Žeň objevů – rok 1993

• Úvod
• 1. Planety Sluneční soustavy
• 2. Meziplanetární hmota
• 3. Slunce
• 4. Vznik a raný vývoj hvězd
• 5. Proměnné hvězdy
• 6. Neutronové hvězdy, hvězdné černé díry a pulzary
• 7. Naše Galaxie
• 8. Cizí galaxie a kvasary
• 9. Kosmologie a částicová fyzika
• 10. Obecná teorie relativity, černé díry
• 11. Život na Zemi a mimozemské civilizace
• 12. Přístroje
• 13. Astronomie a společnost

Věnováno památce českých astronomů RNDr. Jaromíra Širokého, CSc. (1930–1993) z Palackého univerzity v Olomouci, prof. Zdeňka Kopala (1914–1993) z Univerzity v Manchesteru, RNDr. Zdeňka Kvíze (1932–1993) z Univerzity v Sydney a slovenského astronoma RNDr. Jána Štohla, DrSc. (1932–1993) z Astronomického ústavu SAV v Bratislavě.

Úvod

Astronomie si rozhodně nemůže stěžovat na nedostatek převratných událostí. Stejně jako v předešlých letech přicházejí nejvíce nečekané objevy z kosmické blízkosti, zejména pak při studiu drobných těles Sluneční soustavy, planetek, komet a meteoroidů. Velkou zásluhu na trvajícím přívalu objevů má ovšem kosmonautika, přestože kosmické sondy se loni potkávaly se střídavými úspěchy a neúspěchy. Zato observatoře na oběžné dráze kolem Země si počínaly vesměs znamenitě. Skončila několikaletá téměř bezchybná funkce observatoří COBE a HIPPARCOS, avšak dále výtečně pracují stanice IUE, ROSAT a Compton. Nesporně největší publicitu však měla oprava a údržba Hubbleova kosmického teleskopu (HST), která se podle všech známek zdařila nejméně na 100 %.

1. Planety Sluneční soustavy

Loňským rokem vyvrcholila úspěšná činnost kosmické sondy a umělé družice Venuše Magellan, jež stála americké daňové poplatníky něco přes půl miliardy dolarů. Základní mapování téměř 99 % povrchu planety ve třech cyklech skončilo během dvou let v polovině září 1992. Během 5 300 obletů bylo na Zemi přeneseno na 3 TB informací, z nichž se zdařilo sestavit mapu povrchu s vodorovným rozlišením asi 120 m a svislým rozlišením 80 m. Na Venuši se podařilo rozpoznat na 16 000 sopek, z nichž nejvyšší je Maat Mons (výška 8,5 km, základna o průměru 450 km). Podle R. G. Stroma aj. je 63 % impaktních kráterů na Venuši neporušených a méně než 3 % jsou zalita lávou. Impaktní krátery jsou po povrchu rozloženy náhodně. Z těchto údajů autoři dovozují, že dnešní reliéf povrchu planety není starší než 300 milionů let. Vše nasvědčuje tomu, že nejpozději před 500 miliony lety došlo na Venuši ke katastrofální přestavbě povrchu, a od té doby jak vulkanismus, tak tektonika planety značně zeslábly.

Podle D. Grinspoona a S. Solomona atmosféra i plášť Venuše jsou velmi chudé na vodu. V atmosféře Venuše je jen stotisícina množství vodní páry, které je přítomno v atmosféře Země, zatímco celková hmotnost atmosféry Venuše, tvořené převážně oxidem uhličitým, je stokrát vyšší než hmotnost atmosféry Země. D. Grinspoon soudí, že Venuše přišla o většinu vody přibližně před miliardou let.

Americká NASA nakonec přece jen obdržela potřebné prostředky na udržení kontaktu se sondou, takže během 4. cyklu měření od podzimu 1992 do května 1993 se uskutečnila přesná měření dráhy sondy s cílem zjistit gravitační anomálie (mascony) v tělese planety. Na rozdíl od poměrů na Zemi je nad horami Venuše intenzivnější gravitace než nad prohlubněmi. Koncem května 1993 se pak uskutečnil pozoruhodný manévr, při němž se využilo brzdění sondy v atmosféře planety ke snížení dráhy a její postupné cirkularizaci. Tento manévr skončil po 70 dnech tak, že nyní se Magellan pohybuje ve výši 210 ÷ 600 km od povrchu Venuše.

Kombinace rozličných geofyzikálních, astronomických a dokonce i historických metod umožňuje postupně až nevídané zpřesňování údajů o zemském tělese a jeho proměnách. R. Lyttleton a H. Bondi tvrdí, že vysoký tlak a radioaktivní ohřev jádra Země působí fázové změny, v jejichž důsledku je jádro Země kapalné. Původní poloměr jádra činil 2 042 km a v průběhu věků se díky uvolněnému radioaktivními teplu zvětšil na dnešních 3 473 km. Zároveň se však povrch Země smršťuje o 0,1 mm/rok a tím se za poslední 3 miliardy roků uvolnilo dost energie na více než 20 epizod tvorby pohoří. Podle R. Jeanloze a T. Laye dochází k nejvýznačnějším interakcím na hranici jádra a zemského pláště, což pak ovlivňuje jak magnetické pole, tak rotaci Země. J.Valet a L. Meynadier uvádějí, že k velkým epizodám v intenzitě či dokonce k přepólování zemského magnetického pole došlo během posledních 4 milionů roků velmi rychle, tj. během tisíců let. Podle R. Coeho bylo před dvěma tisíciletími geomagnetické pole o plných 40 % vyšší než dnes. V současné době klesá jeho intenzita o 7 % za století.

F. Stephenson a L. Morrison studovali datování astronomických událostí na babylonských hliněných destičkách z doby až 700 let př. n. l. a tak potvrdili, že délka dne se v tomto období prodlužuje o 1,7 ms za století. To souvisí – jak známo – s brzděním zemské rotace slapovým působením Měsíce. P. Brosche a J. Wünsch zjistili, že slapy v oceánech nejsou zcela souměrné, takže tím dochází k odchylkám až 10 mm v poloze těžiště Země. J. Laskar aj. ukázali, že relativně nepatrné sekulární kolísání sklonu zemské osy k ekliptice v rozmezí +1,3° „zabezpečuje“ Měsíc. Kdyby Měsíce nebylo, vedlo by to k rozkomíhání sklonu v rozmezí 0 ÷ 85°, a tedy ke katastrofálním důsledkům pro život na Zemi. Titíž autoři zjistili, že Merkur a Venuše mají sklon rotační osy stabilizován slunečními slapy, zatímco sklon rotační osy Marsu chaoticky kolísá v rozmezí 0 ÷ 60°.

B. Schaefer kriticky prozkoumal rozličná hlášení o prvním spatření Měsíce těsně po novu a zjistil, že spolehlivý údaj uvedl Julius Schmidt, jenž viděl Měsíc ve stáří 15,4 h, a dále R. C. Victor, který s optickými pomůckami viděl Měsíc starý jen 13 h 28 min. Jinak loni Měsíci nebyla věnována prakticky žádná pozornost; za zmínku stojí jedině dopad japonské družice Hiten na povrch Měsíce poblíž kráteru Furnelius dne 11. dubna 1993.

Z různých zdrojů přicházely koncem roku velmi znepokojující zprávy o rekordně nízké koncentraci ozonu nad Antarktidou. Absolutní minimum ozonu ve vysoké atmosféře tam bylo zjištěno dne 6. října 1993, kdy ve výškách 13,5 ÷ 19 km ozon zcela vymizel a jeho souhrnná koncentrace dosáhla jen 88 DU (předešlé rekordní minimum z r. 1992 činilo 105 DU). Průměrná koncentrace v říjnu činila jen 100 DU oproti 107 DU v r. 1992. J. Waters aj. zjistili z družicových měření, že za pokles ozonové koncentrace je opravdu odpovědné zvýšené zastoupení atomárního chlóru v týchž vrstvách atmosféry, přičemž 80 % chlóru tam „dopravil“ člověk.

C. Emiliani shromáždil další důkazy pro Milankovičovu teorii, že střídání ledových a meziledových dob souvisí s periodickými změnami parametrů zemské dráhy a sklonu rotační osy. Nalezli dobrou korelaci mezi hodnotami zmíněných parametrů a střední teplotou na severní polokouli Země v posledním půl milionu roků. Přitom tyto změny jsou odpovědné hlavně za nástup ledové doby – její další rozvinutí a pokračování obstará složitá interakce mezi oceánem, ledovci a atmosférou. J. White aj. na základě studia vzorků ledu z grónských vrtů zjistili, že nástup ledové doby může být fakticky bleskurychlý: za jedinou dekádu může průměrná teplota klesnout o plných 10 °C. Maximum poslední ledové doby se odehrávalo před 22 tisíci lety a skončilo před 11,5 tisíci lety. Je pozoruhodné, jak přesně toto zakončení souvisí s rozvojem zemědělské civilizace. Autoři dále varují, že růst skleníkového efektu může v průběhu 21. stol. zvednout průměrnou teplotu povrchu Země o plných 7 °C, a tím i hladinu oceánů o 1,8 m – to by mělo přirozeně katastrofální následky právě pro zemědělství v úrodných přímořských nížinách.

V porovnání s těmito současnými nebo téměř současnými riziky pro pozemskou civilizaci se zdají úvahy o dlouhodobém nebezpečí kosmických katastrof trochu odtažité. Nicméně rozvoj pozorovací techniky i matematického modelování srážek s kosmickými tělesy vyvolal pravou záplavu studií, z nichž se v přehledu mohu zmínit jen o některých.

První vědeckou úvahu o riziku srážek Země s kosmickými tělesy uveřejnil již r. 1752 francouzský fyzik P. Maupertuis. Teprve v r. 1932 však astronomové objevili první planetku, jež se může dostat do blízkosti zemské dráhy - (1862) Apollo. Do konce r. 1992 bylo takových „křížičů“ zemské dráhy nalezeno 163, největší z nich je planetka (1627) Ivar o průměru 8 km.

Podle C. Chapmana a D. Morrisona je statistika křížičů přirozeně velmi neúplná. Známe jen asi 5 % těles s průměrem alespoň 1 km a méně než 0,1 % těles s průměrem nad 100 m. Kamenná tělesa s průměrem do 50 m nás ohrozit nemohou, jelikož jejich kinetické energie nepřekračují řádově 10¹⁶ J a explodují vysoko v zemské atmosféře. Největší riziko proto představují objekty s rozměry 0,5 ÷ 5 km. O většinu křížičů se ovšem „postará“ svým rušivým gravitačním vlivem Jupiter a převede je na dráhy do hlubin Sluneční soustavy. Zbytek křížičů však dříve nebo později dopadne na terestrické planety, z toho asi třetina přímo na Zemi. Riziko srážky s podstatně křehčími a řidšími jádry komety představuje jen asi čtvrtinu rizika srážky s planetkou. Navzdory této celkem příznivé statistice (Mark Parkins nicméně varuje, že existují celkem tři druhy lží: lži, zatracené lži a statistiky!) je však nebezpečí smrti způsobené dopadem planetky či komety na Zemi pro průměrného obyvatele USA stejné, jako že zahyne při letecké havárii (1 : 20 000)!

Podle C. Chyby se v atmosféře Země odehrává každoročně průměrně jedna exploze meteoritu s energií 21 kt TNT (to je energie atomové pumy v Hirošimě!) a jednou za 21 let dochází k explozi o energii 680 kt TNT. Tyto hodnoty však nepředstavují žádné riziko pro obyvatele na Zemi. Potřebné „životní minimum“ se totiž odhaduje na 2 Mt TNT. To byl ovšem případ proslulého Tunguského meteoritu, jehož energie dosáhla asi 15 Mt TNT. Podle J. Fernieho byl explozí omráčen jistý S. Semenov, jenž se v okamžiku atmosférického výbuchu meteoritu nacházel 65 km od epicentra. Tlaková vlna ho odhodila o několik metrů a na zádech se mu vzňala košile. Explozi bylo slyšet až na vzdálenost 800 km a 650 km od epicentra strojvůdce zastavil transsibiřský expres, když viděl, jak před vlakem kmitají koleje. Přesný čas exploze byl zjištěn ze záznamů seizmografů, barografy v Anglii registrovaly oscilace tlaku vzduchu ještě 20 minut po příchodu tlakové vlny. V následujících světlých nocích, vyvolaných rozptýlením velkého množství prachu ve vysoké atmosféře, bylo možné fotografovat a na moři spatřit lodi na vzdálenost mnoha kilometrů. Bylo vlastně velkým štěstím, že se srážka nezpozdila o několik hodin, kdy by bylo těleso explodovalo nad Evropou a zcela jistě by devastovalo území o rozloze tisíců čtverečních kilometrů. Ještě horší by bylo asi osmihodinové zpoždění, kdy by meteorit vyvolal tsunami na obou březích Atlantiku s vlnami až 200 m vysokými...

O prozkoumání oblasti epicentra Tunguského meteoritu se nejvíce zasloužil ruský badatel Leonid Kulik, jenž v r. 1921 objevil v místních novinách z r. 1908 zprávu o podivuhodném výbuchu a po nesmírných útrapách dorazil 8. dubna 1927 na místo největší devastace sibiřské tajgy. Kulik sám zahynul v německém zajateckém táboře u Smolenska v r. 1941 ve věku 58 let.

Podle R. Grieva přibývá důkazů o velkých impaktních strukturách na Zemi. Nejstarší impakt z Jižní Afriky je starý 1,97 miliardy let, ale průměrná „životnost“ kráterů na zemském povrchu činí jen 120 milionů let. Nyní známe asi 130 impaktních struktur s průměry do 200 km.

Výjimkou je dnes nejpopulárnější kráter na poloostrově Yucatan a v Mexickém zálivu, zvaný Chicxulub. Podle V. Sharptona aj. dosahuje jeho průměr plných 300 km, takže jde současně o největší impaktní kráter na kterémkoliv tělese Sluneční soustavy! Podle A. Hildebranda bylo při této explozi uvolněno asi 10²⁵ J energie v průběhu jediné minuty, tj. asi desetmiliardkrát více energie, než za stejnou dobu dostane celá Země od Slunce ! Vulkanismus, jenž vedl ke vzniku Deccanských plošin v Indii, sice představuje tutéž energii, avšak uvolněnou bilionkrát pomaleji. Jak uvádí M. Eliáš, při impaktu jsou horniny vystaveny až o dva řády vyšším tlakům než při vulkanických výbuších a teplota prostředí je až pětkrát vyšší než ve vulkánech. Stáří hornin v kráteru je téměř přesně 65 milionů let, v dobré shodě se stářím haitských tektitů. Usazeniny z impaktu pokrývají větší území severní Ameriky ve vrstvě tlusté asi 20 mm.

V této souvislosti připomeňme, že nejstarší popsané tektity jsou naše vltavíny, známé už od r. 1787. V r. 1961 byl podán přesvědčivý důkaz o impaktní povaze kráteru Ries, východně od Stuttgartu v Německu, o průměru 24 km a hloubce 200 m. V kráteru byl totiž nalezen minerál coesit, což je vlastně křemen podrobený extrémním tlakům. V blízkosti hlavního kráteru se nalézají ještě struktury o průměru 8 km (Stopphenheim) a 5 km (Steinheim). Krátery jsou staré 14,8 milionů let. Důkaz o stejném stáří vltavínů podal r. 1983 N. Luft. Odhaduje se, že celý úkaz vyvolal uhlíkatý chondrit o hmotnosti 2 miliardy tun a průměru 1 km, než se srazil se Zemí vysokou rychlostí asi 25 km/s.

Astronomická a geologická fakta o impaktech jsou tedy dnes již naprosto nesporná. Předmětem sporu jsou však stále následky takových impaktů pro život na Zemi. K daleko největšímu vymírání živočichů i rostlin totiž dle D. Erwina došlo před 250 miliony lety na rozhraní prvohor a druhohor, přesněji mezi permem a triasem. Tehdy vyhnulo 90 % obratlovců v oceánech a 70 % na souši a následky této děsivé katastrofy pociťuje život na Zemi dodnes. Podle všeho mělo toto vymírání komplexní pozemské příčiny, ale vše je dosud zastřeno tajemstvím. Přitom takových vpravdě planetárních katastrof se za posledních 570 milionů let (od počátku kambria) odehrálo na Zemi právě pět.

Není však již pochyb o tom, že velké impakty znamenají rovněž dramatický zásah do biologické rovnováhy, neboť v průběhu několika minut se životní podmínky na většině povrchu zeměkoule drasticky změní – a na to se většina druhů stěží dokáže adaptovat. Zdá se, že kosmická tma a chlad jako následky zvířeného prachu ve vysoké atmosféře nejsou jedinými zabíjecími mechanismy. Svou roli hrají též kyselé deště a uvolnění velkého množství oxidu siřičitého a oxidu uhličitého. Následkem toho je kosmická zima vystřídána obdobím rychlého růstu teploty až o 15°C vlivem zvýšeného skleníkového efektu.

Podle V. Vanýska je globální katastrofa jistá při dopadu těles s hmotností nad sto miliard tun, tj. je-li jejich průměr větší než 5 km. Při průměru těles do 200 m je energie nárazu kolem půl miliardy tun TNT a počet lidských obětí dosáhne řádově jednoho milionu osob. Jde o energie srovnatelné s ničivými zemětřeseními, ale zatímco zemětřesení dosud předvídat neumíme, střet s planetkou či kometou se předpovědět v zásadě dá.

Podle P. Leonarda a J. Hillse zasáhne Zemi balvan o průměru 100 m jednou za dvě století. Při rychlosti 10 km/s ho spatříme v astronomických přístrojích asi 10 dnů před nárazem jako objekt zhruba 18. magnitudy, který bude vykazovat denní pohyb asi 1′. Technicky je myslitelné poslat takovému vetřelci naproti rychlou kosmickou střelu s náloží o energii několika tisíc tun TNT a kosmický balvan tak rozprášit. U větších a hmotnějších objektů je však tato strategie neúčinná – tam však je výhodou, že bychom takové těleso objevili s velkým předstihem. Pak by nejspíš přišel ke cti návrh H. Meloshe a I. Němčinova na sestrojení zvláštní sluneční plachty, tj. mylarové fólie, potažené tenkou vrstvičkou hliníku. Při dnešní úrovni techniky by tato plachta měla plošnou hustotu asi 5 gramů na čtvereční metr a při průměru rozvinuté plachty asi 500 m hmotnost pouze 1 tunu. Složená plachta by byla vypuštěna klasickým nosičem a v dostatečné vzdálenosti od Země by se rozvinula tak jako plachty plachetnice. Vlivem slunečního větru a tlaku slunečního záření by toto podivuhodné plavidlo dospělo ke svému cíli – ohrožující planetce – a tam by se plachta změnila na parabolické zrcadlo soustřeďující sluneční záření do malé oblasti na povrchu planetky. V této sluneční peci se bude materiál planetky odpařovat, čímž vznikne raketový efekt a planetka bude zvolna, leč vytrvale, měnit dráhu. Podle obou autorů stačí roční působení plachty odklonit planetky o průměru až 2 km, zatímco na planetku o průměru 10 km by se takto muselo působit plných 10 let. To je technicky zcela schůdné a navíc naprosto bezpečné – sluneční plachty se v žádném případě nedá použít jako zbraně (leda k navedení planetky, která by normálně Zemi minula, na území protivníka – jenže to je zjevná sebevražda).

E. Asphaug a H. Melosh upozornili na bezmála kritickou velikost impaktního kráteru Stickney na miniaturní družici Marsu zvané Phobos. Podle měření kosmických sond se Phobos podobá trojosému elipsoidu s rozměry 19 × 22 × 27 km a jeho střední hustota dosahuje jen 1,95násobku hustoty vody. Průměr kráteru Stickney 11,3 km pak vzbuzuje podiv, že se při nárazu Phobos nerozpadl, zejména proto, že ke střetu došlo nejspíše pod Rocheovou mezí! Důsledkem nárazu jsou však pozorované rovnoběžné rýhy na Phobosu s odstupy po 100 m.

Zásluhou kosmických sond Viking se v letech 1976–1980 zdařilo pomocí oběžných modulů (Viking Orbiter) mapovat povrch Marsu a údaje z přistávacích modulů (Viking Lander) přicházely na Zem až do října 1982. Jestliže jsme tedy před érou Vikingů znali vzdálenost Země-Mars s přesností na ±2 km, nyní se tato hodnota zpřesnila na ±26 metrů! Podle J. Laskara a P. Robutela sklon polární osy Marsu k oběžné rovině chaoticky kolísá v rozmezí 0 ÷ 60°, jelikož Phobos a Deimos jsou příliš nepatrné na to, aby mohly změny sklonu stabilizovat tak, jak to pro Zemi úslužně činí Měsíc.

S. Tremaine a P. Saha našli příznaky slabé chaotičnosti drah vnějších družic Jupiteru, tj. družic Ananke, Carme, Pasiphae a Sinope při numerické integraci drah po dobu 2 milionů let. Z Galileových družic planety stojí za zmínku připomenout aktivitu devíti rozlišených sopek na družici Io. Jde totiž o nejvýkonnější činné sopky ve Sluneční soustavě, které za rok pokryjí povrch družice vrstvou o tloušťce 100 mm. Výtrysky ze sopky Pelé dosahují rychlosti 1 km/s a výšky až 300 km nad povrchem družice. Proti tomu Prometheus vymršťuje částice jen do výšky 100 km, avšak erupce tohoto vulkánu jsou četnější než u sopky Pelé. J. Gogouen aj. pozorovali erupce sopky Loki Patera na přelomu let 1990 a 1991 v blízkém infračerveném pásmu během zákrytů Io družicí Europa. Ukázali, že materiál tryská ze dvou poměrně úzkých oblastí navzájem vzdálených asi 100 km na povrchu družice. Půjde-li vše dobře, získá unikátní údaje o povrchu Io kosmická sonda Galileo při příletu k Jupiteru dne 7. prosince 1995, kdy proletí ve vzdálenosti pouhých 1 000 km od Io a rozliší tak podrobnosti na povrchu o rozměru asi 20 metrů.

P. Shenk a H. Melosh si všimli mnoha řetězců impaktních kráterů na povrchu družic Kallisto a Ganymed, jak je zachytila kosmická sonda Voyager 1. Na povrchu Kallisto bylo nalezeno 18 řetězců o délce až 620 km a na Ganymedu (jenž má mladší povrch) další 4 řetězce. Jednotlivé krátery mají většinou stejné rozměry a podle všeho vznikly nejspíše dopadem úlomků tělesa, které bylo předtím slapově rozbito Jupiterem na kusy – velmi pravděpodobně šlo o rozbitá kometární jádra, neboť statistika ukazuje, že k takovému úkazu dochází v blízkosti Jupiteru nejméně jednou za století.

M. Marley a C. Porcová přišli se zajímavým nápadem, že totiž rozložení drážek v bohatých prstencích Saturnu může odrážet gravitační poruchy spojené s akustickými oscilacemi planety, takže příslušná analýza by poskytla seizmologické údaje o nitru planety. Saturnovy prstence pozorovali J. Elliot aj. pomocí rychlého fotometru HSP na Hubbleově kosmickém teleskopu, a to v době, kdy skrze prstence prosvítala anonymní hvězda přibližně 12. hvězdné velikosti. Z kolísání jasnosti hvězdy během asi 20hodinového pozorování odhalili celkem 43 drážek a navíc určili polohu pólů soustavy prstenců.

J. Coldwell a L. Esposito odhadují, že kosmické sondy Galileo a Cassini najdou v prstencích Jupiteru a Saturnu velký počet družic s rozměry 2 ÷ 20 km. Soudí tak na základě snímků větších družic Uranu a Neptunu, na nichž je patrné velké množství impaktních kráterů. Oba autoři soudí, že jde o důkaz srážek s kometárními jádry, které tak navíc neustále doplňují materiál v prstencích. W. Slattery aj. simulovali na počítači srážky prvotního Uranu s tělesy o hmotnostech 1 ÷ 3 krát větší, než je hmotnost Země. Ukázali, že při rychlostech střetu kolem 5 km/s tak lze vysvětlit jak poměrně rychlou rotaci Uranu, tak i anomální sklon rotační osy k oběžné dráze. Navíc z přebytku materiálu při srážce mohou zkondenzovat družice planety.

W. Wild aj. studovali povrch Uranu v blízkém infračerveném oboru spektra 1,8m zrcadlem ze soustavy MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně. Zrcadlo bylo vybaveno systémem adaptivní optiky s frekvencí 50 Hz. Získali tam snímky Uranu s úhlovým rozlišením 0,5″ a podařilo se jim tak vytvořit hrubou mapu albeda planety. Uran je nejtemnější v okolí rovníku, zatímco polární oblasti jeví okrajové zjasnění.

S. Croft se zabýval Neptunovou družicí Proteus, objevenou kosmickou sondou Voyager 2 v r. 1989. Je to totiž největší družice ve Sluneční soustavě, která má výrazně nepravidelný tvar o středním poloměru 209 km. Skládá se převážně z ledu a na jejím povrchu lze pozorovat impaktní kráter o průměru 255 km a hloubce až 15 km – relativně jde tudíž o největší kráter ve Sluneční soustavě. M. Horanyi a C. Porcová dále rozpracovali myšlenku Porcové z r. 1991, že totiž známé oblouky (zhuštění v prstencích Neptunu) vznikají poruchovým působením družice Galatea. Následkem poruch se jejich poloha vůči planetě pozvolna mění.

Přestože dvojplaneta Pluto-Charon nebyla dosud zkoumána zblízka, zájem o ni spíše vzrůstá, především pro jistou záhadnost její existence a zvláštnosti dráhy i fyzikálních parametrů. R. Malhotraová stejně jako H. Levinson a S. Stern ukázali, že Pluto vznikl akrecí na kruhové dráze, která se postupně dostala do resonance 3/2 s drahou Neptunu. Vlivem poruch od velkých planet se dráha Pluta stala výstřednou a v té době se Pluto srazil s jiným tělesem, takže přešlo na dráhu s velkým sklonem. A. Stern však soudí, že v oblasti dráhy Pluta by mělo být několik tisíc obdobných těles, která se však beznadějně ztratila. S tím též souvisí otázka, jak byl Triton zachycen Neptunem a kde jsou tělesa tzv. Kuiperova pásu.

Naneštěstí přímá měření geometrických a fyzikálních parametrů Pluta a Charonu dávají rozporné výsledky. G. Null aj. z pozorování Hubbleovým teleskopem v srpnu 1991 určili hmotnost Pluta na 13,1.10²¹ kg a Charonu na 1,10.10²¹ kg, takže z poloměrů 1 150, resp. 593 km pak plynou střední hustoty 2,13 a 1,30násobek hustoty vody za normálních podmínek. Naproti tomu L. Young aj. z pozemní astrometrie systému 2,2m reflektorem dospěli k téže střední hustotě pro obě složky, totiž 2,0násobek hustoty vody. Konečně R. Willis na základě revize hodnoty poloměru Pluta (hodnotu ovlivňuje poměrně hustá atmosféra planety) obdržel pro Pluto hustotu 1,7násobek hustoty vody.

Kdyby se potvrdily odchylné hustoty Pluta a Charonu, mohla by dle A. Prentice soustava vzniknout rotačním štěpením, tj. Pluto z hustšího jádra a Charon z řidšího pláště. Tyto rozpory se sotva podaří vyřešit pouze pomocí pozorování ze Země či okolí – proto se dost vážně uvažuje o vyslání dostatečně rychlé a lehké kosmické sondy, která by k Plutu dospěla dříve, než vlivem rostoucí vzdálenosti planety od Slunce její atmosféra doslova zamrzne.

2. Meziplanetární hmota

Jak je tedy z tohoto souhrnu patrno, výzkum většiny planet Sluneční soustavy momentálně trochu stagnuje a opírá se ponejvíce o nové vyhodnocování údajů, které získaly kosmické sondy v předešlých letech. V přímém protikladu s tím prožívá skvělý rozkvět výzkum planetek a pro nás je jistě velkým potěšením, že na tomto průzkumu se nezanedbatelnou měrou podílejí čeští astronomové. Přitom jde o výzkum relativně levný, který jen zřídkakdy vyžaduje nákladná zařízení – přednost mají spíše vtipné nápady. Už sám počet katalogizovaných planetek vzbuzuje respekt, jak vyplývá z následující tabulky:

Jak přibývá objevených planetek s definitivními drahami?

Velmi pravděpodobně překročí do r. 2000 počet katalogizovaných planetek magickou hranici 10 000 objektů; z toho je jen jediná pohřešovaná – (719) Albert, jež patří k typu Amor a byla pozorována po dobu 32 dnů v září a říjnu r. 1911. Podle E. Bowella se však po ní stále intenzivně pátrá a není vyloučeno, že se ji podaří znovu objevit. Mezi našimi lovci planetek jasně vedou A. Mrkos, L. Kohoutek a Z. Vávrová, jejichž zásluhou je na obloze již kolem stovky českých jmen, ale lov (zejména na observatoři na Kleti) stále slibně pokračuje. Odhaduje se, že alespoň jednou bylo již pozorováno na 60 000 planetek, ale k určení dráhy to – jak známo – nestačí. Nicméně větší část hmotnosti pásma planetek připadá na několik tuctů těles s průměry nad 100 km.

Pro zpřesnění údajů o hmotnostech planetek mohou mít značný význam jejich vzájemná setkání, jak ukázali M. Kuzmanoski a Z. Kněževič. Propočítali setkání na vzdálenost menší než 0,01 AU pro planetky s průměry nad 100 km v letech 1991–2041 a zjistili, že takových případů bude celkem 208.

Pro obyvatele Země nabývá však nyní na důležitosti objevování planetek pohybujících se blízko Země a zejména tzv. křížičů, jak jsem se již o tom zmiňoval při výčtu možných kosmických katastrof. Proto se tolik pozornosti věnuje programu Spacewatch s reflektorem o průměru 0,9 m a velkou maticí CCD s rozměry 2 048 × 2 048 pixelů, jež dle T. Gehrelse aj. je s to ročně objevit asi 30 planetek v okolí Země a plných 10 000 objektů v hlavním pásmu planetek. Kromě toho objeví Spacewatch ročně v průměru 5 nových komet. Jeho mezní hvězdná velikost činí asi 21,3 mag ve viditelném oboru a polohy objektů lze měřit s přesností na 0,4″. V budoucnosti se uvažuje o vybudování obdobného zařízení s dvojnásobným průměrem hlavního zrcadla.

Dne 21. května 1993 objevil takto T. Gehrels tělísko 1993 KA₂, jehož průměr se odhaduje na pouhých 6,5 m. Pohybovalo se po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,8 a sklonem 3°. V přísluní je jen 0,5 AU od Slunce, zatímco v odsluní celých 4,1 AU při oběžné době 3,3 roku. Velký vlastní pohyb celých 34°za den prozrazoval těsné přiblížení k Zemi. V noci z 20. na 21. května totiž proletělo v nejmenší vzdálenosti 150 000 km od Země. Kdyby Zemi zasáhlo, explodovalo by ovšem vysoko v zemské atmosféře, přičemž by se byla uvolnila energie 12 kt TNT (hirošimská bomba měla asi 20 kt TNT).

Podle D. Ashera aj. a také J. Hartunga hrozí Zemi největší nebezpečí srážky od těles meteorického komplexu Taurid, k němuž tito autoři řadí zejména anomální frekvenci dopadů meteoritů na Měsíc v červnu r. 1975 (zjištěnou seizmometry programu Apollo), dále Tunguský meteorit z 30. června 1908, Enckeovu kometu a četné jasné bolidy.

Proto vzbudilo mimořádnou pozornost těsné přiblížení planetky (4179) Toutatis k Zemi na minimální vzdálenost pouhých 3,6 milionu km dne 8. prosince 1992. V tomto období sledovaly planetku zejména radary v Goldstone a Arecibu, dále pak infračervené reflektory na Havajských ostrovech, ale i kosmické observatoře HST, Galileo a IUE. Do optických pozorování se zapojili australští, italští i českoslovenští astronomové. K hlavním výsledkům přirozeně patří objev podvojnosti planetky, jež se skládá z těles o průměru 2,5 a 4 km, která jsou prakticky v dotyku. Systém rotuje velmi pomalu za 9,8 dne a povrch těles je pokryt tlustou vrstvou prachu a velkým množstvím kráterů, z nichž největší má průměr plných 700 metrů. Z rozboru dráhy vyplývá, že Toutatis mine Zemi o 1,9 milionů km v září r. 2000. Podle A. Whipplea a P. Sheluse je její dráha silně rušená Jupiterem, a tedy výrazně chaotická, takže spolehlivá předpověď dráhy je možná jen na několik set let. V současné době má velkou poloosu 2,5 AU, výstřednost 0,64, sklon 0,5° a oběžnou dobu necelé 4 roky.

Zdá se, že podvojnost planetek je běžnější, než se donedávna soudilo. V. Prokofjeva a M. Děmčik soudí, že velká planetka (87) Sylvia o průměru 271 km se skládá ze dvou složek, které obíhají kolem společného těžiště za 0,216 dne, a že systém vykazuje i precesní periodu 27 dnů. Poměr hmotností složek činí 0,6 při velmi vysoké střední hustotě těles 4,5násobku hustoty vody. Rovněž planetka (4769) Castalia je údajně dvojitá.

Sledování planetek hlavního pásu převzala suverénně kosmická sonda Galileo, která 29. října 1991 proletěla 1 620 km od planetky (951) Gaspra. Pro závadu na hlavní anténě byla však většina snímků přehrána z palubního magnetofonu teprve při průletu sondy kolem Země v prosinci 1992. Z 11 snímků pořízených ze vzdálenosti 164 000 ÷ 16 000 km od Gaspry se podařilo stanovit dobu její rotace na 7 h a rozměry dosti nepravidelné planetky na 19 × 12 × 12 km. Přesnost navedení činila dle D. Yeomanse 80 km. Povrch planetky je starý asi 200 milionů let, kdy těleso vzniklo rozbitím jiné planetky. Velkým překvapením je objev magnetického pole Gaspry s indukcí srovnatelnou s indukcí magnetického pole Země!

