem EGRET na družici GRO-Compton. Nalezli nejméně čtyři kvasary vyzařující fotony gama záření nad hranicí 100 MeV. Bezkonkurenčně nejsvítivějším zdrojem gama záření ve vesmíru se ukázal známý kvasar 3C 279, který byl v červnu až říjnu 1991 zaregistrován v pásmu 0,05 ÷ 3 GeV. Jelikož má z = 0,5, odpovídá to zářivému výkonu v oboru gama záření na úrovni 1041 W. Při poměrně malých rozměrech zářivé oblasti je téměř nepochopitelné, jak se tyto gama fotony dostanou k nám – proč nejsou pohlceny a znovu vyzářeny v pásmu nižších energií? Přitom v pásmu MeV nebyl tento kvasar vůbec zpozorován!

W. Sargent si všiml, že ve spektru vzdálených kvasarů pozorujeme mnoho různě posunutých složek čáry Lymanovy série vodíku Ly-α. Soudí, že jde o absorpci záření v mezilehlých oblacích silně ionizovaného vodíku, které dosud nezačaly kondenzovat na galaxie. Zdá se, že v raném vesmíru bylo takových oblaků podstatně více než galaxií. E. Beaver aj. pořídili ultrafialové spektrum kvasaru UM 675 se z = 2,15 pomocí HST a našli tam posunutou emisi neutrálního helia s klidovou vlnovou délkou 58,4 nm. D. Schneider aj. ohlásili objev kvasaru PC 1274+3406 v souhvězdí Honicích psů s rekordním červeným posuvem z = 4,897, což odpovídá 7 % stáří vesmíru. Předešlý rekord z = 4,73 pochází z r. 1989.

Velmi intenzivně probíhá zkoumání efektů gravitační čočky jak v optickém, tak i rádiovém oboru spektra. Je to pochopitelné z mnoha důvodů. Jednak se tím dají zkoumat rekordně vzdálené objekty, jinak neviditelné, jednak se dá určovat hmotnost mezilehlých objektů, tedy i přínos skryté hmoty. Kromě toho drobné fluktuace jasnosti svědčí o tzv. mikročočkách, kdy do zorného paprsku vstupují a z něj zase vystupují jednotlivé hvězdy. Jestliže je vlastní zdroj (kvasar) opticky či rádiově proměnný, lze ze zpoždění variací v jednotlivých gravitačně deformovaných obrazech určovat nezávisle i hodnotu Hubbleovy konstanty. Tak v uplynulém roce přibylo nových kandidátů na gravitační čočky a podařilo se získat spektra mnoha obřích svítících oblouků. D. Jauncey aj. ohlásili objev nejjasnějšího Einsteinova prstenu PKS 1830-211, rádiově o dva řády jasnějšího než dva předtím známé prsteny.

Nejstarší objevená gravitační čočka, kvasar 0957+561 A, B s červeným posunem kvasaru z = 1,41 a mezilehlé kupy galaxií z = 0,36, se dobře hodí k určování relativního zpoždění variací jasnosti. V optickém oboru určil R. Schild zpoždění 404 dny v tom smyslu, že severní složka A je opožděna o 2 roky, kdežto jižní složka B o více než 3 roky proti ideálnímu přímému zobrazení. Naproti tomu G. Rhee uvádí zpoždění 415 dnů a R. Narayan dokonce 536 dnů. Z rádiových pozorování anténou VLA na vlnové délce 60 mm odvodili J. Lehár aj. zpoždění 513 dnů. Z toho pak naneštěstí vyplývá i stejně velký rozptyl v odvozené hodnotě Hubbleovy konstanty H0 v rozmezí 95 ÷ 37 km/s/Mpc. A. Dar připomíná, že nová pozorování gravitačních čoček jsou velmi silným argumentem pro správnost názoru, že červený posuv kvasarů je vskutku kosmologického původu.

Nejnovější 5. katalog červených posuvů pro kvasary a aktivní jádra galaxií zveřejnili M. Véronová a P. Véron. Obsahuje fotometrii, rádiové toky, polohy a červené posuvy pro 6 225 kvasarů a 1 540 aktivních galaxií. Také celkový počet červených posuvů pro galaxie rychle roste. Ještě v r. 1956 bylo známo jen 600 červených posuvů, o 20 let později 2 700 a nyní něco přes 40 000. Do r. 2000 tento počet výrazně vzroste zásluhou speciálního 2,5m reflektoru v Apache Point v Novém Mexiku v USA. Spektrograf s optickými vlákny, jejichž přesnou polohu pro každou expozici nastaví inteligentní robot, umožní naráz pořídit spektra 600 galaxií – tedy téhož počtu, který byl souhrnně k dispozici před necelým půl stoletím. Za 14 milionů dolarů tak vznikne katalog 1 milionu červených posuvů, což umožní sestavit úplnou trojrozměrnou mapu vesmíru pro posuvy z

Z dosavadních statistik vyplývá, že vskutku existuje tzv. Velký poutač (Great Attractor) v souhvězdích Hydry a Kentaura, a podle D. Lynden-Bella a C. Sharfa představuje v infračervené přehlídce družice IRAS vůbec nejnápadnější strukturu na obloze. Největší superstrukturu o délce 0,4 Gpc mezi souhvězdími Persea a Ryb nalezli R. Giovanelli a M. Haynesová. Rozměry tzv. velké stěny galaxií činí asi 150 × 60 × 5 Mpc. Není však jasné, do jaké míry se shoduje tato nerovnoměrná struktura viditelných galaxií s rozložením mnohem významnější skryté hmoty.

9. Kosmologie a částicová fyzika

Toto patrně nejpopulárnější odvětví moderní přírodovědy rozhodně netrpí nedostatkem překvapujících nápadů i pozorování. K nejzajímavějším teoretickým úvahám roku patří patrně práce T. Rothmanna o časové omezenosti kosmologie. Autor dovozuje, že v raném vesmíru byla jakákoliv pozorovací kosmologie principiálně nemožná, neboť ve vesmíru bylo příliš horko. Tak například jeden den po velkém třesku byla průměrná teplota látky i záření 30 MK – každé čtyři dny klesala tato hodnota na polovinu předešlé. To ovšem znamená, že volná dráha fotonů nepřesahovala 1 000 km, a v takovém měřítku se stěží dá jakákoliv kosmologie vytvořit. Teprve když teplota vesmíru klesla pod 10 kK, vznikaly neutrální atomy, které pohlcují záření mnohem méně než atomy ionizované. Skončila tak éra záření, jež se oddělilo od látky, a vesmír se konečně stal průhledným.

