Žeň objevů – rok 1992

Věnováno památce slovenských astronomů RNDr. Eleméra Csereho (1917–1992), zakladatele a dlouholetého ředitele hvězdárny v Hlohovci, a Mgr. Petera Šuleka (1949–1992), ředitele hvězdárny ve Svidniku.

Po celé čtvrtstoletí neměl pisatel těchto řádků problémy s konkurencí: pokud je mi známo, nikde na světě se obdobné přehledy o pokroku astronomie netiskly. (Teprve nedávno jsem však zjistil, že historicky tu kdysi taková konkurence byla. Od r. 1901 do r. 1918 vydávala Česká akademie věd a umění přehledy pokroků přírodních věd, které se z původních 70 str. rozrostly až na 380 str. textu ! To vše se však loni náhle změnilo – v Publikacích Pacifické astronomické společnosti č. 671 uveřejnila přední americká astronomka Virginie Trimbleová přehled o pokroku astrofyziky za rok 1991. V té době byly už mé loňské Žně v tisku, takže o vzájemném ovlivňování nemohlo být řeči. Čtenáři, kteří měli možnost oba přehledy porovnat, jistě ihned zjistili, že oba články se od sebe liší nejenom formou (Trimbleová píše pro profesionály, tedy i s přesnými citacemi atd.), ale zejména obsahem.

Potvrdila se tak má výstraha, že tradiční Žně zdaleka nepředstavují objektivní a ucelený pohled na rozvoj astronomie v daném období; autorovy předsudky a omezení jsou v přehledu nevyhnutelně znát. Prof. Trimbleová se přirozeně soustředila na čistou astrofyziku, kterou svérázně definuje jako tu část astronomie, která nevyžaduje znalost souhvězdí a výpočet fází Měsíce. Naše Žeň zřetelně preferuje výsledky astronomických pozorování, takže s trochou nadsázky lze říci, že teprve kombinací obou přístupů může čtenář nabýt přiměřené představy o tom, jak se v daném období rozvíjela astronomie. A tu mají čtenáři Říše hvězd nespornou výhodu: zajisté je mezi nimi více těch, kteří kromě češtiny ovládají angličtinu, než kolik je češtinářů mezi předplatiteli publikací Pacifické astronomické společnosti (ani Virginie Trimbleová nemá nárok).

Loňský rok přinesl přímo nepřeberné množství objevů, které několikrát zařadily astronomii i do běžného zpravodajství. Podobně jako v předešlých letech lze vidět, že tyto výjimečné výsledky souvisejí převážně s průzkumem blízkého vesmíru. Sklízíme tak zejména plody činnosti astronomických observatoří na oběžné dráze kolem Země i kosmických sond – zcela právem byl loňský rok vyhlášen OSN za Mezinárodní rok kosmického prostoru (ISY 92).

1. Planety sluneční soustavy

V polovině září 1992 úspěšně skončil třetí cyklus měření radarové sondy Magellan, která obíhá kolem Venuše již od srpna 1990. Během této doby se podařilo s výtečným rozlišením zobrazit plných 98 % povrchu planety a skvělá mapa povrchu Venuše je již hotova. Povrch Venuše zřetelně formoval vulkanismus, jehož četné projevy (lávové proudy a planiny, sopky, kaldery, dómy) patří k nejvelkolepějším rysům na planetě. Mnohé kruhové krátery však zcela nepochybně vznikly dopadem velkých meteoritů a četné útvary na povrchu jsou dokladem tektonické aktivity: na povrchu Venuše lze pozorovat tektonické zlomy a zlomová pásma, trhliny a praskliny. Největší impaktní kráter Meadová má průměr 275 km. (Podle usnesení Mezinárodní astronomické unie dostávají útvary na Venuši ženská jména. Dost možná, že se brzy dočkáme i jmen ryze českých, jak se o to postarala historická a astronautická sekce České astronomické společnosti. Zatím tam máme želízko vpravdě pohádkové: údolní rovinu nazvanou Rusalka Planitia a nejnověji též kráter Božena Němcová.)

Kolem kráterů se nacházejí návěje písku směřující většinou k rovníku, což naznačuje převážný směr větru, který dosahuje při povrchu rychlosti jen několika km/h. Naproti tomu balonové sondy Vega zjistily ve vysoké atmosféře proudění o rychlosti bezmála 250 km/h. Podle T. Thompsona aj. došlo na Venuši před 500 miliony lety ke katastrofické přeměně tvářnosti povrchu, takže starší struktury byly smazány. Něco podobného se v téže době odehrálo i na Zemi a na Marsu. V době sepisování přehledu se činnost Magellanu chýlí k závěru, neboť pro nedostatek financí bude zřejmě předčasně vypnut již v květnu 1993, ačkoliv zásoby pohonných hmot by umožnily funkci sondy až do r. 1995. Toto nepochopitelné plýtvání vědeckým potenciálem úspěšné sondy patří ke smutným rysům americké vědní politiky, z níž si bohužel berou příklad i mnohé jiné země.

Neobyčejně velké množství nových astronomických poznatků se loni týkalo bezprostředně naší Země. K nejpozoruhodnějším bude zajisté zařazena studie S. Deinese, který podrobil kritice všeobecně přijímaný názor, že za narůstající rozdíl mezi koordinovaným rotačním časem UTC a atomovým časem TAI může slapové tření v zemském tělese. Ukázal, že převážnou část rozdílu lze výtečně vysvětlit na základě faktu, že Země není inerciální soustavou, takže její rotace podléhá efektům obecné teorie relativity. Odtud lze odvodit, že rozdíl mezi oběma časy by měl za rok růst o 0,78 s, v dobrém souhlase s pozorováním. Od července 1993 vzroste po zavedení další přestupné sekundy tento rozdíl již na plných 28 sekund.

O změnách v intenzitě magnetického pole Země za posledních 20 000 let jsme se dozvěděli zásluhou dávno uhynulých pouštních krys, které svá hnízda napouštějí vlastní močí. Ta poměrně rychle zkrystalizuje a v suchém pouštním prostředí se uchová po tisíce let beze změn. Moč obsahuje radioaktivní izotop 36Cl, jenž vzniká původně v atmosféře Země bombardováním atomů argonu kosmickým zářením. Chlór se dostane na Zemi díky atmosférickým srážkám, odtud do živých organismů a v moči krys se opět vyloučí. Ukazuje se, že před 20 000 lety byla intenzita kosmického záření o plných 40 % vyšší, a odtud lze usoudit, že tehdejší intenzita zemského magnetického pole byla úměrně nižší než dnes.

Výskytem impaktních meteoritických kráterů na Zemi za posledních 600 milionů let se zabýval S. Yabushita. Ukázal, že menší krátery se zahlazují rychleji a že jejich počet periodicky kolísá v cyklu dlouhém 29,5 milionu let. Naproti tomu krátery s průměrem nad 10 km zvětrávají pomaleji a žádnou periodicitu nejeví. Yabushita to vysvětluje tím, že část menších kráterů vzniká dopady jader komet v kvaziperiodických sprškách, kdežto velké krátery pocházejí téměř výhradně z dopadů planetek.

Porovnání výskytu impaktních kráterů na Zemi a na Měsíci za poslední 3,8 miliardy let se věnoval R. Stothers. Ukázal, že na Zemi lze rozlišit šest velkých kráterových epizod (v miliardách let před současností): 3,8–3,5; 3,15–3,00; 2,85–2,50; 1,95–1,60; 1,20–0,90; 0,60–0,00. K nejstarším dochovaným kráterům na Zemi patří Sudbury (1,85 ±0,15) a Vredefort (1,97 ±0,10). Na Měsíci je kráter Copernicus starý asi 0,8 a kráter Tycho 0,11 miliardy let. Velmi velké krátery s průměrem nad 140 km a stářím menším než 1,1 miliardy let na Měsíci chybějí. Měsíční kráter o průměru 140 km přitom odpovídá pozemskému kráteru o průměru 100 km. Zdá se, že epizody vysokých četností impaktů na Zemi a na Měsíci časově odpovídají s výjimkou současnosti, kdy četnost výskytu kráterů na Zemi roste – jde ovšem o malá čísla podléhající statistickým fluktuacím.

V. Sharpton aj. získali další přesvědčivé důkazy o impaktní povaze kráteru Chicxulub v Mexiku, jenž je zřejmě výsledkem dopadu planetky o průměru kolem 10 km před 65 miliony let, na rozhraní druhohor a třetihor. V brekciích v oblasti kráteru se projevují důsledky rázových tlaků o hodnotě až 23 GPa a koncentrace iridia v horninách je nápadně zvýšena. Stáří hornin v kráteru činí (64,98 ±0,05) Mlet, v souladu se stářím haitských tektitů (65,07 ±0,1) Mlet.

Současný přítok meziplanetární hmoty na Zemi v širokém intervalu hmotností meteoroidů 10-21 ÷ 1015 kg určil na základě kombinace rozličných sledovacích metod Z. Ceplecha. Ukázal, že v celém tomto pásmu hmotností dopadne na Zemi za rok průměrně 1,7.108 kg hmoty. Přitom největší podíl připadá na nejhmotnější tělesa v pásmu 1012 ÷ 1015 kg (planetky) a dále na tělesa s hmotnosti 104 ÷ 107 kg, což jsou převážně jádra malých neaktivních komet. Objekty s hmotnostmi pod 1 kg nehrají v celkové hmotnostní bilanci prakticky žádnou roli. Z tohoto úhlu pohledu máme relativně nejméně znalostí o tělesech s rozměry 10 ÷ 100 m, což by měl napravit program Spacewatch, který se nedávno rozběhl v USA.

Na podíl jader komet na bombardování Země poukázal L´. Kresák. Neočekávaná dlouhoperiodická kometa se srazí se Zemí jednou za 250 milionů let, kdežto očekávaná krátkoperiodická kometa v průměru jednou za 90 milionů let. Častěji – každých 10 milionů let – se Země setká s vyhaslým jádrem komety. Naproti tomu s planetkou o průměru alespoň 1 km se Země sráží každý milion let. Každé 3 miliony let vzniká na Zemi impaktní kráter s průměrem alespoň 10 km a každých 30 000 let s průměrem alespoň 1 km. Pro porovnání připomeňme, že impaktní povaha známého Barringerova kráteru v Arizoně byla prokázána teprve v r. 1960 – jeho stáří se odhaduje na 50 000 let.

Jediným historicky prokázaným velkým impaktem zůstává stále proslulý Tunguzský meteorit z r. 1908, při jehož explozi ve výši asi 8 km nad zemí se podle P. Thomase aj. uvolnila energie 6.1016 J, tj. 15 Mt TNT. Podle těchto výpočtů muselo jít o kamenný meteorit, který měl při vstupu do atmosféry průměr kolem 100 m. Nemohlo tedy jít ani o poměrně řídké jádro komety, ani o železný meteorit vysoké hustoty.

I v loňském roce si udržela mimořádnou publicitu hrozba ozonových děr, což je problém poprvé nastolený v r. 1985 J. Farmanem aj. na základě měření obsahu stratosférického ozonu nad Antarktidou. Sezonní poklesy koncentrace ozonu se začaly projevovat již v r. 1968 a za jejich viníka jsou označovány chemické sloučeniny obsahující chlór, zejména tzv. chlorfluorouhlovodíky. Dne 6. října 1991 byla zjištěna zatím vůbec nejnižší koncentrace ozonu nad Antarktidou, což dle S. Solomonové a D. Hoffmanna nepřímo ovlivnila sopka Pinatubo, která vybuchla v červnu téhož roku. Byla to zřejmě největší vulkanická erupce v tomto století, třikrát větší než výbuch mexické sopky El Chicon v r. 1982. Ve vulkanických aerosolech je totiž obsažen chlorovodík, z něhož se ve stratosféře uvolňuje chlór podstatně rychleji než z chlorfluorouhlovodíků. G. Brasseur upozornil na vliv, který na antarktickou ozonovou díru mohl mít výbuch méně známé sopky Mt. Hudson na 46º jižní zeměpisné šířky v Chile v srpnu 1991.

G. Seckmeyer a R. McKenzie porovnávali intenzitu biologicky škodlivého ultrafialového záření, která je nepřímo úměrná koncentraci ozonu ve stratosféře v mírných zeměpisných šířkách jižní a severní polokoule, tj. na Novém Zélandu a v Německu. Už sám fakt, že v lednu je Země nejblíže ke Slunci, znevýhodňuje obyvatele jižní polokoule zvýšením intenzity ultrafialového záření (za jinak srovnatelných podmínek) o 7 % . Vinou ozonových děr v okolí jižního pólu je však intenzita ultrafialového záření během místního léta na Novém Zélandu bezmála dvakrát vyšší než v Německu.

U nás zveřejnil výsledky dlouhodobých měření koncentrace ozonu na observatoři v Hradci Králové K. Vaníček. V letech 1962–1990 se průměrná roční hodnota pohybovala od minima 332 DU ( Dobsonových jednotek ) v r. 1964 do maxima 362 DU v r. 1969. V průběhu roku bývá nejvyšší koncentrace ozonu v dubnu (398 DU) a nejnižší v říjnu (295 DU). Z těchto údajů zřetelně plyne, že v našich zeměpisných šířkách se zatím nemusíme ozonových děr obávat. Přesto však neškodí držet se v měsících květnu až srpnu australského pravidla: „Od jedenácti do tří skrývej se pod kři“.

Sýčkové, prorokující nevyhnutelný konec civilizace, ba všeho života na Zemi, získali loni nové téma zásluhou výpočtů K. Caldeiry a J. Kastinga. Tito autoři ukázali, že během příští miliardy let ztratí Země ze své atmosféry většinu oxidu uhličitého a za další miliardu let vodu z povrchu, takže se začne podobat Venuši. Současná epizoda s civilizačním zvyšováním koncentrace oxidu uhličitého v zemské atmosféře prý tomuto fatálnímu konci nemůže zabránit. K tomu připojme pozoruhodné zjištění L. Steela aj., že v poslední dekádě se zřetelně zpomalilo zvyšování koncentrace methanu (jde rovněž o skleníkový plyn) v zemské atmosféře. Autoři soudí, že maxima koncentrace methanu se dosáhne v r. 2006 a pak bude následovat jeho úbytek.

Je přímo učebnicovou pravdou, že na rozdíl od Země Měsíc žádnou atmosféru nemá, ale to se může v budoucnu změnit vinou raket přistávajících či startujících z jeho povrchu. V odborných kruzích se totiž začíná vážně uvažovat o návratu člověka a především automatických stanic na Měsíc, který má proti Zemi, ale i proti volnému kosmickému prostoru, řadu předností s ohledem na astronomická pozorování.

Nicméně od časů sovětské Luny 24 v r. 1976 byl kosmický průzkum Měsíce uložen k ledu. Teprve v r. 1990 startovala japonská sonda Hiten o hmotnosti pouhých 180 kg, která v průběhu necelých dvou let osmkrát prolétávala mezi Zemí a Měsícem, aby se v polovině února 1992 usadila na eliptické dráze kolem Měsíce s periluním 9 600 km a apoluním 49 000 km a oběžnou dobou 4,7 dne.

Podobně velkou přestávku zaznamenal kosmický výzkum Marsu, kam teprve koncem léta 1993 doletí sonda Mars Observer, když poslední výsledky získal ne zcela úspěšný sovětský Fobos 2 a předtím proslulé americké Vikingy 1 a 2 ve druhé polovině sedmdesátých let. Teprve loni uveřejnili A. McEwen aj. výsledky nesmírně náročného počítačového zpracování stovky záběrů Marsu pořízených oběma orbitálními moduly Vikingů v r. 1980 z výšky asi 2 500 km nad povrchem planety. Rozlišení na snímcích dosahuje 600 m, a i když zdaleka nezobrazuje ani jednu polokouli planety, dává dobrou představu o vzhledu Marsova povrchu. Na snímcích je mimo jiné zobrazen i největší impaktní kráter na Marsu zvaný Schiaparelli, o průměru plných 450 km – patrně největší impaktní kráter ve sluneční soustavě vůbec.

Z obrázků lze mimo jiné vyčíst, že povrch planety formovaly rovněž ledovce a že Mars prodělal několik ledových dob. Ledovcové útvary pokrývají plných 40 % dnešního povrchu planety. Relativní stáří různých partií povrchu lze odhadnout z četností impaktních kráterů. Podle toho proběhla na Marsu velká ledová doba před více než 2 miliardami let a malá ledová doba před 300 miliony let. Podle V. Bakera aj. vyvolal masivní vulkanismus poblíž oblasti Tharsis vznik severního oceánu, neboť ohřátím se na povrch planety vylily podzemní vody. Dnes se na povrchu vyskytuje jedině vodní led v podobě několik set metrů tlustých polárních čepiček a není vlastně vyřešena otázka, kam se všechna tato voda poděla. Podle M. Carra a H. Wänkeho se poblíž povrchu Marsu nachází voda v ekvivalentní tloušťce několika málo stovek metrů, na rozdíl od Země, kde průměrná tloušťka oceánů činí 2 700 m. Plášť Země obsahuje nejméně 150 miliontin vody, tj. skoro pětkrát více než plášť Marsu. Ostatně i Merkur a Venuše jsou v porovnání se Zemí prakticky zcela suché – udivující „mokrost“ Země se proto zdá být velkým oříškem planetární geologie.

Také Jupiter byl loni zkoumán prostřednictvím kosmické sondy. Počátkem února totiž využila kosmická sonda Ulysses gravitačního pole této obří planety k manévru, jímž se v letech 1994–5 dostane nad polární oblasti Slunce. Přístroje na sondě zaregistrovaly přítomnost magnetosféry Jupiteru již ve vzdálenosti 8 milionů km od samotné planety. Hlavním zdrojem iontů pro magnetosféru je družice Io, jejíž tak proslulý vulkanismus proti počátku osmdesátých let zřetelně poklesl. Družice Io i sám Jupiter byly v době průletu Ulyssesu snímkovány Hubbleovým kosmickým teleskopem v ultrafialovém pásmu kolem 285 nm s lineárním rozlišením 250 km. Přitom se podařilo zachytit projevy polární záře nad planetou.

J. Caldwell aj. využili v srpnu 1990 Hubbleova kosmického teleskopu ke snímkování Saturnovy družice Titan a výsledky porovnali se záběry Voyagerů z let 1980–81. Ukázalo se, že v modrém i žlutém filtru je nyní severní polokoule Titanu jasnější než jižní, zatímco před deseti lety to bylo obráceně. Přítomnost organických látek v atmosféře Titanu se projevuje opakem skleníkového efektu, tj. atmosféra dobře propouští infračervené záření povrchu družice do kosmického prostoru, čímž se teplota Titanu snižuje o 9 K. Skleníkový efekt je však zachován díky metanu a vodíku v nízké atmosféře, takže výsledkem je teplota povrchu 94 K, vyšší než rovnovážná hodnota 82 K.

U nás se M. Burša zabýval momenty hybnosti a slapovým vývojem soustavy družic Uranu. Všech 15 dosud objevených družic má prakticky kruhové a koplanární dráhy v rovině rovníku planety. Rotační periody se rovnají dobám oběhu, takže jde o dokonale synchronní soustavu, což je překvapivé jak s ohledem na velmi rozdílné rozměry a hmotnosti družic, tak vzhledem k tomu, že Uran sám se otáčí kolem „ležaté“ osy vůči své vlastní oběžné dráze.

Jistým překvapením je též fakt, že družice Uran VI (Cordelia) obíhá v mezeře mezi prsteny ε a δ, tedy pod hranicí Rocheovy meze, kde jsou větší tělesa vlivem slapových sil nestabilní. Tento problém je ještě zvýrazněn v soustavě družic Neptunu, kde se přinejmenším tři družice nacházejí uvnitř Rocheovy meze. Snad se dostatečně malé družice (Thalassa o průměru 80 km a Najáda o průměru 60 km) dokáží ubránit slapovému roztržení a možná, že některé z těchto družic prodělaly více rozbití meteority a opětovné složení na oběžné dráze. V každém případě je zřejmé, že výzkum početných rodin družic a prstenců u velkých planet poskytne ještě nejednu příležitost k rozvoji nebeské mechaniky i kosmogonie sluneční soustavy.

Zcela zvláštní postavení ve sluneční soustavě zaujímají Pluto a Charon. Na základě všech dostupných pozorování a srovnání je skoro jisté, že Pluto patří k nové třídě těles sluneční soustavy, pro něž se označení planeta vlastně nehodí. Dráha Pluta jeví velkou výstřednost i sklon k ekliptice, obě tělesa vykazují synchronní rotaci a rotační osy podobně jako u Uranu prakticky leží v oběžné rovině. Již v r. 1984 proto R. McKinnon vyslovil názor, že obě tato tělesa vznikla na periferii planetárního systému nezávisle a posléze se srazila. Jak uvádí A. Stern, pravděpodobnost srážky je tak nepatrná, že to vyžaduje populaci alespoň tisíce poměrně hmotných těles v této vzdálenosti od Slunce v epoše vzniku sluneční soustavy. Odhadl, že mateřská tělesa soustavy Pluto-Charon měla před srážkou hmotnosti srovnatelné s dnešní hmotností Země – to, co dnes pozorujeme, jsou jen nepatrné odštěpky. Není vyloučeno, že zbytky této populace dosud existují někde za drahou Pluta, ale jejich nalezení je patrně za hranicemi možností soudobé pozorovací techniky.