Mezitím sonda Galileo proletěla 28. srpna 1993 jen 2 400 km od podstatně větší planetky (243) Ida. Navedení se zdařilo s udivující přesností 40 km, ve vzdálenosti plných 441 milionů km od Slunce. Ačkoliv se podařilo pořídit celkem 1 560 snímků, kvůli nízké přenosové rychlosti se zatím přeneslo na Zemi jen 5 snímků, pořízených ze vzdáleností 3 800 až 3 100 km od planetky. I tato planetka má velmi nepravidelný tvar s rozměry 33 × 52 km a je pokryta velkým množstvím kráterů, takže je zřetelně starší než Gaspra; nicméně i toto těleso vzniklo rozbitím jiné, větší planetky. Podrobnější informace budou zajisté zveřejněny v průběhu roku, kdy se plánuje dokončit přenos nejzajímavějších dat do konce června 1994. Odborníci se nyní především zajímají o potvrzení objevu asi 1 km velké přirozené družice planetky.

Další planetkou hlavního pásu, která loni připoutala pozornost, je (3628) Božněmcová o průměru pouhých 7 km, jejíž spektrum připomíná podle R. Binzela spektrum obyčejných chondritů. K obyčejným chondritům se řadí asi 80 % meteoritů, které byly nalezeny na Zemi, takže Božněmcová je odpovědná alespoň za část kosmického bombardování Země.

Vlivem rozvoje pozorovací techniky se postupně rozrůstá počet planetek, které se nacházejí za vnějším okrajem hlavního pásu. Postupně se tak vyděluje nová skupina souhrnně nazývaná Kentauři, jejichž typickými dráhovými charakteristikami je malý sklon, avšak poměrně velká výstřednost dráhy s velkou poloosou kolem 20 AU. To znamená, že Kentauři křižují dráhy několika obřích planet, které tak působí značné poruchy drah. Prvním známým Kentaurem je planetka (944) Hidalgo, objevená v r. 1920 W. Baadem v Bergedorfu. Dále sem patří (2060) Chiron , jenž 7. listopadu 1993 zakryl anonymní hvězdu tak, že její jasnost poklesla po dobu 7 s na 1/5 normální hodnoty, tj. šlo o dříve nerozlišenou dvojhvězdu. Současně se tak podařilo stanovit spodní mez průměru Chironu, jež podle M. Buie činí 166 km.

Dalším Kentaurem je planetka (5145) Pholus, objevená sice až počátkem r. 1992 jako 1992 AD, avšak dodatečně identifikovaná na snímcích z let 1977–1991, takže elementy její dráhy jsou již velmi dobře známy. D. Asher a D. Steel se zabývali numerickou integrací její dráhy po dobu přesahující 800 000 let. Zjistili, že její poloosa se vlivem planetárních poruch výrazně zkrátí na pouhých 6 AU, čímž se dostane do sféry vlivu Jupiteru, a tak je dokonce možné, že asi za milion let zkříží dráhu Země a naši potomci uvidí nádhernou kometu o průměru jádra asi 150 km. Rovněž planetka (5335) Damocles, objevená počátkem r. 1991, patří mezi Kentaury, stejně jako objekt 1993 HA₂, jenž byl v době objevu 20,3 mag a ve vzdálenosti 12 AU od Země. Jeho velká poloosa činí totiž 23,2 AU a výstřednost dráhy 0,55 při sklonu 12°a oběžné době 112 let. Tak se tato zprvu exotická skupina objektů utěšeně rozrůstá.

Kentauři se, jak patrno, neudrží na svých dnešních drahách déle než několik málo milionů let. Znamená to, že jejich počet musí být odněkud neustále doplňován. Nejpravděpodobnější zásobárnou těchto středně velkých těles je patrně Edgeworthuv-Kuiperův pás těles s vnitřním okrajem za drahou Neptunu. Zásluhou vytrvalého úsilí astronomů pracujících s 2,2m reflektorem na Mauna Kea se nyní postupně daří i tato tělesa objevovat. O první objev se již předloni zasloužili D. Jewitt a J. Luuová, když nalezli planetku 1992 QB₁, která je nyní od Země vzdálena plných 40 AU. Velká poloosa její dráhy činí podle B. Marsdena dokonce 44 AU a při výstřednosti dráhy 0,1 projde perihelem ve vzdálenosti 40,0 AU v červenci r. 2022. Má sklon dráhy k ekliptice jen 2,2°a oběžnou dobu 290 let, takže v afelu se bude nalézat téměř 48 AU od Slunce. Její průměr se odhaduje na 250 km. Titíž autoři objevili loni koncem března planetku 1993 FW, shodou okolností právě v den jejího průchodu perihelem ve vzdálenosti 42 AU od Slunce. Toto těleso má dle Marsdena nepatrnou výstřednost dráhy 0,04 a sklon dráhy 7,7°. Její oběžná doba činí 291 let a při poloose dráhy 43,9 AU je toho času nejvzdálenějším známým objektem Sluneční soustavy (nepočítáme-li kosmické sondy Pioneer a Voyager, jež jsou podstatně dále a o nichž víme díky rádiovým signálům). V polovině září pak přidali zmínění autoři ještě planetky 1993 RO a RP, jejichž poloosy jsou po řadě 32 a 35 AU. Vzápětí pak I. Williams aj. nalezli pomocí teleskopu Isaaca Newtona velmi slabé objekty 1993 SB a SC, které mají pravděpodobné poloosy 33, resp. 34 AU.

V loňském roce zveřejnili I. Sato aj. výsledky rozsáhlé pozorovací kampaně při pozorování zákrytu hvězdy γ Geminorum planetkou (381) Myrrha. K úkazu došlo 13. ledna 1991 asi 700 km severněji, než se předpokládalo, ale pozorovatelé v Číně i Japonsku byli skvěle připraveni a úkaz pozorovalo na 5 000 (!) pozorovatelů, kteří zachytili mimo jiné i téměř tečný průběh zákrytu na jednom pozorovacím stanovišti. Navíc se během zákrytu zdařilo pozorovat přímo průvodce hvězdy γ Gem, který je normálně znám výhradně jako složka spektroskopické dvojhvězdy. Zatímco γ Gem A je jasná hvězda 1,9 mag, její průvodce je jen 7,5 mag a ve vzdálenosti pouhých 0,064″ od hlavní složky. Nejdelší trvání zákrytu činilo 10 s, což umožnilo mimo jiné určit horní mez úhlového průměru hvězdy A na 0,0026″ a dále přibližný rozměr planetky, jenž lze charakterizovat elipsoidem s rozměry 147 × 127 km.

Dnes je již prakticky jisté, že planetky jsou zdrojem téměř všech meteoritů, které dopadnou na Zemi. R. Binzel aj. uvádějí, že zdrojem obyčejných chondritů, jež představují asi 80 % všech nalezených meteoritů, je jediná nevelká planetka (3628) Božněmcová o průměru kolem 7 km. H. Melosh uvádí, že některé meteority zcela určitě pocházejí z Měsíce (úniková rychlost 2,4 km/s) a vzácně i z Marsu (úniková rychlost 5,0 km/). Mikrometeority mohou pocházet i z komet, družic jiných planet a zřejmě i z mezihvězdného prostoru. Na objektu LDEF, jenž byl v letech 1984–1990 vystaven účinkům kosmického prostoru, byly nalezeny mikroskopické krátery, vyvolané dopady velmi rychlých částic patrně interstelárního původu. Rovněž U. Ott nalezl interstelární zrnka grafitu a diamanty v některých meteoritech. Domnívá se, že tato zrnka vznikají z kondenzací poblíž chladných uhlíkových hvězd. Z celkového množství impaktních kráterů na objektu LDEF odhadli S. Love a D. Brownlee roční přírůstek meziplanetární hmoty na Zemi na 40 000 tun. To je ve shodě s Ceplechovým odhadem 57 000 tun, jenž vychází z analýzy přínosu meteoritické hmoty v širokém rozsahu hmotností od 10^-21 kg do asi 1 miliardy tun. V dlouhodobém průměru je však tento přírůstek třikrát větší, za což Země vděčí vzácným srážkám s planetkami o průměru 1 ÷ 5 km. Průlet větších těles zemskou atmosférou lze nyní lépe simulovat na počítačích, mj. též proto, že byly uvolněny tajné údaje o detonacích vodíkových pum v zemské atmosféře z 50. let tohoto století. Aerodynamické výpočty poukázaly na význam drobení původního kompaktního objektu, což vede k prudkému snížení efektivní hustoty na čelní straně a následnému prudkému uvolnění energie, jelikož těleso se téměř skokem zabrzdí.

Tak hyne většina jader komet a porézních uhlíkatých chondritů ve výškách nad 60 km nad Zemí, odkud k Zemi nedospěje ani ničivá rázová vlna, takže tyto úkazy většinou nikdo nezaznamená. Jedině kamenná, popřípadě železo-niklová tělesa se dostanou do nižších vrstev a tam kamenné meteority explodují, jako tomu bylo v případě proslulého Tunguského meteoritu.

Podle C. Chyby aj. byla kinetická energie meteoritu 4.10¹⁸ J disipována za pouhé 0,2 s ve výši 8,5 km nad Zemí. Původní průměr meteoritu obnášel asi 80 m a do zemské atmosféry vstoupil rychlostí asi 22 km/s při sklonu asi 40°vůči horizontu.

Paradoxně jsou to podstatně menší a méně hmotné kamenné meteority, které se dostanou víceméně bez úhony na zem, i když i ony se většinou před dopadem štěpí na více úlomků. To byl případ známého meteoritu Peekskill, který dopadl na zaparkované auto Chevy-Malibu a jenž podle W. Menkeho patří k typickým chondritům. Meteorit je však jen úlomkem hlavního tělesa, které se nepodařilo nalézt – asi nebyl v místě jeho dopadu nachystán zaparkovaný automobil! Bohužel se nepodařilo meteorit podrobněji analyzovat, neboť od šťastné majitelky studentky M. Knappové jej zakoupila soukromá společnost a ta jej kvůli zisku nechala okamžitě rozřezat na zlomky, které prodala sběratelům.

Mnohem lépe skončil holandský meteorit Glaneburg ze 7. dubna 1990, který pozorovalo po místním soumraku na 200 očitých svědků jako objekt o jasnosti Měsíce v úplňku. Ze vstupní hmotnosti asi 100 kg dopadlo na Zemi řádově 10 kg úlomků a z toho asi desetina rozbila kus střechy jednoho obytného domku. Místní občané pečlivě posbírali téměř celý kilogram úlomků, které jsou nyní k dispozici pro vědeckou analýzu. Jelikož střech v Holandsku přibývá a hustota obyvatel tam patří k nejvyšším na světě, stávají se holandské střechy dobrým velkoplošným detektorem meteoritů – díry ve střeše si dříve či později majitel domku všimne.

Vloni se však velmi psalo i o zcela nezvyklém riziku, souvisejícím s očekávaným meteorickým deštěm Perseid. Vznikly obavy, zda takový vpád proudu drobných meteoroidů nemůže ohrozit některé umělé družice či dokonce posádku raketoplánu. Poslední velký meteorický déšť Leonid v r. 1966 se totiž odehrál v době, kdy byly umělé družice Země vzácným zbožím – vskutku se tehdy nic mimořádného nestalo.

Problematikou vzniku meteorických „přeháněk“ a dešťů se podrobně zabýval L. Kresák v souvislosti s objevem prachových vleček v drahách krátkoperiodických komet, jak ukázala pozorování infračervené družice IRAS v r. 1983. Podle Kresáka uvolňují aktivní komety prach počáteční rychlostí asi 5 m/s. Ten se díky tlaku slunečního záření ocitne za kometou a pozvolna se rozplývá. Kresák odhadl životnost vlečky na pouhých 60 let – proto je u dlouhoperiodických komet nepozorujeme. Kresák definuje meteorickou přeháňku jako alespoň stonásobek frekvence sporadického pozadí a odhaduje jejich výskyt na jeden úkaz během století. Pravý déšť znamená pak alespoň jeden viditelný meteor za sekundu – to se stalo v letech 1798 (Andromedidy – kometa Biela), 1799 (Leonidy – kometa Tempel-Tuttle), 1946 (Drakonidy – kometa Giacobini-Zinner) a 1966 (Leonidy, až 40 meteorů/s !).

Mnoho astronomů se těšilo, že nám loni takovou podívanou připraví Perseidy, roj vskutku prastarý a vytrvalý. Číňané jej zaznamenali již v r. 36 n. l. a v Evropě byl určitě pozorován již r. 811 n. l. Velmi silnou aktivitu roje pozorovali astronomové v letech 1861–63, v době návratu periodické komety Swift-Tuttle, jež je – jak prokázal v r. 1867 G. Schiaparelli – mateřskou kometou roje. Jelikož se kometa vrátila ke Slunci koncem r. 1992, očekávala se loni přinejmenším repríza. Vskutku již od počátku devadesátých let činnost Perseid zřetelně rostla, radarové frekvence přesáhly standardní maximum více než třikrát a vizuální pozorovatelé hlásili frekvence až 200 meteorů/hodinu. Je však třeba připomenout, že tyto frekvence vznikají přepočtem na ideální podmínky a ideální hodinový interval. Ve skutečnosti byla tato maxima velmi krátká, trvající jen desítky minut a navíc v časech mimo regulární maximum, jehož výška zůstala zachována.

Je prostě zřejmé, že Země začala potkávat jakési postranní „vlákno“ o průřezu kolem 35 000 km. Nicméně výpočty pro rok 1993 udávaly meteorický „skorodéšť“ v noci z 11. na 12. srpna s očekávaným maximem 12,05 UT. V uvedenou noc byla celá světová astronomická obec určitě vzhůru, v Los Alamos dokonce vypnuli pouliční osvětlení, aby občané mohli úkaz sledovat přímo z městečka. Tentokrát měli smůlu Japonci, kde nepozorovali nic nadprůměrného, zato v Evropě a severní Africe vyskočily hodinové frekvence až na 400 meteorů za hodinu. Oproti výpočtům se však toto podružné maximum činnosti roje mírně opozdilo a nastalo až v čase 12,13 UT; trvalo však jen půl hodiny. Bylo nápadné značným výskytem jasných meteorů a bolidů. V severní Americe pozorovali již jen dozvuky zvýšené aktivity a pak standardní maximum v čase 12,5 UT. Nic však ještě není ztraceno. I. Williams a Z. Wu udávají nejvyšší frekvence podružného maxima právě pro r. 1994 a B. Marsden klade vrchol této mimořádné aktivity Perseid až na léta 1995–97.

Také Orionidy v říjnu vykázaly vysoké podružné maximum 35 meteorů/h dne 18,1 UT, zatímco hlavní maximum nastalo jako obvykle až 21,7 UT. V tomto případě došlo k anomálii až 7 let po průchodu mateřské Halleyovy komety perihelem. I. Williams a Z. Wu se zabývali vývojem dráhy Geminid za posledních 17 000 let. Tento vydatný roj se poprvé objevil teprve r. 1862 a k jeho jedinečnosti přispěl objev planetky Phaeton družicí IRAS. Ke všeobecnému překvapení se totiž zjistilo, že neaktivní Phaeton je mateřským tělesem roje Geminid. Velká poloosa Phaetonu činí 1,35 AU a oběžná doba 1,57 let. To je přirozeně daleko méně než u „řádných“ mateřských komet.

Loni uplynulo třicet let od založení československé sítě pro fotografické sledování bolidů, která se postupně rozšířila na území střední Evropy o rozloze 1 milionu km². Původní celoplošné snímky oblohy byly pořizovány prostřednictvím vypuklých zrcadel a od r. 1977 postupně nahrazovány kamerami s objektivy typu „rybí oko“ f/3,5, f = 30 mm. Před kamerami rotuje sektor dávající 10 přerušení expozice za 1 s – to umožňuje určovat rychlost i deceleraci bolidů jasnějších než -5 mag. Česká část sítě se nyní skládá z 11 stanic, v Churáňově a v Ondřejově je doplněna pointovanými kamerami a na posledně jmenované stanici i šesti spektrálními kamerami. Středoevropská síť má úhrnem 50 stanic a za rok registruje asi 50 bolidů – dosud se však ani v jediném případě nepodařilo nalézt meteority, které přitom zcela jistě na Zemi dopadly.

K nejzajímavějším fotografovaným bolidům patří zajisté tečný průlet bolidu 1990, jenž pronikl do zemské atmosféry do výšky 98 km a odletěl opět do kosmického prostoru po výrazně pozměněné dráze. Nejjasnější bolid Šumava dosáhl dokonce -21 mag! (Slunce má -27 mag.) Ostatně nejdůležitější součástí projektu je vzorně uchovávaný archiv snímků, které se i po desetiletích hodí pro různé výzkumy nejen v meteorické astronomii.

Vloni uveřejnil J. Borovička výsledky spektrální analýzy bolidu Čechtice z 15. října 1968, jenž vstoupil do atmosféry rychlostí 18 km/s a dosáhl -9 mag. Z výšek 57 ÷ 35 km nad Zemí pochází série spekter s vysokou dispersí 4,5 nm/mm – v tuto chvíli vůbec nejlepší spektrum meteoru, které se kdy podařilo získat. Autor vyvinul syntetické spektrum pro porovnání s pozorovaným a odvodil tak mimo jiné teplotu svítícího obalu meteoroidu na 3 500 ÷ 4 700 K, se složkou o teplotě plných 10 000 K(!). Ve spektru nalezl čáry jednou ionizovaných i neutrálních atomů, příslušejících jak vlastnímu tělesu tak i okolní atmosféře.

Zatímco první spektrum meteoru bylo pozorováno již r. 1864, je podstatně těžší zachytit spektrum stopy po přeletu meteoru. Až dosud je zaznamenáno pouhých pět spekter stop, z toho 4 snímky pořídili slovenští astronomové P. Zimnikoval a J. Škvarka originálním přístrojem vlastní konstrukce.

Loňský rok nebyl příliš bohatý na objevy komet – celkem bylo zaznamenáno jen 22 komet, což jsou jen dvě třetiny z předešlých rekordních let. Nicméně současně nejúspěšnější objevitelka C. Shoemakerová si opět zlepšila skóre, když koncem května loňského roku objevila již svou 30. kometu a zřetelně „šlape na paty“ dosud vůbec nejúspěšnějšímu lovci komet Jeanu Ponsovi, jenž v letech 1801–1827 objevil 37 komet.

Nicméně od 24. března 1993 má paní Shoemakerová své jméno v historii astronomie zapsáno vpravdě jedinečně, když se svým manželem Eugenem a Kanaďanem Davidem Levym objevili na snímku palomarské Schmidtovy komory svou společnou devátou kometu, označenou jako Shoemaker-Levy 9 (1993e). Na rozdílů od všech dosud objevených komet zde chyběla centrální kondenzace – místo ní objevitelé poněkud zírali na mlhavou úsečku o úhlové délce 1′. O tři dny později zjistili pomocí 2,2m reflektoru na Mauna Kea J. Luuová a D. Jewitt, že kometa se fakticky skládá ze 17 drobných jadérek rozestřených jako korálky na šňůrce po délce 50″. V tu chvíli bylo již zřejmé, že jde o cosi mimořádného – až dosud se pozorovaly nanejvýš čtyři úlomky komety, a to většinou až po průchodu perihelem v malé vzdálenosti od Slunce. Tato kometa však rozhodně u Slunce příliš blízko nebyla – její vzdálenost spíše odpovídala poloměru dráhy Jupiteru, v jehož blízkosti též byla nalezena.

Brzy se ukázalo, že to vůbec není náhoda, jelikož kometa se fakticky pohybuje po velmi protáhlé elipse s velkou poloosou 0,15 AU (tj. 24 milionů km) a s výstředností přes 0,99 právě kolem Jupiteru! Oběžná perioda vůči Jupiteru činí 2 roky a k předešlému průchodu poblíž Jupiteru došlo počátkem července 1992. Postupné zpřesňování dráhových elementů brzy ukázalo, že 8. 7. 1992 prošla kometa ve vzdálenosti jen nějakých 40 000 km od vrcholů oblačné přikrývky Jupiteru, tedy hluboko uvnitř Rocheovy meze, jejíž poloměr činí asi 240 000 km. Odtud pak přirozeně vyplynulo, proč se kometa skládá z tolika malých jadérek. Mocné slapové působení Jupiteru totiž v době průletu komety pericentrem relativně křehké celistvé jádro o průměru 5 ÷ 10 km prostě rozbilo na kusy a prach. Nelze ani jednoznačně říci, zda šlo vskutku o kometární jádro, anebo o zachycenou planetku.

Na hlavní překvapení však astronomové museli počkat až do 22. května loňského roku, kdy S. Nakano, B. Marsden, D. Yeomans a P. Chodas nezávisle zjistili, že vlivem poruch kometární dráhy, vyvolaných Sluncem jako rušivým tělesem, se jednotlivé úlomky srazí s Jupiterem v druhé polovině července letošního roku.

Od té chvíle se kometě Shoemaker-Levy 9 věnuje přirozeně nesmírná pozornost, neboť je zřejmé, že budeme svědky jedinečného přírodního experimentu, k jakému na Jupiteru dochází jen jednou za tisíc let. V době, kdy píši tyto řádky, jsou okamžiky dopadu jednotlivých úlomků do atmosféry Jupiteru známy s chybou kolem 1 hodiny – tato hodnota se však nakonec zpřesní na několik málo minut. Rovněž tak je jisté, že ke všem impaktům dojde na odvrácené straně planety, takže porušené oblasti atmosféry Jupiteru se pro pozemského pozorovatele vynoří až za půl hodiny a projdou centrálním poledníkem asi až za 4 hodiny. K impaktům bude docházet mezi 16,8 UT a 22,1 UT v jovigrafické šířce –48°a pod zenitovým úhlem 40°.

Jakkoliv se tedy zdá, že ono velkolepé přírodní divadlo – navíc v bezpečné vzdálenosti od Země – nebudeme schopni shlédnout, přece jen se to určitě podaří. V relativně příznivé poloze k pozorování úkazu těsně za terminátorem planety se totiž bude nacházet kosmická sonda Galileo, vzdálená v té době asi 230 milionů km od Jupiteru. Na snímcích její kamery bude Jupiter zabírat plných 60 pixelů a oblast dopadu asi 1 pixel. Velmi pravděpodobně zachytí Galileo už bolidy, způsobené třením úlomků komety o vnější vrstvy atmosféry Jupiteru, a jejich případnou fragmentaci slapy i aerodynamickými silami.

V dobré pozici k pozorování bude i kosmická sonda Voyager 2, vzdálená ovšem již plných 40 AU od planety, jejíž kamera je však bohužel už dávno odpojena, takže k dispozici bude jen ultrafialový fotopolarimetr. Rádiové projevy impaktu pak bude moci sledovat kosmická sonda Ullyses, směřující nad jižní pól Slunce. Hubbleův kosmický teleskop bude zaměřen na studium atmosférických důsledků impaktu, které jistě přetrvají nejméně řadu hodin a patrně i celé týdny.

Rychlost dopadu úlomků bude 60 km/s, což poukazuje na to, že půjde opravdu o velké efekty. Jejich řádový odhad je však ztížen tím, že dosud není přesně známo, jaká je hmotnost jednotlivých úlomků. Snímky z Hubbleova kosmického teleskopu pořízené 1. července 1993 ukázaly bezmála dva tucty úlomků, z nichž největší má průměr asi 4 km. Odtud se dá podle H. Weavera aj. odhadnout kinetická energie největších úlomků na řádově 100 Tt TNT, tedy o čtyři řády vyšší, než kdyby na Zemi naráz explodovaly všechny nukleární hlavice všech nukleárních mocností. Tato energie je dokonce srovnatelná s energií dopadu planetky na rozhraní druhohor a třetihor, která podle všeho vedla ke globální katastrofě rostlinného i živočišného života na Zemi.

Zatímco dráhu úlomků lze spočítat velmi přesně, fyzikální jevy v průběhu srážek lze jen zhruba odhadnout právě proto, že jde o výjimečný úkaz nemající v dějinách astronomie porovnání. Všeobecně se má zato, že hlavní úlomky proniknou do hloubky několika desítek až set kilometrů pod hranici oblačné přikrývky Jupiteru, kde explodují a vytvoří ohnivou kouli o teplotě až 30 000 K. Podle K. Zahnleho vystoupí ohnivá koule během minuty nad hranice oblačné přikrývky a vytáhne s sebou vodu a další těkavé látky, které podle Z. Sekaniny opět zkondenzují, velké ledové krystaly a prachové částice spadnou rychle dolů, zatímco mikronové a submikronové částice vytvoří obal, jaký pozorujeme na Zemi po explozi velkých sopek. Uvolněné energie se pohybují v rozmezí 10²¹ ÷ 10²⁴ J (to je srovnatelné s energií slunečních erupcí) a následky by měly být pozorovatelné jako rádiové poruchy, atmosférické víry a vlny, popřípadě i jako akustické a seizmické kmity. Velmi pravděpodobně dojde k odezvě v magnetosféře planety a téměř určitě se vytvoří i prachový prstenec jako přídavek k prstenci již existujícímu.

Řada autorů se domnívá, že odlesky explozí ozáří vhodně rozestavené družice Jupiteru natolik, že to bude ze Země pozorovatelné kalibrovanými fotometry. Nejoptimističtější údaj hovoří o zjasnění Ganymedu o 0,3 mag na dobu 1 s. Zdá se, že je poměrně slušná naděje pozorovat důsledky impaktů v blízké a střední infračervené oblasti spektra pomocí pozemních kolektorů na Mauna Kea (UKIRT, IRTF).

Zatím je zcela nejasné, jak se těleso Shoemaker-Levy 9 na dráze u Jupiteru dostalo. Velmi pravděpodobně bylo Jupiterem zachyceno již před desítkami let. Podle E. Shoemakera aj. byly již zaznamenány komety Jupiterem zachycené, a to periodická kometa Gehrels 3, objevená v r. 1977, čtyři roky poté, co z gravitační náruče Jupiteru opět unikla, a dále kometa 1989b, která se nacházela na jovicentrické dráze v letech 1973–1985. Komety 1929b a 1954i prošly ve vzdálenosti menší než 0,01 AU od Jupiteru v lednu 1850 a tehdy se rovněž rozpadly. Zdá se, že v libovolné době se alespoň jedna kometa nachází na jovicentrické dráze a alespoň jednou za století dochází podle J. Chena a D. Jewitta k pádu menší komety na Jupiter, popřípadě na jeho velké družice.

V době, kdy budete číst tento přehled, budou již výsledky jedinečné pozorovací kampaně známy, a tak bude možné srovnat modelové odhady s realitou. Je téměř jisté, že modely nebudou potvrzeny a že se objeví naprosto nepředvídané efekty. To je ovšem úděl většiny vědeckých prací.

Ve stínu pozorování komety Shoemaker-Levy 9 zanikly velmi zajímavé výsledky studia komety Grigg-Skjellerup, získané během 10. července 1992 při poměrně pomalém (14 km/s) průletu sondy Giotto na „noční“ straně v nejmenší vzdálenosti 200 km od jádra. Z 11 přístrojů na sondě nepracovaly pouze tři, ostatní daly cenné výsledky. Zejména se ukázalo, že tato krátkoperiodická kometa (přísluní 148 milionů km, odsluní 735 milionů km, oběžná perioda 5 let) má jádro o průměru menším než 3 km. První kometární ionty byly zaznamenány již 500 000 km před průletem, poslední 280 000 km po průletu. V 50 000 km od jádra se objevila plynná emise, ve 20 000 km prachová zrnka a v 15 000 km příznaky obloukové rázové vlny. Podle M. Pätzolda aj. dopadlo na sondu celkem 40 mg prachových částeček, největší měla hmotnost 30 mg. Ukázalo se, že jádro ztrácí více hmoty, než se čekalo (7,5.10²⁷ mol/s), a také poměr prachové a plynné složky je vyšší, než se myslelo, tj. v rozmezí od 0, 1 ÷ 1,0. Po průletu byla sonda dne 23. 7. 1993 opět uvedena do zimního spánku, ale vyhlídky na další použití jsou již nepatrné, hlavně kvůli nedostatečné zásobě paliva pro korekční motory.

Jistou kuriozitu představuje zjištění D. Hughese, že malíř Giotto di Bondone (1267–1337), podle něhož byla sonda Giotto pojmenována, se při nakreslení portrétu komety na fresce „Klanění tří králů“ v kapli Scrovegni v Padově neinspiroval Halleyovou kometou z r. 1301, nýbrž jinou jasnou kometou, která byla vidět na obloze očima v únoru a březnu 1304, kdy fresku tvořil.

R. West uvedl na základě rozboru ze sondy Giotto, že na povrchu jádra Halleyovy komety se nalézají krátery, trhliny i pohoří a že v přísluní ztrácela za 1 sekundu až 5 t prachu a až 15 t plynu, úhrnem pak 1 miliardu tun za jeden oblet, tj. asi 0,5 % hmotnosti jádra. Odtud pak vychází, že kometa bude aktivní po dobu dalších 80 000 let. Negravitační síly vyvolané ztrátou hmoty pak prodlužují její oběžnou periodu o 4 dny při každém obletu.

Zatímco v dubnu 1992 se astronomům ESO nepodařilo kometu zachytit při kvalitě obrazu 1,2″, na počátku ledna 1994 se to O. Hainautovi zdařilo. Pomocí nové kamery SuSI instalované v ohnisku 3,5m teleskopu NTT a při vynikajícím obrazu mezi 0,6″ a 0,9″ zaznamenal zřetelně obraz jádra komety ve vzdálenosti 18,8 AU, což je nový astronomický rekord. Magnituda jádra dosáhla V = 26,5 mag, což je svědectvím toho, že jeho kometární aktivita již zcela ustala – jde o pouhý rozptyl slunečního světla na velmi tmavém a hluboce podchlazeném povrchu jádra. Jestliže se splní naděje vkládané do obřího spřaženého teleskopu VLT (4 × 8,4 m), není vyloučeno, že se podaří poprvé v historii zachytit jádro Halleyovy komety v odsluní, kdy bude asi 29,5 mag.

Další kometou, jejíž dlouhodobé sledování je mimořádně žádoucí, se stala periodická kometa Swift-Tuttle, mateřská kometa meteorického roje Perseid. Jak známo, prošla naposledy přísluním v prosinci 1992 a podle B. Marsdena by bylo nanejvýš vítáno, kdyby se ji podařilo sledovat až do r. 1998, kdy bude rovněž kolem 26 mag, ve vzdálenosti 15 AU od Slunce. Je to nutné kvůli spolehlivému výpočtu budoucí dráhy, neboť nikde není zaručeno, že se tato kometa nestane nejskvostnější Perseidou v historii lidstva...

Nicméně K. Yau aj. propočítali podrobně dráhu této komety od r. 703 př. n. l. do r. 2392 n. l. a ukázali, že jelikož jsou negravitační síly zanedbatelné, je už nyní výpočet tak spolehlivý, že bylo možné identifikovat její návraty v r. 69 př. n. l. a v r. 188 n. l., kdy byla kometa zaznamenána v Číně. Ostatní návraty nebyly pozorovány z důvodů geometrie dráhy, tj. kometa při nich nemohla být spatřena očima, ačkoliv její absolutní hvězdná velikost se za celou dobu vůbec nezměnila. Při posledním návratu byla na hranici viditelnosti očima, koncem prosince 1992 dosáhla 5,4 mag. Nejjasnější pro pozemské pozorovatele bude až v r. 3044, kdy projde ve vzdálenosti 1,6 milionu km od Země. Kometa Swift-Tuttle vyniká vysokým podílem methanolu v komě (7 % vůči vodě), což je téměř dvojnásobek podílu pro kometu Halley (4 %) a třetí nejvyšší podíl dosud zjištěný. Zdá se, že tyto těkavé látky pocházejí ještě z mezihvězdného prostředí, tj. jsou starší než Sluneční soustava.

D. Steel se zabýval pravděpodobností střetu Země s parabolickými, resp. velmi dlouhoperiodickými kometami. Tyto střety jsou nebezpečné hlavně kvůli vysoké rychlosti srážky, v průměru kolem 55 km/s. Ve skutečnosti však není čeho se obávat, neboť tato pravděpodobnost činí jen 3.10^-9 na jeden průchod takové komety perihelem. Je prostě prakticky jisté, že takříkajíc napoprvé se do nás takové těleso netrefí, a jakmile bude jednou zaznamenáno, získá tím lidstvo dost času na zpřesnění budoucí dráhy, a tedy i včasnou výstrahu.

B. Marsden je autorem již 8. katalogu kometárních drah, s uzávěrkou v dubnu 1993. Katalog udává parametry pro celkem 1 392 přiblížení komet ke Slunci, z toho 289 komet má prokazatelně eliptické dráhy.

Vlastním zdrojem kometárních jader jsou podle shodných názorů specialistů dvě pásma na periferii Sluneční soustavy. Oortův oblak komet má kulový tvar a prostírá se v rozmezí 20 000 ÷ 200 000 AU. Úhrnná hmotnost oblaku se odhaduje na dvacetinásobek M_Z, ale kometární jádra tam při budování Sluneční soustavy nevznikla. Soudí se, že šlo o objekty, jež se původně nacházely v pásu mezi drahami Uranu a Neptunu, odkud byly poruchami převedeny na dráhy s podstatně větším poloměrem.

Naproti tomu objekty v tzv. Kuiperově pásu jsou velmi pravděpodobně zbytky populace ledových planetesimál, které pocházejí z rané epochy vzniku Sluneční soustavy. M. Holman a J. Wisdom zjistili v numerickém experimentu pro 1 500 testovacích částic, že při poloosách 30 ÷ 43 AU se tyto částice během 200 milionů let povětšinou srazí s Neptunem, takže dnešní hmotnost Kuiperova pásu nepřesahuje 0,1 M_Z. Nedávno objevené planetky na periferii planetárního systému představují nejspíš objekty Kuiperova pásu, v němž podle D. Hughese nebyla nikdy příležitost ke vzniku velké planety. Existence planety X byla v poslední době dále zpochybněna jednak kvůli výsledkům přehlídky oblohy družicí IRAS a jednak na základě práce E. Standishe, který zjistil, že údajné odchylky v drahách Uranu a Neptunu zcela zmizí, když se do výpočtů zavede revidovaná hmotnost planety Neptun. Díky průletu sondy Voyager 2 v blízkosti Neptunu v r. 1989 se ukázalo, že předešlé hodnoty hmotnosti Neptunu byly o 0,5 % chybné, a to vedlo k mírné divergenci vypočtených a pozorovaných poloh obou vnějších planet. Starší údaje pak byly zatíženy systematickými chybami. Revidované reciproké hodnoty hmotnosti (v jednotkách hmotnosti Slunce) uvádím v tabulce.