Ani pak však ještě nebyla kosmologie možná prostě proto, že nemohli být ani kosmologové, ani nějaké přístroje. Vesmír obsahoval pouze nejjednodušší prvky: vodík, helium a lithium, z nichž nelze sestavit ani kosmology, ani přístroje a detektory. Tento neutěšený stav trval celou první miliardu let po velkém třesku, během nichž průměrná teplota vesmíru klesala až na 10 K. V té době stále ještě neexistovaly hvězdy, které by termonukleárně produkovaly atomová jádra těžších prvků. Nyní však žijeme v epoše pozorovací kosmologie, ale ani ta nepotrvá věčně. Za 300 miliard let bude ve vesmíru již příliš málo vodíku na vznik nových pokolení hvězd. Reliktní záření se ochladí na 0,3 K a bude překryto zářením intergalaktického prachu – navíc jeho intenzita bude o čtyři řády menší než dnes. V té době také ve vesmíru již nebudou existovat kvasary a případní pozorovatelé obhlédnou jen nejbližší galaxie – například v tzv. Místní soustavě. To samozřejmě silně zkreslí jejich kosmologické názory, pokud se jim nedochovají památky z naší epochy – v tom případě se velký třesk stane pro ně jakýmsi článkem víry!

Je-li vesmír uzavřený, začnou se po jisté době ve vzdálené budoucnosti rozměry vesmíru opět zmenšovat, teplota poroste, galaxie se budou přibližovat atd., takže dojde ke druhé epoše pozorovací kosmologie, analogické epoše současné s tím rozdílem, že druhá epocha skončí vypařením kosmologů i počítačových pamětí zhruba 300 000 let před „velkým křachem“.

Tato úvaha vychází přirozeně z platnosti standardního kosmologického modelu s počátkem ve velkém třesku. P. Peebles aj. shromáždili současné důvody, proč právě tento model vyniká nad všemi ostatními. Nicméně kritici jsou neúnavní a mezi nejprominentnější patří americký astronom H. Arp, který měl na toto téma slavnostní přednášku na XXI. kongresu IAU v Argentině. Jako hlavní námitku proti teorii velkého třesku uvedl přílišnou „hladkost“ a izotropii reliktního záření, což prakticky znemožňuje kloudně vysvětlit velké kolísání prostorové hustoty galaxií (velké stěny, velcí poutači, kaverny). Arp také příliš nevěří na existenci skryté látky vesmíru a soudí, že jde spíše o důkaz neplatnosti známých fyzikálních zákonů ve vzdáleném vesmíru. Uvádí dále, že stáří některých typů hvězd vychází obecně vyšší než údajný věk vesmíru, a dále že v rozporu s konvenční představou vznikají galaxie i v současné epoše, zatímco klasická teorie předvídá, že galaxie vznikly téměř naráz asi jednu miliardu let po velkém třesku. Arp vůbec nevěří na kosmologickou povahu červeného posuvu ve spektru kvasarů. Soudí, že tyto objekty byly vymrštěny obrovskými rychlostmi z nedalekého neznámého zdroje v kupě galaxií v Panně, takže jejich zářivé výkony přeceňujeme. Arp sám našel řadu párů kvasar-galaxie s naprosto různými červenými posuvy a zjistil též, že některé masivní galaxie jsou obklopeny satelity a podstatně vyššími červenými posuvy – to považuje za přesvědčivý důkaz, že červené posuvy obsahují neznámou (nekosmologickou) složku.

Ve stejném směru uvažuje D. Crawford, že totiž existuje tajemný mechanismus ztráty energie fotonů při dlouhém letu kosmickým prostorem. Tvrdí, že tak lze objasnit jak výskyt skryté látky, tak existenci proluk (voids) v rozložení galaxií.

A. Zasov uvedl, že první případ skryté látky ve vesmíru zaznamenali astronomové v minulém století, když v pohybu planety Uran byly pozorovány nevysvětlitelné odchylky. Jak známo, příslušnou „skrytou látkou“ byla osmá planeta Neptun. Podruhé na problém skryté látky narazil v polovině 30. let F. Zwicky, když na pohyby galaxií v gravitačně vázaném hnízdě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky aplikoval teorém o viriálu. Odtud totiž vyšlo, že dynamická hmotnost hnízda je alespoň o řád vyšší než součet hmotností viditelných galaxií. Potřetí se problém skryté látky objevil počátkem 70. let v pracích estonského astronoma J. Ejnasta a jeho týmu. Tito specialisté zjistili, že galaxie jsou obklopeny rozsáhlými temnými haly, jež se patrně navzájem prostupují, aniž by se to jakkoliv projevilo v pozorování.

Kdyby nebyla žádná skrytá látka v naší Galaxii, obíhalo by Slunce kolem centra rychlostí 170 km/s – ve skutečnosti pádí rychlostí 225 km/s. Je zajímavé, že křivky rotačních rychlostí pro většinu galaxií směrem od centra nejprve rostou lineárně (jako když se otáčí tuhé těleso) a potom se růst zastaví a křivka se změní ve vodorovnou úsečku. Bylo by naprosto neuvěřitelné, že díky nějakému kosmickému „spiknutí“ pozorujeme právě takový průběh; naopak právě odtud je zřejmé, že na periferii galaxií je mnoho skryté látky.

Dalším důkazem skryté látky ve vesmíru jsou zřetelně deformované obrazy některých galaxií, ačkoliv v jejich blízkosti nepozorujeme žádnou jinou hvězdnou soustavu. Konečně i některé obrazy kvasarů rozštěpené efektem gravitační čočky překvapují tím, že se nedaří objevit viditelnou mezilehlou galaxii – jakoby efekt vyvolával „zhustek“ skryté látky o hmotnosti řádu 1013 ÷ 1014 M☉.