M. Buie aj. zveřejnili úhrnné výsledky několika tisíc fotoelektrických měření jasnosti Pluta v letech 1954–1990, přičemž hlavní výsledky byly získány v průběhu 15 přechodů a 14 zatmění obou těles v letech 1985–90. Podle těchto měření je poloměr Pluta (1150 ±7) km a Charonu (593 ±10) km a délka velké poloosy (19 640 ±320) km. Sklon oběžné dráhy Charonu k ekliptice činí 98,8º. Oběžná i obě rotační periody se rovnají (6, 387245 ±0,000012) dne. Pluto je nejjasnější kolem jižního pólu, kde albedo polární čepičky činí 0,98 a nejtmavší na rovníku, kde albedo klesá na 0,2. Charon je podstatně tmavší, s albedem klesajícím až na 0,03. Podle G. Nulla je průměrná hustota Pluta 2,1krát a Charonu 1,4krát vyšší než hustota vody za běžných podmínek. Po průchodu Pluta perihelem v r. 1989 se nyní jižní pól od Slunce odvrací a po r. 2020 se na plných 120 let ocitne ve stínu. V té době asi zmrzne současná poměrně rozsáhlá atmosféra Pluta, což je mimochodem dobrý důvod k vyslání kosmické sondy k Plutu již na počátku 21. stol.

Dosud jediné přímé snímky dvojplanety se zdařily díky Hubbleovu kosmickému teleskopu; na nich je úhlová vzdálenost obou těles kolem 0,9″. A. Stern aj. se během opozic v letech 1990 a 1991 pokoušeli nalézt další družice systému až do úhlové vzdálenosti 95″ od Pluta ( 1 700 poloměrů planety ). Ukázali, že do vzdálenosti 10″ neexistuje žádné těleso s poloměrem nad 60 km a pak až do hranice pásma stability žádná družice s poloměrem nad 23 km.

2. Meziplanetární hmota

Donedávna se mohlo zdát, že výzkum meziplanetární hmoty patří spíše k okrajovým záležitostem při studiu stavby a povahy sluneční soustavy. Loni se však karta dramaticky obrátila a několikrát za sebou právě výsledky tohoto průzkumu na sebe strhly pozornost profesionálů i laiků. V našem přehledu se proto omezíme především na tyto populární problémy s vědomím, že tím musíme vynechat zmínku o mnoha dalších zásadních pracích – tato oblast astronomie by si zkrátka zasloužila samostatný přehledový článek.

Počátkem roku se mohli astronomové seznámit s prvními výsledky průletu sondy Galileo v blízkosti planetky Gaspra (951) dne 29. října 1991. Pro nemožnost použít k přenosu dat na Zemi hlavní antény, která se dosud nerozevřela, trval totiž pomalý přenos údajů pomocnou anténou velmi dlouho a k přenosu byl vybrán snímek ze vzdálenosti 16 200 km, ač sonda nakonec proletěla ve vzdálenosti pouhých 1 600 km od planetky. Na snímku, který pro svou jedinečnost již dávno obletěl svět, je patrné klínovité těleso planetky s hlavními rozměry 19 × 12 × 11 km, pokryté asi 600 impaktními krátery s průměrem 0,1 ÷ 2 km. Na snímku lze rozlišit podrobnosti o délce pouhých 70 m. Další snímek ze vzdálenosti 5 300 km od planetky umožňuje rozlišit podrobnosti o rozměru 55 m. Teplota povrchu planetky činila 227 K. Kolem osy se otočí jednou za 7 h 2 min 33 s. V srpnu letošního roku proletí Galileo v blízkosti planetky Ida ( 243 ) a pak už bude směřovat ke konečnému cíli své složité pouti – k Jupiteru. Technici JPL se dosud nevzdali naděje, že se jim do té doby podaří rozevřít hlavní anténu. Jinak by byl totiž výsledek tohoto nákladného projektu citelně omezen.

Jak jsem se již zmínil v loňském přehledu, hned na počátku r. 1992 objevil D. Rabinowitz podivuhodnou planetku 1992 AD, která byla dodatečně identifikována i na snímcích z let 1977, 1982, 1989 a 1991, takže mohla dostat ihned katalogové číslo 5145 a jméno Pholus. Pohybuje se po protáhlé dráze s výstředností 0,58 a naposledy prošla přísluním koncem září 1991. V té době byla od Slunce vzdálena 8,7 AU, zatímco v odsluní se nalézá až za drahou Neptunu ve vzdálenosti 32,3 AU. To znamená, že délka velké poloosy činí 20,5 AU. Kolem Slunce oběhne za 92,7 roku při sklonu dráhy k ekliptice 25º. Při albedu 0,08 se její průměr odhaduje na 140 km a kolem osy se otočí za 10,0 h. Na rozdíl od dráhově poněkud příbuzné planetky Chiron není Pholus v perihelu aktivní, tj. není obklopen komou. S ohledem na mimořádně červenou barvu (je červenější než Měsíc i Jupiterova družice Io) se soudí, že je pokryt organickým povlakem tholinu, který vzniká dlouhodobým bombardováním povrchu planetky částicemi kosmického záření.

Ještě větším překvapením se stal objev planetky 1992 QB1, kterou na základě pět let trvajícího systematického hledání vzdálených těles sluneční soustavy nalezli koncem srpna 1992 D. Jewitt a J. Luuová jako sytě červený objekt 23 mag v souhvězdí Ryb. Určení dráhy i samotné vzdálenosti objektu od Země se ukázalo mimořádně nesnadné, neboť těleso se pohybuje neobyčejně pomalu. Teprve koncem roku uveřejnil B. Marsden prozatímní dráhu, která svými parametry budí pravou senzaci. V současné době jde totiž o vůbec nejvzdálenější známé těleso sluneční soustavy, jež se nachází plných 41 AU od Slunce. Podle Marsdena projde přísluním v srpnu r. 2023 ve vzdálenosti 40 AU. Velká poloosa jeho dráhy činí 44 AU při výstřednosti 0,11. Oběžná doba dosahuje bezmála 300 let. Průměr tělesa se odhaduje na 200 km. Objekt obdržel předběžný název Smiley podle hrdinky detektivního románu J. le Carrého.

Mnozí odborníci soudí, že Smiley podobně jako Chiron a Pholus (případně i Pluto, Charon a Triton) patří k nové třídě těles sluneční soustavy představující vnitřní okraj tzv. Edgeworthova-Kuiperova pásu, který se prostírá od dráhy Neptunu až do vzdálenosti 500 AU od Slunce. V tomto pásmu by mohlo být řádově 10 000 těles o průměru nad 240 km a úhrnné hmotnosti srovnatelné s hmotností Pluta. Vskutku, ve zmíněné soustavné přehlídce ekliptikálního pásu prohlédli oba autoři zatím pouhé dva čtvereční stupně oblohy, takže při stávající technice by jim celá prohlídka trvala 25 000 let! Za tu dobu by ovšem bylo možné objevit několik tisíc příslušníků patrně nejméně proměněné populace objektů z období vzniku sluneční soustavy.

Zatímco předchozí objevy planetek vzrušily výhradně odborníky, v říjnu 1992 přinesly snad všechny světové agentury šokující zprávu o brzkém konci světa přesně v r. 2000. Pramenem informací se stal francouzský populárně-vědecký časopis Science et Avenir, který ohromeným čtenářům sdělil, že v září 2000 se Země srazí s planetkou Toutatis rychlostí 100 km/s! Autorkou výpočtů měla být francouzská astronomka A. Levasseurová-Regourdová, která se však od celé aféry distancovala.

Planetka Toutatis (galský název pro bůžka – ochránce kmene) byla objevena J.-L. Heudierem aj. jako objekt 1989 AC a dodatečně byla ztotožněna s objektem 1934 CT. To umožnilo spočítat její dráhu a přidělit jí katalogové číslo 4179. Koncem srpna 1992 ji nalezli M. Nolan a E. Howell jako objekt V = 15,5 mag. Podle výpočtu proletěl Toutatis ve vzdálenosti 0,024 AU (necelý desetinásobek vzdálenosti Země-Měsíc) dne 8. prosince 1992 a byl přitom sledován zejména výkonnými radary, které umožnily hrubé zobrazení tvaru – jde patrně o slepenec dvou těles s úhrnným průměrem kolem 6 km! Těsně předtím, totiž 13. listopadu 1992, prošel Toutatis přísluním ve vzdálenosti 0,90 AU. Jeho dráha „zemského křížiče“ má minimální sklon 0,5ºa velkou výstřednost 0,64. Při oběžné době 4 let se k Zemi nejvíce přiblíží v r. 2004 na vzdálenost 0,01 AU a v žádném případě se nesrazí se Zemí v nejbližším tisíciletí, a tím méně pak rychlostí 100 km/s – to by nedokázala ani dlouhoperiodická kometa.

Příběh Toutatise jen zvýraznil problém, s nímž se v poslední době potýkají nejen astronomové. Již v r. 1941 rozpoznal známý meteorář F. Watson nebezpečí vyplývající z existence planetek, které kříží dráhu Země, a v r. 1949 upozornil R. Baldwin, že zřetelným dokladem o kosmických srážkách jsou kruhové krátery na Měsíci. Trvalo však dlouho, než odborná veřejnost vzala tyto nesporné údaje opravdu vážně, takže vlastně až počátkem devadesátých let se problémem srážek s menšími planetkami či většími jádry komet začaly zabývat celé týmy specialistů. Hlavní potíže spočívají v tom, že naše přehlídky planetek i komet jsou zcela neúplné. Každoročně jsou objevovány desítky nových komet a stovky planetek a odhady celkového množství potenciálních křížičů neustále rostou.

Podle L. McFadenové a C. Chapmana je největším známým křížičem planetka Ganymed (1036) o průměru 40 km a celkový počet křížičů s průměrem nad 1 km dosahuje 2 000 kusů, z nichž dosud známe 157 objektů. M. Jošikava a T. Nakamura spočítali dráhy 4 500 známých planetek na 100 roků dopředu a zjistili, že v tomto časovém intervalu dojde k jednomu těsnému přiblížení na vzdálenost 0,000 1 AU.

Astronomové proto uvažují o spuštění programu Spaceguard, v němž by byl soustavně sledován kosmický prostor do vzdálenosti nejméně 200 milionů km od Země s cílem nalézt tam všechna tělesa s průměrem nad 100 m. Energie uvolněné při střetu s takovými tělesy totiž přesahují 20 Mt TNT, což by jistě znamenalo na Zemi rozsáhlou zkázu. Přitom výpočet dráhy by měl být neobyčejně přesný s ohledem na riziko falešných poplachů. Ideální by bylo sledovat dráhy křížičů radarem, ale to je dosud málo účinné. Dle D. K. Yeomanse aj. se podařilo až dosud zachytit radarem jen 30 planetek a 4 komety.

Odhaduje se, že do projektu Spaceguard by bylo potřebí v příštích 25 letech investovat asi půl miliardy dolarů, aby se podařilo odhalit převážnou část rizikových křížičů. Přitom průměrný interval mezi středně velkými katastrofami typu Tunguzského meteoritu činí asi tisíciletí a vskutku velká katastrofa (energie impaktu řádu 1 Tt TNT) přichází v úvahu jednou za půl milionu let (při takové katastrofě by zahynula asi čtvrtina lidské populace).

Jakmile se tím či oním způsobem zjistí, že křížič – planetka nebo jádro větší komety – míří k Zemi, co bychom měli učinit? Tím se již delší dobu zabývá nejen komise Mezinárodní astronomické unie a podobná komise NASA, ale též – američtí vojenští experti na tzv. hvězdné války. Po skončení studené války totiž ztratili naději na rychlé rozvíjení systému strategické obranné iniciativy, a tak nový kosmický problém přišel jako na zavolanou. Rozbití křížiče klasickou nebo jadernou náloží nepřipadá v úvahu – úlomky tělesa by velmi pravděpodobně stejně zasáhly Zemi a jejich úhrnný ničivý účinek by to téměř neovlivnilo. Je tedy prostě nutné aktivně změnit dráhu tělesa, aby Zemi minulo, jak nedávno ukázali T. Ahrens a A. Harris.

K tomu stačí přidat tělesu příčnou rychlost řádu 10 mm/s ve vzdálenosti 1 AU od Země. U planetek s průměrem menším než 100 m k tomu stačí boční mechanický náraz projektilu o hmotnosti do 1 t rychlostí asi 12 km/s. Pro větší tělesa je však zapotřebí jaderné nálože. Nejjednodušší je užít v tom případě tzv. neutronové pumy, která vybuchne „zboku“ ve výši asi 40 % poloměru nad křížičem. Tím se z povrchu planetky či kometárního jádra odpaří tolik materiálu, že výsledný raketový efekt vskutku odsune křížič dostatečně stranou. Pro planetku o průměru 10 km bychom ovšem potřebovali supernálož o energii 100 Mt TNT i více ! To je doslova rajská hudba pro „hvězdné válečníky“, kteří ovšem nehodlají čekat tisíce let na svou pravou příležitost a nejraději by si vše vyzkoušeli na relativně neškodných meteoroidech o průměru řekněme 5 ÷ 20 m. S těmi se Země střetává bezmála každoročně, takže by se mohlo válčit prakticky ihned! Astronomové jsou rozhořčeni – z vědeckého problému se stává politikum a nedotčený kosmický prostor by narušily vpravdě kosmické manévry. Zdá se, že dříve než vypuknou hvězdné války na nebi, začíná „hvězdná bitva“ mezi experty na zemi.

Planetky se ovšem nesrážejí jen se Zemí, ale i s ostatními planetami sluneční soustavy – a tím se jejich celkový počet s časem zmenšuje. Všeobecně se přijímá názor, že planetky představují nedokončený pokus o sestavení planety v prostoru mezi Marsem a Jupiterem, který je svým rušivým gravitačním působením za tuto nedostavbu přímo zodpovědný. Podle D. Hughese byly největší praplanetky srovnatelné s rozměry a hmotností dnešního Marsu a jejich úhrnná hmotnost nejméně o tři řády vyšší než nyní. Přibližně 600 praplanetek mělo větší rozměry než dnes největší Ceres a rozbily se vzájemnými srážkami, jak na počítači prokázali simulacemi P. Farinella a D. Davis. Tento proces drcení planetek pokračuje dosud.

Hranice mezi planetkami a menšími objekty sluneční soustavy je vlastně pouhou dohodou. Obvykle se za tuto mez pokládá již citovaný průměr 100 m. Menší tělesa se nazývají meteoroidy (v případě nálezu na zemském povrchu meteority). Až na vzácné výjimky lze meteoroidy pozorovat jedině při střetu se zemskou atmosférou především jako bolidy. K nejzajímavějším případům tohoto druhu patří teprve druhý tečný bolid, pozorovaný 13. října 1990, jehož snímky analyzovali J. Borovička a Z. Ceplecha. Tento objekt vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 42 km/s a začal svítit ve výši 100 km nad Československem a Polskem. Během 10 s proletěl téměř tečně dráhu dlouhou 409 km a poté se opět vzdálil do kosmického prostoru. Podle výpočtu autorů byla jeho původní hmotnost 44 kg a průletem se odtavilo 0,35 kg jeho hmoty. Těsný průlet výrazně pozměnil jeho dráhu ve sluneční soustavě. Velká poloosa se zkrátila z 2,7 AU na 1,9 AU a oběžná doba ze 4,5 let na 2,6 let. Změnila se i výstřednost a sklon dráhy.

Další bolid si to dne 9. října 1992 namířil přímo do kufru zaparkovaného vozu Chevy Malibu v městečku Peekskill ve státě New York v USA. Majitelka vozu M. Knappová naštěstí nebyla přítomna. Kamenný chondrit o hmotnosti 12,4 kg i osobitě poškozené auto jsou nyní na prodej a je jisté, že majitelka na celé transakci řádně vydělá. Ojetý vůz totiž těsně předtím zakoupila za pakatel 100 dolarů a nyní jí jen samotný chondrit vynesl 69 000 dolarů – a z ojetiny se stala hledaná trofej.

Celkový přehled o škodách, které na majetku i životech působí padající meteority, shromáždili C. Spratt a S. Stephensová. Mezi r. 616 př. n. l. a současností bylo při dopadech meteoritů usmrceno něco přes tucet osob, ale žádný z těchto případů není jednoznačně potvrzen. Podle ověřených informací byl však v r. 1860 zabit padajícím meteoritem kůň a v r. 1911 pes. V r. 1954 byla meteoritem zraněna A. Hodgesová v Alabamě, když 4 kg meteorit prorazil střechu domku, proletěl stropem místnosti, kde spala, odrazil se od rozhlasového přijímače a zranil ji na paži a na noze.

Ke zcela kuriózním těsným minutím došlo dvakrát po sobě v městečku Wethersfield ve státě Connecticut v USA. V dubnu 1971 tam dopadl 6kg meteorit do obývacího pokoje, v němž spalo několik lidí, kteří se vpádem meteoritu ani neprobudili! O 11 let později dopadl další, tentokrát 3kg, meteorit jen o pár bloků dál rovněž do obývacího pokoje. Manželka majitele domku W. Donahueová před příchodem novinářů chtěla v devastovaném pokoji trochu uklidit a vysála vysavačem prach. V pytli vysavače se pak odborníkům podařilo najít šest malých úlomků meteoritu. U nás došlo v r. 1847 v Broumově k zásahu meteoritu do ložnice, kde spaly tři děti, které rovněž vyvázly bez zranění. Patrně největší štěstí měli dva hoši ve věku 9 a 13 let, kteří se v srpnu 1991 zastavili na okraji chodníku v Noblesville ve státě Indiana v USA a ve vzdálenosti 3,5 m od nich dopadl chondrit, který vyryl v přilehlém trávníku kráter o hloubce 4 a délce 9 cm.

Autoři přehledu odhadují, že ročně je na Zemi poškozeno průměrně 16 střech budov meteority o hmotnosti nad 0,6 kg a že člověk je zasažen meteoritem v průměru jednou za 9 let. V porovnání s ostatními nástrahami, které lidem připravuje příroda, ale často i okolní bližní, je nakonec vyhlídka na zasažení meteoritem vcelku přijatelným rizikem.

Právě v té chvíli, kdy jsme se mohli cítit ukolébáni příznivou statistikou kosmických pádů, se však počaly objevovat nové znepokojivé údaje. První zvěstovatelem špatných zpráv se staly mezi astronomy-amatéry neobyčejně oblíbené Perseidy, vydatný a pravidelný srpnový meteorický roj. V posledním desetiletí začala totiž maximální frekvence roje zřetelně stoupat, což nasvědčovalo tomu, že se k nám blíží mateřská kometa roje. Zvláště v srpnu 1992 se podařilo zaznamenat ostré výrazné maximum roje v čase 11,8 UT jak při vizuálním pozorováních, tak při radarovém sledování. Podle japonských pozorovatelů mohla maximální frekvence stoupnout po dobu jedné hodiny až na tisíce vizuálních meteorů, zatímco standardně nebývá tato frekvence vyšší než 60 meteorů za hodinu. Podle těchto údajů bychom měli v letošním roce pozorovat doslova meteorický déšť nad ránem v noci z 11. na 12. srpna.

Jak už v r. 1866 prokázal Schiaparelli, mateřskou kometou Perseid je kometa 1862 III Swift-Tuttle, která byla při tehdejším průletu snadno pozorovatelná očima. Podle tehdejších výpočtů mělo jít o kometu s periodou oběhu 120 let, takže její návrat se – marně – čekal kolem r. 1982. Nicméně již v r. 1973 zveřejnil B. Marsden nový výpočet dráhy se zahrnutím negravitačních efektů, podle nějž kometa měla znovu projít přísluním až 4. prosince 1992. Ukázal totiž, že kometa je totožná s jasnou kometou Kegler 1737, což umožnilo zpřesnit odhad velikosti negravitačních sil. V červenci 1992 Marsden výpočet opravil a předpověděl průchod komety perihelem na 11. prosince 1992.

Koncem září 1992 byla dlouho postrádaná kometa objevena zásluhou Japonce T. Kjučiho jako objekt 11,5 mag v souhvězdí Velké Medvědice. Dostala prozatímní označení 1992t a první revize elementů ukázala, že Marsden se vlastně báječně strefil: kometa prošla přísluním 12,3. prosince 1992. Nejblíže Zemi byla 8. listopadu ve vzdálenosti 1,2 AU. Po celý listopad byla kometa v našich zeměpisných šířkách pozorovatelná triedrem téměř na hranici viditelnosti očima. Podle Marsdena je naděje, že bude pozorovatelná velkými přístroji až do r. 1998, kdy zeslábne na 26 mag. Co nejdelší pozorovaný oblouk dráhy je mimořádně důležitý kvůli příštímu návratu v r. 2126, kdy by se v případě vhodně vyladěných negravitačních sil mohla stát – nejjasnější Perseidou v historii! K tomu by stačilo, aby se v současné dráze urychlila zhruba o 15 dnů. V tom případě se srazí se Zemí 14. srpna 2126 rychlostí 61 km/s.

Tyto úvahy rychle prosákly do sdělovacích prostředků, a tak ztrápené lidstvo bezděčně obracelo oči k nebi, co vše nám odtamtud hrozí. Dnes už víme spolehlivě, že nejen při příštím návratu nás kometa Swift-Tuttle mine, ale stále zbývá nepatrné riziko, že se objeví úplně neznámá kometa směřující rovnou k Zemi. Jak však víme, hvězdní válečníci nezahálejí, takže i na zlověstné komety budeme mít záhy políčeno.