V rané epoše vývoje Sluneční soustavy jednoznačně převládala akrece planetesimál nad tříštěním, přičemž velké vnější planety vznikly jako první. Tvorba terestrických planet se opozdila asi o čtvrt miliardy let. L. Dones a S. Tremaine uvádějí, že rychlá rotace Země a Marsu je důsledkem nárazů velkých planetesimál spíše než projevem postupné akrece. Přitom samotná velikost a hmotnost Marsu byla výrazně omezena Jupiterem. F. Graner a B. Dubrulle soudí, že známý Titiusův-Bodeho zákon o rozdělení velkých poloos drah planet je přirozeným důsledkem škálové invariance v disku planetesimál, z něhož planety vznikaly. Venuše a Země vyčistily své zóny od přebytečných planetesimál již za 200 milionů let, kdežto Marsu to trvalo plné 3 miliardy let.

Rozsáhlými výpočty stability planetárních drah na časové stupnici 100 milionů let se zabývali G. Sussman a J. Wisdom, kteří si k tomu cíli postavili specializovaný superpočítač Toolkit. Ten dokáže spočítat vývoj drah všech devíti velkých planet za 100 milionů let během 40 dnů výpočetního času. Oba autoři výpočet opakovali osmkrát s tím, že pokaždé změnili vstupní data o neznatelně malé hodnoty. Ukázali, že planetární dráhy mají na této časové stupnici vesměs chaotický charakter, přičemž tzv. Ljapunovův čas se pohybuje v rozmezí 4 ÷ 20 milionů let. Nicméně ke katastrofickým srážkám velkých planet by mohlo dojít až po bilionu let, což je ovšem delší časový interval, než kolik činí životnost Slunce.

3. Slunce

V r. 1992 se podařilo při náročném experimentu v Národní laboratoři Lawrence Livermora v Los Alamos revidovat hodnoty opacit pro materiál ve slunečním nitru. Na základě těchto měření nyní I. Sackmannová aj. přepočítali model vývoje Slunce pro počáteční zastoupení helia 27,4 % a těžších prvků 1,95 % . Ukázali, že prvotní Slunce mělo jen 70 % svítivosti dnešního Slunce. Od té doby se svítivost Slunce plynule zvyšuje již po dobu 4,5 miliardy let. Za dalších 1,1 miliardy let dosáhne zářivý výkon Slunce 110 % dnešní hodnoty, což povede k tzv. vlhkému skleníku na Zemi. Za 3,5 miliardy let od současnosti vzroste svítivost Slunce na 140 % dnešní hodnoty, a to bude mít za následek překotný skleníkový efekt, jenž vyhubí život na Zemi. Slunce se udrží na hlavní posloupnosti celkem 11 miliard let, avšak na konci této epochy bude mít svítivost 2,2krát větší než dnes a začne výrazně ztrácet hmotu, což se projeví mimo jiné tím, že planety Venuše a Země se budou od Slunce vzdalovat, zatímco Merkur v rozpínajícím se Slunci zanikne.

Slunce pak počne stoupat v Hertzsprungově-Russellově diagramu k větvi červených obrů a prodělá několik tepelných pulzů, při nichž jeho svítivost vzroste až na 2 300násobek současné svítivosti. V té době jeho poloměr dosáhne až k dnešní dráze Země, ale jeho hmotnost se dále zmenší. Za necelých 1,5 miliardy let po opuštění hlavní posloupnosti projde Slunce stadiem tvorby planetární mlhoviny a nakonec se rychle smrští na bílého trpaslíka, jehož hmotnost se sníží na 55 % dnešní hmotnosti Slunce.

C. Charbonnel a Y. Lebreton použili týchž hodnot opacit z Los Alamos k sestavení modelu stavby dnešního Slunce. Ukázali, že při centrální teplotě 15,5 MK činí poloměr konvektivní zony ve Slunci 72 % poloměru Slunce a že produkce neutrin v experimentu Cl-Ar činí 7,5 SNU a v experimentu Ga-Ge 127,5 SNU. Podle V. Castellaniho aj. by bylo potřebí snížit centrální teplotu Slunce o 5,5 % , abychom docílili souladu s měřenými neutrinovými toky ze Slunce, ale to se zdá být nemožné. Centrální teplota Slunce vychází soustavně v rozmezí 15,5 ÷ 15,7 MK. Galliové metody měření neutrinového toku ze Slunce dávají v průměru (72 ±17) SNU, a tak vše nasvědčuje tomu, že za neutrinový skandál může spíše částicová fyzika než astrofyzika.

Další nedořešenou otázkou sluneční fyziky je nalezení zdroje vysoké teploty a velkého rozsahu sluneční koróny. Podle L. Goluba zde hrají klíčovou roli magnetická pole, ale za ohřev koróny jsou zčásti odpovědné také menší sluneční erupce a turbulentní pohyby sluneční plazmy. Nicméně nejpozoruhodnějším příspěvkem na toto téma je zřejmě práce J. Scuddera, jenž si uvědomil, že v koróně nastává nerovnovážný stav, v němž se nejvýše od povrchu Slunce dostanou nejrychlejší ionty – tímto prostým způsobem se dá vysvětlit jak vysoká teplota, tak velký rozsah sluneční koróny.

T. Bai a P. Sturrock studovali časové rozdělení erupcí v letech 1955–1991 a dospěli k závěru, že jediná skutečná periodicita výskytu erupcí souvisí s periodou rotace Slunce, tj. 25,5 dne. Všechny ostatní zjišťované periodicity, včetně proslulé 154denní periody, jsou pouze subharmonickými složkami této základní periody.

B. Schaefer se zabýval srovnáním pozorovacích řad pro sluneční skvrny a ukázal, že optimální je užívat dalekohledů s průměrem optiky do 50 mm, ale zato co největšího zvětšení. Pak lze relativní čísla slunečních skvrn dobře navázat i do minulosti. Když R. Wolf zavedl v r. 1848 pojem relativního čísla, byl schopen rekonstruovat denní relativní čísla zpět do r. 1818 a měsíční průměry relativních čísel do r. 1749. Roční průměry relativních čísel jsou dokonce známy již od r. 1700.

R. McMillan aj. studovali stabilitu radiální rychlosti Slunce tím, že v letech 1987–1992 (během maxima 22. cyklu sluneční činnosti) měřili radiální rychlost slunečního záření odraženého od Měsíce. Na základě 486 měření zjistili, že po odečtení známých pohybů je radiální rychlost Slunce stálá s neuvěřitelnou přesností 8 m/s. To skýtá velké naděje pro programy sledování případných periodických kolísání radiálních rychlostí hvězd slunečního typu, za něž by byly odpovědné planety typu Jupiteru. Takto hmotné planety by měly působit periodické kolísání radiální rychlosti mateřských hvězd s amplitudou řádu 10 m/s.

4. Vznik a raný vývoj hvězd

Studium změn radiálních rychlostí u blízkých hvězd slunečního typu však podle G. Walkera aj. nedává zatím žádné náznaky toho, že by planetární systémy byly běžné. Během 12 let se totiž na velkém teleskopu CFHT sledovaly radiální rychlosti 21 trpasličích hvězd slunečního typu s přesností na 15 m/s, což by mělo umožnit bezpečně identifikovat planety typu Jupiteru s oběžnou dobou až 15 let – nic takového se však nenašlo. Zhruba polovina zkoumaných hvězd však vykazuje dlouhodobé trendy změn radiální rychlosti, což lze vysvětlovat buď kolektivním gravitačním působením více planet, nebo existencí jedné velmi hmotné planety s dlouhou periodu, či konečně skutečnou změnou prostorové rychlosti hvězdy.

A. Tutukov se domnívá, že ve skutečnosti každá třetí hvězda má planetární systém a ten se dá nejspíše nalézt u těsných zákrytových dvojhvězd malé svítivosti, kde je slušná naděje na detekci zákrytu hvězdné složky obří planetou. Ideální soustava má podle autora hmotnosti složek menší než 0,3 M_☉, takže jde o červené trpaslíky a změny jasnosti lze nejsnáze objevit v infračerveném oboru spektra. Podle Tutukova by se měly studovat trpasličí zákrytové soustavy v oblasti galaktických pólů, kde na každý čtvereční stupeň oblohy připadá několik kandidátů jasnějších než 20 mag.

Podobně jako v předešlých letech vyvolává nejvíce diskusí údajný objev planet u některých pulzarů. V r. 1992 přinesli A. Wolszczan a D. Frail kvalitní důkaz o proměnnosti impulzní periody pulzaru PSR 1257+12, kterou vysvětlují jako důsledek oběhu dvou planet kolem neutronové hvězdy. S. Peale se domnívá, že definitivní důkaz správnosti domněnky bude podán nejdříve za tři roky, až se uplatní poruchy v pohybech planet.

Naproti tomu S. Thorsett a R. Dewey tvrdí, že všechny existující planety jsou zničeny při explozi supernovy, která vždy předchází vzniku pulzaru, a pokud vůbec něco přežije, tak jediné velmi hmotné planety ve výrazně výstředných drahách u pulzarů s delšími periodami rotace – což přirozeně není v případě Wolszczanova a Frailova objevu vůbec splněno. Proto J. Gil aj. zcela zpochybňují tuto planetární identifikaci a soudí, že zmíněná kolísání periody jsou způsobena precesí neutronové hvězdy, jejíž magnetická osa svírá s rotační osou neutronové hvězdy ostrý úhel. Pulzary obecně nerotují jako tuhá tělesa, jelikož se skládají z tuhé kůry a supratekutého jádra. Toto vysvětlení je sice elegantní, ale pak se musíme divit, proč je efekt pozorován tak vzácně; měl by být naopak pravidlem.

Tím více překvapuje sdělení R. Dagkesemanského aj., kteří v letech 1979–1994 sledovali změny impulzní periody jasného pulzaru 0329+54. Objevili tam totiž dvě velmi dlouhé periody, 1 110 a 6 140 dnů, které lze vysvětlit oběhem planet s minimální hmotností 0,3 a 2 M_Z obíhajících po dosti výstředné dráze (e ≈ 0,23) v minimální vzdálenosti 2,3 a 7,3 AU od neutronové hvězdy.

C. Grady a J. Silvis nalezli pomocí ultrafialových spekter z družice IUE důkazy o akreci plynu na hvězdu 51 Ophiuchi, spektrální třídy B9,5 Ve, jehož hustota je podobná jako u akrečního disku známé hvězdy β Pictoris. Podobně A. Vidal-Madjar objevil optický disk kolem hvězdy 68 Ophiuchi, spektrální třídy A2 Vn, jež je od nás vzdálena 48 pc. Disk lze pozorovat v daleké červené oblasti spektra do vzdálenosti 350 AU od mateřské hvězdy. Uvnitř disku se nalézá průvodce, jenž je o 2,5 mag slabší než ústřední hvězda. S. Stern aj. pozorovali chladný prachový disk kolem Fomalhauta (sp. třída A3 V, vzdálenost 6,7 pc) v mikrovlnném pásmu do vzdálenosti až 500 AU od hvězdy. S. Rucinski nalezl infračervený přebytek záření u hvězdy HD 98800, spektrální třídy K5 V, jenž nasvědčuje tomu, že zodiakální prach kolem hvězdy má hustotu o šest řádů vyšší než ve Sluneční soustavě. Konečně F. Malbet aj. zjistili, že kolem mladé dvojhvězdy Z CMa se složkami, které ještě nevstoupily na hlavní posloupnost, se nachází infračervený disk o průměru 400 AU. Protoplanetární disky má též asi 40 % mladých hvězd ve velké mlhovině v Orionu. Všechna tato pozorování nasvědčují tomu, že kolem velkého množství hvězd se nacházejí prachové protoplanetární disky, z nichž buď již vznikly, nebo v budoucnosti vzniknou planety.

A. Burrows aj. se zabývali fyzikální teorií objektů na přechodu mezi trpasličími hvězdami a obřími planetami, pro něž se ujal název hnědí trpaslíci. Autoři ukázali že v disku Galaxie tvoří více než dvě třetiny počtu hvězdy s hmotností nižší než 0,5 M_☉, které pak představují více než polovinu úhrnné hmotnosti hvězd v disku. Objekty se svítivostí menší než 0,1 % svítivosti Slunce a s povrchovou teplotou pod 1 800 K lze pak označit jako infračervené trpaslíky, jejichž stabilitu udržuje většinou tlak degenerovaného elektronového plynu. Zatím je však obtížné říci, zda se takové objekty podaří rozlišit od velmi málo svítivých hvězd – červených trpaslíků.

Na opačném konci rozložení hmotností hvězd se G. de Marchi aj. zabývali rozborem snímků hvězdokupy R 136 pořízených kamerou FOC HST. Ukázali, že hvězdokupu lze rozlišit na více než 200 hvězd s hmotnostmi maximálně 50 M_☉, jejichž stáří (či spíše mládí) nepřesahuje 3 miliony roků. Hmotnější hvězdy jsou zřejmě velmi vzácné, neboť proti jejich stabilitě působí jak neradiální pulzace, tak silný tlak záření.

5. Proměnné hvězdy

Koncem r. 1992 byl zveřejněn 71. doplněk seznamu katalogizovaných proměnných hvězd, takže úhrnem je nyní registrováno 30 702 proměnných hvězd. Toto číslo se však zásluhou družice HIPPARCOS vbrzku zvýší asi na desetinásobek! Zatím jsme ještě schopni věnovat pozornost zvláště zajímavým proměnným, ale je jisté, že tento výčet nám v dohledné době přeroste přes hlavu.

Zdá se, že na samém pokraji stability se nachází proslulá hvězda η Carinae, která dle J. Borgwalda a M. Friedlandera dosahuje hmotnosti 100 M_O a svítivosti 5 ML_☉. Převážná část zářivého výkonu 1,8.10³³ W se vysílá v daleké infračervené oblasti spektra díky pohlcování krátkovlnného záření v prachovém obalu o hmotnosti 0,02 M_☉.Kondenzace prachu způsobila v letech 1856–1866 zeslabení optické jasnosti hvězdy z 0,5 mag na 7 mag. Teplota prachu se odhaduje na pouhých 200 K, zatím co povrch hvězdy má teplotu 30 kK. Od poloviny r. 1993 se hvězda zjasňuje v rádiovém oboru spektra. Na frekvenci 9 GHz se za sedm měsíců zvýšil rádiový tok dvakrát. To patrně souvisí s vyvržením nového chuchvalce hmoty o hmotnosti 0,005 M_☉.

J. Vallerga aj. oznámili na základě přehlídky družice EUVE ve čtyřech pásmech extrémně krátkého ultrafialového záření o vlnové délce 5 ÷ 74 nm, že nejjasnějším mimoslunečním zdrojem v tomto oboru je hvězda ε CMa, spektrální třídy B2 II, vzdálená od nás 187 pc. Její povrchová teplota činí 25 kK a v pásmu 60 nm je dokonce 30krát jasnější než dosud rekordní zdroj záření EUV – bílý trpaslík HZ 43. To znamená, že ve směru k této hvězdě se nachází bublina se sníženým obsahem mezihvězdného vodíku, který silně pohlcuje záření EUV. Podle zmíněných autorů jsou dalšími kandidáty jasných zdrojů záření EUV hvězdy β a ζ CMa, η UMa a η Hya. V témže pásmu byla detektována jasná Capella, vzdálená od nás jen 13,4 pc. Podle A. Dupreeho aj. září v jejím EUV-spektru čáry Fe XV až Fe XXIV při teplotách 100 kK až 63 MK, což prokazuje existenci mocné koróny kolem hvězdy.

S. Cully aj. zaznamenali mohutnou EUV-erupci proměnné hvězdy AU Microscopii dne 15. července 1992 z paluby umělé družice EUVE. Při čtyřdenním souvislém sledování hvězdy trval vrchol erupce plné dvě hodiny a pokles na úroveň pozadí celý den. V maximu byl vyzářen výkon až 10²³ W a celková EUV-energie erupce dosáhla hodnoty 3.10²⁷ J.

Ještě mocnější rentgenovou erupci však pozorovali T. Preibisch aj. pomocí družice ROSAT u proměnné hvězdy Lk-Ha92, jež patří k typu T Tau. Za půl hodiny vzrostla rentgenová intenzita zdroje v pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV více než stokrát a návrat k úrovni pozadí trval přes 2 hodiny. Celkem tak bylo v měkkém rentgenovém pásmu vyzářeno 4.10²⁹ J energie, tj. o dva řády více než při typických erupcích na hvězdách T Tau a o 4 řády více než při nejmohutnějších erupcích na Slunci.

Počátkem r. 1993 oznámili E. Guinan aj. opětné slábnutí jasnosti hvězdy Betelgeuze v Orionu z vizuální jasnosti +0,4 mag až na +0,9 mag koncem února 1993. Podle A. Hatrese aj. s tím souvisel nárůst hodnoty radiální rychlosti hvězdy asi o 3 km/s od října 1992 do ledna 1993. Předešlou epizodu hvězda prodělala v letech 1988–89.

J. Fernie aj. potvrdili, že Polárka – cefeida spektrální třídy F7-8 – přestává pulzovat v periodě 4 dnů. V r. 1992 klesla amplituda křivky radiálních rychlostí na 0,6 km/s a amplituda světelných změn v oboru V na 0,01 mag. Příčina zániku pulzací není jasná, jelikož Polárka neleží na okraji pásma nestability pro cefeidy.

Zajímavou zákrytovou proměnnou typu W UMa objevili D. Hanžl aj. při sledování výbuchu supernovy 1993J. Jde o objekt z katalogu GSC 4383.038, který jeví parciální zákryty s amplitudami 0,41 a 0,35 mag v primárním a sekundárním minimu v oboru B v periodě 0,53 dne.

G. Benedict aj. sledovali malé změny jasnosti Proximy Centauri pomocí pointačních čidel FGS HST. Zjistili, že hvězda vykazuje kolísání jasnosti s amplitudou 0,01 mag v periodě 41 dnů, což je nejspíš rotační perioda hvězdy. Příležitostně se podařilo pozorovat erupce, trvající až 2 minuty. R. Matthews a G. Gilmore rozebírali otázku, zda je Proxima gravitačně vázána k dvojhvězdné soustavě α Centauri. Proxima je totiž od této dvojhvězdy vzdálena asi 13 000 AU a její oběžná doba kolem těžiště systému by měla být větší než 1 milion let. Poněvadž v této vzdálenosti činí úniková rychlost ze systému jen 0,5 km/s a jelikož průměrná vzdálenost mezi hvězdami ve slunečním okolí činí 470 000 AU, považují autoři domněnku o gravitační vázanosti za málo pravděpodobnou.

M. Ruffert aj. simulovali na počítači srážku bílého trpaslíka o hmotnosti 0,5 M_O se stejně hmotnou hvězdou hlavní posloupnosti. Pro různé počáteční podmínky dostali prakticky shodný výsledek, tj. při srážce se hvězda hlavní posloupnosti rozbije a vytvoří disk kolem bílého trpaslíka. Autoři uvádějí, že ještě zajímavější průběh by patrně měla srážka hvězdy hlavní posloupnosti s neutronovou hvězdou, ale zatím nenašli metodu, jak tento případ dobře spočítat.

V. Trimbleová uvádí, že jako neutronové hvězdy končí objekty s hmotností alespoň 7 M_☉, zatímco ke vzniku černé díry potřebujeme hvězdy s hmotností alespoň 50 M_O – tak vysoká je ztráta hmoty v průběhu vývoje hvězdy. To znamená, že jen asi 1 % osamělých hvězd končí jako takto zhroucené objekty. Ve dvojhvězdách mohou být tyto zhroucené složky již od chvíle vzniku soustavy, ale častěji se asi vytvoří až v průběhu její existence. Tento proces je téměř vždy doprovázen vznikem akrečního disku a soustava se navenek prozradí jako rentgenový zdroj nebo rádiový pulzar. Dvojhvězdy pak umožňují – jak známo – určit hmotnost složek a tím i nepřímo prokázat stupeň degenerace zhrouceného objektu: vše nad 1,4 M_O jsou neutronové hvězdy a nad 3 M_O černé díry.

Příkladem dvojhvězdy s kompaktní složkou v podobě černé díry je podle C. Haswella aj. systém A 0620-00, objevený jako rentgenová nova. Nyní se podařilo poměrně dobře rekonstruovat optickou světelnou křivku systému, jenž vykazuje tečné zákryty, a z toho odvodit pravděpodobné hmotnosti složek soustavy. Sekundární složka má hmotnosti < 0,8 M_☉, takže hmotnost kompaktní složky se pohybuje v rozmezí 4,2 ÷ 5,6 M_☉, a to z ní činí prvotřídního kandidáta na černou díru.

Naproti tomu extrémně nízké hmotnosti složek fotografické dvojhvězdy Ross 614 AB nalezli D. Coppenbarger aj. prostřednictvím 7 let trvajících měření poloh složek metodou skvrnkové interferometrie (úhlová vzdálenost složek činí jen 1,0″ a oběžná doba 16,6 roků). Složky, klasifikované jako červení trpaslíci, mají hmotnosti 0,179 a 0,083 M_O – nacházejí se tedy u dolní hranice hvězdných hmotností vůbec. Přitom jde o blízký systém vzdálený jen 4,1 pc, takže absolutní hvězdné velikosti trpaslíků patří rovněž k extrémům: 12,8 a 16,1 mag.

L. Mossakovskaja upozornila na podivné chování zákrytové dvojhvězdy SS Lacertae, která měla stejně hluboká primární a sekundární minima (pokles o 0,6 mag) v oběžné periodě 14,4 dne ještě v r. 1898. V r. 1935 se však amplituda minim snížila na 0,4 mag a kolem r. 1940 minima zcela vymizela, takže od té doby má systém konstantní jasnost 9,8 mag. Pravděpodobně došlo k interakci s třetím tělesem, jež je buď součástí systému – a pak může způsobit změnu délky periody nebo změnu sklonu dráhy – anebo jde o bludnou hvězdu, která způsobila rozpad zmíněné dvojhvězdy.

E. Pavlenko a J. Pelt si zase povšimli různosti v oběžné době a rotační periodě bílého trpaslíka v systému novy V1500 Cygni, jež vzplanula v r. 1975 a patří k nejjasnějším novám století. Ukázali, že rotační perioda bílého trpaslíka (na jehož povrchu došlo k termonukleární explozi) se prodlužuje relativním tempem 3.10^-8, takže asi za 290 let dojde k synchronizaci rotace a oběžné doby.

M. Kato vypočítal průběh světelné křivky Novy Cygni 1978 pomocí nedávno publikovaných opacit OPAL a zjistil, že teorie dává výtečný souhlas s pozorovanou světelnou křivkou v ultrafialovém i optickém oboru pro hmotnost bílého trpaslíka 1,0 M_☉. To je o plné 0,3 M_O méně, než jak vycházelo z „před-Opalových“ analýz. Autor upozorňuje, že to platí obecně, tj. hmotnosti bílých trpaslíků v soustavách explodujících jako novy jsou vesměs výrazně nižší, než se dosud soudilo.

To je dle J. Hayese a J. Trurana poměrně znepokojující, jelikož tzv. Eddingtonova mez pro zářivý výkon hvězdy s hmotností 1,4 M_O činí jen -7,1 mag, tj. 38 000 L_☉ neboli 1,5.10³¹ W, a tedy pro nižší hmotnosti je ještě nižší. Naproti tomu většina nov v naší Galaxii, Velkém Magellanově mračnu a galaxii M31 v Andromedě mívá v maximu absolutní vizuální hvězdnou velikost až -8,5 mag a po dobu několika dnů zůstávají jasnější než -7 mag. Jde tedy o silně supereddingtonovské vyzařování, jež neumíme teoreticky modelovat. M. Della Valle a M. Livio však upozorňují, že naše vědomosti o novách jsou nutně neúplné, jelikož ročně v průměru pozorujeme jen 4 galaktické novy, ačkoliv jejich skutečný počet se pohybuje kolem 20 případů. I to je však téměř 4krát méně, než dosud statistiky uváděly.

oňský rok však přinesl velkou úrodu poměrně jasných nov, takže to jistě vylepšilo statistiku. Z těch jasnějších uvádím Novu Ophiuchi 1993, kterou nalezl Australan D. Camilleri 14. dubna jako objekt 9,5 mag, jenž zeslábl na 12,9 mag během jednoho měsíce. Poté Japonec M. Yamamoto zpozoroval dne 14. května Novu Aquilae 1993 jako objekt 7,6 mag, která zeslábla o 3 mag do 23. června, když ještě 2. června byla 8,8 mag. Následovala Nova Sagittarii 1993, kterou 14. září objevil M. Sagano jako objekt 9,0 mag. Nova dosáhla maxima 7,9 mag o dva dny později a koncem září již klesla na 9,6 mag. O den později vzplanula Nova Lupi 1993 jako objekt 7,7 mag, kterou však zpozoroval W. Liller až 19. září, kdy už nova poklesla na 8,0 mag.

To vše však zastínila Nova Cassiopeiae 1993, objevená Japoncem K. Kanatsu 7. prosince jako objekt 7,5 mag, leč stále se zjasňující až do 18. prosince, kdy byla 5,6 mag. Předchůdce novy na snímku Palomarského atlasu měl B = 18 mag. S. Shore aj. novu sledovali intenzivně v ultrafialovém oboru spektra pomocí družice IUE a zjistili, že ultrafialový tok novy vzrostl od okamžiku vzplanutí asi třikrát a dosáhl maxima 22. prosince, načež se udržel na této maximální výši až do 12. ledna 1994, kdy nova opticky poklesla slabě pod 7 mag. Ve spektru novy byly pozorovány silné vodíkové čáry a dále tzv. „železná opona“ čar ionizovaného železa. Plynný obal se rozpínal rychlostí 1 680 km/s. Z intenzity interstelárních absorpcí se vzdálenost novy odhaduje na 5 kpc. Bolometrická hvězdná velikost novy zůstala konstantní v období od 15. prosince 1993 do 11. února 1994. V té době se dle infračervených měření M. Kidgera aj. začala vytvářet teplá prachová obálka, což vedlo k silnému poklesu vizuální hvězdné velikosti na 10,5 mag v polovině února.

Nicméně daleko nejvíce prací bylo i loni věnováno nově V1974 Cygni, která vzplanula 19. února 1992 a stala se mezitím zřejmě nejdůkladněji sledovanou novou v historii astronomie. Přispěla k tomu jak její jasnost, tak zejména poměrně povlovný vývoj, což je do jisté míry paradoxní, jelikož dle prvotního poklesu optické jasnosti lze podle Chochola aj. novu charakterizovat jako rychlou. Tito autoři uveřejnili jak obsáhlou fotometrii, tak i spektroskopii novy až do nástupu koronální fáze v září 1992. Určili vzdálenost novy na 1,8 kpc a odtud odvodili, že vzplanutí bylo výrazně nadkritické vůči Eddingtonově mezi, přičemž bolometrická jasnost novy v maximu činila -7,6 mag a hmotnost bílého trpaslíka jen 0,83 M_☉.

Ultrafialovou spektroskopii novy pomocí družic IUE a HST za období od února 1992 do dubna 1993 publikoval S. Shore, jenž poukázal na vysokou rychlost rané expanze obálky až 4 500 km/s, která posléze klesla na 1 800 km/s. Hlavním problémem, jenž vyplynul z ultrafialových měření, je příliš velká hmotnost vyvrženého plynného obalu řádu 1.10^-4 M_☉, kterou nelze teoreticky objasnit.

Nova V1974 Cygni je prvou novou v dějinách astronomie, která byla sledována také v oboru extrémního ultrafialového záření od 26. listopadu do 9. prosince 1992, v pásmech 6,5 ÷ 19 a 16 ÷ 36 nm z paluby umělé družice EUVE. Podle G. Stringfellowa aj. lze očekávat, že nova je v koronální fázi i zdrojem měkkého rentgenového záření a podobá se tak rentgenové nově Sco X-1. Její vzdálenost je nutně větší než 0,5 kpc, ale nemůže být zase příliš veliká, jelikož mezihvězdná látka není příliš propustná pro záření EUV.

Tím více odborníky překvapilo tvrzení F. Paresceho, že nova se nalézá ve vzdálenosti 3,2 kpc, což autorovi vyplynulo ze snímku expandujícího prstence kolem novy, zobrazeného HST. Na snímku z 31. května 1993 měl prstenec kruhový tvar o poloměru 0,13″, obsahoval však četné uzlíky a mezery svědčící o nehomogenitě expandujícího materiálu. Pokud známe průměrnou rychlost expanze, lze z úhlového rozměru prstenu vskutku snadno odvodit vzdálenost, ale je otázka, zda hodnota expanze 1 500 km/s, kterou zvolil Paresce, je vskutku správná. Paresce dále určil, že poloměr prstenu byl 400 AU a jeho tloušťka 4 AU. I jemu vychází hmotnost expandující obálky řádu 10^-4 M_☉.

Vůbec nejdříve však expandující obal novy rozlišili A. Quirrenbach aj. pomocí optického interferometru MarkIII, a to již 10. den po vzplanutí, kdy poloměr obalu činil jen 1,9 miliarcsec a kdy se obal rozpínal průměrnou rychlostí 1 100 km/s. V rádiovém oboru se obal podařilo rozlišit P. Pavelinovi aj. pomocí britského interferometru MERLIN 80. den po explozi. Tito autoři především upozornili, že poloha údajného předchůdce novy nesouhlasí s polohou rádiového zbytku novy, takže amplituda vzplanutí přesáhla 16 mag a je srovnatelná s rozkmitem vzplanutí supernov! Tito autoři odvodili vzdálenost novy 1,8 kpc, úhrnnou kinetickou energii exploze 3.10³⁸ J a hmotnost vyvržené obálky alespoň 7.10^-5 M_☉. Rádiový tok novy vzrostl mezi 80. a 172. dnem po explozi téměř o řád a teplota povrchu hvězdy se zvýšila z 10 kK na 60 kK, což je nový rekord pro novy.

M. Taylorová se v lednu 1993 pokusila nalézt krátkodobé optické variace novy pomocí rychlého fotometru HSP na HST. Odhalila jen nepatrné variace s amplitudou do 0,003 mag a periodami 14,5, popřípadě 9,5 min. Teprve v říjnu 1993 zpozorovali J. DeYoung a R. Schmidt měřitelné variace infračervené jasnosti novy s amplitudou 0,16 mag a s periodou 1,95 h, tj. 0, 081 dne, což by snad mohla být orbitální perioda dvojhvězdy.

U symbiotické dvojhvězdy V1329 Cygni (= HBV 475), která na sebe upozornila mohutným výbuchem v r. 1966, zjistili Hric aj. na základě fotografických měření jasnosti soustavy v letech 1979–1991, že po explozi se patrně díky úniku hmoty ze systému výrazně prodloužila oběžná perioda o plných 11,4 dne a činí v současné době 963,3 dne.

Patrně nejpozoruhodnější spektrální změny v historii moderní astronomie prodělala centrální hvězda planetární mlhoviny He 1-5. označená jako proměnná FG Sagittae. Ještě r. 1955 byla spektrálně klasifikována jako veleobr B4 I, aby postupně proběhla velký úsek diagramu HR: v r. 1967 měla spektrum A5 Ia, r. 1980 pak F6-7 I, r. 1983 již byla spektrální třídy G a nyní se jeví jako K I! Podle A. van Genderena prošla v letech 1972–1983 pásem nestability, v němž pozorujeme cefeidy – její pulzace však měly asi pětkrát delší periodu než pulzace cefeid stejné svítivosti. Hmotnost hvězdy se odhaduje na 0,65 M_☉.

V srpnu 1992 si J. Papoušek povšiml náhlého poklesu její jasnosti (celkem o 3 mag), který dle T. Iijimy a F. Strafelly byl vyvolán kondenzací uhlíku v atmosféře hvězdy. Swanovy pásy molekulárního uhlíku byly v atmosféře hvězdy poprvé zjištěny již v listopadu 1981. Podle R. Stoneho aj. činí stáří planetární mlhoviny 6 000 let a její vzdálenost od nás 2,5 kpc. Tito autoři si všimli i výrazného zvýšení zastoupení vzácných zemin v atmosféře hvězdy zhruba na 25násobek původní hodnoty.

D. Pollaco a S. Bell studovali centrální dvojhvězdu UU Sagittae planetární mlhoviny Abell 63, která je od nás vzdálena něco přes 3 kpc. Oběžná perioda dvojhvězdy činí 0,465 dne a hmotnosti složek jsou po řadě 0,63 a 0,29 M_☉. Hmotnější hvězda je mimořádně žhavým bílým trpaslíkem o teplotě 117 500 K, zatímco teplota sekundární složky je jen 7 300 K.

Téměř stejně žhavý je i bílý trpaslík v jádře planetární mlhoviny IW-2, jak ukázali F. Bruhweiler a W. Feibelman. Pořídili totiž ultrafialové spektrum objektu pomocí družice IUE, navzdory jeho magnitudě V = 17,7 – je to dosud nejslabší objekt zachycený spektrografem IUE a zároveň nejpokročilejší hvězda kdy identifikovaná v jádru planetární mlhoviny. Velký úhlový průměr mlhoviny nasvědčuje tomu, že jde o blízký objekt ve vzdálenosti pouze 325 pc od Slunce.

Nicméně největší a nejstarší planetární mlhovinu rozpoznali S. Kawaler a P. Appleton v okolí centrální hvězdy RXJ 2117+34, objevené družici ROSAT. Mlhovina má úhlový průměr 13′, což při vzdálenosti 1,4 kpc značí lineární průměr 5 pc. Autoři odhadli stáří planetární mlhoviny na 150 000 let.