A. Dressler potvrdil, že největší lokální kondenzací hmoty je tzv. Velký poutač o hmotnosti 1016 M☉, jenž se od naší Galaxie vzdaluje rychlostí 4 350 km/s a nachází se ve směru galaktických souřadnic l = 307º, b = 9º. Tím vzniká lokální odchylka od všeobecného Hubbleova proudění, jak potvrdilo také měření dipólové anizotropie reliktního záření. Podle G. Smoota aj. vychází z měření družice COBE, že Sluneční soustava se vůči reliktnímu záření pohybuje rychlostí 370 km/s ve směru l = 265º, b = +4º. Amplituda této anizotropie dosahuje (3,3 ±0,2) mK. Jinak však družice COBE nenašla žádné místní fluktuace reliktního záření na úrovni 3.10-5. Tato data podporují také pozemní měření, když například S. Meyer na vlnové délce 1,8 mm dosáhl meze 1,6.10-5 na úhlové stupnici 4º a P. Lubin dokonce meze 1.10-5 v pásmu vlnových délek 0,8 ÷ 12 mm a s úhlovým rozlišením od 10´ do 10º.

Proto je čím dál obtížnější vysvětlit fluktuace v rozložení galaxií, které musely začít už v raném vesmíru, v době, kdy reliktní záření ještě interagovalo s kosmickou látkou. Teoretici si proto pomáhají různými oklikami. Ne všichni jsou tak radikální jako H. Arp; spíše se snaží standardní kosmologický model vhodně vylepšit. Tak třeba T. Broadhurst uvažuje o kosmologické konstantě různé od nuly a N. Turok si zase vymyslel textury jako topologické defekty raného vesmíru. Ve výčtu těchto hypotéz asi nemá mnoho smyslu pokračovat, neboť celou situaci nejlépe vystihl J. Wheeler: „Nikdy nespěchej za tramvají, za krásnou ženou nebo za kosmologickou teorií: za pár minut se totiž objeví další.“

Ovšem ani pozorování nejsou dostatečně jednoznačným vodítkem. Typický a stále neřešený problém představuje určení faktoru expanze vesmíru, tzv. Hubbleovy konstanty H0, jež se obvykle vyjadřuje v nezvyklé jednotce km/s/Mpc. Klasická měření pomocí červeného posuvu galaxií vedou totiž různé skupiny autorů k protichůdným výsledkům podle toho, jakou váhu přikládají systematickým efektům. A. Sandage a G. Tammann už řadu desetiletí obhajují „nízkou“ hodnotu H0kolem 50. Při studiu galaxií v kupě v Panně nyní obdrželi H0 = (52 ±2). Naproti tomu J. Tonry dospěl studiem fluktuací jasnosti galaxie M31 k vysoké hodnotě H0 = 82. Alternativní metody určování H0, nezávislé na červených posuvech, nejsou příliš přesné. Tak třeba M. Birkinshaw a J. Hughes rozborem tzv. Sunjajevova-Zeldovičova efektu v intenzitě reliktního záření obdrželi H0 = (45 ±12) a D. Roberts ze zpoždění signálů kvasaru 0957+561 zobrazeného gravitační čočkou odvodil rozmezí pro H0 = 42 ÷ 69.

Tím dle J. Peacocka vzniká klasický problém, že z vysoké hodnoty H0 vychází nepřiměřeně nízké stáří vesmíru pod 10 miliard let, zatímco nezávislé metody určení stáří některých objektů ve vesmíru vyžadují stáří minimálně 13 miliard let. Východiskem by mohla být nenulová hodnota kosmologické konstanty, kdysi zavedené A. Einsteinem, ale jím samým opuštěné v r. 1932. Tím ovšem vnášíme do kosmologie nežádoucí prvek libovolnosti a jsme tam, kde jsme byli. Jak poznamenal M. Turner: „Pokud vše, co máme, jsou pozorování, je to botanika. Pokud však vše, co máme, je teorie, je to filozofie.“

Kdyby nám připadalo, že nová pozorování jsou nepřehledná až protichůdná, jsme teprve na začátku odstavce. M. Simon a U. Heinbach studovali zastoupení antiprotonů v kosmickém záření v pásmu 0,1 ÷ 10 GeV a zjistili, že s rostoucí energií zastoupení antiprotonů roste z poměru 3.10-5 na 1.10-3. Původ kosmického záření je totiž stále nejasný, jak uvádí M. Friedlander. Něco částic kosmického záření (rychlé protony, jádra helia a v menší míře jádra těžších prvků) vzniká na Slunci a podstatně více v supernovách. Zcela vzácně přicházejí tyto částice z jiných galaxií. Mechanismus urychlování je stále záhadný; přitom vrcholné energie jsou až o 8 řádů vyšší než v současném nejvýkonnějším pozemském urychlovači protonů. Kosmických protonů je asi 7krát více než jader helia a 100krát více než jader C, N, O. Jádra železa tvoří stěží 0,4 o/oo a těžší jádra se vyskytují již jen ojediněle.

E. Copeland shrnul současné názory na kosmologické struny, které ve vesmíru vznikly již v čase 10-35 s po velkém třesku. Mohly totiž posloužit jako kondenzační jádra pro vznik galaxií. Jejich tloušťka je neměřitelně nepatrná, řádu 10-31 m, táhnou se však napříč pozorovatelným vesmírem – jen asi 1/5 strun představuje uzavřené smyčky. Struny rychle oscilují; smyčky ztrácejí energii gravitačním vyzařováním a současně mohou být supravodivé. Pokud se podaří postavit zamýšlené laboratorní přístroje na ověření vlastností strun, mohl by to být zásadní příspěvek částicové fyziky ke kosmologii.

Podle D. Schramma jsou struny speciálním případem topologických defektů s různým počtem rozměrů, které lze modelovat studiem obdobných defektů v kapalných krystalech. Defekty rozhodně ovlivňují fluktuace hustot v raném vesmíru a tím i později velkorozměrovou strukturu vesmíru. Schramm uvádí fyzikální důvody pro existenci skryté látky ve vesmíru, která mimo jiné zabraňuje dvěma extrémům. Kdyby skrytá látka neexistovala, rozletěl by se vesmír prudce do „velkého chladu“ a žádné struktury – tedy ani fyzikové – by nikdy nevznikly. Kdyby však bylo skryté látky příliš mnoho, smrštil by se vesmír příliš brzy do „velkého křachu“, takže v tom případě by nebylo dost času pro vznik struktur. Fyzikové dosud dávali přednost chladné skryté látce (tj. částicím pohybujícím se podstatně pomaleji než světlo) a náhodným kvantovým fluktuacím v počátku vývoje vesmíru. Astronomická pozorování však této představě tak dramaticky odporují, že řešením problému bude podle Schramma vznik nové fyziky ještě před koncem století, kdy budou k dispozici nové experimentální údaje.