Kromě komety Swift-Tuttle se loni v létě dala triedrem pozorovat ještě kometa Shoemaker-Levy 1991a1, která dosáhla koncem července 6,6 mag. Zato se již ani nejvýkonnějšími teleskopy nezdařilo nalézt vzdalující se kometu Halley. Počátkem dubna 1992 se o to naposledy pokusili O. Hainaut aj. v ohnisku 3,5m dalekohledu NTT na observatoři ESO v Chile, když byla kometa 15,7 AU od Země a 16,2 AU od Slunce. Mezní hvězdná velikost snímku činila V = 25,8 a podle předpovědi mělo mít jádro komety v té chvíli V = 25,95. Vskutku se též na snímku nic neukázalo, z čehož lze soudit, že známý výbuch z počátku r. 1991 již zcela dozněl. Příčina výbuchu je stále předmětem dohadů.

D. Prialnik a A. Bar-Nun se domnívají, že v porézním jádru komety nastala krystalizace amorfního ledu snad v hloubce několika desítek metrů pod povrchem a uvolněné teplo vyhnalo plyn z dutin mikroskopickými póry na povrch, kde plyn začal strhávat prachové částice a tak vytvořil novou komu. Podle odhadů dochází ke krystalizaci ve vzdálenostech 5 ÷ 17 AU od Slunce. Z. Sekanina aj. si všimli, že podle snímků ze vzdálenosti asi 14 AU se náhle aktivoval zdroj prachu na Sluncem ozářeném povrchu. Shodně s předešlými autory usuzují, že k prvotní erupci došlo již kolem 20. prosince 1990, a za její příčinu považují otevření trhliny v jádře, kudy proniklo sluneční záření pod povrch. Odpařující se plynný CO pak vymršťoval zrnka prachu rychlostí až 45 m/s. Konečně T. Rettig aj. hledají příčinu erupce v teplu, které se náhle uvolnilo zřetězením molekul kyanovodíku. Spouštěcím mechanismem se mohl stát jakýkoliv v podstatě náhodný energetický podnět, např. dopad balíku slunečních protonů nebo částic kosmického záření, který spojí několik málo molekul. Energie takto uvolněná stačí ke spojování dalších molekul atd. – vzniká zkrátka překotná řetězová reakce, jejíž zásluhou se odpaří led a uvolní až 109 kg prachu. Během několika hodin se tak může jasnost komety zvýšit o plné 4 řády.

Kometou, která byla pozorována v největší vzdálenosti od Slunce, tak i nadále zůstává kometa Černis 1983 XII, jelikož byla v r. 1991 pozorována ještě ve vzdálenosti 17,1 AU od Slunce. A. Smette a O. Hainaut z ESO se naopak domnívali, že 26. ledna 1992 za svítání pozorovali kometu, která těsně minula Zemi, když spatřili difuzní oblak o průměru 2ºs kondenzací 1 mag, jenž během 3 minut urazil po obloze plných 20º. Ve skutečnosti však šlo o objekt zcela pozemský – byla to voda vypuštěná o 7 minut dříve z paluby raketoplánu Discovery, jež se v kosmickém prostoru změnila na oblak ledových krystalků. Celkem bylo v uplynulém roce zpozorováno 27 komet.

Podle R. Westa bylo v historii astronomie až do konce r. 1991 pozorováno celkem 1 353 přiblížení 841 různých komet. Z toho je 671 komet dlouhoperiodických s periodou oběhu nad 200 let. Nejkratší oběžnou periodu 3,3 roku má kometa Enckeova, kterou však poprvé pozoroval francouzský astronom P. Méchain již r. 1786, pět let před Enckeovým narozením. Vloni uveřejnil monografickou studii o této pozoruhodné kometě Z. Sekanina. Rozborem 264 kometárních drah, z nichž 18 bylo hyperbolických, se L´. Kresák pokusil odpovědět na otázku, zda některé komety přicházejí z mezihvězdného prostoru. Ukázal však, že zmíněné hyperbolické dráhy vznikají v důsledku poruch ve sluneční soustavě, takže patrně ani jedna pozorovaná kometa nemá mezihvězdný původ.

D. Hughes a N. McBride zkoumali riziko rozpadu krátkoperiodických komet v okolí průchodu perihelem. Usoudili, že průměrná životnost komety činí jen 500 obletů, takže téměř všechny se nakonec alespoň jednou rozpadnou. I. Williams aj. se zabývali příčinou rozpadu proslulé Bielovy komety v r. 1846, která předtím r. 1832 prošla meteorickým rojem Leonid. Ukázali, že průchod neměl na rozpad komety vliv, že k němu došlo spontánně vlivem stáří jádra komety. Titíž autoři zkoumali okolnosti srážek jádra Halleyovy komety s vlastním proudem meteoroidů. Zhruba polovina srážek během jednoho obletu se odehraje v přísluní a průměrná rychlost nárazu činí 4 km/s. Během jednoho obletu tak dopadne na jádro komety asi 17 gramů materiálu z vlastního proudu meteoroidů, čímž se poškodí zanedbatelná část povrchu jádra. R. Gonczi aj. usoudili, že existuje souvislost mezi periodickou kometou Machholz 1986 VIII a lednovým meteorickým rojem Kvadrantid. Domnívají se, že Kvadrantidy se z komety uvolnily asi před 4 000 lety.

Nesporným vrcholem loňského výzkumu komet se ovšem stalo dlouho očekávané setkání kosmické sondy Giotto s jádrem krátkoperiodické (oběžná perioda 5,1 let) komety Grigg-Skjellerup, k němuž došlo 10. července 1992 ve vzdálenosti pouhých 125 km od jádra, avšak ve vzdálenosti 1,43 AU od Země a 1,01 AU od Slunce, 12 dnů před průchodem komety perihelem. Z 11 původních experimentů přitom fungovalo plných 7, takže bylo možné studovat rozměry a vlastnosti prachových zrnek, chemicky analyzovat složení plynů a měřit magnetické pole. Setkání se dělo relativní rychlostí pouze 14 km/s, takže celý průlet proběhl hladce a podařilo se získat pozoruhodné údaje o kometě, která je pravým opakem komety Halleyovy, zkoumané sondou Giotto v r. 1986.

Již 12 hodin před průletem ve vzdálenosti 600 000 km od jádra byly zjištěny první kometární ionty a ve vzdálenosti 50 000 km od jádra plynová koma. Prachová koma se prostírá až do 20 000 km od jádra a ve vzdálenosti 17 000 km sonda prolétávala zvlněnou obloukovou rázovou vlnou. Sonda prošla kolem jádra s průměrem pouhý 1 km na straně odvrácené od Slunce. Těsně po největším přiblížení byla zasažena třemi většími (průměry až 3 mm) zrnky, která ji však jen rozkolébala, ale přístrojům neublížila. Poslední údaje ze sondy byly předány 23. července, načež byla sonda znovu uložena k zimnímu spánku, z něhož se možná probudí ještě jednou v létě 1999.

Vyhlídky na zamíření ke třetí kometě však prakticky nejsou – na cestě ke kometě se pro navigační manévry spotřebovalo 10 kg paliva, jehož zbývající zásoby činí pouhé 4 kg. Stejně je ovšem výkon půltunové sondy udivující. Cena sondy dosáhla 190 milionů dolarů a výlet navíc ke kometě Grigg-Skjellerup přišel na necelých 7 milionů dolarů. Organizace ESA zřejmě dokáže vyrábět mimořádně odolná tělesa, jež v nehostinných podmínkách kosmického prostoru prostě odmítají zahynout (viz též neméně skvělá družice IUE, která bezvadně pracuje již od r. 1978).

3. Slunce

Aparatury na umělých družicích zaznamenaly během význačných slunečních erupcí zvýšený tok vysoce energetických fotonů gama. V. Akimov aj. zaregistrovali fotony o energii až 2 GeV během erupce z 15. června 1991 a družice Compton aparaturou Comptel zaznamenala fotony gama při výjimečné mohutné erupci z 11. června 1991, kdy byla příslušná aktivní oblast na Slunci viditelná očima. Přítok fotonů trval plné 4 hodiny, tedy o řád déle než u všech předešlých úkazů tohoto typu. Stejná aparatura zachytila při erupci z 15. 6. též volné neutrony ze Slunce.

C. Kellerovi se za výtečných pozorovacích podmínek na Kanárských ostrovech podařilo metodou skvrnkové interferometrie rozlišit magnetické silové trubice na povrchu Slunce, jejichž průřez činí asi 200 km. Na svou velkou příležitost čeká sluneční helioseizmologie v rámci projektu GONG, jenž bude v r. 1994 zahájen na 6 observatořích podél celé zeměkoule a měl by trvat 3 roky. Z dosavadních měření plyne dle D. Morrisona, že v nitru Slunce dosahuje hustota 148násobku hustoty vody za běžných podmínek a teplota 15,5 MK a že jádro Slunce sahá až do vzdálenosti 0,3 R☉, kde teplota klesá na 8 MK. Dále od centra se prostírá zářivá zóna, která končí ve vzdálenosti 0,7 RO při teplotě 2 MK. Nad ní se pak nachází známá konvektivní zóna, vynášející na povrch zapletené siločáry lokálních magnetických polí.

S napětím očekávané výsledky prvních měření neutrinového toku ze Slunce pomocí nedávno dokončených aparatur v Baksanu na Kavkaze a v Gran Sassu v Itálii celý problém slunečních neutrin dále zkomplikovaly. Značně nepřehlednou situaci shrnuli T. Kirsten aj. tak, že v porovnání s teorií dává nejvyšší pozorovaný tok na úrovni 63 % experiment GALLEX, využívající rozpadu gallia na germanium s prahovou energií neutrin 0,23 MeV. Tím je prakticky prokázáno, že ve Slunci probíhá cyklus pp. Experiment SAGE byl zpočátku ovlivněn výskytem germania z dopadů částic kosmického záření. Od r. 1991 však dává výsledky prakticky shodné s italskými měřeními, což je skvělé s ohledem na stejný typ detektoru (galium 71). Japonský experiment KAMIOKANDE s prahovou energií 7,3 MeV dává soustavně kolem 50 % teoretického toku a údajná závislost toku neutrin na sluneční činnosti se nepotvrzuje. Nejstarší Davisův experiment s chlórem při prahové citlivosti 0,81 MeV vykazuje v průměru jen 27 % očekávaného toku, což se dá vykládat buď problémy s chápáním vedlejších větví termonukleárních reakcí ve Slunci, anebo jako důkaz ne zcela známých vlastností samotných neutrin.

Hodně se očekává od kanadského experimentu s těžkou vodou v Sudbury, který by měl probíhat od druhé poloviny devadesátých let a chronický problém neutrin tak konečně jednoznačně vyřešit. O správnost teorie termonukleárních reakcí ve hvězdách však nejspíš nemusíme mít obavu, neboť – jak poznamenal nositel Nobelovy ceny biolog F. Crick – „teorie, která vyhovuje všem faktům, je odsouzena k tomu, aby byla chybná, jelikož alespoň některá fakta jsou určitě špatně“.

4. Vznik a raný vývoj hvězd

V posledních letech sílí přesvědčení, že vznik většiny hvězd je doprovázen vytvářením protoplanetárních prachových disků a že kromě klasických planet se přitom mohou tvořit rovněž tělesa na přechodu mezi hvězdami a planetami, totiž hnědí trpaslíci. Autorem termínu je americká astrofyzička J. Tarterová, která jej zavedla v r. 1975. Podle C. Chamblisse jde o objekty s hmotnostmi 0,02 ÷ 0,08 M☉, jejichž poloměr činí stěží 10 % R☉ a jejichž povrchová teplota nepřesahuje 2 kK, zatímco teplota nitra může dosáhnout až 3 MK. Zářivý výkon hnědých trpaslíků nikdy nepřesáhne 0,0001 výkonu Slunce, ač u některých může po krátkou dobu probíhat slučování jader běžného vodíku na deuterium.

Teoreticky je tedy vše vcelku jasné, ale kupodivu nalézt přesvědčivé pozorovací důkazy o existenci hnědých trpaslíků se příliš nedaří. Je sice možné, že řada málo svítivých červených trpaslíků jsou ve skutečnosti trpaslíci hnědí, ale určení hmotnosti objektu je málokdy dostatečně důvěryhodné, aby se odtud dalo určit, že jde opravdu o hledaná tělesa na rozhraní mezi hvězdami a planetami. Zatím se spíše daří nalézt důkazy o existenci protoplanetárních disků na základě původního pozorování družice IRAS z r. 1983.

K. Marsh a M. Mahoney našli na záznamech z IRAS osm protoplanetárních disků v oblasti komplexu Tau-Aur, kde je řada mladých hvězd typu T Tauri (hvězd ještě ve stadiu kontrakce před hlavní posloupností). Mezery pozorované uvnitř disků lze považovat za nepřímý důkaz existence planet. Existenci protoplanetárních disků potvrdili C. O´Dell aj. pomocí snímků okolí blízkých mladých hvězd Hubbelovým kosmickým teleskopem. Záření horké mladé hvězdy odpařuje materiál z povrchu protoplanetárního disku rychlostí alespoň 0,5 MZ za rok. V discích se mohou skrývat protoplanety s hmotností nejméně o řád vyšší, než je hmotnost Jupiteru – tedy blízko rozhraní mezi planetou a hnědým trpaslíkem.

Za kandidáta hvězdy s planetárním průvodcem se donedávna považoval žlutý obr γ Cephei s velmi malou amplitudou křivky radiálních rychlostí a oběžnou dobou 2,7 let. Nyní však ukázali G. Walker aj., že skutečná oběžná doba dvojhvězdy přesahuje 30 let a že žlutý obr extrémně pomalu rotuje kolem své osy v periodě 2,52 let! M. Livio aj. usuzují, že planety by mohly vznikat následkem splynutí dvou bílých trpaslíků z odpadových produktů srážky. K jejich případné detekci by však byla nutná mimořádně přesná spektroskopie a fotometrie, s parametry zatím nedosažitelnými.

Zkoušce času však zatím úspěšně odolává překvapivé zjištění A. Wolsczana a D. Fraila, že milisekundový pulzar PSR 1257+12 v souhvězdí Panny má dva planetární průvodce s hmotností 3,4 a 2,8 MZ. Následkem toho pulzní perioda 6,2 ms (162 kHz) měřitelně kolísá a odtud autoři dokonce určili i oběžné doby planet na 66,6 a 98,2 dnů. Teoretikům nečiní potíže vysvětlit, kde se po výbuchu supernovy v blízkosti rychle rotující neutronové hvězdy planety vzaly. Již v r. 1985 ukázal E. van den Heuvel, že při splynutí neutronové hvězdy s bílým trpaslíkem vzniká kolem pulzaru rotující disk, z něhož se planety snadno utvoří. Nyní M. Tavani a L. Brookshaw ukázali počítačovou simulací, že ve dvojhvězdě, v níž je jednou složkou neutronová hvězda, se jejím působením druhá složka vypaří, z ní vznikne příslušný protoplanetární disk a v něm nejpozději za 1 milion let planety.

M. Bailes aj. z Jodrell Banku sledují opakovaně pulzní periody 160 pulzarů každého čtvrt roku a dalších 160 pulzarů každého půl roku s cílem objevit periodické či kvaziperiodické kolísání délky impulzní periody. Většinou se žádná kolísání nenajdou, což znamená, že asi 80 % pulzarů nemůže mít planety s hmotností nad 10 MZ s oběžnými periodami kratšími než několik málo let. Planety s hmotností porovnatelnou se Zemí obíhající ve větší vzdálenosti od pulzarů se však tímto postupem nedají odhalit.

Pozorování nás čím dále zřetelněji přesvědčují, že hvězdy vznikají spíše ve dvojicích než osaměle, což je nyní možné ověřit simulacemi procesu na výkonných superpočítačích. Podle A. Bosse v souboru hvězd do vzdálenosti 25 pc od Slunce se nachází asi 65 % hvězd ve dvojhvězdách, v nichž má sekundární složka alespoň 10 % hmotnosti složky primární a dalších 18 % má průvodce s nižší hmotností. Dvojhvězdy či vícenásobné systémy tvoří většinou hierarchické systémy, tj. kromě klasických dvojhvězd se vyskytují trojhvězdy se dvěma blízkými a jednou vzdálenější složkou anebo dvě dvojice. Poměrně vzácné jsou soustavy typu trapez, které jsou zřejmě nestabilní a snadno se rozpadají.

Klasikové nebeské mechaniky si uvědomovali problémy spojené s různými mechanismy vzniku dvojhvězd. Lord Kelvin uvažoval o rotačním štěpení zárodku dvojhvězdy a J. Jeans o slapovém zachycení dvou samostatných hvězd. Oba tyto procesy jsou v praxi téměř neuskutečnitelné, takže nejpravděpodobněji se už od počátku vytvářejí dvě samostatná jádra složek budoucí dvojhvězdy. Boss ukázal, že když je zárodečné plynné mračno doutníkového tvaru a dostatečně chladné, rotuje přiměřenou rychlostí a neobsahuje příliš silné magnetické pole, začne se jeho kontrakcí vytvářet dvojhvězda.

Pro rozvoj teorie hvězdných atmosfér sehrál klíčovou roli experiment OPAL v Laboratořích L. Livermora v Kalifornii. Při tomto jedinečném pokusu bylo železo ohřáto rentgenovým laserem (xaserem) na teplotu 250 kK a druhý xaser měřil velikost absorpce během nejbližší 1 ns. Tak se podařilo podstatně zlepšit opacitní tabulky a odstranit přetrvávající problémy v teorii hvězdných atmosfér, pulzací cefeid a oscilací Slunce. S. Pottasch aj. nyní nalezli obdobné oscilace u blízké hvězdy α Centauri A.

5. Proměnné hvězdy

Proměnné hvězdy jsou, jak známo, katalogizovány v Generálním katalogu proměnných hvězd, ale mezi nimi je i řada hvězd zařazených omylem. E. Schmidt aj. proměřovali změny jasnosti 16 takových hvězd po dobu půl roku a zjistili, že mnohé ověřené proměnné na dlouhou dobu – i celá desetiletí – ztrácejí proměnnost, a střídavě tedy do katalogu patří a nepatří.

Velmi zvláštně se chová známá jasná proměnná η Carinae, která podle A. van Genderena aj. vykázala v letech 1974–1992 řadu podivných minim jasnosti, která jsou nejvýraznější v ultrafialovém oboru spektra a která trvají vždy jen několik dní. Z 11 minim odvodili periodu 52,3 dne a usuzují, že může jít o jistá zatmění „něčím“.

Zákrytová dvojhvězda V711 Tauri, patřící k „skvrnitému typu“ RS CVn, má chladnou složku spektrální třídy K, jež v prosinci 1989 překvapila gigantickou hvězdnou erupcí, která pokryla 8 % povrchu hvězdy a zvýšila jasnost systému na desetinásobek standardní svítivosti Slunce. Erupce trvala 7 hodin a návrat k normálu trval plné tři měsíce.

Zákrytové dvojhvězdy s dobrými spektrálními daty slouží též jako normály pro stanovení hmotností a poloměrů hvězd. J. Andersen uvedl, že nyní jsou dostupné údaje o 45 dvojhvězdách spektrálních tříd O8 až M1, kde vstupní data dosahují přesnosti až 2 %. Snad nejlepší údaje máme k dispozici pro zákrytovou dvojhvězdu GG Lupi.

Jednu z nejzvláštnějších spektroskopických dvojhvězd HD 137 763 pozorovali A. Duqeunnoy aj. v rozsáhlé mezinárodní kampani během průchodu trpasličí složky spektrální třídy K periastrem. Oběžná perioda systému činí 890 dnů a po 99,8 % této doby křivka radiálních rychlostí plynule klesala, aby ve zbylých 0,2 % času rychlost rostla o plných 10 km/s! To lze vysvětlit jedině extrémně vysokou excentricitou soustavy, a ta opravdu činí 0,975! Přitom i v periastru jsou obě složky od sebe vzdáleny celých 7 milionů km, čili jde o dobře oddělenou soustavu. Systém se nachází ve vzdálenosti 16 pc od Země.

Studiem parametrů klasické zákrytové dvojhvězdy Algol se zabýval M. Richards. Ukázal, že Algol je trojhvězda se spektrálními typy B8 V, K2 IV a F1 V, kde jednotlivé složky mají po řadě hmotnosti 3,7; 0,81 a 1,6 MO a poloměry 2,90; 3,5 a 1,4 RO . Povrchové teploty složek dosahují po řadě 13 000, 4 500 a 7 000 K. R. Stern aj. ohlásili pozorování rentgenových erupcí na Algolu pomocí družice GINGA. Během jedné erupce klesla její teplota z 67 MK na 36 MK.

Výzkumu údajně nejhmotnější tzv. Plaskettovy hvězdy se věnovali W. Bagnuolo aj. Na základě pozorování z družice IUE zjistili, že jde o těsnou dvojhvězdu spektrálních tříd O 7,5 I a O 6 I s hmotnostmi 42,5 a 51 MO o poloměrech 21,5 a 20 RO a povrchových teplotách 35 100 a 38 400 K. Oběžná doba soustavy činí 14,4 dne a sekundár rotuje na rovníku rychlostí 330 km/s, takže se patrně roztáčí přítokem hmoty z primární složky. Zatím tedy neznáme hvězdu s hmotností blízkou vypočtené mezi stability (100 MO , když tento nejnadějnější kandidát se fakticky rozpůlil.