Bílí trpaslíci – hvězdy na konci hvězdného vývoje – mohou za vhodných podmínek připravit nejúžasnější hvězdný ohňostroj v podobě výbuchu supernovy typu Ia. Podle S. Kenyona aj. exploduje bílý trpaslík následkem detonace helia při překročení kritické hmotnosti objektu. Dosud se mělo za to, že tato kritická hmotnost se rovná tzv. Chandrasekharově mezi, tj. přibližně 1,4 M_☉. Nyní však A. Renzini ukázal, že nejde o podmínku nutnou, že k detonaci dochází již tehdy, když bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 ÷ 0,8 M_☉ přibere akrecí 0,2 M_O a exploduje. Renzini si totiž povšiml, že supernovy Ia se vyskytují i v eliptických galaxiích, kde tvorba hvězd již dávno skončila. Potom jsou vhodnými kandidáty pro budoucí exploze – symbiotické hvězdy!

Podle D. Branche a D. Millera je průměrná absolutní bolometrická hvězdná velikost supernov typu Ia rovna -19,72 mag, pokud je Hubbleova konstanta rovna 50 km/s/Mpc. S tím však příliš nekoresponduje zjištění S. van den Bergha, podle něhož byla absolutní hvězdná (vizuální) velikost supernovy S And (1885) v galaxii M31 jen -18,7 mag, kdežto supernovy 1937C v galaxii IC 4182 -19,8 mag. Podobně Tychonova supernova z r. 1572 dosáhla asi jen -19 mag. Autor odtud uzavírá, že rozptyl maximálních jasností supernov typu Ia je prostě větší, než se dosud tvrdilo, a to má neblahé důsledky pro jejich použití jako tzv. standardních svíček při určování vzdáleností galaxií.

S. van den Bergh uvedl známé údaje pro supernovy v Galaxii, které vzplanuly v posledních dvou tisíciletích:

Autora překvapuje, že za posledních 390 let nebyla v Galaxii zaznamenána žádná opticky viditelná supernova. Přitom by se měly v naší Galaxii pozorovat každé století 3 supernovy. Tak to alespoň vychází ze statistik, podle nichž v pozdních spirálách připadá 1,3 exploze supernov za sto let na každých 1.10¹⁰ L_☉ svítivosti galaxie, a svítivost naší Galaxie dosahuje 2,3.10¹⁰ L_☉.

Podle D. Blaira a A. Williamse jsou supernovy Ia obecně výsledkem akrece hmoty na staré hvězdy populace II, kdežto typy Ib a Ic důsledkem zhroucení jádra v mladých hvězdných obrech populace I. Společným rysem supernov typu I je nepřítomnost vodíkových čar ve spektru. Supernovy typu II vznikají – jak známo – gravitačním zhroucením velmi hmotných hvězd, a tak není divu, že se nevyskytují v eliptických galaxiích, kde už takové hvězdy dávno vyhynuly. Známe je zejména z jasných ramen spirálních galaxií. Podle obou autorů jen asi třetina supernov má za následek vznik rádiového pulzaru.

Ztotožnění rádiového pulzaru s pozůstatkem po supernově nebývá však nijak lehké, jak znovu ukázali D. Frail aj. V r. 1985 byl objeven rádiový pulzar PSR 1758-23, který byl nápadný proměnnou disperzní mírou a velkým rozptylem impulzních signálů s periodou 0,42 s. Autoři odhadli jeho stáří na 58 800 let a vzdálenost na 3 kpc. Zmíněná proměnnost je zřejmě vyvolána interakcí signálů se shluky ionizovaného materiálu – pozůstatku po supernově W28. Pulzar se vlivem velkého vlastního pohybu však už dostal daleko od centra pozůstatku.

Podle W. McAdama aj. byla největší příčná rychlost 2 300 km/s naměřena pro pulzar PSR 1757-24. Zmínění autoři objevili souvislost pulzaru PSR 1706-44 s pozůstatkem supernovy CG 342-02, jenž byl nalezen družicí COS-B jako 10. nejjasnější zdroj záření gama na obloze. Pulzar sedí na oblouku na okraji viditelné obálky pozůstatku supernovy, což opět svědčí o jeho vysoké příčné rychlosti asi 900 km/s ve vzdálenosti 3 kpc. Impulzní periodu 0,10 s se nyní podařilo prokázat i v oboru záření gama zásluhou aparatury EGRET na družici Compton. Je to teprve čtvrtý pulzar v oboru záření gama a pro všechny se již podařilo najít pozůstatky supernovy. Autoři se domnívají, že to souvisí s relativním mládím pulzarů gama, které v tomto případě činí jen 17 300 let.

N. Gehrels a W. Chen se znovu zabývali pozoruhodným pulzarem gama zvaným Geminga v souvislosti s tím, že Sluneční soustava se zřejmě nalézá na okraji dutiny horkého interstelárního plynu o teplotě 1 MK a velmi nízké hustotě. Tato „místní bublina“ je určitě mladší než 10 milionů let a skoro jistě je důsledkem exploze supernovy ve vzdálenosti 10 ÷ 60 pc od Slunce. Touto supernovou mohla být nejspíš právě Geminga.

S. Kulkarni a D. Frail objevili pozůstatek supernovy na místě rekurentního zdroje měkkého záření gama SGR 1806-20. Pozůstatek se jeví jako amorfní rádiová mlhovina o teplotě 40 keV a rovněž jako zdroj záření gama G 10.0-0.3. Zdroj se již nejméně stokrát zablýskl v oboru měkkého záření gama, a tak autoři soudí, že jde o mladou neutronovou hvězdu, která v prvních 500 letech po explozi supernovy jeví tuto podivuhodnou aktivitu.

S. van den Bergh a R. McClure uvádějí, že podle statistik by měly ve vzdálenosti . Ve skutečnosti byly objeveny 4 takové supernovy za dva tisíce let, což sice podporuje statistiku, ale nestačí na vysvětlení četnosti velkých vymírání živočichů a rostlin v geologické minulosti Země. Odhaduje se totiž, že k velkém vymírání by došlo po výbuchu supernovy ve vzdálenosti . Jelikož k velkým vymíráním dochází na Zemi v průměru jednou za 200 milionů let, nestačí četnost supernov v Galaxii o plné dva řády – jinými slovy, od supernov nám během existence života na Zemi žádné nebezpečí nehrozí.

Neúnavný S. van den Bergh uveřejnil též doplněk všeobecného katalogu supernov pro období 1989– duben 1993. Obsahuje celkem 203 položek, přičemž supernovy jasnější než 16 mag bývají obvykle objeveny již před maximem jasnosti, na rozdíl od supernov slabších. Celkem je nyní známo 864 supernov v cizích galaxiích, ale jen 10 % tohoto počtu bylo objeveno na základě systematických programů, což má smysl pro statistická šetření. Králem systematiků je stále australský astronom-amatér R. Evans, který v letech 1980–1988 našel 24 supernov během 75 000 pozorování 855 jasnějších galaxií, což je vpravdě heroický výkon. Nyní se rozeběhly soustavné přehlídky na observatořích v Asiagu v Itálii, na Krymu a na Cerro Tololo v Chile. R. Treffers započal obdobný program u 0,76m reflektoru Leuschnerovy observatoře v Kalifornii, jehož mezní hvězdná velikost dosahuje 17 mag. Ještě výkonnější je systém S. Perlmuttera aj., instalovaný na teleskopu I. Newtona (INT) na Kanárských ostrovech. Program je během týdne schopen automaticky zkontrolovat 10 000 galaxií a objevit supernovy jasnější než 22 mag. Celkem mají autoři v úmyslu prohlédnout 300 000 galaxií!

Je zajímavé, že některé galaxie jsou jaksi náchylnější k explozím supernov. Tak například dle R. Fesena byly od r. 1909 nalezeny již tři supernovy v blízké galaxii M101 (NGC 5457) ve Velké Medvědici. Poslední z nich, označená 1970G, dosáhla v maximu magnitudy B = 11,5 a patřila zřetelně k typu II. Od r. 1972 do r. 1975 byla též rádiovým zdrojem a znovu se stala rádiově hlučnou od r. 1991, kdy na vlnové délce 200 mm dosahuje toku 0,21 mJy. V létě 1992 se pozůstatek zjasnil i opticky a je opět sledovatelný. To nejspíše souvisí s nárazem cárů po explozi supernovy na cirkumstelární materiál.

Podobně kuriózní je případ galaxie MCG 10-24-007, kde G. Gómez a R. López pozorovali dvě supernovy 1992R a 1992ac v intervalu explozí méně než 2 měsíce od sebe – obě patří k typu Ia. Jelikož červený posuv galaxie činí z = 0,052, jde o zatím nejvzdálenější známou galaxii s více supernovami a současně jde o vůbec nejkratší interval mezi explozemi supernov v téže galaxii.

Podobně jako v předešlých letech se i loni věnovalo mnoho pozornosti pozůstatku po supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Objevitel I. Shelton rekonstruoval dostupné údaje z kritického období kolem kolapsu supernovy dne 23,33 UT února 1987, určeného z okamžiku příchodu neutrin do podzemních detektorů. Na jeho vlastním snímku, pořízeném na observatoři Las Campanas v Chile dne 23,08 UT, byla hvězda 12,12 magnitudy, v čase +0,074 dne (tj. 1,8 h) po kolapsu byla podle pozorování A. Jonese z Nového Zélandu slabší než 7,5 mag, kdežto v čase +0,128 d (3 h) po kolapsu dosáhla již 5,9 mag. V čase 24,336 UT byla V = 4,78, B-V = 0,0 a U-B = -0,8. V následujícím půlroku vykonal Shelton fotoelektrická měření jasnosti supernovy v systému UBVRI během 74 jasných nocí.

V červnu a listopadu 1992 a v březnu 1993 byl pozůstatek supernovy sledován rychlým fotometrem HSP na HST s cílem objevit případné impulzy pulzaru. V té době klesla jasnost pozůstatku již na V = 18,2, ale žádné periodické signály v intervalu 0,4 ÷ 500 ms nalezeny nebyly, přičemž mezní hvězdná velikost činila 23 mag. Od července 1990 je pozorováno rádiové záření pozůstatku, jehož intenzita se podle L. Staveleye-Smitha postupně zvyšuje a rozměr zdroje se zvětšuje až na současný poloměr 130 pc. J. Xu aj. objevili dvě další opticky viditelné světelné ozvěny na materiálu ve vzdálenosti 1 030 a 1 060 pc od pozůstatku. Poprvé je pozorovali 18. září 1991, ale v květnu 1993 měly ozvěny poloměr již plné 4′. L. Wang a E. Wampler opakovaně studovali vzhled hlavního prstenu kolem supernovy na snímcích z teleskopu NTT observatoře ESO v Chile. Od ledna 1992 do prosince 1993 prsten zeslábl o 20 %, ale jeho vnitřní vzhled se dramaticky změnil, zejména pokud jde o jasné uzlíky a temné mezery mezi nimi. Vcelku však poloha a intenzita uzlíků souhlasí s rádiově určenou strukturou prstenu.

J. Beuermann aj. a P. Gorenstein aj. ohlásili objev měkkého rentgenového záření pozůstatku po supernově. První náznaky aktivity v pásmu 0,5 ÷ 2,0 keV byly zjištěny již v říjnu 1991, ale zřetelný signál získala družice ROSAT až v únoru 1992, a měření pokračovala až do května téhož roku. Odtud vyplývá rentgenový výkon dvou bodových zdrojů v místě pozůstatku na 10²⁷ W.

H. Bethe zhodnotil současný stav teorie uvolnění energie při výbuchu této supernovy. Největší část energie předala plášti hvězdy neutrina – totiž 0,8.10⁴⁴ J. Polovinu tohoto množství přidala nukleosyntéza v rázové vlně, takže celková energie supernovy by měla být 1,2.10⁴⁴ J, což je ve slušné shodě s pozorovanými 1,4.10⁴⁴ J.

Jestliže tedy pozorovatelé ze severní polokoule svým kolegům z polokoule jižní právem záviděli jedinečný úkaz z r. 1987, loni se váhy překlopily zpět, když španělský astronom-amatér F. García ohlásil v noci z 28. na 29. března báječný úlovek jasné supernovy 1993J ve známé galaxii M81 (NGC 3031) ve Velké Medvědici. Předtím však po dobu pěti let sledoval celkem 650 galaxií a vykonal úhrnem 25 000 negativních pozorování. V době objevu měla supernova 12 mag ve viditelném oboru, avšak o tři dny později dosáhla maxima 10,7 mag, takže byla viditelná i v menších dalekohledech. Po maximu její jasnost pozvolna klesala až do 5. dubna 1993, kdy se její jasnost počala v různých oborech optického spektra opět zvyšovat, aby kolem 18. dubna 1993 dosáhla druhého maxima 10,9 mag. Teprve od té doby její jasnost plynule klesala, během léta vstoupila do nebulární fáze a koncem září měla již zhruba 14,5 mag. Jelikož galaxie M81 je často snímkována, bylo celkem snadné objevit hvězdu-předchůdce, což se podařilo řadě autorů. Ukázali, že předchůdcem byla hvězda zhruba 20. hvězdné velikosti v oboru V, jejíž jasnost však kolísala přibližně o 1,5 mag. Většina autorů se shoduje v názoru, že šlo o červeného veleobra spektrální třídy K0 Ia, ve shodě se standardní teorií exploze supernov typu II. Podle rovněž shodného mínění většiny autorů měl předchůdce původní hmotnost kolem 15 M_☉, ale byl součástí těsné dvojhvězdy, s jejíž druhou složkou si intenzivně vyměňoval hmotu, takže přitom ztratil valnou část své obálky bohaté na vodík.

Proto např. A. Ray aj. soudí, že při výbuchu supernovy se rozptýlilo jen 0,2 M_O vodíku a zároveň asi 0,05 M_☉ radioaktivního ⁵⁶Ni. Největší část rozpínající se obálky připadla dle P. Murdina na helium, avšak celková hmotnost obálky dosáhla jen 2,5 M_☉. V. Utrobin soudí, že celková hmotnost červeného veleobra těsně před výbuchem činila již jen 4 M_☉ a z toho 3 M_O připadaly na heliové jádro. Podle T. Shigezany aj. odpovídá první maximum světelné křivky rázovému ohřevu tenké obálky veleobra, kdežto sekundární maximum souvisí s radioaktivním rozpadem ⁵⁶Ni a ⁵⁶Co. Tenkost obálky způsobila, že se poměrně rychle rozplynula, což vedlo k brzkému objevu rentgenového i rádiového záření již několik dnů po vlastní explozi, jejíž počátek kladou autoři na 27,5 UT březen 1993. Podle J. Lewise aj. byla supernova 23 h před objevem slabší než 16 mag, ale 4,5 h před objevem se již zjasnila na 13,5 mag.

Příznivá poloha objektu pro pozorovatele na severní polokouli, jakož i blesková informační služba umožnily do pozorovací kampaně rychle zapojit jak velké optické teleskopy, tak také zařízení pracující v ostatních oborech elektromagnetického spektra. Výjimkou však byl HST, který se pro technické obtíže nemohl vůbec uplatnit.

Optické spektrum zpočátku vykazovalo jen modré spojité spektrum bez čar, překryté úzkými interstelárními absorpcemi. Později se však objevily čáry vodíku a helia, svědčící o expanzi obálky rychlostí až 13 000 km/s. Pozorování z družice IUE prokázalo nejprve silné ultrafialové záření, jež však do konce března pokleslo o 40 % a později vymizelo.

Již 2. dubna byla supernova zachycena anténou VLA na frekvenci 22,5 GHz. Družice ROSAT objevila první známky rentgenového záření již 3. dubna, kdy dosáhlo teploty 7 keV, ale představovalo jen tisícinu optického toku záření. Od května 1993 však tato teplota klesala na 0,5 keV v listopadu 1993. Podobné výsledky získala i japonská družice ASCA. Jak uvádějí shodně H. Zimmermann aj. a Y. Tanaka aj., zářivý výkon v rentgenovém pásmu dosahoval zpočátku hodnoty 5.10³² W. Úhrnnou energii exploze odhadli různí autoři slabě nad 10⁴⁴ J.

6. Neutronové hvězdy, hvězdné černé díry a pulzary

Výbuchy supernov typu II, vedou – jak známo – ke vzniku kompaktních zbytků, nejčastěji neutronových hvězd. Teoretický výpočet vzniku neutronové hvězdy je však velmi pracný. Současné modely dovolují spočítat první padesátinu sekundy tvorby neutronové hvězdy, k čemuž výkonný superpočítač Cray potřebuje plných 6 hodin strojového času. Alternativu k neutronovým hvězdám představují hvězdné černé díry, které ovšem vznikají podstatně vzácněji. O jejich existenci se lze přesvědčit jedině nepřímo, většinou na základě objevu rentgenového záření ve dvojhvězdě s neviditelnou kompaktní složkou.

Počátkem srpna 1992 vzplanul přechodný tvrdý rentgenový zdroj J 0422+32 v souhvězdí Persea. Aparaturou BATSE družice Compton byl poprvé zaznamenán 5. srpna v pásmu energií 20 ÷ 200 keV, ale již o tři dny později byl třikrát intenzivnější než zdroj v Krabí mlhovině, a stal se tak nejjasnějším zdrojem tvrdého rentgenového a měkkého gama záření na obloze. A. Castro-Tirado aj. objevili optický protějšek zdroje dne 15. srpna 1992 jako hvězdu 13 mag. Prohlídka fotografických archivů nevedla k nalezení žádného trvalého či zábleskového optického objektu v poloze odpovídající rentgenové nově. W. Pietsch aj. objevili díky družici ROSAT měkké rentgenové záření novy v pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV 42. den po explozi.

Od té doby je objekt sledován ve všech přístupných spektrálních oborech a jeho světelná křivka se podobá světelným křivkám těch rentgenových nov, v nichž kompaktní složku tvoří patrně černá díra (V616 Mon, V404 Cyg atd.). I v tomto případě jde prakticky určitě o těsnou dvojhvězdu s nízkou hmotností primární složky a hmotností kompaktní složky v rozmezí 2,9 ÷ 6,2 M_☉, při oběžné době 0,424 dne.

Světelná křivka vykazuje podružná maxima a nepravidelné krátkotrvající rentgenové záblesky téhož typu, jako u již dříve známých kandidátů na černé díry. Podle P. Zhao aj. došlo ke dvěma optickým zjasněním počátkem a koncem prosince 1992. V průběhu roku 1993 zdroj zeslábl ve všech spektrálních pásmech o jeden až tři řády, a tak hlavní epizoda výbuchu skončila v první polovině dubna 1993. Nicméně v srpnu 1993 a opět v prosinci 1993 se zdroj znovu opticky výrazně zjasnil, takže v tomto směru nemá obdobu mezi rentgenovými novami, pokud jde o počet sekundárních vzplanutí v daném časovém intervalu. Od počátku r. 1994 je však jeho vizuální jasnost již trvale slabší než 18 mag. Podle R. Sunjajeva aj. se nyní v rentgenovém oboru spektra podobá aktivitě známého prototypu Cyg X-1 v tzv. nízkém stavu.

B. Harmon aj. uvádějí, že zdroj Cyg X-1 (= V1357 Cyg) zeslábl v pásmu tvrdého rentgenového záření o třetinu v průběhu května 1993, a nachází se tedy rovněž v nízkém stavu. Další kandidát na černou díru v těsné dvojhvězdě, zdroj V404 Cygni, má podle A. Kinga hmotnost viditelné složky pouze 0,2 M_☉, která se dále zmenšuje přetokem přes Rocheovu mez. Rentgenový výkon zdroje, vzdáleného od nás 4 kpc, činí 3.10³² W. Koncem dubna 1993 se vynořil v pásmu tvrdého rentgenového záření (6 ÷ 12 keV) přechodný zdroj GRS 1915+105 v souhvězdí Orla, jenž dosáhl v maximu 58 % intenzity zdroje v Krabí mlhovině. Počátkem listopadu 1993 se pak tento zdroj výrazně zjasnil v pásmu decimetrových a centimetrových rádiových vln z klidové hodnoty řádu mJy až na 0,6 Jy. Někteří autoři dokonce soudí, že zdroji odpovídá slabá červená hvězda o něco slabší než R = 21 mag.

V září 1993 objevily družice Compton/BATSE a SIGMA/GRANAT další dva přechodné tvrdé rentgenové zdroje GX 1+4 a GRS 1716-249. První z nich je binární rentgenový pulzar s periodou 120,6 s, kdežto druhý patří nejspíše rovněž mezi rentgenové novy. Svědčí o tom optická detekce zdroje počátkem října 1993 J. Bonibakerem jako objektu B = 17,1 mag. Prakticky současně objevili F. Mirabel aj. rádiové záření zdroje v pásmu 60 ÷ 200 mm s tokem 4 mJy.

I. Kingovi aj. se podařilo opticky a ultrafialově identifikovat zábleskový zdroj rentgenového záření 4U 1820-30 v kulové hvězdokupě NGC 6624. V kameře FOC HST je B = 18,7 mag, avšak leží pod prahem citlivosti ve filtru V. Jde o těsnou dvojhvězdu s velmi krátkou oběžnou periodou 11 minut, vzdálenou od nás 7,6 kpc. Podle J. Aronse a I. Kinga je zdrojem optického a ultrafialového záření vnější okraj akrečního disku kolem kompaktní složky, kde se rentgenové záření transformuje. Zdroj je viditelný i jako rádiový pulzar.

Binární rentgenový pulzar SMC X-1 zkoumali A. Reynolds aj. Jeho primární složku představuje modrý veleobr Sk160 o hmotnosti 17,2 M_☉, kolem nějž obíhá v kruhové dráze s periodou 3,9 dne kompaktní rentgenový zdroj o hmotnosti 1,6 M_☉, vysílající impulzy v periodě 0,72 s. Podle A. Levina aj. rotuje modrý veleobr Sk160 asynchronně a vlivem slapových sil se zkracuje oběžná perioda soustavy rychlostí 3,4.10^-6/ rok. Systém je představitelem podtypu rentgenových zdrojů s vysokou hmotností primární složky.

J. van Paradijs uveřejnil loni katalog všech identifikovaných rentgenových zdrojů v těsných dvojhvězdách. V katalogu se nalézá 124 zdrojů s nízkou hmotností nedegenerované složky a 69 zdrojů s vysokou hmotností nedegenerované složky.

Velmi úspěšní byli radioastronomové hledající nové milisekundové pulzary. Díky jejich systematickému úsilí přibývá jak binárních milisekundových pulzarů, tak zejména milisekundových pulzarů objevených v poli Galaxie, tj. mimo kulové hvězdokupy – v galaktickém disku, ale i ve vysokých galaktických šířkách (rekord drží pulzar B1257+12 v galaktické šířce +75°). M. Bailes aj. započali v květnu 1991 rozsáhlou přehlídku jižní oblohy pomocí velkého radioteleskopu v Parkesu v Austrálii a zatím stačili prohlédnout plnou třetinu oblohy na frekvenci 430 MHz. K nejzajímavějším novým objektům přehlídky patří pulzar J 0034-0534, který má třetí nejkratší impulzní periodu 1,87 ms a je současně binárním pulzarem s oběžnou dobou 1,6 d. Jeho magnetické pole je velmi slabé (indukce pouze 1,1.10⁴ T) a sekundární složka má hmotnost maximálně 0,14 M_☉. Nachází se ve vzdálenosti 1 kpc.

Jiným pozoruhodným novým objektem z této přehlídky je pulzar J 2145-0750 s impulzní periodou 16,05 ms a oběžnou dobou 6,8 dne, jehož průvodce má hmotnost 0,43 M_☉ a jenž je od nás vzdálen jen 0,5 kpc. Jeho charakteristické stáří, odvozené z první derivace periody, činí totiž rekordních 12 miliard let.

S. Thorsett aj. nalezli binární pulzar B 1620-26, který se nachází uvnitř kulové hvězdokupy M4, s impulzní periodou 11,1 ms a oběžnou dobou 191 dnů. Průvodce o hmotnosti 0,3 M_O obíhá po mírně výstředné (e = 0,025) dráze ve vzdálenosti 0,7 AU od neutronové hvězdy. D. Backer aj. soudí, že tento průvodce je fakticky bílý trpaslík, ale protože systém jeví vysokou hodnotu druhé derivace periody, je zde ještě třetí těleso s oběžnou periodou kolem 100 let a hmotností 0,01 M_O – tedy planeta. S. Sigurdson dokonce soudí, že planeta má hmotnost ještě o řád menší a obíhá ve vzdálenosti 7 AU od binárního pulzaru. Podle jeho názoru pulzar planetu uchvátil od prolétávající hvězdy hlavní posloupnosti. Ověření domněnek si ovšem vyžádá nejméně dvacet let měření časů příchodu impulzů z pulzaru.

W. Deichi aj. nalezli binární milisekundový pulzar PSR 1908+00 v kulové hvězdokupě NGC 6760 s impulzní periodou 3,6 ms a oběžnou periodou 3,4 hodiny (kruhová dráha). Nízká hmotnost sekundární složky 0,018 M_O je zřejmě důsledkem odpařování hvězdy zářením pulzaru. Jelikož projekce hlavní poloosy dráhy této soustavy činí pouze 11 300 km, jde zatím o vůbec nejkompaktnější systém, jaký známe.

Velkým překvapením je sdělení S. Johnstona aj. o objevu vůbec nejjasnějšího binárního milisekundového pulzaru J 0437-4715 s impulzní periodou 5,75 ms a oběžnou dobou 5,74 dne (kruhová dráha). Rádiový tok na 430 MHz totiž běžně dosahuje 1 Jy, což spolu s nejnižší disperzní mírou 2,63 znamená, že byl nalezen vůbec nejbližší pulzar – pouhých 140 pc od Země, v galaktické šířce -42°. První derivace periody 1,2.10^-19 poukazuje na stáří 700 milionů let; ztráta kinetické energie tak dosahuje výkonu 3.10²⁷ W. W. Becker aj. objevili pomocí družice ROSAT i rentgenové impulzy v pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV, čemuž odpovídá rentgenový zářivý výkon 3.10²³ W. Výtečné příležitosti objevit optický protějšek objektu využili I. Danziger aj., kteří v poloze rádiového pulzaru nalezli zhroucenou červenou hvězdu 20,6 mag v oboru V o povrchové teplotě 4 000 K a hmotnosti 0,14 M_☉, která jeví vlastní pohyb 0,11″/rok. To dává mimo jiné slušnou naději na určení vzdálenosti této dvojhvězdy trigonometricky.

Některé nově objevené milisekundové pulzary se dobře hodí pro ověřování obecné teorie relativity. Tak např. pulzar B 1802-07 v kulové hvězdokupě NGC 6539 jeví roční stáčení periastra 0,06°při oběžné periodě 2,62 dne a výstřednosti 0,21 (N. D´Amico aj.). Titíž autoři pozorovali mimořádně nízkou hodnotu první derivace periody 7.10^-21 u osamělého milisekundového pulzaru J 2322+2057, odkud pak vychází charakteristické stáří 11 miliard let a nepřímý důkaz, že za tu dobu se nezměnila hodnota gravitační konstanty.

R. Foster aj. objevili binární milisekundový pulzar J 1713+0747 ve vysoké galaktické šířce 25° a se slabým magnetickým polem, který se výtečně hodí pro ověřování rovnoměrnosti chodu atomových hodin. Jeho stáří se odhaduje na 10 miliard let. Jelikož průvodce má hmotnost 0,2 M_☉, lze podle F. Camila aj. pozorovat při průchodu rádiových impulzů v blízkosti obíhajícího průvodce tzv. Shapirův jev – zpoždění signálů v jeho gravitačním poli.

Jedinečný důkaz o nehomogenitách v mezihvězdném prostředí podali I. Cognard aj. při dlouhodobém sledování impulzů nejrychlejšího milisekundového pulzaru PSR 1937+21. Autoři objevu mají k dispozici údaje na frekvencích 1,4 a 1,7 GHz nepřetržitě od r. 1988. V říjnu 1989 zpozorovali nápadný patnáct dnů trvající pokles intenzity impulzů z obvyklých 350 mJy až na 80 mJy, přičemž se však neměnila šířka impulzu (35 mikrosekund). Z toho usoudili, že do zorného paprsku mezi pulzarem ve vzdálenosti 3,6 kpc a námi vstoupil oblak mezihvězdného plazmatu o průměru asi 0,1 AU ve vzdálenosti 2,8 kpc. Jelikož obdobných případů anomálního rozptylu je již známo více, naskýtá se tak cesta ke studiu struktury ionizovaného materiálu v mezihvězdném prostředí.

Podle Q. Wanga aj. však vznikají oblaka ionizovaného materiálu i v samém okolí pulzaru. Např. u pulzaru PSR 1929+10 vzniká díky zpomalování rotace relativistický hvězdný vítr, který interaguje s okolním mezihvězdným prostředím. Pomocí družice ROSAT se tak podařilo nalézt difuzní rentgenově zářící mlhovinu ve směru proti vlastnímu pohybu zmíněného pulzaru. Při pravděpodobné vzdálenosti pulzaru 170 pc se pulzar pohybuje příčnou rychlostí 70 km/s.

Podobně J. Cordes aj. studovali mlhovinu zvanou Kytara, která vzniká pohybem pulzaru PSR 2224+65 rychlostí 800 km/s – je to vůbec nejrychlejší hvězda v Galaxii. Neutronová hvězda přitom rotuje poměrně pomalu v periodě 0,68 s a nalézá se ve vzdálenosti 1,95 kpc od nás.

Konečně D. Frail aj. se zabývali výzkumem pulzaru PSR 1758-23, který se od doby objevu v r. 1985 vyznačuje kolísáním hodnoty disperze a velkým rozptylem v intenzitě signálu. Při periodě 0,42 s a vzdálenosti 3 kpc jde zřejmě o rychle se pohybující pulzar, který prchá od pozůstatku supernovy W28, v níž vznikl před 58 000 lety. Zmíněné efekty vznikají na vrstvách ionizovaného materiálu v mezihvězdném prostoru.

Citlivé detektory CCD umožňují další optické identifikace pulzarů – tak byl loni opticky ztotožněn první extragalaktický pulzar PSR 0540-693 (jediný impulz v periodě 0,05 s) ve Velkém Magellanově mračnu, který je mladým (stáří 760 let) rádiovým i rentgenovým pulzarem.

P. Caraveové aj. se podařilo nalézt optický protějšek druhého nejmladšího pulzaru PSR 1509-58. Je jím hvězda 22 mag s identickou impulzní periodou 0,15 s. Objekt je od nás vzdálen 4 kpc a vydává optický zářivý výkon 5.10²⁵ W, což nemůže být tepelná emise, nýbrž energie uvolněná brzděním neutronové hvězdy (jde o hvězdu s nejvyšší první derivací periody vůbec). Pulzar je pozorován též v pásmu rentgenového i gama-záření a jeho stáří se odhaduje na 1 600 let.

Titíž autoři též opticky identifikovali rádiový a rentgenový pulzar PSR 0656+14, jenž patří k prostředně starým pulzarům. Optickým protějškem je hvězda 25 mag, takže v tomto případě by mohlo jít o tepelné vyzařování z povrchu neutronové hvězdy. Byla by to teprve pátá optická identifikace neutronové hvězdy v Galaxii.

R. Wielebinskému aj. se poprvé zdařilo pozorovat záření pěti pulzarů v pásmu milimetrových vln na frekvenci 33,9 GHz pomocí 100m radioteleskopu v Effelsbergu. Nejintenzivněji září interpulz pulzaru PSR 1929+10, jenž se vyznačuje již zmíněným relativistickým hvězdným větrem.

Podobně se H. Ögelmanovi aj. povedlo prokázat existenci rentgenových impulzů u známého mladého (10 000 let) rádiového a optického pulzaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Již před dvaceti lety ukázala pozorování z družice, že se na místě pulzaru nachází zdroj měkkého rentgenového záření, ale teprve pomocí družice ROSAT se nyní zdařilo nalézt impulzy s periodou 0,089 s a energií těsně pod 1 keV. To znamená, že družice ROSAT je v zásadě schopna sledovat mladé pozůstatky supernov do vzdálenosti několika kpc a objevovat tak magnetosféry neutronových hvězd.

J. Percival aj. studovali proslulý pulzar v Krabí mlhovině (PSR 0531+21) ve spektrálních pásmech od gama-, rentgenového, ultrafialového a optického až po pásmo infračervené. Ukázali, že v celém širokém oboru přicházejí impulzy naprosto současně. A. Lyne aj. uveřejnili přehled o skocích v periodě, pozorovaných u tohoto pulzaru za posledních 23 let. Celkem bylo za tu dobu zjištěno 6 skoků (zkrácení) periody, z nichž největší (relativně 3.10^-8) v r. 1989 byl šťastnou shodou okolností sledován přímo v reálném čase. Téměř stejně velký skok se odehrál bez dohledu pozorovatelů v r. 1975. Zatímco náběh skoků je velmi rychlý, návrat k předchozímu trendu je asymptotický s časovou konstantou 20 dnů. Od února 1982 je pulzar pod soustavným dohledem na frekvenci 610 MHz na observatoři Jodrell Bank. Díky skokům se za sledované období zvýšilo tempo prodlužování periody (řádu 3,9.10^-10) o 0,07 % .

Pozoruhodnou předpověď o možné neobvyklé interakci v binárním pulzaru PSR 1259-63 uveřejnili S. Johnston aj. Soustava se skládá z vlastního pulzaru – neutronové hvězdy o rotační periodě 48 ms – a dále z masivní hvězdy typu Be o hmotnosti kolem 10 M_☉. Pulzar kolem ní obíhá po velmi protáhlé elipse s velkou poloosou alespoň 2 AU a výstředností 0,87 v oběžné době 3,4 roky. Počátkem ledna 1994 měl pulzar projít periastrem v bezprostřední blízkosti cirkumstelárního disku hvězdy Be, což by se mělo projevit nejen v optickém spektru, ale i v oborech záření rentgenového a gama.