S tímto názorem souhlasí U. Amaldi, který si povšiml, že jednoduchá forma teorie velkého sjednocení (GUT) patrně neplatí, neboť s rostoucí energií částic nesměřují vazební konstanty v jednotlivých interakcích do stejného průsečíku, jak se původně očekávalo. Důležitým kosmologicky cenným výsledkem je potvrzení, že neutrina se mohou vyskytovat jenom ve třech „rodinách“, totiž jako elektronová, mionová a tauonová. Horní meze klidové hmotnosti neutrin odvozené z laboratorních pokusů činí po řadě 9,5 eV/c2, 260 keV/c2 a 35 MeV/c2. To snižuje kosmologický význam elektronových neutrin – o ostatních se zatím nedá nic říci. Nicméně nové detektory neutrin se plánují v Japonsku (Superkamiokande za 62 M$ v r.1996), Gran Sassu v Itálii a Sudbury v Kanadě (1 000 t těžké vody v dole na měď a nikl v hloubce 2 km). Konečně F. Halzen uvažuje o využití čirého antarktického ledovce k vytvoření detektoru – krychle ledu o hraně 1 km.

10. Obecná teorie relativity, černé díry

C. Will zveřejnil k 75. výročí formulace obecné teorie relativity přehled o jejím experimentálním ověřování ve fyzikálních laboratořích i ve vesmíru. Ohyb paprsků v gravitačním poli Slunce se nyní měří hlavně radiointerferometry. Pozoruhodné je, že efekt je měřitelný i v úhlové vzdálenosti zdroje 90º od Slunce, kde činí 0,004″. D. Robertson aj. tak za 10 let měření systémem mezikontinentální radiointerferometrie pro rádiové zdroje vzdálené od Slunce úhlově 2,5º ÷ 178º obdrželi hodnotu, jež s přesností na 2 ‰ souhlasí s Einsteinovou předpovědí.

V r. 1964 objevil I. Shapiro 4. test Einsteinovy teorie, totiž zpoždění rádiového signálu procházejícího v blízkosti Slunce nebo planety. I. Krisher aj. změřili tento efekt při sledování signálu kosmické sondy Voyager 2, když se sonda v r. 1985 ocitla v konjunkci se Sluncem, ve vzdálenosti 3 miliardy km od Země. Pozorované zpoždění souhlasí se Shapirovou předpovědí na 3 %. J. Müller aj. analyzovali laserové ozvěny od koutových odražečů na Měsíci za posledních 21 let (1969–1990). Za celé období bylo získáno z 5 pozemních stanic celkem 6 300 ozvěn. Odtud se mimo jiné podařilo určit horní meze změny gravitační konstanty s časem na méně než 1.10-11/r a v mezích chyb se nenašly ani nejmenší odchylky od obecné teorie relativity.

Patrně nejhmotnější černou veledíru ve vesmíru objevili nepřímo J. Bland-Hawtorne a R. Brent Tully v jádře galaxie NGC 6240 v souhvězdí Hadonoše. V centrální oblasti galaxie se prudce mění rotační rychlost až o 800 km/s na vzdálenost 2,4 kpc, a přitom je tato oblast málo svítivá. Autoři odtud odvozují, že se tam nalézá černá veledíra s hmotností kolem 1.1011 M☉! Podle M. Reese se při setkání dvou galaxií mohou jejich černé veledíry slít v jednu, což však způsobí, že vzniklý veleobr odlétne velkou rychlostí do intergalaktického prostoru.

. Halzen uvažoval současné možnosti objevit tzv. Hawkingovo záření černých děr, které vznikly v raných fázích vývoje vesmíru s dostatečně malou hmotností řádu 1012 kg, aby se právě v současnosti intenzivně vypařovaly. Podle Hawkingovy teorie by měly vydávat především tvrdé gama záření v pásmu TeV až PeV, ale pozorování je obtížné, neboť úroveň gama záření je podstatně nižší než úroveň kosmického záření o srovnatelné energii. Astronomové si nyní hodně slibují od teleskopu EGRET na družici GRO-Compton a také od detekce sekundárních spršek, vznikajících v zemské atmosféře interakcemi s vysokoenergetickými fotony (>100 TeV).

A. Ori se zabýval otázkou průletu testovací částice černou dírou do jiného vesmíru. Ukázal, že průlet není možný u klasické Schwarzschildovy (nerotující a elektricky neutrální) černé díry, avšak dá se realizovat v tzv. Kerrově (rotující) černé díře, kdy se částice může vyhnout zániku v singularitě a vynořit se úplně jinde prostřednictvím tzv. bílé díry. Se singularitami černých děr je to zřejmě teoreticky složitější, než se myslelo, když svého času R. Penrose vyslovil hypotézu kosmické cenzury, totiž že neexistují nahé (zvnějšku přístupné) singularity. Nyní S. Shapiro a S. Teukolsky dokázali modelováním na počítači, že při vhodném tvaru hroutícího se tělesa (ovoidu) z něj teprve vzniká tenký „lívanec“ a posléze nahá singularita! Zatím nikdo nenavrhl postup, jak se na takový „relativistický striptýz“ ve vesmíru podívat.

11. Mimozemské civilizace

Ezoterické téma na pokraji mnoha vědeckých specializací budí přirozeně nemalou pozornost nejširší veřejnosti. V rámci IAU se jím zabývá 51. komise „Bioastronomie“, která měla své plenární zasedání na XXI. kongresu IAU v Buenos Aires brzy potom, co tamější radioastronomové zahájili ambiciózní program hledání rádiových signálů mimozemských civilizací přijímačem s více než 8 miliony kanály!