Zajímavé výsledky přineslo soustavné sledování Novy Muscae 1991, která vzplanula nejprve jako rentgenový přechodný zdroj GRS 1124- 68 počátkem ledna 1991. S. Brandt aj. zjistili, že v pásmu 6 ÷ 15 keV dosáhl rentgenový tok novy dvou maxim dne 13. a 24. ledna a že systém patří k nepočetné třídě rentgenových nov s nízkou hmotností průvodce. Podle M. Della Valleho optický protějšek dosáhl maxima V = 13,5 mag rovněž 13. ledna a jeho předchůdce měl na snímku z r. 1984 B = 20,8 mag. Počátkem r. 1992 klesl na V = 20,5 mag, což umožnilo spektroskopickou analýzu soustavy. Tu vykonali J. McClintock aj. pomocí 4m teleskopu CTIO v dubnu 1992 a zjistili, že jde o dvojhvězdu s oběžnou dobou 10,4 h a funkcí hmotnosti (3,1 ±0,5) M☉, přičemž amplituda radiální rychlosti sekundární složky dosahuje plných 411 km/s. Odtud plyne, že primární složka je téměř určitě černá díra. To potvrdili F. Cheng aj. ze spekter pořízených v květnu 1991 Hubbleovým kosmickým teleskopem, když odhadli její hmotnost na 8 M☉.

Ještě nadějnějším kandidátem na hvězdnou černou díru se stala rekurentní nova V404 Cygni, která rentgenové vzplanula v r. 1989 a patří zjevně rovněž ke skupině rentgenových nov s nízkou (1 M☉) hmotností průvodce spektrální třídy G–K . Podle J. Casarese aj. jde o dvojhvězdu s oběžnou periodou 6,5 dne a funkcí hmotnosti 6,3 M☉ při amplitudě radiální rychlosti 211 km/s. Odtud plyne, že primární složka je černou dírou s hmotností kolem 10 M☉.

Mezi několika relativně jasnými novami roku 1992 zaujala bezesporu jedinečné místo Nova Cygni 1992, kterou objevil americký astronom-amatér P. Collins 19. února jako objekt 6,8 mag. Nova dosáhla maxima V = 4,3 mag 24. února a až do poloviny března byla viditelná očima. Od té doby slábne relativně pomalu; koncem r. 1992 se její vizuální hvězdná velikost pohybovala těsně nad 10 mag. Stala se tak po 17 letech nejjasnější novou od proslulé novy V1500 Cygni, která tehdy dosáhla 2 mag. V mezidobí se jednak obecně zlepšily teoretické představy o novách, jednak se zdokonalila zejména pozorovací technika. Nova Cyg 1992 byla tudíž zkoumána s vysokým spektrálním rozlišením v ultrafialové, optické i infračervené oblasti spektra a její světelná křivka je známa také v rádiovém a rentgenovém pásmu elektromagnetického spektra. Na pozorování novy se také podílely kosmické observatoře IUE, HST, Voyager, ROSAT a Compton. Optických měřeních jasnosti a spektra se účastnili také naši astronomové na observatořích v Ondřejově, Brně, Skalnatém Plese a v Rimavské Sobotě, jak o tom svědčí zejména četné cirkuláře IAU. V této chvíli je téměř nemožné přehledně pojednat o nejzajímavějších výsledcích dosavadního výzkumu novy, takže se omezím na několik poznámek v naději, že někdo brzy napíše o této pozoruhodné soustavě samostatný článek. Nova po maximu nejprve dosti rychle slábla a již 65 dnů po explozi dospěla do nebulární fáze. Od května začaly spektru dominovat typické zakázané čáry kyslíku a neonu a zhruba 200 dnů po výbuchu nastoupila koronální fáze charakterizovaná zakázanými čarami vysoce ionizovaných prvků Al, Mg a Ca. V té době začala v ultrafialové části spektra svítit „železná opona“ čar ionizovaného železa, které se navzájem překrývají.

Od začátku dubna bylo jasné, že jde o vzácný typ novy s převahou prvků O, Ne a Mg, která je nejspíš nejbližší novou tohoto typu ve vzdálenosti 1,7 kpc od Slunce. Rentgenové záření novy bylo poprvé zachyceno na počátku nebulární fáze, kdy rentgenový výkon novy dosáhl 1025 W a posléze vzrostl až na 1027 W. Podle S. Starrfielda ztratila nova v první fázi výbuchu nejméně 1.10-4 M☉ hmoty.

Překvapením se stal nečekaný pokles jasnosti centrální hvězdy planetární mlhoviny He 1-5, která je známa jako kataklyzmická proměnná FG Sge. Pokles jasnosti v optickém oboru ohlásil počátkem září J. Papoušek a posléze vyšlo najevo, že hvězda začala slábnout už v červenci. V polovině srpna se pokles optické jasnosti zrychlil a koncem září hvězda zeslábla na nejnižší hodnotu od r. 1890 (V = 12,9). Podle J. Jurscika se hvězda od konce minulého století postupně zjasňovala a změnila ve veleobra díky heliovému záblesku ve slupce, jak vyplývá z modelů vývoje trpasličích hvězd. Její spektrum se průběžně měnilo od F6 I až po K2 Ib a při průchodu pásmem nestability v 60. letech tohoto století začala pulzovat s periodou 10 dnů, která se do 80. let prodloužila na 100 dnů. V té době se zjasňování zastavilo a jasnost ustálila na V = 9 mag. Nynější pokles se projevil v ultrafialovém, optickém i infračerveném pásmu, avšak od října se změnil v pomalý vzestup – zdá se, že šlo o jakýsi zástin materiálem vyvrženým v podstatě jednorázově.

Planetární mlhoviny zřejmě představují něco více, než co je vidět na první pohled, jak upozornili B. Balick aj. Ukazuje se, že za hranicemi opticky pozorovatelné mlhoviny se nachází na 90 % hmotnosti mlhoviny v podobě chladného prachu a plynu. Tato opticky neviditelná hala planetárních mlhovin se prostírají až do vzdálenosti 1 pc od centrální hvězdy. Během aktivní fáze vyvrhne centrální hvězda do svého okolí asi 10 % své hmotnosti během nejvýše 10 000 let.

Po odvržení vnějších obalů se – jak známo – centrální hvězdy planetárních mlhovin stanou bílými trpaslíky. Nejteplejšího bílého trpaslíka v planetární mlhovině NGC 2440 v souhvězdí Lodní zádě se podařilo odhalit pomocí Hubbleova kosmického teleskopu – jeho povrch je teplejší než 200 kK. Z teorie plyne, že v současné době nemohou být v Galaxii bílí trpaslíci chladnější než 3 500 K – za dobu trvání Galaxie prostě nestačili více vychladnout. M. Livio počítal Eddingtonovu svítivost pro bílého trpaslíka s hmotností na Chandrasekharově mezi 1,4 M☉. Ukázal, že to odpovídá absolutní vizuální hvězdné velikosti -7,1 mag. Ve skutečnosti však novy, které jsou vesměs bílými trpaslíky postiženými překotnou termonukleární reakcí na povrchu hvězdy, tuto maximální hodnotu během výbuchu často překračují, a tím mimo jiné kazí využití explozí nov v cizích galaxiích ke kalibraci extragalaktických vzdáleností.

Jestliže je bílý trpaslík soustavně krmen plynem sousední složky těsné dvojhvězdy, vede to podle K. Nomota aj. nakonec k termonukleárnímu vzplanutí celého bílého trpaslíka, což se navenek projeví jako exploze supernovy typu I. Poněvadž hmotnosti takto postižených bílých trpaslíků leží na Chandrasekharově mezi, je zářivý výkon těchto supernov navzájem dobře srovnatelný, a proto se tyto supernovy hodí jako tzv. standardní svíčky k určování vzdáleností galaxií.

Hledáním supernov v cizích galaxiích se v posledních letech soustavně zabývá tým Univerzity v Berkeley, který používá zrcadlového teleskopu o průměru 0,76 m a kamery CCD. Mezní hvězdná velikost přehlídky dosahuje 16,5 mag a každou noc přístroj zkontroluje na 600 galaxií. Za posledních pět let se tak podařilo nalézt 20 nových supernov, nejčastěji v pozdních spirálních galaxiích obdobných Mléčné dráze. Z toho pak plyne průměrná četnost vzplanutí supernovy v Galaxii na jeden případ za 30 let.

A. Thorpe si položil otázku, které hvězdy v našem širším kosmickém okolí mohou v nejbližších tisíciletích vybuchnout jako supernovy. Jako nejnadějnější kandidáty uvádí především červeného veleobra Betelgeuze v Orionu ve vzdálenosti 200 pc a dále Ras Algheti (α Her), Antares (α Sco), Miru (o Cet) a μ Cep. Mimořádně nadějným kandidátem je masivní marnotratně zářící hvězda η Carinae, která se nalézá naštěstí pro nás v bezpečné vzdálenosti 2,8 kpc. Autor konečně odhaduje, že jedna složka těsné dvojhvězdy U Sco vybuchne jako supernova asi za 100 000 let.

Nejslavnější supernova moderní éry 1987A ve Velkém Magellanově mračnu přitahuje stále mnoho pozornosti. R. West a R. McNaught znovu co nejpodrobněji rekonstruovali nástup jejího vzplanutí v únoru 1987. Poslední snímek, na němž je ještě supernova nepřítomna, pochází z února 23,09 UT. Zkušený pozorovatel proměnných A. Jones ji neviděl ještě ve 23,39 UT. Na snímku z 23,44 UT však již supernova dosáhla 5,9 mag a její jasnost dále stoupala na 5,3 mag v 23,62 UT a 4,7 mag ve 24,45 UT. Podle P. Podsiadlowského aj. byl předchůdcem supernovy modrý veleobr B3 I s poloměrem 45 R☉, povrchovou teplotou 16 kK a svítivostí 1,1.105 LO , jenž však měl hvězdného průvodce! Dvojhvězdnou povahou lze vysvětlit některé zvláštnosti průběhu výbuchu této supernovy.

R. Chevalier shrnul prvních pět let sledování supernovy rozborem světelné křivky, která dosáhla maxima až 40–60 dnů po uvolnění neutrin a která nyní klesá mnohem pomaleji, než kdyby šlo o pouhou disipaci energie výbuchu 1,4.1044 J. Podle nedávných měření 122 keV čáry kobaltu družicí Compton je jisté, že přídavným zdrojem energie je radioaktivní rozpad radionuklidů kobaltu, čímž se dá objasnit přebytek jasnosti mezi 120. a 900. dnem po explozi. Pokračující přebytek jasnosti však musí mít nějaký další zdroj, a není jasné jaký, neboť zvolna sílí přesvědčení, že po této supernově nezbyla rychle rotující neutronová hvězda, neboť tam asi není žádný rádiový pulzar. Jelikož původní hmotnost veleobra byla blízká spodní hranici pro spontánní vznik černé díry, není vyloučeno, že během několika desítek minut po explozi napadala na vzniklou neutronovou hvězdu další hmota a neutronová hvězda se pak bleskově zhroutila v černou díru.

L. Wang a M. Rose studovali rychlost úhlového rozšiřování dvou světelných prstenců kolem zbytku supernovy, které vznikají interakcí záblesku supernovy s cirkumstelárním prachem a plynem z doby před výbuchem. Ukázali, že prstence se rozšiřují úhlovou rychlostí 3″/měsíc a na počátku r. 1992 měly úhlové průměry 73″ a 125″. To při vzdálenosti supernovy odpovídá fiktivní rychlosti rozpínání 25c (jde ovšem jen o iluzi vyvolanou klouzáním světelného svazku po vrstvě prachu ve vzdálenosti 122 a 316 pc od supernovy). Nicméně D. Luo aj. tvrdí, že ten pravý ohňostroj nás čeká až v r. 2002, kdy do této oblasti dospěje podstatně pomalejší rázová vlna exploze. Pak bude prsten zářit výkonem 1029 W, zatímco současný výkon vlastního pozůstatku je 1.1030 W. (Pozůstatek po výbuchu supernovy – Krabí mlhovina – září 938 let po explozi stále ještě výkonem 2.1031 W.)

6. Neutronové hvězdy a pulzary

Do výzkumu rentgenových a rádiových pulzarů zasáhla loni podstatně družice Compton prostřednictvím aparatury BATSE, která umožňuje poprvé sledovat záření gama z některých objektů tohoto typu. R. Wilson aj. tak zjistili, že rentgenový pulzar EXO 2030+335 je činný v oboru 20 ÷ 60 keV od počátku února 1992 a jeho perioda 41,7 s denně vzrůstá o 2,7 ms.

Totéž platí pro rentgenový pulzar OAO 1657-415 s impulzní periodou 37 s a oběžnou periodou 10,4 h. Rádiový pulzar 1509-58 v souhvězdí Kružítka s impulzní periodou 150 ms vysílá rovněž v témže rytmu impulzy záření gama.

S. Kulkarni aj. a A. Fruchter aj. oznámili detekci rentgenového záření z milisekundového pulzaru PSR 1957+20, známého jako „černá vdova“, jelikož pulzar postupně požírá svého průvodce – kdysi bílého trpaslíka.

N. D´Amico aj. objevili poblíž jádra kulové hvězdokupy NGC 6539 binární milisekundový pulzar PSR B1802-07 s impulzní periodou 23 ms a oběžnou dobou 2,6 dne, avšak s překvapivě vysokou výstředností e = 0,21. Je-li sám pulzar standardní neutronovou hvězdou, pak jeho průvodce je bílý trpaslík s hmotností pouze 0,3 M☉. Není snadné vysvětlit, kde se u tak starého systému bere taková výstřednost dráhy.

O zcela klíčový objev roku se postarala družice ROSAT, když J. Halpern a S. Holt objevili, že podivuhodný zdroj 1E 0630+178, zvaný také Geminga, je rentgenovým pulzarem s impulzní periodou 237 ms. To se podařilo vzápětí potvrdit také pozorováními záření gama z družice Compton a retrospektivně analýzou údajů z družice COS-B a SAS 2 v letech 1975–82 a 1972–73. P. Vishwanatch aj. nalezli tutéž periodicitu v teleskopu pro záření gama, který registruje spršky s energií nad 0,8 TeV. Naproti tomu v rádiovém oboru spektra nebyly žádné impulzy zjištěny – zřejmě je rádiový svazek příliš úzký a míjí Zemi. Geminga společně s pozůstatky supernov v Krabí mlhovině a v souhvězdí Plachet patří ke třem nejjasnějším zdrojům v pásmu záření gama pod označením 2CG 195+104. Nyní je tedy zřejmé, že rovněž Geminga je pozůstatkem supernovy, která vzplanula asi před 300 000 lety v poměrně malé vzdálenosti od Země, totiž jen 30 pc! To znamená, že ultrafialové záření exploze mohlo výrazně poškodit ozonovou vrstvu kolem Země!

Rozhodující důkaz o malé vzdálenosti Gemingy podali G. Bignami aj., když srovnali nové snímky jejího optického protějšku 25,5 mag s pozičními snímky z let 1984 a 1987. Ukázali, že objekt vykazuje rychlý vlastní pohyb 0,2″/ r, a musí být tedy blízko. Prodlužování periody relativním tempem 1,1.10-14 odpovídá zářivému výkonu 3,2.1027 W a magnetickému poli neutronové hvězdy 1,6.108 T.

Týž autor také shrnul dosavadní poznatky o náhlých skocích v impulzní periodě některých pulzarů, které přičítá přenosu momentu hybnosti mezi supratekutým pláštěm a tuhou kůrou neutronové hvězdy prostřednictvím mikroskopických kvantrových vírů v neutronové suprakapalině. Zatím bylo pozorováno celkem 33 skoků u 8 pulzarů, z toho 9 skoků u pulzaru v Plachtách a 4 u pulzaru v Krabí mlhovině. Skoky se vyskytují zejména u pulzarů s rychlou změnou délky pulzní periody s časem, jejichž stáří činí 10 000 ÷ 20 000 let.

Celou řadu rádiových pulzarů se zásluhou družice Compton podařilo odhalit též v pásmu fotonů záření gama. Tato družice dokončila v polovině listopadu 1992 celkovou přehlídku oblohy v pásmu 30 ÷ 30.106 keV. K jejím největším „neúspěchům“ patří nečekané zkomplikování výkladu povahy zábleskových zdrojů záření gama právě tím, že družice shromáždila mimořádně rozsáhlý, pozičně přesný a homogenní pozorovací materiál.

Do října 1992 se podařilo z pozorování na družici Compton získat údaje o průběhu a polohách 447 vzplanutí gama, zatímco předtím všem aparaturám za léta 1978–91 jen 273 údajů. Výsledky jsou doslova nepochopitelné, neboť na jedné straně ukazují, že rozložení vzplanutí po obloze je naprosto izotropní, a na druhé straně závislost četnosti vzplanutí na jejich intenzitě naznačuje nehomogenní prostorové rozložení. Když kdysi známý fyzik P. Ehrenfest prohlásil, že je těžké něco vysvětlit, i když tomu rozumíte, a je to téměř nemožné, když tomu sami nerozumíte, měl nejspíš na mysli potíže s výkladem povahy zábleskových zdrojů záření gama. Tyto úkazy totiž byly poprvé zjištěny v r. 1973 a dnes si s nimi víme rady ještě méně, než když jsme o nich téměř nic nevěděli.

Proto se objevují čím dál bizarnější domněnky. Na jedné straně mnozí autoři rozvíjejí myšlenku, že jde o velmi vzácné srážky dvou neutronových hvězd v cizích galaxiích. K takovému úkazu v rámci dané galaxie dochází snad jednou za milion let, ale samozřejmě v našem okolí jsou miliony vhodných galaxií... Naproti tomu R. White přichází s domněnkou, že jde o srážky komet v Oortově oblaku naší Sluneční soustavy. Když se zde dvě jádra komet srazí rychlostí 3 km/s, uvolní se energie řádu 1021 J, a to prý bohatě stačí na pozorované vzplanutí gama. Zdá se mi však, že nejblíže pravdě budou R. Lingenfelter a J. Higdon, kteří soudí, že se zde překrývají dvě populace a dva různé mechanismy vzplanutí, ale že v obou případech přece jen jde o neutronové hvězdy.

Důležitým vodítkem by byla alespoň jedna jistá identifikace vzplanutí s přechodným optickým jevem, čímž se u nás zabývají již celé desetiletí R. Hudec aj. Zatím jsou však naznačované optické identifikace vždy nějak problematické, takže na rozluštění této zapeklité hádanky si astronomický svět ještě nějakou dobu počká.

7. Naše Galaxie

Už delší dobu se vede spor o povahu samotného jádra Galaxie, kde jsou jednak pozorovány mladé mimořádně svítivé hvězdy a jednak je zřejmé, že koncentrace hmoty tam prudce roste. Jelikož optická extinkce ve směru k jádru dosahuje dle současných odhadů neuvěřitelných 50 magnitud, pokoušejí se astronomové získat údaje o jádru spíše infračervenými měřeními, která jsou mezihvězdnou extinkcí méně postižena. Chilské teleskopy NTT a 4m na CTIO získaly dle P. Hoa a J. Hallera aj. dosti přesvědčivé údaje o existenci černé veledíry v jádře Galaxie o hmotnosti 2.106 M☉, ale R. Sanders soudí, že zvýšená koncentrace infračerveného záření v okruhu několika obloukových vteřin kolem jádra se dá vysvětlit existencí husté hvězdokupy obsahující asi 120 hvězd.

Poměrně záhadným úkazem v jádru je tzv. Velký ničitel, jenž vydává proměnné záření gama v čáře 511 keV s nepatrnou šířkou 3 keV. Toto záření vzniká zcela jistě anihilací párů pozitron-elektron a nasvědčuje tomu, že v jádře Galaxie probíhají extrémně intenzivní energetické přeměny. Velký ničitel se nachází v poloze zdroje 1E1740.7-2942 a podle E. Phinneye se tam v říjnu 1990 krátkodobě objevila široká čára na 410 keV se šířkou 180 keV, která znamená produkci a následnou anihilaci 1013 kg pozitronů! J. Oort upozorňuje na výskyt vláknové rádiové struktury v okolí centra Galaxie svědčící o přítomnosti relativně silných magnetických polí. Podobné a vlastně daleko výraznější efekty se nacházejí v jádrech většiny galaxií, takže Oort připomíná, že bychom měli právě jádru naší Galaxie věnovat co nejvíce pozorovacího úsilí, jelikož představuje nejbližší možnost studovat tento obecný úkaz. Vskutku, již v blízké době se dá očekávat, že oblast jádra Galaxie bude rozlišena na úrovni 0,001″ , což v dané vzdálenosti odpovídá pouhým 8 AU.

A. Kullessa a D. Lynden-Bell revidovali celkovou hmotnost Galaxie tak, že do vzdálenosti 230 kpc od centra se nachází 1,3.1012 MO , tedy podstatně více, než se dosud soudilo. Znamená to, že halo Galaxie obsahuje velké množství skryté látky, která stabilizuje galaktický disk. Nový model rozložení hmoty v Galaxii zejména na základě výsledků družice IRAS v pásmu od 8 ÷ 25 μm podali R. Wainscott aj. V centrální části Galaxie navazuje na disk tzv. galaktická výduť (angl galactic bulge). V disku se pozorují spirální ramena a molekulární prsten obsahující větší počet obřích molekulových mračen. Také galaktické halo je v tomto infračerveném pásmu dobře patrné.