Je ostatně udivující, jak přesné jsou elementy drah binárních pulzarů odvozené z rozboru kolísání period v impulzech (vlastní periody impulzů jsou díky ustálené rotaci neutronových hvězd prakticky normály času). Tak např. pro pulzar PSR 1257+12, kolem nějž údajně obíhají dvě planety, činí amplitudy rychlostí neutronové hvězdy pouze 430, resp. 310 mm/s – a tyto amplitudy lze určit s chybou pouhého 1 mm/s!

Reprezentativní údaje o polohách, periodách, prvních a druhých derivacích periody, charakteristickém stáří, vzdálenostech a případně dráhových elementech (pro binární pulzary) obsahuje loni vydaný katalog pulzarů, sestavený J. Taylorem aj. Nejvíce milisekundových pulzarů – deset – obsahuje kulová hvězdokupa 47 Tucanae a na severní polokouli vede kulová hvězdokupa M15 s 8 milisekundovými pulzary. Nový katalog zahrnuje celkem 558 položek – tedy téměř dvojnásobek počtu z předešlého katalogu z r. 1981. Podle D. Lorimera aj. je však v Galaxii nejméně 13 000 pulzarů jasnějších než 10 mJy, tj. jeden pulzar se v Galaxii rodí jednou za 125 ÷ 250 let. To je téměř řádový rozdíl proti počtu supernov, ale dá se pochopit na základě toho, že záření supernov je izotropní, kdežto pulzary vysílají impulzy jen ve vrcholovém úhlu kolem 15°.

A. Lyne si ve své přehledové studii o pulzarech všímá zajímavého paradoxu, že navzdory velkému pokroku pozorovací techniky se příliš nedaří zlepšit fyzikální modely pro pulzary. Přitom se například úspěšně měří vlastní pohyby pulzarů (nejvyšší příčná rychlost 2 300 km/s byla změřena pro pulzar PSR 1757-24) a odtud se pak určují místa, kde pulzary vznikly, podařilo se najít velký počet relativně mladých pulzarů o stáří řádu desetitisíců let a zářivém výkonu až 10³⁰ W, které se vyznačují známými skoky v periodě, víme mnohem více o průvodcích pulzarů, kteří jsou často zářením neutronové hvězdy doslova vypařováni, atd. Tak např. M. Banit aj. usuzují, že jestliže se takový průvodce nalézá v soustavě s nízkou hmotností, vzniká jeho vypařováním tzv. exkreční disk, z něhož se dalším vývojem vytvoří planety.

Velmi vzácné – ale o to cennější – jsou identifikace rádiových pulzarů v oboru gama. Podle P. Reynoldse aj. je možné nejsnáze pozorovat jednotlivé fotony o energii řádu TeV pro pulzar v Krabí mlhovině a citlivost současných detektorů Čerenkovova záření stačí na identifikaci zdrojů asi o jeden řád slabších, než je zmíněný prototyp.

Druhým nejjasnějším zdrojem záření gama na obloze je proslulá Geminga = 1E0630+178, která byla postupně identifikována jako měkký rentgenový pulzar s impulzní periodou 0,24 s a dále jako optický objekt 25,5 mag, vzdálený od nás asi 100 pc. C. Akerlofovi aj. se však v letech 1989–1991 nepodařilo nalézt ani impulzní, ani spojité záření Gemingy v energetickém pásmu TeV. M. Alpar aj. soudí, že s ohledem na silné brzdění rotace neutronové hvězdy zde musí docházet ke skokům v impulzní periodě v intervalu řádově stovek let.

G. Bignami aj. upozornili, že velký vlastní pohyb 0,17″/rok a stáří pulzaru 340 000 let znamená, že neutronová hvězda fakticky vznikla plných 16°od dnešní polohy, v asociaci mladých hvězd v souhvězdí Orionu, přibližně na polovině cesty mezi hvězdami Betelgeuze a Bellatrix. Podle N. Gehrelse a W. Chena vybuchla Geminga ve vzdálenosti asi 30 pc od Slunce, takže supernova byla vidět po dobu dvou let ve dne – v maximu měla jasnost Měsíce v úplňku – a pak ještě několik let v noci. O 9 000 let později se kolem Země prohnala rázová vlna rychlostí asi 1 400 km/s, která zasáhla vnější planety Sluneční soustavy a vytvořila ve slunečním okolí rozsáhlou bublinu zředěného plynu o teplotě 1 MK, v níž se nacházíme dosud.

V pořadí teprve čtvrtý pulzar v oboru záření gama objevili W. McAdam aj. pomocí aparatury EGRET na družici Compton. Je jím rádiový zdroj PSR 1706-44, ztotožněný se zdrojem záření gama CG 342-02, jenž v přehlídce družice COS-B byl na 10. místě podle intenzity. Pulzar se nachází na oblouku obálky pozůstatku supernovy, která vzplanula asi před 17 000 lety ve vzdálenosti 3 kpc od Slunce. Impulzní perioda pulzaru činí 0,102 s a vlastní pohyb 0,06″/rok, tj. příčná rychlost dosahuje 900 km/s. Zatím se tedy potvrzuje pravidlo, že ke každému pulzaru v oboru záření gama lze přiřadit pozůstatek supernovy.

Tak se nedávno podařilo S. Kulkarnimu a D. Frailovi nalézt souvislost mezi rekurentním zábleskovým zdrojem měkkého záření gama SGR 1806-20 a pozůstatkem supernovy G 10.0-0.3. Pozůstatek se jeví jako amorfní časově proměnná rádiová mlhovina. Zábleskový zdroj vybuchl již více než stokrát v nepravidelně se vyskytujících sériích vzplanutí. Y. Tanaka aj. sdělili, že v září 1993 během série záblesků gama zesílilo i rentgenové záření zdroje. Podle Kulkarniho aj. se na snímku z palomarského pětimetru jeví na místě zdroje výrazně infračervená hvězda, která má infračervené magnitudy I = 21, J = 13,3 a K = 8,8! Je zcela nepochybné, že zdrojem veškeré aktivity v různých spektrálních oborech je neutronová hvězda mladší než 10 000 let, takže s jistou dávkou odvahy lze tvrdit, že rekurentní zábleskové zdroje měkkého záření gama jsou prostě mladé neutronové hvězdy.

Podle C. Kouveliotouové aj. známe zatím jen tři takové rekurentní zábleskové zdroje. Druhým z nich je SGR 1900+14, který byl sledován aparaturou BATSE, a tak se podařilo odhalit další tři vzplanutí během dvou měsíců v r. 1992 (předtím zdroj zjasnil třikrát během tří dnů v r. 1979). I zde je jisté, že jde o neutronovou hvězdu v naší Galaxii.

Mnohem hůře se daří objasnit povaha tvrdých (nad 100 keV) zdrojů vzplanutí gama, které se zatím ani v jednom případě neopakovaly a které nesouvisejí se známými pozůstatky supernov, takže opakovaně vznikají pochybnosti, zda jde vůbec o neutronové hvězdy.

Proto vzbudila velkou pozornost možná identifikace vzplanutí zdroje GRB 930309, pozorovaného A. Goldwarmem aj. v pásmu 35 ÷ 400 keV a aparaturami COMPTEL a BATSE dokonce nad 1 MeV. Vzplanutí trvalo asi 20 s a jeho poloha 2133+54.7 je natolik přesná, že se T. Harrisonovi a B. McNamarovi podařilo zdroj ztotožnit s infračerveným objektem IRAS 21311+5426 o teplotě 400 K. Opticky není viditelný po mez citlivosti palomarského atlasu.

T. Cline aj. odhalili mimořádně intenzivní záblesk GRB 930131 pomocí družic Compton a Ulysses v poloze 1211-10.7, který měl maximum energie >30 MeV. Ještě intenzivnější záblesk GRB 940217 našli R. Kippen aj. pomocí aparatur COMPTEL a EGRET v poloze J0157+0348. Vzplanutí trvalo bezmála 3 minuty v energetickém pásmu od 0,7 MeV do 4,4 GeV a během následujících tří minut se objevily podružné záblesky. Je opravdu záhadou, kde se takové energie berou, když nejsou doprovázeny žádnými patrnými úkazy v měkčích spektrálních oborech. R. Hudec připomíná, že pozorovaná intenzita nejjasnějších zdrojů vzplanutí gama je srovnatelná s erupcemi na Slunci, takže jsou-li tyto zdroje ve skutečnosti extragalaktické, musí být uvolňované zářivé výkony řádu 10⁴⁴ W! To zní opravdu fantasticky, když uvážíme, že nejvýkonnější kvasary dosahují jen 10⁴¹ W.

Pro extragalaktický původ svědčil až dosud hlavně statistický argument vyplývající z izotropie rozdělení zábleskových zdrojů záření gama po obloze, což plyne ze stále rozsáhlejšího materiálu aparatury BATSE. Nyní však J. Norris aj. přidali další vodítko, když zjistili, že málo intenzivní zdroje mají v průměru dvakrát delší trvání než jasné a současně jsou energeticky soustavně měkčí. To lze snadno vysvětlit jako relativistickou dilataci času pro zdroje v kosmologických vzdálenostech, neboť statisticky slabší zdroje jsou v průměru patrně dále od nás.

Tím totiž padá alternativní vysvětlení izotropie, které tvrdí, že jde o srážky v Oortově oblaku komet na periferii Sluneční soustavy – tuto nepříliš populární domněnku ostatně loni statisticky vyvrátil E. Maoz.

Poněkud exotickou variantu však navrhl J. Shull a S. Stern, kteří hledají příčinu vzplanutí ve srážkách neutronových hvězd s kometami Oortových oblaků běžných hvězd, do nichž se rychle se pohybující neutronové hvězdy vnoří. K. Cheng a K. Ding si zase myslí, že vzplanutí vznikají oživením magnetosfér vyhaslých pulzarů. A. Fabian a F. Podsiadlowski tvrdí, že se zdroje vzplanutí nacházejí v sousedních Magellanových mračnech, ale to je zcela jasně východisko z nouze, které nemůže obstát. To už bych dal přednost nápadu R. Mochkovitche aj., že vzplanutí je projevem splynutí dvou neutronových hvězd anebo zhroucení bílého trpaslíka v neutronovou hvězdu. Autoři totiž spočítali, že při těchto katastrofách se uvolní asi 10⁴⁶ J energie. Z toho se jen zlomek mění na záření gama, které je však vysíláno v usměrněném svazku, a je otázkou náhody, zda se nacházíme v jeho ose.

Většina zmíněných domněnek bude mít patrně jepičí život. Patrně správnější cestu volí ti autoři, kteří se snaží využít čím dál rozsáhlejšího statistického materiálu aparatury BATSE. Jak uvádějí A. Rao a M. Vahia, do r. 1987 byly shromážděny údaje přibližně o 400 vzplanutích gama, ale nyní se již tento počet díky BATSE zdvojnásobil. Oni sami pak soudí, že vzplanutí jsou obdobou rentgenových záblesků na Slunci, které jsou však podstatně mohutnější, jelikož k nim dochází v těsných dvojhvězdách. Velmi zajímavý rozbor statistiky BATSE uveřejnili I. Smith a D. Lamb. Soudí, že v pozorovacím materiálu se překrývají dva druhy zdrojů, totiž z disku a z hala Galaxie. Zdroje z hala mají zářivé výkony až 10³⁵ W, kdežto zdroje z disku až o pět řádů nižší. Zdroje z disku představují asi 70 % souboru a nacházejí se ve vzdálenosti do 1 kpc od Slunce. Ty představují izotropní složku, kdežto halové zdroje odpovídají za nehomogenitu souboru.

Také J. Attei a J. Dezalay se přiklánějí k názoru, že v souboru zdrojů vzplanutí gama se překrývají dvě odlišné populace. Slabší zdroje, které v materiálu z BATSE představují asi 80 %, vykazují izotropní rozložení a jejich povaha je neznámá. Naproti tomu jasnější zdroje, které registrovaly dřívější přehlídky s méně citlivými detektory, patří do disku naší Galaxie. Konečně C. Kouveliotouvá aj. hledají dvě populace zdrojů vzplanutí gama podle délky trvání úkazu. Tvrdí, že předělem je trvání 2 sekundy, přičemž každá populace je izotropní, leč nehomogenní.

Jak je z těchto poznámek zjevné, panují mezi teoretiky značné rozpaky, umocňované tím, jak přibývá pozorovacího materiálu. Na rozdíl od všeobecně vítězícího mínění, že zábleskové zdroje vzplanutí gama se nalézají v kosmologických vzdálenostech – a představují tudíž naprosto neznámé typy objektů s úžasnou schopností přeměn energie v nesmírně malém objemu – se stále ještě domnívám, že jde o úkazy uvnitř naší Galaxie, spjaté s existencí neutronových hvězd. Doufám, že již blízká budoucnost ukáže, zda je podkapitolka o zábleskových zdrojích záření gama zařazena v celkovém přehledu pod správné záhlaví.

7. Naše Galaxie

V minulém roce významně pokročil výzkum mezihvězdného prostředí v Galaxii; jednak se dále zhodnocují výsledky přehlídek družic IRAS, COBE a Compton, jednak přibývá laboratorních údajů i modelových výpočtů.

Podle G. Wynna-Williamse lze v difuzním mezihvězdném prostředí rozlišit chladná atomová i molekulová mračna o teplotě kolem 80 K a hustotě 10 ÷ 100 atomů v cm³, dále oblasti horkého plynu o teplotě 8 kK a hustotě 0,1 atomů v cm³ a konečně koronální plyn o teplotě kolem 1 MK a nízké hustotě 0,01 atomů na cm³. Jednotlivá pásma mají vzhled bublin, tunelů, slupek cibule nebo zprohýbaných plachet. Kromě toho družice IRAS a COBE prokázaly existenci velmi chladných infračervených cirrů o teplotě pouhých 20 K. Podle S. Leppa se mezihvězdné molekuly nacházejí v chaotickém stavu, takže tam dochází ke koexistenci dvou stabilních struktur molekul v témže prostoru. J. Sczepanski a M. Vala prokázali v laboratoři, že interstelární infračervené pásy v oblasti 3,3 ÷ 11,3 μm pocházejí od polycyklických aromatických uhlovodíků, jako je naftalen, antracen, pyren a perylen. Tyto molekuly se v mezihvězdném prostředí vyskytují současně jako neutrální i ionizované.

S. Campana a M. Chiara Pardi řešili otázku, zda mohou být nalezeny černé díry v obřích molekulových mračnech. Z dřívější studie I. Shapira a S. Teukolského totiž plyne, že průměrné molekulové mračno by mělo obsahovat 0,5 ÷ 7 černých děr, jenže jejich detekce prostřednictvím akrece hmoty na černou díru nebude snadná. Je téměř vyloučeno odhalit v hustém mračnu rentgenové záření, takže větší naději mají optická a infračervená měření.

Velmi pozoruhodnou konfiguraci „mezihvězdné voštiny“ nalezl L. Wang na snímcích teleskopem NTT ESO. Je na nich zobrazeno několik na sebe navazujících jemných mlhovin ve tvaru šestihranných prázdných voštin. Buňky voštiny leží na jedné úsečce a vyznačují se naprosto shodným průměrem 3 pc. Autor vysvětluje bizarní konfiguraci tím, že v daném místě oblohy vznikl současně větší počet velmi hmotných hvězd, které vydávají intenzivní hvězdný vítr, jenž kolem nich vytváří bubliny o nízké hustotě mezihvězdné látky. Interakcí nárazových front se pak bubliny deformují na voštiny.

Zcela novou kapitolu ve výzkumu mezihvězdného prostředí Galaxie nyní otevírá aparatura COMPTEL na družici Compton. Podle H. Bloemena aj. lze takto sledovat celou Galaxii v energetickém pásmu 0,75 ÷ 30 MeV, a tak se podařilo nalézt oblasti, v nichž vidíme jaderné spektrální čáry. Ve směru k mlhovině v Orionu byly objeveny jaderné čáry uhlíku a kyslíku o energiích 4,44 a 6,13 MeV, v pozůstatku supernovy Cas A byla nalezena jaderná čára radioaktivního ⁴⁴Ti s poločasem rozpadu 78 let o energii 1,15 MeV a v celé rovině Galaxie se pozoruje čára radioaktivního ²⁶Al s poločasem rozpadu 1 milion let o energii 1,8 MeV. Čára má nejvyšší intenzitu ve vnitřních částech Galaxie, ale vyskytuje se i v jakýchsi ostruhách mimo hlavní disk.

Již řadu desetiletí se astronomové snaží odhalit tajemství skladby vlastního jádra Galaxie. Silná extinkce v optickém oboru spektra zcela znemožňuje vidět jeho strukturu, takže pokrok lze čekat jedině od kombinace infračervených a mikrovlnných měření. L. Blitz aj. využili infračerveného radiometru DIRBE na družici COBE k průzkumu centrální oblasti Galaxie v pásmu 3,4 μm. Zjistili, že tzv. galaktická výduť představuje vlastně hvězdnou příčku ve spirální galaxii a že v okolí jádra se pohybuje plyn radiálně do centra vlivem vysoké gravitace a současně je opět vyvrhován směrem ven následkem intenzivního hvězdného větru. Samo jádro představuje směs velkého množství exotických objektů a dějů. Je tam zřetelně vysoká koncentrace červených obrů, modrých veleobrů a extrémně horkého plynu o teplotě až 100 MK. Vlastní centrum se obvykle ztotožňuje s kompaktním rádiovým zdrojem Sagittarius A^*, který se dle T. Liua aj. jeví na snímku pomocí HST v blízké infračerveného oblasti jako nezvykle modrý (!) objekt.

K. Lo aj. využili k zobrazení centrálního zdroje pěti radioteleskopů budované interferometrické soustavy VLBA, čímž docílili úhlového rozlišení řádu tisíciny obloukové vteřiny. Na vlnové délce 13,5 mm je průměr kompaktního netepelného zdroje 0,0024″ a jeho vlastní pohyb je neměřitelně malý. To svědčí o velké hmotnosti zdroje, který je dle zmíněných radioastronomů nejspíše černou veledírou o hmotnosti až 2.10⁶ M_☉. Ke stejné hodnotě hmotnosti černé díry dospěli také H. Falcke aj., kteří tvrdí, že kolem černé díry pozorují akreční disk, který zvyšuje hmotnost černé díry o 10^-8,5 ÷ 10^-7 M_☉ ročně. Podobně F. Melin a D. Lamb uvádějí, že v kouli o poloměru 3.10¹³ m se nachází hmota 1.10⁶ M_☉ a že akreční disk je téměř o dva řády větší než Schwarzschildův poloměr příslušné černé díry.

Zatím nejlepší rozlišení (0,15″) v infračerveném pásmu spektra (1,6 a 2,2 μm) získali A. Eckart aj. při pozorování teleskopem NTT ESO. Z pohybu plynů v okolí centra určili hmotnost objektu na 2.10⁶ M_O a infračervenou jasnost jádra K = 13 mag. Objekty IRS 16 a 13 v oblasti jádra se jim podařilo rozlišit jako hvězdokupy svítivých horkých hvězd. Hustota hmoty v centrálním krychlovém parseku dosahuje neuvěřitelné hodnoty 10⁸ M_☉. J. Haller aj. studovali rychlostní pole v oblasti centra až do vzdálenosti 80 000 AU a zjistili na základě rychlostního přebytku 100 km/s, že hmotnost černé veledíry v centru je alespoň 0,9 MM_☉, tj. její Schwarzschildův poloměr činí minimálně 0,02 AU. Akcie černé veledíry v jádře Galaxie tudíž za uplynulý rok nesmírně stouply, a pokud se tento názor potvrdí, půjde o vůbec nejbližší černou veledíru vůči Zemi.

S. Kulkarni aj. usuzují, že pokud jde o hvězdné černé díry, vyskytují se nejčastěji v kulových hvězdokupách. Nepřímo o tom svědčí vysoký počet milisekundových pulzarů uvnitř kulových hvězdokup. Pokud má jádro kulové hvězdokupy velmi vysokou hustotu hmoty, jsou tyto černé díry brzy odvrženy pryč z hvězdokupy. Pokud je však centrální hustota hmoty trochu menší, pohybují se černé díry pomaleji a mohou zachytit běžnou hvězdu uvnitř hvězdokupy, čímž vzniká pár, který se navenek projevuje jako rentgenová dvojhvězda s nízkou hmotností nezhroucené složky. H. Ohno a S. Shibata zase připomínají, že z velikosti Faradayovy rotace pro pulzary lze usuzovat na intenzitu magnetického pole Galaxie v daném směru a vzdálenosti. Plyne odtud, že indukce chaotického magnetického pole Galaxie činí něco kolem 0,5 nT.

S. van den Bergh využil kulových hvězdokup jako indikátoru vzniku Galaxie. Známe totiž dosti dobře jak jejich dráhy vůči centru soustavy, tak stáří a chemické složení hvězd, které kulové hvězdokupy tvoří. Autor pak odvozuje, že v historii Galaxie proběhly celkem tři epizody tvorby kulových hvězdokup. Nejprve se gravitačně hroutilo vnitřní jádro Galaxie a přitom vznikaly nejstarší kulové hvězdokupy. Podle R. Wyseho je jejich stáří (16 ±2) miliardy let. Poté naše Galaxie zachytila a pohltila blízkou trpasličí galaxii, jež se vůči smyslu rotace Galaxie pohybovala retrográdně – to byla druhá epizoda tvorby kulových hvězdokup, vyznačujících se protáhlými retrográdními drahami na periferii dnešní soustavy. Konečně pak nejmladší kulové hvězdokupy vznikly v galaktickém disku a výduti.

8. Cizí galaxie a kvasary

D. Lin určoval složky pohybu nejbližší sousední galaxie – Velkého Magellanova mračna (VMM) vůči středu naší Galaxie na základě snímků pořízených 4m teleskopem CTIO v průběhu 14 let a zjistil, že tato galaxie vykazuje radiální rychlost 54 km/s a prostorovou rychlost 236 km/s vůči středu Mléčné dráhy. Podle M. McCalla činí modul vzdálenosti VMM 18,52 mag, kdežto pro Malé Magellanovo mračno (MMM) odvodili T. Barnes aj. hodnotu 18,9 mag, tj. (61 ±6) kpc.

Obě Magellanova mračna jsou k naší Galaxii gravitačně vázána a nacházejí se poblíž perigalaktika své oběžné dráhy. Mají týž moment hybnosti jako hvězdy populace I v Galaxii. Halo Galaxie se vyznačuje kulově souměrným gravitačním potenciálem; má hmotnost (6 ±2).10¹¹ M_☉ v kouli o poloměru 100 kpc. Vlivem slapových sil se z Galaxie postupně odtrhávají trpasličí galaxie. Podle M. Valtonena aj. se trpasličí galaxie Maffei 1 a IC 342 pohybují prostorem velmi rychle a před 4 miliardami let se nacházely poblíž spirální galaxie M31. Tato obří galaxie s hmotností o třetinu větší než naše Galaxie se k nám přiblíží na minimální vzdálenost 250 kpc, takže nás takříkajíc mine. Zmínění autoři odhadují hmotnost místní soustavy galaxií na 3 TM_☉ a stáří vesmíru na (19 ±4) miliardy let.

T. Lauer aj. zobrazili střed galaxie M31 pomocí HST a rozlišili tam dvě nestejně jasná jadérka, úhlově vzdálená 0,49″, tj. necelé 2 pc. Ukázali, že skutečným centrem galaxie M31 je právě ono méně jasné jadérko, které pravděpodobně obsahuje černou veledíru o hmotnosti 10 MM_☉. Prakticky ke shodnému závěru dospěli R. Bacon aj. kteří tutéž oblast snímkovali dalekohledem CFHT s rozlišením 0,35″ a pro hmotnost předpokládané černé díry obdrželi hodnotu 70 MM_☉.

Téhož teleskopu využili J. Kormendy a R. McClure ke snímkování známé galaxie M33 v Trojúhelníku s nevídaným rozlišením 0,19″. Navzdory tomu se jim nepodařilo rozlišit vlastní jádro galaxie, které má tedy průměr menší než 0,4 pc. Hustota hmoty v jádře tak dosahuje hodnoty 5.10⁵ M_☉/pc³, ale to lze vysvětlit bez přítomnosti černé veledíry nebo skryté látky v jádře. Autoři uvádějí, že jde o první případ vysoce svítivé galaxie (poměr M/L = 0,4), v jejímž jádře se nenachází ani vyhaslý (mrtvý) kvasar.

X. Chi a A. Wolfendale se zabývali určováním velikosti chaotického magnetického pole blízkých galaxií na základě pozorování záření gama na družici Compton. Potvrdili již dříve známou indukci magnetického pole Galaxie kolem 0,5 nT a podobně pro MMM odvodili hodnotu 0,6 nT. Naproti tomu VMM vykazuje indukci 1,8 nT a známá explozivní galaxie M82 ve Velké Medvědici dokonce až 12 nT. Autoři se domnívají, že k vysvětlení přítomnosti magnetického pole nestačí galaktické dynamo, ale že k němu přispívají jednak vznikající hvězdy, jednak ztráty magnetického pole neutronových hvězd a také tzv. bipolární výrony plynu z prahvězd.

K. Schmidt a T. Boller sestavili katalog galaxií do vzdálenosti 10 Mpc, obsahující 289 položek. Z toho 51 galaxií patří do naší místní soustavy. Podobných místních soustav nalezli ještě osm, takže například známé galaxie M81 a M101 mají své místní soustavy. Nicméně třetina galaxií v souboru nepatří do žádné soustavy. W. Freedmanová aj. pořídili za 14 měsíců celkem 22 snímků galaxie M81 prostřednictvím širokoúhlé kamery HST a nalezli na nich řadu cefeid, což umožnilo nově určit vzdálenost galaxie na 3,4 Mpc.

W. Jaffe aj. studovali prostřednictvím HST aktivní eliptickou galaxii NGC 4261 v kupě galaxií v souhvězdí Panny. V centru galaxie objevili chladný prachový disk o průměru 100 pc, který dodává materiál do horkého akrečního disku v okolí centrální černé díry. Přitom ze středu galaxie vybíhají dva protilehlé rádiové výtrysky, sledovatelné až do vzdálenosti 27 kpc. Jde o první případ, kdy je v eliptické galaxii prokázán mezihvězdný prach a plyn. Také o Seyfertově galaxii NGC 6814 prohlašují S. Campana a L. Stella, že má uprostřed černou veledíru o hmotnosti řádu 10⁵ ÷ 10⁶ M_☉. Galaxie je totiž současně proměnným zdrojem rentgenového záření a družice GINGA jednou zaznamenala pokles jeho intenzity na polovinu během pouhých 50 s. To se dá vysvětlit nestabilitou v akrečním disku kolem černé díry, přičemž zářivý výkon v rentgenovém oboru dosahuje hodnot 10³⁶ W.

Pomocí HST byla též studována první objevená radiogalaxie Cygnus A = 3C 405 s rekordním rozlišením 0,1″, tj. 100 pc při červeném posuvu z = 0,06. V zakázané ultrafialové čáře ionizovaného kyslíku se podařilo rozlišit severozápadní složku jádra na dvě části, přičemž proslulý rádiový výtrysk směřuje přesně mezi ně, takže centrální „motor“ galaxie zůstává skryt. Optická podvojnost centrálního objektu je známa již od r. 1953, ale podle M. Vestergaarda a P. Barthela nejde o dvojité jádro – a tedy o údajnou srážku dvou galaxií, jak se dlouho soudilo. Ve skutečnosti je třeba klasifikovat tuto podivuhodnou galaxii jako rádiově hlučný kvasar s významným zastoupením prachu v prstenci o průměru 800 pc, který zakrývá jádro.

Naproti tomu v případě galaxie NGC 7252, přezdívané též podle vzhledu „Atomy pro mír“, se potvrzuje její podvojnost. Jak prokázali B. Whitmore aj., galaxie obsahuje nejméně 40 mladých kulových hvězdokup s průměrným poloměrem kolem 10 pc a absolutní vizuální hvězdnou velikostí -13 mag, které vznikly v důsledku srážky dvou původních galaxií v průběhu poslední miliardy let. Rovněž v rádiové galaxii Perseus A = NGC 1275 našli L. Spitzer aj. na 50 kulových hvězdokup, které jsou vesměs mladší než 300 milionů let. To potvrzuje stále pravděpodobnější domněnku, že splývání galaxií vede obecně ke vzniku kulových hvězdokup. Mimochodem, pro L. Spitzera jde o životní zadostiučinění, neboť objevování kulových hvězdokup v těchto galaxiích umožnil teprve Hubbleův kosmický teleskop – a s koncepcí kosmického teleskopu přišel právě L. Spitzer již r. 1946!

Naprosto přízemní techniky – totiž studia přehlídkových snímků ze Schmidtovy komory UKST na emulzi IIIaJ – využili D. Sprayberry aj. k objevu v pořadí teprve třetí málo svítivé obří galaxie 1226+0105. Nízká plošná jasnost těchto obrů znesnadňuje jejich detekci, ač jde o soustavy obsahující aktivní jádro a velké množství hmoty. Nynější přírůstek do této vzácné kategorie má při červeném posuvu z = 0,08 délku 14 kpc a absolutní hvězdnou velikost v barvě B -21,6 mag. Hmotnost mezihvězdného neutrálního vodíku v této galaxii dosahuje hodnoty 2.10¹⁰ M_☉.

R. Cutri aj. zkoumali vysoce nadsvítivou infračervenou galaxii IRAS F 15307+3252, která patří mezi tři známé objekty této jedinečné podskupiny galaxií s vysokým poměrem infračervené a optické jasnosti – v tomto případě se více než 95 % záření vysílá v infračerveném spektrálním pásmu, zatímco optické spektrum připomíná Seyfertovy galaxie. Při červeném posuvu z = 0,93 dosahuje bolometrická svítivost galaxie 10 TL_☉. Příčinou těchto extrémních vlastností je zřejmě probíhající překotná tvorba hvězd. Důkaz překotné tvorby hvězd našli S. Eales aj. také v radiogalaxii B2 0902+34 s červeným posuvem z = 3,4, která vznikla jen 1,7 miliardy let po velkém třesku.

Nejvzdálenější (z = 3,8) „klasickou“ radiogalaxii 4C 41.17 v souhvězdí Rysa snímkovali J. Graham aj. pomocí 10m Keckova teleskopu kamerou InSb v infračerveném oboru spektra. Za pouhých 1 000 s expozice dosáhli meze 24,5 mag v červeném pásmu a objevili tak červené průvodce radiogalaxie ve vzdálenostech do 35 kpc od jádra soustavy. Domnívají se, že průvodci vznikli asi půl miliardy let po vzniku radiogalaxie, v epoše odpovídají červenému posuvu z = 8. Vzhled radiogalaxie v infračerveném, optickém i rádiovém oboru navzájem souhlasí a převládající modrá barva svědčí rovněž o překotné tvorbě hvězd. A. Dressler aj. učinili při snímkování kupy galaxií CL 0939+4713 pomocí HST překvapující objev 30 slabých modrých objektů, z nichž nejjasnější má červený posuv z = 2,055. Autoři soudí, že jde o centrální kvasar, kolem něhož se nalézají sekundární objekty, vesměs vzdálené asi 3,4 Gpc. Uvnitř objektů nalezli modré skvrny – patrně ohniska překotné tvorby hvězd. Jde tedy pravděpodobně o nejvzdálenější dosud nalezené běžné galaxie. Ostatně i mezilehlá kupa 09391+4713 s červeným posuvem z = 0,4 je dosud nejvzdálenější kupou galaxií, jakou známe. Těmito pozorováními se vlastně poprvé přesvědčivě prokázalo, že vesmír se vyvíjí v čase.

Procesy překotné tvorby hvězd v galaxiích lze nejlépe zkoumat tam, kde dochází k interakcím mezi galaxiemi. Modelovým příkladem je dvojice galaxií NGC 4038/9 v souhvězdí Havrana, vzdálená od nás 25 Mpc a nazvaná podle neobvyklého vzhledu „Tykadla“. Je zcela jisté, že podivuhodný tvar je vyvolán těsným přiblížením obou soustav přibližně před půl miliardou let. Podle A. Reada a T. Ponana od té doby galaxie obíhají kolem společného těžiště, ale poměrně brzy spolu splynou. Důsledkem silného slapového působení obou soustav na sebe vzniká jak v jádrech galaxií, tak v discích velké množství hvězd. Tvorba velmi hmotných hvězd je podnícena vzájemnými srážkami plynných mračen, která padají do centra galaxií. Tyto masivní hvězdy za několik milionů let vybuchují jako supernovy, což vede k rázovým vlnám probíhajícím napříč oblastmi mezihvězdného plynu. Plyn se tím ohřeje a uniká z galaxií. Rentgenová měření z družice ROSAT poukázala na existenci jasných rentgenových skvrn, jež nemají ani optický, ani rádiový protějšek.

Již před čtyřiceti lety usuzoval F. Zwicky, že slapové chvosty plynu a jiných zbytků ze srážek galaxií mohou vést ke vzniku trpasličích galaxií. Nyní jeho domněnku prokázali M. Brouilletová aj. na základě objevu velkého intergalaktického molekulového oblaku vodíku poblíž galaxie M81. Hmotnost oblaku činí snad až 10 MM_☉ a podle autorů je jeho vznik spjat s průchodem galaxie M81 kolem M82 před 100 miliony lety. Lze očekávat, že z tohoto mračna začnou již brzo vznikat hvězdy. Ostatně F. Mirabel aj. našli protogalaxii, v níž již můžeme pozorovat první masivní hvězdy, v souladu s předpovědí.

N. Kennicutt upozornil na podněcující působení příček v některých spirálních galaxiích na tvorbu hvězd. Příčky mají totiž vliv na radiální proudění plynu a zvýšenou aktivitu jader galaxií v porovnání s normálními spirálními galaxiemi. Tak lze získat poměrně ucelenou představu o mechanismech tvorby hvězd v galaxiích, neboť se dnes dají porovnávat detailní rozbory vzhledu blízkých galaxií s přímým sledováním galaxií v kosmologických vzdálenostech. J. Barnes a L. Hernquist odtud usuzují, že při srážkách spirálních galaxií vzniká jejich splynutím obří eliptická galaxie, z níž byl vymeten plyn a prach, takže po krátké epizodě překotné tvorby hvězd již v eliptických soustavách hvězdy nevznikají.