V nepochybném předstihu se účastníci zasedání komise zabývali sestavením návodu, co má dělat pozemšťan, jenž zažije opravdový kontakt s mimozemšťany – odhlížeje přirozeně od pouťových atrakcí v podobě zelených pidimužíků v létajících talířích. Prvním krokem má být potvrzení a odborné ověření nálezu (kontaktu). Do té doby nemá kontaktovaná osoba vydávat žádná veřejná prohlášení! Jestliže bude nález takto potvrzen, je třeba neprodleně uvědomit Úřad pro astronomické telegramy IAU, který sídlí v Cambridgi ve státě Massachusetts v USA (telegramem, dálnopisem, elektronickou poštou), a dále generálního tajemníka OSN v New Yorku. Kopie zprávy se má zaslat 51. komisi IAU.

Jakmile je detekce signálů či jiných projevů mimozemšťanů ověřena, má se zpráva o kontaktu neprodleně zveřejnit a objevitel se má postarat zejména o bezpečnou archivaci všech údajů. Pokud jde o kontakt rádiový, je třeba zabezpečit ochranu příslušné rádiové frekvence před pozemským rušením prostřednictvím Mezinárodní telekomunikační unie v Ženevě. Odpovídat na signály mimozemšťanů se nemá dříve, než se dohodne způsob odpovědi s mezinárodními vědeckými i politickými orgány (IAU, OSN). Další postup v navazování či udržování kontaktu budou koordinovat 51. komise IAU a komise SETI Mezinárodní astronautické akademie. Čili právně a odborně je z naší strany předvídavě vše zajištěno – teď už jen zbývá nalézt komunikativního mimozemšťana!

12. Astronomické přístroje

První moderní zrcadlový dalekohled o průměru zrcadla 1,5 m byl vybudován na Mount Wilsonu v Kalifornii v r. 1909. Úspěch tohoto stroje připravil půdu pro slavný Hookerův 2,5m reflektor na Mount Wilsonu, jenž byl dohotoven v r. 1917 a jímž pak zejména E. Hubble učinil své epochální objevy, týkající se cizích galaxií a kosmologie. V r. 1948 byl na Mount Palomaru zahájen provoz 5,1m Haleova reflektoru a od té doby se po mnoho desetiletí v konstrukci astronomických dalekohledů nic převratného neudálo. Sovětský 6m dalekohled, dokončený na Kavkaze v r. 1976, se stal spíše „bílým slonem“ než přístrojem nové generace. V mezidobí se ovšem radikálně zlepšily detektory (čidla). Zavedení CCD detektorů místo fotografických emulzí vedlo zhruba k 5násobnému zvýšení citlivosti stávajících zařízení a zcela nové typy čidel umožnily detekci též v blízkém a středním infračerveném pásmu spektra.

První vlaštovkou ohlašující zásadní změnu ve filosofii stavby obřích přístrojů se zřejmě stal arizonský dalekohled MMT, dohotovený v r. 1978 a skládající se ze 6 zrcadel o průměru 1,8 m na společné montáži, přičemž polohy zrcadel je možné během pozorování jemně dolaďovat. Dalekohled MMT nepoužívá klasické kopule, nýbrž „krabici“, která se otáčí společně s dalekohledem. Nedávné výzkumy v aerodynamickém tunelu prokázaly, že tento tvar je pro snížení turbulence atmosféry podstatně výhodnější než klasická kopule. Dalekohled MMT má podobně jako kavkazský 6m dalekohled altazimutální montáž, která se mimořádně dobře osvědčila, takže nové projekty už s klasickou paralaktickou montáží vůbec nepočítají.

O další pokrok se postaral zejména R. Angel vynálezem rotační sklářské pece a dále J. Nelson, který vymyslel systém předpjatého broušení a leštění zrcadel. Tyto inovace umožnily jednak ušetřit spoustu drahé skloviny a jednak výrazně zkrátit (asi na patnáctinu) dobu broušení a leštění zrcadla. Zavedení systémů aktivní optiky pak dovolilo zavést velmi tenká zrcadla s poměrem průměr/tloušťka kolem 40 : 1. Vyšší světelnosti zrcadel (z f/3 na f/1,8 i méně) pak umožnily zmenšit rozměry a váhu tubusu stejně jako velikost kopulí, což vedlo především ke značným finančním úsporám.

Zdá se, že v poslední dekádě 20. století přinese toto inovační úsilí vpravdě ohromující výsledky. Jestliže součet ploch primárních zrcadel velkých dalekohledů činil koncem 80. let na celém světě něco kolem 300 m2, v roce 2000 budou mít astronomové k dispozici o 1 000 m2 zrcadlové plochy více, za cenu přibližně 800 M$. O možném potenciálu nové generace dalekohledů svědčí nejlépe již fungující 3,5m reflektor NTT ESO v Chile. Je ovládán systémem aktivní optiky a běžně dosahuje rozlišení 0,3″. V roce 1991 jím B. Peterson aj. dosáhli rekordní mezní hvězdné velikosti 29,1 (!) – což je hodnota ještě nedávno předvídaná teprve pro HST (ten však pro sférickou aberaci této meze zatím ani zdaleka nedosáhl).

Koncem listopadu 1990 byl poprvé testován na obloze budoucí Keckův reflektor na observatoři Mauna Kea na Havajských ostrovech, jenž se skládá z asférických vzájemně nastavitelných segmentů. Průměr šestibokých segmentů je 1,8 m a při testu jich bylo osazeno celkem 9, takže dalekohled měl efektivní průměr 5,4 m. Segmenty lze vůči sobě posouvat s přesností na 4 nm. V době, kdy vychází tento přehled, je dokončeno osazení všech 36 segmentů, takže Keckův dalekohled má efektivní průměr 10 m a sběrnou plochu 76 m2! Stává se tím samozřejmě největším optickým dalekohledem světa. Ještě před dokončením Keckova dalekohledu bylo rozhodnuto o výstavbě jeho kopie ve vzdálenosti 85 m od stanoviště prvního Keckova reflektoru. Obou desetimetrů pak bude možné od r. 1996 využít k interferometrickým měřením. Očekává se, že těmito přístroji bude možné dosáhnout 27. magnitudy během hodinové expozice.