Studium dlouhovlnných dat z IRAS pro otevřenou hvězdokupu Plejády přineslo důkazy, že známé reflexní mlhoviny kolem nejjasnějších hvězd v Plejádách jsou následkem setkání hvězdokupy s mezihvězdným mračnem o průměru skoro 15 pc. Rentgenový obraz Plejád, pořízený družicí ROSAT, se značně liší od jejich optického vzhledu: v rentgenovém oboru nejvíce září hvězdy s hmotností srovnatelnou se Sluncem, kdežto hmotnější hvězdy jsou rentgenově málo výrazné. Stáří Plejád se odhaduje na 60 milionů let.

S pozoruhodnou úvahou o vývoji kulových hvězdokup v Galaxii přišli P. Hut a S. Djorgovski. Uvádějí, že v Galaxii nyní známe asi 140 kulových hvězdokup, z nichž každá obsahuje v průměru asi půl milionu hvězd. Podle obou autorů však původní populace těchto nejstarších objektů v Galaxii byla vyšší, ale asi 20 % zmizelo vinou kolapsu jáder a neznámý počet se „vypařil“ do obecného pole Galaxie. Odhadují, že za poslední miliardu let se tak „ztratilo“ 5 kulových hvězdokup.

8. Cizí galaxie a kvasary

Přístroje na umělých družicích se loni podílely na průkopnických pozorováních sousedních galaxií – členů Místní soustavy galaxií. Přístroj EGRET na družici Compton objevil fotony záření gama s energiemi nad 100 MeV přicházející k nám od Velkého Magellanova mračna – je to první důkaz, že i cizí galaxie obsahují zdroje záření gama. Družice ROSAT zobrazila v pásmu rentgenového záření velkou galaxii M31 v Andromedě, kde se podařilo rozlišit celkem 86 diskrétních rentgenových zdrojů. Z nich se zdařilo ztotožnit 2 zdroje se zbytky supernov a 18 s kulovými hvězdokupami; povaha ostatních je neznámá. Konečně na snímku galaxie M32 v Andromedě pořízeném Hubbleovým kosmickým teleskopem byly získány důkazy, že v jejím jádře se nachází rovněž černá veledíra.

Údaje o Místní soustavě galaxií shrnul S. van den Bergh. Jejím nejjasnějším členem je galaxie M31 s absolutní hvězdnou velikostí -21,1 mag, následovaná naší Galaxií s -20,6 mag a galaxií M33 v Trojúhelníku -18,9 mag. Nejmenší a nejpočetnější jsou trpasličí eliptické či sféroidální galaxie, z nichž nejslabší dosahují jen -7,6 mag. Pojem Místní soustavy zavedl v r. 1936 E. Hubble; dnes k ní počítáme všechny galaxie do 1 Mpc od Slunce, tedy celkem 28 členů.

Nejbližší sousední kupa galaxií v souhvězdí Panny je stále terčem pozornosti astronomů, kteří se snaží zlepšit kalibraci stupnice vzdáleností ve vesmíru. Nedávno M. Pierce aj. využili vynikající rozlišovací schopnosti dalekohledu CFHT (0,43″) k rozlišení nejjasnějších hvězd v pozdní spirální galaxii NGC 4571 a určili odtud vzdálenost kupy (14,9 ±1,5) Mpc, což ovšem vede k vysoké hodnotě Hubbleovy konstanty H0= 85 km/s/Mpc. Pomocí Hubbleova kosmického teleskopu se T. Lauerovi aj. zdařilo sledovat rozložení jasnosti v proslulé obří galaxii M87 až do úhlové vzdálenosti pouhých 0,04″ od centra a odtud odvodili, že v jádře galaxie „sedí“ černá veledíra s hmotností 2,6 GM☉. Z jádra, jak známo, vycházejí dva protilehlé rádiové výtrysky, avšak jen jeden (západní) byl znám též z optického oboru spektra. Nyní se však nezávisle M. Stiavellimu a W. Sparksovi podařilo nalézt optický protějšek pro východní výtrysk. Výtrysk je málo zřetelný, jelikož je od nás odvrácen, a tedy zeslaben vlivem relativistického usměrnění svazku.

M. Punch aj. zkoumali aktivní obří eliptickou galaxii Markarjan 421 v pásmu vysokých energií záření gama a zjistili, že z jejího jádra k nám přicházejí fotony s energií až 1 TeV. Galaxie je tedy aktivní v celé šíři elektromagnetického spektra od rádiových vln až k fotonům záření gama. Y. Lin aj. ukázali, že tento blazar s červeným posuvem z = 0,031 září podle měření z družice Compton v celém pásmu energií 50 ÷ 1.106 MeV; je to poprvé, co bylo u nějakého blazaru nalezeno záření gama.

S. Perlmutterovi aj. se zdařilo nalézt zatím nejvzdálenější supernovu v anonymní galaxií se z = 0,457. D. Turnshek aj. zase identifikovali dosud nejvzdálenější obyčejnou galaxii 0000-2619G2 v souhvězdí Sochaře, jež je od nás plných 3,5 Gpc daleko. R. Grifithsovi se pomocí Hubbleova kosmického teleskopu daří snímkovat galaxie v průměrné vzdálenosti kolem 3 Gpc. Svým vzhledem se nápadně odlišují od galaxií bližších, což se považuje za přímý důkaz jejich kosmologického mládí. G. Miley aj. posléze pomocí téhož teleskopu snímkovali radiogalaxii 4C 41.47 s červeným posuvem z = 3,8 při lineárním rozlišení 440 pc. Ukázali, že třetina optického záření galaxie vychází z centrální oblasti o poloměru 1,7 kpc a že pod hranicí 1 kpc se vyskytují masivní shluky hvězd s úhrnnou hmotností až 1010 M☉. Difuzní záření galaxie lze sledovat až do vzdálenosti 5,3 kpc od centra.

K nejpozoruhodnějším galaxiím z přehlídky družice IRAS pak patří supersvítivá soustava 10214+4724, která dle P. Solomona aj. obsahuje jen 10 % hmoty v podobě již existujících hvězd, zatímco většina hmoty je dosud nezkondenzovaný plyn. Samotný CO v této obří galaxii má hmotnost 4.1011 M☉ a infračervená svítivost galaxie dosahuje neuvěřitelné hodnoty 3.1014 L☉. Její vzdálenost se odhaduje na 3,5 Gpc.

Díky družici IRAS byla tak fakticky objevena nová skupina extragalaktických objektů, které se vyznačují vysokým zářivým výkonem v blízkém a středním pásmu infračerveného spektra, zatímco v optickém pásmu vydávají jen kolem 10 % infračerveného výkonu. B. Soifer se domnívá, že jde fakticky o srážející se galaxie zahalené do oblaku prachu. Postupem doby se prach „vyčistí“ a pozorujeme klasický kvasar. J. Barnes aj. uvádějí, že průměrné vzdálenosti galaxií v kupě se pohybují mezi desetinásobkem a stonásobkem jejich průměru. Jestliže se průměrná galaxie posune náhodnými pohyby v kupě o svůj průměr za stovky milionů let, pak jsou během dosavadního trvání vesmíru srážky nevyhnutelné. Průměrná rychlost srážek činí asi 1 000 km/s, ale hvězdy v galaxiích tím nejsou přímo dotčeny, jelikož pravděpodobnost jejich přímých srážek je mizivá. Působí však na ně kolektivní slapové síly, jež se projevují tím více, čím je srážka pomalejší. Nejpomalejší srážky vedou nejspíše ke slévání galaxií, a tak je zcela pravděpodobné, že tímto postupem vzniká i většina kvasarů. Během srážky dochází k rozpadu obřích molekulových mračen a tím ke zvýšení rychlosti tvorby hvězd. Zatímco v naší Galaxii vznikají ročně 2 až 3 nové hvězdy, stoupá překotná tvorba hvězd během srážky galaxií o plné dva řády.

Jelikož v raném vesmíru byly vzdálenosti galaxií menší než dnes, byly i jejich srážky četnější. Tím lze objasnit, proč v raném vesmíru připadal jeden kvasar na sto galaxií, kdežto dnes asi na jeden milion galaxií. Podle C. Hogana vydávají vznikající kvasary tolik krátkovlnného záření, že ionizují vodík a ničí molekuly vodíku až do vzdálenosti 10 Mpc, což znamená, že ve svém okolí brání vzniku galaxií z intergalaktických vodíkových mračen. Tak kvasary bizarně přispívají ke vzniku nehomogenní velkorozměrové struktury vesmíru.

Vůbec nejsvítivější kvasar HS 1945+7658 v souhvězdí Draka objevili H. Hage aj. Při červeném posuvu z = 3,0 dosahuje 15,8 mag, což odpovídá zářivému výkonu 1,5.PL☉. Kvasar nebyl zjištěn jako zdroj záření gama předešlými družicemi, takže je zřejmé, že jeho výkon v tomto pásmu silně kolísá. Při zmíněném vzplanutí se stal vůbec nejjasnějším zdrojem záření gama na obloze v pásmu energií 100 ÷ 1.104 MeV, čemuž odpovídal zářivý výkon 1,1.1041 W.

Družice Compton nalezla již 17 kvasarů, které září v pásmu gama nad 30 MeV. Vesměs jde o rádiově hlučné blazary, u nichž patrně dochází k usměrňování svazků záření do privilegovaných směrů. Y. Lin aj. tak v létě 1991 nalezli záření gama z proslulého blazaru Mkn 421 v souhvězdí Velké medvědice, jenž je od nás vzdálen pouhých 120 Mpc. Podle M. Punche aj. lze blazar prokázat i ve sprškách tvrdého záření gama o energii kolem 1 TeV, které registruje pomocí Čerenkovova záření Whippleova observatoř v Arizoně. V tomto pásmu je zmíněný blazar vůbec nejjasnějším zdrojem na celé obloze.

Některé vzdálené kvasary se prozradí díky tomu, že jejich optické i rádiové záření je zesíleno efektem gravitační čočky. To umožňuje nahlížet do nejvzdálenějších propastí vesmíru a současně studovat rozložení tzv. skryté látky v mezilehlých kupách galaxií, jimiž je záření kvasarů deformováno. Dosud nejvzdálenější gravitační čočku BRI 0952-01 objevili R. McMahon aj. v souhvězdí Sextantu. Červený posuv kvasaru činí z = 4,5 a červený posuv mezilehlé galaxie je blízký jedné. Dvě pozorované složky kvasaru jsou od sebe úhlově vzdáleny pouze 0,95″. Vůbec nejtěsnější gravitační čočku objevili A. Patnaik aj. v podobě dvojitého kvasaru B 0218+35.7 se složkami pouze 0,335″ od sebe. Stejní autoři nalezli také nejsvítivější gravitačně zobrazený kvasar B 1422+231, jenž se skládá ze čtyř složek uvnitř průměru 1,3″. Při červeném posuvu z = 3,62 totiž dosahuje 16,5 mag.R. Pelloová aj. a A. Kassiola aj. zkoumali okolí kupy galaxií Abell 2390 s posuvem z = 0,231 a nalezli tam přímý „oblouk“ s posuvem z = 0,931. Jde zřejmě o gravitačně deformovaný obraz vzdálené spirální galaxie a odtud je možné odhadnout hmotnost mezilehlé kupy A2390 na 2.1014 M☉! To značí, že kupa obsahuje velké množství skryté látky. Téhož principu využili J. Tyson a R. Wenk k jakémusi mapování rozložení skryté látky pomocí gravitačně deformovaných obrazů vzdálených slabých modrých galaxií. V dosahu obřích teleskopů a v oblasti pólů Galaxie se totiž nachází na 300 tisíc slabých modrých galaxií na ploše jednoho čtverečního stupně. Ze vzhledu jejich deformovaných obrazů v okolí mezilehlých kup galaxií lze odhadnout, že chuchvalce skryté látky dosahují rozměrů 100 kpc a že koncentrace skryté látky k jádru kup je vyšší než pro běžnou svítící látku . Autoři odhadují, že takto odhalená skrytá látky představuje více než pětinu tzv. kritické hmoty vesmíru (při kritické hmotě přecházejí otevřené kosmologické modely vesmíru v modely uzavřené).

9. Kosmologie a částicová fyzika

Problém skryté látky má ovšem mnohem obecnější povahu, zásadně ovlivňující stav soudobé kosmologie. Prvním astronomem, jenž si možnou existenci nezářící látky v galaxiích či mezi galaxiemi uvědomil, byl F. Zwicky již v r. 1936. Dnes je rozpor mezi hmotnostmi galaxií určenými dynamicky a ze zářivého výkonu naprosto všeobecný a zarážející svou velikostí. Skryté látky je podle všeho o dva řády více než látky zářící. O její přítomnosti svědčí již zmíněné gravitační čočky: rozštěpení obrazů vzdálených kvasarů je podstatně větší, než by vyplývalo sečtením zářící látky členů mezilehlé kupy galaxií. Dalším důležitým argumentem je použití viriálové věty na pohyby galaxií v dané kupě. Galaxie se pohybují tak rychle, že pokud by neobsahovaly velké množství skryté látky, celá kupa by se již dávno rozpadla. Třetím důvodem pro existenci skryté látky jsou pak průběhy křivek rotace pro běžné galaxie. Tyto křivky buď stále rostou se vzdáleností od centra galaxie, anebo alespoň nikde neklesají, což se dá vysvětlit jedině tak, že na periferii galaxie (v jejím halu) se nalézá velké množství skryté látky.

Poslední argument loni napadli E. Battaner aj., když usoudili, že na průběh křivek rotace má vliv mezihvězdné magnetické pole. Tvrdí, že např. pro galaxii M31 v Andromedě by se dal předpoklad o skryté látce nahradit tvrzením, že průměrné mezihvězdné magnetické pole této galaxie dosahuje hodnoty 600 pT. To je zdánlivě docela malá hodnota, ale stěží se dá pozorovatelsky obhájit. V okolí Slunce činí totiž průměrná indukce mezihvězdného magnetického pole jen 0,2 pT.

Proto naprostá většina odborníků i nadále nepochybuje o tom, že ve vesmíru je skrytá látka významně zastoupena; spíše se věnuje otázce, v čem spočívá fyzikální podstata skryté látky. Především jde o to, zda jde o látku baryonovou, složenou ze známých typů baryonů (protony, neutrony, hyperony), anebo o látku nebaryonovou (neutrina, různé hypotetické částice jako fotina, axiony atd.). Převládá mínění, že baryonová skrytá látka nemůže být nijak hojná. P. Hut a M. Rees loni ukázali, že v halu galaxií nemohou existovat černé díry s hmotnostmi řádu 1 MM☉, neboť by to mělo důsledky, které nepozorujeme.

Z rozboru měření družice COBE i na základě dalších pozorování se nyní řada autorů (R. Schaefer, Q. Shafi, A. Taylor) kloní k mínění, že skrytá látka se skládá jak z „horké“ složky (relativistické částice), tak ze složky „chladné“ (slabě interagující velmi hmotné částice zvané souhrnně WIMP). A. Taylor a M. Rowan-Robinson konkrétně tvrdí, že baryonová látka vesmíru činí právě 1% jeho celkové hmoty a že dalších 30% hmoty vesmíru připadá na obyčejná neutrina (s klidovou hmotností kolem 7,5 eV/c2). Zbylých 69 % hmoty vesmíru připadá na nespecifikovanou chladnou skrytou hmotu. Autoři přitom vycházejí z předpokladu, že skutečná hustota hmoty vesmíru je právě rovna hustotě kritické a že Hubbleova konstanta je rovna 50 km/s/Mpc.

M. Warren aj. se pokusili simulovat vývoj vesmíru obsahujícího pouze chladnou skrytou hmotu na superpočítači, na němž za 24 h vykonali plných 4,4.1014 operací pro 17,2 milionu „hmotných bodů“. Zkoumali tak vývoj vesmírné „krabice“ o hraně 250 Mpc a zjistili, že hala galaxií vznikají gravitačním zhroucením ještě rozsáhlejších objektů. Podle C. Hogana jde o pokus vysvětlit vznik nehomogenních struktur ve vesmíru z počátečních fluktuací bez zavedení negravitačních sil. Tento postup má však četná metodická úskalí a není jasné, zda povede k cíli.

D. Spergel a N. Turok shrnuli dosavadní úvahy o vzniku kosmických struktur v přehledovém článku, v němž vycházejí z částicové fyziky, jež nedávno prostřednictvím experimentů prokázala, že existují nanejvýš tři rodiny částic, podléhajících v raném vesmíru jediné supersymetrické interakci. Postupným narušováním symetrie se zvyšoval počet interakcí a zároveň vznikaly topologické defekty v jednom či více rozměrech. Podle počtu rozměrů je nazýváme monopóly, strunami nebo doménovými stěnami. Nejsložitější defekty se nazývají texturami a podle autorů právě textury mohou nejlépe objasnit vznik komplikované struktury současného vesmíru, aniž by se přitom model dostal do sporu se známou vysokou izotropií reliktního záření na úrovni 10-5. Nicméně ani tímto postupem se nedaří uspokojivě vysvětlit největší pozorované struktury ve vesmíru.

V nejbližších letech lze očekávat významný pokrok v podrobnějším poznání velkorozměrové struktury vesmíru. V Novém Mexiku v USA se totiž buduje specializovaný 2,5m reflektor na hoře Apache Point se zorným polem o průměru 3º, jenž bude schopen při jediné expozici získávat naráz spektra asi 600 galaxií. Počítá se, že během pěti let se tak zdaří změřit červené posuvy pro milion galaxií do 19 mag a dále pro sto tisíc kvasarů s červeným posuvem do z = 6! K tomu přibude čtyřbarevná fotometrie pro 50 milionů galaxií do 23 mag, čili úhrnem asi 10 TB informací o velkorozměrové struktuře vesmíru.

K nejostřeji vyhroceným kosmologickým otázkám patří již řadu let určení správné hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru H0. Jak známo, odborníci se v té věci rozštěpili na dvě nesmiřitelné skupiny. Početnější (a mladší!) jsou ti, kdo hájí „vysokou“ hodnotu nad 80 km/s/Mpc, zatímco konservativci se přidržují hodnot kolem H0 =50. Ani loni tomu nebylo jinak. Z osmi nezávislých určení H0, jež byla publikována renomovanými autory, vycházejí čtyři hodnoty v rozmezí 76 ÷ 86 a zbylé čtyři v rozpětí 43 ÷ 51. Přesto si troufám odhadnout, že v příštích letech se většina odborníků přikloní spíše k citované nižší hodnotě, jelikož nejnovější měření vzdálenosti cefeid ve středně vzdálených galaxiích vykonaná Hubbleovým kosmickým teleskopem dávají hodnoty kolem H0= 50 (N. Panagia aj., A. Sandage). Zcela nepochybně však nejvíce vzrušení vzbudilo loni v dubnu oznámení skupiny G. Smoota, jež se zabývá analýzou výsledků umělé družice COBE, že se jim podařilo objevit tolik očekávané drobné fluktuace intenzity reliktního záření v různých směrech na obloze.

J. Silk, ale i mnozí další autoři odtud vyvozují, že tato měření potvrzují standardní kosmologický model s epizodou inflace ve velmi raném vesmíru, jakož i způsob tvorby škálově invariantních hustotních fluktuací. Jsou však i tací, kteří se snaží zmíněné výsledky interpretovat netradičně, buď jako výsledek fluktuací gravitačních vln v raném vesmíru (L. Krauss, M. White), nebo dokonce jako důkaz platnosti oprášené hypotézy stacionárního vesmíru (F. Hoyle, G. Burbidge)! V současné době je však samotný výsledek experimentu podroben kritice, a tak asi nezbude než počkat na zpracování dalších desítek milionů měření z radiometrů družice COBE.

Čekání si můžeme krátit úvahami o tom, zda je velký třesk opravdu ta nejvhodnější kosmologická teorie. Autor domněnky ustáleného stavu vesmíru F. Hoyle se totiž překvapivě nevzdává – na loňské konferenci Evropské astronomické společnosti v Lutychu se snažil vzkřísit úvahy již čtyřicet let překonané a vzápětí uveřejnil práci, v níž navrhuje netradiční cesty tvorby lehkých prvků ve vesmíru v tzv. Planckových ohnivých koulích o hmotnosti 10-8 kg, které mohou při jakýchsi explozích dodat do vesmíru pokaždé nějakých 5.1018 baryonů.

Pozorování však nic takového nepodporují. J. Linsky aj. se snažili určit poměrné zastoupení deuteria v raném vesmíru z pozorování Hubbleovým teleskopem a dostali hodnotu 1,5.10-5, což mimo jiné znamená, že baryonová hustota vesmíru představuje asi 10 % hustoty kritické.

G. Zank se pokusil shrnout současný stav názorů na vznik částic kosmického záření, tedy zejména protonů a atomových jader o velmi vysokých energiích. První kloudnou hypotézu o původu kosmického záření vyslovili v r. 1934 W. Baade a F. Zwicky. Usoudili, že kosmické záření nějak souvisí s explozemi supernov. Posléze sám E. Fermi navrhl v r. 1949 nový mechanismus, při němž jsou částice kosmického záření postupně urychlovány v chaotických mezihvězdných magnetických polích. Dnes se vskutku zdá, že urychlování kosmického záření probíhá uvnitř Galaxie a že registrované částice kosmického záření nejsou starší než 10 milionů let, což znamená, že urychlovací mechanismus pracuje rychle a efektivně. Zdá se, že původní domněnky mají podle D. Bryanta aj. něco do sebe, jelikož k nejefektivnějšímu urychlování dochází v rázových vlnách expandujících obálek supernov. Jakmile se částice mírně urychlí, převezme roli efektivního urychlovače chaotické mezihvězdné magnetické pole. Lze tak opravdu rychle docílit energií částic na úrovni 1020 eV, což jsou vskutku nejvyšší pozorované energie.S ohledem na kosmologickou důležitost neutrin sledují kosmologové s velkým zájmem úsilí částicových fyziků o určení klidové hmotnosti všech typů neutrin. Podle J. Bonna aj. činí horní mez klidové hmotnosti elektronového neutrina 7,2 eV/c2 a údajné anomální neutrino o hmotnosti 17 keV/c2 neexistuje. Mionové neutrino je lehčí než 170 keV a tauonové lehčí než 35 MeV.