K tomu pak lze přiřadit výsledky numerických simulací srážek galaxií, jež díky rychle se zdokonalující výpočetní technice dovolují realisticky studovat i velmi složité situace odehrávající se v kosmu v průběhu miliard let. Tak například P. Marcum aj. ukázali simulací, že při čelní srážce spirálních galaxií se vytváří polární prstenec, jako v případě galaxie nazvané „Kolo od vozu“. K Roettiger aj. se dokonce odvážili numericky simulovat srážku dvou kup galaxií v trojrozměrném hydrodynamickém modelu, kdy proti sobě vrhli oblak 16 000 částic a 2 000 částic, v původní vzdálenosti 6 Mpc. Ukázali, že kupy galaxií se prostoupí v dynamickém čase 5 miliard let, přičemž se rozšíří a zesílí rentgenová emise kup za současného vzniku celé soustavy rázových vln.

Podle N. Bahcallové a R. Cena se hmotnosti kup galaxií pohybují v intervalu 10¹² ÷ 10¹⁶ M_☉ a C. Collins aj. zjistili ze studia 700 červených posuvů ve 112 kupách, že korelační délka jedné kupy činí 16 Mpc.

Zvláštní místo v klasifikaci galaxií náleží Seyfertovým galaxiím, objeveným r. 1943 díky silným optickým emisím v prakticky bodových jasných jádrech některých spirálních galaxií. Podle D. Osterbrocka existuje genetický vztah mezi Seyfertovými galaxiemi, aktivními galaktickými jádry (AGN), radiogalaxiemi a kvasary. Jde totiž o nejmocnější zdroje energie ve vesmíru, které oplývají zářivými výkony až 10⁴¹ W. V této posloupnosti představují Seyfertovy galaxie vlastně nejmírnější producenty energie – jsou totiž rádiově tiché.

Společným rysem objektů jsou úzké výtrysky směřující od centra protilehlými směry, což dokazuje existenci válcové souměrnosti hlavního „motoru“. Tím mohou být děje v okolí černé veledíry, často doprovázené překotnou tvorbou hvězd. A. Zdziarski aj. nalezli souvislost mezi rentgenovým zářením aktivním jader galaxií a pozorovaným kosmickým rentgenovým pozadím v pásmu energií 2 ÷ 100 keV. Ukázali, že rentgenové záření aktivních jader galaxií se může rozptylovat na chladnějších kosmických objektech s takovou účinností, že tím lze fakticky vysvětlit intenzitu kosmického rentgenového pozadí. AGN dokonce vysílají i intenzivní záření gama, jak zjistila aparatura EGRET až pro energie 1 TeV. Naproti tomu D. Alexandreas aj. nenašli v letech 1986–1992 za pomoci aparatury CYGNUS ve směrech od 13 AGN žádné příznaky spršek tvrdého záření gama s energiemi nad 50 TeV.

Aparatuře EGRET se podařilo prokázat záření gama u několika kvasarů, vesměs v pásmu energií od 30 MeV do 4 GeV. W. Bednarek aj. nalezli záření gama známého superluminálního kvasaru 3C 279 a tvrdí, že tam záření vzniká při nepružných srážkách mírně relativistických protonů s látkou tlustého akrečního disku kolem černé veledíry. Zářivý výkon přitom dosahuje hodnoty 2,5.10⁴⁰ W. Podle E. Robsona se tento kvasar v květnu 1993 zjasnil asi 1,5× v mikrovlnném pásmu na vlně 1,1 mm. Koncem listopadu 1993 se pak zjasnil také opticky až na V = 14,9 mag, přičemž se mikrovlnná emise zvýšila o 10 %.

R. Hartman aj. zjistili výrazné záření gama u opticky silně proměnného kvasaru PKS 2251+158 = 3C 454.3 v pásmu energií nad 100 MeV. Tento kvasar se svým chováním velmi podobá objektu 3C 279. Během jediného týdne se intenzita záření gama měnila v rozmezí 1 : 3,5. Ještě tvrdší průběh spektra záření gama našli D. Bertsch aj. u kvasaru PKS 0208-512, který dosáhl v tomto pásmu maxima jasnosti ve druhé polovině r. 1991. Krátkodobě se jako zdroj velmi tvrdého záření gama v pásmu od 30 MeV do 1 TeV projevil podle P. Sreekumara aj. a S. Huntera aj. kvasar PKS 0528+134. Koncem března 1993 dosáhl na několik dnů jasnosti srovnatelné se zdrojem v Krabí mlhovině, ačkoliv je kosmologicky daleko (červený posuv z = 2,07). Intenzita jeho záření však poklesla rychle na třetinu maxima a od té doby se již nijak neprojevil.

S velkým zájmem očekávají astronomové periodické zjasnění kvasaru OJ 287, v jehož nitru se předpokládá těsná dvojice černých veleděr, obíhajících kolem těžiště v periodě 11,6 let. Kvasar byl naposledy v optickém maximu r. 1984 a jeho nové zjasnění se čeká v březnu 1994. Mezitím již v průběhu roku 1993 byl pozorován trojnásobný růst jeho jasnosti v blízké infračervené oblasti spektra v pásmu 2,2 μm a dvojnásobný vzrůst v mikrovlnném pásmu na 0,8 mm. Koncem r. 1993 byl ostatně nejjasnější od r. 1984 také v optickém pásmu V = 15,1 mag.

Také prototyp všech kvasarů 3C 273 se podle E. Robsona v květnu 1993 zjasnil v mikrovlnném pásmu na dvojnásobek klidové hodnoty. Kvasar byl loni sledován vysokodisperzním spektrografem GHRS HST v ultrafialovém oboru 115 ÷ 282 nm a dále kamerou FOC, která snímkovala optický výtrysk s rozlišením 0,15″. Podle R. Conwaye a H. Rosera jde o jeden ze čtyř známých výtrysků u extragalaktických zdrojů a jediný u kvasaru. Je přirozené, že astronomové jej proto studují ve všech dostupných spektrálních oknech. Daleko nejvíce energie vydává v pásmu rádiových vln, kdy na frekvenci 136 MHz činí jeho tok plných 89 Jy. V optickém a infračerveném oboru je o 6 ÷ 7 řádů a v rentgenovém oboru dokonce o 9 řádů slabší. Udivující je i jeho délka 40 kpc a fakt, že zřejmě jde o jednostranný výtrysk. M. Babadžanjanc a E. Bělokon se zabývali korelacemi mezi strukturou uzlíků v rádiovém výtrysku a optickou proměnností kvasaru. Z archivních údajů za léta 1887–1991 odvodili, že optická jasnost kolísá v periodě 13,4 roku, a tutéž periodu nalezli v rozložení rádiově jasných uzlíků podél osy výtrysku.

Jestliže kvasar 3C 273 je s převahou nejjasnější, a tudíž asi i nejbližší kvasar, na opačném konci stupnice vzdáleností se nachází kvasar PC 1247+3406 s rekordním červeným posuvem z = 4,9. B. Soifer aj. využili při snímkování jeho okolí právě dokončené citlivé infračervené kamery u největšího dalekohledu světa – Keckova 10m na Mauna Kea. V pásmu K dosáhli 22 mag a objevili přitom kolem kvasaru řadu velmi červených objektů, o nichž soudí, že jde o velmi vzdálené galaxie.

Kuriózně je třeba mezi kvasary zařadit i dva objekty, které byly v loňském roce nejprve ohlášeny jako exploze supernov 1993U a 1993V. Zatímco „mateřská“ galaxie má červený posuv z = 0,11, první z kvasarů má z = 0,59 a druhý dokonce z = 1,09.

A. Loeb soudí, že předchůdci kvasarů by měli mít červené posuvy z > 10, a dali by se tedy najít v infračervené či dokonce mikrovlnné části spektra, například podle čáry [C II] na 158 μm.

A. Smith shromáždil údaje o jasnostech 60 kvasarů v průběhu 21 let a zjistil, že 75 % z nich jeví dlouhodobé změny optické jasnosti, které v souřadných systémech spjatých s kvasary dávají periody 2 ÷ 6 let. Konečně A. Hewitt a G. Burbidge publikovali v pořadí již V. generální katalog kvasarů s uzávěrkou do konce r. 1992. (První katalog byl vydán v r. 1977 a předchozí čtvrtý v r. 1989). V katalogu jsou shromážděny základní údaje o polohách, jasnostech, červených posuvech atd. pro 7 315 objektů, z toho je 90 blazarů (nazvaných dle prototypu BL Lac, jenž byl mimochodem v druhém pololetí 1992 velmi aktivní a dosáhl V = 15 mag).

Studium gravitačních čoček, kdy vzdálený kvasar je zobrazen a jeho obrazy případně zesíleny bližší mezilehlou gravitační čočkou – zpravidla obří galaxií nebo kupou galaxií –, patří i nadále k nejproduktivnějším oborům extragalaktické astronomie. Zajímavých výsledků je tolik, že se v přehledu mohou ocitnout jen některé hrozinky.

Řada studií byla věnována první objevené gravitační čočce (z r. 1979) – dvojitému kvasaru Q 0957+561 ve Velké Medvědici. Jeho červený posuv z = 1,41 je přirozeně podstatně větší než červený posuv mezilehlé galaxie – gravitátoru – z = 0,36. C. Jones aj. našli nyní další zobrazenou složku kvasaru v rentgenovém oboru spektra poblíže optického obrazu složky B. Zřejmě jde o zobrazení oblaku horkého plynu v okolí kvasaru, jenž je vidět právě díky gravitačnímu zesílení obrazu. G. Bernstein aj. nalezli na snímcích v optickém pásmu ve vzdálenosti 20″ od centra gravitátoru velký modrý oblouk, který je patrně zobrazením velmi vzdálených galaxií v pozadí. A. Michalitsianos aj. využili ke spektrální analýze obrazů kvasaru nového systému zpracování spekter, jenž až třikrát zlepšuje poměr signálu k šumu, a díky tomu objevili excitované emise O VII a S VI z daleké ultrafialové oblasti spektra, jakož i absorpční čáru Lyman-β s červeným posuvem z = 1, 391. G. Beskin a V. Oknjanskij určovali průběh změn jasností v obrazech A a B a zjistili tak, že variace jsou fázově posunuty o (530 ±15) dnů. Odtud pak určili horní mez pro hodnotu Hubbleovy konstanty 68 km/s/Mpc.

R. Ellis zkoumal pomocí snímků z HST gravitační čočku AC 114 s největší separací obrazů 10″. Čočkou je pár zrcadlově souměrných objektů ve vzdálenosti 1,2 Gpc, tedy nejspíš velmi hmotná kupa galaxií. Čočka zobrazuje asi 2,5krát vzdálenější modrou galaxii – tedy zjevně objekt s překotnou tvorbou hvězd. Velká separace obrazů galaxie nasvědčuje tomu, že v mezilehlé kupě je asi 50krát více skryté (baryonové) látky než látky svítící a že tato skrytá látka je silně koncentrována k těžišti kupy.

Naproti tomu čočka B 0218+35.7 se vyznačuje nejmenší známou separací obrazů: pouze 0,335″. Lze ji proto zkoumat pouze HST anebo radiointerferometry. I. Browne aj. tak nyní objevili mezilehlou spirální galaxii – gravitátor, který je rádiově hlučný a jeví červený posuv z = 0,685. Zobrazovaný objekt je blazar s pravděpodobným červeným posuvem z = 0,94 a má vzhled Einsteinova prstýnku o jasnosti 19,5 mag.

Jen o něco málo větší separaci složek 0,48″ vykazuje dle J. Hjorta a F. Jensena gravitační čočka QSO 1208+1011 A,B s kvasarem o rekordním červeném posuvu z = 3,8. Složka A je 4krát jasnější než složka B, což dává naději na dobré zjištění fázového posuvu variací jasnosti, a tím na určení hodnoty Hubbleovy konstanty. Podle J. Kristiana aj. se k témuž cíli bude hodit i historicky druhá nejdříve objevená gravitační čočka PG 1115+080 s červeným posuvem kvasaru z = 1,72. Autorům se totiž podařilo prostřednictvím kamery WFPC HST rozlišit 4 bodové zdroje a plošný červený objekt, který je zřejmě hledanou mezilehlou galaxií. Průměr zobrazovaného kvasaru je určitě <100 pc.

H. Bonnet aj. našli v úhlové vzdálenosti 45″ od gravitační čočky Q 2345+007 drobné svítící obloučky a jeden malý oblouk, čili gravitátorem jsou nejméně dvě mezilehlé galaxie se z = 0,28 a skrytá látka v jejich blízkosti. Sám kvasar s červeným posuvem z = 2,15 je zobrazen jako dvě složky v úhlové vzdálenosti 7″, jejichž jasnost za uplynulou dekádu významně zeslábla. Evidentně jde o dosud největší gravitační čočku, kde skrytá látka hraje rozhodující roli. Přímo se tak nabízí studovat obdobným způsobem rozložení skryté látky nezávisle na rozložení svítících galaxií.

Specifickým projevem efektu gravitační čočky jsou již zmíněné obloučky či dokonce tzv. „přímé oblouky“, vyznačující se poměrně vysokou jasností a velkými úhlovými rozměry. Všeobecně se soudí, že jde o gravitační zobrazení vzdálených galaxií prostřednictvím mezilehlé hmotné kupy galaxií. Nejjasnějším přímým obloukem je velmi úzký útvar s červeným posuvem z = 1,12 o úhlové délce 7″ a jasnosti R = 19,5 mag. Mezilehlá kupa CL 2236-04 je tvořena galaxiemi až o 2 mag slabšími a má podle J. Melnicka aj. červený posuv z = 0,56. Oblouk je patrně obrazem galaxie, v níž právě probíhá překotná tvorba hvězd. A. Kassiola a I. Kovnar nalezli spojitý, homogenní a koncentrický svítící prsten o poloměru 4,1″ kolem centrální eliptické galaxie G 373 v kupě A 2218 s červeným posuvem z = 0,18. Červený posuv prstenu sice není znám, ale autoři usuzují, že jde o Einsteinův prsten, jelikož v okolí kupy se pozorují obloučky a další efekty gravitační čočky.

Podle Melnicka aj. byly oblouky zjištěny v okolí 20 kup galaxií; v 10 případech jde o obří svítící oblouky. V rozmezí červených posuvů z = 0,2 ÷ 0,4 se oblouky vyskytují u 8 % kup. Pravděpodobnost výskytu oblouků se zvyšuje u kup, které září v rentgenovém oboru spektra, což patrně souvisí s tím, že takto aktivní kupy mají vyšší gravitační potenciál. Je-li rádiové spektrum kupy strmé, rovněž to zvyšuje naději na nalezení svítících oblouků, což je dobré vodítko pro budoucí přehlídky. Dosud nejvzdálenější kupa, u níž byly oblouky pozorovány, jeví červený posuv z = 0,58.

V r. 1986 přišel B. Paczyński s nápadem hledat efekty gravitačních mikročoček, tedy zejména zjasnění obrazu vzdálené hvězdy, která se s přesností na obloukové mikrovteřiny dostala na přímku spojující mezilehlý gravitátor s pozorovatelem. Úmyslem Paczyńského tak bylo objevovat případné kandidáty baryonové složky skryté látky, kteří by zde posloužili v roli gravitátorů. Vlivem vzájemného vlastního pohybu zobrazované hvězdy a gravitátoru by totiž celé zjasnění trvalo jen omezenou dobu, bylo časově souměrné a achromatické, a to vše by mělo usnadnit detekci. Paczyński též odhadl četnost objektů skryté látky v halu Galaxie a odtud odvodil, že ke gravitačnímu zjasnění hvězdy v blízké sousední galaxii (tj. prakticky v Magellanových mračnech) by mělo dojít jednou za milion let. Odtud pak vyplynul ideový náčrt vhodné metody: bylo by zapotřebí sledovat mnohokrát do roka jasnosti nejméně jednoho milionu hvězd, abychom docílili přijatelné četnosti jednoho úkazu ročně.

To se zdálo v době publikace Paczyńského práce naprostou utopií, ale pokrok pozorovací techniky dokázal změnit tuto fikci v realitu za pouhých sedm let. Zdrojem úspěchu se stala dostupnost velkorozměrových polovodičových matic CCD s miliony pixelů, jež umožňuje jednak přehlídkové snímkování velkého množství hvězd najednou a jednak rychlé digitální zpracování velkého objemu dat o jasnostech objektů. Loni v říjnu zveřejnily současně tři výzkumné skupiny první výsledky svých přehlídek.

C. Alcock aj. (projekt MACHO) použili 1,3m reflektoru na Mt. Stromlo v Austrálii k soustavnému sledování obou Magellanových mračen i centra Galaxie mozaikou 4 matic CCD, přičemž každá obsahuje 2 048 × 2 048 pixelů. Po dobu jednoho roku sledovali opakovaně 1,8 milionu hvězd ve VMM a přitom objevili jeden případ zjasnění hvězdy 19 mag o více než 2 mag v intervalu 34 dnů. Světelná křivka byla vskutku časově souměrná a achromatická, jak teorie požaduje. Pokud se mezilehlý (neviditelný) gravitátor nalézá v halu naší Galaxie, je jeho hmotnost přibližně 0,1 M_☉.

W. Aubourg aj. (projekt EROS) využívají jednak Schmidtovy komory ESO v La Silla ke klasickému snímkování VMM v zorném poli 5 × 5°a jednak 0,4m reflektoru s mozaikou 16 matic CCD o rozměrech 579 × 400 pixelů (zorné pole 1° × 0,4°). Dvoubarevné fotografie ze Schmidtovy komory jsou ihned digitalizovány do mezní hvězdné velikosti 20 mag v pásmech R a B. V průběhu tří let při zkoumání 3 milionů hvězd ve VMM našli dvě zjasnění. První případ pochází z prosince 1990; amplituda zjasnění dosáhla 1,1 mag v intervalu 30 dnů. Druhý případ nastal v únoru 1992, kdy se jiná hvězda zjasnila až o 1 mag v intervalu 27 dnů. Kromě toho se jim podařilo potvrdit zjasnění objektu z přehlídky MACHO v červené barvě.

Konečně A. Udalski aj. zveřejnili první výsledky projektu OGLE, jenž probíhá v polsko-americké spolupráci na observatoři Las Campanas v Chile za pomoci 1m reflektoru s maticí CCD. Zmínění autoři začali v dubnu 1992 sledovat oblast galaktické výduti a monitorují tam 1,1 milionu hvězd. Zatím objevili jedno zjasnění s maximem v polovině června 1993 o 0,9 mag v intervalu 24 dnů. Šlo o hvězdu 117 281 v tzv. Baadeho okně č. 7 (BW 7), která je normálně V = 20,3 mag. Gravitátorem byla v tomto případě nejspíše trpasličí hvězda rovněž v galaktické výduti s hmotností 0,3 M_☉.

Jelikož trvání zjasnění je úměrné odmocnině z hmotnosti gravitátoru, není divu, že nejsnáze se objevují gravitátory s nízkou hvězdnou hmotností. Pro hvězdné černé díry by totiž zjasnění proběhlo až během řady měsíců, kdežto pro planety o hmotnosti Jupiteru je to jen několik desítek minut.

Jistou rezervu však nachází A. Boquet ve zlepšení algoritmu pro automatické vyhledávání změn jasnosti. Dosavadní postup vychází z metod, které vyvinuli částicoví fyzikové při studiu srážek částic v urychlovačích. Tam je totiž potřebí vybrat zajímavou srážku přibližně mezi miliardou „nezajímavých“. V astronomickém kontextu se volí jeden snímek oblasti jako referenční a s ním se pak automaticky porovnávají všechny další snímky. Tím se neúmyslně opomenou případy, kdy se hvězda pod prahem citlivosti přehlídky vlivem gravitační mikročočky zjasní nad úroveň prahu. Algoritmus, který by s takovými případy počítal, by měl přinést asi pětkrát více úkazů za stejnou dobu. V každém případě je však už nyní zřejmé, že astronomové vyvinuli novou skvělou metodu pro masové studium změn jasnosti hvězd. A to přinese během doby nové cenné objevy.

9. Kosmologie a částicová fyzika

Při výzkumu povahy skryté hmoty ve vesmíru musí kosmologové řešit vlastně dvě otázky. Především kolik skryté hmoty v porovnání s látkou svítící ve vesmíru vůbec je, a za druhé, jak velké je zastoupení baryonové složky skryté hmoty (svítící látka je přirozeně tvořena právě baryony). Řešení první otázky je mimořádně důležité zejména s ohledem na důsledky pro geometrickou uzavřenost či naopak otevřenost vesmíru. Zatím podle K. Kellermanna vše nasvědčuje tomu, že množství skryté hmoty je velmi blízko kritické hodnotě pro parabolicky se rozpínající vesmír (tj. kosmologický parametr Ω = 1 a decelerační parametr q₀= +0,5).

Podle K. Ashmana se skrytá látka nejvíce kumuluje v trpasličích galaxiích a v temných kulových halech většiny galaxií. J. Mulchaey aj. objevili horký plyn o teplotě 10 MK v kupách galaxií prostřednictvím družice ROSAT. To by naznačovalo, že difuzní skrytá látka se shlukuje na stupnici řádu Mpc. Velmi zajímavá pozorování ROSAT se týkají skupiny galaxií kolem NGC 2300, kde byl takto objeven horký mrak vodíku o průměru 400 kpc a kde zastoupení skryté hmoty dosahuje fantastické hodnoty 2.10¹³ M_☉. Přitom zastoupení tzv. kovů v tomto mračnu představuje jen 6 % hodnoty v okolí Slunce, čili jde o plyn podstatně starší, než jsou okolní galaxie.

Podle J. Silka by měly baryony tvořit jen 4 ÷ 8 % hmoty vesmíru, ale to je v rozporu s experimentálně zjišťovanými údaji. B. Carr se snažil řešit otázku o zastoupení baryonů na základě pozorování kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky, jež má poloměr asi 3 Mpc a je od nás vzdálena 90 ÷ 170 Mpc (velká nejistota ve vzdálenosti je důsledkem nejistoty v pravé hodnotě Hubbleovy konstanty H_O). Autor dospěl k nepříjemnému závěru, že zastoupení baryonů v kupě je příliš vysoké s ohledem na pravděpodobný model vzniku vesmíru, ale současně příliš nízké na to, aby vysvětlilo pozorované vlastnosti kupy. T. Ponan aj. totiž zkoumali rentgenové záření kupy pomocí družice ROSAT a zjistili, že zastoupení baryonové látky činí něco mezi 11 ÷ 35 % celkové hmotnosti kupy. Proto S. Whitte aj. tvrdí, že buď je vesmír geometricky otevřený, anebo zcela chybně určujeme relativní zastoupení chemických prvků v kupách galaxií. Obě řešení rozporu jsou, mírně řečeno, deprimující.

L. Krauss uvádí, že nebaryonová skrytá hmota může být buď horká (tzv. objekty MACHO), nebo chladná (axiony, magnetické monopóly či slabě interagující částice typu WIMP). Podle něho je pravděpodobné, že se ve vesmíru vyskytuje kombinace chladné i horké skryté hmoty, přičemž chladná skrytá látka jeví větší tendence ke shlukování do velmi hmotných „balíků“. Naproti tomu J. Bahcall usuzuje, že nesnáze se skrytou hmotou by radikálně vyřešila revize teorie gravitace!

Nicméně ani ty nejodvážnější spekulace nemohou přinést tolik jako budoucí citlivá pozorování či pokusy. Proto se vkládají opatrné naděje do snah objevit nebaryonovou skrytou látku v laboratorních experimentech částicových fyziků. Hlavním problémem detektorů je odstínit vliv pozadí kosmického, popřípadě i radioaktivního záření. N. Coron aj. se pokoušejí o detekci částic typu WIMP pomocí kryogenního bolometru v podzemní laboratoři v tunelu Fréjus v hloubce 1 780 m pod zemí, kde je tok kosmického záření zeslaben o sedm řádů proti situaci na zemském povrchu. Bolometr je tvořen safírovým krystalem o hmotnosti 24 g, jenž je chlazen na pouhých 55 mK, takže je citlivý pro zjištění případných částic WIMP s energiemi od 3 keV do 5 MeV. Američtí fyzikové v Kalifornii používají zase polovodičového detektoru Ge-Si, ale zatím ani jedna skupina neohlásila nějakou detekci.

Otázka koncentrace či naopak rovnoměrného rozložení skryté látky úzce souvisí s problémem odhalení velkorozměrové struktury vesmíru, která je navíc závislá na způsobu, jímž se vyvíjel velmi raný vesmír. T. Ponan aj. se domnívají, že velké kupy vznikají pohlcením a splýváním menších kup. K tomu uvádí A. Melott, že před čtvrtstoletím spolu soupeřily dvě koncepce, kdy podle první dochází během vývoje vesmíru k hierarchickému shlukování galaxií do kup a nadkup, kdežto podle druhého scénáře se vlivem gravitačních nestabilit vytvářejí rozměrné ploché lívance kup galaxií. Nyní se však zdá, že oba scénáře jsou slučitelné a odehrávají se současně.

A. Szomoru aj. nalezli galaxii v proluce ve směru k souhvězdí Bootes. Její vzdálenost od nás činí 145 Mpc a poloměr 45 kpc. Má plochou rotační křivku, což svědčí o hmotném halu skryté látky, které svou hmotností převyšuje množství svítící látky 1,6krát. Potvrzuje se tak názor, že rozsáhlé proluky ve velkorozměrové struktuře vesmíru nejsou úplně prázdné – hustota galaxií je tam však snížena proti okolí asi o dva řády.

W. Cocke a W. Tifft i nadále obhajují poněkud bizarní myšlenku o periodicitě ve výskytu červených posuvů pro galaxie. Jestliže za vztažnou souřadnicovou soustavu berou mikrovlnné záření kosmického pozadí (reliktní záření) a hodnoty červeného posuvu pro galaxie určují z rádiové čáry H I na 211 mm, pak jim vycházejí periodicity v rozložení posuvu z po 72 km/s, resp. po 36 km/s. Zjevným nedostatkem těchto studií je omezená statistika na soubory o 50, 72 a 81 položkách. Proto většina kosmologů názor o jakémsi kvantování červených posuvů galaxií nesdílí.

S. Odenwald a R. Fienberg znovu upozornili na problém definic vzdálenosti a rychlosti v kosmologických úvahách. Jestliže se totiž ocitneme na stupnici řádu Gpc, nelze rozumně definovat ani rychlost, ani vzdálenost objektů a nesmíme libovolně kombinovat speciální a obecnou teorii relativity. Musíme si též uvědomit, že prostor sám se může rozpínat libovolně rychle, neboť nemá ani hmotnost, ani energii. Zanedbáním těchto faktů dochází totiž k četným nedorozuměním, zejména také proto, že i v odborných pracích se často uvádí rychlost vzdalování galaxií na základě měřeného červeného posuvu. Autoři upozorňují, že přísně vzato není kosmologický červený posuv z projevem Dopplerova principu; udává pouze poměr škálových faktorů pro vesmír dnes (R₀) a pro vesmír v době vyslání pozorovaného signálu (R) podle vztahu: z = (R₀/R) - 1.

Prakticky je výhodné definovat pak rozdíl obou epoch jako tzv. zpětný čas (look-back time), což například znamená, že pomocí nejvzdálenějších kvasarů se můžeme ohlížet do minulosti odpovídající zpětnému času 90 % stáří vesmíru, tj. zhruba do času 1,5 miliardy let po velkém třesku.

Kdy nastal velký třesk, závisí podstatně na realistické hodnotě Hubbleovy konstanty H₀. Již tradičně spolu soupeří zastánci nízké hodnoty konstanty kolem 50 km/s/Mpca vysoké hodnoty nad 80 km/s/Mpc. Pro první hodnotu se rovněž tradičně vyslovuje A. Sandage, který ze srovnání rozměrů galaxie M31 s 60 podobnými galaxiemi obecného pole odvodil H₀= (45 ±12), a z pozorování 27 cefeid pomocí HST v galaxii IC 4182 nalezl H₀= (51 ±12). Prakticky k téže hodnotě H₀= 50 dospěl rovněž B. Schaefer, který přitom využil nově určené vzdálenosti galaxie IC 4182 (4,8 Mpc) a revidované hodnoty maximální jasnosti supernovy 1937C typu Ia, jež ve zmíněné galaxii vzplanula. Navázáním na supernovu pak A. Sandage spolu s G. Tammannem určili vzdálenosti 34 supernov typu Ia v nejbližší kupě galaxií v souhvězdí Panny. Odtud jim vyšla vzdálenost kupy na (23,9 ±2,4) Mpc a H₀= (47 ±5). Podobnou hodnotu H₀= (51 ±12) obdrželi na základě kalibrace maximálních jasností supernov Ia D. Branch a D. Miller.

M. Jones aj. využili Sunjajevova-Zeldovičova efektu, kdy se fotony reliktního záření rozptylují na horkém plynu v kupách galaxií v kombinaci s rentgenovými měřeními množství horkého plynu k netradičnímu určení Hubbleovy konstanty, rovněž kolem H₀= 50. K. Krisciunas připomíná, že tomu odpovídá maximální stáří vesmíru 19,6 miliardy let, ale skutečné stáří je nižší, pokud hodnota kosmologické konstanty Λ = 0. To však podle J. Rolanda nejspíše není pravda, neboť pak by stáří některých kulových hvězdokup vycházelo vyšší než stáří vesmíru. Tento autor se pokusil určit hodnotu Hubbleovy konstanty z relativistických výtrysků z jader kompaktních extragalaktických rádiových zdrojů, neboť takto určené vzdálenosti by neměly být závislé na kalibračních chybách předešlých metod. Dospívá však k extrémně vysoké hodnotě H₀= 100, což téměř automaticky znamená kladnou kosmologickou konstantu Λ – a tedy další nepříjemný problém pro standardní kosmologický model.

Podobně vysokou hodnotu H₀ = (87,3 ±1,1) odvodil G. de Vaucouleurs porovnáním stupnic vzdáleností pro 12 blízkých galaxií. Konečně P. Salucci aj. určili H₀v rozmezí 61 ÷ 66 z rozboru Tullyho-Fischerova vztahu mezi rotační rychlostí a svítivostí spirálních galaxií. Není divu, že M. Fukugita aj. zůstávají skeptičtí ke všem určením hodnoty Hubbleovy konstanty, jelikož k tomu je zapotřebí znát kosmologické vzdálenosti absolutně. Přitom již pro nejbližší kupu v souhvězdí Panny kolísají rozličná určení vzdálenosti v rozmezí 14 ÷ 24 Mpc. Za největší spolehlivě známou vzdálenost považují údaj z HST pro galaxii M81, totiž (3,63 ±0,34) Mpc. Proto je tak strategicky cenné, že právě v této galaxii vzplanula loni supernova 1993J.

Jestliže tedy určení základních parametrů standardního kosmologického modelu naráží na chronické nesnáze, podstatně nadějnější výsledky se daří získávat při výzkumu počátků vesmíru prostřednictvím reliktního záření. O to se rozhodující měrou zasloužila umělá družice COBE, která ukončila svou úspěšnou funkci v prosinci 1993. J. Mather aj. zveřejnili absolutní měření teploty reliktního záření prostřednictvím aparatury DIRBE, z něhož vyplývá, že v prvním roce po velkém třesku se uvolnilo plných 99,97 % vyzařované energie, tj. že případné dodatečné zdroje energie nemají patrný vliv na vznik galaxií.

Dnešní teplota reliktního záření pak vychází na T = (2,73 ±0,01) K. Z měření radiometrem na jižním pólu na frekvenci 2 GHz obdrželi M. Bersanelli aj. hodnotu T = (2,55 +0,14) K. Podobnou hodnotu T = (2,75 ±0,05) K odvodili též A. Kogut aj. při měření dipólové anizotropie pomocí družice COBE. Vyšla jim amplituda (3,365 ±0,027) mK ve směru ke galaktickým souřadnicím l = (264,4 ±0,3)°a b = (+48,4 ±0,5)°. Slunce se pohybuje vůči pozadí reliktního záření rychlostí 370 km/s ve směru l = 264°, b = +48°, což je mimochodem nejvyšší rychlost Slunce vůči jakékoliv známé souřadné soustavě. Jelikož pohyb Slunce vůči místnímu klidovému standardu činí 20 km/s, lze odtud mimo jiné odvodit i pohyb tohoto standardu vůči středu Galaxie – 222 km/s. Střed Galaxie se vůči reliktnímu záření pohybuje úctyhodnou rychlostí 552 km/s a Slunce letí vůči těžišti místní soustavy tempem 308 km/s. Vůbec nejvyšší rychlost pak vykazuje těžiště místní soustavy vůči reliktnímu záření, (627 ±22) km/s.

Kvadrupólovou složku v datech z družice COBE určil P. Stark na (13 ±4) μK. Tento výsledek však překonali S. Hancock aj. radiometry na Tenerife, pracujícími se svazkem o šířce 5,5°na frekvencích 10, 15 a 33 GHz. Dosáhli totiž poměru signálu k šumu 2,5 a objevili kvadrupólové amplitudy 15 ÷ 29 μK. To znamená, že zmíněné fluktuace byly v zářivém poli přítomny již v „inflačním“ čase 10^-35 s po velkém třesku a že vesmír by mohl být výrazně geometricky otevřený (parametr Ω v rozmezí 0,1 ÷ 0,3)!

Družice COBE se, jak známo, zasloužila o první měření fluktuací v intenzitě reliktního záření v relativní míře 1,1.10^-5 na úhlové stupnici 10°a frekvencích 31, 53 a 90 GHz. To bylo nyní potvrzeno balonovými měřeními na plné třetině oblohy, které uveřejnil S. Meyer, a dále S. Myersem, jenž použil radioteleskopu v Owens Valley na frekvenci 20 GHz pro měření v 96 polích kolem severního pólu. Nalezl tak fluktuace v rozmezí (1,6 ÷ 6,1).10^-5. Horní mez fluktuací nižší než 9.10^-5 stanovil S. Radford pomocí interferometru IRAM na frekvenci 88 GHz při úhlovém rozlišení 10″. G. Tucker aj. našli horní mez fluktuací 2,3.10^-5 při měřeních na jižním pólu na frekvenci 90 GHz a v úhlové stupnici 0,15°. Konečně E. Wollack aj. na observatoři v Saskatoonu v Kanadě dostali na frekvencích 26 a 36 GHz amplitudu fluktuací 1,2.10^-5.