Arizonský dalekohled MMT dostane namísto dosavadních šesti zrcadel jedno tenké zrcadlo o průměru 6,5 m (sběrná plocha 33 m2), přičemž se užitečné zorné pole zvětší z necelé 1″ na 1´. V polovině 90. let bude v Arizoně vybudován dalekohled Columbus, skládající se ze dvou zrcadel o průměru 8,4 m, takže efektivní průměr dvojčete dosáhne 11,9 m (plocha 110 m2). Mezitím chtějí Američané vybudovat dva 8m reflektory pro severní a jižní polokouli a Japonci další 8m na Mauna Kea. Za zmínku také stojí 1,8m reflektor Vatikánské observatoře (VATT), jenž má být postaven rovněž v Arizoně a bude mít rekordní světelnost f/1,0! Na konci přítomné dekády pak bude dokončen obří spřažený dalekohled VLT ESO na Cerro Paranal (2 664 m n. m.) v Chile, skládající se ze čtyř 8,2m zrcadel a dvou pohyblivých 2m zrcadel (pro optickou interferometrii). Tento přístroj bude mít efektivní průměr přes 16 m a souhrnnou plochu zrcadel 210 m2. Práce na něm již započaly. Loni v září byly zahájeny terénní úpravy na místě budoucí největší světové observatoře.

Podle R. Wilsona nemá zatím smysl budovat dalekohledy s průměrem zrcadel přes 10 m, dokud nebude zvládnut systém adaptivní optiky, korigující deformaci vlnové fronty v zemské atmosféře. Systémy adaptivní optiky mají až dosud řadu omezení. Především je potřebí zajistit dostatečně rychlé korekce alespoň jednou za 10 ms. Poněvadž v blízkosti sledovaných objektů se jen málokdy nalézá dostatečně jasná srovnatelná hvězda, nutná k měření deformace vlnové fronty, bude zřejmě potřeba využívat umělých hvězd vysíláním úzkých laserových svazků do vysoké atmosféry. Kromě toho korigované zorné pole zůstává malé (obvykle jen několik obloukových vteřin). Perspektivně tak lze docílit ve žlutozeleném oboru spektra s dalekohledem o průměru zrcadla 8 m úhlového rozlišení 0,02″ – tedy 3krát lepšího než u opraveného HST.

Dosavadní provoz HST (Hubbleův kosmický dalekohled) se potýká s mnoha nesnázemi. Původně vypadala nejdramatičtěji chyba tvaru primárního zrcadla, které je příliš mělké a vykazuje sférickou aberaci. Vyšetřovací výbor amerického kongresu zjistil koncem listopadu 1990, že vinu na této chybě nese jak firma Perkin-Elmer, tak vedení NASA tím, že nedostatečně kontrolovali práci techniků při proměřování tvaru zrcadla. Bezprostřední příčinou chyby se stala vada v nastavení tzv. nulového korektoru, jenž měl případné odchylky od ideálního tvaru zrcadla detektovat. Přitom nejméně třikrát v průběhu testů byla sférická aberace zaregistrována jinými zařízeními, ale nikdo z toho nevyvodil důsledky!

Patrně ještě závažnějším problémem je však pokračující vibrace slunečních panelů při přechodu HST ze světla do stínu a naopak. Hrozí totiž nebezpečí vylomení úchytů panelů z tělesa HST, a tím znehodnocení dalekohledu. K tomu se přidaly potíže s gyroskopy. Ze šesti osazených gyroskopů je k bezchybnému nastavení HST nutná správná funkce alespoň tří z nich. Ovšem první gyroskop definitivně selhal již v prosinci 1990, druhý během roku 1991 a třetí vykazuje nepravidelné poruchy. Konečně v závěru roku se objevily poruchy v napájení vysokodisperzního spektrografu GHRS, takže tento mimořádně cenný přístroj je nyní rovněž mimo provoz. U HST není zatím programově vyřešeno sledování objektů sluneční soustavy (planety, planetky, komety), takže první pozorování se děla složitými oklikovými manévry. Přitom nastává zahlcení přenosových kanálů při přenášení snímků ze širokoúhlé kamery WF/PC.

Hlavní nedostatky HST mají být odstraněny v únoru 1994 při letu raketoplánu, z něhož celkem čtyřikrát vystoupí do volného prostoru dvojice astronautů-opravářů. Především musí něco udělat se slunečními panely a musí vyměnit vadné gyroskopy. Dále se plánuje výměna kamery WF/PC za nový model, vybavený pochopitelně korekční optikou. Ostatní přístroje by měly dostat společný optický korekční systém COSTAR, jenž bude vložen na místo fotometru HSP, který bude prostě „obětován“.

Navzdory veškerým nesnázím HST v některých směrech překonává jakékoliv pozemní zařízení a přinesl již jedinečné vědecké výsledky, jak jsme o tom referovali již v předešlých číslech Říše hvězd i v příslušných oddílech tohoto přehledu. První publikované vědecké výsledky obsahuje samostatné číslo časopisu The Astrophysical Journal z 10. března 1991. Od května 1991 začal HST pracovat podle schváleného vědeckého programu a v současné době dosahuje čisté využitelnosti 9 %.

Mimochodem, při testování infračervené kamery Kodak s maticí 486 × 640 pixelů u 2,3m reflektoru Stewardovy observatoře v Arizoně se M. McCaughreanovi podařilo zobrazit HST na vzdálenost 1 000 km tak, že na záběru jsou zřetelně patrné oba sluneční panely i tubus HST! Infračervené detektory CCD se tak svým výkonem začínají přibližovat optickým detektorům CCD, což však vytváří nový technický problém. Na velkou CCD matici s několika miliony pixelů se během expozice vejde tolik informace, že její elektronické přečtení zabírá několik minut – a během této doby dalekohled nečinně stojí.

Ani ostatní kosmické přístroje nepracují zcela bez problémů. Rentgenová družice ROSAT, vypuštěná v červnu 1990, se odmlčela těsně před závěrem úvodní přehlídky oblohy koncem ledna 1991. Závadu se podařilo odstranit 9. února, avšak od té doby se družice věnuje výhradně studiu vybraných zajímavých objektů. V květnu 1991 selhal na družici první gyroskop. Výsledky měření představují zřetelný kvalitativní pokrok – počet známých diskrétních zdrojů rentgenového záření se tak totiž zvýšil o plné tři řády.