A. Burrows uvádí, že značný pokrok lze očekávat ve chvíli, kdy k Zemi dorazí neutrinová sprška od některé galaktické supernovy. Soudí, že spršku zachytí všechny stávající detektory slunečních neutrin, jimž však bude hrozit krátkodobé zahlcení, jelikož až 20 % vazbové energie vznikající neutronové hvězdy se uvolní převážně v podobě neutrin během první 0,1 s po hvězdném kolapsu. Pokud příští galaktická supernova vzplane po r. 1995, je prakticky jisté, že od ní zaznamenáme několik tisíc neutrin. Jak známo, od supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu bylo zachyceno pouhých 19 neutrin.

Částicoví fyzikové mezitím úporně hledají předpokládané částice s vysokými klidovými hmotnostmi, tj. Higgsovy bosony (očekávaná klidová energie 45 ÷ 1 000 GeV) a kvark top (očekávaná energie > 91 GeV ). Přitom německý urychlovač HERA již dosáhl energie 800 GeV a americký Tevatron dokonce 900 GeV! Tak se podařilo ukázat, že účinný průřez dosud známých kvarků je menší než 3.10-18 m . Nicméně nejvýkonnějším soudobým urychlovačem zůstavá LEP v CERN v Ženevě, jenž již získal údaje o více než 2 milionech intermediálních bosonech Zo. Přitom se objevil efekt ryze astronomický: výtěžnost svazku kolísá – v závislosti na postavení Měsíce na obloze! Nejprve se uvažovalo o nějakém neznámém působení Měsíce na částice Zo (po vzoru „působení“ Měsíce na náměsíčníky nebo na růst hub), ale nakonec se zjistilo, že jde o prozaické měsíční slapy v zemské kůře. Měsíc tak dokáže změnit lokální poloměr Země o 200 mm, což se v prstenci LEP projeví posuvem o celý 1 mm, a to už má silný vliv na zaostření svazku.

10. Obecná teorie relativity, černé díry

Na sklonku dvacátého století zajisté nikdo nepochybuje o tom, že rozvoj fyziky, astronomie i kosmologie zásadně ovlivnily dvě velkolepé fyzikální teorie, obecná teorie relativity a kvantová mechanika. Tím více odborníky znepokojuje, že obě teorie nejsou slučitelné, což poukazuje na potřebu je překonat něčím kvalitnějším. Nebude to asi jednoduché, neboť o unitární teorii se pokoušel již ve třicátých letech tohoto století sám A. Einstein a po něm v padesátých letech W. Heisenberg – bezúspěšně.

V posledních desetiletích se úsilí teoretiků soustřeďuje na syntézu v podobě kvantové teorie gravitace, jež ovšem opět naráží na potíže. Předpovědi teorií totiž lze stěží ověřovat ve vesmíru, ale i v urychlovačích. Potřebovali bychom totiž experimentovat s částicemi o energiích o plných 15 řádů vyšších, než dosahují moderní urychlovače, a na vzdálenosti řádu 10-35 m. Před několika málo lety vkládali odborníci velké naděje do teorie superstrun, ale tento optimismus se nyní vytrácí. V r. 1985 přišel A. Ashtekar s myšlenkou tzv. prostorových smyček a tím vzbudil nové naděje –zatím bylo na toto téma publikováno již asi 200 prací, ale rozpaky přetrvávají: není totiž s čím teorii konfrontovat.

B. Allen a J. Simon shrnuli úvahy o pozoruhodném teoretickém problému obecné relativity, totiž lze-li zkonstruovat tzv. stroj času. Před nedávnem totiž C. Morris a K. Thorne přišli s myšlenkou, jak takový stroj sestrojit s využitím kvantového Casimirova efektu, a o něco později navrhl J.Gott použít k cestování v čase dvou rovnoběžných kosmologických strun. S. Hawking však soudí, že existuje nějaký teoretický princip, který takový stroj času „obalí“ singularitou, anebo že prostě nelze zařídit rovnoběžnost dvou kosmologických strun. Lze prý jedině připustit, že již v okamžiku vzniku vesmíru byly do něj takové stroje času „zabudovány“, ale to je přirozeně vysoce spekulativní. Nejspíš lze zformulovat jakýsi princip zákazu strojů času, podobný zákazu perpetua mobile...

V soudobé astrofyzice slaví ovšem obecná relativita neustálé úspěchy, jak ukazuje nedávná studie J. Taylora aj., kteří se zabývali relativistickými efekty u tří binárních pulzarů a zjistili, že pozorování jsou ve výtečné shodě s teorií. Jde vlastně o jedinou možnost, jak ověřovat obecnou relativitu v silných gravitačních polích. Podobně G. Sitarski zjistil rozborem přesné dráhy planetky Icarus (1566) od r. 1949 do r. 1992, že dráhová elipsa podléhá relativistickému stáčení perihelu o velikosti pouhých 10″ za století.

Velmi instruktivní článek o paradoxech speciální a obecné relativity uveřejnil W. Stuckby. Ilustruje problém, který se vyhrotil zejména po zavedení hypotézy kosmologické inflace (prudkého rozfouknutí vesmíru v jeho nejranější fázi), jak se má totiž oddaný vykladač teorie relativity vyrovnat s nezbytnými nadsvětelnými rychlostmi tohoto rozfouknutí. Již před časem upozornil zejména E. Harisson, že se fakticky rozpíná prostor vesmíru (žádné hmotné objekty se tedy nevzdalují; jsou pouze taženy rozpínajícím se prostorem), takže expanze vesmíru není doslova Dopplerův jev. To znamená, že sám pojem rychlosti zde ztrácí opodstatnění, neboť nejde o lokální, nýbrž o globální jev. Pro globální jevy lze užít jedině obecné teorie relativity, v níž se postulát o mezní rychlosti šíření signálů nevyskytuje – to je záležitost (lokální) speciální teorie relativity. Pouze pro červené posuvy nižší než z = 0,5 lze obě koncepce bez rizika nepřesnosti zaměňovat, ale pro větší posuvy si už musíme dávat velký pozor, abychom nesešli na scestí.

Autor to ilustruje na případu kvasaru 1158+4635, jenž před třemi lety držel „světový rekord“ s červeným posuvem z = 4,73. Za předpokladu H0= 50 (Hubbleovo stáří vesmíru 13 miliard roků) to značí, že signál z kvasaru, který dnes registrujeme, byl vyslán v době, kdy byl vesmír starý jen 0,95 miliardy let. V té době byl od nás zmíněný kvasar vzdálen jen 3,8 miliardy světelných let a vzdaloval se od nás „rychlostí“ 2,8 c! V současnosti je již vzdálen 22 miliard světelných let a jeho „rychlost vzdalování“ činí stále ještě 1,2c!! To fakticky znamená, že jsme docela dobře s to sledovat kvasar, který se po celý interval mezi vysláním signálu a jeho příjmem na Zemi od nás vzdaloval nadsvětelnou rychlostí – a přesto tím není teorie relativity narušena. Rozhodně pak nelze zmíněný kvasar (a další objekty s podobnými či ještě vyšším posuvy z) považovat za důkaz existence tachyonů – to by musely být lokálně detektované částice.

Jedním z důsledků obecné relativity jsou – jak známo – singularity v podobě černých děr. V astrofyzice se dnes uvažuje o třech typech černých děr: prvotní (miniaturní) černé díry vzniklé ve velmi raném vesmíru, černé díry o hvězdných hmotnostech a černé veledíry v jádrech galaxií a v kvasarech. Pro prvotní černé díry dosud neexistují žádné pozorovací důkazy. Teorie předvídá, že tyto miniaturní černé díry by se měly v současnosti vypařovat Hawkingovým procesem, spojeným s uvolněním spršky tvrdého záření gama. Dosud však žádná podobná sprška nebyla pozorována – známá vzplanutí gama mají odlišnou spektrální charakteristiku.

Poměrně dobré důvody vedou astrofyziky k názoru, že pozorujeme projevy černých děr v některých rentgenových dvojhvězdách. Za nejlepší kandidáty se nyní považují objekty Cygnus X-1, LMC X-3, A 0620-00, V404 Cyg, LMC X-1, Nova Mus 1991 a GX 339-4. Sledováním viditelné složky dvojhvězdy lze odvodit minimální hmotnost neviditelného průvodce, která je určitě vyšší než 3,2 M☉, což je teoretická spodní mez pro hmotnost spontánně utvořené černé díry. V některých objektech byly pozorovány oscilace rentgenového i gama záření s frekvencí 0,04 Hz, nejnověji právě pro prototyp Cyg X-1 (experiment Granat – A. Vichlinin aj.; BATSE – C. Kouveliotou aj.; družice EXOSAT – C. Angelini aj.), což jednoznačně podporuje domněnku, že v těchto soustavách se opravdu nacházejí černé díry.

Pokud jde o černé díry v jádrech galaxií, R. Sanders namítá, že v jádře naší Galaxie není černá veledíra proto, že tam pozorujeme kupu IRS 16, složenou z 20 modrých veleobrů a asi 100 hvězd hlavní posloupnosti, která by se za přítomnosti černé veledíry rozpadla kvůli jejímu slapovému působení. Pomocí snímků Hubbleova kosmického teleskopu se však postupně daří získávat nepřímé důkazy o černých veledírách v jádrech některých blízkých galaxií: M32 v Andromedě, M51 v Honicích psech a NGC 3115 v souhvězdí Sextantu. Jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 1.106 ÷ 2.109 M☉.

T. Fukushige aj. se zabývali otázkou, co se stane, když se srazí dvě galaxie, jež ve svých jádrech mají černé veledíry. Ukázali, že obě černé díry velmi rychle zamíří do těžiště slité galaxie, kde vytvoří poněkud bizarní dvojhvězdu. Vlivem silného gravitačního vyzařování se tento pár nejpozději za jednu miliardu let slije v jedinou černou díru a samotné slití je doprovázeno silným zábleskem gravitačního záření. Pokud je hmotnost černých děr řádu 108 MO a vzdálenost menší než 2 miliardy světelných let od Země, bude relativní intenzita záblesku řádu 10-15, což by měly pohodlně zaznamenat již současné detektory.

V závěru odstavce bych rád ocitoval několik myšlenek amerického fyzika J. Horgana z jeho přehledového článku o „kvantové filosofii“. Zdá se totiž, že foton dopadající do měřící aparatury se chová jako částice či vlna podle toho, jaký přístroj fyzik (nebo astronom) zvolí k měření či pozorování! To pak zejména znamená, že když foton ze vzdáleného kvasaru prochází mezilehlou kupou galaxií – gravitační čočkou – musí se rozhodnout, jak se zachovat, podle toho, jak se nějaký dosud nenarozený pozemský astronom na dosud neexistující Zemi jednou rozhodne ho zachytit! Řečeno Wheelerovými slovy, „nejhlubší poučení plynoucí z kvantové mechaniky je patrně fakt, že realita je definována podle toho, jaké otázky jí položíme“.

11. Život na Zemi a mimozemské civilizace

Záhada vzniku a trvalé existence života na Zemi patří stále k největším problémům přírodních věd, jež se nemohou uchýlit k laciným – leč zcela jistě pošetilým – tvrzením „vědeckých kreacionistů“. Podle C. Chyby a C. Sagana bylo na Zemi dodáno největší množství organického materiálu z kosmu v průběhu éry těžkého bombardování Země planetkami v době mezi vznikem Země (-4,5 miliardy let) a -3,5 miliardami let. Tato dodávka ovlivnila také chemické složení zemské atmosféry, která se původně skládala převážně z CO2 a N2 . Oba autoři se domnívají, že život na Zemi byl odstartován vícekrát, ale pokaždé zničen dopady velmi hmotných planetek. Teprve na konci éry těžkého bombardování se podařilo životu přežít, a jelikož nejstarší zkameněliny – stromatolity – pocházejí z konce éry, soudí autoři, že život vzniká „snadno“. V současné době je už dodávka organického materiálu z kosmu snížena na pouhých 300 tun organických látek ročně – zejména v podobě meziplanetárního prachu. Organické látky v obřích tělesech se při impaktu vlivem vysokých teplot a tlaků zničí.

Existence a vývoj života na Zemi byly neustále ohrožovány rizikem degenerace či zániku. Čím dál více musíme žasnout nad tím, že navzdory tomu život již nezanikl, ba právě naopak se postupně neobyčejně rozvinul.

Jak uvádí J. Alexander, kdyby byl sklon rotační osy Země stejně velký jako např. u Uranu, zůstávaly by trvale ve sluneční záři pouze oblasti v okolí rovníku, čili jen tam by vyrostly korálové útesy, které hrály ústřední úlohu při pohlcování CO2 z primitivní zemské atmosféry. To by vedlo k překotnému skleníkovému efektu jako na Venuši, a tedy k rychlému a trvalému zániku života na Zemi. Podle N. Cominse kdyby bylo v zemském tělese méně kovů, byla by zemská gravitace nižší a magnetické pole Země slabší, což by znamenalo vlivem nepřítomnosti tektoniky litosférických desek větší výšku sopek a vpád vysokoenergetických částic slunečního větru na zemský povrch. Země by zkrátka nebyla obyvatelná.

Podle M. Rudermana hrozí proslulé ozonové vrstvě, která se utvořila působením slunečního ultrafialového záření poté, co v zemské atmosféře stouplo zastoupení molekulárního kyslíku, čas od času totální zánik následkem explozí blízkých supernov. Nejnebezpečnější jsou výbuchy supernov typu I (překotné termonukleární reakce ničící bílé trpaslíky), které ruší ozonovou vrstvu do vzdálenosti 1 kpc. U supernov typu II (gravitační zhroucení velmi hmotných hvězd) je toto riziko asi o tři řády nižší.

Jak známo, život na Zemi vznikal zprvu výhradně pod vodou, neboť jedině tam byl chráněn před sterilizačním ultrafialovým zářením Slunce. Vícebuněčné organismy jsou však poprvé doloženy teprve před 800 miliony lety. Podle J. Grayové a W. Sheara vstoupily na souš nejprve modrozelené řasy, následované zelenými řasami asi před 600 miliony let. Až dodnes je nejpočetnější skupinou živých organismů hmyz, následován rostlinami a korýši. Další početné skupiny jsou plži, houby, prvoci a již zmíněné řasy. Nejméně je obojživelníků a savců – pouhé 4 000 druhů. Odhaduje se, že v současnosti žije na Zemi na 10 milionů druhů organismů, z toho je popsáno asi 1,5 milionu druhů. Naprostá většina druhů jsou organismy docela malé, s rozměry pod 10 mm.

Člověk je na Zemi asi 2 miliony let; k nejstarším patří proslulý Australopithecus, po němž následovali Homo habilis, H. erectus, H. ergaster a H. sapiens – ten se poprvé objevil asi před 250 000 lety. Moderní poddruh Homo sapiens sapiens je poprvé doložen před 100 000 lety. V současné době přibývá ročně 100 milionů lidí, téměř každý desátý obyvatel zeměkoule však trpí podvýživou. Snad i proto tolik lidí touží po kontaktu s mimozemšťany, kteří by nám třeba poradili, jak se vypořádat s neduhy lidské společnosti. J. Iijspert však soudí, že je tomu právě naopak: cizí civilizace se nám úmyslně vyhýbají, neboť se obávají, že bychom jejich dokonalejších vědomostí zneužili k ještě většímu vyvražďování a k dalšímu znehodnocování životního prostředí!

Musíme se tedy snažit o navázání kontaktu sami. G. Beskin a A. Saanikov navrhují využít ke kosmické komunikaci svérázných zesilovačů v podobě vzácných vele-veleobrů typu ζ Orionis nebo ε Orionis. Kdybychom údajně na tyto mamutí hvězdy zamířili usměrněný svazek měkkého rentgenového záření, transformovaly by se naše signály do izotropních optických záblesků vele-veleobrů. V. Švarcman aj. využili rychlého fotometru MANIA u kavkazského 6m reflektoru k hledání světelných modulací umělého původu s periodami 500.10-9 ÷ 200 s, ale žádné takové změny nenalezli.

Od počátku projektů hledání cizích civilizací (Drakeův projekt OZMA v dubnu 1960) do konce r. 1991 bylo uskutečněno celkem 64 rozsáhlých pokusů o kosmické naslouchání – vesměs bezúspěšně. Dne 12. října 1992 – v den 500. výročí Kolumbova objevení Ameriky – započal zatím nejnáročnější projekt naslouchání, označený zkratkou HRMS (High Resolution Microwave Survey – mikrovlnná přehlídka s vysokým rozlišením). Po soubojích s americkým Kongresem se organizaci NASA podařilo získat na projekt částku 10 milionů dolarů ročně – projekt je rozpočítán na celé desetiletí. Odborné řízení projektu bylo svěřeno Amesovu výzkumnému centru a Laboratoři tryskového pohonu v Pasadeně. Rádiové naslouchání probíhá u 70m radioteleskopu v Goldstonu v Kalifornii, 300m radioteleskopu v Arecibu na ostrově Portoriko, 43m radioteleskopu v Green Banku a 64m radioteleskopu v Parkesu v Austrálii.

Aparatura je tak výkonná, že během 30 s naslouchání získá stejné množství údajů jako všechny předešlé projekty SETI za více než tři desetiletí! Přijímač obsahuje 107 kanálů o šířce pásma pouze 1 Hz . Hledání umělého charakteru zachycených signálů probíhá ovšem zcela automaticky, pozorovatel dostává k vyhodnocení pouze sporné případy. Přehlídka začala postupným nasloucháním v pásmu tzv. „vodní díry“ (od frekvence neutrálního vodíku na 1 420 MHz po frekvenci čar mezihvězdného hydroxylu 1 720 MHz ) pro nějakých 800 osamělých hvězd slunečního typu do vzdálenosti 25 pc od Země. Poté bude následovat soustavná přehlídka v pásmu 1 ÷ 10 GHz pro náhodně vybrané vzorky hvězd v každém čtverečním stupni oblohy. Nakonec pak budou podrobně zkoumány vybrané analogy Slunce co nejblíže k Zemi.

Kromě tohoto projektu se v dohledné době rozběhne ještě několik specializovaných přehlídek se srovnatelným či ještě vyšším počtem individuálních kanálů. Jak uvádí C. Sagan, i kdyby projekty nepřinesly přímý úspěch, poslouží nám k lepšímu formulování strategie dalšího výzkumu a navíc přinesou nepředvídané vedlejší výsledky. Technických principů z projektů SETI lze ovšem dobře využít v pozemní technice, zejména při vytváření sítí pro mobilní telefony a obecně při zpracování velkého množství dat. Vždyť všechny dosavadní encyklopedie obsahují pouze 0,1 TB údajů, což HRMS hravě shromáždí za několik hodin.

Poněkud neobvykle přispěli k problematice výskytu UFO na obloze astronomové ESO A. Smette a O. Hainaut. Nejprve v noci z 23. na 24. ledna 1992 pozorovaly tisíce lidí v Chile v pásu pevniny dlouhém plných 2 800 km svítící oblak, který se pohyboval k severu a přitom měnil svou jasnost i tvar. Na La Silla jej spatřili před půlnocí místního času jako malý svítící prsten, který se posléze zvětšil na průměr asi 5º a z něhož vybíhal svítící kužel o délce až 40º. Objekt se posléze úhlově zrychlil, jeho jasnost překonala Venuši, ale pak se rozptýlil a zmizel. Ukázalo se, že šlo o přelet sovětského Kozmosu 2176, který byl vypuštěn z kosmodromu Pleseck a v uvedenou dobu přecházel na vyšší dráhu se zapnutým raketovým motorem.

O dva dny později pozorovali pak zmínění astronomové za ranního svítání jasný difuzní objekt mířící opět k severu, který během tří minut urazil na obloze asi 20º. Měl vzhled jasné kondenzace 1 mag a byl obklopen slabší mlhovinou o průměru 2º. Podle R. Rasta šlo o rozptyl světla na krystalcích ledu, které vznikly vypuštěním vody z raketoplánu Discovery asi 7 minut před citovaným pozorováním. Tak se znovu potvrdilo, že i velmi bizarní úkazy UFO lze vysvětlit zcela racionálně aktivitou pozemšťanů.

12. Přístroje

Přístrojovou událostí roku se nepochybně stalo dokončení největšího pozemního teleskopu na světě o ekvivalentním průměru primárního zrcadla 10 m. Dalekohled byl na počest hlavního mecenáše nazván Keckovým teleskopem I a znamená v mnoha ohledech průlom do dosavadní techniky výstavby obřích zařízení pro optický a infračervený obor spektra. Pomineme-li ne zcela úspěšný sovětský šestimetr z r. 1976, byl totiž největší dosavadní teleskop na Mt. Palomaru koncipován G. Halem již ve třicátých letech našeho století. Hale původně uvažoval o průměru primárního zrcadla 7,5 m, ale technický posudek jím vybraného týmu (byli v něm námořní kapitán, arktický badatel a řidič nákladních aut!) prokázal, že tehdejší technika nemohla překročit průměr zrcadla 5 m. Nebýt druhé světové války, byl palomarský teleskop dokončen před r. 1942, čili ke zdvojnásobení průměru jeho zrcadla potřebovali astronomové celé půlstoletí.