Rok 1993 znamenal průlom v názoru na původ kosmického záření, když se díky měřením P. Sreekumara aj. potvrdila myšlenka V. Ginzburga z r. 1972, že o původu kosmického záření rozhodnou měření energetických fotonů záření gama ve směru od VMM. To se nyní zdařilo díky družici Compton a verdikt je jednoznačný: tok záření je pětkrát nižší, než kdyby byl jeho původ extragalaktický. Autoři usuzují, že většina energetického kosmického záření vzniká v halu Galaxie a že injektory záření jsou galaktické supernovy. Není však jasné, kde se berou tak vysoké energie záření až 10²⁰ eV (100 EeV).

Aparatury pro studium spršek pomocí Čerenkovova záření běžně registrují částice s původními energiemi nad 100 GeV a fungují až do energií 100 PeV. Kromě toho, jak uvádí J. White aj., v letech 1989–1991 pracoval v podzemí v pohoří Gran Sasso detektor mionů z kosmického záření MACRO, jenž shromáždil údaje o bezmála dvou milionech mionů s energiemi nad 1,3 TeV, ale proti očekávání nenašel ani jeden bodový zdroj ve vesmíru. Nakonec tedy nejpozoruhodnější práci zveřejnili M. Amenomori aj., kteří měří spršky kosmického záření pomocí sítě scintilačních detektorů v Tibetu v nadmořské výšce 4 300 m. V letech 1990–1992 zaznamenali celkem 850 milionů úkazů v pásmu energií 10 TeV. Objevili tak stínící vliv Slunce a Měsíce, přičemž stín Slunce nesouhlasí s polohou vlastního disku Slunce na obloze. Autoři to vysvětlují deformačním vlivem meziplanetárního magnetického pole na elektricky nabité částice primárního kosmického záření.

J. de Laeter zkoumal chemické složení meteoritů jako prvotního materiálu Sluneční soustavy v souvislosti se známými procesy zachycování neutronů při explozích supernov. Ukázal, že meteority obsahují přebytek železa a prvků s počty nukleonů kolem 50, 82 a 126, což přesně souhlasí s vrcholy v tvorbě atomových jader při procesech typu r- a s-. M. Smith aj. studovali 12 hlavních termonukleárních reakcí ve hvězdách, aby tak určili poměrné zastoupení nuklidů D, He a Li. Odvodili tak horní mez prvotního zastoupení helia ve vesmíru na 23,7 %.

E. Harrison studoval inflační fázi vývoje velmi raného vesmíru pro model uzavřeného mikroskopického vesmíru, který se prudkým rozepnutím (inflací) změní na makroskopický vesmír, v němž však mizí částicový horizont. Zavedl též pojem fotonového horizontu, jímž je tzv. Hubbleova sféra. Fotony vně tohoto horizontu se totiž od nás ve skutečnosti vzdalují, i když je zdroj záření vysílá směrem k nám. Fakt, že ve vesmíru je nyní podstatně více částic než antičástic, je stále velkou záhadou. Nicméně většina kosmologů se kloní k již dávno zveřejněné domněnce A. Sacharova, že tato nesouměrnost je vyvolána existencí narušení symetrie CP (náboj-parita) ve velmi raném vesmíru.

Všechny zmíněné úvahy vycházejí přirozeně ze standardního kosmologického modelu. S ním již tradičně nesouhlasí F. Hoyle aj., kteří oprášili bezmála muzeální teorii ustáleného stavu vesmíru (steady-state theory) tvrzením, že ve vesmíru vzniká neustále hmota z ničeho „malými velkými třesky“, při nichž se pokaždé objeví přibližně hmota jedné nadkupy galaxií (10¹⁶ M_☉). Autoři sebevědomě tvrdí, že jsou touto domněnkou s to objasnit jak procentuální zastoupení lehkých nuklidů ve vesmíru, tak existenci záření černého tělesa o teplotě 3 K.

Nejpopulárnější částicí mezi kosmology zůstává bez ohledu na modelové peripetie neutrino. Jednak se stále diskutuje o tom, co je příčinou deficitu slunečních neutrin, jednak též o tom, zda by neutrina mohla představovat významnou část skryté hmoty vesmíru. Pokud jde o sluneční deficit, sílí mínění, že za nesoulad teorie s pozorováním nese odpovědnost částicová fyzika, která stále nezná všechny vlastnosti této nicotné částice. Pokud jde o spoluúčast na řešení problému skryté hmoty, C. Rubbia si myslí, že neutrina tvoří horkou složku skryté hmoty, a představují tak asi třetinu úhrnného množství skryté hmoty. Pokud jde o meze hmotnosti jednotlivých typů neutrin, současné horní hranice jsou po řadě 7,3 eV, 270 keV a 32,6 MeV pro elektronové, mionové a tauonové neutrino. Existence tzv. 17 keV-neutrina byla experimentálně jednoznačně vyvrácena. Volná dráha elektronového neutrina v bloku železa představuje asi 10¹⁹ m, tj. zhruba 300 pc.

Vyhlídky na brzké ověření modelů velmi raného vesmíru pomocí nové generace urychlovačů se loni podstatně zhoršily, když americký Kongres zamítl další financování již rozestavěného superurychlovače SSC v Texasu – přitom z plánované částky 11 miliard dolarů byla již čtvrtina prostavěna a další miliardu dolarů bude stát likvidace stavby. Urychlovač SSC byl projektován na maximální energii 40 TeV a zejména se od něj čekalo objevení tzv. Higgsova bosonu, jenž je klíčovou částicí v supersymetrických teoriích interakcí. Nyní tedy drží všechny trumfy ve hře Evropské centrum pro výzkum částic CERN, jehož řádným členem se v červnu 1993 stala Česká republika. Hlavním přístrojem CERN na počátku příštího století se má stát za cenu asi 1,7 miliardy dolarů superurychlovač LHC s plánovanou maximální energií 16 TeV a supravodivými magnety o indukci 10 T. Jestliže se potvrdí představa, že Higgsův boson není hmotnější než 300 GeV, pak by neměl být problém tuto nejhledanější částici pomocí LHC objevit. CERN dnes představuje mimo jiné asi největší vědeckou továrnu na světě. Zaměstnává 6 000 pracovníků, spolupracuje zhruba s 300 vědeckými institucemi na světě a vládne fantastickou výpočetní kapacitou 4 superpočítačů a 2 000 pracovních stanic, takže objem zpracovávaných dat převyšuje 2,5krát veškerou výpočetní kapacitu Francie, Německa a Itálie dohromady.

10. Obecná teorie relativity, černé díry

Ke klasickým astrofyzikálním testům obecné teorie relativity (OTR) – stáčení pericentra eliptických drah planet či hvězd, gravitační červený posuv ve spektru hmotných hvězd a ohyb světla v gravitačním poli hvězdy či galaxie – přibyl před čtvrtstoletím čtvrtý – tzv. Shapirův jev. Jde o gravitační zpoždění signálů probíhajících v blízkosti mezilehlé těžké hmoty. Shapirův efekt byl úspěšně pozorován při radarových sledováních Venuše (v úhlové blízkosti ke Slunci) a při komunikaci s meziplanetárními sondami. Nyní uvádějí F. Camilo aj., že Shapirův efekt lze pozorovat u loni objeveného binárního milisekundového pulzaru PSR 1713+0747, který vykazuje impulzní periodu 4,57 ms a oběžnou dobu hvězdného průvodce 67,8 dne. Jde o systém zhruba stejně starý jako Galaxie, vyznačující se nízkou hmotností průvodce pod 0,2 M_☉. Nicméně vysoká stabilita „hodin“ na milisekundovém pulzaru dovoluje určit Shapirovo zpoždění v době, kdy se obě složky těsné dvojhvězdy dostávají téměř do zákrytu. Tím se poprvé zdařilo pozorovat Shapirův efekt daleko mimo Sluneční soustavu.

A. Gould uvádí, že efekty OTR byly dosud potvrzeny v rozmezí vzdáleností 10⁹ ÷ 10²¹ m a v intervalu hmotností 10^-3 ÷ 10¹³ M_☉. Nyní přináší nové možnosti astrometrická družice HIPPARCOS, která již dle M. Perrymana dokázala ověřit předpověď OTR pro velikost ohybu světla v okolí Slunce s výtečnou přesností 0,7 %. Družice však nabízí možnost rozšířit ověřování efektu ohybu světla o dva řády ve stupnici vzdáleností a o tři řády ve stupnici hmotností, jelikož je schopna změřit velikost efektu kdekoliv na obloze. Podle OTR činí tento ohyb ve vzdálenosti 180º od Slunce asi 40 obloukových mikrovteřin a přesnost měření HIPPARCOSe (pro velký soubor hvězd) dosahuje 5 obloukových mikrovteřin.

P. Davies rozebral populární otázku, zde lze uskutečnit stroj času, který poprvé uvažoval spisovatel sci-fi H. G. Wells v r. 1895. Jistým náznakem, že by se stroj času mohl realizovat, se stala speciální teorie relativity (STR) z r. 1905, v níž se poprvé přesně definoval efekt dilatace času a známý paradox dvojčat. Po vzniku OTR uvažoval K. Schwarzschild již r. 1916 o speciálním případu časoprostorových zkratek, nazvaných později červí díry. V r. 1948 objevil H. Casimir efekt negativního tlaku v úzkých mezerách mezi shodně nabitými vodivými deskami, jenž je nepřímým důkazem existence mikroskopických červích děr o rozměrech řádu Planckovy délky 10^-35 m. Teorii červích děr pak rozpracoval zejména J. Wheeler (rovněž autor termínu „černá díra“).

V r. 1985 napsal C. Sagan vědecko-fantastickou novelu „Kontakt“, v níž se využívá červích děr jako tunelů či mostů při cestování časem. Touto novelou se dali inspirovat K. Thorne aj. k rozboru podmínek, za nichž by se Saganův nápad mohl fyzikálně uskutečnit. Jejich odpověď zní, že by to v zásadě bylo možné, i když technické podmínky pro realizace stroje času jsou nesmírně obtížné. J. Gott dokonce teoreticky ukázal, že existují jednoduché prostory, v nichž mohou vznikat časové smyčky – rovněž populární rekvizita autorů literatury sci-fi. Nicméně S. Caroll aj. tvrdí, že prakticky nelze stroj času realizovat, jelikož v otevřeném kosmologickém modelu vesmíru nemá žádný podsystém dost energie, aby vznikla uzavřená časová smyčka. Toto tvrzení je obsahem teorému S. Hawkinga a F. Tiplera, kteří tím koncepci stroje času vlastně fyzikálně pohřbili.

Pro ty, kdo se cítí zklamáni zákazy teoretické fyziky, mohu nabídnout studii R. Nemiroffa, který se zabýval gravitačními deformacemi obrazů v okolí neutronových hvězd a černých děr. Ukázal, že za speciálních podmínek může takto umístěný pozorovatel vidět sám sebe! Dalším takovým paradoxním objevem je zjištění M. Abramowicze, že zkušební objekt obíhající v těsné blízkosti černé díry pociťuje odstředivou sílu směřující dovnitř černé díry, což má zajímavé astrofyzikální důsledky zejména pro akreční disky černých děr. Autor uvádí, že efekt poprvé studoval v r. 1975, ale jeho plný význam pochopil až v r. 1985. Připomíná též, že v poslední době dosáhl při studiu paradoxu důležitých výsledků náš fyzik Z. Stuchlík.

Konečně W. Hiscock a C. Callan aj. rozebrali podrobně otázku, co se vlastně děje s informacemi, které se spolu s nějakou hmotou zhroutí do černé díry. Pro vnější vesmír jsou v tu chvíli tyto informace ztraceny, a to i tehdy, když se zhroucená černá díra posléze začne vypařovat Hawkingovým procesem. Podle Hawkinga má totiž vystupující záření přesně tepelný charakter, a nenese jinou informaci než o okamžité hmotnosti černé díry. Jelikož kvantová teorie gravitace zatím neexistuje, můžeme jen hádat, co se se skrytými informacemi nakonec stane. Je například myslitelné, že se ve skutečnosti objeví nějaké odchylky od dokonale tepelného Hawkingova záření, které tak do vnějšího vesmíru přece jen skrytou informaci nakonec vynesou. Další možností je, že těsně před explozivním koncem Hawkingova vypařování zůstane pod horizontem elementární kvantum hmotnosti – tzv. Planckova hmota řádu 10^-8 kg a rozměru 10^-35 m, které se už nevypaří. V tom případě se nashromážděné skryté informace stěsnaly do nejmenšího myslitelného objemu ve vesmíru a tam zůstanou navždy nedostupné. Třetí možnost je pak vcelku klasická, tj. černá díra se vypaří beze zbytku, žádné odchylky od tepelného spektra pozorovány nebudou a ukryté informace jsou dokonale ztraceny.

Poslední poznámka v podkapitolce o paradoxech STR a OTR se týká otázky, zda existence vztažné soustavy, v níž je reliktní záření izotropní, není v rozporu s relativitou. Odpověď zní, že nikoliv, jelikož princip relativity tvrdí, že fyzikální zákony platí pro fyzikální systémy nezávisle na vztažné soustavě; nikoliv, že jsou nezávislé stavy těchto systémů. Existence reliktního záření tedy nikterak neohrožuje platnost postulátů OTR, resp. STR.

E. Antochinová aj. uvádějí, že nejnadějnějším kandidátem na hvězdnou černou díru je těsná dvojhvězda V404 Cygni s funkcí hmotnosti f(M) = 6,3 M_☉ a orbitální periodou 6,47 dne, jejíž světelná křivka vykazuje silný efekt elipticity. Průvodcem je obří hvězda spektrální třídy G-K, která přenáší hmotu na relativisticky degenerovaný objekt. Podle C. Haswella aj. je nejbližším kandidátem na hvězdnou černou díru rentgenová nova A0620-00 ve vzdálenosti 1 kpc. Na její optické světelné křivce lze rozpoznat tečný zákryt průvodce akrečním diskem obklopujícím kompaktní složku. Jelikož hmotnost průvodce nepřesahuje 0,8 M_☉, plyne odtud hmotnost kompaktní složky v rozmezí 4,2 ÷ 5,6 M_☉.

A. Tutukov a A. Čerepaščuk shrnuli ve své studii parametry pěti v současnosti nejnadějnějších kandidátů na hvězdné černé díry, z nichž je jeden extragalaktický:

Hmotnosti degenerovaných složek – černých děr – se pohybují v rozmezí 5 ÷ 18 M_O a rentgenový zářivý výkon 10³⁰ ÷ 10³¹ W.

K. Brecher se domnívá, že existuje jakýsi přechodný objekt mezi neutronovou hvězdou a „pravou“ černou dírou. Mělo by jít o mimořádně kompaktní a hmotné neutronové hvězdy s hmotností 5 ÷ 10 M_☉, které gravitačně zachytí valnou část záření ve svém okolí, takže jsou zvenčí téměř neviditelné – do vnějšího prostoru se dostanou jen 0,4 % zářivého výkonu neutronové hvězdy. Pro tyto přechodné objekty, které by se mohly vyskytovat v některých rentgenových dvojhvězdách, navrhuje termín „šedé díry“.

Jak známo, z OTR vyplývá existence gravitačních vln, o jejichž detekci se snaží – zatím bezúspěšně – už druhá generace fyziků. Intenzita gravitačního záření z rozličných astrofyzikálních procesů je totiž tak nízká, že se případný signál utopí v šumu. C. Kochanek a T. Piran považují za nadějné kandidáty detekce procesy splynutí dvojhvězdy, vyvolané obvykle ztrátou energie systému prostřednictvím téhož gravitačního záření. Splynutí by však mělo být doprovázeno gravitačním zábleskem, jenž by dle mínění autorů následoval po vzplanutí v oboru záření gama. To prakticky znamená, že vzápětí po zjištění vzplanutí zábleskového zdroje záření gama (GRB) bychom měli v daném směru objevit přechodný zdroj gravitačních vln, což by detekci gravitačního záření usnadnilo. Citlivost dané aparatury by se tím asi dvakrát zvýšila a počet zaznamenaných zdrojů by vzrostl asi třikrát. Z intervalu mezi příchodem paprsků gama a gravitačních vln by se dokonce dala odhadnout geometrie jevu.

S poněkud kuriózním návrhem přišli P. Das Gupta a J. Narlikar, kteří vycházejí z již zmiňované Hoylem oprášené hypotézy ustáleného stavu vesmíru s „malými velkými třesky“, při nichž vzniká hmota. Průvodním jevem těchto malých velkých třesků by měly být silné záblesky gravitačního záření, zcela snadno zjistitelné stávajícími gravitačními detektory typu LIGO. Kdyby se tak stalo, byl by to dle obou autorů silný důkaz, že nebyl žádný počáteční velký třesk – jinými slovy, vesmír by neměl počátek v čase.

Paradoxně dosud příliš dobře neznáme absolutní hodnotu gravitační konstanty (G), kterou fyzikové určují v laboratorních pokusech – na vině je již připomínaná „slabost“ gravitační interakce. Loni uveřejnili G. Gillies a A. Sanders výsledky zatím nejpřesnějších měření, podle nichž G = 6,6725.10^-11 m³/kg/s².

Fyzikové také loni změřili zatím nejdelší známý poločas rozpadu radioaktivního nuklidu ¹²⁸Te, totiž 7,7.10²⁴ let. V porovnání s tím je dosavadní stáří vesmíru od velkého třesku pouhým okamžikem. K tomu poznamenává významný nestor světové fyziky V. Weisskopf, že napodobení podmínek, které ve vesmíru panovaly v prvních minutách po velkém třesku, je nepředstavitelně nákladné – tak, že se lidstvo možná nikdy neodhodlá takový projekt financovat.

Weisskopf se obává všeobecného odlivu zájmu veřejnosti o podporu základního vědeckého výzkumu a doporučuje, aby tomu vědci čelili soustavnější a agresivnější popularizací vědy v masových sdělovacích prostředcích. Pokud jde o fyziku, známý ukrajinský fyzik I. Pomerančuk nabízí definici, která je určitě široce srozumitelná. Podle něho je totiž fyzika vědou o vakuu. Skládá se z fyziky klasické, tj. nauka o pumpách a manometrech, a dále z fyziky moderní, tj. teorie kvantového vakua...

11. Život na Zemi a mimozemské civilizace

J. Kasting aj. se pokusili odhadnout výskyt a rozsah oblastí příhodných pro rozvoj života v okolí hvězd (tzv. ekosfér). Jak známo, jde fakticky o mezikoulí, jejichž vnitřní hranici určuje fotolýza vody působením záření mateřské hvězdy, zatímco vnější hranice je dána bodem mrazu vody. Šířka mezikoulí je přímo úměrná hmotnosti životodárné planety a parciálnímu tlaku dusíku v atmosféře planety. Pro Sluneční soustavu a planetu o hmotnosti Země činí současné hranice ekosféry 0,95 a 1,37 AU. Jelikož vzdálenosti planet od Slunce se během věků nemění, kdežto zářivý výkon Slunce přece jen roste (viz kapitola 3 tohoto přehledu), jsou historické hranice ekosféry užší – totiž v rozmezí mezi 0,95 ÷ 1,15 AU.

Hvězdy spektrální třídy G jsou ideálními mateřskými hvězdami pro dostatečně široké a trvanlivé ekosféry, ale v zásadě lze s ekosférami počítat i u hvězd spektrální třídy F, které pobývají na hlavní posloupnosti déle než 2 miliardy let - tyto ekosféry přirozeně začínají dále od mateřské hvězdy, ale jejich objem je zato největší. Naopak pro hvězdy tříd K a M začínají ekosféry blíže k mateřské hvězdě a jejich objem je poměrně malý. Navíc se zde patrně dost často stává, že rotace planety je zabrzděna slapy mateřské hvězdy natolik, že se synchronizuje s oběžnou dobou, což je pro existenci života krajně nepříznivé.

R. Teske uvádí, že Země je specifickou planetou díky tomu, že zde probíhají geologické procesy směřující k výrazné koncentraci kovů. Pokud existují mimozemské civilizace, patrně takové štěstí neměly, a následkem toho zápolí s nedostatkem kovů, což prý dokonce znemožňuje, aby vysílaly do kosmického prostoru průzkumné sondy! C. Sagan aj. se na příkladu průletu kosmické sondy Galileo v blízkosti Země dne 8. prosince 1990 pokusili stanovit kritéria, jež by prozradila přítomnost života na planetě. K těmto kritériím údajně patří nalezení absorpčních čar kyslíku v červeném oboru spektra, objevení methanu v termodynamické nerovnováze, prokázání přítomnosti tekuté vody a ovšem rádiové vysílání inteligentních bytostí. Za těchto podmínek by sonda Galileo bez problémů zjistila, že na Zemi život opravdu je.

Podstatně složitější je to ovšem s hledáním života jinde ve vesmíru, zcela ve smyslu někdejšího Šklovského výroku: „Když dychtivě čekáš na svého přítele, nesmíš považovat tlukot vlastního srdce za dusot kopyt jeho koně“. Zatímco široká veřejnost s pozoruhodnou důvěřivostí hltá povídačky rozličných hesemannů (a také domácích šamanů) o častých návštěvách mimozemšťanů na Zemi, paradoxně klesá zájem o seriózní programy hledání mimozemských civilizací (programy SETI).

12. Přístroje

Mezi astronomickými přístroji zřetelně dominoval Hubbleův kosmický teleskop (HST), jenž navzdory sférické aberaci primárního zrcadla patřil v mnoha směrech k daleko nejvýkonnějšímu přístroji na světě. Jeho využití stouplo na 33 %, z toho přímá expoziční účinnost na 20 % času na oběžné dráze. V polovině listopadu 1992 byla již pořízena 10 000. expozice širokoúhlou kamerou WFPC 1, z čehož ovšem plná polovina padla na rozličné kalibrace. Archiv HST obsahoval na konci r. 1992 téměř 1 TB údajů na 550 optických discích.

V r. 1993 se horečně připravovala první servisní mise k HST, jejíž nutnost podtrhlo též selhání již třetího gyroskopu v listopadu 1992 – případná porucha čtvrtého gyroskopu by znamenala přerušení astronomických měření. Jak známo, oprava během prosincového letu raketoplánu Endeavour byla naprosto úspěšná – kromě rozličných technických operací se zejména zdařilo vyměnit širokoúhlou kameru za typ WFPC 2 s podstatně lepšími parametry a instalovat korekční optiku pro zbývající vědecké přístroje COSTAR – za cenu obětování velmi rychlého fotometru HSP. Oprava kulové vady primárního zrcadla přišla na 86 milionů dolarů a celá mise stála americké daňové poplatníky čtvrt miliardy dolarů. K úlevě čelných funkcionářů NASA a samozřejmě k velké radosti všech profesionálních astronomů se oprava povedla „více než na 100 %“, takže od počátku r. 1994 pracuje HST zcela bezchybně, na mezi přesnosti difrakční optiky. Zejména se zvýšila asi dvakrát úhlová rozlišovací schopnost a mezní hvězdná velikost přístroje vzrostla o 2 mag.

Do konce r. 1992 klesla výška dráhy HST nad Zemí z původních 611 km na 590 km, ale o zvýšení dráhy se uvažuje až při přespříštím servisním letu v dubnu 1999, kdežto nejbližší plánovaný servis v březnu 1997 bude věnován výměně zastaralých přístrojů a běžné údržbě. Také v r. 2002 bude asi nutné zvýšit dráhu HST s ohledem na budoucí maximum sluneční činnosti a konečně v dubnu 2005 se uvažuje o návratu celého HST na Zemi. Jak známo, NASA zatím vůbec neuvažuje o sestrojení kosmického teleskopu II. generace, takže řada astronomů již vyslovila znepokojení nad možností, že po r. 2005 nebude na oběžné dráze (či na Měsíci!) žádný velký optický přístroj.

Úspěšná funkce HST je dobrou příležitostí k rekapitulaci rozvoje optické astronomie od časů Galileova dalekohledu, který měl průměr čočky 16 mm, ohnisko 960 mm a zvětšení 20×. Ironií osudu neměl ani nejmenší sférickou aberaci a dokonce ani barevnou vadu. Efektivní zorné pole bylo ovšem jen 9′, ale když pozorovatel pohyboval okem ve výstupní pupile, mohl tak přehlédnout až 1°.

Ve 20. století začala éra velkých zrcadlových dalekohledů v r. 1908 zbudováním 1,5m reflektoru na Mt. Wilsonu v Kalifornii. Na téže observatoři byla zásluhou G. Haleho vybudována sluneční věž a v r. 1917 obří 2,5m (Hookerův) teleskop, který byl fakticky až do r. 1952 největší na světě. Dalekohled byl v provozu až do r. 1985, kdy byl pro nedostatek financí zakonzervován.

V r. 1991 byl jmenován ředitelem Observatoře na Mt. Wilsonu známý americký astronom R. Jastrow, který se nyní pokouší o znovuvzkříšení slávy tohoto „rodinného stříbra“ americké astronomie. Navzdory vysokému jasu pozadí z megalopole Los Angeles (s výjimkou krátkých chvil po velkých zemětřeseních, kdy je oblast bez proudu) je totiž na Mt. Wilsonu výtečná kvalita obrazu (seeing), často lepší než 1″! Obnova 2,5m reflektoru přijde na pouhý půl milion dolarů a podle Jastrowa by se měl využívat jednak k interferometrickým měřením a jednak by měl být vybaven systémem adaptivní optiky. Odhaduje, že difrakční mez renovovaného teleskopu dosáhne ve spektrálním pásmu 500 nm hodnoty 0,06″. Na téže observatoři byl instalován optický interferometr Mark III o proměnné základně 3 ÷ 31 m, jenž dosahuje rozlišení až 0,002″.

Prakticky současně s 2,5m reflektorem na Mt. Wilsonu zbudovali Kanaďané 1,8m reflektor ve Victorii, B.C. na Vancouverově ostrově, který je od té doby nepřetržitě v provozu a průběžně se modernizuje. Od oslav 75. výročí uvedení do chodu v červnu 1993 nese jméno význačného kanadského astronoma J. S. Plasketta.

Z iniciativy G. Haleho se ve třicátých letech rozběhl projekt 5,1m teleskopu na Mt. Palomaru, jenž byl téměř dokončen již r. 1939, ale II. světová válka odložila uvedení do chodu až na červen 1952, i když tzv. první světlo bylo k vidění již v lednu 1948. (Teleskop byl k uctění Haleovy památky nazván jeho jménem). Podle D. Hamiltona aj. dostane Cassegrainovo ohnisko Haleova teleskopu mnohoobjektový spektrograf, vybavený 176 světlovody. Robot nastaví jedno vlákno na pozici objektu v ohnisku za 5 s, spektra všech 176 objektů v zorném poli 20′ se současně zaznamenávají na matici CCD 2048 × 2048 pixelů. Tak lze za 2 h expozice naráz získat spektra galaxií s červeným posuvem až z = 0,5.

Podle J. Frieda aj. byl obdobný mnohoobjektový spektrograf instalován u 3,5m reflektoru na observatoři Calar Alto ve Španělsku. Systém umožňuje současné snímání spekter 35 objektů, přičemž robotu trvá nastavení objektů 40 minut a expozice na polovodičovou matici pak zabere 1 h, čili za necelé 2 h máme tři tucty spekter prvotřídní kvality.

C. Butler referoval o iniciativě pracovní skupiny IAU pro koordinovaná pozorování nazvané MUSICOS. Cílem iniciativy je koordinovat vysokodisperzní spektroskopická pozorování na celém světě tak, aby se posléze vytvořil dokonalý přehled o spektroskopickém sledování každého astronomického objektu, podobně jako v projektu WET (Whole Earth Telescope) se již daří koordinovat fotometrická pozorování.

Současný pokrok technologie ve výrobě obřích teleskopů i přídavných zařízení je opravdu až zázračný, ale stejně zázračné mi připadá, že o většině těchto inovací uvažoval již ve 30. letech tohoto století vynikající americký optik W. Ritchey, který chtěl vybudovat lehká skleněná zrcadla s nepatrnou tepelnou roztažností a s buňkovou strukturou o průměru 8 m, uvažoval i o aktivní optice a revolučních typech montáže – zkrátka výrazně předběhl dobu.

Celková sběrná plocha teleskopů roste rychleji než počet obyvatel na Zemi, jak plyne z malé tabulky:

„Naneštěstí“ počet astronomů roste dvakrát rychleji než plocha velkých teleskopů a v USA roste rozsah vědeckých publikací dokonce třikrát rychleji. Podle I. Bowena je však ekonomicky i vědecky výhodnější budovat větší počet teleskopů třídy 5m než jedno obří zařízení. Např. čtyři pětimetry dokáží ve fotometrii a snímkování totéž jako jeden desetimetr a ve spektroskopii jsou dokonce dvakrát rychlejší. Jejich zbudování je přitom podstatně levnější a rychlejší.

Vskutku se v poslední době prosazují vícezrcadlové systémy, jejichž průkopníkem byl 4,4m na Mt. Hopkinsu v Arizoně, dokončený r. 1978. Skládá se ze šesti zrcadel o průměru 1,8 m na společné montáži v budově zcela netradičního tvaru, která se otáčí vcelku. Tím se ušetřilo 75 % nákladů v porovnání s klasickým teleskopem téže mohutnosti. Podle M. Lloyda-Harta aj. se systému dá užít jako optického interferometru se základnou 6,9 m a v infračerveném oboru na 2,2 μm umožňuje systém adaptivní optiky rekordní úhlové rozlišení 0,075″. Provoz přístroje přinesl překvapující zjištění, že kvalita obrazu jednotlivých zrcadel se během doby výrazně lišila, což prakticky znamená, že za neklid obrazu může vnější atmosféra jen asi z poloviny – druhou polovinu neklidu obstarává bezprostřední okolí zrcadla. To vedlo k podrobnému studiu příčin neklidu a k návrhu technologie výroby tenkých zrcadel, jejichž tvar se během pozorování neustále dolaďuje (aktivní optika).

Spojení obou přístupů lze spatřit v úspěšném provozu nedávno dokončeného největšího teleskopu světa – Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea. Jak známo, sběrná plocha přístroje se skládá z 36 šestibokých asférických segmentů o průměru 1,8 m, jež jsou během pozorování dolaďovány systémem aktivní optiky. Vědecký provoz Keckova teleskopu byl započat v březnu 1993, kdy byla do chodu uvedena infračervená kamera pro pásmo 1 ÷ 5 μm. Kvalita obrazu se pohybuje v průměru kolem téměř neuvěřitelných 0,55″ a výjimečně dosahuje až 0,25″. V současné době se pod vedením hlavního konstruktéra J. Nelsona dokončují další přídavná zařízení, a to ešeletový spektrograf vysokého rozlišení, nízkorozlišující spektrograf pro optický obor a kamera pro střední infračervené pásmo.

V budoucnu se i u tohoto přístroje počítá s využitím systému adaptivní optiky (tj. úpravy tvaru optiky v závislosti na okamžitém stavu atmosféry). V r. 1995 vyroste ve vzdálenosti 85 m od Keckova teleskopu jeho přesná kopie a oba přístroje pak budou pracovat spřaženě jako obří optický interferometr. Jelikož v mezidobí vyvinuli optici metodu přesného iontového obrábění povrchu zrcadel, probíhá v současné době výměnná operace, kdy iontově opracované segmenty pro teleskop Keck II jsou vkládány do přístroje Keck I, vyjmuté segmenty budou rovněž iontově opracovány a pak umístěny do přístroje Keck II. Keckova nadace vložila do projektu celkem 145 milionů dolarů, zatímco provoz obou obrů hradí kalifornská univerzita.

Podle R. Bungeho budou do konce desetiletí uvedeny do chodu další velké teleskopy: japonský Subaru o průměru 8,2 m, Gemini (identické 8m reflektory pro Mauna Kea do r. 1998 a Cerro Pachón v Chile do r. 1999), arizonské dvojče 8m zrcadel Columbus, 6,5m Magellan, inovovaný 6,5m MMT a konečně obr mezi obry – 4 × 8m VLT na Cerro Paranal v Chile.

Projekt VLT (Very Large Telescope) v ceně 275 milionů dolarů začal r. 1988 zadáním zakázky na čtyři 8,2m zerodurová zrcadla německé firmě Schott. V červnu 1993 bylo první zrcadlo od Schottů předáno francouzské firmě REOSC k vybroušení, které zabere plné dva roky. Toto zrcadlo bude v Chile instalováno r. 1997 a podle finanční situace observatoře ESO pak budou dokončována další hlavní zrcadla s úhrnnou sběrnou plochou jako jeden 15m reflektor. Kromě toho rozhodla vědecká rada VLT o pořízení tří pohyblivých 1,8m zrcadel, která z VLT učiní největší optický interferometr na světě.

Podle A. Moorwooda se počítá s využitím VLT zejména v infračerveném oboru >2 μm, kde bude k dispozici i systém adaptivní optiky v ohnisku coudé (kromě toho bude mít VLT Cassegrainovo a Nasmythovo ohnisko). V tomto pásmu bude možné jak přímé zobrazení obří maticí 1024x1024 pixelů, tak infračervená spektroskopie s vysokým rozlišením. Kvantová účinnost chlazených infračervených detektorů se již blíží nejlepším optickým maticím CCD a roste i počet pixelů v matici. V současně době se vyvíjejí první matice Ga:Si pro střední pásmo 10 ÷ 20 μm s rozměrem 64 × 64 pixelů.