Velmi úspěšná japonská rentgenová družice Ginga, vypuštěná v únoru 1987, zanikla v atmosféře koncem října 1991. Projekt Astro-1 – ultrafialová měření z raketoplánu Columbia – se sice během devítidenního letu v prosinci 1990 potýkal s mnoha technickými nesnázemi, ale nakonec přinesl dobré vědecké výsledky. Nicméně cena projektu 150 M$ se zdá nepřiměřeně vysoká, zejména proto, že je jen malá naděje, že přístroj bude moci startovat znovu při některém dalším letu raketoplánu. Nedostatek financí a celkové potíže NASA způsobují také neustálé odklady v konstrukci velké observatoře AXAF pro rentgenovou astronomii. AXAF patří do skupiny čtyř nákladných (ceny kolem 1,5 G$) projektů NASA, z nichž první je nešťastný HST. Zatím přímo vzorně se na oběžné dráze chová druhá velká observatoř Gamma Ray Observatory (GRO), vypuštěná z raketoplánu Atlantis počátkem dubna 1991. Jde o nejhmotnější vědeckou družici vůbec, jež registruje, popřípadě zobrazuje oblohu v oboru záření gama v pásmech energií nad 25 keV. NASA ji posléze překřtila na družici Compton a je jisté, že o jejich výsledcích se bude v Říši hvězd často psát.

O problémech nerozvinuté hlavní antény kosmické sondy Galileo jsou čtenáři Říše hvězd již informováni; jinak si však sonda vede znamenitě při složitých gravitačních manévrech v okolí Venuše a Země, k níž se naposledy přiblíží v prosinci 1992. Při minulém přiblížení k Zemi dne 8. prosince 1990 ji vyfotografovali P. Maley a A. Saulietis pomocí 0,8m reflektoru Dancigerovy observatoře v Texasu jako stopu dlouhou 53″ a hvězdné velikosti 16,5 ze vzdálenosti 600 000 km při 10minutové expozici. Naproti tomu zcela bez potíží probíhá let sluneční sondy Ulysses, vypuštěné v říjnu 1990 z raketoplánu Discovery, jež počátkem února 1992 dospěla k Jupiteru a gravitačním manévrem se dostala na dráhu prakticky kolmou k ekliptice s tím, že v červnu r. 1994 proletí nad jižním pólem Slunce a o rok později nad pólem severním.

Poměrně spolehlivě pracuje také západoevropská astrometrická družice HIPPARCOS si odbyla dětské nemoci hned po startu, a od listopadu 1989 plynule měří přesné polohy hvězd. V současné době jsou již určeny polohy 6 000 hvězd s přesností 50krát lepší než z dosavadních pozemních měření. Nestane-li se nic nepředvídaného, budou nakonec získány polohy a jasnosti pro milion hvězd (dvojnásobek plánovaného počtu) a vlastní pohyby i paralaxy pro více než sto tisíc hvězd. Družice by měla pracovat až do jara 1994.

Nezanedbatelný přínos pro další pokrok astronomie představuje i několik sond, které podstatně překročily plánovanou životnost. Především jde o naprosto neuvěřitelně vytrvalé sondy Pioneer 10 a 11, vypuštěné počátkem sedmdesátých let k průzkumu Jupiteru a Saturnu. Pioneer 10 se nyní nalézá v souhvězdí Býka ve vzdálenosti přes 50 AU od Slunce a bude moci vysílat patrně až do roku 2000. Zatím stále nezaregistroval sluneční magnetopauzu. Pioneer 11 se promítá do souhvězdí Hadonoše a vysílá od října 1990 s jistými omezeními – odborníci z JPL v Pasadeně by s ním chtěli udržet spojení až do r. 1995. Také oba slavné Voyagery jsou dosud bez problémů a věnují se nyní jednak výzkumu meziplanetárního prostoru a jednak pořizování ultrafialových spekter hvězd.

Na závěr přístrojové části bych rád uvedl ještě jednu kuriozitu. V minulých přehledech jsem již referoval o kapalných rtuťových zrcadlech, kde se parabolické plochy dociluje pomalým otáčením nádoby se rtutí – tyto reflektory by se patrně hodily k instalaci na Měsíci. Loni však M. Michaelis aj. užili k optickému zobrazování – plynovou čočku! Trik spočívá v tom, že index lomu plynu klesá s teplotou, takže vhodného zobrazení lze docílit v plynové trubici, jejíž stěny jsou zahřívány, a tak napříč trubice vzniká v plynu (vzduchu) teplotní gradient. Autoři experimentovali s trubicí o délce 0,2 m a průměru 8 mm a ohřívali stěny na 45 ºC. Trubice rotovala v podélné ose s frekvencemi 30 Hz a touto „válcovou fatou morganou“ se podařilo poměrně slušně zobrazit Slunce a Měsíc!

13. Astronomie a společnost

V roce 1991 zemřeli dva významní fyzikové, jejichž dílo ovlivnilo rovněž astronomii. Byl to dvojnásobný nositel Nobelovy ceny John Bardeen (1908–1991), který se proslavil jako spoluobjevitel tranzistoru a spoluautor teorie supravodivosti, a další nobelovský laureát Carl Anderson (1905–1991), jenž v r. 1932 nalezl v kosmickém záření první antičástici – pozitron.

Z význačných zahraničních astronomů loni zemřeli R. Atkinson (USA, spoluobjevitel termonukleárních reakcí ve hvězdách), A. Barrett (USA, první detekce hydroxylu v mezihvězdném prostoru). N. Sanduleak (USA, spoluautor katalogu emisních objektů SS). A. Van Woerkom (Holandsko, nebeská mechanika, astrometrie), C. Wirtanen (USA, přehlídky galaxií) a W. Hiltner (USA, hvězdná astrofyzika).

Známý americký astronom Alan Sandage obdržel prestižní Crafoordovu cenu, udělovanou Švédskou akademií věd, za svůj přínos ve výzkumu extragalaktických objektů a pozorovací kosmologii.

Na přelomu července a srpna 1991 se konalo v Buenos Aires XXI. Valné shromáždění IAU. Tato vrcholná světová organizace profesionálních astronomů má nyní asi 7 500 členů z více než 50 zemí světa. Prezidentem IAU na příští tříleté období se stal ruský astrofyzik A. A. Bojarčuk.