Jak známo, Keckův teleskop stojí na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech ve výši 4 200 m n. m. v kopuli vysoké jenom 33 m – to je dáno velkou světelností primárního ohniska teleskopu. Celý projekt v hodnotě 94 milionu dolarů se uskutečnil za pouhých pět let a ještě před jeho dokončením bylo v listopadu 1990 získáno tzv. „první světlo“, při němž se potvrdily optické kvality přístroje. Primární zrcadlo se totiž skládá z nevelkých (1,8 m) asférických segmentů šestiúhelníkového tvaru. Centrální segment je vynechán, čímž vzniká otvor pro dlouhá ohniska. Poslední 36. segment byl instalován 14. dubna 1992.

Plochy segmentů jsou vyleštěny s přesností na padesátinu vlnové délky, takže 80 % záření bodového zdroje se zobrazí jako kotouček o průměru 0,25″. Teleskop je vybaven systémem aktivní optiky, umožňující lícování segmentů s přesností na 4 nm . Sekundární zrcadlo Keckova teleskopu má průměr 1,45 m a jeho konečný hyperbolický tvar byl upraven obráběním iontovým svazkem. Podobným postupem budou postupně opracovány všechny segmenty primárního zrcadla. Keckův teleskop bude nejprve vybaven infračervenými kamerami a později též spektrografy a další pomocnou aparaturou.

Mezitím již Keckova nadace uvolnila fondy pro výstavbu Keckova teleskopu II ve vzdálenosti 80 m od prvního stroje. První segment pro nové primární zrcadlo byl ve sklárnách Schott dokončen v srpnu 1992 a v současné době jsou již k dispozici dvě třetiny z celkového počtu segmentů, takže termín dokončení teleskopu v r. 1996 je reálný. Vznikne pak unikátní interferometr se sběrnou plochou odpovídající 14m reflektoru.

V témže roce má být vylepšen dosavadní vícezrcadlový teleskop MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně, jenž se dosud skládá ze 6 zrcadel o průměru 1,8 m na společné montáži, využívající rovněž systému aktivní optiky. Tato zrcadla budou demontována a nahrazena monolitickým tenkým zrcadlem o průměru 6,5 m, které v dubnu 1992 odlil v rotující peci R. Angel se svou skupinou. Při světelnosti primárního ohniska f/1,25 se tak zvětší zorné pole teleskopu z dosavadních 3′ na celý 1ºa sběrná plocha teleskopu se zdvojnásobí. Arizonští astronomové tak získají za pouhých 43 milionů dolarů jeden z nejvýkonnějších obřích teleskopů konce 20. století.

O rok později má být dokončen projekt Gemini – výstavba dvou identických 8m teleskopů na severní a jižní polokouli konsorciem amerických univerzit. Za 176 milionů dolarů bude postaven „severní“ teleskop na Mauna Kea a „jižní“ na Cerro Pachon v Chile ve výši 2 750 m n. m. Na observatoři Las Campanas v Chile má být v té době dokončen 6,5m teleskop Magellan a na Mt. Grahamu v Arizoně dva 8m teleskopy pracující spřaženě, tedy jako teleskop s průměrem zrcadla 11,3 m. Projekt Columbus má bohužel zpoždění dané jednak problémy s financováním a jednak sporem s militantními arizonskými ekology, kteří se obávali o duševní rovnováhu vzácných červených veverek na úbočí hory. Astronomové se proto zčásti přeškolili na pozorovatele veverek a nejnovější zpráva jistě potěší každého ekologa: během dosavadní výstavby se populace veverek na Mt. Grahamu zdvojnásobila! Kromě toho se na Mt. Grahamu staví 1,8m teleskop Vatikánské observatoře VATT s rekordní světelností f/1 .

Do klubu majitelů obřích teleskopů však hodlají vstoupit i další země. Již v r. 1995 má být na observatoři Roque de los Muchachos na ostrově La Palma uveden do chodu italský 3,5m teleskop Galileo – fakticky dvojče známého teleskopu NTT, který vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) na La Silla v Chile. Japonci uvolnili 304 miliony dolarů na vybudování 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea a Němci tam hodlají postavit složený 12m teleskop DGT – vrchol sopky Mauna Kea se tak stane nejzasklenějším vulkánem na světě.

Vcelku je tedy ve stavbě či alespoň ve stadiu schválených projektů 13 teleskopů s průměrem zrcadla nad 6,5 m a po jejich dokončení vzroste sběrná plocha zrcadlových teleskopů na Zemi o plných 675 m2 (dnešní souhrnná plocha všech zrcadlových teleskopů na Zemi dosahuje 300 m2). Vůbec největším zařízením ve výstavbě je teleskop VLT ESO na Mt. Paranalu v Chile. Jde o jeden z nejnákladnějších a technicky nejsložitějších projektů v dějinách přírodních věd, komplikovanější než třeba slavný urychlovač LEP v CERN v Ženevě nebo než projekt miniaturního raketoplánu Hermes organizace ESA.V současné době jsou již dohotoveny dva 8,2m disky o tloušťce pouhých 177 mm a první z čtveřice teleskopů má být v provozu v r. 1997. Pro zvýšení interferometrické účinnosti bude VLT doplněn nejméně dvěma 2m teleskopy, jež se budou moci posouvat na základně dlouhé 200 m (jakási obdoba obří rádiové antény VLA).

Dnes patrně nejvýkonnější pozemní dalekohled 3,5m NTT na La Silla v Chile se již běžné ovládá dálkově z Garchingu v Německu a pokusně i z jiných evropských institucí. Přenos hlasu, obrazu i dat se děje pronajatou linkou rychlostí 64 kb/s –zpoždění na trase činí 0,6 s. M. Albrecht a E. Raimond se zabývali účinností teleskopu v letech 1988–90 a zjistili, že v létě dosahuje až 60 %, v zimě asi 30 % . Vinou špatného počasí se ztrácí v celoročním průměru asi 25 % času, nastavováním teleskopu a čekáním na záznam dat dalších 20 % . Technické prostoje představují asi 5 % času. Jedno pozorování trvá v průměru 4 ÷ 6 minut. To jsou opravdu vynikající parametry, dokonce i v porovnání s kosmickými zařízeními typu Hubbleova kosmického teleskopu.

R. West shrnul současný stav detekční techniky pro optický obor. Fotografie se v astronomii uplatnila záhy po svém vzniku a dodnes se dají proměřovat fotografické desky pořízené v poslední dekádě 19. století. Fotografie nabyla dále na významu po vynálezu širokoúhlé Schmidtovy komory v r. 1930, kdy se začalo používat rozměrných fotografických desek schopných prohnutí podle tvaru ohniskové „roviny“. Kolem r. 1970 vyvrcholil technologický vývoj jemnozrnných emulzí Kodak IIIa, jež umožnily při 4 % kvantové účinnosti zobrazit na přehlídkových snímcích objekty až 23 mag.

V r. 1979 se v astronomii poprvé použilo polovodičových matic typu CCD (nábojově vázané prvky), které se rychle prosadily svou vysokou kvantovou účinností (až 80 %), dynamikou (tři až čtyři řády proti dvěma řádům fotografické emulze) a linearitou a též vyšší přesností fotometrie (0,02 mag proti 0,07 mag fotografické fotometrie). Matice CCD však mají také řadu nectností, především jsou dosti drahé, a kromě toho není uspokojivě vyřešena dlouhodobá archivace zaznamenaných údajů, jichž je navíc opravdu hodně (řádově TB). Pro přehlídkové snímky se dosud nedají použít pro nedostatečné geometrické rozměry čipů. Největší zhotovené čipy CCD totiž dosahují rozměrů 50 × 50 mm, kdežto Schmidtovy komory vyžadují rozměry detektoru 350 × 350 mm. Za uplynulé století bylo zejména na Harvardově observatoři v USA a v Sonnebergu v Německu shromážděno na 650 000 širokoúhlých snímků, které lze levně skladovat a které zůstanou čitelné patrně i po dalších staletích. Archiv v Sonnebergu je stále živý, do května r. 1992 se v něm nacházelo již 240 tisíc desek a každým rokem přibývá dalších 4 500 snímků.

O možné řešení problému nedostatečných rozměrů čipů CCD se pokusili M. Sekiguchi aj. pro Schmidtovu komoru o průměru 1,05 m observatoře Kiso. Z 16 čipů CCD o rozměrech 1 × 1 cm ( 1 000 × 1 018 pixelů ) sestavili mozaiku 2 × 8 čipů, tedy 2 000 × 8 144 pixelů tak, že vývody čipů byly umístěny jen po jedné straně čipu. Obecně lze takto sestavit mozaiky 2 × N čipů, přičemž lze docílit, aby mezery mezi čipy byly menší než 1 pixel (12 μm). Jejich mozaika se ovšem čte plných 5,3 minuty a tak se zaznamená 32 MB údajů. Prostoje vyvolané čtením velkých čipů začínají hrát nepříjemnou roli.

Zatím si tedy fotografické emulze uchovávají význam právě pro přehlídkové snímky a také u astrografů, kde jde o mimořádně přesné polohy hvězd a jiných kosmických objektů. Jinak však sledujeme opravdu nezadržitelný rozmach matic polovodičových detektorů, které rychle pronikají i do infračerveného pásma. V loňském roce byly u velkých teleskopů úspěšně vyzkoušeny matice pro blízký infračervený obor 1 ÷ 2,5 μm, obsahující až 256 × 256 pixelů. U 3m infračerveného teleskopu IRTF byla instalováno kamera pro střední infračervenou oblast 5 ÷ 18 μm s počtem 58 × 62 pixelů. Tím se postupně stírá rozdíl mezi zobrazováním v optické a infračervené oblasti spektra.

Výzkum v blízké infračervené oblasti se stane podstatnou částí práce Hubbleova kosmického teleskopu (HST) poté, co bude patrně v prosinci 1993 uskutečněna takříkajíc generální oprava celého zařízení při 61. letu raketoplánu. Při opravě mají být především vyměněny sluneční panely a nejméně tři nyní nefungující gyroskopy. Dosavadní planetární kamera bude nahrazena kamerou nové generace WFPC II, v níž je rovněž zabudována korekční optika. Panel rychlého fotometru HSP bude zaměněn za aparaturu COSTAR obsahující korekční zrcadlovou optiku pro zbývající přístroje HST. Zrcadélka COSTAR mají průměr jen několik desítek milimetrů a jejich povrch je vyleštěn s přesností na 1 nm! Toto zařízení, jež má odstranit problémy vyplývající ze sférické aberace primárního zrcadla, přišlo NASA na 30 milionů dolarů.

Nicméně i dosud nedokonalý HST již produkuje velké množství prvotřídních astronomických údajů úctyhodným tempem. Archiv HST, jenž je přístupný prostřednictvím počítačových sítí většině astronomů na světě, obsahoval koncem r. 1992 400 GB údajů na 200 optických discích. Každý měsíc nyní přibývá v průměru dalších 20 optických disků. Do 48 hodin po pozorování je k dispozici 98 % dat a externí pozorovatelé je obdrží na pásce nejpozději do týdne. Celková účinnost HST se zvedla na 36 % a pozorovací účinnost na 10 % . Největší zájem pozorovatelů se soustřeďuje na využití spektrografu FOS a širokoúhlé kamery WF/PC I, nejmenší zájem je o fotometr HSP. Pro astrometrii se s úspěchem využívá čidel jemné pointace FGS, které umožňují určit polohy hvězd do 17 mag s přesností na 0,003″.

Navzdory zmíněné sférické aberaci není rozlišovací schopnost samotného HST téměř vůbec snížena a blíží se teoretickým 0,07″. To umožnilo např. zobrazit některé těsné gravitační čočky nebo prstýnek kolem zbytku supernovy 1987A či také těsnou dvojici Pluto-Charon. Naproti tomu citlivost HST je opravdu výrazně snížena o plné dva řády, takže astronomové očekávají prosincovou misi raketoplánu opravdu s napětím. Kdyby se vše zdařilo podle plánu, stal by se HST na konci XX. století naprosto jedinečným zařízením pro studium vesmíru. Na nedávném kolokviu o dosavadních výsledcích činnosti HST poznamenal R.W. Smith, že „toto je takový typ astronomie, který by zaručeně ani sám Edwin Hubble nepoznal“.

Poněkud ve stínu HST probíhá mimořádně úspěšně měření astrometrické družice HIPPARCOS, započaté po mnoha technických obtížích v listopadu 1989. Jelikož se družice nedostala na původně plánovanou geosynchronní dráhu, probíhá sběr dat o něco pomaleji a místo původního plánu na 2,5 roku měření bylo ke splnění programu zapotřebí 3,5 let. Během prodloužené doby došlo jen k nevýznamné degradaci propustnosti optiky zhruba o 10 % a k jediné vážné závadě s funkcí setrvačníků v srpnu 1992, kterou se podařilo koncem října téhož roku odstranit. Zatím, zdá se, nic nebrání tomu, aby HIPPARCOS sbíral údaje až do poloviny r. 1994, což povede ke zvýšení přesnosti paralax i vlastních pohybů, jakož i ke zlepšení dvoubarevné fotometrie stovek tisíc hvězd. HIPPARCOS totiž dodává údaje na Zemi úctyhodným tempem 130 MB/den, takže brzy budou v archivu družice 2 TB údajů. Zpracování tohoto nesmírného objemu dat probíhá poměrně rychle, a tak lze očekávat, že úplný katalog dat z HIPPARCOSE bude zveřejněn již v r. 1997.

V současné době jsou známy paralaxy 109 000 hvězd s přesností lepší než 0,003″ (konečným cílem je přesnost lepší než 0,002″) a polohy více než milionu hvězd s přesností lepší než 0,1″ (konečný cíl je 0,03″). Pro 400 000 hvězd jsou již známy jasnosti v systému BV s chybou do 0,05 mag. Pokud nedojde k nějaké vážné závadě, podaří se v programu HIPPARCOS překročit plánované cíle jak co do kvality, tak i množství zkoumaných objektů, což v každém případě povede k revolučnímu zvratu v astrometrii, leč i astrofyzice a kosmologii.

Na tomto místě se sluší vzpomenout kosmického veterána družice IUE, vypuštěné r. 1978 a od té doby vytrvale získávající ultrafialová spektra kosmických objektů. Financování provozu družice je zajištěno do r. 1994 a družice zatím stále výtečně pracuje přes jisté potíže se setrvačníky. (Z původních šesti pracují již jen dva!) Tato nevelká a vlastně poměrně laciná družice poskytla až dosud podklady pro více než 2 500 původních vědeckých prací v recenzovaných časopisech, čímž se zcela určitě zapsala do Guinessovy knihy: pokud je pisateli známo, neexistuje v přírodních vědách žádná aparatura (včetně obřích urychlovačů v částicové fyzice) se srovnatelným užitným výkonem. Vzorně vedeného archivu družice IUE, jenž v současné době obsahuje záznamy téměř 85 000 ultrafialových spekter, budou astronomové využívat jistě mnoho desítek let.

Oborem, jenž se podobně jako optická astronomie dá provozovat jak ze Země, tak z kosmu, se postupně stává radioastronomie. Mezi pozemními zařízeními stále vévodí nepohyblivý 300m radioteleskop v Arecibu, jehož přijímací část má být již potřetí modernizována, což zvýší její citlivost třikrát. Také radiolokátor bude upraven na výkon desetkrát vyšší. V nejbližších letech proběhne první modernizace obří aparatury VLA v Novém Mexiku a v Green Banku náhradou za zhroucený radioteleskop bude v r. 1995 uveden do chodu nákladem 75 milionů dolarů plně pohyblivý 100m radioteleskop umožňující měření i pod hranicí vlnové délky 10 mm. Na Kavkaze celkem úspěšně funguje známý válcový radioteleskop RATAN-600 se sběrnou plochou 3 500 m2 a rozlišením 5″ v pásmu centimetrových a decimetrových vln. Patrně nejvýkonnějším pozemním zařízením je holandský radioteleskop ve Westerborku, dosahující průměrné účinnosti 56 % .

Ve Spojených státech se právě uvádí do provozu interferometrický systém VLBA, skládající se z 10 antén o průměru 25 m podél 49. rovnoběžky, jenž umožní rozlišení až 0001″. Na Mt. Grahamu se dokončuje submilimetrový radioteleskop s průměrem parabolické antény 10 m schopný práce na vlnových délkách nad 0,3 mm. Na Mauna Kea má být do r. 1996 dokončena soustava šesti 6m antén pro submilimetrovou oblast umožňující rozlišení 0,1″. Výhledově se uvažuje o „milimetrové“ analogii antény VLA, která by sestávala ze 40 přesných 8m parabol. Další milimetrový interferometr IRAM byl již uveden do chodu ve Vysokých Alpách ve Francii na Plateau de Bure ve výši 2 560 m n. m. Sestává ze tří parabol o průměru 15 m, které se pohybují po kolejnicích tvaru T s délkami 160 a 288 m. Aparatura je schopna pracovat v pásmu 80 ÷ 115 GHz.

Indové ohlásili výstavbu anténní soustavy pro decimetrové a metrové vlny GMRT na observatoři asi 80 km od Pune v západní Indii. Do konce r. 1994 má být nákladem 20 milionů dolarů zbudována soustava 30 parabol o průměru 45 m, přičemž 12 parabol bude rozmístěno ve čtverci o hraně 1 km a zbylých 18 na půdorysu obřího Y o délce 14 km. Na vlnové délce 211 mm bude systém dvakrát citlivější než dosavadní VLA v Novém Mexiku.

Nejúspěšnější kosmickou radiovou aparaturou se přirozeně stala družice COBE, která by měla pracovat až do konce r. 1994. Mezitím ESA ohlásila plány na vypuštění „submilimetrové“ družice FIRST pracující v pásmu 0,3 ÷ 3 THz (0,1 ÷ 1 mm).

Druhou v sérii velkých kosmických observatoří NASA je, jak známo, nejtěžší astronomická družice Compton (původně zvaná GRO). Byla vypuštěna v dubnu 1991 a její plánovaná životnost činí dva roky. S ohledem na selhání palubních magnetofonů se nyní data předávají na komunikační družice TDRSS přímo, čímž se výkon družice snižuje asi o pětinu. Následkem toho byla přehlídka oblohy v oboru záření gama ukončena až v prosinci 1992 a na doplňkové programy zbývá jen několik měsíců.

Podobnou funkci jako Compton má v oboru měkkého rentgenového záření družice ROSAT, vypuštěná v červnu 1990 a pracující na přehlídce celé oblohy v pásmu energií 0,1 ÷ 2,4 keV. Citlivost družice je o řád lepší než u předešlých družic Einstein a Exosat, které na obloze rozlišily necelých 1 000 diskrétních zdrojů rentgenového záření. ROSAT již zobrazila na 60 000 zdrojů, převážně hvězd, kup galaxií a kvasarů. Mezi 20 000 hvězdami jsou početně silně zastoupeni bílí trpaslíci ve dvojhvězdách a pozůstatky supernov. Na 5 000 zdrojů odpovídá kupám galaxií s červeným posuvem až z = 0,3, což umožní zlepšit naše představy o prostorovém rozložení galaxií. Nejméně 20 tis. zdrojů odpovídá kvasarům s červeným posuvem až z = 3,8. Pro velká z však prostorová hustota rentgenově aktivních kvasarů zřetelně klesá.

Na palubě ROSAT se nachází rovněž aparatura pro detekci extrémního ultrafialového záření v rozsahu vlnových délek 6 ÷ 20 nm. Zatím tak družice ROSAT umožnila záznam asi 1 000 zdrojů záření EUV – jde převážně o hvězdy se zřetelnými korónami, kataklyzmické proměnné a bílé trpaslíky.

Oborem EUV se speciálně zabývá nová družice EUVE, vypuštěná 7. června 1992 na oběžnou dráhu ve výši 550 km. Je vybavena čtyřmi teleskopy s průměry zrcadel 0,4 m, které pracují v pásmu 7 ÷ 76 nm s úhlovým rozlišením 6′ . První půlrok práce družice byl věnován přehlídce celé oblohy, při níž se podařilo zaznamenat záření EUV pro 17 hvězd pozdních typů, 18 hvězd spektrální třídy B a 10 bílých trpaslíků. Několik desítek objektů se dosud nezdařilo opticky identifikovat. Po dokončení celkové přehlídky oblohy se počítá s využitím družice EUVE pro sledování vybraných objektů po dobu několika let.

Finanční obtíže naneštěstí oddalují či dokonce zpochybňují původní program NASA na dokončení programu velkých observatoří před koncem desetiletí. Financování obří rentgenové družice AXAF je natolik omezeno, že se nyní uvažuje buď o rozdělení programu na dvě menší družice, anebo dokonce o zrušení projektu. Podobně je vážně ohrožena možnost realizace obří infračervené družice SIRTF. J. Kwok a P. Eisenhardt proto navrhli vyslat tuto družici na tzv. driftující sluneční dráhu, která vyžaduje méně energie než vysoká oběžná dráha kolem Země. Naproti tomu ESA počítá s vypuštěním infračervené družice ISO koncem r. 1995. Kryogenní dalekohled na palubě družice bude mít průměr 0,6 m a bude pracovat v pásmu 3 ÷ 200 μm se zobrazovací kamerou pro blízkou a střední infračervenou oblast, dále s fotopolarimetrem a konečně se spektrometrem nejméně po dobu 18 měsíců.