D. Durand aj. poukázali na zcela netradiční využití stávajících teleskopů tím, že se postupně vytváří úplný archiv všech (tedy i kalibračních) měření, který je po určité ochranné lhůtě přístupný po elektronických sítích všem kvalifikovaným astronomům na světě. Od září 1992 jsou tak archivována veškerá pozorování francouzsko-kanadského 3,9m teleskopu na Mauna Kea. Data ve standardním formátu jsou do archivu vkládána již 6 h po ukončení expozice, ale externí zájemce obdrží jen katalogovou informaci, jelikož první dva roky jsou data přístupná výlučně autorům pozorovacího programu.

Poněkud futurologicky znějí zprávy o kanadských pokusech s rotujícími kapalnými rtuťovými zrcadly. P. Hickson aj. experimentují se zrcadlem o průměru 2,7 m, světelnosti f/1,9 a tloušťce rtuťové kapaliny pouze 2 mm, takže ke zhotovení zrcadla stačí pouhých 10 litrů rtuti. Tvrdí, že přístroj se hodí jako zenitteleskop k přehlídkám v pruhu o šířce téměř 0,5°. Ve spojení s velkou maticí CCD by bylo možné dosáhnout mezní hvězdné velikosti 21 mag a za noc tak získat asi 2 GB údajů. Celkem by bylo v dosahu tohoto levného zrcadla (cena pod 200 000 dolarů) na 2 000 kvasarů a 100 000 galaxií. Borra aj. na základě pokusů s 2,5m kapalným zrcadlem o světelnosti f/1,2, při nichž dosáhli přesnosti plochy na 1/20 vlnové délky (!), soudí, že by nebylo problémem zhotovit o něco méně světelné kapalné zrcadlo s průměrem 4 m.

J. Rozelot aj. se v úsilí o zhotovení rozměrných zrcadel aktivní optiky vracejí až k technologii W. Herschela, který r. 1778 experimentoval s kovovými zrcadly ze slitiny 71 % mědi a 29 % cínu. V projektu LAMA užívají slitiny hliníku a niklu a prokázali, že přesnost opracování povrchu dosahuje 7 nm. Kovové zrcadlo je o 50 % levnější než stejně velký kotouč optického skla, vykazuje lepší teplotní stabilitu a jeho teplota se vyrovná s okolím během několika minut. Autoři zatím zhotovili kovové zrcadlo o průměru 1,8 m, které by dle jejich názoru bylo zvlášť vhodné pro kosmické aplikace, jelikož výtečně odolává vibracím.

V radioastronomii se podařilo aktivovat interferometrický mikrovlnný systém VLBI, tvořený třemi přesnými radioteleskopy typu IRAM. Podle T. Kirchbauma aj. je po uvedení 30m radioteleskopu na Pico Veleta do provozu systém schopen úhlového rozlišení lepšího než 0,0001″ na frekvenci 43 GHz, což např. u kvasaru s červeným posuvem z = 1 znamená lineární rozlišení 0,4 pc. Ve Spojených státech se zřítil další radioteleskop; tentokrát to byla 26m parabola v Hat Creek v Kalifornii, vyrobená r. 1962 a nedávno modernizovaná. Konstrukce antény o hmotnosti 200 t se zhroutila 21. ledna 1993 při silném větru za zimní bouřky; naštěstí se i tato událost obešla bez zranění.

Podle L. Magnaniho se u velkého 305m radioteleskopu v Arecibu instaluje Gregoryho napáječ pro pásmo 5 GHz, takže v blízké budoucnosti bude toto neustále zdokonalované zařízení schopné sledovat rádiové záření v intervalu frekvencí od stovek megahertzů až po 10 GHz. V Indii se pod vedením G. Swarupa dokončuje obří systém GMRT pro metrové vlny. Skládá se ze 30 parabol o průměru 45 m a dosáhne rozlišovací schopnosti jako souvislá anténa o průměru 25 km. Přístroj za pouhých 15 milionů dolarů („u nás totiž nikdy nesněží“, poznamenává Swarup) bude pracovat v intervalu frekvencí 30 ÷ 1 500 MHz. Jeho prvním úkolem bude hledat vzdálená intergalaktická mračna neutrálního vodíku, v nichž je známá 211 mm vodíková čára posunuta do oblasti metrových vln. Swarup očekává, že tak bude možné řešit otázku, jak vypadal vesmír před vznikem prvních galaxií.

Pro studium záření gama o extrémně vysoké energii se začala používat vyřazená „sluneční pec“ v Perpignanu v Pyrenejích v nadmořské výšce 1 650 m. Pomocí 18 zrcadel ze sluneční pece se totiž nyní registrují záblesky Čerenkovova záření vznikající při sprškách kosmického záření gama v pásmu energií 3 ÷ 20 TeV.

Jinak je ovšem registrace záření gama nyní téměř výlučnou doménou mimořádně úspěšné obří družice Compton, vypuštěné 5. dubna 1991 na nízkou oběžnou dráhu ve výši asi 450 km, která do září 1992 ukončila základní přehlídku oblohy a od té doby se věnuje podrobněji mnoha zajímavým objektům, jak jsem o tom již psal v předešlých částech přehledu. Jistým problémem se stalo selhání palubního magnetofonu, takže data lze získávat jedině v reálném čase přenosem přes družice systému TDRSS – to umožňuje využít asi 65 % měřených údajů. Na další problém narazili technici v polovině r. 1993, kdy vlivem odporu atmosféry klesla družice do výše 350 km nad Zemí a měla být manévrem motoru družice znovu vyzdvižena do původní výše. První manévr musel být přerušen a druhý v říjnu se povedl jen zčásti. Teprve koncem roku bylo zažehnáno nebezpečí, že družice klesne příliš nízko a bude ztracena. Mezitím rozhodla evropská kosmická agentura ESA, že uskuteční projekt INTEGRAL, kdy v r. 2001 vypustí ve spolupráci s NASA ruskou raketou Proton aparaturu pro pozorování záření gama s citlivostí asi 50krát lepší, než má Compton.

Japonská agentura ISAS vypustila 20. února 1993 rentgenovou družici ASCA na kruhovou dráhu ve výši 600 km. S. Zhang aj. vyvinuli metodu zobrazování tvrdých (nad 5 keV) zdrojů rentgenového záření pomocí zákrytu zdrojů Zemí. Jde o jistou analogii metody aperturní syntézy v radioastronomii nebo počítačové tomografie. Když se totiž družice na nízké dráze pohybuje kolem Země, slouží kotouč Země jako stínítko, které postupně zakrývá různé části oblohy. Při následujících obletech se zdroj zobrazuje opakovaně tak dlouho, až je k dispozici úplná mapa. Během jednoho obletu družice se tak může zobrazit kterýkoliv zdroj na 70 % oblohy.

Přehlídka družice EUVE v pásmu 5 ÷ 36 nm odhalila stovky diskrétních zdrojů extrémního ultrafialového záření, mezi jinými i kvasar QSO 0239-591 v souhvězdí Hodin ve vzdálenosti 3 Gpc a 10 aktivních jader galaxií (AGN), ale především horké bílé trpaslíky. Družice též sledovala difuzní EUV pozadí a poprvé tak odhalila výskyt He II v mezihvězdném prostoru, čímž se ukázalo, že plná čtvrtina mezihvězdného helia je ionizována.

V červnu 1993 skončila činnost astrometrické družice HIPPARCOS, která překročila plánovanou životnost o půl roku a splnila jedinečným způsobem plánovaný cíl získat obří katalog poloh, vlastních pohybů, paralax a jasností hvězd v Galaxii. Ukazuje se, že přesnost paralax dosáhne 0,001″ a prostorové rychlosti některých hvězd budou známy s přesností na stovky m/s. Družice také odhalila tisíce nových dvojhvězd a získala údaje o proměnnosti stovek tisíc hvězd. Očekává se, že úplný katalog – největší v dějinách astronomie – bude zveřejněn v r. 1996.

Z kosmických sond se ocitla nejblíže k Zemi sonda Galileo, která 8. prosince 1992 proletěla ve výši 304 km nad jižní částí Atlantiku, aby tak zvýšila svou heliocentrickou rychlost o dalších 3,7 km/s na celkových 39 km/s. Předtím proletěla asi 110 000 km od Měsíce a pořídila na 3 000 snímků oblasti severního pólu Měsíce, která nebyla dostatečně pokryta předešlými mapovacími projekty. Pořídila také snímky And v Jižní Americe s rozlišením 100 m. Přiblížení k Zemi využili technici z JPL k urychlenému přenosu snímků, které sonda získala při průletu kolem planetky Gaspra. Ukázalo se tak, že planetka má významné zastoupení kovů a je slabě magnetická. Po celý prosinec a ještě v polovině ledna 1993 se technici pokoušeli krátkými impulzy raketových motorků na družici uvolnit zčásti rozevřenou hlavní anténu pro telemetrii, leč bezúspěšně. To znamená, že veškerá další telemetrie pomocí záložní antény bude asi o dva řády pomalejší. Přílet k Jupiteru dne 7. prosince 1995 přivede sondu na vzdálenost pouhého 1 000 km k Jupiterově družici Io, což by mělo dát jedinečný pohled na tento vulkanický minisvět.

Nešťastný osud potkal americkou sondu Mars Observer, která startovala k Marsu koncem září 1992 a po 11 měsících letu se bez problémů dostala až do blízkosti rudé planety, kde však těsně před přechodem na parkovací dráhu došlo k náhlé ztrátě spojení se sondou a přes hektické úsilí techniků se už sonda znovu nepřihlásila. Tento velmi drahý projekt v ceně bezmála jedné miliardy dolarů nejspíše doplatil na improvizaci s odpálením ventilů tlakových nádrží. Původní plán počítal s jejich uvolněním již u Země, ale na poslední chvíli byl změněn a ventily byly odpáleny až těsně u Marsu. Odpálení ventilů zřejmě vyvolalo tlakovou vlnu a elektrický impulz, který poškodil palubní elektroniku natolik, že sonda musela být odepsána.

Spekulace o tajemných kosmických silách, jež zhatily misi, které se v této souvislosti objevily, jsou přirozeně zcela pošetilé – vždyť na Marsu byly již od r. 1976 mimořádně úspěšné americké Vikingy, sestávající jednak ze dvou oběžných modulů, které pracovaly až do r. 1980, resp. 1978, a jednak ze dvou přistávacích modulů, jež byly funkční až do r. 1982, resp. 1980. Díky nim je zmapováno s výtečným rozlišením 97 % povrchu Marsu a přistávací moduly pořídily dalších 4 500 snímků svého blízkého okolí. Navzdory neúspěchu sondy Mars Observer se počítá s výzkumem Marsu jak ruskou, tak americkou stranou v letech 1995–1997.

V porovnání se zmíněnými technickými problémy tím více vyniká téměř neuvěřitelná výdrž americké kosmické sondy Pioneer 10, která byla v polovině loňského roku 8,8 miliardy km od Země a z jejíchž 11 přístrojů stále ještě 5 pracuje. Díky tomu víme, že sonda dosud není na hranici heliopauzy, jejíž hranice se nyní klade do vzdálenosti nejméně 90 AU od Slunce.

Po „odpočinku“ na parkovací dráze se znovu vydala na dalekou cestu japonská sonda Sakigake, vypuštěná ze Země již v r. 1985, která v r. 1986 zkoumala Halleyovu kometu. Pomocí gravitačních manévrů v blízkosti Země, které se uskutečnily v červnu 1993, byla navedena na dráhu k periodické kometě Honda-Mrkos-Pajdušáková, s níž se setká v únoru 1996. Mezitím rozhodla agentura ESA o uskutečnění projektu ROSETTA, kdy bude r. 2003 vypuštěna kosmická sonda ke kometě Schwassman-Wachmann 3, s níž se setká r. 2008, a potom se stane její oběžnicí až do průletu perihelem v r. 2011. Počítá se též s vypuštěním přistávacího modulu, ale bez odběru vzorku materiálu z jádra komety.

ESA též plánuje infračervenou družici EDISON pro pásmo 3 ÷ 100 μm se zrcadlem o průměru 1,7 m, která by měla navázat na družici ISO, k jejímuž vypuštění dojde na podzim r. 1995. Infračervená měření mohou přispět ke studiu vlastností hvězdného prachu, jenž vniká dovnitř Sluneční soustavy na retrográdních hyperbolických drahách rychlostí 30 km/s, jak podle E. Grüna aj. nedávno zjistila kosmická sonda ULYSSES.

Japonská sonda Hiten ukončila činnost řízeným dopadem na Měsíc, ale Japonci již plánují sondu Lunar A, která by měla startovat v r. 1996 a nesla by na své palubě i tři penetrátory měsíčního regolitu. Japonci též vážně uvažují o sondách k Marsu a Venuši. NASA plánuje projekt NEAR, kdy v lednu 1998 odstartuje sonda k planetce (4660) Nereus, k níž doletí r. 2000 a u níž se usadí na parkovací dráze. V březnu 1993 však NASA zrušila kancelář pro pilotované lety na Měsíc a k Marsu, čímž fakticky rozhodla o tom, že se takové lety v první třetině příštího století neuskuteční.

NASA je v poslední době silně kritizována mnoha americkými vědci za neefektivnost a plýtvání prostředky. Poukazuje se na vážné technické závady HST, na omezení výkonu sondy Galileo, ztrátu sondy Mars Observer a vyhazování miliard dolarů na stálou orbitální stanici. Zejména se pak ukázalo, že vypuštění 1 kg užitečného nákladu raketoplánem přijde mnohonásobně dráž než vypuštění raketou – navíc bez rizika pro lidskou posádku. NASA na to v poslední době reagovala spuštěním „středně levných“ projektů v ceně kolem 150 milionů dolarů, které by se daly uskutečnit do tří let od zadání. K tomu je třeba poznamenat, že téměř ve všech zemích se na vědecký výzkum kosmu vydává jen malý zlomek peněz určených pro kosmonautiku – většinou jde asi o jednu osminu. Česká republika, která v současnosti vydává na kosmonautiku 250krát (!!!) méně než sousední Rakousko, je v tomto směru relativně i absolutně zcela na chvostu – vždyť vinou malého zájmu vládních činitelů nemáme dodnes ani vlastní kosmickou agenturu a téměř se již prohospodařil nadějný začátek kosmických výzkumů v mnoha akademických i resortních ústavech a průmyslových podnicích, na který jsme mohli navázat.

Na konferenci v Darmstadtu se loni sešlo 250 odborníků ze 17 zemí, aby se zabývali oceněním rizika kosmického smetí pro další rozvoj kosmonautiky. Dospěli k názoru, že i když nebezpečných úlomků (o průměru nad 10 mm) je asi 25 000, není praktické je přímo likvidovat, ale je v našich silách bránit vhodnými technickými opatřeními dalšímu přírůstku kosmického smetí, zejména ve výškách 300 ÷ 500 km.

Důležitá data poskytla podle L. Murra a W. Kinarda specializovaná družice LDEF, která obíhala Zemi ve výšce 476 ÷ 333 km v letech 1984–1990 a po 34 000 obězích se v raketoplánu vrátila na Zem k podrobnému studiu účinků kosmického prostředí na materiál družice. LDEF měla tvar válce o rozměrech 4,4 × 9,2 m a na jejím exponovaném povrchu byla nalezena plná miliarda impaktních kráterů s průměrem nad 0,01 μm. Ukázalo se, že kosmické smetí se v prostoru vyskytuje ve shlucích a že průměrná rychlost nárazů je překvapivě vysoká: asi 16,5 km/s. Podle S. Loveho a D. Brownleeho lze z impaktů na družici LDEF též určit roční přírůstek meteoritické hmoty na Zemi, jenž činí okrouhle 40 000 tun.

Mezitím však M. Beech a P. Brown upozornili na občasné riziko poškození či zničení družic zásahem částice meteorického deště. K této úvaze je inspirovala rostoucí činnost meteorického roje Perseid, kde se dokonce takový déšť či spíše „přeháňka“ na loňský rok předpovídal. Při rychlosti Perseid 60 km/s a hmotnosti meteoroidu 2,5 mg (což odpovídá meteoru 2,5 mag) je kinetická energie při srážce s družicí kolem 4,5 kJ, což vytvoří na kovovém povrchu impaktní kráter o průměru asi 50 mm a může družici poškodit i zničit. V éře kosmonautiky zatím došlo k jednomu skutečně intenzivnímu meteorickému dešti Leonid dne 17. listopadu 1966, kdy po dobu 40 minut stoupla frekvence očima pozorovatelných meteorů na 40 kusů za sekundu! Tehdy k žádné havárii družice nedošlo, ale potenciálních terčů bylo málo a měly poměrně malý účinný průřez. Nyní je aktivních družic nesrovnatelně více a jejich průřezy jsou mnohem větší – z tohoto hlediska hrozí největší riziko obřím družicím typu HST nebo Compton či rovněž budoucí orbitální stanici. Podle výpočtu autorů vzroste při meteorickém dešti riziko poškození velké družice až na 0,1 %. Nejbližší déšť Leonid se očekává v listopadu 1999.

V závěru kapitoly o přístrojové technice bych se chtěl zmínit o projektech na detekci kosmických neutrin. Japonci budují dokonalejší verzi úspěšného hlubinného detektoru slunečních neutrin v podzemní dutině v dole na zinek a olovo, který bude tvořen nádrží 50 000 tun čisté vody, v níž budou pozorovány záblesky Čerenkovova záření sítí 11 200 velkoplošných fotonásobičů. Aparatura Kamiokande II v ceně 95 milionů dolarů bude dokončena v r. 1996 a měla by registrovat denně 30 slunečních neutrin, zatímco současná aparatura zachytí jedno sluneční neutrino za 3 dny. V USA zkoušejí T. Miller aj. pilotní projekt AMANDA, jehož podstatou je registrace vysoce energetických slunečních neutrin fotonásobiči spouštěnými na svislých řetězcích do hloubky několika set metrů pod hladinu oceánu. Záblesky Čerenkovova záření by měly odpovídat neutrinům s energiemi nad 1 TeV.

Rovněž S. Barwick aj. chtějí zachytit Čerenkovovo záření od vysoce energetických neutrin, ale tentokrát v polárním ledovci. Kromě toho by snad bylo možné v ledu zaznamenat i vysokofrekvenční rádiové záření vyvolané elektromagnetickou kaskádou sekundárních částic po rozpadu neutrina v ledu. K registraci je zapotřebí plochy asi 1 km² ledovce a energie neutrin by se mohly pohybovat v rozmezí od 1 TeV do 1 EeV. Astrofyzikové tak neváhají zapojit do detekce částic čím dál rozsáhlejší oblasti zemského povrchu či podzemí.

13. Astronomie a společnost

V loňském roce ztratila česká i slovenská astronomie řadu svých významných představitelů: Zdeňka Kopala (zákrytové dvojhvězdy, výzkum Měsíce, numerická matematika), Jána Štohla (meteorické roje, stelární statistika), Zdeňka Kvíze (meziplanetární hmota, proměnné hvězdy), Vladimíra Padevěta (meziplanetární hmota, kosmogonie Sluneční soustavy) a Jaromíra Širokého (vyučování astronomie). V Německu zemřeli K. Walter (zákrytové dvojhvězdy) a A. Weigert (vývoj těsných dvojhvězd), v Kanadě H. S. Hoggová (kulové hvězdokupy) a v Austrálii A. E. Ringwood (stavba a vznik Měsíce, kosmogonie Sluneční soustavy).

Mezi astronomy odměněnými prestižními cenami zaujímají loni první místo Američané Joseph Taylor a Russell Hulse, kteří obdrželi Nobelovu cenu za fyziku za objev prvního binárního pulzaru PSR 1913+16 v r. 1974 a následný nepřímý důkaz existence gravitačního vyzařování z tohoto kompaktního systému v r. 1978. Britský astrofyzik a současný předseda britské Královské astronomické společnosti prof. Martin J. Rees dostal jako dárek k padesátinám prestižní medaili C. Bruceové Pacifické astronomické společnosti. Britská Královská astronomická společnost udělila zlaté medaile D. Lyndenovi-Bellovi (výzkum hroucení hvězdných soustav, jader galaxií a kvasarů a dynamiky místní soustavy) a L. Mestelovi (fyzika bílých trpaslíků, magnetosféra pulzarů, akreční disky). Ceny Americké astronomické společnosti obdrželi mimo jiné J. Peebles (nukleogeneze v raném vesmíru, původ reliktního záření, objev skryté hmoty v halech galaxií), J. Mather (konstrukce družice COBE), R. Dicke (experimentální astrofyzika) a C. Sagan (popularizace vědy). R. Giaconni dostal při svém odchodu z funkce nejvyšší ocenění NASA – medaili za službu veřejnosti. Jeho nástupcem ve funkci ředitele Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore se stal R. Williams, dosavadní šéf observatoře CTIO v Chile. Vědeckou ředitelkou NASA se stala F. Cordovová.

O popularitě teoretického fyzika S. Hawkinga svědčí nebývalý nával na jeho populárně-vědecké přednášce v kanadském Edmontonu, kde si ho přišlo poslechnout 3 000 posluchačů. Mezi objeviteli komet je suverénně nejpopulárnější Carolyn Shoemakerová, která vystudovala dějepis, politologii a anglickou literaturu, ale pod vlivem svého manžela planetologa E. Shoemakera začala na Mt. Palomaru v r. 1980 hledat komety na snímcích ze Schmidtovy komory. Do května 1993 tak objevila ve stereomikroskopu již 30 komet a je na nejlepší cestě překonat historický rekord J.-L. Ponse z XIX. stol., který nalezl 37 komet. Její spolupracovník Kanaďan D. Levy obdržel za svých 18 objevených komet cenu Pacifické astronomické společnosti určenou pro astronomy-amatéry. V historické tabulce je nyní Levy na 4. místě za Brooksem a před E. Barnardem a W. Bradfieldem. Dále následuje Swift a na 8. místě je A. Mrkos se 13 objevy.

Jak známo, v říjnu 1992 byl prohlášením papeže Jana Pavla II. a z iniciativy francouzského Paula kardinála Pouparda rehabilitován italský přírodovědec Galileo Galilei. Stalo se tak bezmála 360 let po nechvalně proslulém procesu, který však měl jiný podtext, než se mu v široké veřejnosti přikládá. Jak uvádí známý americký historik astronomie O. Gingerich, nebyl tehdy Galileo odsouzen pro kacířství, nýbrž pro neposlušnost. Ve skutečnosti neměl tehdy Galileo požadovaný důkaz, že se Země pohybuje kolem Slunce. Důkazy, které uváděl, nebyly správné. O správný důkaz se zasloužili až J. Bradley koncem 18. století, když objevil aberaci světla hvězd, a definitivní důkaz přinesl až objev hvězdných paralax koncem třicátých let XIX. stol.

Galilea by zajisté potěšilo, že již přes sto roků funguje Vatikánská observatoř, nejprve v Římě, dále od r. 1935 v letním sídle papežů v Castel Gandolfo a od r. 1981 též v Arizoně. V r. 1976 byla reorganizována Pontifikální akademie věd, která má v současné době 80 členů z celého světa a jejímž prezidentem byl nedávno jmenován italský částicový fyzik Nicola Cabibbo.

Poněkud kousavý P. Robertson si všiml, že při vzniku vesmíru to Bůh zlomyslně uspořádal tak, že nejzajímavější partie Galaxie umístil na jižní polokouli, kdežto všechny astronomy usadil na polokouli severní. Snad právě proto pronikli italští astronomové nedávno do Antarktidy, kde na základně Terra Nova Bay na 74,4°jižní šířky zřídili koncem r. 1990 observatoř pro infračervenou a submilimetrovou astronomii se světelnými zrcadly o průměru 1,5 a 2,6 m. Výhodou stanice je možnost nepřetržitého pozorování objektů na jih od -35°deklinace.

Pro Evropskou jižní observatoř (ESO) v Chile skončila třicetiletá idyla, když vypršela původní smlouva s chilskou vládou, kterou dnešní chilské vedení považuje za diskriminační. V nové smlouvě Chilané požadují řadu úprav, zejména poskytování technických a vzdělávacích služeb, vyšší platy pro chilské zaměstnance ESO a zejména zaručený podíl na pozorování. Vypadá to tak, že na budoucím obřím teleskopu VLT bude mít Chile 5 % podílu na pozorovacím času a na teleskopech v La Silla dokonce 10 %. To jsou značné ústupky, když uvážíme, že v současné době převyšují požadavky na pozorovací čas trojnásobně kapacitu teleskopů observatoře. Mezitím uspořádalo ESO v Evropě národní kola soutěže pro mládež na téma „Pozorovací noc u teleskopu VLT“ a vítězové byli pozváni jednak do Garchingu a jednak přímo do Chile.

Francouzi chtějí získat prostředky pro financování výstavby VLT v Chile tím, že postupně zruší významné observatoře na francouzském území – téměř šokující zpráva říká, že v r. 1998 bude uzavřena proslulá vysokohorská observatoř ve francouzských Pyrenejích Pic du Midi, a následovat budou observatoře v Nancy, Haute Provence a na Azurovém pobřeží!

Přední světový vědecký časopis Icarus, určený výzkumům ve Sluneční soustavě a založený Z. Kopalem a A. Wilsonem v r. 1962, oslavil koncem r. 1992 malé jubileum, když vyšel již 100. svazek této prestižní publikace. O rozkvětu astronomie nepřímo svědčí i fakt, že nejvýznamnější americký astronomický časopis The Astrophysical Journal redigoval před třiceti lety S. Chandrasekhar se třemi spolupracovníky, kdežto dnes má šéfredaktor H. Abt k ruce 22 stálých zaměstnanců a na zpracování rukopisů musí ještě najímat externisty. Rozsah tohoto časopisu roste v průměru o plných 5 % ročně.

H. Abt srovnal zastoupení různých vědeckých žánrů ve třech hlavních amerických astronomických časopisech po dekádách od r. 1962 do r. 1992. Poměr čtyř hlavních žánrů (nová pozorování, přehodnocování publikovaných údajů, teorie, laboratorní data a přístroje) se v celém období nezměnil a činí 57 : 12 : 28 : 4. Jestliže však v r. 1962 bylo 79 % prací založeno na výsledcích optické a 20 % prací na výsledcích rádiové astronomie, je dnes toto rozčlenění složitější. Podíl optické astronomie klesl na 46 %, radioastronomie si svůj podíl zachovala, a zato výrazně vzrostlo zastoupení infračervené astronomie na plných 15 % a rentgenové astronomie na 9 %. Následuje 6 % pro ultrafialovou astronomii a 1 % pro astronomii záření gama. Práce založené na údajích z více spektrálních oborů představují 6 %, přičemž nejčastějšími kombinacemi jsou data z optického a infračerveného oboru a z rádiového a optického oboru.

Týž autor hodnotil též výkonnost 38 amerických astronomických institucí podle počtu publikovaných vědeckých prací v dekádách 1952 až 1992. Před čtyřiceti lety vzniklo na všech ústavech za rok jen 278 prací, kdežto v r. 1992 již 2 305 publikací. V současné době se na špičce drží Astrofyzikální centrum Harvardovy univerzity, následované Goddardovým centrem pro kosmické lety v Greenbeltu, Kalifornským technickým ústavem v Pasadeně a Ústavem pro kosmický teleskop v Baltimore. Obecně jsou nejúspěšnější čistě výzkumné ústavy, jejich pracovníci nemají pedagogické nebo organizační povinnosti. Jak autor uvádí, nacházelo se těžiště americké astronomie v r. 1952 v západní části státu Kansas a do r. 1992 se posunulo východním směrem do jihozápadní části státu Missouri průměrnou rychlostí 0,4 mm/s.

Jak patrno, nechybí dlouholetému šéfredaktorovi časopisu The Astrophysical Journal smysl pro humor. Ten rovněž nepostrádali pracovníci známého ústavu MIT, když loni v říjnu udělili IgNobelovu cenu za literaturu 972 spoluautorům vědecké práce v prestižním lékařském vědeckém časopise New England Journal of Medicine. Podle výpočtu IgNobelovy komise napsal každý ze spoluautorů do této práce přesně dvě slova...

Do statistik astronomických prací přispěla rovněž V. Trimbleová, která se zabývala citacemi prací členů Americké astronomické společnosti za r. 1990. Průměrný roční počet citací kolísá v rozpětí 0,5 (!)÷ 908 citací. Nejvíce citací měl teoretický astrofyzik W. Press, za nímž následoval senior světové astrofyziky S. Chandrasekhar (797 citací) a kosmolog A. Sandage (679). Dalšími v pořadí byli C. Mooreová-Sitterlyová (651), G. de Vaucouleurs (566), I. Iben (415) a J. Bahcall (413). Nejvíce citovaný Evropan měl r. 1988 jen 229 citací a evropský průměr 16 citací ročně je podstatně nižší než americký – 49 citací do roka. Autorka prozrazuje recept na to, jak získat hodně citací. Musíte být starším mužem zabývajícím se převážně teorií a ověnčeným prestižními cenami. Ideálním oborem zájmu vám budiž kosmologie, popřípadě astrofyzika vysokých energií.

Prof. Trimbleová uveřejnila počátkem r. 1993 přehled o pokroku astrofyziky v r. 1992. Přehled zahrnuje práce uveřejněné před koncem září 1992 ve 21 vedoucích astronomických časopisech na světě. Nejvíce mne ovšem uzemnilo, že autorka dodala rukopis článku do redakce již 12. října 1992 (mně zabralo sepisování letošního přehledu přesně půl roku – navzdory ústním i písemným pohrůžkám šéfredaktora; ostatně nepoukázala táž prof. Trimbleová na podstatně vyšší produktivitu práce amerických astronomů v porovnání s evropskými?).

O tom, že informační exploze není jen lidský problém, svědčí studie R. Treumanna, který se zabýval nárůstem informace ve vesmíru po velkém třesku. Podle autora byl informační obsah ve vesmíru v Planckově čase 10^-44 s pouhých 7 bitů, avšak rostl tempem 10⁴⁴ b/s díky inflační fázi. Dnes, tj. 10¹⁷ s po velkém třesku, je vesmír přímo nabit 10¹²⁰ bity informace. Veškeré vědomosti lidstva jsou ukryty v pouhých 24 milionech knih. Kdybychom dokázali zapsat každý bit takto marnotratně uchovávaných informací prostřednictvím pěti atomů, pak by k záznamu veškerého lidského vědění stačilo jedno zrnko prachu...

Naneštěstí takovými technickými dovednostmi lidstvo nevládne. Přesto je pokrok v záznamu a zpracování informací téměř pohádkový. V r. 1969 zřídilo americké ministerstvo obrany vojenskou informační síť ARPANET, z níž se později odvodila otevřená civilní síť, vrcholící současným celosvětovým systémem INTERNET. Počátkem r. 1993 bylo na Internet napojeno asi 1,5 milionu počítačů, z toho 400 000 v Evropě a z toho 3 000 v České republice. Odhaduje se, že síť Internet používá asi 15 milionů uživatelů ve 21 000 institucí. Internet umožňuje přenos datových souborů, výměnu informací systémem elektronické pošty, přístup do vzdálených počítačů a vstup do veřejných archivů, jichž je toho času na 2 000. Přenosová rychlost se zvýšila z 1,5 Mb/s na 43 Mb/s, ale ve výhledu dosáhne až 1 Gb/s. Zní to vše opravdu neuvěřitelně, když uvážíme, že zmíněného roku 1969 byl vržen na trh první 4bitový mikroprocesor jako výkřik hi-tech elektroniky!

Není divu, že se najdou snílci, které tento pokrok inspiruje k úvahám na první pohled zcela ztřeštěným, jako je myšlenka teleportace v podání T. Sudbera. Jelikož je zřejmé, že každý objekt je ekvivalentní s informací potřebnou k jeho sestrojení, lze vskutku uvažovat o teleportaci. To znamená, že bychom objekt přenesli prostě tak, že přeneseme informaci potřebnou k jeho sestrojení. To zní velmi abstraktně, ale takový přístroj už běžně používáme – je to obyčejný telefax. Problém vzniká teprve tehdy, když se při přenosu „objektů“ dostaneme na kvantovou úroveň – při přenosu informace o objektech mikrosvěta narazíme na proslulý Heisenbergův princip neurčitosti: „Nelze klonovat jedno kvantum“ – připomínají teoretičtí fyzikové W. Wooters a W. Zurek. Sudber se však domnívá, že tuto nesnáz lze obejít využitím dvou pomocných objektů při přenosu informace o třetím – klíčovém – objektu.

Zatímco teleportace vzrušuje v tuto chvíli úzký okruh teoretiků, široká veřejnost patrně nedokáže vůbec rozlišit, které spekulace patří do vědy a které jsou jen libovolným tlacháním. Svědčí o tom deprimující výsledky ankety M. de Robertse a P. Delaneyho, uspořádané mezi 1 500 kanadskými vysokoškoláky. Podle výsledků jejich šetření se 45 % studentů humanitních oborů a 37 % studentů přírodních věd domnívá, že astrologie je věda, a ještě větší procento studentů nedokáže odlišit astronomii od astrologie. Podobně Gallupův ústav v USA zjistil, že přes 50 % mladých lidí věří astrologickým věštbám. Jde o nejvyšší popularitu astrologie od počátku 17. stol., a tak se člověk pomalu přestává divit, že se lidé na celém světě odvracejí od vědy zpět k podobným zhůvěřilostem. Přitom přece stále platí bonmot amerického filmového magnáta S. Goldwyna: „Předvídání je neobyčejně obtížné – zvláště pak, jde-li o budoucnost“.

Američtí astronomičtí vtipálkové se přesto o takovou prognózu pokusili, a to na plných dvacet let dopředu. Hle, co nás tedy čeká a nemine v r. 2013:

1. Parabolické antény obří soustavy VLA v Socorro v Novém Mexiku budou pokračovat v tradici zahájené radioteleskopy v Green Bank a Hat Creek a hromadně se zhroutí v průběhu natáčení LXXIV. dílu televizního seriálu „Star Trek“.
2. Kosmická stanice ALPHA se srazí se satelitem určeným pro retranslaci videoher, přenášených do kabin automobilů uvízlých v dopravních zácpách, a
3. trosky obou družic se zřítí na obří supravodivý supersrážeč částic v Texasu, jehož dostavbu za 100 miliard dolarů Kongres konečně povolil, a to během slavnostního uvedení urychlovače do chodu.