Naši astronomové se mimo jiné zabývali zhodnocením dosavadního stavu naší astronomie v panelové diskusi, kterou v červnu 1991 uspořádal v Brně populárně-vědecký časopis Kozmos. Vyhlídkám astronomie v příštím století pak byla věnována panelová diskuse Říše hvězd/Kosmických rozhledů v listopadu 1991 v Praze, jejíž přepis vyjde jako samostatná brožura České astronomické společnosti. V loňském roce také skončil svou plodnou existenci mezinárodní vědecký časopis Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia, jenž vycházel jako dvojměsíčník od r. 1947. Naši odborníci budou napříště publikovat v evropském časopise Astronomy and Astrophysics. Astronomické Československo tím vskutku „vykročilo do Evropy“ a jeho příští cesta by mohla vést směrem, který nejnověji naznačilo sousední Rakousko, když bylo v lednu 1992 přijato jako 9. evropský stát do sdružení Evropské jižní observatoře ESO (pozn. při korektuře: smlouva byla ratifikována až v r. 2009 – j.g.).

Světová měsíční produkce astronomických vědeckých časopisů nyní dosahuje tloušťky 0,6 m. To je sám o sobě jistě úctyhodný sloupec, ale ještě úspěšnější jsou astronomové jako popularizátoři vědy. Světová populace astronomů tvoří jen 0,7 % všech vědeckých pracovníků, ale připadá na ni plných 7 % populárně-vědeckých článků a knih! V listině bestsellerů posledního desetiletí suverénně vede S. W. Hawking se svou Stručnou historií času – knížka se v různých jazycích vydala v celkovém nákladu přes 1 milion výtisků! Americký populárně-vědecký časopis Sky  Telescope oslavil loni 50 let své existence. Za tu dobu vzrostl jeho náklad ze 6 tisíc na 107 tisíc výtisků. Jen v Severní Americe dnes působí na půl milionu astronomů-amatérů, kteří výrazně přispěli k propagaci a podpoře astronomie.

Právě tato podpora široké veřejnosti je důvodem, proč je profesionální astronomie v USA a Kanadě tak úspěšná. Ve Spojených státech vznikla v r. 1964 tradice sestavování odborných doporučení k perspektivnímu řešení astronomických otázek stavbou přístrojů a zaváděním nových nákladných metod výzkumu. K tomuto cíli se zhruba v desetiletých intervalech vytvářejí panelové komise, známé podle jmen svých předsedů jako komise Whitfordova (1964), Greensteinova (1972), Fieldova (1982) a nejnověji Bahcallova (1991).

Zprvu byla tato doporučení vládou a vrcholnými vědeckými organizacemi spíše ignorována, ale postupně si získala slušnou prestiž. Nejnovější Bahcallovu zprávu připravovalo 15 členů komitétu, kterým pomáhalo přes 300 spolupracovníků. Odhaduje se, že na shromažďování podkladů odpracovali bezplatně 15 „člověkolet“. Bahcallova zpráva je rozčleněna podle spektrálních oborů, od astronomie vysokých energií až po radioastronomii, a samostatné kapitoly jsou věnovány částicové astronomii a teoretické astrofyzice. V každém oboru je nejprve zhodnocen současný stav a potom následují doporučení a prognózy pro nejbližší dekádu. Komitét se přimlouvá za výrazné zvýšení prostředků na údržbu a modernizaci stávajících pozemních zařízení, tj. optických, infračervených a rádiových teleskopů, dále za masivní rozvoj pozemní, letecké i kosmické infračervené astronomie, kde dochází k výraznému zlepšení kvality maticových detektorů. Podtrhuje zároveň nutnost výstavby většího počtu obřích dalekohledů s průměry zrcadel 8 m a výše a zavedení systémů adaptivní optiky a optické interferometrie.

Dále je zapotřebí uvést do provozu počítačové sítě schopné analyzovat a archivovat řádově terabyte údajů za jeden den. To souvisí s dalším rozvojem kosmické astronomie zejména díky „velkým observatořím“, ale i lacinějším a operativnějším malým družicím vypouštěným pomocí nenávratných nosných raket.

Pro astronomii bude i nadále charakteristická rozsáhlá mezinárodní spolupráce nejen v organizaci pozorování, ale i v investicích (Antarktida, mezikontinentální radiointerferometrie, umělé družice). Největší americkou investicí pro probíhající dekádu má být infračervená družice SIRTF za 1,3 G$ a dále několik menších družic řady Explorer celkem za 400 M$. Úhrnem by měly Spojené státy vydat v této dekádě na astronomii 3 miliardy dolarů, tj. 715 tisíc dolarů na jednoho profesionálního astronoma!

Nejsou to malé peníze, a astronomové se samozřejmě snaží dostatečně pádně zdůvodnit tyto výdaje poukazem na často nečekané praktické aplikace nových astronomických objevů. Tak například astronomické metody velmi urychlily nástup dálkového průzkumu Země z umělých družic, který má vzápětí vyvrcholit komplexním programem monitorování zemského povrchu, hydrosféry i atmosféry EOS (Earth Observing System). Mezikontinentální radiointerferometrie kvasarů přispěla k podstatnému zpřesnění definice souřadnicových systémů v geodezii a při studiu pohybu litosférických desek v zemské kůře, což se zvlášť hodí při předvídání zemětřesení. Radioastronomická metoda aperturní syntézy zase posloužila při zavádění počítačové tomografie (CT) a metod nukleárně magnetické resonance (NMR) v diagnostické medicíně. Vývoj rentgenových detektorů pro umělé družice našel svou aplikaci při konstrukci letištních detektorů zavazadel. Objev milisekundových pulzarů přispěl ke zpřesnění časomíry nad úroveň dosaženou atomovými hodinami. Astronomové také svými požadavky na kvalitu podnítili výrobu extrémně jemnozrnných a citlivých fotografických emulzí známou firmu Kodak. Astronomické poznatky jsou důležité při identifikaci globálních ohrožení pozemské civilizace výskytem ozonových děr, skleníkovým efektem nebo srážkou s planetkou či jádrem komety.

Snad ještě cennější než tyto konkrétní doklady praktické využitelnosti astronomických poznatků je jejich přitažlivost pro mladou generaci příštích přírodovědců a samozřejmě pro uspokojení vrozené zvědavosti člověka. Jak dosavadní výsledky astronomie, tak naznačené perspektivy zřetelně dokazují, že známý spisovatel sci-fi Arthur C. Clarke má pravdu, když nedávno prohlásil: „Vskutku prožíváme zlatý věk astronomie, ale již nadchází úsvit věku platinového.“