V loňském roce v říjnu zanikla vytrvalá umělá družice Venuše Pioneer Venus Orbiter, pracující od prosince r. 1978, která získala 400 Mb údajů o planetě, o slunečním větru, ale též o zábleskových zdrojích záření gama. Zato se podařilo znovu navázat spojení s kosmickou sondou Sakigake, vypuštěnou v lednu 1985 k Halleyově kometě. Počátkem ledna 1992 se tato japonská sonda přiblížila na pouhých 89 000 km k Zemi a byla navedena na dráhu, která se podobá dráze Země, takže nyní trvale měří vlastnosti zemské magnetosféry a slunečního větru. Další japonská sonda Hiten byla v polovině února 1992 navedena na eliptickou dráhu kolem Měsíce s oběžnou periodou 4,7 dne, periluním 9 600 a apoluním 49 000 km. Jde o první soustavný kosmický výzkum Měsíce po 17 letech.

Kosmická sonda Ulysses dospěla 8. února 1992 k Jupiteru a plánovaným gravitačním manévrem se dostala na polární dráhu, která ji vynese do vysokých heliografických šířek v létě r. 1994 (kolem jižního pólu Slunce) a v létě r. 1995 (kolem pólu severního) ve vzdálenosti asi 2 AU od Slunce. Od tohoto jedinečného experimentu si astronomové slibují komplexní pohled na sluneční činnost, vlastnosti koróny a slunečního větru. Všech 9 přístrojů na sondě funguje dobře a v okolí Jupiteru se podařilo získat cenné údaje zejména o magnetosféře planety.

K Jupiteru nyní směřuje i kosmická sonda Galileo, jež startovala ze Země v říjnu 1989 a v únoru 1990 proletěla pouhých 16 000 km od Venuše, přičemž testovala své zařízení, zejména kameru. V prosinci 1990 a 1992 proletěla v blízkosti Země s cílem dále zvýšit svou rychlost vůči těžišti sluneční soustavy. Při posledním průletu byly na sondu vyslány ze Země laserové signály, které kamera na sondě zachytila ještě ze vzdálenosti 6 milionů km. Přiblížení k Zemi využili technici k rychlému přenosu většiny snímků planetky Gaspra pořízených při průletu sondy 29. října 1991. Jak známo, na sondě se nepodařilo otevřít hlavní parabolickou anténu, takže ke komunikaci se užívá menší antény s podstatně nižší rychlostí přenosu. Zatímco hlavní anténa by u Jupiteru umožnila přenášet data rychlostí 134 kb/s, pomocná anténa bude schopna rychlosti tisíckrát nižší. Různými triky a zejména pak kompresí údajů se podaří tyto nevýhodné poměry asi desetkrát zlepšit, ale stejně to znamená, že úkoly náročné mise se podaří splnit nanejvýš na 70 % . Nejvíce bude postižen projekt snímkování Jupiteru, kde místo plánovaných 50 tisíc snímků se zřejmě podaří přenést nanejvýš 4 000 záběrů.Koncem září startovala sonda Mars Observer, jež doletí k rudé planetě koncem srpna 1993 a měla by pracovat na oběžné dráze kolem Marsu téměř dva roky. Kuriózně ani Marsu nebyla věnována téměř žádná pozornost od éry Vikingů, když sovětská sonda Fobos 2 splnila své poslání jen zčásti.

Z dalších uvažovaných kosmických výprav se nyní dostává do popředí průletová sonda k Plutu, která by mohla mít hmotnost až 800 kg, startovala by v r. 2001 a využila by ke zkrácení letu mocné gravitace Jupiteru v r. 2006, takže kolem Pluta a Charonu by proletěla v létě r. 2015 – těsně předtím, než rozsáhlá plynná atmosféra Pluta na řadu desetiletí zmrzne. Obdobně se uvažuje o orbitální sondě k Neptunu, která by startovala v r. 2002, nabrala rychlost u Jupiteru v r. 2007 a k Neptunu dorazila na jaře 2021.

První konkrétní plán pro umístění velkého teleskopu na Měsíci zveřejnil J. McGraw. Podle něho by bylo možné soudobou technikou vybudovat na Měsíci průchodní 2m teleskop zcela bez pohyblivých částí, jenž by pracoval v širokém pásmu od ultrafialového do blízkého infračerveného oboru spektra po dobu téměř 20 let s úhlovým rozlišením 0,1″.

Pro analýzu širokoúhlých snímků oblohy navrhli S. Odewahn aj. programy založené na využití neuronových sítí, které umožňují na snímcích z Palomarského fotografického atlasu oblohy bezpečnou klasifikaci hvězd a galaxií až do 18,5 mag. K tomu poznamenává americký astronom L. Smarr, že „je posláním astronomie, aby se stala první výlučně digitální vědou“.

13. Astronomie a společnost

Loni v dubnu zemřel ve věku 72 let americký biochemik a proslulý popularizátor přírodních věd i autor vědecko-fantastických románů a povídek Isaac Asimov. Jeho knihy patřily často mezi bestsellery a nepochybně se zasloužily o zlepšení obecného povědomí o vědě, včetně astronomie. Koncem r. 1991 zemřeli Harlan J. Smith, dlouholetý ředitel McDonaldovy observatoře v Texasu, jenž se mimo jiné zasloužil o vybudování tamějšího 2,7m reflektoru, užívaného pro měření vzdálenosti Měsíce laserem, dále J. E. Merill (tabulky pro výpočet elementů zákrytových dvojhvězd), W. A. Hiltner (průkopník polarizačních měření v hvězdné i mezihvězdné astrofyzice) a konečně F. J. Heyden, dlouholetý ředitel jezuitské observatoře v Manile na Filipínách. V r. 1992 zemřeli S. Hayakawa, japonský astrofyzik specializující se na částice a fotony vysokých energií, S. Arend (komety), T. J. Deeming (teorie zpracování dat) a G. K. O´Neill (projekty kosmických kolonií).

Největší ztrátou však byl odchod holandského astronoma prof. Jana H. Oorta, narozeného 28. dubna 1900, jenž zemřel 5. listopadu 1992. Po dobu 70 let publikoval původní vědecké práce z mnoha oborů astronomie, vychoval celou generaci holandských i zahraničních astronomů a podílel se významnou měrou na rozvoji novodobých observatoří i na mezinárodní organizaci astronomického výzkumu. Při příležitosti svých devadesátin poskytl rozhovor věstníku ČAS Kosmické rozhledy (KR 28:1990, č.3, str. 89).

Jeden z žáků prof. Oorta Maarten Schmidt obdržel loni prestižní medaili C. Bruceové, kterou uděluje za celoživotní dílo Pacifická astronomická společnost. Prof. Schmidt proslul r. 1963 rozluštěním záhady spektra objektu 3C 273, jenž se tak stal prototypem nové třídy kosmických objektů – kvasarů. Britská Královská astronomická společnost udělila zlaté medaile ruskému astrofyzikovi V. L. Ginzburgovi a Američanu E. N. Parkerovi. Herschelovu medaili téže Společnosti získal britský radioastronom A. G. Lyne za výzkumy pulzarů. Francouzská astronomická společnost jmenovala laureátem Janssenovy ceny za r. 1992 Luboše Perka, bývalého ředitele Astronomického ústavu ČSAV a předsedu ČAS – jde o historicky nejvýznamnější mezinárodní uznání českému astronomovi ve XX. století.

Několik předních astronomických institucí mění své šéfy. Koncem r. 1991 odešel z funkce ředitele proslulého Ústavu Maxe Plancka pro astrofyziku do výslužby prof. R. Kippenhahn a v dubnu 1992 admirál R. P. Truly přestal šéfovat NASA – jeho odchod byl však vynucen změnou priorit v NASA. Koncem roku pak ukončil R. Giacconi funkci ředitele Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimoru a od r. 1993 do r. 1997 bude ředitelem Evropské jižní observatoře. Předchozí šéf ESO prof. L. Woltjer, jenž je v současné době prezidentem Evropské astronomické společnosti (EAS), je navrhován na příštího prezidenta Mezinárodní astronomické unie.

Za kolektivního člena EAS byla loni v červnu přijata ČAS jako jedna z prvních národních astronomických společností. Astronomický ústav ČSAV se při interním hodnocení ústavů Akademie umístil na výtečném 2. místě mezi 24 ústavy oddělení věd o neživé přírodě, hned za Matematickým ústavem. To je cenná deviza pro dobu, kdy dochází k výrazné restrikci základního výzkumu v České republice; nejlépe hodnocené ústavy jsou totiž postiženy nejméně.

Ve Spojených státech byla loni poškozena zemětřesením známá sluneční observatoř Big Bear, která se nacházela jen 8 km od epicentra. Pozorování na této nejvýkonnější sluneční observatoři na světě byla přerušena na čtvrt roku a náprava škod stála 300 000 dolarů. Na chilských observatořích CTIO a ESO se v letech 1991–2 začaly pořádat cyklistické závody (že by inspirované našimi Ebicykly?), kterých se účastní desítky zaměstnanců observatoří. Rozhodně nejde o lehké vyjížďky – na Cerro Tololo byla trasa dlouhá jen 34 km, ale cyklisté museli zdolat převýšení plných 1 600 m, když cíl byl ve výši 2 200 m n. m.!

Do kategorie sportovních výkonů lze patrně zařadit úspěšný pokus amerických astronomů-amatérů, kteří v jedné březnové noci r. 1991 uspořádali závod o vizuální spatření všech 108 objektů Messierova kataloguu. (Objekty M101 a M102 jsou totiž identické.) Podle C. Rayma pozorovatelé vybaveni triedry a světelnými dalekohledy spatřili celkem 107 Messierových objektů. Vzdoroval pouze jediný – M2 –, který však zaznamenali na matici CCD.

Koncem června 1992 se konalo v Paříži mezinárodní sympozium pod záštitou UNESCO, ICSU a IAU, věnované záporným vlivům prostředí na astronomická pozorování. Jak známo, jde především o přesvětlení noční oblohy, dále o rádiové rušení a konečně o vznik kosmického smetí v prostoru kolem Země. Účastníci sympozia zdůraznili, že temná obloha a čistý kosmický prostor patří k přírodnímu dědictví lidstva, jež si zaslouží zvláštní a trvalou ochranu. Současná situace není radostná: trpí zejména citlivá radioastronomická měření vinou rušení telekomunikačními službami na Zemi i v kosmu. Jas pozadí se zhoršuje takovým tempem, že např. Evropa a USA již nemají nikde dostatečně temnou oblohu. Také nárůst neregistrovaných částic kosmického smetí může zcela znemožnit rozvoj kosmonautiky v příštím století. Jen na okraj bych chtěl poznamenat, že za některá zhoršení astronomického prostředí lidé opravdu nemohou. Podle fotometrických měření se po výbuchu filipínské sopky Pinatubo zvýšila extinkce v zemské atmosféře až o 0,08 mag ve všech spektrálních pásmech a není jasné, kdy toto vulkanické zaprášení ovzduší zmizí.

Astronomové, zdá se, ztrácejí i poslední výhodu, jež se historicky tradovala, totiž že se údajně dožívají vyššího průměrného věku než ostatní smrtelníci. Podle D. Hermanna byla průměrná délka života 170 astronomů narozených v letech 1715–1825 celých 71,6 let, zatímco obecná populace tehdy dosahovala jen 60,7 let. V současné době se však průměrný věk astronomů od střední délky života celé populace již vůbec neliší.

V. Trimbleová se zabývala citační analýzou pro americké astronomy v letech 1982–92. Nejhorší výsledek byla 1 citace práce daného astronoma za 2 roky, nejlepší plných 908 citací za rok. Průměr činí kolem 50 citací na astronoma za rok. Nejvyšší počty citací mají dle autorky zralí teoretici zabývající se kosmologií, popřípadě astrofyzikou vysokých energií, kteří jsou zaměstnáni v prestižní americké vědecké instituci. Tento návod, jak zlepšit vlastní citační profil, se bohužel do našich poměrů příliš nehodí. Navíc je podle H. Abta v citacích nemálo chyb. V prestižním časopise The Astrophysical Journal našel autor chyby ve 12 % citací a dokonce i ve známém Science Citation Index (což je nyní nemilosrdný třídič kvality i pro domácí astronomy) je 3,6 % citací špatně. Abt současně zjistil, že průměrná astronomická práce obsahuje 35 citací, z nichž 0,4 % je zcela nesmyslných, 2 % uvádí nesprávně stránku původní publikace, 1,4 % má chyby ve jméně a 7,5 % chyby v iniciálách křestních jmen. V nejhůře dokumentované práci bylo 71 % chybných citací! Citační chyby se šíří snadno, jelikož noví autoři necitují prvotní prameny, ale opisují citace z jiných studií.

D. Verner přišel se zajímavou myšlenkou hodnotit astronomy nejen dle citací, ale též dle frekvence poděkování v závěrech prací jejich kolegů. V r. 1991 připadala na jednu astronomickou práci poděkování 2,9 osobám. Nejnezištnějšími astronomy roku se tak stali R. Blandford, J. Huchra, R. Kurucz, J. Ostriker, B. Paczyński, S. Tremaine a S. White.

V červenci 1992 přišel The Astrophysical Journal s revoluční inovací, když jako přílohu časopisu dostali předplatitelé videokazetu se záznamy o sluneční činnosti a o simulaci vzniku galaxií na superpočítači. Pro předplatitele je videokazeta zdarma, ale autor se prohne: za zpracování přílohy zaplatí tisíc dolarů. Konečně od r. 1993 začínají oba vedoucí americké astronomické časopisy přijímat jako přílohy vědeckých prací rozsáhlé (nad 15 kB) datové soubory, které budou zatím dvakrát ročně souhrnně publikovány na kompaktních discích ROM.

To vše je však teprve předzvěstí éry elektronického publikování vědeckých prací. Průměrná práce obsahuje dle P. Ginsparga 50 kB, takže na jeden optický disk lze uložit asi 20 000 prací. Na obyčejnou videokazetu pro formát 8 mm lze však uložit 2 GB, tedy asi 40 000 prací za cenu pouhých 7 dolarů. Počítačové sítě přenesou jednu práci za 1/30 s, ale to se dá ještě o půldruhého řádu zrychlit. Preprinty vědeckých prací se již běžně přenášejí prostřednictvím sítí, a tak lze postupně ušetřit za nákladné knihovny, papír, tiskařské barvy atd. Podle E. Garfielda vychází nyní již šest interaktivních elektronických vědeckých časopisů a jejich počet bezpochyby rychle poroste.

V současné době má asi 5 milionů odborníků po celém světě přístup k elektronické literatuře a datům prostřednictvím asi 7 500 počítačových sítí, z nichž patrně nejrychleji roste internet (dostupný též v ČR) – o 15 % měsíčně ! Recenze se tak neobyčejně zrychlují a rozšiřují – preprint dostupný v elektronické síti může posuzovat kdokoliv. Elektronicky řízené knihovny tak asi přejdou od nakupování celých časopisů k nakupování jednotlivých článků, popřípadě abstraktů, jenže taková revoluce přinese nové problémy.

Může totiž dojít k diskriminaci těch odborníků, kteří nebudou napojeni na příslušné sítě, a vznikne problém s kompatibilitou systémů, zvláště pokud jde o přenos černobílých a barevných snímků. Navíc se počítačové systémy rychle vyvíjejí a záznamová média se příliš nehodí pro dlouhodobé archivování. Lidské oko stále nejrychleji a bez únavy čte data na papíře, který je laciným a trvanlivým archivním prostředím. M. Friedjung však případně poznamenává, že bez ohledu na způsoby archivace by měla být data uchovávána v těch zemích, kde v nejbližším století nehrozí nebezpečí občanské války či jiných násilných akcí – jenže kdo z astronomů umí věštit?

V. Greco aj. se vydali do florentského vědeckého muzea, kde se uchovávají dva Galileovy teleskopy a jedna čočka, kterou zřejmě rovněž používal. Proměřením optických parametrů zjistili, že indexy lomu čoček se pohybovaly kolem 1,5 a že samostatná čočka o průměru 58 mm zacloněná na 38 mm byla nejkvalitnější – dosahovala prakticky difrakční meze. Objektivy v dalekohledech měly průměry 51, resp. 37 mm, ale byly zacloněny na 26, resp. 16 mm při ohniskových vzdálenostech 1 330 a 980 mm. Dalekohledy dosahovaly zvětšení 21×, resp. 14× a jejich úhlové rozlišení činilo 10″, resp. 20″.

Pro milovníky historických kuriozit připojuji ještě poznámku o autorovi ohniska coudé, tak populárního u moderních spektroskopických i vizuálních zrcadlových teleskopů. Název sám pochází z francouzštiny, kde znamená něco jako „zalomený“, ale autor sám byl náš rodák, jmenoval se Maurice Loewy a narodil se v Mariánských Lázních v r. 1833. Astronomii vystudoval ve Vídni, kde po jistou dobu pracoval na univerzitní observatoři. Kvůli židovské víře neměl naději na postup, a tak přijal v r. 1860 nabídku známého francouzského astronoma U. Le Verriera k přestupu na pařížskou observatoř. Zde navrhl zmíněný coudé teleskop s objektivem o průměru 0,6 m a ohniskem 18 m, jímž pořizoval atlas Měsíce.

Nejen Říše hvězd (73:1992, č.12, str. 180), ale i zahraniční časopisy přinesly loni několik nových domněnek o identifikaci biblické Hvězdy betlémské s konkrétním astronomickým úkazem. C. Humphreys usuzuje, že muselo jít o jediný objekt, takže obvykle uvažované konjunkce planet se prostě nehodí. V čínských záznamech našel jasnou kometu z r. 5 př. n. l., která byla vidět na jaře v souhvězdí Kozoroha. Podle toho pak klade zrození Krista do období mezi 9. březnem a 4. květnem r. 5 př. n. l. Podle tohoto autora se Ježíšova obřízka uskutečnila mezi 16. 3. a 11. 5. a tři králové dorazili do Betléma mezi 20. 4. a 15. 6.

Naproti tomu M. Molnar uvažuje dost svérázně o zákrytu Jupiteru Měsícem v souhvězdí Berana dne 20. března r. 6 př. n. l. a konečně I. Bulmer-Thomas v obsáhlé studii argumentuje, že betlémská hvězda zdaleka nemusela být nápadným úkazem, jak se obvykle soudí. Domnívá se, že bibličtí mudrci byli fakticky babylonští astronomové, kteří r. 5 př. n. l. po cestě do Jeruzaléma a posléze do Betléma pozorovali jedinou planetu, která v době příchodu do Betléma byla v zastávce, což je přesvědčilo, že právě tam mají hledat Dítě. Autor proto usuzuje, že šlo o „královskou planetu“ Jupiter, který byl toho roku vidět na ranním nebi počínaje 19. květnem. Dne 23. září dosáhl Jupiter -2,1 mag a vrcholil v Betlémě po půlnoci ve výši 79º. Podle toho by se Kristus narodil v druhé polovině září 5 př. n. l., což je při porovnávání s jinými historickými prameny zajisté přijatelné. Všechny publikované studie však znovu ukazují, jak je těžké rekonstruovat sled událostí z ne zcela určitých biblických zmínek, v nichž samozřejmě hrála astronomie zcela okrajovou úlohu.

Astronomie však hraje zcela podstatnou roli v současné snaze o popularizaci přírodních věd. Většinou se totiž soudí, že patří k nejsnáze popularizovatelným oborům, což v dnešní době obecného odlivu zájmu o vědu může mít přímo strategickou hodnotu. D. Hayes uvádí, že srozumitelnost textů lze doslova měřit. Ověřoval to na anglických textech, přičemž jako index srozumitelnosti použil veličinu, která hodnotí četnost výskytu jednotlivých slov v daném textu. Čím častěji se slova opakují, tím je text obecně srozumitelnější, a naopak. Hayes vyšel z faktu, že živá angličtina obsahuje přibližně 600 000 různých slov. S klesající srozumitelností index algebraicky roste. Podle autora patří mezi nejobtížnější texty vědecké práce v moderní biologii a obecně je patrné, že v daném oboru vědy se index s časem algebraicky zvyšuje, tj. texty jsou čím dál méně srozumitelné.

K nejobtížnějším časopisům patří americký vědecký týdeník Science s indexem +45 a britská Nature s indexem +32. Populárně-vědecký New Scientist dosahuje indexu +4 a běžné noviny se pohybují kolem indexu 0. Za posledních 40 let se obtížnost textů v měsíčníku Scientific American (v ruské mutaci je znám pod titulem V mire nauki) zvýšila z 0 na +10 a v Astrophysical Journal z +3 na +18, kdežto standardní učebnice astronomie má index -6,5. V porovnání s tím jsou zcela srozumitelné romány pro dospělé (index -19), dětské knihy pro věk 9–12 let (index -32) a samozřejmě běžná společenská konverzace (index -41). K nejjednodušší komunikaci patří, když matka hovoří ke svému tříletému dítěti (index -48), a na vůbec nejnižším stupni komunikačního žebříčku pak stojí promluva sedláka k jeho krávě (index -59). Ponechávám na čtenáři tohoto přehledu, aby si za dlouhých podzimních večerů spočítal index srozumitelnosti právě dokončené Žně objevů.